標準的なサイレンによる不均質な宇宙のマッピング：不均質性と修正された重力理論の間の縮退
| Title |
Mapping_the_inhomogeneous_Universe_with_Standard_Sirens:_Degeneracy_between_inhomogeneity_and_modified_gravity_theories |
| Authors |
Marios_Kalomenopoulos,_Sadegh_Khochfar,_Jonathan_Gair,_Shun_Arai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15020 |
重力波（GW）とそれに伴う電磁（E/M）カウンターパートの検出は、宇宙論と重力理論の将来のプローブとして提案されています。この論文では、構造形成の数値シミュレーションで予測される物質分布の不均一性を考慮した光源の光度距離の計算を提示します。赤方偏移$z=0$と$z=5$の間のバイナリ人口合成モデルに基づいて、既知の赤方偏移を持つ模擬GWソースを想定します。観測の現在の体系的な制限により、広範囲の効果的な不均質モデルが、均質で等方性のフリードマンレマ{\^i}トレロバートソンウォーカー背景モデルと一致することが可能になることを示します。標準サイレンの数を$150$から$350$に、最大$z=5$に増やすと、信頼曲線$（68\％\\rm{CL}）$が$\sim35\％$縮小されますが、それでもそのままです。不均一なパラメータは緩やかに制約されています。さらに、物質のクラスタリングに起因する不均一性は、修正された重力理論の特定のクラス、またはGWの振幅を減衰させる他の効果、および$\delta\nu\sim\mathcal{O}（0.1）\（それらを区別するために、99\％\\rm{CL}）$からゼロまでの追加の摩擦項$\nu$が必要になります。この制限は観測誤差（信号対雑音比）によって決定され、この制約を1桁改善するには、系統的観測誤差を現在の値の約1/5に減らす必要があります。
| Title |
Dark_Energy_Survey_Year_1_Results:_Constraining_Baryonic_Physics_in_the_Universe |
| Authors |
Hung-Jin_Huang,_Tim_Eifler,_Rachel_Mandelbaum,_Gary_M._Bernstein,_Anqi_Chen,_Ami_Choi,_Juan_Garc\'ia-Bellido,_Dragan_Huterer,_Elisabeth_Krause,_Eduardo_Rozo,_Sukhdeep_Singh,_Sarah_Bridle,_Joseph_DeRose,_Jack_Elvin-Pole,_Xiao_Fang,_Oliver_Friedrich,_Marco_Gatti,_Enrique_Gaztanaga,_Daniel_Gruen,_Will_Hartley,_Ben_Hoyle,_Mike_Jarvis,_Niall_MacCrann,_Markus_Rau,_Vivian_Miranda,_Judit_Prat,_Carles_S\'anchez,_Simon_Samuroff,_Michael_Troxel,_Joe_Zuntz,_Tim_Abbott,_Michel_Aguena,_James_Annis,_Santiago_Avila,_Matthew_Becker,_Emmanuel_Bertin,_David_Brooks,_David_Burke,_Aurelio_Carnero_Rosell,_Matias_Carrasco_Kind,_Jorge_Carretero,_Francisco_Javier_Castander,_Luiz_da_Costa,_Juan_De_Vicente,_J\"org_Dietrich,_Peter_Doel,_Spencer_Everett,_Brenna_Flaugher,_Pablo_Fosalba,_Josh_Frieman,_Robert_Gruendl,_Gaston_Gutierrez,_et_al._(25_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15026 |
大規模構造の測定は、バリオン物理学の潜在的な影響を含む、物質分布の理論的予測を使用して解釈されます。バリオン音響振動（BAO）とPlanck宇宙からの外部情報と組み合わせたダークエネルギー調査（DES）1年目のデータの弱いレンズ効果と銀河クラスタリングの観測値（3$\times$2pt）を使用して、宇宙論と一緒にバリオンのフィードバック強度を制限しますマイクロ波背景分極。私たちのバリオンモデリングは、さまざまなバリオンシナリオにまたがる一連の流体力学シミュレーションによって通知されます。これらのシミュレーションから抽出された要約統計量の主成分分析（PC）を介してこの空間にまたがっています。DESY1拘束力のレベルでは、1つのPCで観測量のバリオン効果の変化を説明するのに十分であり、最初のPC振幅（$Q_1$）は一般にバリオンフィードバックの強度を反映します。Illustrisフィードバックシナリオに拘束される前の$Q_1$の上限により、$S_8=\sigma_8（\Omega_{\rmm}/0.3）^{0.5の制約が$\sim20\％$向上します}=0.788^{+0.018}_{-0.021}$は、元のDES3$\times$2pt分析と比較されます。この利得は、バリオン物理学をモデル化しなかった以前のDES分析では除外されていた、2.5$\arcmin$までの小規模な宇宙せん断情報を含めることによって促進されます。$S_8=0.781^{+0.014}_{-0.015}$は、情報のない$Q_1$の前のDESY1+PlanckEE+BAO分析を組み合わせて取得します。バリオン制約の観点から、DESY1のみ$Q_1=1.14^{+2.20}_{-2.80}$を測定し、DESY1+PlanckEE+は$Q_1=1.42^{+1.63}_{-1.48}$を測定しますBAO、$2\sigma$以上の最も極端なAGNフィードバック流体力学的シナリオの1つを除外できるようにします。
大規模バイアス補正後のサブミリ銀河の倍率バイアスによる宇宙論的制約
| Title |
Cosmological_constraints_with_the_sub-millimetre_galaxies_Magnification_Bias_after_large_scale_bias_corrections |
| Authors |
J._Gonzalez-Nuevo,_M._M._Cueli,_L._Bonavera,_A._Lapi,_M._Migliaccio,_F._Arg\"ueso_and_L._Toffolatti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15134 |
相互相関関数の分析を通じて前景銀河によって高zサブmm銀河に生成された倍率バイアスの研究は、宇宙論的プローブとしての弱いレンズ効果シアーの興味深い独立した代替策として最近実証されました。提案されたオブザーバブルの場合、宇宙論的制約のほとんどは主に最大の角度分離測定に依存します。したがって、相互相関関数（CCF）のロバスト推定を生成するために、前景と背景の銀河サンプルに影響を与える主要な大規模バイアスを研究および修正することを目指しています。次に、更新された宇宙論的制約を導出するために、修正された信号を分析します。大規模バイアス補正されたCCFは、測光赤方偏移>1.2のH-ATLAS銀河のバックグラウンドサンプルと2つの異なる前景サンプル（分光赤方偏移のGAMA銀河または測光赤緯のSDSS銀河、どちらも0.2<z<0.8の範囲）を使用して測定されます。。それらは、HODと宇宙論的パラメーターの両方に依存する従来のハローモデル記述を使用してモデル化されます。次に、さまざまなシナリオでMCMCを実行してこれらのパラメーターを推定し、このオブザーバブルのパフォーマンスとその結果をさらに改善する方法を検討します。大規模なバイアス修正の後、Bonaveraらに関してわずかな改善しか得られません。2020年の結果、主に彼らの結論を確認します：$95の下限は$Cで$\Omega_m>0.22$です。上限$\sigma_8<0.97$at$95\％$C.L.（$z_{spec}$サンプルからの結果）。ただし、両方の前景サンプルを単純化したトモグラフィー分析に組み合わせることにより、$\Omega_m$-$\sigma_8$平面に興味深い制約を取得することができました。$\Omega_m=0.42_{-0.14}^{+0.08}$および$\sigma_8=0.81_{-0.09}^{+0.09}$at68\％CL。
| Title |
The_Sejong_Suite:_Cosmological_Hydrodynamical_Simulations_with_Massive_Neutrinos,_Dark_Radiation,_and_Warm_Dark_Matter |
| Authors |
Graziano_Rossi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15279 |
SejongSuiteは、主にLyman-Alpha（LyA）フォレストのモデリング用に開発された、さまざまな宇宙論的および天体物理学的パラメーターにわたる最新の高解像度宇宙流体力学シミュレーションの広範なコレクションです。このスイートは、3つの主要なカテゴリ（グリッドスイート、サポートスイート、およびシステマティックススイート）で構成され、さまざまな科学目標に対応しています。粒子ベースの実装を採用して、ガス、暗黒物質（冷温）、大規模なニュートリノ、および暗黒放射の進化を追跡し、ボックスサイズと粒子数のいくつかの組み合わせを検討します。追加の強化技術を使用して、現在および将来の調査（eBOSS、DESIなど）に最適な（100Mpc/h）^3ボックスサイズで最大3x3328^3=110十億の粒子に相当する解像度に到達できます。注目すべきことに、初めて、ニュートリノの質量分割を考慮して一貫してモデル化された、暖かい暗黒物質、ニュートリノ、および暗放射の複合効果を説明する拡張混合シナリオをシミュレートします。検討したすべてのモデルについて、z=5.0からz=2.0の間隔でdz=0.2のマルチコンポーネントスナップショットを提供することに加えて、同じz範囲と拡張パラメータースペースで2億8800万個を超えるLyAスキュワーを作成しました。串は、LyA森林科学研究、高$z$の宇宙ウェブ、物質とフラックスの関係およびバイアスのマッピング、および小規模でのバリオンの重要な役割の定量化に適しています。また、問題とフラックス統計に焦点を当てたスイートの最初の分析を提示し、最近の高解像度クエーサーによってマッピングされたスケールk=0.06[s/km]まで1Dフラックスパワースペクトルを正確に再現できることを示しますデータ、および銀河間媒質の熱履歴。ここで説明するシミュレーションと製品は、徐々に利用できるようになります。
| Title |
Formation_and_clustering_of_primordial_black_holes_in_Brans-Dicke_theory |
| Authors |
V.A._Berezin,_V.I._Dokuchaev,_Yu.N._Eroshenko,_A.L._Smirnov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15347 |
重力のBrans-Dickeスカラーテンソル理論の初期宇宙における原始ブラックホールの形成が調査されています。密度摂動のしきい値に対する修正が見つかりました。しきい値を超えると、重力崩壊は宇宙論的地平線を横切った後に起こります。補正は、進化するスカラーフィールドに特定の方法で依存します。それらは原始ブラックホール形成の確率に影響し、スカラーフィールドが不均一である場合、大規模でのクラスター化につながる可能性があります。次に、クラスターの形成により、ブラックホールが結合する確率と、対応する重力波バーストの割合が増加します。観測されたイベントの一部が原始ブラックホールに関連付けられている場合、クラスターはLIGO/乙女座重力波イベントに大きな貢献を提供できます。
完全なPandaX-II露出を使用したダークマター検索の結果
| Title |
Results_of_Dark_Matter_Search_using_the_Full_PandaX-II_Exposure |
| Authors |
Qiuhong_Wang,_Abdusalam_Abdukerim,_Wei_Chen,_Xun_Chen,_Yunhua_Chen,_Chen_Cheng,_Xiangyi_Cui,_Yingjie_Fan,_Deqing_Fang,_Changbo_Fu,_Mengting_Fu,_Lisheng_Geng,_Karl_Giboni,_Linhui_Gu,_Xuyuan_Guo,_Ke_Han,_Changda_He,_Shengming_He,_Di_Huang,_Yan_Huang,_Yanlin_Huang,_Zhou_Huang,_Xiangdong_Ji,_Yonglin_Ju,_Shuaijie_Li,_Huaxuan_Liu,_Jianglai_Liu,_Wenbo_Ma,_Yugang_Ma,_Yajun_Mao,_Yue_Meng,_Kaixiang_Ni,_Jinhua_Ning,_Xuyang_Ning,_Xiangxiang_Ren,_Changsong_Shang,_Lin_Si,_Guofang_Shen,_Andi_Tan,_Anqing_Wang,_Hongwei_Wang,_Meng_Wang,_Siguang_Wang,_Wei_Wang,_Xiuli_Wang,_Zhou_Wang,_Mengmeng_Wu,_Shiyong_Wu,_Weihao_Wu,_Jingkai_Xia,_Mengjiao_Xiao,_Pengwei_Xie,_Binbin_Yan,_Jijun_Yang,_Yong_Yang,_Chunxu_Yu,_Jumin_Yuan,_Ying_Yuan,_Jianfeng_Yue,_Xinning_Zeng,_Dan_Zhang,_Tao_Zhang,_Li_Zhao,_Qibin_Zheng,_Jifang_Zhou,_Ning_Zhou,_and_Xiaopeng_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15469 |
私たちは、2016年3月から2018年8月までのすべてのデータを含む、PandaX-II実験の132トン$\cdot$日の完全な暴露を使用して、暗黒物質の検索結果を報告します。予想されるバックグラウンドを大幅に超えるイベントは確認されませんでした。上限は、スピンに依存しない暗黒物質と核子の相互作用に設定されます。15GeV/$c^2$のWIMP質量での、スピンに依存しない断面での90％の信頼レベルの除外の最小値は、$2.0\times10^{-46}$cm$^2$です。
ブレイクバイワンガンマ分布：宇宙の人口をモデル化するためのSchechter関数の適切で実行可能な代替手段
ブレイクバイワンガンマ分布には、Schechter関数に似た確率密度関数がありますが、Schechter関数がそうでない一般的に発生するケースで正規化できるように小さな引数の動作が変更されています。ガンマ分布への接続により、サンプリングが簡単になります。これらの特性は、それを宇宙の人口統計学にとって有用にします。
| Title |
Dark_matters_on_the_scale_of_galaxies |
| Authors |
Ivan_de_Martino,_Sankha_S._Chakrabarty,_Valentina_Cesare,_Arianna_Gallo,_Luisa_Ostorero,_Antonaldo_Diaferio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15539 |
