ダークマターの消滅と崩壊による宇宙加熱に関するLyman-$ \ alpha $の制約
| Title |
Lyman-$\alpha$_Constraints_on_Cosmic_Heating_from_Dark_Matter_Annihilation_and_Decay |
| Authors |
Hongwan_Liu,_Wenzer_Qin,_Gregory_W._Ridgway,_Tracy_R._Slatyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01084 |
Lyman-$\alpha$フォレストの測定がIGM温度を制約するときに、銀河間媒体（IGM）に注入されたエネルギーが後期に過熱しないことを要求することにより、暗黒物質（DM）の崩壊および消滅モデルに新しい制約を導き出します。最近開発された$\texttt{DarkHistory}$コードパッケージを使用することにより、以前の分析を改善しています。私たちの制約は、再イオン化の不確実性に対してロバストであり、優先的に電子に減衰するサブGeVDMの主要な制限と競合します。
重力ポテンシャルによる銀河クラスターの特徴付け：クラスターポテンシャル再構築の体系
| Title |
Characterizing_galaxy_clusters_by_their_gravitational_potential:_systematics_of_cluster_potential_reconstruction |
| Authors |
C._Tchernin,_E._T._Lau,_S._Stapelberg,_D._Hug,_M._Bartelmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01107 |
環境。銀河クラスターの質量測定におけるバイアスは、宇宙論をクラスターで制約する際の主要な制限体系の1つです。ねらい。クラスターの重力ポテンシャルに関連する体系は静水圧質量バイアスよりも小さく、したがってクラスターポテンシャルは宇宙論的研究におけるクラスター質量の優れた代替物になる可能性があることを示すことを目指しています。メソッド。銀河クラスターの宇宙論的シミュレーションを使用して、静水圧質量（HE質量）のバイアスと、X線およびミリメートル波長での測定から再構築された重力ポテンシャルのバイアスを計算します。特に、HE質量と再構築されたポテンシャルの両方に対する下部構造と非熱圧力サポートの存在の影響を調査します。結果。再構築されたポテンシャル（6％）のバイアスはHE質量（13％）のバイアスよりも小さく、再構築されたポテンシャルの散乱はHE質量のそれに対して約35％減少することがわかります。結論。この研究は、銀河団をその重力ポテンシャルによって特徴付けることが、クラスター宇宙論でクラスター質量を使用することに対する有望な代替手段であることを示しています。
ハッブル張力におけるCMBスペクトル歪みの役割：原理の証明
$\Lambda$CDMモデルの初期および後期の両方の修正がハッブルの緊張に対処するために提案されていますが、説得力のある議論は、解決策が成功するためには、再結合の前に宇宙の膨張履歴を修正する必要があることを示唆しています。これにより、正確なCMB観測の重要性が大幅に増加します。この手紙では、CMBスペクトルの歪みについて議論し、スカラースペクトルインデックスなどの標準の$\Lambda$CDMパラメーターに大幅なシフトをもたらす制約モデルにおけるそれらの潜在的な役割を強調します。、ハッブルの緊張を解決するために。
SDSS DR7およびELUCIDシミュレーションからの銀河グループ（ハロー）アライメント
スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）からの銀河と、ELUCIDの制約付きシミュレーションからの対応する再構成された領域のサブハローに基づいて、グループカタログ内のホストグループに対する中心銀河の配置と、ELUCIDシミュレーションの対応するサブハロ。観測されている銀河は、新しい近隣存在量マッチング法を使用して、ELUCIDシミュレーションの暗黒物質サブハローにマッチングされます。観測では、銀河の主軸がホストグループの主軸に優先的に整列していることがわかります。銀河群の配置には色の依存性があり、赤の中心は青の中心よりもホストグループの主軸に沿ってより強い配置を持っています。観測の銀河とELUCIDシミュレーションのサブハローを組み合わせると、中央の銀河には、ELUCIDシミュレーションの対応するサブハローの主軸に位置合わせされる主軸があることがわかります。銀河グループと銀河サブハロのアラインメント信号は、より大規模なハローの銀河に対してより強いことがわかります。シミュレーションでのメインサブハロとSDSSマッチングサブハロシステム間の配置は、観測における銀河グループの配置よりもわずかに強いことがわかりました。
