CMB調査における体系のスピン特性-包括的な形式
| Title |
Spin_characterisation_of_systematics_in_CMB_surveys_--_a_comprehensive_formalism |
| Authors |
Nialh_McCallum,_Daniel_B._Thomas,_Michael_L._Brown,_Nicolas_Tessore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00011 |
CMB$B$モードの偏光信号-原始重力波のシグネチャとレンズによって発生した信号の両方-は、系統的な影響による多くの汚染物質の影響を受けます。特に重要なのは、さまざまな「スピン」の信号の混合、特にはるかに大きなスピン0強度信号からスピン2分極信号への漏れをもたらす系統体系です。スピンの観点から信号を特徴付ける、任意のフォーカルプレーンセットアップに適用できる一般的な形式を示します。検出器によって観測されたスピン結合信号が、マップレベル、調和領域、およびパワースペクトルでどのように現れるかを表す一般式を提供し、偏光スペクトル（今後のCMB調査で関心のある信号）に焦点を当てます。パワースペクトルの系統的信号と固有の天空信号の間に、以前は特定されていなかったクロスタームの存在を示します。これは、場合によっては汚染の主要な原因となる可能性があります。形式は、偏光漏れの強度に限定されず、偏光混合を含むすべての漏れの完全な説明を提供し、完全および部分的（マスクされた）空の調査の両方に適用されるため、宇宙ベース、気球搭載、地上ベースの実験をカバーします。。ペア差分セットアップを使用して、差分ゲインとポインティングシステマティクスの効果を完全に特徴付けるために、それを使用して形式漏れを実証し、強度漏れと偏光混合の両方を組み込みます。フルタイムの順序付けされたデータシミュレーションで結果を検証します。最後に、付録で、単純なビニングマップ作成を拡張して追加のスピン情報を含めると、マップ作成プロセス中にスピン結合体系を削除できることを示します。
| Title |
Loop_corrections_to_the_power_spectrum_for_massive_neutrino_cosmologies_with_full_time-_and_scale-dependence |
| Authors |
Mathias_Garny,_Petter_Taule |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00013 |
パワースペクトルに対するループ補正は、アインシュタインデシッター（EdS）宇宙論から採用された近似非線形カーネルを使用して頻繁に計算されます。基礎となる流体力学の完全な時間依存性とスケール依存性を考慮に入れ、1ループおよび2ループ物質のパワースペクトルに対するニュートリノの自由ストリーミングの影響を評価するために適用できるアルゴリズムを提示します。ニュートリノ摂動は、ボルツマン/2流体ハイブリッドモデルで記述されます。適切な実効ニュートリノ音速を使用すると、線形レベルでのクラスボルツマン解に同意することが示されます。次に、このスキームを1ループと2ループで使用して、物質のパワースペクトルと大規模なニュートリノの簡略化された処理との正確な比較を実行します。冷たい暗黒物質+バリオン摂動とEdSカーネルを使用して非線形補正を計算する一般的に採用されているスキームの場合、z=0でk>0.15h/Mpcに対して1％を超える偏差が見られ、弱非線形のサブパーセント一致z=0.5でスケーリングします。また、質量のないニュートリノの2ループパワースペクトルに対するEdS近似の影響を示します。
天の川衛星国勢調査。 III。天の川衛星銀河の観測からの暗黒物質特性への制約
| Title |
Milky_Way_Satellite_Census._III._Constraints_on_Dark_Matter_Properties_from_Observations_of_Milky_Way_Satellite_Galaxies |
| Authors |
E._O._Nadler,_A._Drlica-Wagner,_K._Bechtol,_S._Mau,_R._H._Wechsler,_V._Gluscevic,_K._Boddy,_A._B._Pace,_T._S._Li,_M._McNanna,_A._H._Riley,_J._Garc\'ia-Bellido,_Y.-Y._Mao,_G._Green,_D._L._Burke,_A._Peter,_B._Jain,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_J._Annis,_S._Avila,_D._Brooks,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_J._De_Vicente,_S._Desai,_H._T._Diehl,_P._Doel,_S._Everett,_A._E._Evrard,_B._Flaugher,_J._Frieman,_D._W._Gerdes,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_K._Honscheid,_D._Huterer,_D._J._James,_E._Krause,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_O._Lahav,_M._A._G._Maia,_J._L._Marshall,_F._Menanteau,_R._Miquel,_A._Palmese,_F._Paz-Chinch\'on,_A._A._Plazas,_A._K._Romer,_E._Sanchez,_V._Scarpine,_S._Serrano,_I._Sevilla-Noarbe,_M._Smith,_M._Soares-Santos,_E._Suchyta,_M._E._C._Swanson,_G._Tarle,_D._L._Tucker,_A._R._Walker,_W._Wester_(DES_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00022 |
暗黒物質（DM）の基本的な特性を制約するために、天の川（MW）衛星銀河の包括的な研究を行います。この分析は、MW衛星の空間分布と検出可能性の不均一性を完全に組み込み、銀河とDMハロー間のマッピングの不確実性、MWシステムの特性、およびMWディスクによるサブハローの破壊を無視します。私たちの結果は、冷たく衝突のないDMパラダイムと一致しており、暖かく、相互作用し、ファジーな暗黒物質の粒子モデルに対してこれまでで最も強い宇宙論的制約をもたらします。信頼できる$95\％$で、サーマルレリックウォームDMの質量（$\mathit{i}$）の制限、$m_{\rmWDM}>6.5\\mathrm{keV}$（フリーストリーミングの長さ、$\lambda_{\rm{fs}}\lesssim10\、h^{-1}\\mathrm{kpc}$）、（$\mathit{ii}$）速度に依存しないDM$-$proton散乱クロスセクション、$\sigma_{0}<8.8\times10^{-29}\\mathrm{cm}^{2}$、$100\\mathrm{MeV}$DM粒子の質量（DM$-$proton結合、$c_p\lesssim（0.3\\mathrm{GeV}）^{-2}$）、および（$\mathit{iii}$）ファジーDMの質量、$m_{\phi}>2.9\times10^{-21}\\mathrm{eV}$（ドブロイ波長、$\lambda_{\rm{dB}}\lesssim0.5\\mathrm{kpc}$）。これらの制約は、DMプロパティに関する他の観測および実験室の制約を補完するものです。
修正ガウス・ボンネット重力における創発宇宙シナリオ
非線形状態方程式を使った重力のアインシュタインの一般理論で得られたフラットエマージェントユニバース（EU）に対応する4次元の物質なしで修正ガウスボンネット重力を提示します。宇宙の他の観測された特徴とのビッグバン特異点のないEUモデルは興味深いです。現在の宇宙はアインシュタイン宇宙の静的相から出現した宇宙が無限の過去に存在すると仮定されています。平坦なEUモデルを取得するために、模倣された$f（G）$-gravity（$G$はガウス-ボンネット項を表す）を問題なく再構築しました。f（G）-重力の関数形式が決定され、初期インフレーションと後期加速フェーズに問題なく対応します。
インフレの小規模テスト
インフレ粒子のコンテンツの小規模なシグネチャを調査します。有効な場の理論の説明を採用することにより、軽いスピン2粒子が原始重力波を発生させる場合を考えます。ヘリシティモードの時間依存の音速を許可すると、このセットアップは、たとえば、今後のレーザー干渉計によって検出可能な青いテンソルスペクトルを提供します。私たちの焦点は、このフィールド構成から生じるテンソル非ガウス性にあります。CMBスケールでバイスペクトルの振幅と形状関数を特徴付けた後、長いスケールのモード結合によってテンソルパワースペクトルに誘導される異方性が（スクイーズされた）原始非ガウス性の主要なハンドルとなる、より小さなスケールに進みます。SKAとLISAによってすぐに調査されるスケールでパーセントレベルの異方性を生成するパラメーター空間を特定します。
超新星とCMBなしの宇宙加速を再確認する
超新星のマグニチュード進化に関する最近の議論は、後期宇宙加速の堅牢性について疑問を投げかけています。以前の手紙では、Huangは、宇宙の年齢（PAge）に基づいたパラメーター化を使用して、宇宙加速のヌルテストを行いました。。この作業では、PAge近似を使用して宇宙膨張の歴史を探求し続けます。バリオン音響振動（音響スケールでCMBを前に{\itなし}）、重力の強いレンズ時間遅延、および宇宙のクロノメーターとして受動的に進化する初期銀河を使用して、両方の平面の宇宙加速の$\gtrsim4\sigma$検出を取得しますおよび非フラットページユニバース。非平坦なケースでは、バリオン音響振動と強いレンズ時間遅延から導出された空間曲率の間に$\gtrsim3\sigma$張力が見つかります。影響と考えられる体系について説明します。
弱いレンズ効果、X線、Sunyaev-Zel'dovichデータを組み合わせてフィッティングして、銀河のクラスターでスカラーテンソル理論を制約する
| Title |
Jointly_fitting_weak_lensing,_X-ray_and_Sunyaev-Zel'dovich_data_to_constrain_scalar-tensor_theories_with_clusters_of_galaxies |
| Authors |
Vincenzo_F._Cardone,_Purnendu_Karmakar,_Marco_De_Petris,_Roberto_Maoli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00580 |
縮退した高次スカラーテンソル（DHOST）理論は、スカラーテンソル理論の最も一般的なクラスと見なされるため、それらに対する制約はすべてのスカラーテンソルモデルに適用されます。DHOST理論は、銀河団のスケールでも重力の法則を変更するため、弱いレンズ効果（WL）、X線、Sunyaev-Zel'dovich観測量に影響を与えます。DHOST理論のフレームワークでクラスターのレンズ収束$\kappa$および圧力プロファイル$P$の理論式を導出し、それらが一般相対性理論（GR）の対応物からどれだけ逸脱しているかを定量化します。$\kappa$、$P$、および電子数密度$n_e$の測定を組み合わせることにより、クラスターとDHOST理論パラメーターの両方を制約できると主張します。フィッシャーマトリックス予測分析を実行して、空間分解能と測定された量のエラーのさまざまなシナリオを考慮して、これが本当に当てはまるかどうかを調査します。
標準のキャンドルとサイレンが$ H_0 $を救出
低および高赤方偏移タイプのIA超新星の従来のプローブと一緒に電磁対応物を備えた連星中性子星系の将来の観測がハッブル張力の解決に役立つことを示します。これらのプローブから推定される光度距離とその散乱は、基礎となる宇宙論に依存します。これらのシステムによって放出される光または重力波の重力レンズ効果とそれらの特有の動きを使用することにより、ニュートリノ質量の合計、$w_0+w_a（1-a）の形式でパラメーター化された暗黒エネルギーの状態方程式に対する制約を導き出します$、および宇宙のハッブル定数と冷たい暗黒物質密度。ニュートリノ質量の合計や暗黒エネルギーの性質など、十分に制約されていない物理量を取り除いた後でも、低赤方偏移重力波観測は、タイプIA超新星と組み合わせて、新しい物理を$\gtrsim4$-$\sigma$でのハッブルの緊張の根本的な原因。
SC 15A / CHARIS近赤外積分フィールド分光法によるHD 15115デブリディスクの分析
| Title |
SCExAO/CHARIS_Near-IR_Integral_Field_Spectroscopy_of_the_HD_15115_Debris_Disk |
| Authors |
Kellen_Lawson,_Thayne_Currie,_John_P._Wisniewski,_Motohide_Tamura,_Glenn_Schneider,_Jean-Charles_Augereau,_Timothy_D._Brandt,_Olivier_Guyon,_N._Jeremy_Kasdin,_Tyler_D._Groff,_Julien_Lozi,_Jeffrey_Chilcote,_Klaus_Hodapp,_Nemanja_Jovanovic,_Frantz_Martinache,_Nour_Skaf,_Eiji_Akiyama,_Thomas_Henning,_Gillian_R._Knapp,_Jungmi_Kwon,_Satoshi_Mayama,_Michael_W._McElwain,_Michael_L._Sitko,_Ruben_Asensio-Torres,_Taichi_Uyama,_Kevin_Wagner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00309 |