冷たい暗黒物質モデルは、大規模な宇宙構造の出現と進化の両方を正常に説明し、宇宙定数を含めると、均一および等方性宇宙の特性を説明します。ただし、冷たい暗黒物質モデルは、銀河のスケールでの永続的な課題に直面しています。{確かに、}N体シミュレーションは、観測値と矛盾するいくつかの銀河特性を予測します。これらの不一致は、主に銀河のハローの最も内側の領域における暗黒物質の分布と、矮小銀河の力学的特性に関連しています。それらには3つの異なる起源がある可能性があります。（1）銀河の形成に影響を与えるバリオン物理学はまだよく理解されていないため、モデルに適切に含まれていません。（2）暗黒物質の実際の特性は、従来の冷たい暗黒物質の特性とは異なります。（3）重力理論は一般相対性理論から逸脱しています。これらの不一致を解決することは、急速に発展している研究分野です。コールドダークマターモデル内で提案されたいくつかのソリューション}と、ウォームダークマター、自己相互作用するダークマター、アクシオンのような粒子、またはファジーダークマターを含める場合のソリューションを示します。{また、重力理論のいくつかの修正を示します。修正ニュートンダイナミクス（MOND）、修正重力（MOG）、および$f（R）$重力です。
強く過冷却された相転移で生成される重力波の更新された予測
| Title |
Updated_predictions_for_gravitational_waves_produced_in_a_strongly_supercooled_phase_transition |
| Authors |
John_Ellis,_Marek_Lewicki_and_Ville_Vaskonen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15586 |
例示的な古典的な共形U（1）$_{B-L}$モデルの強く過冷却された相転移からの重力波（GW）信号の予測を更新します。気泡壁の摩擦の$\propto\gamma^2$スケーリングを実装し、気泡衝突とプラズマ関連ソースからのGW生成の効率係数の推定値を更新します。対称性を破るフィールドの減衰率が小さいと、遷移後にフィールドがその最小値を中心に振動するため、移行後に物質が支配する時代が短くなる可能性があるという事実を考慮します。強い気泡衝突信号がパラメータ空間のかなりの部分で発生し、物質が支配的な期間中に地平線に再び入るモードの修正された赤方偏移がスペクトルに特徴的な傾斜した「プラトー」を生成することがわかります。このモデルのGWスペクトルは、LISAなどの低周波数範囲や、AION/MAGISやAEDGEなどの中周波数範囲、およびLIGOやETによる高周波数範囲で検出できます。信号のピーク周波数は、U（1）$_{BL}$ゲージボソンの質量に対するコライダー制約によって下から制限されますが、高周波数では、スカラーフィールドの遅い減衰と、その結果として物質が支配する時代が減少します。GW信号。
SNOLABでのDAMICの11 kg-dayターゲット暴露からの低質量で弱く相互作用する巨大粒子に関する結果
| Title |
Results_on_low-mass_weakly_interacting_massive_particles_from_a_11_kg-day_target_exposure_of_DAMIC_at_SNOLAB |
| Authors |
A._Aguilar-Arevalo,_D._Amidei,_D._Baxter,_G._Cancelo,_B.A._Cervantes_Vergara,_A.E._Chavarria,_J.C._D'Olivo,_J._Estrada,_F._Favela-Perez,_R._Gaior,_Y._Guardincerri,_E.W._Hoppe,_T.W._Hossbach,_B._Kilminster,_I._Lawson,_S.J._Lee,_A._Letessier-Selvon,_A._Matalon,_P._Mitra,_C.T._Overman,_A._Piers,_P._Privitera,_K._Ramanathan,_J._Da_Rocha,_Y._Sarkis,_M._Settimo,_R._Smida,_R._Thomas,_J._Tiffenberg,_M._Traina,_R._Vilar,_A.L._Virto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15622 |
SNOLAB地下実験室でのDAMIC実験の11kg-dayターゲット露出からの弱く相互作用する巨大粒子（WIMP）の存在に対する制約を提示します。DAMICCCDの電子等価エネルギー$>$200eV$_{\rmee}$で観測されたイオン化イベントのエネルギースペクトルと空間分布は、自然放射能のバックグラウンドと一致しています。50eV$_{\rmee}$の分析しきい値を超えると、過剰なイオン化イベントが観察されます。この低エネルギー過剰の原因はさらなる調査を必要としますが、我々のデータは、スピンに依存しないWIMP核子散乱断面積$\sigma_{\chi-n}$を$3\times10^{-41}$cm$だけ除外しています質量が$m_{\chi}$で7から10GeV$c^{-2}$のWIMPの場合は^2$。これらの結果は、$m_{\chi}$$<$9GeV$c^{-2}$を使用したWIMPの存在に関するシリコンターゲットからの最も強い制約であり、核の過剰の暗黒物質の解釈に直接関連しています。2013年にCDMSシリコン実験で観測された反動イベント。
| Title |
KiDS-1000_Cosmology:_Multi-probe_weak_gravitational_lensing_and_spectroscopic_galaxy_clustering_constraints |
| Authors |
Catherine_Heymans,_Tilman_Tr\"oster,_Marika_Asgari,_Chris_Blake,_Hendrik_Hildebrandt,_Benjamin_Joachimi,_Konrad_Kuijken,_Chieh-An_Lin,_Ariel_G._S\'anchez,_Jan_Luca_van_den_Busch,_Angus_H._Wright,_Alexandra_Amon,_Maciej_Bilicki,_Jelte_de_Jong,_Martin_Crocce,_Andrej_Dvornik,_Thomas_Erben,_Fedor_Getman,_Benjamin_Giblin,_Karl_Glazebrook,_Henk_Hoekstra,_Shahab_Joudaki,_Arun_Kannawadi,_Chris_Lidman,_Fabian_K\"ohlinger,_Lance_Miller,_Nicola_R._Napolitano,_David_Parkinson,_Peter_Schneider,_HuanYuan_Shan_and_Christian_Wolf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15632 |
私たちは、キロ度サーベイ（KiDS-1000）からの弱い重力レンズ効果観測と、バリオン振動分光サーベイ（BOSS）からの赤方偏移空間銀河クラスタリング観測、および、KiDS-1000、BOSS、分光2度フィールドレンズ調査（2dFLenS）。この大規模構造プローブの組み合わせにより、個々のオブザーバブルの宇宙論パラメーター間の縮退が解消され、構造成長パラメーターに制約が生じます$S_8=\sigma_8\sqrt{\Omega_{\rmm}/0.3}=0.766^{+0.020}_{-0.014}$、Planckによる全天宇宙マイクロ波背景観測によって報告されたものと同じ全体的な精度を持っています。ただし、回復した$S_8$の振幅は、プランクと比較して$8.3\pm2.6$％低くなっています。この結果は、一連のKiDS-1000分析から構築されたもので、可変深度モック銀河調査による方法論、画像シミュレーションとヌルテストによるレンズキャリブレーション、マルチバンドモックによる光から近赤外への赤方偏移キャリブレーションを検証します。カタログと分光測光クラスタリング分析。これらの分析によって識別された体系的な不確実性は、宇宙論的分析の迷惑パラメータとして折りたたまれます。マージナライズされた事後分布間のオフセットを調べると、Planckとの$S_8$の差は、物質変動振幅パラメーター$\sigma_8$の張力によって引き起こされていることがわかります。一連の異なるメトリックを使用して、CMBと大規模構造制約の間の一致のレベルを定量化し、$\sim\！3\、\sigma$、$S_{8}$、および$\sim\！のオフセットを考慮する場合2\、\sigma$、完全な多次元パラメーター空間を考慮する場合。
KiDS-1000 Cosmology：宇宙せん断制約と2点統計の比較
| Title |
KiDS-1000_Cosmology:_Cosmic_shear_constraints_and_comparison_between_two_point_statistics |
| Authors |
Marika_Asgari,_Chieh-An_Lin,_Benjamin_Joachimi,_Benjamin_Giblin,_Catherine_Heymans,_Hendrik_Hildebrandt,_Arun_Kannawadi,_Benjamin_St\"olzner,_Tilman_Tr\"oster,_Jan_Luca_van_den_Busch,_Angus_H._Wright,_Maciej_Bilicki,_Chris_Blake,_Jelte_de_Jong,_Andrej_Dvornik,_Thomas_Erben,_Fedor_Getman,_Henk_Hoekstra,_Fabian_K\"ohlinger,_Konrad_Kuijken,_Lance_Miller,_Mario_Radovich,_Peter_Schneider,_and_HuanYuan_Shan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15633 |
キロ度調査（KiDS-1000）の4番目のデータリリースの宇宙せん断解析からの宇宙の制約を提示し、以前のKiDS分析と比較して調査領域を9バンドの光学および近赤外線測光で倍にします。空間的にフラットな$\Lambda$CDMモデルを採用すると、フィデューシャル分析用に$S_8=\sigma_8（\Omega_{\rmm}/0.3）^{0.5}=0.759^{+0.024}_{-0.021}$が見つかります、これは宇宙マイクロ波背景のPlanckLegacy分析の予測と$3\sigma$緊張状態にあります。フィデューシャルCOSEBI（E/B積分の完全直交セット）分析を、2点せん断相関関数とバンドパワースペクトルの相補分析と比較し、結果が非常によく一致することを確認します。いくつかの測定、天体物理学、およびモデリング体系に対する3つの統計すべての感度を調査し、$S_8$制約がロバストで統計エラーに支配されていることを確認します。データのさまざまな区分の宇宙論的分析は、2番目の断層撮影ビンを除いて、ベイジアン内部整合性テストに合格しています。このビンには低赤方偏移の銀河が含まれ、宇宙論的情報の重要でないレベルが含まれているため、このサンプルを含めたり除外したりしても、結果は変わらないことがわかります。
KiDS-1000カタログ：Redshift分布とそのキャリブレーション
| Title |
KiDS-1000_catalogue:_Redshift_distributions_and_their_calibration |
| Authors |
H._Hildebrandt,_J._L._van_den_Busch,_A._H._Wright,_C._Blake,_B._Joachimi,_K._Kuijken,_T._Tr\"oster,_M._Asgari,_M._Bilicki,_J._T._A._de_Jong,_A._Dvornik,_T._Erben,_F._Getman,_B._Giblin,_C._Heymans,_A._Kannawadi,_C.-A._Lin,_and_H.-Y._Shan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15635 |
$\sim1000$deg$^2$（KiDS-1000）の領域にわたるキロ度数調査の4回目のデータリリースから選択された銀河の赤方偏移分布推定値を示します。これらの赤方偏移の分布は、KiDS-1000データによる弱い重力レンズ効果測定の重要な要素の1つを表しています。主な推定値は、自己組織化マップ（SOM）の助けを借りて重み付けされた深い分光参照カタログに基づいており、KiDS-1000ソースによく似ており、測光赤方偏移範囲5つの断層赤方偏移ビンに分割されます。$0.1<z_\mathrm{B}\le1.2$。ソースは、参照サンプルによってもカバーされる9次元の大きさ/色空間のボリュームのみを占めるように選択されます（「ゴールド」選択）。このキャリブレーションから決定された平均赤方偏移の残留バイアスは、モックカタログから推定され、不確実性が$\sim0.01$の5つのビンすべてについて$\lesssim0.01$です。このKiDS-1000レッドシフト分布の主要なSOM推定は、独立したクラスタリングレッドシフトアプローチで補完されます。同じモックカタログでclustering-$z$を検証し、系統的エラーを慎重に評価した後、clustering-$z$測定に関してSOM赤方偏移分布に有意なバイアスは見られません。clustering-$z$によって再調整されたSOM赤方偏移分布は、$\sim0.01-0.02$の平均赤方偏移の不確実性がわずかに大きい赤方偏移分布の代替校正を表し、KiDS-1000宇宙論的弱いレンズ効果分析で使用されます。。これにはSOMの不確実性が含まれているため、clustering-$z$はKiDS-1000データで完全に競争力があることが示されています。
高精度ブラウン矮星スペクトルの大気検索に関する考察
| Title |
Considerations_for_Atmospheric_Retrieval_of_High-Precision_Brown_Dwarf_Spectra |
| Authors |
Anjali_A._A._Piette_and_Nikku_Madhusudhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15004 |
孤立した褐色矮星は、低照射領域での大気物理学を理解するための注目に値する研究室を提供し、太陽系外惑星よりも正確に観測することができます。そのため、太陽系外惑星の高SNR観測の将来を垣間見ることができます。この作業では、サブステラーオブジェクトの高品質の熱放射スペクトルの大気検索に重要ないくつかの新しい考慮事項を調査します。私たちは、HyDRA大気検索コードの適応を使用してこれを追求します。各層の温度変化によってパラメーター化された、複数の大気層からなる褐色矮星のパラメトリック圧力温度（P-T）プロファイルを提案します。このモデルにより、茶色の矮小大気の急な温度勾配を正確に取得しながら、一般的に遭遇する数値的なアーチファクトを回避できます。P-Tモデルは特にT型矮星では数十バールに達することがあるPhotosphereで柔軟です。検索に使用される大気モデル（この場合は〜8\％）の有限スペクトルおよび垂直解像度によって導入される不確実性に焦点を合わせて、モデル不確実性を検索に含める方法を示します。シミュレーションデータセットに適用して取得フレームワークを検証し、それをTドワーフ2MASSJ2339+1352のHST/WFC3スペクトルに適用します。オブジェクト内のH2OおよびCH4のサブソーラー量を約0.1dex精度で取得します。さらに、光球内の温度構造を約100K以内に制限します。私たちの結果は、高SNRスペクトルがサブステラーオブジェクトの高精度な存在量推定を提供する可能性を示しています。
へびつかい座IRS 48原始惑星系円盤におけるALMA分極とVLA連続体の間の粒径不一致の解決
| Title |
Solving_grain_size_inconsistency_between_ALMA_polarization_and_VLA_continuum_in_the_Ophiuchus_IRS_48_protoplanetary_disk |
| Authors |
Satoshi_Ohashi,_Akimasa_Kataoka,_Nienke_Van_der_Marel,_Charles_L._H._Hull,_William_R._F._Dent,_Adriana_Pohl,_Paola_Pinilla,_Ewine_F._van_Dishoeck,_Thomas_Henning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15014 |