Wess-Zuminoタイプの無スケール超重力モデルのコンテキストで、原始ブラックホールの存在量を計算します。余分な指数項を追加して、K\"ahlerポテンシャルを修正します。このモデルのコンテキストでパラメーターを1つだけ使用すると、スペクトルインデックス$n_s$、テンソルからスカラーへのプランク宇宙制約を満たすことができます比率$r$、および宇宙の暗黒物質の原始ブラックホールの形で最大$\sim20\％$を生成します。
原始重力波の左と右の円偏光状態が等しくない状態になる重力セクターでのパリティ対称性の違反は、一般相対論に対する高エネルギーの修正をテストする方法を表します。この論文では、最近提案されたカイラルスカラーテンソル重力理論内のインフレーションを研究します。これは、非最小結合スカラー（インフラートン）フィールドの1次および2次導関数を含むパリティー違反演算子を含めることにより、チャーンシモンズ重力を拡張します。パワースペクトル統計のレベルで異なるパリティ違反理論間の縮退が与えられた場合、原始テンソル非ガウス性のパリティ違反の詳細な分析を行います。新しい演算子の結合が純粋なdeSitterフェーズで一定である場合、明示的な計算により、重力子バイスペクトルに新しい寄与が生じないことを示します。一方、インフレーション中に結合関数が時間に依存している場合、テンソルバイスペクトルは、厳密なdeSitter制限でも、パリティを破る演算子から消滅しない寄与を取得します。また、このクラスのモデルにおけるテンソルモードの3点関数の整合性関係についてコメントし、CosmicMicrowaveBackground$B$-modebispectraを介してパリティを破るシグネチャを検出する見通しについて説明します。
スーパーアースとサブネプチューンの原始半径ギャップと潜在的に幅広いコア質量分布
観測されたケプラー太陽系外惑星の半径分布は、2つの異なる個体群を明らかにします：裸岩である可能性が高い個体群（$\lesssim1.7R_\oplus$）とガスエンベロープである可能性が高い個体群（$\gtrsim2R_\oplus$）。これら2種類の惑星を分離する半径の分布には明確なギャップがあります。ホストスターからの高エネルギー光子による光蒸発のような質量損失プロセスは、この半径の谷を切り分ける自然のメカニズムとして提案されています。これらのモデルは、$\sim$6--8$M_\oplus$で急激にピークになるサブネプチューンの基になるコア質量関数を支持しますが、これらの小さな惑星の動径速度の追跡は、より底が重い質量関数を示唆します。ガスの少ない（ただし空ではない）星雲の初期ガス降着を考慮に入れることにより、観測された半径の谷が広大なサブアース領域に広がるコア質量関数と一致することを示します。最大限に冷却された等温限界により、$\sim$1--2$M_\oplus$よりも軽いコアは、ガスで包まれているように見えるのに十分な質量を獲得できなくなります。地層で確立された岩からエンベロープへの移行により、半径分布にギャップが生じ、観測されたものと同様に、星から遠い小さな半径にシフトします。データとの最良の一致を得るために、後期のガス降着モデルとそれに続く光蒸発質量損失は、コア質量関数が$dN/dM_{\rmcore}\proptoM_と広いコア質量関数を備えた、より高温のディスクでのダストフリー降着を優先します。{\rmcore}^{-0.7}$。
複数のダスト種によるストリーミングの不安定性：I.線形成長の好ましい条件
最近の研究によると、遊星の形成を促進する主要なメカニズムの1つであるストリーミングの不安定性は、以前考えられていたほど効率的ではない可能性があります。一部のディスク条件では、複数のダスト種を考慮すると、不安定性の線形成長率が大幅に低下し、不安定性成長のタイムスケールがディスクの寿命より長くなることがあります。この発見をさらに調査するために、ガス流体とダスト粒子を用いた線形解析と直接数値シミュレーションの両方を使用して、不安定性の不安定モードを相互に検証し、さらに詳しく研究します。ダストサイズ分布$[T_{s、min}、T_{s、max}]$の範囲と固体/ガスの総質量比$の両方で、以前に調査したパラメーター空間を1桁拡張します\varepsilon$そして、サイズ分布の傾き$q$を持つ3番目の次元を導入します。