コロナグラフィック高角解像度イメージングスペクトログラフ（SCExAO）とコロナグラフィック高角度解像度イメージングスペクトログラフ（カリス）。SCExAO/CHARISは、ディスクを$\rho\sim0.2''$（$\rm{r_{proj}}\sim10$$\rm{au}$）、$\sim3-5$の係数まで解決します以前の最近の研究よりも小さい。$\rm{PA}$$\sim279.4^\circ-280.5^\circ$のディスク位置角度と$\rm{i}$$\sim85.3^\circ-86.2^\circの傾きを導出します$。システムの最近のSPHERE/IRDIS画像は2つのリングディスクジオメトリが大幅にずれていることを示唆している可能性がありますが、CHARIS画像はこの仮説の決定的な証拠を明らかにしていません。さらに、微分進化を使用して1つと2つの両方のリングジオメトリのモデルを最適化すると、Hongのような散乱位相関数を持つ単一のリングが、CHARIS視野内でデータに等しく一致することがわかります（$\rho\lesssim1''$）。ディスクの非対称性は、より大きな分離で十分に証明され、回復されます。ディスクの西側は、$0.25''$から$1''$の間のCHARISバンドパス全体で平均して約0.4等級明るく見えます。STIS/50CCD光学測光（$2000-10500$$\r{A}$）とCHARISNIR測光を比較すると、$0.4インチのディスク全体の両側に赤い（STIS/50CCD$-$CHARISブロードバンド）色が見られます-$\sim2''$の外側の領域の同様の波長で報告される青色とは対照的に、1''$の重複領域。さらに、この色は、より大きな分離で以前に推定されたよりも小さい最小粒子サイズを示唆している可能性があります。最後に、惑星コンパニオンに制約を提供し、観測された内部ディスクフラックスの非対称性と色の可能なメカニズムについて説明します。
原始惑星系円盤の局所モデルにおける風-MRI相互作用：I.オーミック抵抗
| Title |
Wind-MRI_interactions_in_local_models_of_protoplanetary_discs:_I._Ohmic_resistivity |
| Authors |
Philip_Kwong_Ching_Leung,_Gordon_I._Ogilvie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00906 |
磁気ディスクの風は、原始惑星系円盤の降着と構造形成を促進する原因となる重要なメカニズムです。最近の数値シミュレーションでは、これらの風が中立面についての従来の「砂時計」対称性、または単一記号の中央面トロイダル場によって支配される「傾斜」対称性をとることができることが示されています。この傾斜対称状態の形成はこれまで説明されていません。これらの風ソリューションの形成と形態に影響を与える大規模MRIチャネルモードの重要性を評価するために、放射状にローカルな1D垂直シアリングボックスシミュレーションを使用します。抵抗抵抗のみを考慮し、さまざまな磁化の影響を調査します。中央平面の$\beta$パラメータは$10^5$から$10^2$の範囲です。私たちの磁気風は、循環、推移、定常の3つの発達段階を経ることがわかります。定常風は、ローカルおよびグローバルシミュレーションで観測されたものと同様の傾斜対称プロファイルをとります。サイクルが$n=2$または$3$MRIチャネルモードの周期的励起と移流排除とによって駆動されること、および定常風への移行がはるかにゆっくりと成長する$n=1$モードによって引き起こされることを示します風の構造を変える。飽和は、強風による移流減衰と強いトロイダル磁場による不安定性の抑制の組み合わせによって実現されます。より高いディスク磁化は、傾斜した対称的な定常風に向かう傾向がより強くなり、より迅速に安定します。これは、原始惑星系ディスクの質量および磁束輸送プロセスに重要な影響を与える可能性があります。
日光の正確な放射速度測定のための重心補正
| Title |
Barycentric_Corrections_for_Precise_Radial_Velocity_Measurements_of_Sunlight |
| Authors |
Jason_T._Wright_and_Shubham_Kanodia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00915 |
太陽を直接観測した場合と、月や小惑星などの太陽系オブジェクトの表面からの反射の場合の両方で、太陽光の正確なドップラー速度を計算するための式を提供します。これらのドップラー速度の測定値の「重心補正」の意味について説明します。これは、スターライトの類似の補正とは異なる手順であり、そのような測定値を太陽の方向の動きの成分に換算する式を提供します地球またはその他の太陽系オブジェクト。私たちはこの手順を公開されたbarycorrpyPythonパッケージに実装し、それを使用して、30年間にわたる太陽光の重心補正ドップラー速度の特性を調査しました。直接測定すると、木星による非周期的な動きが支配的であり、金星を含む他の惑星の信号はフーリエ空間では識別できないことがわかります。日光のドップラー速度で金星を「検出」するには、小惑星からの反射で日光を観測するか、太陽系の反対の運動学的または動的シミュレーションで太陽の動きに対するそれらの個々の寄与をモデリングする必要があります彼らがいなければ。
LRG-BEASTS：地上でのナトリウムの検出と、高度に膨張した高温土星WASP-21bの大気中の急な光学勾配
| Title |
LRG-BEASTS:_Ground-based_Detection_of_Sodium_and_a_Steep_Optical_Slope_in_the_Atmosphere_of_the_Highly_Inflated_Hot-Saturn_WASP-21b |
| Authors |
L._Alderson,_J._Kirk,_M._L\'opez-Morales,_P._J._Wheatley,_I._Skillen,_G._W._Henry,_C._McGruder,_M._Brogi,_T._Louden_and_G._King |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00971 |
ウィリアムハーシェル望遠鏡のACAM装置でLRG-BEASTS調査（透過型分光法を使用した低解像度の地上ベースの太陽系外惑星大気調査）を通じて取得した3つのトランジットを使用して、高度に膨張した土星質量太陽系外惑星WASP-21bの光透過スペクトルを示します。。当社の透過スペクトルは4635〜9000オングストロームの波長範囲をカバーし、246ppmの1つの大気スケールの高さと比較して197ppmの平均通過深度精度を実現します。100オングストロームを超える>4$\sigma$の信頼度で、30オングストロームのビン幅でNaI吸収を検出します。KIからの吸収の証拠は見られません。散乱勾配の大気検索解析は、H$_2$からのレイリー散乱には急すぎることを示していますが、HD189733bのそれに非常に似ています。私たちの透過スペクトルで観察された特徴は恒星活動だけでは引き起こされず、WASP-21の測光モニタリングはそれが不活性な星であることを示しています。したがって、WASP-21bの大気中のエアロゾルは、私たちが観察する急な勾配を引き起こしていること、およびWASP-21bは、その大気の金属性を抑制する赤外線観測の優れたターゲットであると結論付けます。
通過する太陽系外惑星の色彩図-III。公開コード、9つの奇妙な惑星、ホスフィンの役割
| Title |
Colour-magnitude_diagrams_of_transiting_Exoplanets_--_III._A_public_code,_nine_strange_planets,_and_the_role_of_Phosphine |
| Authors |
Georgina_Dransfield,_Amaury_H.M.J_Triaud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00995 |
色度図は、類似したオブジェクトの母集団を比較する便利な方法を提供します。正確な測定値が十分に入力されている場合、それらは、天文オブジェクトの大まかな特性について、ダイアグラム上のその近接から他のオブジェクトへの単純な推論を可能にします。ここでは、ユーザーが通過する太陽系外惑星の色彩図を作成できるPythonツールキットを紹介します。これにより、惑星を超低温矮星の集団、直接イメージングされた太陽系外惑星、惑星大気の理論モデル、および他の通過する太陽系外惑星と比較できます。近赤外および中赤外の色の大きさの図の選択を使用して、詳細な調査のために外れ値を特定する方法と、新たに出現した部分母集団を特定する方法を示します。さらに、\textit{Spitzer}の4.5\mumフラックスで、照射された木星と野外の褐色矮星の間で観察された違いが、光分解を受けやすいホスフィンに起因する可能性があるという証拠を提示します。低照射環境でのホスフィンの存在は、日食測定を説明するための熱反転の必要性を打ち消す可能性があります。HD189733bの夜側とGJ436bとGJ3470bの日側の異常に低い4.5\mumフラックスフラックスは、ホスフィン吸収によって引き起こされたのではないかと推測しています。最後に、ツールキットを使用して\textit{Hubble}WFC3スペクトルを含め、「ウォーターバンド」（\textit{W$_{JH}$}-band）と呼ばれる新しい測光バンドを作成します。カラーインデックス[\textit{W$_{JH}$-H}]を使用して太陽系外惑星のC/O比を制約できることを示し、\textit{JWST}と\textit{Ariel}による将来の観測を示しますこれらの集団が存在する場合、それらを区別し、将来のフォローアップのためにメンバーを選択することができます。
IllustrisTNGシミュレーションでのクエンチされたフラクション：観測および他の理論モデルとの比較
| Title |
Quenched_fractions_in_the_IllustrisTNG_simulations:_comparison_with_observations_and_other_theoretical_models |
| Authors |
Martina_Donnari,_Annalisa_Pillepich,_Dylan_Nelson,_Federico_Marinacci,_Mark_Vogelsberger,_and_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00004 |
$0_leqz\leq3$の$M_*=10^{9-12}M_{\odot}$について、IllustrisTNGシミュレーションと中央および衛星銀河の消光フラクションの観測データを詳細に比較します。分析手法と観察効果がこの比較にどのように影響するかを調査します。これには、測定の選択肢-開口、クエンチされた定義、星形成率（SFR）インジケーターのタイムスケール-だけでなく、観測の不確実性とサンプル選択の問題：投影効果、衛星/中心の誤分類、およびホスト質量分布のサンプリングが含まれます。クエンチされた銀河と星形成銀河を分離するために使用される定義は、中心（衛星）$>\sim10^{10.5}M_{\odot}$に対して最大70（30）$\％$の差異を生み出します。SFRが測定されるアパーチャを増やすと、特に$z\gtrsim2$で最大$\sim50\％$までクエンチされた部分を抑制できます。恒星とホストの質量分布を適切に検討することが重要です。シミュレーションからの体積制限のあるサンプルとの単純な比較により、クエンチされたフラクションが$z$の関数として最大20$\％$と誤って解釈されます。$M_*$とSFRの理論値に対する観測の不確実性を含めると、クエンチされたフラクションの値とその傾向、および/または質量による勾配が変化します。衛星の3D距離ではなく投影距離を使用すると、フィールドの汚染により、消光率が最大10$\％$減少します。データと比較すると、TNGは観測と広く一致するクエンチされたフラクションを生成します。TNGは、$z\leq2-3$の中心部で最大$\sim80-90\％$までのクエンチ率を予測します。これは、最近の観測と一致しており、他の理論モデルよりも顕著に高くなっています。グループおよびクラスター内の衛星消光フラクションのTNGとSDSSの定量的な一致は、銀河とホストの質量範囲に強く依存します。TNGとSDSSの模擬比較では、観察効果とバイアスを適切に考慮することの重要性を強調しています。
IllustrisTNGシミュレーションでのクエンチされたフラクション：AGNフィードバック、環境、および前処理の役割
| Title |
Quenched_fractions_in_the_IllustrisTNG_simulations:_the_roles_of_AGN_feedback,_environment,_and_pre-processing |
| Authors |
Martina_Donnari,_Annalisa_Pillepich,_Gandhali_D._Joshi,_Dylan_Nelson,_Shy_Genel,_Federico_Marinacci,_Vicente_Rodriguez-Gomez,_Ruediger_Pakmor,_Paul_Torrey,_Mark_Vogelsberger,_and_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00005 |
IllustrisTNGシミュレーションを使用して、クエンチされた銀河の割合がさまざまな環境や宇宙時間でどのように変化するかを示し、クエンチンググループとクラスター衛星におけるAGNフィードバックと前処理の役割を定量化します。$z=0$で、$M_*=10^{9-12}M_{\odot}$が（$\leqR_{200c}$）グループ内に存在する銀河と、総ホスト質量$M_{のクラスターを選択します200c}=10^{13-15.2}M_{\odot}$。TNGは、ホストの質量、宇宙時間（$0\leqz\に関係なく、中央および衛星$\gtrsim10^{10.5}M_{\odot}$の$\sim70-90\％$（平均）のクエンチ率を予測しますleq0.5$）、クラスター中心の距離、および$z=0$ホストに落ちてからの時間。代わりに、低質量の中心（$\lesssim10^{10}M_{\odot}$）は、グループ（$10^{13-14}M_{\odot}$）またはクラスター（$\geq10^{14}M_{\odot}$）、クエンチされた部分は$\sim80\％$に上昇します。低質量のパッシブ銀河の割合は、ホストセンターに近く、より大規模なホストの場合に高くなります。大規模なホストで$\gtrsim$4-6Gyr前に降着した低質量衛星の人口はほぼ完全に受動的であるため、環境消光が発生するのに必要な時間に上限があることを示唆しています。実際、$z=0$でクエンチされたグループおよびクラスターサテライトの$\sim30\％$は、現在のホストに落ちる前にすでにクエンチされており、それらの大部分は40〜100億年前に早くクエンチされました。低質量銀河（$\lesssim10^{10-10.5}M_{\odot}$）の場合、これは前処理が原因であり、現在の衛星は他のホストのメンバーであったため、環境プロセスを経てから、最終的なホスト。このメカニズムはより一般的なものであり、より大規模なホストで今日見られる衛星の消光の目的でより効果的です。一方、大規模な銀河は、それが中心であるか衛星であるかに関係なく、それ自体でAGNフィードバックにより消光します。