へびつかい座IRS48の周りの原始惑星系円盤は、方位角的に非対称のダスト分布を（サブ）ミリメートルの観測で示しています。これは渦として解釈され、ミリメートル/センチメートルサイズの粒子が連続体のピークの位置にトラップされます。この論文では、この円盤の偏極ダスト放出の860$\mu$mALMA観測を提示します。ディスクの一部に向かって偏光放射が検出されました。偏光ベクトルはディスクの短軸に平行であり、偏光率は$1-2$\％と算出されました。これらの特性は、サブミリ波放射の自己散乱モデルと一致しており、最大粒子サイズが$\sim100$$\mu$mであることを示しています。しかし、これは、渦によってトラップされているミリメートル/センチメートルのダスト粒子の以前の解釈と一致していません。ALMA偏光と以前のALMAとVLAの両方の観測を説明するために、860の\\mu$m波長での熱放射は、ダストトラップで光学的に厚い（$\tau_{\rmabs}\sim7.3$）$\sim$cmのダスト粒子を持つ光学的に薄いケースではなく、$\sim100$$\mu$mの観察可能な最大粒子サイズ。860$\mu$mの熱放射が光学的に厚い場合、より大きなダスト粒子がミッドプレーンの近くに蓄積されることを除外できないことに注意してください。
地球の歴史における国境の銀河起源
大規模な地球年代学的境界と大量絶滅（ME）を発達させるための外部銀河の重要な要素は、地球規模で短いプロセスのインパルスの時間的関係に基づいて証明されています。外部銀河の重要な要因はまた、それらの発達過程のスケールの一致、顕生代の時代の境界の形成におけるそれらの定期的な周期性、および境界過程の因果関係の統一複合体の存在に基づいて証明されます。海盆とプルームの影響の起源の仮説が立証され、らせん状腕の不安定な性質と天の川コアの回転加速度に関する仮定が確認されました。
銀河の超大質量ブラックホール周辺のダスト粒子からの「ブラネット」の形成
和田、塚本、小久保（2019）では、銀河中心の超大質量ブラックホール（SMBH）の周りに、新しいクラスの惑星「ブラックネット」（ブラックホール惑星）を形成できることを初めて提案しました。ここでは、特にダストの集合体の放射状移流の影響を考慮して、スノーライン（$r_{snow}\sim$数パーセク）の外側のブラネット形成のダストの凝固プロセスと物理的条件を詳細に調査します。衝突による凝集体の破壊を防ぐために、乱流核周囲円盤の粘性$\alpha$パラメータは0.04より小さくなければならないことがわかりました。$r_{snow}$でのブラネット$\tau_{GI}$の形成タイムスケールは、$\tau_{GI}\simeq$70-80Myrfor$\alpha=0.01-0.04$and$M_{BH}=10^6M_\odot$。黒髪の質量は$\sim20M_E$から$3000M_E$の範囲で$r<4$pcで$\alpha=0.02$（$M_E$は地球の質量）で、これは$4M_E-とは対照的です放射状移流がない場合は6M_E$。私たちの結果は、\textit{blanets}が比較的低輝度のAGN（$L_{bol}\sim10^{42}$ergs$^{-1}$）の寿命（$\lesssim10^8$年）。
高温と超高温の木星大気の間の遷移
| Title |
A_transition_between_the_hot_and_the_ultra-hot_Jupiter_atmospheres |
| Authors |
Claire_Baxter,_Jean-Michel_D\'esert,_Vivien_Parmentier,_Mike_Line,_Jonathan_Fortney,_Jacob_Arcangeli,_Jacob_L._Bean,_Kamen_O._Todorov,_and_Megan_Mansfield |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15287 |
[要約]太陽系外惑星の大気の分野における重要な仮説は、惑星の平衡温度を伴う大気の熱構造の傾向です。この傾向を調査し、ここで、高温と超高温の木星間の近赤外線（NIR）大気放出の遷移の最初の統計的検出を報告します。二次日食観測を使用してこの遷移を測定し、この現象を大気特性の変化として、より具体的には非反転熱プロファイルから反転熱プロファイルへの遷移に関して解釈します。SpitzerInfraredArrayCamera（IRAC）で測定された3.6{\mu}mおよび4.5{\mu}mでの二次日食測定値を持つ78個の熱い木星のサンプルを調べます。黒体からのデータの偏差を測定します。これは、観測された4.5{\mu}mの食の深さと、3.6{\mu}mで測定された輝度温度に基づいて、この波長で予想される食の深さとの差として定義します。3.6と4.5{\mu}mの間の偏差が、平衡温度と入ってくる恒星の照射による理論的予測でどのように変化するかを研究します。ゼロアルベドの完全再分布平衡温度での1660+/-100Kの高温木星集団の観測された発光スペクトルの明確な遷移を明らかにします。高温の太陽系外惑星は、3.6{\mu}mと比較して4.5{\mu}mでさらに高温の日辺を持っていることがわかります。これは、恒星の日射を伴う惑星の放出力の指数関数的な増加として現れます。測定された遷移は、最も高温の惑星の大気における温度の逆転の形成に起因する放出の一酸化炭素を確認した結果であると提案します。これらの熱の逆転は、光学系に不透明度の高い原子や分子の種が存在することや、冷却種が不足していることが原因である可能性があります。熱い木星の個体数が統計的に高いC/O惑星を好まないことがわかります（C/O>=0.85）。
高温の巨大惑星と褐色矮星の大気力学
地上と宇宙船の望遠鏡による観測と、集中的なモデリングの取り組みにより、過去10年間、高温の巨大惑星と褐色矮星の理解が大幅に向上しました。これらのオブジェクトはすべて流動的な水素の世界であり、対流性の内部に重層化した大気が存在しますが、大気の振る舞いの印象的な多様性を示しています。熱い木星は強く照射されており、豊富な観測により、昼夜の気温差、循環、曇りが抑制されています。強い恒星の照射、推定される潮汐のロック、適度な回転により、強い昼夜の放射強制の新しい体制が生まれます。循環モデルは、大きな昼夜の温度差、地球規模の渦、斑状雲、そしてほとんどの場合、赤道赤道超回転での高速の東向きジェットを予測します。暖かい木星は、回転速度、傾斜、および軌道偏心の広い範囲を示す可能性があり、弱い照射とともに、循環パターンおよび観測可能な兆候が高温の木星とは大幅に異なると予測されます。茶色の小人は通常、孤立しており、急速に回転する世界です。彼らは巨大なエネルギーフラックスを空間に放射し、その内部で激しく対流します。それらの大気は、大規模な大気循環による変調の結果として、地域から地球規模の雲と気温の点で斑点を示します。照射がないにもかかわらず、このような循環は、内部の対流と上層の大気との相互作用、および雲の動的放射フィードバックによる斑点の自己組織化によって引き起こされます。最後に、照射された褐色矮星は、これらのクラスのオブジェクト間のギャップを埋めるのに役立ち、激しい外部照射と激しい内部対流を経験します。モデリング手法の階層は、これらの現象を支配するダイナミクスへの主要な新しい洞察をもたらしました。
個別カットオフ法による惑星系形成のための粒子粒子粒子ツリーコード：GPLUM
| Title |
Particle-particle_Particle-tree_Code_for_Planetary_System_Formation_with_Individual_Cut-off_Method:_GPLUM |
| Authors |
Yota_Ishigaki,_Junko_Kominami,_Junichiro_Makino,_Masaki_Fujimoto,_and_Masaki_Iwasawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15432 |
私たちの太陽系における惑星形成の標準理論では、地球型惑星とガス巨大惑星のコアは、原始惑星系円盤内のkmサイズのオブジェクト（惑星）の降着によって形成されます。惑星系の重力$N$体シミュレーションは、惑星の降着過程を研究する最も直接的な方法です。ただし、使用可能なパーティクルの数が限られているため、$N$ボディシミュレーションの使用は、理想的なモデル（完全な降着など）および/または狭い半径範囲に制限されています。惑星系形成のための粒子-粒子粒子ツリー（P3T）スキームを備えた新しいN体シミュレーションコードGPLUMを開発しました。GPLUMは、4次Hermiteスキームを使用して、個々の粒子のカットオフ半径内の粒子間の重力相互作用と、カットオフ半径外の粒子との重力相互作用のためのBarnes-Hutツリースキームを計算します。P3Tスキームの既存の実装では、すべてのパーティクルに同じカットオフ半径が使用されます。このように、遊星の質量の範囲が大きくなると、計算速度が遅くなる。質量、中心の星からの距離、局所的な速度分散に応じて、各粒子が適切なカットオフ半径を決定できるようにすることでこの問題を解決し、粒子の質量の範囲が広い場合に大幅な高速化を実現しました。また、コードのスケーラビリティを改善し、N=10^6の場合、最大1,024コアで優れた強力なスケーリングパフォーマンスを実現しました。GPLUMは、MITライセンスでhttps://github.com/YotaIshigaki/GPLUMから無料で入手できます。
HAT-P-12bのLBT透過分光法：顕著なアルカリ機能のない曇った大気の確認
| Title |
LBT_transmission_spectroscopy_of_HAT-P-12b:_confirmation_of_a_cloudy_atmosphere_with_no_significant_alkali_features |
| Authors |
F._Yan,_N._Espinoza,_K._Molaverdikhani,_Th._Henning,_L._Mancini,_M._Mallonn,_B._V._Rackham,_D._Apai,_A._Jord\'an,_P._Molli\`ere,_G._Chen,_L._Carone,_and_A._Reiners |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15485 |
熱い亜土星質量の太陽系外惑星HAT-P-12bは、その膨張した半径のため、透過分光法にとって理想的なターゲットです。双眼鏡モードの大型双眼鏡望遠鏡（LBT）でマルチオブジェクトダブルスペクトログラフ（MODS）を使用して惑星の1つの通過を観察し、波長範囲$\sim$0.4-0.9$\の大気透過スペクトルを取得しましたmathrm{\mu}$m。スペクトルは比較的フラットで、ナトリウムまたはカリウムの吸収特性はほとんどありません。私たちの結果は、HSTの結果がカリウムの暫定的な検出を示していることを除いて、以前の研究の改訂されたハッブル宇宙望遠鏡（HST）透過スペクトルと一致しています。カリウムの不一致は、HSTデータセットの統計的変動の結果である可能性があります。私たちは、惑星透過スペクトルを曇りモデルの広範なグリッドに適合させ、惑星大気における高高度雲の存在を確認しました。フィットは、LBTとHSTのスペクトルの組み合わせに対して行われました。これは、全体の波長範囲が0.4-1.6$\mathrm{\mu}$mです。LBT/MODS分光器は、1回の露光で広い波長範囲をカバーし、2つの独立したスペクトルのセットを同時に取得できるため、透過分光観測に独特の利点があります。
地球のような太陽系外惑星の色-地球の時間的フラックスと分極信号
| Title |
Colors_of_an_Earth-like_exoplanet_--_Temporal_flux_and_polarization_signals_of_the_Earth |
| Authors |
A._Groot,_L._Rossi,_V.J.H._Trees,_J.C.Y._Cheung,_D.M._Stam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15624 |
地球のような惑星の全フラックスと分極信号とそれらのスペクトルと時間的変動性を理解することは、そのような太陽系外惑星の将来の特性評価に不可欠です。計算された合計（F）および線形（QおよびU）および円形（V）の偏光フラックス、およびモデル地球で反射される太陽光の偏光度Pを提供し、機器の設計に使用して観測戦略を最適化します。/または検索アルゴリズムを開発する。1年間の毎日の地球観測データを使用して、現実的な地球に似た惑星をモデル化しました：雲パラメーター（分布、光学的厚さ、上部圧力、粒子の有効半径）、および表面パラメーター（分布、表面タイプ、アルベド）。ディスク平均反射太陽光のストークスベクトルは、0〜180度の位相角alphaと、350〜865nmの波長λに対して計算されました。総磁束Fは分極された磁束Qより1桁高く、QはそれぞれUおよびVより2桁および4桁高くなっています。雲がなければ、惑星の回転によるピークツーピークの毎日の変動は、F、Q、およびPのラムダの増加に伴って増加しますが、UおよびVの場合は減少します。雲は修正されますが、回転による変動は完全には抑制されません。表面の特徴。雲では、Fの変動はラムダの増加とともに増加しますが、Qでは、最大の位相角を除いて、ラムダの増加とともに減少します。以前の研究では、海ではQが青から白、赤に色が変わることが示されていました。雲の被覆率が高くなると、色が変化するアルファが増加します。ここでは、Qのこのユニークな色の変化が、海の一部が大陸に置き換わったときにも発生することを示しています。偏光度Pは同様の色の変化を示します。計算されたフラックスと偏光度は公開されます。
バイナリ進化からの遅延したフォトンは宇宙を再イオン化するのに役立ちます
フィードバックを含み、水素電離光子の脱出率（fesc）の計算を目的とした高解像度の数値シミュレーションでは、単一星の人口合成モデルに基づいて恒星放射が想定されることがよくあります。しかしながら、強力な証拠は、巨大な星の連星の割合が70％であることを示唆しています。さらに、これまでのシミュレーションでは、fescの値がおよそ10〜20％の範囲の下限にのみ収まっています。これは、宇宙を再イオン化するために必要と推定される量です。高解像度（4pc）の宇宙放射線流体力学シミュレーションを分析して、2つの恒星進化の2つの異なる製品-水素エンベロープが取り除かれた星と巨大な青いストラグラーを含めるとfescがどのように変化するかを調べます。どちらも、各スターバーストの後にかなりの量の電離光子を10〜200Myr生成します。星形成率（SFR）とfescのピークはこの10〜200Myrだけ位相がずれていることが多いため、これらの光子の相対的な重要性は、エスケープされた電離光子に対して増幅されることがわかります。さらに、低質量のバースト銀河は、SFRが低い場合、主にバイナリ製品からライマン連続体放射を放出します。JamesWebb宇宙望遠鏡によるこれらの銀河の観測は、赤方偏移の関数としての連星の進化に関する重要な情報を提供する可能性があります。全体的に、剥奪された星と大規模な青いストラグラーを含むと、光子加重平均脱出率がそれぞれ約13％と10％増加し、平均fescが17％になります。私たちの結果は、更新された恒星個体群合成モデルをバイナリ恒星進化とともに使用すると、恒星再イオン化のより健全な物理的基礎を提供することを強調しています。
ホスト銀河特性からのバイナリ中性子星合併の遅延時間分布の制約
| Title |
Constraining_Delay_Time_Distribution_of_Binary_Neutron_Star_Mergers_from_Host_Galaxy_Properties |
| Authors |
Kevin_Spencer_McCarthy,_Zheng_Zheng,_and_Enrico_Ramirez-Ruiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15024 |
重力波（GW）観測所は連星中性子星合体（BNSM）を発見しており、少なくとも1つのイベントで、複数の波長の光でそれを追跡することができ、ホスト銀河を特定することができました。推定された星形成履歴を持つローカル銀河のカタログを使用し、BNSM遅延時間分布（DTD）モデルを採用して、銀河特性の配列に対するBNSMレートの依存性を調査します。銀河の固有の特性分布と比較して、BNSMホスト銀河の特性分布は、赤く、比星形成率が低く、光度が高く、星の質量が高い銀河に偏っています。ホスト銀河のプロパティを使用してDTDモデルを制約することを効率的に予測する方法を紹介します。BNSM発生分布の銀河の色、特定の星形成率、恒星の質量への依存性から、$r$バンドの光度への依存性よりも優れた同等の制約が見つかります。最も厳しい制約は、ホスト銀河の個々の星形成履歴を使用することから生じます。これにより、DTDパラメーターの不確実性が3倍以上減少します。実質的に異なるDTDモデルは、約10のBNSM検出で区別できます。DTDパラメータを10\％の精度レベルで制約するには、約100の検出が必要であり、10年間の時間スケールでのGW観測で達成できます。