収束した高速成長レジームと収束していない低速成長レジームは、$\varepsilon$-$T_{s、max}$空間の鋭い境界によって明確に分離されていることがわかりますが、この境界はそれほど敏感ではありません。$q$または$T_{s、min}$。さらに、最大のダスト種が不安定モードの成長を支配する必要はなく、小さいダスト種は成長率を大幅に増加または減少させることができます。いずれの場合でも、収束した高速成長レジームは、惑星形成に好ましい条件を表す可能性がある$\varepsilon\gtrsim1$または$T_{s、max}\gtrsim1$によって制限されていることがわかります。
安定した金星共軌道小惑星の詳細検索：人口の制限
金星と共軌道にある物体の安定した母集団は、金星の共軌道ダストリングの存在を説明するために最近仮定されました。$r$バンドで約35のユニークな平方度から21等をカバーするセロトロロアメリカンオブザーバトリー（CTIO）の4メートル望遠鏡を使用して、これらのオブジェクトの5日間の夕暮れ調査を行いました。私たちの調査は、これまでのところ金星の共軌道小惑星の数に最も厳しい制限を提供しています。21等級より明るい小惑星の全人口の$5\％$を検出することができました。21等級（小惑星のアルベドに応じて直径が約400〜900m）より明るい共軌道小惑星の数の上限は、$N=18^{+30}_{-14}$と推定されます。以前の研究では、金星と軌道を周回する観測されたダストリングの質量は、直径2kmの地表からダストまでの小惑星と同等であると推定されていました。私たちの調査では、2kmを超える$<6$の小惑星を推定しています。これは次の可能性を意味します：金星の共軌道が観測された位相角で非反射である、非常に低いアルベド（$<1\％$）を持っている、または金星の共軌道のダストリングに小惑星以外のソースがある金星を周回している。この結果について説明し、将来の検索の助けとして、領域のダイナミクスとさまざまな小惑星タイプのマグニチュード推定に基づいて、安定した金星の共軌道の空間的、視覚的マグニチュード、数密度分布の予測を提供します。
WASP-19bの大気における昼間の熱反転
超高温木星の観測は、昼側の温度が2200Kを超える大気に熱の逆転が存在することを示しています。それらが上層大気の熱構造に重要な役割を果たす間、以前のスペクトル検索では省略されました。最新の大気を使用して、そのほとんど特徴のない熱スペクトルを理解するために、WASP-19bの大気特性を調査することを目指しますこのような大気中での最も重要な物理的および化学的プロセスの詳細な処理を含むコード.BT-SettlクラウドモデルやC/を含む球対称構成で、1次元のラインごとの放射伝達コードPHOENIXを使用しました観測されたWASP-19bの熱スペクトルを分析するための不平衡化学。結果。高度に照射された超高温木星WASP-19bの昼側大気におけるTeq〜2700Kの熱反転の証拠を見つけます。これらの高温では、H2Oは10^-2bar未満の圧力で熱解離することがわかります。WASP-19bの反転した温度-圧力プロファイルは、その二次日食スペクトルで4.5ミクロンでのCO放出の特徴の証拠を示しています。WASP-19bの雰囲気は熱的に反転していることがわかります。熱の反転は強い衝突が原因であると推測します放射線。H2Oは約tau=10^-2以上の上部大気で部分的に解離していることを示しますが、それでもCOが支配する赤外線不透明度に大きく貢献しています。高温および低密度の条件により、H2Oは照射されていない茶色の矮星よりも平坦な不透明度プロファイル。これらの要素をまとめると、WASP-19bでH2Oを特定することがより困難になります。
銀河バルジの居住性
銀河系居住区に関する以前の研究を拡張する、天の川のふくらみの居住可能性の新しい調査を紹介します。バルジ内の豊富な惑星、金属性、岩石惑星の可能な頻度、軌道の安定性と遭遇、および中央の超大質量ブラックホール周辺の惑星の可能性に関する既存の知識について議論します。ディスク内の環境に関して実質的な違いを示す可能性がある2つの側面に焦点を当てます。（i）中央のブラックホールの存在による電離放射線環境、および超新星爆発の最高率と（ii）効率系間の生命の拡散のための推定リトパンスペルミア機構の評価。バルジ内の星密度の解析モデルを使用して、壊滅的なイベントの発生率と、星間距離での生命の拡散タイムスケールの推定値を提供します。
| Title |
The_Dwarf_Planet_Makemake_as_seen_by_X-Shooter |