銀河円盤における遠紫外星間放射場：数値および解析モデル
銀河における遠紫外（FUV;6-13.6eV）星間放射フィールド（ISRF）の強度は、中性星間ガスの熱的および化学的進化を決定し、銀河系外観測の解釈および星形成の理論の鍵となります。一連の銀河円盤モデルを実行し、FUVISRF強度を、ダスト対ガス比、星形成率密度、ガス密度、スケール半径、および観測者の位置の関数として導出します。FUVISRFフラックスの中央値の分析式を開発します。問題の2つの無次元数を特定します。ダストの吸収の重要性を測定するソース間のダスト不透明度$\tau_{\star}$と、銀河のディスクサイズに比例する銀河のコントラスト$X$です。。これらのパラメーターは、すべての物理パラメーターへの依存をカプセル化します。重要な$\tau_{\rm\star、crit}$、または同等の重要なダスト対ガス比$Z_{d、{\rmcrit}}'\about0.01-0.1$が存在することがわかりましたISRFが動作を変更する天の川の値。$Z'_d>Z_{d、{\rmcrit}}'$の場合、ISRFはダストの吸収によって制限されます。$Z'_d$が減少すると、より多くのソースがフラックスに寄与するため、ISRF強度が増加します。$Z'_d<Z_{d、{\rmcrit}}'$の場合、ディスクが光学的に薄くなると、ISRFは飽和します。矮小銀河や高赤方偏移銀河などの低金属系の星形成率密度あたりのISRFは、天の川銀河系に比べて最大3〜6倍高いことがわかります。低金属銀河における星形成を調節する潜在的なメカニズムへの影響について議論します。
低表面輝度SMCのSMASHing
| Title |
SMASHing_the_low_surface_brightness_SMC |
| Authors |
Pol_Massana,_Noelia_E._D._No\"el,_David_L._Nidever,_Denis_Erkal,_Thomas_J._L._de_Boer,_Yumi_Choi,_Steven_R._Majewski,_Knut_Olsen,_Antonela_Monachesi,_Carme_Gallart,_Roeland_P._van_der_Marel,_Tom\'as_Ruiz-Lara,_Dennis_Zaritsky,_Nicolas_F._Martin,_Ricardo_R._Mu\~noz,_Maria-Rosa_L._Cioni,_Cameron_P._M._Bell,_Eric_F._Bell,_Guy_S._Stringfellow,_Vasily_Belokurov,_Matteo_Monelli,_Alistair_R._Walker,_David_Mart\'inez-Delgado,_A._Katherina_Vivas,_Blair_C._Conn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00012 |
小さなマゼラン雲（SMC）の周辺は、相互作用するシステムにおける銀河の形成と進化に関する重要な情報を明らかにすることができます。ここでは、MAGELLANICSTELLARHISTORY（SMASH）の調査の一部として取得されたディープカラーマグニチュードダイアグラム（CMD）を使用して、SMCの拡張された恒星構造の詳細な研究を紹介します。前景の球状星団NGC362および47Tucを含む、MWの前景星からのデータの除染には特別な注意が払われました。SMCの一般的なパラメーターを計算する「保守的な」アプローチを使用してSMCの表面の明るさを導き出し、互い違いの表面の明るさプロファイルを見つけました。また、恒星密度プロファイルを作成することにより、より暗い周辺を追跡しました。このアプローチは、最古のメインシーケンスターンオフ（MSTO）星の恒星数に基づいており、SMC中心から12度も離れた、潮のように途絶した恒星の特徴を明らかにしました。また、SMCの中心から$\sim14$度のところにある未知の起源のかすかな特徴を偶然発見し、それを暫定的により遠い構造に関連付けました。結果を$1\times10^{9}M_\odot$SMCの社内シミュレーションと比較したところ、その楕円形は、MWとLMCの存在下での潮汐の乱れによって説明できることがわかりました。最後に、古い星の個体群は滑らかなプロファイルを示し、若い成分は密度の急上昇を示し、その後フラットなプロファイルが続くことで、SMCの大きく乱れた性質が確認されました。
渦巻銀河のいくつかの2次元研究では、HII星形成領域にフラクタル分布があり、フラクタル次元が約2.3であることが示されています。この作業では、フラクタル次元は、Rコードに実装されたボックスカウント法によって計算されます。作業の革新は、投影を使用せずに、Gaiaからの位置と距離のデータ（データバージョン2）を使用して、フラクタル次元を3次元で直接計算することにあります。天の川で研究された領域の推定フラクタル次元は、2.468（M16）、2.126（OrionNebula）および2.435（RCW38）です。
組み込みクラスター：Gaia DR2とASteCAを使用した視覚および赤外線測光分析のアップグレード
| Title |
Embedded_clusters:_upgrading_visual_and_infrared_photometric_analysis_with_Gaia_DR2_and_ASteCA |
| Authors |
E.E._Giorgi,_G.R._Solivella,_A._Cruzado,_R.A._Vazquez,_G.I._Perren_and_T._Canavesi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00081 |
埋め込まれたクラスターは、まだ分散していない星のグループであり、それらが生まれた親の雲の残差であるため、これらのグループの正確な距離とプロパティを取得することが重要な作業になります。5つの組み込みクラスターの結果を示します：[DBS2003]5、[DBS2003]60、[DBS2003]98、[DBS2003]116、および[DBS2003]117。結果は、青いかすかな星を識別するのに適した深いCCDUBVI測光と、利用可能な調査からの赤外線情報の組み合わせから得られます。次に、測光は、GaiaDR2からの適切な動きと視差と関連付けられました。各オブジェクトは、ASteCAを使用してマルチスペースで処理されました。ASteCAは、自動データ分析を実行するために特別に設計され、実際のエンティティを構成する場合のスターグループの基本的なパラメーターを提供することを目的としています。
{barycenter、}の周りの{$\約10^6$}つ星のGAIAデータを考慮して、天の川のさまざまな領域のフラクタル次元を推定します。次に、これらのフラクタル次元を使用して、媒体を連続フラクタルと見なして重力ポテンシャルを計算します。最後に、{重力ポテンシャルを使用して}天の川の円周速度（および調整}回転曲線を推測します}。{このため}は、2つの数値モデルを使用します。1つは均一密度を考慮し、もう1つはふくらみとディスクをより現実的に考慮しています。これらのモデルのいずれにおいても、ダークマターを考慮していません。それらの有効性を、天の川の周回速度データと比較して研究します。
宇宙の原始RNA世界のプレバイオティック前駆体：NH $ _ {2} $ OHの検出
| Title |
Prebiotic_precursors_of_the_primordial_RNA_world_in_space:_Detection_of_NH$_{2}$OH |
| Authors |
V\'ictor_M._Rivilla,_Jes\'us_Mart\'in-Pintado,_Izaskun_Jim\'enez-Serra,_Sergio_Mart\'in,_Lucas_F._Rodr\'iguez-Almeida,_Miguel_A._Requena-Torres,_Fernando_Rico-Villas,_Shaoshan_Zeng,_and_Carlos_Briones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00228 |
生命の起源について提案されたシナリオの1つは、RNA分子がタンパク質やDNAの登場前に、遺伝情報の保存と原始細胞における生化学反応の触媒作用に関与している可能性が高いと考える原始的なRNAの世界です。過去10年間で、プレバイオティクス化学の分野での実験により、RNAヌクレオチドは比較的単純な分子前駆体から合成できることが示され、そのほとんどは宇宙で発見されています。重要な例外は、ヒドロキシルアミンNH$_2$OHです。これは、いくつかの観測的試みにもかかわらず、まだ宇宙で検出されていません。ここでは、銀河中心に位置する静止分子雲G+0.693-0.027に向けた星間媒質中のNH$_2$OHの最初の検出を示します。$J$=2$-$1、3$-$2、および4$-$3回転線からの遷移の3つのグループを対象として、ブレンドされていないか、わずかにブレンドされている5つの遷移を検出しました。NH$_2$OHの分子存在量は（2.1$\pm$0.9）$\times$10$^{-10}$です。化学モデルによって予測され、実験室実験で測定されたものと、NH$_2$OHおよび化学的に関連する種の派生量の比較から、ダスト上のNOの水素化による星間媒質でのNH$_2$OHの形成を支持しますおそらく氷のマントルのNH$_3$酸化プロセスが寄与している穀物の表面。気相でのNH$_2$OHの形成を完全に排除するには、さらに実験室での研究と量子化学計算が必要です。
フィラメントの密度増幅ハブによる低質量と高質量の星形成の統一
| Title |
Unifying_low_and_high_mass_star_formation_through_density_amplified_hubs_of_filaments |
| Authors |
M._S._N._Kumar,_P._Palmeirim,_D._Arzoumanian,_S._I._Inutsuka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00295 |
コンテキスト：巨大な分子雲の中で星の形成が起こり、太陽に似た星、茶色の小人、および巨大なO型（50-100\msun）の星で構成される、質量分離された若い星団ができます。目的：天の川の候補ハブフィラメントシステム（HFS）を識別し、最高質量の星と星団の形成におけるそれらの役割を調べること。方法：DisPerSEアルゴリズムを使用して検出された、約35000のHiGAL凝集塊の周りのフィラメント。ハブは、3つ以上のフィラメントの接合部として定義されます。列密度マップは、フィラメントのスケルトンによってマスクされ、HFSおよび非HFSサンプルで平均化されて、フィラメントに沿って束に至る放射状プロファイルが計算されました。結果：〜3700〜（11\％）は候補HFSであり、〜2150〜（60\％）は恒星前、〜1400〜（40\％）は原始星です。L>10^4LsunおよびL>10^5Lsunのすべてのクランプは、それぞれ2kpcおよび5kpc以内の距離にあり、HFSのハブにあります。ハブの列密度は、最大2（原始星源）から最大10（原始星源）の係数で強化されていることがわかります。結論：すべての高質量星は、HFSの密度が向上したハブで優先的に形成されます。この増幅により、観測されたフィラメントに沿った長手方向の流れが駆動され、さらに質量が増加します。放射圧とフィードバックは、フィラメント間のボイドに逃げることができます。以下の顕著な特徴を備えた、星形成のための「フィラメントからクラスターへ」の統一パラダイムを提案します：a）低中間質量星はフィラメントでゆっくりと（10^6yr）形成し、巨大星は急速に（10^5yr）形成しますハブ、b）初期質量関数はHFSで連続的に作成された星の合計であり、すべての大規模な星がハブで形成されます。c）HFS特性によりフィードバック散逸と質量分離が自然に発生し、c）バインドされたクラスター内の年齢の広がりを説明します孤立したOBアソシエーションの形成。
天体化学における最先端の量子化学計算の役割：パラダイムケースとしてのエタンイミンの形成経路と分光法
| Title |
The_Role_of_State-of-the-Art_Quantum-Chemical_Calculations_in_Astrochemistry:_Formation_Route_and_Spectroscopy_of_Ethanimine_as_a_Paradigmatic_Case |
| Authors |
Carmen_Baiano,_Jacopo_Lupi,_Nicola_Tasinato,_Cristina_Puzzarini,_Vincenzo_Barone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00296 |
エタンイミンの気相形成と分光学的特性は、天文学の分野における最新の量子化学（QC）手法の精度を示すパラダイムケースとして再調査されています。私たちの計算によると、アミドゲン、NHとエチル、C$_2$H$_5$、ラジカル間の反応は非常に速く、ガスの反応速度の限界に近いです。星間媒質の典型的な条件下での主な反応チャネルは、メタンイミンとメチルラジカルにつながりますが、エタンイミンの2つのE、Z立体異性体の予測量は約10％です。最先端のQCと速度論モデルにより、[E-CH$_3$CHNH]/[Z-CH$_3$CHNH]比は約1になります。1.4、以前の計算よりわずかに高いが、天文観測から決定された値（約3）にはまだほど遠い。300GHzまでのミリ波測定と組み合わせたエタニミンのEおよびZ異性体の分子構造、エネルギー論、分光特性の正確な計算特性により、500GHzまでの両方の異性体の回転スペクトルを予測できるため、新しい天文観測への道。
OMC-1星形成領域の遠赤外線偏光スペクトル
| Title |
Far-Infrared_Polarization_Spectrum_of_the_OMC-1_Star-Forming_Region |