銀河加速の直接測定に向けて
| Title |
Towards_a_direct_measure_of_the_Galactic_acceleration |
| Authors |
Sukanya_Chakrabarti,_Jason_Wright,_Philip_Chang,_Alice_Quillen,_Peter_Craig,_Joey_Territo,_Elena_D'Onghia,_Kathryn_Johnston,_Robert_J._De_Rosa,_Daniel_Huber,_Katherine_L._Rhode,_Eric_Nielsen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15097 |
高精度の分光器は、太陽系外惑星の発見を可能にするだけでなく、銀河ダイナミクスの基本的な測定を提供することもできます。約10年のベースラインで、銀河の中央平面から$\sim$kpcスケールの距離にある星の銀河の重力場に起因する見通し速度の予想される変化は、$\sim$数-10cm/sです。、および現在の世代の高精度分光器で検出できる場合があります。ここでは、天の川の静的モデルと孤立した天の川シミュレーションの両方、および矮小銀河と相互作用する天の川の制御された動的シミュレーションに基づいて、この測定に対する理論的な期待を提供します。人口合成モデルをシミュレートして、銀河の加速度信号に対する惑星と連星の寄与を分析します。低質量で長周期の惑星コンパニオンは銀河の加速度信号への汚染物質ですが、それらの寄与は非常に小さいことがわかります。LCESHIRES/Keck精密半径速度（RV）調査からの10年間のデータの$\sim$10年間の分析は、標準のRV星のRV曲線の勾配が、エラー内の太陽の近くの局所的な銀河加速の期待と一致することを示しています。勾配の誤差は、観測数の平方根として反比例します。したがって、現実的なサンプルサイズの銀河中心平面上のkpc距離で固有の恒星ジッターが低い星を調査することで、暗黒物質密度を直接決定できることを示しています。
| Title |
Characterizing_Quasar_CIV_Emission-line_Measurements_from_Time-resolved_Spectroscopy |
| Authors |
A._B._Rivera_(1),_G._T._Richards_(1),_P._C._Hewett_(2),_A._L._Rankine_(2)_((1)_Drexel_University_(2)_University_of_Cambridge) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15120 |
マルチエポッククエーサー分光法を使用して、時間分解分光法が利用できない調査に通知するために、シングルエポック分光法が輝線パラメーター空間でクエーサーを正確に特定できる方法を決定します。SloanDigitalSkyからのデータに適用された独立したコンポーネント分析に基づく再構成を利用して、単一ラインの少数のパラメーターとは対照的に、多くのラインからのノンパラメトリック情報を使用することから生じる輝線特性の改善を探ります調査残響マッピングプロジェクト。ほとんどのクエーサーは2つのコンポーネントで適切に記述されていますが、より多くのコンポーネントがクエーサーに信号を送り、残響マッピング分析が成功する可能性が高いことがわかります。シングルエポック分光法では、連続体に依存するため、等価幅の見かけの変動は誇張されています。マルチエポック分光法により、単一エポックの結果は、クエーサーがCIVパラメータ空間に配置されている場所では大幅に変化せず、グローバルボールドウィン効果の調査に大きな影響を与えないことが明らかになります。$L/L_{Edd}$が高いことを示す輝線のプロパティを持つクエーサーは、降着円盤密度が強化されたモデルと一致して、変動が少なくなります。全身の赤方偏移での狭い吸収特性は、方向付け（無線クエーサーを含む）を示す可能性があり、クエーサーサンプルの最大20％に現れる可能性があります。これらの技術を低輝度クエーサーに適用する将来の作業は、降着円盤風の性質を理解するために重要になります。
マーチソンワイドフィールドアレイによる、Abell 1127内の急峻なスペクトルの拡散非熱放射の検出
| Title |
Murchison_Widefield_Array_detection_of_steep-spectrum,_diffuse,_non-thermal_radio_emission_within_Abell_1127 |
| Authors |
Stefan_W._Duchesne_(1),_Melanie_Johnston-Hollitt_(1),_Zhenghao_Zhu_(2),_Randall_B._Wayth_(1),_Jack_L._B._Line_(1_and_3)_*1 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15199 |
銀河団における拡散した非熱放射は、低周波の電波調査や画像でますます検出されています。マーチソンワイドフィールドアレイ（MWA）からの調査データで見つかったクラスターAbell1127内の新しい拡散、急スペクトル、非熱電波源を紹介します。「拡張」構成のMWAフェーズIIを使用してフォローアップ観察を実行し、改善された解像度でソースをより適切に解決して、その低周波スペクトルプロパティを測定します。アーカイブの非常に大きな配列のSバンドデータを使用して、MWAデータから離散ソースの寄与を削除します。べき乗則モデルフィットから、$-1.83\pm0.29$のスペクトルインデックスがrelicタイプのソースとほぼ一致していることを確認します。ソースは、150MHzでGiantMetrewaveRadioTelescope（GMRT）により、MWAデータで測定された850kpcの投影された線形サイズで、細長い形態を持つことが明らかになりました。チャンドラ観測を使用して、形態学的推定量を導出し、クラスターが乱された動的状態にあることを定量的に確認します。フェニックスと遺物がマージクラスターによってホストされていることと一致しています。そのような線源の分類のために形態学と低解像度イメージングのみに依存することの影響を議論し、これらのタイプの放射の分類におけるMHzからGHzの無線スペクトルの有用性を強調します。最後に、銀河団内の拡散、急峻なスペクトル、非熱放射の詳細な研究のために、MWAフェーズIIを他の機器と組み合わせて使用することの利点と制限について説明します。
Centaurus AとIRSF / SIRIUSとの水素再結合近赤外線ラインマッピング
| Title |
Hydrogen_recombination_near-infrared_line_mapping_of_Centaurus_A_with_IRSF/SIRIUS |
| Authors |
R._Katayama,_H._Kaneda,_T._Kokusho,_K._Morihana,_T._Suzuki,_S._Oyabu,_M._Yamagishi,_T._Tsuchikawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15229 |
ケンタウルスA（CenA）は、活動的な銀河核（AGN）をホストする最も有名な銀河の1つで、AGN活動と周囲の星間および銀河間メディアとの相互作用が調査されています。最近の研究では、CenAの核の北東と南西に向かう銀河ハローの雲からのH{\alpha}放出の検出が報告されており、AGNジェットが星形成を引き起こした可能性があることを示唆しています。Pa{\beta}用に調整された狭帯域フィルターを使用して、IRSF1.4-m望遠鏡でCenAの近赤外線ラインマッピングを実行しました。これにより、Pa{\beta}放射がどちらからも大幅に検出されないことがわかります。北東または南西地域。北東地域のPa{\beta}/H{\alpha}比率の上限は、AGNがそこで星形成を引き起こしたというシナリオに沿って、典型的なHII地域で予想される上限と互換性があります。一方、南西部地域のPa{\beta}/H{\alpha}の上限は、典型的なHII地域で予想される上限よりも大幅に低くなっています。南西部地域の低いPa{\beta}/H{\alpha}比を説明する可能性は、ハロー内のダスト粒子によるCenAの中心からのH{\alpha}およびPa{\beta}光子の散乱です。雲。南西部地域のPa{\beta}/H{\alpha}の上限から、ダストサイズ分布に対する制約が得られます。これは、私たちの銀河の星間物質で見られるものと互換性があることがわかっています。
次世代乙女座クラスター調査。 XXXIV。おとめ座銀河団の超小型矮星（UCD）銀河
| Title |
The_Next_Generation_Virgo_Cluster_Survey._XXXIV._Ultra-Compact_Dwarf_(UCD)_Galaxies_in_the_Virgo_Cluster |
| Authors |
Chengze_Liu,_Patrick_C\^ot\'e,_Eric_W._Peng,_Joel_Roediger,_Hongxin_Zhang,_Laura_Ferrarese,_Rub\'en_S\'anchez-Janssen,_Puragra_Guhathakurta,_Xiaohu_Yang,_Yipeng_Jing,_Karla_Alamo-Martinez,_John_P._Blakeslee,_Alessandro_Boselli,_Jean-Charles_Cuilandre,_Pierre-Alain_Duc,_Patrick_Durrell,_Stephen_Gwyn,_Andres_Jord\'an,_Youkyung_Ko,_Ariane_Lan\c{c}on,_Sungsoon_Lim,_Alessia_Longobardi,_Simona_Mei,_J._Christopher_Mihos,_Roberto_Munoz,_Mathieu_Powalka,_Thomas_Puzia,_Chelsea_Spengler,_and_Elisa_Toloba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15275 |
主に次世代乙女座クラスタ調査（NGVS）からのイメージングに基づく乙女座クラスタ内の超小型矮星（UCD）銀河の研究を紹介します。$\sim$100deg$^{2}$の$u^*giz$イメージングを使用して、乙女座の中心からビリアル半径まで、600を超えるUCD候補を特定しました。候補は、大きさ、楕円率、色、表面の明るさ、半分の光の半径、および可能な場合は半径方向の速度を組み合わせて選択されています。候補者はまた、深いNGVS画像から視覚的に検証されました。UCDの性質と起源を描写する目的で、UCDの特性を調査し、球状星団と矮小銀河の核と比較するために、さまざまな完全性と純度のサブサンプルが定義されています。表面密度マップから、UCDは主に乙女座のメインサブクラスター内の最も明るい銀河の周りに集中していることがわかります。UCDの起源の手掛かりと矮小核との可能な進化的リンクを保持する可能性があるUCDのいくつかのサブサンプルを識別します-つまり、最も明るく、最も大きく、最も明確で非対称なエンベロープを持つものです-一部のUCDの周りの拡散エンベロープの存在、およびクラスター内のUCDと有核銀河の放射状分布の比較から、このような関係の証拠がいくつか見つかります。
Monoceros OB-1 East分子雲における大規模磁場
| Title |
Large-scale_magnetic_field_in_the_Monoceros_OB-1_East_molecular_cloud |
| Authors |
D._Alina,_J._Montillaud,_Y._Hu,_A._Lazarian,_I._Ristorcelli,_E._Abdikamalov,_S._Sagynbayeva,_M._Juvela,_T._Liu,_J.-S._Carri\`ere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15344 |
私たちは、MonocerosOB1East分子雲における大規模磁場構造とそのガス力学との相互作用を研究します。Planck望遠鏡からのダスト偏極放出の観測と、Taeduk電波天文台14メートル望遠鏡からのCO分子線放出観測を組み合わせます。修正されたChandrasekhar-Fermi法を使用して、平面の磁場の強さを計算し、雲のさまざまな領域のフラックス比に対する質量を推定します。分子線観測の速度勾配と強度勾配を偏光解析観測と比較して、動的にアクティブな領域を追跡します。分子複合体は秩序だった大規模な天空磁場構造を示します。北部ではほとんどがフィラメント構造に沿って配向されていますが、南部では少なくとも2つの領域が異なる磁場配向を示しています。ノーザンフィラメントでは、磁場が大規模な断片化をサポートする可能性は低いことがわかります。私たちの分析は、以前は衝突状態にあると示唆されていた2つのフィラメント状雲の間にある複合体の北部の衝撃領域を明らかにしています。さらに、ショックは複合施設の西側にさらに拡大しているようです。南部では、磁場が星間物質の降着を雲に導くか、それが物質によって最も密度の高い領域に引き寄せられたことがわかります。MonocerosOB-1East分子雲の大規模磁場は、複合体のグローバル構造に密接に関連しており、北部では重力と乱流が支配的であるように見えますが、南部では構造に影響を与えています問題の。
磁化された星風の泡のシミュレーション
ISMを超音速で移動するO星の周りの恒星風の泡の3DMHDモデリングからの初期結果が表示されます。適切な計算コストで高解像度3DMHDシミュレーションを可能にするアルゴリズムの更新について説明します。2つの異なる恒星磁場強度、10Gと100Gについて、拡散星間物質を30km/sで移動する回転する大規模星の天体圏のシミュレーションにメソッドを適用します。流れの特徴を説明し、太陽圏の同様のモデル。衝撃を受けた星間物質は非対称になり、観測された結果を伴って、星の運動方向とずれた磁場が含まれます。風のアルベニックマッハ数が$\leq$10の場合、恒星の磁場が風の泡の構造に影響を及ぼし始め、星の磁気軸に関連する特徴がパーセクのスケールで見えるようになります。非熱放射を予測および測定するための見通しについて説明します。
フィラメントの階層的断片化とサブフィラメントの役割
| Title |
The_hierarchical_fragmentation_of_filaments_and_the_role_of_sub-filaments |
| Authors |
S._D._Clarke,_G._M._Williams_and_S._Walch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15358 |
最近の観察により、大きなフィラメント内に小さな繊維またはサブフィラメントの存在が明らかになりました。移動メッシュコードArepoで実行される流体力学的シミュレーションを使用して、コアとサブフィラメント間のリンクを調査する繊維状フィラメントの数値断片化研究を提示します。私たちの研究は、コアが2つの環境で形成されることを示唆しています：（i）孤立したコア、またはコアの小さなチェーンとして、単一のサブフィラメント上、または（ii）サブフィラメントの接合部にあるコアの集合体として。これらの分離コアとハブコアをそれぞれ呼びます。これらの中核集団は互いに統計的に異なることを示しています。ハブコアの平均質量は孤立したコアよりも大きく、ハブコアの質量分布は孤立したコアよりも大幅に広くなっています。この断片化は、パーセクスケールのハブフィラメントシステムを連想させ、乱流と重力の組み合わせにより、フィラメント内であっても、複数のスケールで同様の断片化シグネチャが生じることを示しています。さらに、断片化がサブフィラメントを介して進行するという事実は、コア間に特徴的な断片化長さスケールが存在しないことを示唆しています。これは、準周期的に離間したコアの形成に向かう強い傾向を示唆するファイバーレスフィラメントを研究する以前の理論的研究とは対照的ですが、観測結果とはよりよく一致しています。また、フィラメントのグローバルな崩壊により、フィラメントの両端に優先的にコアが形成され、他のコアよりも密度が高くなるという暫定的な兆候も示されています。