| Authors |
A._Alvarez-Candal,_A.C._Souza-Feliciano,_W._Martins-Filho,_N._Pinilla-Alonso,_and_J.L._Ortiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01472 |
Makemakeは、広く知られているように、最も明るい既知の海王星横断オブジェクトの1つです。それにもかかわらず、可視から近赤外スペクトルは、CH$_4$氷の吸収特性を詳細に研究することを目的として、中程度の分解能では完全には観測されていません。この論文では、超大型望遠鏡（チリ）でX-Shooterを使用して観測されたMakemakeのスペクトルを示します。検出された特徴を分析し、その位置と深さを測定します。さらに、Makemakeのスペクトルを同じ楽器と同様のセットアップで取得したErisのスペクトルと比較して、両方のオブジェクトのCH$_4$氷のバンドが同様のシフトを示していると結論付けます。
M9ドワーフTVLM 513-46546の天文惑星候補者
| Title |
An_astrometric_planetary_companion_candidate_to_the_M9_Dwarf_TVLM_513-46546 |
| Authors |
Salvador_Curiel,_Gisela_N._Ortiz-Le\'on,_Amy_J._Mioduszewski_and_Rosa_M._Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01595 |
VLBAで撮影されたM9ドワーフTVLM513$-$46546の天文観測により、221$\pm$5日の期間と一致する天文観測の特徴が明らかになりました。軌道適合は、コンパニオンの質量がm$_{p}$=0.35$-$0.42$M_{J}$、円軌道（$e\simeq0$）、半主軸a=0.28$であることを意味します-$0.31AUおよび傾斜角i=71$-$88$^\circ$。検出されたコンパニオンTVLM〜513$b$は、UCDに関連付けられている数少ない巨大質量惑星の1つです。土星のような惑星が0.06$-$0.08$M_\odot$スターから0.3AUの円軌道上に存在することは、惑星形成理論への挑戦を表しています。これは、電波波長での惑星の最初の天文検出です。
APOGEEレッドジャイアントを使用した銀河系恒星ハローへのNに富む星の寄与
| Title |
The_contribution_of_N-rich_stars_to_the_Galactic_stellar_halo_using_APOGEE_red_giants |
| Authors |
Danny_Horta,_J._Ted_Mackereth,_Ricardo_P._Schiavon,_Sten_Hasselquist,_Jo_Bovy,_Carlos_Allende_Prieto,_Timothy_C._Beers,_Katia_Cunha,_D._A._Garc\'ia-Hern\'andez,_Shobhit_S._Kisku,_Richard_R._Lane,_Steven_R._Majewski,_Andrew_C._Mason,_David_M._Nataf,_Alexandre_Roman-Lopes,_Mathias_Schultheis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01097 |
銀河ハローの恒星含有量に対する溶解した球状星団（GC）の寄与は、GCの形成と破壊、および天の川の質量アセンブリの履歴のモデルに対する重要な制約です。APOGEEの以前の結果では、内部ハローの恒星含有量に対する破壊されたGCの寄与が25$\％$も大きいことが指摘されています。これは、ハローのより遠い領域の以前の推定値よりも1桁大きい値です。APOGEEDR16でハローフィールド集団の密度モデリングを実行することにより、距離の関数として、Nリッチと通常のハローフィールドスターの比率を測定することに着手しました。私たちの結果は、銀河中心から1.5kpcで、Nに富む星が2$^よりもはるかに高い16$^{+12}_{-7}$$\％$フラクションを全恒星ハロー質量予算に寄与していることを示しています{+1}_{-0.7}$$\％$の比率は15kpcで貢献しました。Nが豊富な星は、現在星のハローフィールドに存在する元のGCメンバーであると仮定し、1番目と2番目の集団のGC星の比率を1対2と仮定して、破壊されたGC星からの合計寄与を推定します。r=1.5kpcで24.7$^{+16}_{-10}$$\％$、r=15kpcで3$^{+1.5}_{-1}$$\％$のオーダー。さらに、私たちの方法論は密度モデルを恒星ハローに合わせるように強いているので、半径1.5〜20kpcの球殻内にそのような密度を統合し、$M_の溶存および/または蒸発したGCから生じる総恒星質量を見つけます。{\mathrm{GC、total}}$=10$^{+3.7}_{-2.5}$$\times$10$^{7}$M$\odot$。