| Authors |
Joseph_M._Michail,_Peter_C._Ashton,_Marc_G._Berthoud,_David_T._Chuss,_C._Darren_Dowell,_Jordan_A._Guerra,_Doyal_A._Harper,_Giles_A._Novak,_Fabio_P._Santos,_Javad_Siah,_Ezra_Sukay,_Aster_Taylor,_Le_Ngoc_Tram,_John_E._Vaillancourt,_Edward_J._Wollack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00310 |
53、89、154、および214$\mu$mでのHAWC+/SOFIAからの観測を使用して、OMC-1星形成領域に向かう遠赤外線偏光度の波長依存性を分析します。遠赤外線偏光スペクトルの形状は雲全体で変化し、偏光スペクトルの傾きと平均見通し線温度の間に相関があるという証拠があることがわかります。偏光スペクトルの傾きは、冷たい領域では負（より長い波長に向かって下降）になり、暖かい領域では正またはフラットになる傾向があります。これは、89および154$\mu$mでSOFIA偏光測定を介して$\rho$OphAで発見されたものと非常によく似ています。この以前の研究の著者のように、落下スペクトルの最も自然な説明は、暖かい領域からの偏光放出と冷たい領域からの偏光放出が少ない、異なる粒子集団の見通し内の重ね合わせであると主張します。$\rho$OphAに関する以前の研究とは対照的に、偏光スペクトルの傾きとカラム密度の明確な相関関係は見つかりません。これは、立ち下がりスペクトルが、放射整列トルク理論と一致する不均質な雲における粒子整列効率の変動に起因することを示唆しています。粒子整列効率の変動が、放射強度の変動ではなくガス密度の変動によって引き起こされるという別の説明は好ましくありません。
NGC1569の中央領域における拡張HeII4686星雲放出のMEGAARA-IFU検出とそのイオン化バジェット
| Title |
MEGARA-IFU_detection_of_extended_HeII4686_nebular_emission_in_the_central_region_of_NGC1569_and_its_ionization_budget |
| Authors |
Y.D._Mayya_(1),_E._Carrasco_(1),_V.M.A._Gomez-Gonzalez_(2),_J._Zaragoza-Cardiel_(1,3),_A._Gil_de_Paz_(4),_P._A._Ovando_(1),_M._Sanchez-Cruces_(5),_L._Lomeli-Nunez_(1),_L._Rodriguez-Merino_(1),_D._Rosa-Gonzalez_(1),_S._Silich_(1),_G._Tenorio-Tagle_(1),_G._Bruzual_(2),_S._Charlot_(6),_R._Terlevich_(1,7),_E._Terlevich_(1),_O._Vega_(1),_J._Gallego_(4),_J._Iglesias-Paramo_(8,9),_A._Castillo-Morales_(4),_M.L._Garcia-Vargas_(10),_P._Gomez-Alvarez_(10),_S._Pascual_(4)_and_A._Perez-Calpena_(10)((1)_INAOE,_Mexico,_(2)_IRyA-UNAM,_Mexico,_(3)_CONACyT,_Mexico,_(4)_DFTA_and_PARCOS,_UC-Madrid,_Spain,_(5)_Aix_Marseille_Univ,_Marseille,_France,_(6)_Sorbonne_Universite,_Paris,_France,_(7)_IA-Cambridge,_UK,_(8)_IAA-CSIC,_Granada,_Spain,_(9)_EEZA,_Almeria,_Spain,_(10)_FRACTAL,_Madrid,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00320 |
ここでは、10.4mのグランテレスコピオカナリアスで積分フィールドスペクトログラフMEGARAを使用して、NGC1569の中央領域での拡張HeII4686星雲放出の検出について報告します。観測は、視野範囲（FoV）12.5arcsecx11.3arcsecをカバーします。視野制限は約15pcで、スペクトル解像度はR=6000で、波長範囲4330〜5200オングストロームです。放出は、スーパースタークラスターA（SSC-A）の周りに、幅が約40pcで直径が約150pcの半円弧に及んでいます。バルマー減少を使用して導出されたAvは、1.6等の銀河系の値から最大〜4.5等まで変化し、平均値は2.65+/-0.60等です。HeII4686の幅広い機能とAv=2.3等を使用して、SSC-Aで124+/-11ウルフレイエット（WR）の星を推測します。これらのWR星からのHe+電離光子率は、HeII4686星雲の光度を説明するのに十分です。観測によって決定されたHe+およびH0電離光子速度、それらの比率、およびSSC-Aで観測されたWRスターの数はすべて、4.0+/-0.5Myrの年齢での単純な恒星個体群モデルの予測および質量と一致しています。（5.5+/-0.5）x10^5Msunの。私たちの観察は、FoVで2番目に大きなクラスターであるSSC-BにWRスターがないことを補強しています。狭帯域イメージング観測からHeII4686放出が報告されている、FoVの他の場所には、WR星が含まれていません。
TRGBの多波長構造の数学的基礎
| Title |
Mathematical_Underpinnings_of_the_Multi-Wavelength_Structure_of_the_TRGB |
| Authors |
Wendy_L._Freedman_and_Barry_F._Madore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00341 |
近くの銀河までの距離を決定するために、光学的および近赤外線における赤い巨大枝（TRGB）の先端の適用を検討します。ACSVI（F555W＆F814W）データを分析し、WFC3-IRJH（F110W＆F120W）データを自己整合的にクロスキャリブレーションします。また、独立した食のバイナリ星の幾何学的視差を使用してLMCで決定されたM_I=-4.05等級の絶対等級キャリブレーションを行います。。TRGBメソッドの光学キャリブレーションと近赤外線キャリブレーションが数学的に自己矛盾がないことを示し、これらの多波長キャリブレーション間の数学的基礎と関係を示します。多波長データを使用して、ホストの銀河に対して赤化、消滅、真の弾性率を決定する方法を紹介します。この方法の威力は、高精度のデータでTRGBスター自体を使用して赤化を決定でき、これらのハロースターの赤化による距離の系統的（一般的には小さい）不確実性を減らすことです。
勾配技術を使用して乱流とプローブ磁場を研究：HIからH2への遷移領域への適用
| Title |
Study_Turbulence_and_Probe_Magnetic_Field_Using_Gradient_Technique:_Application_to_HI-to-H2_Transition_Regions |
| Authors |
Yue_Hu,_A._Lazarian,_Shmuel_Bialy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00387 |
光解離領域におけるHIからH2への遷移は、過去数十年にわたって、解析的および数値的モデリングを通じて調査されてきました。それにもかかわらず、小さなモデルには、現実的な乱流変動と磁場からの寄与が含まれます。この作業では、HIおよびH2遷移に対する乱流の影響を考慮し、勾配法を使用して光解離領域の磁場方向を追跡する可能性を探ります。化学HI/H2バランスの計算には、亜音速と超音速の両方の電磁流体数値シミュレーションを利用します。乱流によって引き起こされる密度変動がH2とHIの割合の分布を分散できることを示します。ソニックマッハ数Msが増加すると、モーメントマップのエネルギースペクトルが浅くなることがわかります。高次の速度重心の勾配の磁場トレースの能力を調査し、それらの性能を従来の速度重心勾配（VCG）と強度勾配（IG）と比較します。2次の重心（VC2G）の速度勾配は、磁場の向きをプローブすることに関して、VCGおよびIGよりも正確であることがわかります。
SPT-CL J2032-5627：ASKAPで観測された新しい南部二重遺物クラスター
| Title |
SPT-CL_J2032-5627:_a_new_Southern_double_relic_cluster_observed_with_ASKAP |
| Authors |
S._W._Duchesne,_M._Johnston-Hollitt,_I._Bartalucci,_T._Hodgson,_G._W._Pratt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00660 |
銀河団SPT-CLJ2032-5627のラジオおよびX線分析を行います。943MHzでのオーストラリアの平方キロメートルアレイパスファインダー（ASKAP）からの公開データを調査すると、クラスターの両側に2つの以前に検出されなかった無線遺物が示されています。両方の遺物ソースについて、5.5GHzのアーカイブオーストラリア望遠鏡コンパクトアレイ（ATCA）データを新しいASKAPデータと組み合わせて使用して、両方に急勾配の統合電波スペクトルがあることを確認します（$\alpha_\mathrm{SE}=-1.33\pm0.10$と$\alpha_\mathrm{NW、full}=-1.16\pm0.12$は、それぞれ南東部と北西部の遺物ソースです）。XMM-Newtonの観測では衝撃は見られませんが、南東の遺物の前には、X線を放出するクラスター内媒体のコールドフロントがあります。検出可能なショックの欠如は、Abell3667の南東の遺物と状況を比較して、機器の制限が原因である可能性があることを示唆しています。遺物を二重遺物ソースの母集団と比較し、現在のパワーマス（$P$-$M$）スケーリング関係。ASKAPとATCAの低表面輝度感度の分析を提示します。両方の優れた感度により、これまで検出されなかった拡散光源を見つけることができ、これらの低電力電波遺物が今後の大面積電波調査で普及することを示唆しています。EvolutionaryMapoftheUniverse（EMU）など。
太陽近傍のフッ素：銀河の厚いディスクと薄いディスクのモデリング
| Title |
Fluorine_in_the_solar_neighborhood:_modelling_the_Galactic_thick_and_thin_discs |
| Authors |
Valeria_Grisoni,_Donatella_Romano,_Emanuele_Spitoni,_Francesca_Matteucci,_Nils_Ryde,_Henrik_J\"onsson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00812 |
最近の観測データと比較した詳細な化学進化モデルを用いて、天の川の厚いディスクと薄いディスクにおけるフッ素の存在量の進化を調査します。ここで採用された化学進化モデルは、CNOと$\alpha$元素の観測された存在パターン、および銀河の厚いおよび薄い円盤星の金属分布関数に適合することがすでに示されています。ここでそれらを、フッ素の起源と進化の研究に適用しますが、それはまだ議論の問題です。最初に、フッ素の生産のために提案されたさまざまなサイトの重要性を研究します。次に、参照モデルを適用して、2つの異なる銀河コンポーネントの進化を追跡します。回転する大質量星はFの重要なプロデューサーであり、[Fe/H]=-0.5dex未満のF存在量でプラトーを設定できると結論付けていますが、[Fe/H]<-1の存在は、ハロー星の観測。後期にディスクのF存在量の増加を再現するには、代わりに、低質量の星（単一の漸近巨大分岐星や新星）からの寄与が必要です。[F/O]対[O/H]プロットでは、[F/Fe]対[Fe/H]プロットよりも、厚いディスクと薄いディスクの二分法がより明確になり、厚いディスクが他の化学元素の豊富なパターンからの発見と一致して、薄いディスクよりもはるかに速く進化しました。
銀河の消滅法：II。 7700 \ r {A}での新しい星間吸収帯は、既知のどのDIBよりも広く、はっきりと見えません
| Title |
Galactic_extinction_laws:_II._Hidden_in_plain_sight,_a_new_interstellar_absorption_band_at_7700_\r{A}_broader_than_any_known_DIB |
| Authors |
J._Ma\'iz_Apell\'aniz,_R._H._Barb\'a,_J._A._Caballero,_R._C._Bohlin,_and_C._Fari\~na |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00834 |
7700\r{A}付近に中心があり、FWHMが176.6$\pm$3.9\r{A}である幅広い星間吸収帯が検出されました。これは、光学範囲で検出された最初のそのような吸収帯であり、多数の拡散星間帯（DIB）よりも大幅に広いです。O$_2$によって生成されたAテルルバンドの背後に部分的に隠れているため、これまで発見されなかった。バンドはSTIS@HSTスペクトルを使用して発見され、その後さらにSTISおよび地上分光法を使用して、さまざまなタイプの星（OB星、BA超巨星、赤い巨星）の大きなサンプルで検出されました。バンドのEWが測定され、同じサンプルの消滅とKI$\lambda\lambda$7667.021,7701.093測定と比較されます。キャリアは、拡散および半透明の銀河ISMの至る所に存在しますが、OBスター周辺の環境では減少します。特に、分子状炭素が豊富な見通し線には存在しないか、ほとんど存在しないようです。この動作は$\sigma$タイプのDIBの動作に似ています。これは、低/中密度のUV露出ISMで発生しますが、高密度のUVシールドされた分子雲では減少します。また、$E（4405-5495）$と$R_{5495}$の間の関係に関する以前の作業の更新を提示し、結果をISMの一般モデルに組み込みます。