コロナオーストラリス分子雲複合体の高密度コアSL42（CrA-E）における磁場の歪み
| Title |
Distortion_of_Magnetic_Fields_in_the_Dense_Core_SL42_(CrA-E)_in_the_Corona_Australis_Molecular_Cloud_Complex |
| Authors |
Ryo_Kandori,_Motohide_Tamura,_Masao_Saito,_Kohji_Tomisaka,_Tomoaki_Matsumoto,_Ryo_Tazaki,_Tetsuya_Nagata,_Nobuhiko_Kusakabe,_Yasushi_Nakajima,_Jungmi_Kwon,_Takahiro_Nagayama,_and_Ken'ichi_Tatematsu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15436 |
コロナオーストラリス分子雲複合体の高密度コアSL42（CrA-E）の詳細な磁場構造を、背景星の近赤外偏光測定に基づいて調査し、磁気的に整列したダスト粒子によって生成された二色性偏光を測定しました。SL42とその周辺の磁場は206個の星を使用してマッピングされ、湾曲した磁場が特定されました。単純な砂時計（放物線）磁場モデリングに基づいて、空の平面上のコアの磁気軸は$40^{\circ}\pm3^{\circ}$と推定されました。SL42の天空磁場の強さは$22.4\pm13.9$$\mu$Gでした。SL42の臨界質量は、熱/乱流圧力と天空磁場成分の影響を考慮して、$M_{\rmcr}=21.2\pm6.6$M$_{\odot}と求められました。$、これは観測されたコア質量$M_{\rmcore}\約20$M$_{\odot}$に近い。したがって、磁場が空の平面の近くにある場合、SL42は臨界状態に近い状態にあると結論付けます。SL42の中心に向かって光度が非常に低いオブジェクト（VeLLO）があるため、このコアが非常に臨界未満の状態（つまり、磁気の傾斜角が上空の平面から大幅にずれている）になることはほとんどありません。おそらくコアは、ほぼ運動学的に重要な状態から崩壊し始めました。砂時計磁場モデリングに加えて、井上\＆福井（2013）メカニズムは、SL42領域の曲線磁場の起源を説明する可能性があります。
崩壊指数：ALMA画像に基づいて星形成コアを識別する新しい方法
星は分子雲コアの重力崩壊によって形成されます。崩壊する前は、コアは熱圧力と乱流運動によって支えられています。星の形成を理解する上で非常に重要な問題は、コアがすでに重力崩壊を開始したのか、それとも静水圧平衡にあるのかを観察的に識別する方法です。重力崩壊を識別するための標準的な方法は、観測された密度放射状プロファイルに基づいています。これは、コアが崩壊すると、ボナー・エバートタイプからべき乗則に変化します。実際には、投影効果、解像限界、およびその他の警告のため、特に大規模な星形成領域では、コアの動的状態を直接明らかにすることは困難でした。ここでは、モデル化し、高密度ガスの線幅の放射状プロファイルに基づいて計算できる、折りたたみインデックス（CI）という、新しい簡単な診断を提案します。CIの意味のある測定には、光学的に薄く、化学的に安定した高密度ガストレーサーの空間的およびスペクトル的に分解された画像が必要です。アルマ望遠鏡の観測により、そのようなデータセットは大規模な星形成領域でますます利用可能になっています。そのような領域、つまりOrion分子雲に向けてこれまでに取得された最も深い高密度ガススペクトル画像の1つに私たちの方法を適用して、その中の選択されたコアの動的状態を検出します。大規模な星形成領域の崩壊コアと静水圧コアを観察的に区別しました。私たちのアプローチは、星形成の過程における分子雲コア内の重力と乱流の間の相互作用の理解を大幅に改善するのに役立ちます。
若い球状星および核星団における階層的合併：ブラックホールの質量と合併率
| Title |
Hierarchical_mergers_in_young,_globular_and_nuclear_star_clusters:_black_hole_masses_and_merger_rates |
| Authors |
Michela_Mapelli,_Filippo_Santoliquido,_Yann_Bouffanais,_Manuel_Arca_Sedda,_Nicola_Giacobbo,_M._Celeste_Artale,_Alessandro_Ballone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15022 |
階層的合併は、動的進化によるバイナリブラックホール（BBH）形成の特徴的な特徴の1つです。ここでは、核星団（NSC）、球状星団（GC）、および若い星団（YSC）の階層的合併をシミュレートする高速モンテカルロアプローチを示します。エスケープ速度が異なるため、階層的合併は、GCとYSCの両方よりもNSCで桁違いに一般的です。私たちの基準モデルでは、すべての合併における階層的合併の割合は$\sim{}0.15$、$\sim{}6\times{}10^{-3}$および$\sim{}10^{-4です}$はそれぞれNSC、GC、YSCです。階層型BBHの質量分布は、祖先の金属性など、第1世代のBBHの特性に強く依存します。基準モデルでは、NSCで最大$\sim{}10^3$M$_\odot$、最大$\sim{}10^2$M$_\odotの質量のブラックホール（BH）を形成しますGCとYSCの両方で$。100kms$^{-1}$を超える脱出速度を考慮すると、質量が$>10^3$M$_\odot$のBHはNSCで形成できます。階層的な合併は、ペアの不安定性質量ギャップと中間質量BH（IMBH）のBHの形成につながりますが、金属の少ない環境でのみです。私たちの基準モデルでは、メタラリティ$Z\sim{}0.0002$で、ペアの不安定性質量ギャップにおけるプライマリBHとのBBHマージの割合は$\sim{}7\times{}10^{-3}$、$3ですNSC、GC、およびYSCでの\times{}10^{-4}$および$5\times{}10^{-6}$。金属の少ないNSCでは、BBHがIMBHレジームで一次質量と合併する割合は$\sim{}5\times{}10^{-4}$です。モデルのローカルBBHマージ率は$\sim{}10$から$\sim{}60$Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$の範囲です。NSCの階層BBHは$\sim{}10^{-2}-0.2$Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$を占め、上限は$\sim{}10$ですGpc$^{-3}$yr$^{-1}$。
| Title |
Gravitational-wave_signal_of_a_core-collapse_supernova_explosion_of_a_15_Solar_mass_star |
| Authors |
Anthony_Mezzacappa,_Pedro_Marronetti,_Ryan_E._Landfield,_Eric_J._Lentz,_Konstantin_N._Yakunin,_Stephen_W._Bruenn,_W._Raphael_Hix,_O.E._Bronson_Messer,_Eirik_Endeve,_John_M._Blondin,_J._Austin_Harris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15099 |
15太陽質量星のコア崩壊超新星爆発の3次元シミュレーションのコンテキストで計算された重力波信号について報告します。シミュレーションは、ニュートリノ流体力学コードChimeraを使用して実行されました。両方の偏波について、重力波のひずみを時間の関数として詳細に説明し、それらの物理的な起源について説明します。また、対応するスペクトルシグネチャも示します。モデルの重力波放出には2つの重要な機能があります。ニュートリノ駆動の対流の結果としてゲイン層から低周波放出（<200Hz）が発生し、プロトからSASIと高周波放出（>600Hz）が放出されます。-中性子星、その中のレドックス対流による。高周波放射は、モデル内の重力波放射を支配し、対流オーバーシュートにより、その上の対流的に安定した層からではなく、対流層自体から主に放射されます。さらに、低周波放射は、そこに降着するため、原始中性子星からではなく、利得層自体から発生します。モデルにSASIの証拠を提供し、低周波の重力波放射スペクトルのピークがそれに対応することを示します。ゲインレイヤーの起源を考慮して、モデル内のSASI放出をpモード放出として分類し、渦音響起源ではなく純粋な音響起源をそれに割り当てます。私たちの支配的な原始中性子星の重力波放出は、表面gモードからの放出によって十分に特徴付けられておらず、観測されたピーク周波数と、表面gの仮定の下で分析推定によって表される原始中性子星の質量と半径との関係を複雑にしますモード放出。現在および次世代の重力波検出器の感度曲線とともに、周波数正規化特性ひずみを示します。
銀河ミニスターバーストW43に向けた拡散ガンマ線放出
この論文では、若い星形成領域W43へのガンマ線放出のフェルミ大面積望遠鏡（LAT）検出について報告します。最新のソースカタログと拡散背景モデルを使用して、拡張されたガンマ線の超過が約16$\sigma$の有意性で検出されます。ガンマ線放出は、光子指数が$2.3\pm0.1$のスペクトルを持っています。また、HIガス列密度に対する不透明度補正を考慮して、この領域のガス含有量の詳細な分析を行いました。加速された陽子および原子核と周囲のガスとの相互作用からガンマ線が生成されると仮定すると、宇宙線（CR）の陽子エネルギーの合計は、およそ$10^{48}\\rmerg、$と推定されます。この領域を銀河の他の星形成領域と比較すると、CR光度は、星形成速度（SFR）よりも風力とよく相関していることがわかります。この結果は、CRがこれらのシステムの恒星風によって主に加速されていることを示唆しています。
宇宙線輸送特性の変化は、電子および陽子データの高エネルギー特性を結び付けます
| Title |
Changes_in_cosmic-ray_transport_properties_connect_the_high-energy_features_in_the_electron_and_proton_data |
| Authors |
Ottavio_Fornieri,_Daniele_Gaggero,_Daniel_Guberman,_Loann_Brahimi,_Alexandre_Marcowith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15321 |
このレターでは、DAMPEコラボレーションによって最近報告された宇宙線陽子スペクトルの$\sim10\、\mathrm{TeV}$のスペクトル特性と、$\sim1\、\mathrm{のスペクトルブレークを同時に解釈します。TeV}$はHESSで測定近くにある隠された宇宙線加速器の特徴としてのレプトンスペクトル。この解釈は、拡散係数の剛性スケーリングが$\sim200\、\mathrm{GV}$で硬化を特徴とする限り、異方性データと一致することを示します。これは、AMS-02コラボレーション。スペクトルの特徴は、大規模な拡散宇宙線海だけでなく、線源によって注入された粒子にも一貫して適用されます。
XMM-NewtonとINTEGRALで調査されたSupergiant Fast X-ray Transient IGR
J16479-4514からのダスト散乱ハローと巨大硬X線フレア
| Title |
Dust-scattering_halo_and_giant_hard_X-ray_flare_from_the_Supergiant_Fast_X-ray_Transient_IGR_J16479-4514_investigated_with_XMM-Newton_and_INTEGRAL |
| Authors |
V._Sguera,_A._Tiengo,_L._Sidoli,_A._J._Bird |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15329 |
IMMJ16479-4514のXMM-NewtonおよびINTEGRALデータの分析結果を報告します。2012年に行われた未発表のXMM-Newton観測は、原食の間に発生しました。線源から点状のX線放射は検出されませんでした。逆に、X線の拡張放射は、X線放射によって生成されたダスト散乱ハローと互換性のあるサイズの距離まで明らかに検出され、その後、伴星のドナー星によって遮られました。。ダスト散乱ハローの拡散放出は、2008年に発表された以前のXMM-Newton観測と比較して、中心点X線源からの汚染なしに観察できました。拡散放出の2012年の未発表スペクトルの包括的な分析も同様に2008年の時点で、3つの隣接する時間間隔から抽出されたスペクトルと異なる抽出領域（点状および拡張放出用に最適化）により、散乱ハロースペクトルを2008年の日食中の残留点状放出から明確に解き明かすことができました。さらに、2008年に検出された点状の放出は、それぞれ発生源からの直接放出と恒星風の散乱に起因する2つの成分に分離できます。アーカイブされた未公開のINTEGRALデータから、非常に強く（3$\times$10$^{-8}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$）、高速（25分の持続時間）フレアを特定しました測定されたピーク光度が7$\times$10$^{37}$ergs$^{-1}$であるため、これは巨大硬X線フレアとして分類されました。SFXTからの巨大なX線フレアは非常にまれで、現在までに別のソースから報告されたのは1つだけです。IGRJ16479-4514の場合の原因を説明する物理的なシナリオを提案します。
パルサー電波放射メカニズムI：線形領域におけるラングミュア波の増幅について
| Title |
Pulsar_radio_emission_mechanism_I_:_On_the_amplification_of_Langmuir_waves_in_the_linear_regime |
| Authors |
Sk._Minhajur_Rahaman,_Dipanjan_Mitra,_George_I._Melikidze |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15395 |
観測により、通常の期間の無線パルサーでは、コヒーレントな曲率放射が軽い円柱の10$\％$内で励起されることが示唆されています。コヒーレンスは、開いた磁力線に沿って相対論的に流れる1次元プラズマフローにおけるラングミュアモードの不安定性に起因します。この作業では、ホットプラズマ処理を使用して、現実的なパルサーパラメーターのラングミュアモードの流体力学的分散関係を解決します。ソリューションには、高エネルギービームによって駆動される2ストリーム不安定性の3つのシナリオが含まれます。これは、二次プラズマでの電子-陽電子分布関数の分離につながる縦ドリフトと、2つの空間的な重なりを引き起こす雲と雲の相互作用によるものです。連続する二次プラズマ雲。後者の2つのシナリオでのみ十分な増幅が得られることがわかります。私たちの分析は、縦方向のドリフトが特定の多極表面場の形状に対してのみ高い成長率によって特徴付けられることを示しています。これらの構成では、中性子星の表面から数十kmから非常に高い成長率が得られ、その後、距離が増加するにつれて単調に減少します。雲と雲の重なりの場合、成長率は表面から数百km後にのみ高くなり、最初は増加し、距離が離れるにつれて減少します。中性子星表面から約1000km上空の空間ウィンドウが見つかりました。ペアプラズマが高輝度温度を説明するのに十分な密度であるときに、大きな振幅のラングミュア波を励起できます。
GRBで確認されたwidth-Eisoおよびwidth-Liso関係：AmatiおよびYonetoku関係との比較
| Title |
Confirmed_width-Eiso_and_width-Liso_relations_in_GRB:_comparison_with_the_Amati_and_Yonetoku_relations |