XMM-ニュートンで観測された回転銀河の高温ガス雰囲気
| Title |
Hot_gaseous_atmospheres_of_rotating_galaxies_observed_with_XMM-Newton |
| Authors |
A._Jur\'a\v{n}ov\'a,_N._Werner,_P._E._J._Nulsen,_M._Gaspari,_K._Lakhchaura,_R._E._A._Canning,_M._Donahue,_F._Hroch,_G._M._Voit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01161 |
非回転の初期型銀河のX線放出雰囲気と、それらの中心活動銀河核への接続は、長年にわたって徹底的に研究されてきました。ただし、角運動量が大きいシステムでは、加熱と冷却のプロセスが異なる可能性があります。6つのレンチキュラーと渦巻銀河の高温雰囲気の分析を提示して、高温ガスの特性に対する角運動量の影響を調べます。X線放射の楕円率は一般に光学恒星放射の楕円率よりも低く、回転支持の高温雰囲気の理論的予測と一致して、高温ガスと恒星の分布の間に整列が見られます。NGC4382と大規模な渦巻銀河NGC1961のエントロピープロファイルは、他の銀河のエントロピー分布よりもかなり浅く、これらのシステムの中央領域に強い流れ（流出または圧縮による）が存在することを示唆しています。最後に、TIやC比などの基準を使用して高温雰囲気の熱（非）安定性を調査し、これらのオブジェクトに存在する低温ガスのディスクが高温雰囲気から凝縮した可能性について説明します。
Pop III超新星噴出物の構造は、非常に金属の少ない星の元素の存在量に影響を及ぼしますか？
| Title |
Does_the_structure_of_Pop_III_supernova_ejecta_affect_the_elemental_abundance_of_extremely_metal-poor_stars? |
| Authors |
Gen_Chiaki_and_Nozomu_Tominaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01259 |
メタルフリー（PopIII）スターの第1世代は、構造形成の初期段階で重元素を生成するために重要です。それらの質量スケールは、均一に混合された超新星（SN）噴出物の存在量を継承すると想定されている、極度に金属が少ない（EMP）星の元素存在量パターンから導き出すことができます。拡大する噴出物がその初期の層状構造を維持している場合、EMP星の元素量パターンは均一な噴出物とは異なる可能性があります。この作業では、前駆体の質量$25\{\rmM}_{\bigodot}$と爆発エネルギー0.7-10B（$1を使用して、通常のコア崩壊SNe（CCSNe）の層状噴出物からの金属濃縮の数値シミュレーションを実行します\{\rmB}=10^{51}$erg）。すべてのモデルで、SNシェルが中央のミニハロにフォールバックすることがわかります。再折りたたみ雲では、層状噴出物の存在比${\rm[M/Fe]}$は、任意の要素Mの$\pm0.4$dex内でのみ均一噴出物の場合とは異なります。また、最大の爆発エネルギー（10B）、隣接するハローも濃縮されます。Caまたはより軽い元素を含む外層のみがハローに到達し、${\rm[C/Fe]}=1.49$になります。これは、平均存在比${\rm[C/Fe]}=-0.65$であっても、CCSNからCエンハンスドメタルプア（CEMP）星が形成される可能性があることを意味します。
近くの銀河のCOマルチラインイメージング（近日公開）。 X.分子ガスの物理的条件とローカルSFR-質量関係
| Title |
CO_Multi-line_Imaging_of_Nearby_Galaxies_(COMING)._X._Physical_conditions_of_molecular_gas_and_the_local_SFR-Mass_relation |