平方キロメートルのアレイで検出される高速無線バースト
| Title |
Fast_radio_bursts_to_be_detected_with_the_Square_Kilometre_Array |
| Authors |
Tetsuya_Hashimoto,_Tomotsugu_Goto,_Alvina_Y._L._On,_Ting-Yi_Lu,_Daryl_Joe_D._Santos,_Simon_C.-C._Ho,_Ting-Wen_Wang,_Seong_Jin_Kim,_and_Tiger_Y.-Y._Hsiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00007 |
高速無線バースト（FRB）は、神秘的な銀河系外の無線信号です。それらの起源を明らかにすることは、現代天文学の中心的な焦点の1つです。以前の研究では、非反復および反復FRBの発生率は、宇宙の恒星質量密度（CSMD）および星形成率密度（CSFRD）によってそれぞれ制御できることが示唆されています。平方キロメートルアレイ（SKA）は、その高感度と高角度分解能により、この課題に対処するための将来の最良の機器の1つです。ここでは、SKAで検出されるFRBの数を予測します。以前の予測とは対照的に、スペクトルインデックス、FRB光度関数、およびそれらの赤方偏移の進化などの物理的特性に対する最新の観測制約に基づいて、非反復および反復FRBの検出を個別に推定します。CSMDまたはCSFRDのいずれかに続くFRB光度関数の赤方偏移進化の2つのケースを検討します。$z\gtrsim2$、$z\gtrsim6$、および$z\gtrsim10$では、反復しないFRBがSKAで$\sim10^{4}$、$\sim10^{2}$のレートで検出されます、および$\sim10$（sky$^{-1}$day$^{-1}$）、それぞれの明度関数がCSMDの進化に従う場合。$z\gtrsim1$、$z\gtrsim2$、および$z\gtrsim4$では、繰り返しFRBのソースが$\sim10^{3}$、$\sim10^{2}$、および$\lesssim10$（sky$^{-1}$day$^{-1}$）、それぞれ、光度関数の赤方偏移の進展がCSFRDでスケーリングされると仮定します。これらの数値は、CSMDとCSFRDの仮定に応じて、約1桁変化する可能性があります。すべての場合において、豊富なFRBがSKAによって検出されます。これにより、光度関数と数密度の進化がさらに制約されます。
重力波と短いガンマ線バーストトリガーに依存しないZwicky Transient Facility Searchでキロノバレートを制限する
| Title |
Constraining_the_Kilonova_Rate_with_Zwicky_Transient_Facility_Searches_Independent_of_Gravitational_Wave_and_Short_Gamma-ray_Burst_Triggers |
| Authors |
Igor_Andreoni,_Erik_C._Kool,_Ana_Sagues_Carracedo,_Mansi_M._Kasliwal,_Mattia_Bulla,_Tomas_Ahumada,_Michael_W._Coughlin,_Shreya_Anand,_Jesper_Sollerman,_Ariel_Goobar,_David_L._Kaplan,_Tegan_T._Loveridge,_Viraj_Karambelkar,_Jeff_Cooke,_Ashot_Bagdasaryan,_Eric_C._Bellm,_S._Bradley_Cenko,_David_O._Cook,_Kishalay_De,_Richard_Dekany,_Alexandre_Delacroix,_Andrew_Drake,_Dmitry_A._Duev,_Christoffer_Fremling,_V._Zach_Golkhou,_Matthew_J._Graham,_David_Hale,_S._R._Kulkarni,_Thomas_Kupfer,_Russ_R._Laher,_Ashish_A._Mahabal,_Frank_J._Masci,_Ben_Rusholme,_Roger_M._Smith,_Anastasios_Tzanidakis,_Angela_Van_Sistine,_Yuhan_Yao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00008 |
最初の連星中性子星合体GW170817には、キロノバと呼ばれる放射能を動力とする光/赤外線トランジェントが伴いました。今日まで、重力波の誘因とは無関係に、空の光学調査の間に強力なキロノバは発見されていません。この作業では、ZwickyTransientFacility（ZTF）データストリームの最初の23か月を検索して、急速に変化する過渡現象の形で候補の新星を探しました。ZTFアラートクエリと強制ポイントスプレッド関数測光および夜間フラックススタッキングを組み合わせて、かすかな高速の過渡現象に対する感度を高めました。自動クエリにより$>11,200$の候補が得られ、そのうち24個は、品質チェックと、バイナリ中性子星と中性子星-ブラックホールの両方のマージに合わせたキロノバモデルのグリッドに基づく厳密な選択基準に合格しました。私たちのサンプルの候補者のいずれも、徹底的な調査、カタログのクロスマッチング、およびそれらの色の進化の研究の後に、可能性のあるキロノバとは見なされませんでした。私たちの選択基準に合格した情報源は、銀河系の激変変数によって支配されています。さらに、高銀河緯度で2つの高速トランジェントを特定しました。その1つは、長期間のGRB190106Aの確認された残光であり、もう1つは、宇宙論的な残光の可能性があります。調査シミュレーションコードを使用して、シルクハットや線形減衰する光の曲線、放射伝達シミュレーションで得られる合成光の曲線など、さまざまなモデルのキロノバレートを制限しました。プロトタイプのGW170817のようなキロノバの場合、少なくとも2つの重要度の高い検出を要求することにより、95％の信頼度でレートを$R<1775$Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$に制限します。均一な視野角分布の下で観察されたGW170817と同じ形状と構成を持つキロノバの母集団を仮定することにより、$R<4029$Gpc$^{-3}$yr$^{-1}の割合に関する制約が得られました$。
Blazar Radio and Optical
Survey（BROS）：平坦な無線スペクトルとPan-STARRS1サーベイでの光学的識別を示すブラザー候補のカタログ
| Title |
Blazar_Radio_and_Optical_Survey_(BROS):_A_catalog_of_blazar_candidates_showing_flat_radio_spectrum_and_their_optical_identification_in_Pan-STARRS1_Surveys |
| Authors |
Ryosuke_Itoh,_Yousuke_Utsumi,_Yoshiyuki_Inoue,_Kouji_Ohta,_Akihiro_Doi,_Tomoki_Morokuma,_Koji_S._Kawabata,_Yasuyuki_T._Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00038 |
最新かつ最も機密性の高い無線および光学カタログを利用して、新しいブレーザー候補カタログであるBlazarRadioandOpticalSurvey（BROS）を完成させました。銀河平面（$|b|>10^{\circ}$）。0.15〜GHzTGSSおよび1.4〜GHzNVSSカタログからの$\alpha>-0.6$（$\alpha$は$F_{\nu}\propto\nu^\alpha$として定義されています）のコンパクトなフラットスペクトルラジオソースをリストします。さらに、Pan-STARRS1測光データとのクロスマッチングにより、選択した光源の光学的対応物を特定します。選択したBROSソースの色-色および色-強度プロットは、2つの異なる母集団、フラットスペクトルの電波クエーサーとBLLacタイプのオブジェクトの両方で構成される「クエーサーのような」母集団を明確に示しています。一方、主にBLLacタイプのオブジェクトの「楕円のような」集団は、楕円銀河に埋もれています。後者の母集団は以前のカタログでは見落とされていましたが、現在のBROSカタログでは新しく選択されました。モデル計算は、「楕円のような」母集団が赤方偏移z$\lesssim$0.5にある楕円銀河で構成されていることを示しています。これは、$1.49\pm0.05$のべき乗則インデックスのlogN-logS分布によってもサポートされます。このBROSカタログは、IceCubeによって最近検出された超高エネルギー宇宙線とPeVニュートリノの電磁対応物、およびチェレンコフ望遠鏡アレイなどの将来の高感度TeV望遠鏡によって検出可能な近くのBLLacオブジェクトを識別するのに役立ちます。
パルサーグリッチのシミュレーション：2次元の超流動渦運動の$ N $ボディソルバー
回転する超流動体は、その角速度を決定する量子化された渦線の配列を形成します。減速、散逸、ピン止め力の影響下でのアレイのスパソディックな進化は、パルサーグリッチ、回転中性子星のスピン周波数の突然のジャンプの現象の原因であると考えられています。2次元で5000までの渦の動きをシミュレートする$N$-bodyメソッドを記述および実装し、渦リングの安定性やAbrikosov配列の散逸形成など、メソッドを検証する数値実験の結果を示します。シミュレーションでは、渦なだれが日常的に発生します。ピン止めイベントの連鎖が渦-渦反発によって集合的にトリガーされると、グロスピタエフスキー方程式を使用した以前の小規模な研究と一致します。アバランシェサイズと待機時間の確率密度関数は、指数分布と対数正規分布の両方と一致しています。グリッチのサイズと待機時間の間に弱い相関関係が見つかり、状態依存のポアソンプロセスまたはブラウン運動のストレス蓄積プロセスとしてのパルサーグリッチの活動の天文データおよびメタモデルと一致し、しきい値でトリガーされるストレス解放モデルと矛盾しています単一のグローバルなストレスリザーバー。シミュレーションボリューム内の有効応力の空間分布は、グリッチの前後で分析されます。
陽子中性子星からの重力波スペクトルの交差を回避
数値シミュレーションに現れる重力波のランプアップ信号は、超新星爆発での陽子中性子星（PNS）のパラメーターを推定するための重要な信号になる可能性があります。PNS振動を含む信号を特定するために、線形摂動分析を行い、結果の固有周波数を2次元数値シミュレーションで得られたランプアップ信号と比較します。次に、ランプアップ信号が初期段階の$g_1$モードと、回避された交差を介して$g_1$モードが交換される$f$モードによく対応していることがわかります。また、$f$モードと$g_1$モードが、コアバウンス後のフェーズでのPNS表面密度の選択とはほとんど無関係であることも確認します。さらに、PNS平均密度の関数として、数値シミュレーションのランプアップ信号に対応する$g_1$-および$f$-modesの近似式が見出されました。つまり、超新星爆発後の重力波を直接観測することで、フィッティング式を使用してPNS平均密度の時間発展を抽出できます。
H.E.S.Sを使用して最近検出された天の川のDES矮小銀河衛星の選択に向けて暗黒物質信号を検索します
| Title |
Search_for_dark_matter_signals_towards_a_selection_of_recently-detected_DES_dwarf_galaxy_satellites_of_the_Milky_Way_with_H.E.S.S |
| Authors |
H.E.S.S._Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00688 |
天の川の矮小回転楕円銀河衛星は、それらの近接性、高い暗黒物質含有量、および非熱放射プロセスがないため、ガンマ線による暗黒物質の間接検出の主要なターゲットです。最近、ダークエネルギー調査（DES）により、南半球の空に新しい超微弱な矮小球状銀河が存在することが明らかになりました。そのため、画像化大気チェレンコフ望遠鏡アレイH.E.S.S.H.E.S.S.を使用した超高エネルギー（$E\gtrsim100$GeV）ガンマ線放出の検索を提示します。最近行われた観測は、レティキュラムII、トゥカナII、トゥカナIII、トゥカナIV、グルスII衛星です。個々のオブジェクトの観察から、またはすべてのデータセットの複合分析から、有意な非常に高エネルギーのガンマ線過剰は見つかりませんでした。矮小銀河ハローの暗黒物質分布の最新のモデリングを使用して、弱く相互作用する質量粒子の形の暗黒物質粒子の消滅断面積に対するチェレンコフ望遠鏡観測からのDES衛星個別および結合制約で初めて計算します。合計95\％C.L.観測された上限は、$W^+W^-$チャネルと$4で$\langle\sigmav\rangle\simeq1\times10^{-23}$cm$^3$s$^{-1}$に達します\times10^{-26}$cm$^3$s$^{-1}$で、1.5〜TeVの暗黒物質質量の$\gamma\gamma$チャネル。H.E.S.S.制約は、Fermi-LAT、HAWC、MAGIC、VERITASからの結果を十分に補完し、現在、マルチGeV/マルチTeV質量範囲の$\gamma\gamma$チャネルで最も厳しいものです。
CTAを使用したWIMPの重大なダークマターの見通し：WinoとHiggsino
| Title |
Prospects_for_Heavy_WIMP_Dark_Matter_with_CTA:_the_Wino_and_Higgsino |
| Authors |
Lucia_Rinchiuso,_Oscar_Macias,_Emmanuel_Moulin,_Nicholas_L._Rodd,_Tracy_R._Slatyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00692 |