| Authors |
Zhao-Yang_Peng,_Yue_Yin,_Ting_Li,_Hui_Wu,_Dao-Zhou_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15443 |
このホワイトペーパーでは、既知の赤方偏移のあるKonus-Windによって観測された141BEST時間積分Fスペクトルと145BESTピークフラックスPスペクトルを含むサンプルを選択して、スペクトル幅と$E_{iso}$の間の接続を再確認します。$L_{iso}$。6つのタイプの絶対スペクトル幅を定義します。すべてのレストフレームの絶対スペクトル幅は、FスペクトルとPスペクトルの両方のロングバーストの$L_{iso}$だけでなく$E_{iso}$とも強く正の相関があることがわかります。すべての短いバーストは、width-$E_{iso}$関係の外れ値であり、ほとんどの短いバーストは、FスペクトルとPスペクトルの両方のwidth-$L_{iso}$関係の長いバーストと一致しています。さらに、さまざまなスペクトル幅に対応するすべてのロケーションエネルギー$E_{2}$および$E_{1}$も、$E_{iso}$および$L_{iso}$と正の相関があります。すべての関係をAmatiとYonetokuの関係と比較し、幅が$EF_{E}の最大約90\％のときに、width-$E_{iso}$とwidth-$L_{iso}$の関係を見つけます。$スペクトルは、それぞれAmati関係およびYonetoku関係とほぼ重なります。$E_{2}-E_{iso}$、$E_{1}-E_{iso}$および$E_{2}-L_{iso}$、$E_{1}-L_{iso}$の相関ロケーションエネルギーが最大99\％の場合、$EF_{E}$スペクトルの最大値は、それぞれAmatiおよびYonetokuの関係に非常に近くなります。したがって、長いバーストに対して、width-$E_{iso}$およびwidth-$L_{iso}$の関係が存在することを確認します。さらに、スペクトル形状が$E_{iso}$および$L_{iso}$に実際に関連していることを示します。アマティとヨネトクの関係は、エネルギーを$E_{iso}$と$L_{iso}$に関連付けるのに必ずしも最良の関係ではありません。それらは、width-$E_{iso}$とwidth-$L_{iso}$の関係、またはenergy-$E_{iso}$とenergy-$L_{iso}$の関係の特殊なケースである可能性があります。
マイクロカロリメータ時代のX線分光I：Fe XXIV K $ \ alpha $スペクトルに対するFe XXIV共鳴オージェ破壊の影響
| Title |
X-ray_spectroscopy_in_the_microcalorimeter_era_I:_Effects_of_Fe_XXIV_Resonance_Auger_Destruction_on_Fe_XXV_K$\alpha$_spectra |
| Authors |
P._Chakraborty,_G._J._Ferland,_M._Chatzikos,_F._Guzm\'an,_and_Y._Su |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15565 |
光学的に厚い雲の中のFeXXVK$\alpha$複合体の線強度を決定する際のFe$^{23+}$の重要性について議論し、共鳴オージェ破壊（RAD）でのリーダール（2005）の予測を調査しますCLOUDYと。最初はPerseusクラスターによって動機付けられましたが、私たちの計算は天文学で遭遇する幅広いカラム密度に拡張されます。FeXXVライン光子は、「ラインインターロック」の結果として、3電子鉄による吸収時にそのアイデンティティを変更/失う可能性があります。これは、吸収イオンの自動イオン化につながり、最終的にはRADによってFeXXVK$\alpha$光子を破壊します。FeXXVK$\alpha$複合体の4つのメンバーのうち、x線の光子のかなりの部分がFe$^{23+}$に吸収されて破壊され、x線の強度が低下します。たとえば、水素の列密度が10$^{25}$cm$^{-2}$の場合、RADが原因で$\sim$32\％のx光子が破壊され、wはほとんど影響を受けません。yの線の強度はわずかに（$\leq$2\％）減少します。zはRADの影響を直接受けませんが、zとxの線強度の対照的な動作は、x光子のごく一部（$\sim$2\％）をz光子に変換する可能性を示しています。高速熱電子からの電子散乱エスケープ（ESE）によるライン強度の変化についても説明します。
クラインニシナ効果と宇宙線電子スペクトル
放射エネルギー損失は、天の川を伝搬する際の宇宙線電子スペクトルを調整する上で非常に重要です。特に、逆コンプトン散乱（ICS）のKlein-Nishina（KN）効果により、高エネルギー電子のエネルギー損失が少なくなり、伝播電子スペクトルに痕跡が残ることが予想されます。Fermi-LAT、AMS-02、およびDAMPEによって観測された50GeV付近の宇宙線電子（または電子と陽電子）スペクトルのスペクトル硬化は、KN効果が原因である可能性があると提案されています。この研究では、トムソン体制からICSのKN体制への移行が実際には非常にスムーズであることを示しています。その結果、KN損失による予想される硬化機能はそれほど重要ではありません。宇宙線電子と陽電子のスペクトルの特徴を説明するには、一次電子スペクトルの追加の硬化が必要です。また、広いエネルギー範囲でICSエネルギー損失率を正確に計算するためのパラメーター化されたフォームを提供します。
太陽系における紫外線ベースの科学：進歩と次のステップ
| Title |
Ultraviolet-Based_Science_in_the_Solar_System:_Advances_and_Next_Steps |
| Authors |
Amanda_R._Hendrix,_Tracy_M._Becker,_Dennis_Bodewits,_E._Todd_Bradley,_Shawn_Brooks,_Ben_Byron,_Josh_Cahill,_John_Clarke,_Lori_Feaga,_Paul_Feldman,_G._Randall_Gladstone,_Candice_J._Hansen,_Charles_Hibbitts,_Tommi_T._Koskinen,_Lizeth_Magana,_Philippa_Molyneux,_Shouleh_Nikzad,_John_Noonan,_Wayne_Pryor,_Ujjwal_Raut,_Kurt_D._Retherford,_Lorenz_Roth,_Emilie_Royer,_Ella_Sciamma-O'Brien,_Alan_Stern,_Karen_Stockstill-Cahill,_Faith_Vilas,_Bob_West |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14993 |
太陽系ターゲットの最近のUV観測の重要性を確認し、今後10年間のさらなる測定、計測、および実験室での作業の必要性について説明します。過去10年間で、紫外線（UV）分光技術を使用した太陽系科学において多くの重要な進歩がありました。以前はほぼ排他的に巨大惑星大気、惑星外圏、彗星放出の研究にのみ使用されていましたが、最近、UVイメージング分光法がより広く適用されています。土星の月エンケラドスの間欠泉のようなプルームは、UV恒星の掩蔽観測の結果として一部発見され、この手法は、カッシーニミッション全体のプルームとジェットを特徴付けるために使用されました。同様の活動の証拠は、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）のUV放射および吸収イメージングを使用して、木星の月のエウロパで発見されています。太陽系全体の他の衛星や小さな天体では、UV分光法を利用して、活動の調査、表面組成の調査、宇宙風化効果の描写が行われています。UV測光研究は、レゴリス構造を明らかにするために使用されています。太陽系表面のUVイメージング分光法からの洞察は、表面組成、宇宙風化効果（例：放射線分解生成物）、小惑星の揮発性物質（例：[2][39][48][76][84]）、月（例[30][46][49]）、彗星核（例[85]）、氷の衛星（例[38][41-44][45][47][65]）。UVは一部の種、軽度の汚染物質、および他のスペクトル領域では検出されないことが多い粒径に敏感です。今後10年間で、HSTの観測は終了する可能性があります。将来のUV研究を強化するための新しいインフラストラクチャが決定的に必要です。これらのニーズには、将来のUV観測の改善に役立つ開発作業と、宇宙船のデータの解釈に役立つ実験室作業の両方が含まれます。UV計装は、今後10年間でさまざまなターゲットへのミッションで重要なツールになるでしょう。特に、大気のない物体のUV反射率調査の急速に拡大するアプリケーションにとっては。
ニューラルネットワーク（NN）ベースのメソッドは、ポスト相関、ポストキャリブレーション時間/周波数データの無線周波数干渉（RFI）の検出に適用されます。この作業のためにキャリブレーションはRFIに影響を与えますが、ポストキャリブレーションの削減されたデータセットが使用されます。実際の測定データにフラグを立てるための2つの機械学習アプローチが、グラウンドトゥルースとして既存のRFIフラグ技術AOFlaggerを使用して示されています。単一の層がネットワークを完全に接続することは、各時間/周波数サンプルを個別に使用して、各偏光の大きさと位相およびストークス可視性を特徴としてトレーニングできることを示しています。このメソッドは、各ベースラインのブールフラグマップを高度な精度で予測し、再現率0.69、精度0.83、F1-スコア0.75を達成しました。
惑星科学のための機械学習の統合：次の10年の展望
| Title |
Integrating_Machine_Learning_for_Planetary_Science:_Perspectives_for_the_Next_Decade |
| Authors |
Abigail_R._Azari,_John_B._Biersteker,_Ryan_M._Dewey,_Gary_Doran,_Emily_J._Forsberg,_Camilla_D._K._Harris,_Hannah_R._Kerner,_Katherine_A._Skinner,_Andy_W._Smith,_Rashied_Amini,_Saverio_Cambioni,_Victoria_Da_Poian,_Tadhg_M._Garton,_Michael_D._Himes,_Sarah_Millholland,_Suranga_Ruhunusiri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15129 |
機械学習（ML）メソッドは、構築する能力を拡張し、大規模なデータセットから洞察を引き出すことができます。惑星の観測量が増加しているにもかかわらず、私たちの分野では、他の科学と比較してMLのアプリケーションはほとんど見られません。これらの方法をサポートするために、惑星科学におけるデータに富んだ未来を強化するための10の推奨事項を提案します。
| Title |
Broadband,_millimeter-wave_anti-reflective_structures_on_sapphire_ablated_with_femto-second_laser |
| Authors |
R._Takaku,_S._Hanany,_H._Imada,_H._Ishino,_N._Katayama,_K._Komatsu,_K._Konishi,_M._Kuwata-Gonokami,_T._Matsumura,_K._Mitsuda,_H._Sakurai,_Y._Sakurai,_Q._Wen,_N._Y._Yamasaki,_K._Young_and_J._Yumoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15262 |
サファイアの反射防止膜（ARC）を設計、製造、測定し、比帯域幅が116％、ミリ波帯で少なくとも97％の透過率を実現しました。ARCは、1030nmで動作する15Wフェムト秒レーザーによるアブレーションを使用して、ピラミッド状のサブ波長構造（SWS）をパターン化することに基づいていました。2つのディスクのそれぞれの片面は、ピッチ0.54mm、高さ2mmのSWSで製造されました。平均アブレーション量除去率は1.6mm$^{3}$/分でした。2つのディスクのサンドイッチの測定では、43〜161GHzで97％を超える透過率が示されています。非対称のSWSによる差動伝送から生じる機器の分極（IP）を特徴付けます。2つのディスクサンドイッチを適切に配置すると、帯域全体のRMSIPは、垂直入射で0.07％、最大20度の入射角で0.6％未満と予測されます。これらの結果は、サファイアおよびアルミナなどの他の硬質材料上のSWSのレーザーアブレーションが、広帯域ARCを製造するための効果的な方法であることを示しています。
フォトンカウンティングハイコントラストアプリケーションのための確率的に変化するイメージプレーンの第一原理シミュレータ
| Title |
First_Principle_Simulator_of_a_Stochastically_Varying_Image_Plane_for_Photon-Counting_High_Contrast_Applications |
| Authors |
R._H._Dodkins,_K._Davis,_B._Lewis,_S._Mahashabde,_B._A._Mazin,_I._A._Lipartito,_N._Fruitwala,_K._O'Brien,_N._Thatte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15274 |
光学および近赤外線マイクロ波動的インダクタンス検出器（MKID）は、固有のスペクトル分解能を備えた低温検出器であり、誤ったカウントや読み出しノイズの可能性のない個々の光子を瞬時に記録できます。これらのプロパティは、フォトン統計ベースの惑星識別技術を有効にするだけでなく、従来のノイズ減算技術をより短いタイムスケールで実行することにより、MKIDを太陽系外惑星の直接イメージングに変換します。これらの検出器は急速に開発中であり、そのため、その性能向上の可能性の完全な範囲はまだ定量化されていません。MKIDExoplanetDirectImagingSimulator（MEDIS）は、MKIDを使用した高コントラストの観測用の汎用エンドツーエンド数値シミュレーターです。シミュレータは、現在の光伝搬ライブラリを活用し、それらに新しいMKIDシミュレーションモジュールを追加して、検出プロセス中に存在する多くの劣化効果の実用的なモデルを提供します。MEDISを使用して、従来のディファレンシャルイメージングテクニックを低フラックスの短時間観察に適用したときに、さまざまなMKIDプロパティの変更がコントラスト分離パフォーマンスにどのように影響するかを示します。コロナグラフ後の残留フラックスが高い場合、近接分離でパフォーマンスを向上させるには、最大カウントレートまたはピクセルサンプリングを増やす必要があることを示します。現在の機器で達成されている値からピクセル収率を80％にして100％に増やすと、3$\lambda/D$と$\simで$\sim$4の係数のコントラストが改善されると予測しています。6$\lambda/D$で8ドル。この低フラックス体制でより良いコントラスト性能を実現するには、光子到達時間統計でエンコードされた情報を活用する必要があります。
複数の異なるランダムパターンを持つX線帯域でのアーチファクトのないコード化された開口イメージング
| Title |
Artifact-less_Coded_Aperture_Imaging_in_the_X-ray_Band_with_Multiple_Different_Random_Patterns |
| Authors |
Tomoaki_Kasuga,_Hirokazu_Odaka,_Kosuke_Hatauchi,_Satoshi_Takashima,_Tsubasa_Tamba,_Yuki_Aizawa,_Soichiro_Hashiba,_Aya_Bamba,_Yuanhui_Zhou_and_Toru_Tamagawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15278 |