| Authors |
Kana_Morokuma-Matsui,_Kazuo_Sorai,_Yuya_Sato,_Nario_Kuno,_Tsutomu_T._Takeuchi,_Dragan_Salak,_Yusuke_Miyamoto,_Yoshiyuki_Yajima,_Kazuyuki_Muraoka_and_Hiroyuki_Kaneko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01287 |
$^{12}$CO（$J=1-0$）（以降$^{12}$CO）を使用して、ローカルユニバースの星形成（SF）銀河のメインシーケンス全体の銀河の分子ガス特性を調査します）と$^{13}$CO（$J=1-0$）（$^{13}$CO）マッピングデータは、野辺山電波観測所のレガシープロジェクトであるCOMINGプロジェクトで取得された147個の銀河のマッピングデータです。両方のラインのS/N比を改善するために、$^{12}$COの最初の瞬間のマップから予想されるラインの中心を揃えた後、$^{12}$COの放出が検出されたすべてのピクセルをスタックします。その結果、S/N比が3より大きい80の銀河で$^{13}$COの放出が正常に検出されました。80銀河の積分強度比$^{12}$COと$^{13}$COの誤差加重平均（$R_{1213}$）は$10.9$で、標準偏差は$7.0$です。（1）$R_{1213}$は特定の星形成率（sSFR）と正の相関があり、相関係数は$0.46$であり、（2）両方のフラックス比はIRAS60〜$\mu$mから100〜です。$\mu$m（$f_{60}/f_{100}$）および$^{12}$COスタックスペクトルの傾斜補正された線幅（$\sigma_{{\rm^{12}CO}、i}$）は、$R_{1213}$の測定で銀河のsSFRとも相関します。私たちの結果は、$R_{1213}$の変動が主に温度や乱流などの分子ガス特性の変化によって引き起こされるシナリオをサポートしています。SFメインシーケンス全体のCOからH$_2$への変換係数の結果として生じる変動は、sSFRと$M_{\rmmol}/M_{\rmstar}$（$\の間の既知の相関関係を完全に消滅させるほど大きくはありません。mu_{\rmmol}$）または星形成効率（SFE）は以前の研究で報告されていますが、この変動はsSFR-SFE（sSFR-$\mu_{\rmmol}$）相関を強化（弱め）します。
Chandra X線画像からの964銀河クラスターの動的状態
銀河クラスターの動的状態は、クラスターが動的に緩和されているか、サブクラスターのマージプロセスで緩和されているかを示します。チャンドラX線天文台からのアーカイブ画像を使用して、964個の銀河団の動的状態を記述する一連のパラメーターを導出します。動的状態に広く使用されている3つの指標である集中インデックスc、重心シフトオメガ、パワー比P3/P0は、半径500kpcの円形の中央領域で計算されます。また、2つの適応パラメーター、プロファイルパラメーターカッパと非対称係数アルファを、最適な楕円領域で導出します。次に、形態インデックスデルタは、銀河クラスターの動的状態を示し、濃度インデックスc、重心シフトオメガ、パワー比P3/P0、および光緩和係数ガンマと良好な相関関係があるこれら2つの適応パラメーターを組み合わせて定義されます。。クラスターの大規模なサンプルの場合、動的パラメーターは、2つの状態の二峰性分布ではなく、乱れた状態から緩和状態にピークが中間にある状態で連続的に分布します。新しく導出されたモルフォロジーインデックスデルタは、電波強度、クラスター質量、および拡散電波巨大ハローとミニハローのクラスターの動的状態の間の同様の基本平面で機能することがわかります。Sunyaev-Zeldovich効果から推定された質量とX線画像の間のオフセットは、動的パラメーターに依存します。{\itChandra}アーカイブイメージから派生した銀河クラスターのすべての動的パラメーターは、http：//zmtt.bao.ac.cn/clusters/dyXimages/で入手できます。
LESSER：銀河によってレンズ化されたLyman-$ \ alpha $エミッターの分光的に選択されたサンプルのカタログ
| Title |
LESSER:_A_Catalogue_of_Spectroscopically_selected_sample_of_Lyman-$\alpha$_Emitters_Lensed_By_Galaxies |