弱い力で標準モデルに結合するTeVスケールの粒子は、暗黒物質候補の説得力のあるクラスを表します。そのような弱く相互作用する大規模粒子（WIMP）の検索はすでに数十年にわたって行われており、それらの存在に関する明確な証拠はまだ提供されていませんが、実行可能なパラメーター空間は残っています。この論文では、来たるチェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）が、TeV質量スケールで未知のパラメーター空間に大きな感度を持つことを示します。そのために、2つのプロトタイプの暗黒物質候補、WinoとHiggsinoに焦点を当てます。両方のモデルの感度予測は、誤って特定された宇宙線からの既約のバックグラウンド、およびTeVエネルギーでの銀河の放出に対する一連の推定値を含めて実行されます。各候補について、現在のイメージング大気チェレンコフ望遠鏡からの既存の境界を超えて、大幅な期待される改善が見られます。詳細には、Winoでは$\langle\sigmav\rangle$で感度が約1桁向上しているのに対し、HiggsinoではCTAが熱に対する感度を持つ最初の実験になる可能性があることを示しています。候補者。まとめると、これらの強化された感度は、1-100TeVの質量範囲のCTAにおける暗黒物質の発見の可能性を示しています。
MHD降着噴出：非等方性降着ディスクダイナモによって発射されるジェット。 II。ディスクのコリオリ数によって定義されるダイナモテンソル
天体ジェットは、中心物体を取り巻く降着円盤をホストする強力に磁化されたシステムから発射されます。ここでは、ジェット発射に必要な降着円盤の磁化と磁場構造を生成する方法についての質問に対処します。大規模なディスクジェットシミュレーションのコンテキストで非スカラー降着円盤平均場$\alpha^2\Omega$-dynamoを考慮して、ペーパーI（Mattia＆Fendt2020a）から作業を続けます。次に、本質的に単一のパラメーターであるコリオリ数にのみ基づいて、平均場ダイナモ理論の解析解に従うディスクダイナモを調査します。これにより、降着円盤で作用するダイナモテンソルの異方性を確認し、抵抗率と平均場ダイナモの両方を円盤乱流に関連付けることができます。私たちの新しいモデルは、純粋に放射状の初期フィールドを適用する以前のシミュレーションを回復し、垂直成分を持つシードフィールドのより安定した進化を可能にします。また、ディスクダイナモ係数の強度と発射されるジェットの動的パラメータとの相関関係を示し、観測されたジェット量に対するそれらの影響について説明します。
中性子星の適切な運動が連続重力波探索に及ぼす影響
全天および有向連続重力波検索は、未知の非対称回転中性子星からの信号を探します。これらの検索は、中性子星の適切な動きを考慮に入れていません。これによって引き起こされるS/N比の損失はごくわずかであり、パラメータ推定に偏りがないことを前提としています。この論文では、適切な運動が連続波探索に与える影響を調べ、パラメータ空間のどの領域（周波数、適切な運動、上空の位置）と観測時間にこの仮定が有効でないかを示します。また、これらの検索で達成できる適切なモーションパラメータ推定の相対的な不確実性も計算します。
Wバンドフィルターを使用した若い恒星下の天体の新しい調査。 I.へびつかい座とペルセウス座でのフィルター設計と新しい発見
| Title |
A_Novel_Survey_for_Young_Substellar_Objects_with_the_W-band_Filter._I._Filter_Design_and_New_Discoveries_in_Ophiuchus_and_Perseus |
| Authors |
Katelyn_N._Allers_(Bucknell)_and_Michael_C._Liu_(IfA/Hawaii) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00010 |
マウナケアの頂上から低質量の星と褐色矮星を検出するために調整された中帯域近赤外フィルターの設計と実装を紹介します。Wバンドフィルターの中心は1.45ミクロンで、バンドパス幅は6％で、スペクトルタイプがM6以降のオブジェクトで顕著なH2O水の吸収の深さを測定するように設計されています。標準のJバンドおよびHバンドの測光と組み合わせると、Wバンドフィルターは、後期MおよびL矮星のスペクトルタイプを$\約$1.4サブタイプに決定するように設計されています。このフィルターの主なアプリケーションは、Wバンド選択を使用して、星形成領域の若い星状オブジェクトの調査を完了し、広帯域の画像調査を妨げる赤くなった背景の星による汚染を大幅に減らします。UH88インチ望遠鏡にフィルターを配置して、$\約$3sq。degを調査しました。NGC1333、IC348、およびrhoへびつかい座の星形成領域の。Wバンドで選択された候補の分光学的フォローアップにより、89％の成功率で48個の超低温矮星が確認され、この新しいフィルターと選択方法の有効性が実証されました。
Cygnus OB2の大質量星の高角度分解能調査：Gemini近赤外線イメージャーからの$ JHK $適応光学結果
| Title |
A_High_Angular_Resolution_Survey_of_Massive_Stars_in_Cygnus_OB2:_$JHK$_Adaptive_Optics_Results_from_the_Gemini_Near-InfraRed_Imager |
| Authors |
S._M._Caballero-Nieves,_D._R._Gies,_E._K._Baines,_A._H._Bouchez,_R._G._Dekany,_S._P._Goodwin,_E._L._Rickman,_L._C._Roberts_Jr.,_K._Taggart,_T._A._ten_Brummelaar,_and_N._H._Turner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00064 |
ジェミニ北望遠鏡のNIRIカメラとALTAIR補償光学システムを使用して行ったシグナスOB2協会における大規模なOB星の高角度分解能調査の結果を示します。バイナリおよび複数のコンパニオンを検出するために、$JHK$赤外線帯域でCygOB2の74個のO型および初期のB型星を観察しました。観測は、0.08\arcsec程度の距離で等輝度ペアに敏感であり、2arcsecの距離で$\Delta$K=9等まで徐々に暗くなるコンパニオンが検出されます。読み取りノイズによるこのかすかなコントラストの制限は、検出器のエッジ近くで10秒まで続きます。CygOB2の一般的なスターフィールドの中央のターゲットスターからの距離と大きさの違い、およびエリアスター数に基づいて、各コンパニオンに偶然の確率の単純な確率を割り当てました。フィールドメンバーシップ確率が1％未満のコンパニオンスターは、物理的なコンパニオンと見なされます。この評価は、ターゲットの47％に、おそらく重力で拘束されている解決済みのコンパニオンが少なくとも1つあることを示しています。既知の分光バイナリを含むサンプルには、27のバイナリ、12のトリプル、4つ以上のコンポーネントを持つ9つのシステムが含まれています。これらの結果は、他の環境における高質量星の研究を裏付けるものであり、大質量星は高い多重度の割合で生まれていることがわかりました。この結果は、H-Rダイアグラムでの星の配置、分光分析の解釈、および軌道運動の測定による将来の質量決定にとって重要です。
太陽大気中のイオン間の速度ドリフトについて
| Title |
On_the_velocity_drift_between_ions_in_the_solar_atmosphere |
| Authors |
Juan_Mart\'inez-Sykora,_Mikolaj_Szydlarski,_Viggo_H._Hansteen,_and_Bart_De_Pontieu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00069 |
太陽の大気は、さまざまな電離および励起レベルで生息する多くの種で構成されています。上部の彩層、遷移領域、コロナはほとんど衝突しません。その結果、たとえば、イオンと中性粒子の間のずれ、または別の種の間の相互作用が重要な役割を果たす可能性があります。このような影響を調査するために、3D多流体および多種の数値コード（Ebysus）を開発しました。Ebysusは、非平衡イオン化、運動量交換、放射、熱伝導、および太陽大気におけるその他の複雑なプロセスを含む、種（水素、ヘリウムなど）と流体（中性、励起およびイオン化元素）を別々に処理できます。異なる種を異なる流体として扱うと、異なるイオンとこれらの動きを結合する電界との間のドリフトが発生します。2つのイオン化流体のカップリングは、それらの間の逆位相回転運動を引き起こす可能性があります。異なるイオン化種と運動量交換は、この速度ドリフトを散逸させることができます。つまり、波の運動エネルギーを熱エネルギーに変換します。たとえば、太陽大気で発生すると考えられている再結合によって駆動される高周波のアルフベン波は、そのようなマルチイオン速度ドリフトを駆動できます。
超新星に関連する$ ^ {44} $ Ti（$ \ alpha $、p）$ ^ {47} $ V反応断面積の実験的制約の評価
| Title |
Evaluation_of_Experimental_Constraints_on_the_$^{44}$Ti($\alpha$,p)$^{47}$V_Reaction_Cross_Section_Relevant_for_Supernovae |
| Authors |
Kelly_A._Chipps,_Philip_Adsley,_Manoel_Couder,_W._Raphael_Hix,_Zachary_Meisel_and_Konrad_Schmidt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00153 |
コアコラプス超新星（CCSNe）で観測可能な天文学的観測としての重要性のため、$^{44}$Tiを生成および破壊する反応は十分に抑制されている必要があります。一般に、実験断面積が利用できない場合、Hauser-Feshbachなどの統計モデル計算が使用されますが、そのような採用率の変動は大きくなる可能性があります。ここでは、文献のデータを$^{44}$Ti（$\alpha$、p）$^{47}$V反応断面積の統計モデル計算と比較し、使用可能な反応速度変動をCCSNeに関連する温度。ターゲットを絞った将来の測定の提案が与えられます。
太陽大気重力波を検出するための新しい方法
| Title |
A_New_Method_for_Detecting_Solar_Atmospheric_Gravity_Waves |
| Authors |
Daniele_Calchetti,_Stuart_M._Jefferies,_Bernhard_Fleck,_Francesco_Berrilli_and_Dmitriy_V._Shcherbik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00210 |
内部重力波は、地球の大気と海洋、火星と木星、そして太陽の大気で観測されています。太陽の大気における重力波の伝播の存在に関する十分な証拠にもかかわらず、私たちはまだ太陽の大気のダイナミクスとエネルギー論に対するそれらの特性と全体的な役割を完全に理解していません。ここでは、太陽大気における重力波の伝播を研究するための新しいアプローチを紹介します。これは、さまざまな高さで測定された垂直速度間の3次元相互相関関数の計算に基づいています。この新しい方法を、SOHO/MDIおよびひので/SOTによって取得された時空間的な時空間ドップラー画像や、上方に伝播する重力波パケットのシミュレーションに適用します。いくつかの予備的な結果を示し、将来の開発の概要を説明します。
太陽活動、太陽放射照度、および地上温度
この研究では、太陽のバックグラウンド磁場を代理として使用する太陽活動の予測と、グランドソーラーミニマ（GSM）で区切られた約400年間のグランドソーラーサイクルの検出に関する最近の進歩について概説します。1645年から1715年。マウンダーミニマム期間中の地球の気温が1.0Cまで低下し、川が凍り、冬と夏が寒くなった。現代のGSMは2020年に始まり、2053年まで3太陽サイクル続きます。このGSMの間、2つのプロセスが太陽放射の入力に影響します。太陽活動の減少と太陽慣性運動（SIM）による総太陽放射照度の増加です。後者の評価のために、この研究では、600から2600までの2千年におよぶ太陽-地球（SE）距離の毎日の天体暦を使用して、1年の最初の6か月でSE距離が600〜1600で0.005au大幅に減少し、1600から2600で0.01auより大きくなり、その結果、1年の後半ではSE距離が長くなります。ただし、これらの増加は2千年紀（1600〜2600）では完全に対称ではありません。その間、最長SE距離は6月21日から7月12日まで徐々にシフトし、最短距離は12月21日から1月12日まで徐々にシフトします。これらの距離の変動により、2千年の年の最初の6か月の太陽放射照度が大幅に増加しますが、1600から2600年の最後の6か月の太陽放射減少によって完全に相殺されるわけではありません。地球の気温の上昇につながる可能性のある、地球大気および海洋環境によって処理される太陽放射。GSM中の太陽活動の減少とSIMによって課せられた増加が組み合わさると、現代のGSM中の地球の気温が1700レベルに低下すると私たちは推定しています。
太陽彩層における非線形アルフェン波によるエネルギー移動、およびスピキュラダイナミクス、コロナ加熱、および太陽風加速へのその影響
| Title |
Energy_Transfer_by_Nonlinear_Alfv\'en_Waves_in_the_Solar_Chromosphere,_and_Its_Effect_on_Spicule_Dynamics,_Coronal_Heating,_and_Solar_Wind_Acceleration |
| Authors |
Takahito_Sakaue_and_Kazunari_Shibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00643 |
アルフェン波は、磁化されたプラズマ内の磁気エネルギーの伝達を担っています。彼らは、さまざまな非線形プロセスを通じて太陽大気の加熱と太陽風の駆動に関与しています。磁場の構成はアルフベン波の非線形性に直接影響を与えるため、アルフベン波の非線形伝搬を通じてそれらが太陽大気および風構造にどのように関連するかを調査することが重要です。本研究では、上記の関係を実現するために1次元電磁流体シミュレーションを行った。結果は、彩層でのアルフベン波の非線形性が臨界値を超えると、太陽彩層のダイナミクス（たとえば、棘状突起）と太陽風の質量損失率が、光球。アルフベン波が高度に非線形である状況では、彩層で生成された強い剪断ねじれ流が磁束管を「破壊」します。これは、ポロッティングフラックスのアルフベン波によるコロナへの伝達を制限し、また、クロモスフェアスローショックの伝播を抑制する、クロモスフェアの中間ショックの形成に対応します。