コード化された開口イメージング技術は、観測天体物理学におけるX線イメージングの有用な方法です。しかしながら、復号化された画像におけるイメージングノイズまたはいわゆるアーチファクトの存在は、この方法の欠点である。画像のアーチファクトを大幅に低減するために、複数の異なるランダムパターンを使用する新しいコード化された開口イメージング法を提案します。このアパーチャマスクには、複数の異なるパターンが含まれており、それぞれがデコードされた画像に異なるアーチファクト分布を生成します。異なるパターンのすべてのデコードされた画像を合計することにより、アーチファクトの分布がキャンセルされ、非常に正確な画像が得られます。シンクロトロン光子施設SPring-8での単色16keV硬X線ビームのイメージング実験でこの概念を実証します。CMOSイメージセンサーと、直径の穴で構成される4つの異なるランダムパターンを持つアパーチャマスクを組み合わせて使用します。27umの分離と39umの分離。イメージングシステム全体が長さ25cmのコンパクトなサイズで設置され、30インチ未満の角度分解能（半値全幅）を実現します。さらに、モンテカルロシミュレーションにより、異なるパターンの数が8または16に増えると、アーティファクトをより効果的に削減できることがわかります。
楕円軌道および双曲線軌道に対する時間変換された跳躍インテグレータのステップサイズ効果
時間変換された分離可能なハミルトニアン（または時間変換されたシンプレクティック積分器;TSI）に適用されたドリフトキックドリフト（DKD）タイプの跳躍型シンプレクティック積分器は、ケプラー軌道を正確に保存することが知られています。楕円軌道の場合、このような特徴は任意のステップサイズで現れます。しかし、それは双曲線軌道には当てはまりません。ハーフステップサイズが平均異常の共役運動量より大きい場合、相転移が発生し、新しい位置は双曲線軌道の非物理的な対応物にジャンプします。一度起こると、省エネは壊れます。代わりに、運動エネルギーから位置エネルギーを差し引いたものが、新しい保存量になります。そのような現象を数学的に説明します。私たちの結果は、TSI法をより深く理解し、TSI法を使用して双曲線の遭遇を解決する際のステップサイズの有用な制約を提供します。これは、（Bulirsch-Stoer）外挿積分器を一緒に使用する場合に特に重要です。積分誤差の収束が必要です。
南極のドームAでの天文観測の夜間測定
| Title |
Night-time_measurements_of_astronomical_seeing_at_Dome_A_in_Antarctica |
| Authors |
Bin_Ma,_Zhaohui_Shang,_Yi_Hu,_Keliang_Hu,_Yongjiang_Wang,_Xu_Yang,_Michael_C._B._Ashley,_Paul_Hickson_and_Peng_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15365 |
見ると、大気の乱流によってぼやけた恒星の画像の角度サイズは、天文サイトの品質を評価するために使用される重要なパラメーターです。最高の中緯度サイトでの中央値は、一般に0.6--0.8\、arcsecの範囲です。南極台地のサイトは、強いが薄い境界層の上にある自由大気の比較的弱い乱流が特徴です。ドームCで見られる中央値は、典型的な高さが30mの境界層の上で0.23〜0.36アーク秒と推定されます。ドームAとFでは、これまでの唯一の測定値は昼間に行われました。ここでは、差分画像モーションモニターを使用して、ドームAでの夜間のシーイングの最初の直接測定を報告します。わずか8メートルの高さに位置し、0.13メートルの低い弧を記録し、ドームCの高さ20メートルの高さに匹敵する観測統計を提供しました。境界層が下にあったことを示しています時間の8\、m31\％。そのようなとき、中央値の見方は0.31\、arcsecで、自由大気の見方と一致していました。シーイングおよび境界層の厚さは、表面付近の温度勾配と強く相関していることがわかります。相関関係は、音響レーダーから発見されたように、ドームAの境界層の厚さの中央値が約14mであることを確認します。境界層が薄いため、望遠鏡をその上に配置するのが難しくなくなり、自由大気へのアクセスが向上します。
ヌリング干渉計とシングルモードファイバー給電分光器を使った太陽系外惑星科学
| Title |
Exoplanets_Sciences_with_Nulling_Interferometers_and_a_Single-Mode_Fiber-Fed_Spectrograph |
| Authors |
Ji_Wang_(OSU)_and_Colby_Jurgenson_(OSU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15529 |
太陽系外惑星の雰囲気を理解することは、それらの形成の歴史と潜在的な居住性を解読するためのマイルストーンです。太陽系外惑星の高コントラストのイメージングと分光法は、目標に向かう主要な経路です。太陽系外惑星を直接イメージングするには、高い空間分解能が必要です。干渉法は、空間分解能を向上させる効果的な方法であることが証明されています。ただし、干渉法、高コントラストイメージング、および高解像度分光法を組み合わせる方法はほとんど検討されていません。ギャップを埋めるために、現在の世代の8-10メートル望遠鏡のデュアル開口ファイバーナラー（FN）を提示します。（2）デブリディスクシステム内の惑星を検出する。高解像度スペクトログラフにFNを供給するという概念は、将来の宇宙や地上のミッションにも使用できます。デュアル開口FNを使用して、将来の宇宙干渉ミッションのためにMスター周辺の岩石の多い惑星でバイオシグネチャーを検索するケーススタディを紹介します。さらに、巨大なマゼラン望遠鏡（GMT）を例として使用して、将来の超大型望遠鏡にFNをどのように装備できるかを説明します。
MドワーフV.輝度、色、およびスペクトルエネルギー分布のCARMENES入力カタログ
| Title |
CARMENES_input_catalogue_of_M_dwarfs_V._Luminosities,_colours,_and_spectral_energy_distributions |
| Authors |
C._Cifuentes,_J._A._Caballero,_M._Cortes-Contreras,_D._Montes,_F._J._Abellan,_R._Dorda,_G._Holgado,_M._R._Zapatero_Osorio,_J._C._Morales,_P._Amado,_V._M._Passegger,_A._Quirrenbach,_A._Reiners,_I._Ribas,_J._Sanz-Forcada,_A._Schweitzer,_W._Seifert,_and_E._Solano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15077 |
居住可能な可能性のある地球サイズの惑星の探索におけるM個の矮星の関連性は、過去数年間で大幅に増加しています。特にCARMENES調査のために、確認された潜在的な惑星ホスティングM矮星を包括的かつ正確に特徴付けるための継続的な取り組みにおいて、スペクトルエネルギー分布、光度、絶対等級、色を含む包括的なマルチバンドフォトメトリック分析を実行しました。基本的な天体物理学パラメータを導出したスペクトルタイプ。紫外から中赤外までの20の通過帯域で測光を慎重に編集し、最新の視差距離と、主にガイアDR2からの2479K5VからL8の星のサンプルと超低温矮星の近接多重度情報を組み合わせました。2210近く、明るいM矮星。このために、仮想天文台ツールを広範囲に使用しました。1843の単一の星の正確なボロメータ光度と実効温度を均一に計算し、それらの半径と質量を導き出し、金属性の影響を調べ、その結果を文献と比較しました。40000を超える個別に検査された等級は、個々のスペクトルタイプごとに平均化された、星の基本データおよび派生パラメータとともに、天文学コミュニティに公開されています。さらに、若い銀河の人口に割り当てられている40の新しい近い複数のシステムと候補rho<3.3arcsecと36の過光星を報告しました。新しい時代の太陽系外惑星は、トランジット（例：TESS、PLATO）と半径方向速度（例：CARMENES、NIRPS+HARPS）を介してM個の小惑星を探索します。この作業は、恒星、したがって惑星パラメータの決定にとって基本的に重要です。
コロナルループフラックスチューブの断面
コロナルループは、コロナ磁場とコロナ加熱の両方の性質に関する重要な情報を明らかにします。対応するフラックスチューブの断面の形状と、位置によってどのように変化するかは、特に重要な特性です。それらは、電場の拡大と加熱の電場間の空間分布を直接示しています。Hi-Cロケット実験の最初の飛行からの高空間分解能観測を使用して20のループを調べ、ループ軸に沿った位置の関数として強度と幅を測定しました。強度と幅は、相関しないか、直接依存する傾向があるため、一緒に増減することがわかります。これは、管のねじれが無視できないほどであり、プラズマ放射率が磁場に沿ってほぼ均一であるという仮定の下で、磁束管の断面がほぼ円形であることを意味します。形状は完全な円である必要はなく、放射率は断面内で均一である必要はありませんが、放射のサブ解像度パッチは、次数が1のアスペクト比を持つエンベロープ内で準均一に分布している必要があります。これは、フラックスチューブが高さとともに拡大するが、主に視線方向に拡大するため、対応する（比較的目立つ）ループの幅がほぼ均一で、長年のパズルのように見えるという提案についての疑問を提起します。また、より複雑な多様体構造の可能性は開いたままですが、ほとんどのループが単純なワープシートに対応しているという考えにも疑問を投げかけています。
拡張された緑色のオブジェクトG19.88-0.53の多波長調査：プロトクラスターの解明
| Title |
Multiwavelength_investigation_of_extended_green_object_G19.88-0.53:_Revealing_a_protocluster |
| Authors |
Namitha_Issac_(1),_Anandmayee_Tej_(1),_Tie_Liu_(2,3),_Watson_Varricatt_(4),_Sarita_Vig_(1),_Ishwara_Chandra_C.H._(5),_Mathias_Schultheis_(6),_Govind_Nandakumar_(7,8)_((1)_Indian_Institute_of_Space_Science_and_Technology,(2)_Shanghai_Astronomical_Observatory,_Chinese_Academy_of_Sciences,_Shanghai,_Peoples_Republic_of_China,_(3)_Key_Laboratory_for_Research_in_Galaxies_and_Cosmology,_Chinese_Academy_of_Sciences,_Shanghai,_Peoples_Republic_of_China,_(4)_Institute_for_Astronomy,_UKIRT_Observatory,_USA,_(5)_National_Centre_For_Radio_Astrophysics_(NCRA-TIFR),_Pune,_India,_(6)_Laboratoire_Lagrange,_Universit\'e_C\^ote_d'Azur,_France,_(7)_Research_School_of_Astronomy_&_Astrophysics,_Australian_National_University,_ACT,_Australia,_(8)_ARC_Centre_of_Excellence_for_All_Sky_Astrophysics_in_Three_Dimensions_(ASTRO-3D),_Australia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15186 |
このホワイトペーパーでは、拡張された緑色の物体G19.88-0.53に関連する星形成の多波長分析について説明します。G19.88-0.53は、検出された複数の無線およびミリ波コンポーネントを使用して、単一の大規模な若い恒星オブジェクトではなく、プロトクラスターを含んでいることを明らかにしました。アップグレードされたインドのジャイアントメーター波電波望遠鏡を使用して、イオン化されたサーマルジェットを検出します。UKIRT-UISTによる近赤外分光法は、この領域の性質と同時に、複数の衝撃波励起H2ラインの存在を示しています。ALMAデータを使用したガス運動学の詳細な調査により、G19.88-0.53は、降着段階の高温コアから可能性のあるUCHII領域への複数の流出を駆動するコアまでの幅広い進化スペクトルにまたがる高質量星形成コンポーネントを持つアクティブなプロトクラスターとして明らかになっています。
新しい白色矮星-超クール矮星バイナリ候補の確認
| Title |
Confirming_new_white_dwarf-ultracool_dwarf_binary_candidates |
| Authors |
Miriam_Hogg,_Sarah_Casewell,_Graham_Wynn,_Emma_Longstaff,_Ian_Braker,_Matthew_Burleigh,_Rosanna_Tilbrook,_Stephan_Geier,_Detlev_Koester,_John_Debes,_Nicolas_Lodieu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15389 |
UKIDSSカタログの近赤外線の過剰によって識別される、将来の新しい白色矮星L矮星バイナリを発見するための研究結果を提示します。光学スペクトルを得て、22個の主要星の白色矮星の性質を検証し、10個を白色矮星として確認し、それらの有効温度と重力を決定しました。10人の白い小人すべてについて、近赤外線の過剰は確かにクールな仲間を示していると判断しました。これらのうち6つは後期Mドワーフの仲間を示唆しており、3つは候補Lドワーフの仲間で、1つはM$-$L境界をまたいでいます。また、白色矮星の原色が以前に確認されていた8つの追加の白色矮星-超低温矮星連星の近赤外スペクトルも示します。これらのスペクトルは、M$-$L境界の1つの候補、3つの潜在的なLドワーフのコンパニオン、および1つの疑わしいMドワーフを示し、$\sim$6時間の期間で測光の変動を示し、システムが近いことを示唆しています。これらのシステムが近いか、または広く分離されているかを確認するには、半径方向の速度の追跡が必要です。
Elsasser変数で計算されたキンク波の波圧とエネルギーカスケードレート
数値シミュレーションにより、垂直方向に構造化されたプラズマ内の単方向波の新しいタイプの乱流が明らかになりました（Magyaretal。2017）。この新しいタイプの乱流では、横方向の構造化によって上向きに伝播する波が変更され、両方のElsasser変数が含まれるため、よく知られている垂直カスケードが発生します。この論文では、円筒形のフラックス管におけるキンク波の非線形進化の解析的記述を研究します。それらが伝播波と定在波の両方に非線形カスケードを引き起こすことを示します。波圧とエネルギーカスケードレートの明示的な式を計算します。計算された減衰率{\tau}/Pは、フラックスチューブとバックグラウンドプラズマの密度コントラストに依存し、キンク波の振幅に反比例します。密度コントラストへの依存性は、特に下部の太陽コロナで役割を果たすことを示しています。これらの式は、太陽大気のアルフベン波駆動モデル（AWSOM、vanderHolstetal。2014など）に追加され、UAWSOM（UniturbulenceandAlfvenWaveSolarModel）に変更されます。
| Title |
Dark_Matter_Spectra_from_the_Electroweak_to_the_Planck_Scale |
| Authors |
Christian_W._Bauer,_Nicholas_L._Rodd,_Bryan_R._Webber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15001 |