| Authors |
Xiaoyue_Cao,_Ran_Li,_Yiping_Shu,_Shude_Mao,_Jean-Paul_Kneib,_Liang_Gao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01361 |
LEnSedlaeSをEboss調査（LESSER）プロジェクトで紹介します。これは、拡張バリオン振動分光法調査（eBOSS）でレンズ付きLyman-$\alpha$エミッター（LAE）を検索することを目的としています。最終カタログには、361の候補レンズシステムが含まれています。レンズ銀河は赤方偏移$0.4<z<0.8$の明るい赤銀河（LRG）であり、光源銀河は赤方偏移$2<z<3$のLAEです。eBOSS（$\sim$2000）のスペクトル分解能により、Lyman-$\alpha$（$\rmLy\alpha$）放出の微細構造をさらに特定できます。当社のレンズ付きLAE候補のうち、281システムは単一ピークのラインプロファイルを示し、80システムは二重ピークの機能を示します。カタログの将来の分光/イメージング追跡観察は、多様な$\rmLy\alpha$ライン形態の起源に光を当て、低質量の暗黒物質ハロー/サブハロを研究するための有望なラボを提供する可能性があります。
JWSTプレビュー：カリーナの嘆きの壁のH $ _2 $、Br-$ \ gamma $、およびK-連続体の適応光学画像
カリーナの西壁（G287.38-0.62）の最初の広視野近赤外線適応光学画像を提示します。これは、大規模な星形成の領域で知られている、最も明るく明確な照射インターフェースの1つです。新しい狭帯域H$_2$2.12$\mu$m、Br-$\gamma$、およびK-continuum画像は、雲からの光蒸発流を追跡し、周囲の巨大な星からのUV放射が分子状水素を励起して蛍光を発する場所を特定します。$\sim$1.5'$\times$2.9'の視野と60$-$110masの空間分解能を備えた新しい画像は、広い領域にわたって見事な詳細レベルを示し、JWSTが達成すべきことを予見します。壁は凸状で、頂点近くに大きな三角形の延長があります。頂点近くの界面は、$\sim$2000AUの投影間隔を持つ3つの$-$4の規則的な間隔のリッジで構成され、大規模な動的に重要な磁場を示唆しています。壁の北端は、ケルビンヘルムホルツの不安定性に似た幅$\sim$1800AUのいくつかのスイープバックフラグメントに分割され、壁の南部も半波長の正弦波のような変化を含む複雑な形態を示しています2500AU。解離フロントは壁の表面に沿って密度を増加させる必要がありますが、フロントが新しい星の形成をトリガーした場合に発生する可能性があるように、電離源を指すピラーには分解されません。壁の北部に、明確な駆動源のない新しいH$_2$ジェット、MHO1630を発見しました。これは、一連のバウショックが一列に並んでいるのが見えます。
運動方程式は、銀河の分離の時代から重力崩壊によって半平衡状態になるまで進化する、理想化されたモデルの球状銀河または球状星団に対して生成されます。理論的な放射状表面密度が計算され、2つの球状星団M15およびM80と比較され、観測データによく適合しています。モデルはキングのモデルと対照的であり、平均サイクルタイムと速度が計算されます。速度-半径曲線が作成され、そこから導出されたガウスRMS値が、544の通常の楕円体、コンパクト、大容量、および中間の質量オブジェクトを含む、735の球形オブジェクトに対してプロットされ、質量の半分の光の半径がプロットされます。これらの後者は、${0.604\pm0.003}$の線形平均対数対数$R-M_{vir}$勾配を示します。これは、1年間の$\gamma=3.66{\pm}0.009$のFaber-Jackson勾配に相当します。70年の質量範囲。$R_{1/2}-\sigma$の片対数プロットでの勾配は$0.0045\pm0.0001$です。球状星団、矮小楕円銀河、および矮小球状銀河は、これらのプロットに明確な異常を示し、速度分散が増加するにつれて質量が増加する超大質量ブラックホール（SMBH）を含む楕円と一致します。巨大なコア。
$ l = 207.7 ^ \ circ $と$ l = 211.7 ^ \ circ $の間のH II領域/候補に関連する分子雲
| Title |
The_Molecular_Clouds_associated_with_the_H_II_Regions/Candidates_between_$l=207.7^\circ$_and_$l=211.7^\circ$ |