現在の作業には、KIC04851217およびKIC10686876の光度曲線、分光分析、および天変地衡分析が含まれています。これらのシステムは、デルタスクーティタイプの脈動成分をホストする分離した食連星であり、ケプラー宇宙望遠鏡の前例のない精度で観測されています。地上ベースの分光観測を使用して、システムの主要コンポーネントのスペクトルタイプは、KIC04851217およびKIC10686876に対してそれぞれA6VおよびA5Vと推定され、1つのサブクラスの不確実性がありました。現在のスペクトル分類と文献の放射速度曲線は、システムの光度曲線をモデル化するために使用されたため、より確実にコンポーネントの絶対パラメーターを計算しました。測光データは、標準の日食バイナリモデリングテクニックを使用して分析され、その残差は、ホストデルタスクーティスターの脈動周波数を抽出するためにフーリエ変換テクニックを使用してさらに分析されました。独立周波数の振動モードは、デルタスクーティ星の理論モデルを使用して特定されました。システムの距離は、デルタスクーティ星の光度と脈動周期の関係を使用して計算されました。これらのシステムの脈動コンポーネントの物理的特性と振動特性について説明し、同じタイプの他のコンポーネントと比較します。さらに、デタッチされた連星のデルタスクーティ星の現在知られているすべてのケースを使用して、軌道と支配的な脈動周期の間、およびloggと脈動周期の間の更新された相関関係が導き出されました。コンパニオンの近接は、脈動周波数の進化に重要な役割を果たすことがわかりました。
AB Aur、惑星形成の研究のためのロゼッタ石（I）：惑星形成円盤の化学的研究
| Title |
AB_Aur,_a_Rosetta_stone_for_studies_of_planet_formation_(I):_chemical_study_of_a_planet-forming_disk |
| Authors |
Pablo_Rivi\`ere_Marichalar,_Asunci\'on_Fuente,_Romane_Le_Gal,_Cl\'ement_Baruteau,_Roberto_Neri,_David_Navarro-Almaida,_Sandra_Patricia_Trevi\~no_Morales,_Enrique_Mac\'ias,_Rafael_Bachiller,_Mayra_Osorio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00751 |
ABAurは、典型的な移行ディスクをホストするHerbigAeスターです。ディスクには、惑星形成メカニズムに関連する多くの機能が示されています。これらの機能の物理的および化学的特性を理解することは、惑星形成に関する知識を進歩させるために重要です。HerbigAeスターABAurの周りのガス状ディスクを特徴付けることを目的としています。NOEMAを使用して完全な分光学的研究を行い、物理的および化学的条件を決定しました。連続体と12CO、13CO、C18O、H2CO、およびSOラインの新しい観測結果を示します。統合された強度マップとスタックスペクトルを使用して、ディスク温度の推定値を導き出しました。13COとC18Oの観測を組み合わせて、ディスクに沿ったガス対ダスト比を計算しました。また、異なる種のカラム密度マップを導出し、それらを使用してアバンダンスマップを計算しました。私たちの観測結果はノーチラス天体化学モデルと比較されました。我々は、0.6から2.0アーク秒に及ぶリングで連続体放射を検出しました。ピークは0.97で、方位角非対称性が強くなっています。観察された分子は異なる空間分布を示し、分布のピークは結合エネルギーと相関していません。H2COおよびSOラインを使用して、39Kの平均ディスク温度を導き出しました。10から40の範囲のガス対ダスト比を導き出しました。ノーチラスモデルとの比較は、ガス対ダスト比の低いディスクを優先します（40）そして顕著な硫黄の減少。ABAurの周りのプロトタイプディスクの非常に完全な分光学的研究から、初めて、ディスクに沿ったガス温度とガス対ダスト比を導き出し、流体力学シミュレーションを制約するために不可欠な情報を提供しました。さらに、ガス化学、特に硫黄の枯渇について調査しました。導出される硫黄の減少は、想定されるC/O比に依存します。私たちのデータはC/O〜0.7とS/H=8e-8でよりよく説明されています。
酸素ネオン白色矮星の表面で彼の殻が光る
降着誘導崩壊（AIC）は、ミリ秒パルサー、中間質量バイナリパルサーなどの興味深い中性子星連星の形成の原因である可能性があります。酸素ネオン白色矮星（ONeWD）は、その質量を増加させる可能性があることが示唆されています複数のHeシェルフラッシュによってチャンドラセカールの限界に達し、AICイベントが発生します。ただし、ONeWDの表面にあるHeシェルフラッシュの特性は、まだよく理解されていません。この記事では、体系的なアプローチでONeWDの表面のHeシェルフラッシュを研究することを目的としています。初期のONeWD質量の範囲である恒星天体物理学の実験用の恒星進化コードモジュール（MESA）を使用した時間依存計算により、Heに富む材料をさまざまな一定の質量降着率で降着させるONeWDの長期的な進化を調査しました1.1から1.35M。質量保持効率は、ONeWD質量と質量降着率で増加するのに対し、新星周期と点火質量は、ONeWD質量と質量降着率で減少することがわかりました。また、核生成物をさまざまな降着シナリオで紹介します。この記事で紹介する結果は、AICイベントの将来のバイナリー母集団合成研究で使用できます。
時間分解脈動分析のためのSALT HRS機能：roApスター$ \ alpha $ Circiniを使用したテスト
| Title |
SALT_HRS_capabilities_for_time_resolved_pulsation_analysis:_a_test_with_the_roAp_star_$\alpha$_Circini |
| Authors |
D._L._Holdsworth_and_E._Brunsden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00880 |
分光法は、急速に振動するAp（roAp）星の変動を検出するための強力なツールです。この手法は、短い積分時間と高解像度を必要とするため、ごく一部の望遠鏡と機器に限定されています。roAp星の脈動の研究のために南部アフリカ大型望遠鏡（SALT）で高解像度スペクトログラフ（HRS）の機能をテストするために、よく研究されたroAp星$\alpha$Cirの2.45時間の高解像度データを収集しました以前は使用されていなかった機器構成。相互相関法により、さまざまな希土類元素とH$_\alpha$のコアを使用して、動径速度測定値を抽出しました。SALTHRSテストのベンチマークを提供するために、高精度放射速度惑星探査機（HARPS）分光器で収集された一連の$\alpha$Cirデータを使用して同じ分析を実行しました。HRSデータで大幅な動径速度変動を測定し、主脈動モードの同様の信号対雑音比検出で、2つのデータセット間で結果が優れていることを示しています。HRSデータを使用して、2番目のモードの検出を報告します。これは、機器が短い観測ウィンドウで複数の低振幅信号を検出できることを示しています。SALTHRSはAp星の脈動を特徴付けるのに適していると結論付け、望遠鏡に新しい科学の窓を開いた。私たちの分析はroAp星に焦点を当てましたが、基本的な結果は、高い時間分解能とスペクトル分解能の観測が必要な天体物理学の他の領域に適用できます。
原始惑星系星雲の変動：VII。 5つの中程度の明るさの、酸素が豊富な、または混合化学のポストAGB /ポストRGBオブジェクトの光度曲線研究
| Title |
Variability_in_Proto-Planetary_Nebulae:_VII._Light_Curve_Studies_of_Five_Medium-bright,_Oxygen-rich_or_Mixed-chemistry_Post-AGB/Post-RGB_Objects |
| Authors |
Bruce_J._Hrivnak,_Gary_Henson,_Todd_C._Hillwig,_Wenxian_Lu,_Kristie_A._Nault,_and_Kevin_Volk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00921 |
私たちは、10年の間隔で、中赤外線が非常に大きい5つの進化した星の光の変化を監視しました。5つのオブジェクトすべてに、酸素が豊富な、または酸素が豊富で炭素が豊富な化学物質が混在しているようです。それらはすべて光の点で異なります。$\sim$0.2等の小さな範囲で4つ、$\sim$0.7等の広い範囲で5つ目です。スペクトルタイプの範囲はG2からB0です。周期的な脈動は、IRAS18075$-$0924（123日）、19207$+$2023（96日）、20136$+$1309（142日）の3つのクーラーで初めて発見されました。高温のものには有意な周期性は見られませんが、数日以下の短い時間スケールで変動するようです。2つは、長期の周期変動（$\sim$4年間）の証拠も示しています。3つは、恒星進化の漸近後巨大分岐（ポストAGB）相にある原始惑星状星雲のようです。それらの光の変化は、以前に研究されたPPNeに見られる温度、脈動周期、脈動振幅の関係と概ね一致しています。ただし、他の2つは、ガイア距離に基づいて、明度（1000$-$1500L$_{sun}$）が低すぎて、AGB後の段階にあるようには見えません。代わりに、それらはマゼラン雲で発見された最近発見されたクラスのほこりっぽい赤巨星の星の天の川類似物であるように見えます。これが事実である場合、これらは天の川銀河で識別された最初の埃っぽいポストRGBオブジェクトの1つになります。
有限体積における相対磁気ヘリシティの加法性
| Title |
Additivity_of_relative_magnetic_helicity_in_finite_volumes |
| Authors |
Gherardo_Valori,_Pascal_D\'emoulin,_Etienne_Pariat,_Anthony_Yeates,_Kostas_Moraitis,_Luis_Linan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00968 |
相対磁気ヘリシティは、適度な抵抗率が存在する場合でも、磁気流体力学的進化によって保存されます。そのため、太陽系や恒星系のダイナモ、光球束の出現、太陽の噴火、実験室のプラズマの緩和プロセスなどの複雑なシステムにおけるプラズマの動的進化に対する最も適切な制約としてしばしば呼び出されます。しかしながら、そのような研究はしばしば、間接的に、与えられた空間領域における相対的な磁気ヘリシティが、構成するサブボリュームのヘリシティ寄与に代数的に分割できること、つまり、それが付加的な量であることを意味します。限られた数の非常に特定のアプリケーションが、これが事実ではないことを示しました。相対磁気ヘリシティの非加法性を理解するには、理論的調査と数値計算の両方で使用できる一般的な形式を優先して、制限的な仮定を取り除く必要があります。隣接する有限体積間の相対磁気ヘリシティの分割に対する分析的なゲージ不変式を導出します。体積とインターフェースの形状、または採用されたゲージのいずれについても仮定はありません。有限体積における相対磁気ヘリシティの非加法性は、最も一般的なゲージ不変な形式で証明され、数値的に検証されます。既知の特定の近似値を導出するために、より制限的な仮定が採用され、加法性の問題の統一されたビューが得られます。例として、ポテンシャルフィールドに埋め込まれたフラックスロープの場合は、分配方程式の非加法性項が一般に無視できないことを示しています。相対ヘリシティ分割式は、数値シミュレーションに適用して、複雑な物理プロセスのグローバルヘリシティバジェットに対する非加法性の影響を正確に定量化できます。
| Title |
Structure_of_neutron_stars_in_massive_scalar-tensor_gravity |
| Authors |
Roxana_Rosca-Mead,_Christopher_J._Moore,_Ulrich_Sperhake,_Michalis_Agathos,_Davide_Gerosa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14429 |
大規模なスカラーフィールドを持つ重力の2つの微分スカラーテンソル理論で球対称中性子星モデルのファミリーを計算します。私たちが提示する数値的アプローチにより、コンパクト化されたグリッド上で緩和アルゴリズムを使用して、無限半径までの結果の時空を計算することができます。このようにして得られた中性子星モデルの弱くて強くスカラー化された分岐の構造と、理論のスカラーセクターとテンソルセクターの間の線形および2次結合パラメーター$\alpha_0$、$\beta_0$への依存、およびスカラー質量$\mu$。$\beta_0$の非常に負の値の場合、スカラー雲に囲まれた非常にコンパクトなバリオン星で構成される「重力原子」に似た構成が発生します。結合エネルギー計算に基づく安定性分析は、これらの構成が不安定であることを示唆しており、バリオン密度{\itおよび}のスカラー場の強度が放射状に減少するモデルに移行することが予想されます。
くりこみ群流としての宇宙インフレーション：量子重力におけるパワースペクトルの実行
| Title |
Cosmic_inflation_as_a_renormalization-group_flow:_the_running_of_power_spectra_in_quantum_gravity |
| Authors |
Damiano_Anselmi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.15023 |
インフレーション宇宙論におけるパワースペクトルの実行を、deSitter固定小数点からのくりこみ群フローとして研究します。ベータ関数は、バックグラウンドメトリックの方程式によって提供されます。スカラーおよびテンソル変動のスペクトルは、消失する異常次元を持つRG進化方程式に従います。先行および副先行ログの観点から摂動展開を整理することにより、スペクトルインデックス、そのランニング、ランニングのランニングなどを、フェイクオンを含む量子重力の次の先行ログ次数（つまり、理論$R+R^{2}+C^{2}$（$C^{2}$の偽の処方箋/投影法）。これらの量がスペクトルに普遍的な方法で関連していることを示します。また、関係$r=-8n_{T}$に対する最初の修正を計算し、近い将来にうまくテストできると思われるいくつかの量子重力予測を提供します。