Plankスケールまで、電弱対称性の破れのスケールを超える質量を持つ暗黒物質（DM）の減衰スペクトルを計算します。壊れていない標準モデルへの崩壊を含む任意のハードプロセスの場合、光子、ニュートリノ、陽電子、反陽子を含む安定状態の迅速な分布を決定します。これらのスペクトルは、IceCube、HAWC、CTA、およびLHAASOを含む現在および今後の実験で調査されるように、最高エネルギーでの間接検出を介したDMの検索における重要な要素です。私たちのアプローチは、既存の方法を大幅に改善します。たとえば、関連するすべての電弱相互作用が含まれます。これらの効果の重要性はDMの質量とともに増大し、EeVにより、スペクトルは既存の結果と桁違いに異なる場合があります。
通常、再加熱などの初期の情報は入手が困難です。この論文では、適切な状況で、比較的遅い時間に右利きの無菌ニュートリノが左利きのニュートリノに崩壊し、熱履歴を自由に伝播することで再加熱からの情報を運ぶことができると主張します。混合角が小さすぎない場合、適切な右手ニュートリノの質量はおよそ${\calO}$（MeV-GeV）です。典型的なスペクトルを特定し、それらがインフラトンの質量と再加熱温度の比率に関する情報を提供すると主張します。この原始ニュートリノ信号は、IceCubeで検出できるほど強力な場合があります。より推測的に、$T_R={\calO}（1-100）\、{\rmMeV}$、および$m_\phi={\calO}（10^{16-19}）\、$GeV彼らは観測されたPeVイベントを説明することさえできます。また、より一般的な相対論的な暗い粒子がそのようなメッセンジャーの役割を果たすことができ、PeVイベントを可能にするだけでなく、$H_0$-tensionを緩和することもできます。
$ \ chi $ aro $ \ nu $：WIMPからのニュートリノフラックス生成のためのツール
| Title |
$\chi$aro$\nu$:_a_tool_for_neutrino_flux_generation_from_WIMPs |
| Authors |
Qinrui_Liu,_Jeffrey_Lazar,_Carlos_A._Arg\"uelles,_Ali_Kheirandish |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15010 |
ガンマ線、宇宙線、ニュートリノなど、すべての宇宙メッセンジャーを使用して、暗黒物質のシグネチャーの間接検索が行われています。ニュートリノからの暗黒物質の探索は、太陽や地球のコアなどの高密度環境での暗黒物質プロセスから、または観測可能な宇宙の端から検出器に到達できる唯一の宅配便であるため、特に重要です。この作品では、ギリシャ語の神話にちなんで名付けられた$\chi\acute\alpha\rho\omega\nu$の精神に基づいて、ダークセクターと標準を橋渡しするソフトウェアパッケージ$\chi$aro$\nu$を紹介します。さまざまな天体暗黒物質の凝集からのニュートリノフラックスを予測することによるモデル化。生産時点でのフラックスは、$\chi$aro$\nu$によって内部的に計算されるか、ユーザーが指定したテーブルから取得されます。次に、$\chi$aro$\nu$は、このフラックスを真空または高密度の媒体を介して伝播し、観測者の場所で予想されるニュートリノの収量を返します。$\chi$aro$\nu$の開発では、高密度媒体でのニュートリノの生成を再検討および更新し、高エネルギーニュートリノの伝播を更新し、ニュートリノ輸送の不確実性の原因を調査しました。このパッケージは、電弱補正を含む新しい計算と組み合わされ、暗黒物質の崩壊からのニュートリノフラックスの最新かつ完全なリポジトリと、地球、太陽からの1GeVから10PeVのエネルギー範囲にわたる消滅をもたらします。、そして銀河のハロー。
cGENIE地球システムモデルにおける海洋および大気のメタン循環
| Title |
Oceanic_and_atmospheric_methane_cycling_in_the_cGENIE_Earth_system_model |
| Authors |
Christopher_T._Reinhard,_Stephanie_L._Olson,_Sandra_Kirtland_Turner,_Cecily_Palike,_Yoshiki_Kanzaki,_Andy_Ridgwell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15053 |
メタンサイクルは、惑星の気候、生物学的代謝、および炭素、酸素、硫黄、水素の地球規模の生物地球化学サイクルを結びつける地球システムの重要な要素です。しかし、現在欠けているのは、メタンが生成および破壊される可能性のある海洋の多様な環境をシミュレートできる数値モデルであり、地球のメタン循環に対する比較的最近の摂動だけでなく、メタン循環を調査する柔軟性も備えています地球の歴史のほとんどに特有の、他の地球に似た惑星に広がる可能性が高い還元条件の下での関連する気候への影響。ここでは、パラメータ化された大気の光化学と微生物のメタン生成、好気性メタノトローフィ、およびメタンの嫌気性酸化のスキームを含む、中複雑度の地球システムモデルcGENIEでの海洋大気メタンサイクルの拡大を示します。モデルフレームワークについて説明し、モデルのパラメーター化と最新の観測値を比較して、一連のシミュレーション例を通じてモデルの柔軟性を示します。デフォルトのモデルパラメータを厳密に調整しようとはしていませんが、シミュレートされた大気中のメタンレベルと海洋に溶解したメタンの分布は、現在および最近の地球の経験的制約と概ね一致しています。最後に、大気への一時的な炭素注入に起因するメタンサイクルの時間依存動作を理解する上でのモデルの有用性を示し、定常大気メタンに対する海洋化学および微生物代謝の熱力学の影響を調べるモデルアンサンブルを提示します。豊富。
| Title |
Caustics_in_gravitational_lensing_by_mixed_binary_systems |
| Authors |
Valerio_Bozza,_Silvia_Pietroni_and_Chiara_Melchiorre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15119 |
$n$と$m$のインデックスが異なる2つのレンズを使用した非対称のケースで、ポテンシャル$1/r^n$のバイナリレンズを調査します。これらの種類のポテンシャルは、さまざまなべき法則によって記述されるハローのある銀河から、ワームホールや外来物質によるレンズ効果に至るまで、いくつかのコンテキストで広く使用されています。この論文では、等強度の場合から始め、次に不等強度システムを探索する、混合バイナリの臨界曲線とコースティクスの完全なアトラスを提示します。また、すべての異なるトポロジ体制間の遷移も計算します。最後に、ワイドバイナリの場合と極端に不等強度の場合について、いくつかの有用な分析近似を見つけます。
微調整なしの高エネルギー衝突：バインドされたシステムでのシェルの加速と複数の衝突
| Title |
High_energy_collision_without_fine_tuning:_Acceleration_and_multiple_collisions_of_shells_in_a_bound_system |
| Authors |
Takafumi_Kokubu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15177 |
質量の大きい物体の高エネルギー衝突は、微調整なしで調査されます。重力拘束系における2つの球形の同心シェルの多重衝突を研究し、シェル間の質量中心エネルギーを計算します。初期パラメータを微調整することなく、2つのシェルの運動方程式を解きます。このバインドされたシステムでは、シェルが何度も衝突し、シェルのカオス的振る舞いのため、これらの動きは非常に重要です。その結果、各衝突の質量中心エネルギーは大きく変動し、ほぼ理論上の上限にさえ達します。微調整を行わなくても、理論的な限界のかなりの部分が複数の衝突時に自動的に達成されることが確認されています。同時に、いくつかの衝突後のシステムからのシェルの排出も調査します。最初のシェルのエネルギーが十分に大きい場合、2つのシェルがシステムに最初に閉じ込められていても、複数の衝突により1つのシェルがエネルギーを蓄積して無限に逃げることがあります。放出は、シェル間の重要なエネルギー移動を引き起こす複数の衝突によって引き起こされます。最大質量中心エネルギーとシェル放出を引き起こすエネルギー移動との関係についても説明します。
湿地の予想を満足する暖かいインフレの暴走の可能性
臨界点を持たない暴走ポテンシャルは、最近提案されたdeSitter湿地予測に非常によく適合する実行可能なポテンシャルです。この作業では、このようなポテンシャルを、温度に依存する立方体の散逸係数を生成する場の量子論モデルによって動機付けされた暖かいインフレシナリオに埋め込みます。そのようなモデルは現在の観測と調和することができ、3つのスワンプランド予想、つまりスワンプランド距離予想、deSitter予想、およびトランスプラクシアン検閲予想のすべてを同時に満たすことができることが実証されています。これらの機能により、このようなモデルは、スワンプランドから離れた、量子重力およびストリング理論における有効な場の理論モデルの観点から実行可能になります。
| Title |
Beyond_Einstein's_General_Relativity:_Hybrid_metric-Palatini_gravity_and_curvature-matter_couplings |
| Authors |
Tiberiu_Harko,_Francisco_S._N._Lobo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15345 |
アインシュタインの一般相対性理論（GR）は、おそらく人間の心によってこれまでに考案された最大の知的成果の1つです。実際、前世紀にわたって、GRは非常に成功した理論であり、十分に確立された実験的な基盤を備えていることが証明されています。しかし、支配的な重力場方程式の新しい不均衡を表す後期宇宙加速の発見により、理論家や実験家は、GRが重力の正しい相対論的理論であるかどうかを疑問視し、修正重力の多くの研究に拍車をかけました、ここで、ヒルベルトアインシュタインアクションの拡張は重力場を表します。このレビューでは、2つの主に$f（R）$重力の拡張された拡張の詳細な理論的および現象論的分析を実行します。つまり、次のとおりです。（ii）曲率と物質のカップリングによる重力の修正。前者と比較して、$f（R）$重力のメトリックバージョンとPalatiniバージョンの両方に興味深い機能があるが、重大な欠点もあることが確立されています。これらの形式の両方からの要素を含むハイブリッドの組み合わせは、観察された現象論の説明に非常に成功し、元のアプローチのいくつかの欠点を回避します。曲率と物質の結合理論に比べて、これらは$f（R）$重力の興味深い拡張を提供します。スカラー曲率$R$の任意の関数と物質のラグランジアン密度の間の明示的な非最小結合は、非消失を引き起こします。エネルギー運動量テンソルの共変微分。私たちは、両方の理論を多数のアプリケーション、すなわち、弱め界の限界、銀河系および銀河系外のダイナミクス、宇宙論、恒星型コンパクトオブジェクト、不可逆な物質の生成プロセス、および特定の曲率物質結合理論の量子宇宙論で徹底的に探索します。
ダークDブレーン宇宙論：背景の進化から宇宙論的摂動まで
| Title |
Dark_D-Brane_Cosmology:_from_background_evolution_to_cosmological_perturbations |
| Authors |
Carsten_van_de_Bruck_and_Elsa_M._Teixeira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15414 |
暗黒物質が高次元空間を移動するDブレーン上に存在する暗Dブレーンモデルの宇宙論的予測を研究します。構築により、ダークマターはこのフレームワークの標準モデルセクターと重力的にのみ相互作用します。暗黒エネルギースカラーフィールドはDブレーンの位置に関連付けられ、そのダイナミクスはディラックボルンインフェルトアクションでエンコードされます。一方、暗黒物質はDブレーン上の物質と識別され、自然に暗黒エネルギー\textit{via}に結合します。宇宙論的背景の数値的進化を分析し、関心のあるレジームが2つあるという事実を強調します。もう1つは、現時点ではカップリングが負の値です。後者では、負の値に向かって減少する前に、進化のかなりの部分でカップリングが正であるシナリオがあるという魅力的な可能性があります。どちらの場合も、カップリングは初期には非常に小さく、後期の支配的な時代にのみ成長し始めます。また、暗黒物質粒子間の有効な時間依存重力結合の式である線形宇宙摂動の方程式を導出し、CMB異方性と物質パワースペクトルの数値結果を示します。これにより、大規模構造の成長の予測を他の変形の典型的なモデルと直接比較できます。
私たちは、チクスルブ衝突の直後にシューマン共鳴フィールドの予想される大きさを推定し、それらが現在の値を約$5\times10^4$倍超えることを示します。チクスルブイベントの環境への影響により、シューマン共鳴パラメータの長期的な歪みも予想されます。シューマン共鳴が規制上の生物学的役割を果たす場合、一部の研究が示すように、小惑星/彗星の影響の結果としてのシューマン共鳴の励起と歪みは、影響に関連する他のストレス要因の中で、考えられるストレス要因であった可能性があります、恐竜の滅亡の一因となった。
最大限自己相互作用する暗黒物質：モデルと予測
$s$波の自己散乱断面積がユニタリティー境界をほぼ飽和させる自己相互作用暗黒物質（SIDM）シナリオを研究します。このような自己散乱断面積は、広範囲の速度における強い速度依存性を特徴としています。それらは、天の川の矮小回転楕円銀河から銀河団まで、広範囲の質量における暗黒物質ハローの観測によって示されるかもしれません。十分に動機付けられたSIDMモデル（ゲージ化された$L_{\mu}-L_{\tau}$モデルおよび複合非対称暗黒物質モデル）のユニタリティー境界を飽和させるモデルパラメーターを特定します。$H_{0}$張力や暗黒物質の直接検出実験などの宇宙論、およびビームダンプ実験などの粒子現象学のようなモデルパラメータの意味と予測について説明します。
| Title |
Accurate_mapping_of_spherically_symmetric_black_holes_in_a_parameterised_framework |
| Authors |
Prashant_Kocherlakota_and_Luciano_Rezzolla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15593 |
Rezzolla-Zhidenko（RZ）フレームワークは、少数の変数を使用して、重力の任意の計量理論で球対称のブラックホール時空を特徴付ける効率的なアプローチを提供します[L.RezzollaおよびA.Zhidenko、Phys。Rev.D.90、084009（2014）]。これらの変数は、原理的にはさまざまな天体物理学プロセスの地平線に近い測定値から取得できるため、強磁場領域でのブラックホールプロパティと一般相対性理論の両方の効率的なテストを可能にする可能性があります。ここでは、このフレームワークを拡張して、任意の漸近フラットな球対称メトリックのパラメーター化を可能にし、11次元（11D）パラメーター化空間$\Pi$の概念を導入します。ここで、各ソリューションを曲線または表面。この空間の$\mathscr{L}^2$ノルムは、シュヴァルツシルトブラックホールソリューションからの特定のコンパクトオブジェクトソリューションの偏差を測定するために使用されます。このフレームワーク内で、粒子軌道と光子軌道に関連するさまざまな観測量を計算し、得られる相対誤差が低い（約$10^{-6}$）ことを示します。特に、最も内側の安定した円軌道（ISCO）周波数、不安定な光子軌道影響パラメータ（シャドウ半径）、円形のケプラーオブザーバーの全軌道角速度プロファイル、およびさまざまなタイプのコンパクトオブジェクトのレンズ偏向角曲線全体を取得します。、さまざまな重力理論からの、非特異および特異ブラックホール、ボソン星、裸の特異点を含む。最後に、一般的に使用されるさまざまなブラックホール時空を記述するために必要な4次RZパラメータ化の最初の11個の係数を表形式で提供します。ISCO周波数などの天体物理学的観測値の1次RZパラメータ化と比較すると、ここで提供される係数により、2桁以上の精度が向上します。