ベイズの枠組みにおける中性子外皮と純粋な中性子物質からの核対称エネルギー
| Title |
The_nuclear_symmetry_energy_from_neutron_skins_and_pure_neutron_matter_in_a_Bayesian_framework |
| Authors |
William_G._Newton_and_Gabriel_Crocombe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00042 |
Ca、Pb、Sn同位体に関する中性子表皮データと純粋な中性子に関する最良の理論情報を組み合わせることにより、核対称性エネルギーの大きさ$J$、勾配$L$、曲率$K_{\rmsym}$の推論を提示します物質（PNM）。ベイジアンフレームワークは、カイラル有効場理論計算からのPNM状態方程式の事前知識を一貫して組み込むために使用されます。中性子外皮は、対称核物質の状態方程式に影響を与えずに$J$、$L$および$K_{\rmsym}$の独立した変動を可能にする拡張Skyrmeエネルギー密度汎関数を使用するHartree-Fockアプローチでモデル化されます。中性子スキンデータセットの選択について説明し、直角位相でエラーを組み合わせると、$J=31.3\substack{+4.2の95％信頼できる値が得られます
放射対流境界付近の慣性および重力波の透過
この論文では、{\itf}平面の放射対流境界付近の慣性波と重力波の透過を調べます。対流層から放射層状安定層への波の伝播、またはその逆の2つの構成が検討されています。低速で回転する流体では、低緯度で波が生き残ることを好むことがわかっています（安定した層は強く層別化されています）。ただし、回転が速い場合（安定層が弱く成層化されている場合）、子午面波数が大きい場合、波は全球で存続できます。次に、2つの異なる成層構造（定数成層と連続的に変化する成層）の伝達比について説明しました。一定の成層については、回転が速いとき、または波が臨界のコロシティに近いときに、伝達が効率的であることがわかりました。連続的に変化する層別化について、浮力周波数の2乗が多項式関数$N^2\proptoz^{\nu}$である場合の伝達比について説明しました。線形成層（$\nu=1$）の場合、回転が速いとき、または波が臨界コロシティに近いとき、または線形成層層の幅が水平波長。凸状成層（$\nu>1$）の場合、入射波は常に送信されます。凹状成層（$0<\nu<1$）の場合、入射波は常に反射されます。伝達比は構成に依存せず、波の特性（周波数と波数）と流体（層化の程度）にのみ依存します。
| Title |
Proto-neutron_stars_with_heavy_baryons_and_universal_relations |
| Authors |
Adriana_R._Raduta,_Micaela_Oertel,_Armen_Sedrakian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00213 |
共変密度汎関数理論を使用して、完全なバリオンオクテットと$\Delta（1232）$共鳴状態を含む、ゼロ以外の温度でコンパクトな星の物質の状態方程式（EoS）を取得します。高温の$\Delta$が混合されたハイパー核星のグローバルプロパティは、バリオンあたりのエントロピー（$S/A$）とレプトンの割合（$Y_L$）の固定値に対して計算されます。慣性モーメント、四重極モーメント、潮汐変形能、コンパクトスターのコンパクトさの間の普遍的な関係は、コールド触媒されたコンパクトスターで知られているものに類似している$S/A$および$Y_L$の固定値に対して確立されます。また、$S/A$と$Y_L$の定数値に対して、有限温度で$I$-Love-$Q$関係が成り立つことを確認します。
放射支配時代の初めの放射温度のオーダーのホーキング温度をもつブラックホールのスペクトルが、私たちの宇宙で観測された物質と放射のクロスオーバーで物質支配時代を生成するのに十分長く存続できるモデルを調査します。そのようなブラックホールの十分に密集した人口が実際にそうすることができることがわかります。問題が支配的であった時代のブラックホールの合併のため、ブラックホールの寿命は少なくとも宇宙の現在の年齢を評価することが困難である限り、より強い観測制約です。次に、必要な密度と質量がインフレのホログラフィック時空（HST）モデルと一致しているかどうかを調査します。それらはそうであることがわかりますが、そのモデルのスローロールパラメーター$\epsilon=-\frac{\dot{H}}{H^2}$に小さな制約を課します。限界は、テンソル変動のモデルの予測の観測限界よりも強くありません。単一種のブラックホールを持つモデルで、再加熱温度で必要なブラックホール密度は、量子力学的な事故と見なす必要があります。このようなモデルでは、量子ゆらぎの確率が低いため、宇宙が存在します。
電子陽電子プラズマにおける有限電子質量によるカイラル非対称性の平衡化
| Title |
Equilibration_of_the_chiral_asymmetry_due_to_finite_electron_mass_in_electron-positron_plasma |
| Authors |
A._Boyarsky,_V._Cheianov,_O._Ruchayskiy,_and_O._Sobol |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00360 |
超相対論的電子-陽電子プラズマにおける軸性電荷の衝突崩壊率を計算します。これは、キラリティー反転率としても知られています。既存の推定値とは逆に、キラリティー反転率はすでに微細構造定数$\alpha$の最初のオーダーに表示されているため、以前考えられていたよりも桁違いに大きいことがわかります。これは、修正された分散関係と有限の準粒子の寿命により、プラズマ内で共線に近い制動放射のプロセスが発生する可能性があるために発生します。さらに、コンプトン散乱などのさらに高次のプロセスでも、断面の赤外線発散がソフトスケール$\simeT$で正則化されるため、$\mathcal{O}（\alpha）$の結果に寄与します。熱補正。コンパニオンレターで詳細に説明されているように、標準モデルの左右のキラルフェルミオンに異なる影響を与える初期の宇宙プロセス（レプトジェネシスやマグネトジェネシスなど）の説明にとって、この結果は重要です。
主要な太陽フレアのアンサンブル予報：モデルを組み合わせる方法
| Title |
Ensemble_Forecasting_of_Major_Solar_Flares:_Methods_for_Combining_Models |
| Authors |
Jordan_A._Guerra,_Sophie_A._Murray,_D._Shaun_Bloomfield,_Peter_T._Gallagher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00382 |
運用宇宙天気予報の重要な要素の1つは、太陽フレアの予測です。現在オンラインで利用可能な多数のフレア予測方法があり、これらの方法のどれが最も効果的であるかはまだ不明であり、気候予測よりも実質的に優れているものはありません。宇宙天気研究者は、現在の予測技術を改善するために地球気象コミュニティによって使用される方法にますます注目しています。アンサンブル予測は、より正確な結果を得るためにさまざまな予測を組み合わせる方法として、長年にわたって数値気象予測で使用されてきました。ここでは、運用予測メソッドのグループ（ASAP、ASSA、MAG4、MOSWOC、NOAA、およびMCSTAT）からのフルディスク確率予測を線形結合することにより、主要な太陽フレアのアンサンブル予測を作成します。各メソッドからの予測は、前のイベントを予測するメソッドの能力を説明する要素によって重み付けされ、いくつかのパフォーマンスメトリック（確率的およびカテゴリ的の両方）が考慮されます。ほとんどのアンサンブルは、どのメンバーのみよりも優れたスキルメトリック（5\％と15\％の間）を達成することがわかりました。さらに、アンサンブルの90\％以上は、単純な等重み平均よりも（予測属性で測定して）パフォーマンスが優れています。最後に、アンサンブルの不確実性は、最適化される内部メトリックに大きく依存し、0.2より大きい確率では、20\％未満と推定されます。この単純なマルチモデルの線形アンサンブル手法は、運用宇宙気象センターに、さまざまなエンドユーザーのニーズに合わせて調整できる予測の改善された出発点である、多目的なアンサンブル予測システムを構築するための基盤を提供できます。
| Title |
Assessing_gravitational-wave_binary_black_hole_candidates_with_Bayesian_odds |
| Authors |
Geraint_Pratten,_Alberto_Vecchio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.00509 |
バイナリブラックホールの合体による重力波は、ネットワーク全体の信号のコヒーレンスを利用することにより、ベイジアンモデルを選択することにより、検出器ネットワークの過渡ノイズと区別できます。信号が天体物理学的起源である事後確率を計算するためのベイジアンフレームワークを提示し、候補が特定される特定の検索戦略、パイプライン、または検索ドメインに依存しません。LIGO-VirgoGWTC-1カタログ、GW190412で報告されたすべてのイベント、および他の作成者によって独立した検索パイプラインによって報告された多数のイベント候補に、\textit{identical}仮定の下でこのフレームワークを適用します。GW170818を除いて、すべてのGWTC-1候補とGW190412は、GWTC-1で使用されるさまざまな検索パイプラインによって大幅に異なる天体物理学確率が割り当てられたGW170729を含む天体物理学の仮説に圧倒的に有利であることがわかります。GW170818は事実上、単一の検出器トリガーであるため、私たちのフレームワークの天体物理学のソースによって生成されたものとして嫌われているのは当然のことです。\textit{3}追加のイベント候補、GW170121、GW170425、およびGW170727が見つかりました。これらは、天体物理学の仮説を大きくサポートしており、信号はそれぞれ天体物理学の起源である可能性が0.53、0.74、および0.64です。GWTC-1で報告されたイベントに加えて、これら3つのイベントを含む階層的人口調査を実施し、主要な天体物理学の結果は影響を受けないことを発見しました。
重い中性レプトンに対するBBN制約の改善
熱的に生成された重中性レプトン（HNL）の寿命を原始元素合成から制限します。原始プラズマに存在する中間子のごく一部でも、原始ヘリウムの過剰生成につながることを示しています。これは、質量$m_{N}>m_{\pi}$のHNL$\tau_{N}<0.02\s$の寿命に上限を設定します（以前に報告された0.1秒と比較して）。これにより、加速器検索と組み合わせて、HNLの質量に新しい下限を設定し、将来の強度フロンティア実験でのHNL検索の「ボトムライン」を定義できます。
非最小結合定数と原始的なデ・シッター状態
動的システム法を使用して、非最小結合スカラー場とポテンシャル関数を持つフラットフリードマンロバートソンウォーカー宇宙モデルのダイナミクスを調査します。実行された分析は、非最小結合定数パラメーター$\xi=\frac{3}{16}$の値を区別します。これは、重力の5次元理論における共形結合です。スカラー場の無限値での単項ポテンシャル関数に対して、一般的なdeSitter状態とEinstein-deSitter状態が存在することが示されています。deSitter状態は、線形よりも速く変化しない可能性のある関数について、宇宙の拡張に関して不安定です。これは、初期の特異点のない一般的な宇宙論的進化につながります。
MSSMのヒッグシーノ暗黒物質
質量が$\sim$1.1TeVのほぼ純粋な$SU（2）$ダブレットからの、生物学的に安定したニュートラルコンポーネントは、すべての直接的な暗黒物質検索と一致する暗黒物質（DM）の魅力的な候補の1つです。統一スケール$M\simeq2\で超対称性の破れが重力相互作用によって伝達される理論において、ヒッグシノがDMの役割を果たし、標準モデル（MSSM）の最小超対称拡張のコンテキストでこの可能性を調査しました。10^{16}$GeV。普遍的および非普遍的なヒッグスとガウジノマヨラナの質量を持つモデルで、現在および将来のコライダーに到達する可能性のある「軽い」超対称スペクトルの検索に私たちの仕事を集中させました。スペクトルの最も軽い超対称粒子構造上、2つのニュートラリーノと1つのチャージーノであり、質量が$\sim$1.1TeVで、質量が数GeVに分割されています。特定のシナリオに応じて、gluinoは実験的な質量の下限$\simになる場合があります。$2.2TeV。スクォークセクターでは、最も軽いストップは$\sim$1.3TeVと軽いことがあり、最も軽いスレプトンである右利きのスタウは、$1.2$TeVと同じくらいの質量を持つことができます。最も軽いニュートラリーノは、次世代の直接暗黒物質実験検索で発見されます。最も好ましい状況では、特定の崩壊チャネルを備えたグルイノは、大型ハドロン衝突型加速器（LHC）の次の実行で発見され、高輝度LHC実行。
安定層化乱流における運動学的小規模ダイナモ
安定した成層乱流における運動学的な小規模ダイナモの3つの主要な特性-開始基準、成長速度、および磁場異方性の性質に関する数値的調査を提示します。結果は、3つのダイナモプロパティすべてが、オズミドフスケールと粘性または抵抗スケール間のスケール分離によって制御されることを示唆しています。臨界磁気レイノルズ数に加えて、これにより、高および低磁気プラントル数レジームでの成層小規模ダイナモ発生の臨界浮力および磁気浮力レイノルズ数をそれぞれ定義できます。恒星の放射ゾーンに小規模なダイナモが存在すると、結果として生じるマクスウェルの応力を通じてダイナミクスに影響を与えたり、回転差のある領域の大規模なダイナモメカニズムに影響を及ぼしたりする可能性があります。太陽放射ゾーンを標準的な例として取り上げ、開始基準を適用すると、層化が十分に強く、小規模なダイナモが太陽タコクラインでわずかにアクティブになることがわかります。