| Authors |
Chong_Li,_Hongchi_Wang,_Miaomiao_Zhang,_Yuehui_Ma,_and_Lianghao_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01453 |
中国のデリンガにあるPMO-13.7mミリメートル望遠鏡を使用して、$^{12}$CO、$^{13}$CO、およびC$^{18}$O$Jの大規模同時調査を実施しました$l$=$209.7^\circ$、$b$=$-$2.25$^\circ$、$4.0^\circ\times4.5^\circ$を中心とする空の領域への=1-0$放出。この領域の放出の大部分は、速度が$-$3kms$^{-1}$から55kms$^{-1}$の範囲にある雲から発生し、運動距離は0.5kpcから7.0kpc。この領域の分子雲は、3つの速度範囲に集中しています。10のHII領域/候補に関連する分子雲が特定され、それらの物理的特性が表示されます。大規模な星は、Sh2-280、Sh2-282、Sh2-283、およびBFS54内にあり、HII領域の励起源の候補になることをお勧めします。HII領域/候補の中心からの投影距離での励起温度と線幅の分布は、10のHII領域/候補とその関連分子ガスの大部分が2次元構造ではなく3次元構造であることを示唆しています。
ローカルグループの元素の豊富さ：大アンドロメダ銀河の形成史をたどる
ローカルグループ（LG）は、銀河形成の詳細な研究にアクセスできる環境であり、初期宇宙を補完します。特に、LG内の分解された恒星集団の分光法は、天の川（MW）やアンドロメダ（M31）などの$L_\star$銀河の歴史を推測するために使用できる個々の星の運動学的および化学的情報を提供します。MWのガイア革命は、MWの形成履歴の包括的な観察研究を可能にしました。MWが研究された精巧な詳細は、現在他のどの$L_\star$銀河でも達成できません。このため、MWは銀河形成を理解するためのテンプレートです。M31は、MWに近づく詳細レベルで現在研究できると期待できる唯一の外部銀河です。M31の研究は最近、その形成履歴がMWのそれとは大幅に異なるという証拠が増えていることを考えると、より大きな重要性を帯びてきました。M31の元素存在量に関する情報が限られている時代に、遠く離れたLG銀河の個々の巨大星の存在量を測定するために、スペクトル合成を低解像度の恒星分光法に適用する手法を開発しました。これまでの共同研究者とのM31の最大かつ深い分光調査を実施した結果、M31の内部恒星ハローと恒星円盤の元素存在量の最初の測定と、M31の元素存在量の最大の均一カタログが得られました。この基本的な作業により、M31の化学組成の詳細な研究への扉が開かれました。これで、M31とMWの元素存在量の違いが、より広い宇宙での銀河形成の知識にどのような影響を与えるのかを尋ね、答えることができます。
惑星状星雲の母集団によって追跡されるM105のハローとそのグループ環境：I. Leo Iグループの惑星状星雲の広視野光度測定調査
| Title |
The_halo_of_M105_and_its_group_environment_as_traced_by_planetary_nebula_populations:_I._Wide-field_photometric_survey_of_planetary_nebulae_in_the_Leo_I_group |
| Authors |
J._Hartke,_M._Arnaboldi,_O._Gerhard,_L._Coccato,_C._Pulsoni,_K._C._Freeman,_M._Merrifield,_A._Cortesi,_K._Kuijken |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01696 |
M105（NGC3379）は、LeoIグループの初期型銀河です。このグループは、すべての主要な銀河タイプを含む最も近いグループであるため、低質量グループのグループ内光（IGL）の特性を研究するためのベンチマークとして使用できます。M105の周りの拡散光の離散恒星トレーサーとしてPNeを使用します。PNeは、明るい[OIII]5007AA放射と広帯域連続体の欠如に基づいて特定されました。2つのハローフィールドで公開されているHST測光法を使用して、PN数密度プロファイルを金属成分に分解された銀河表面輝度プロファイルと比較します。M105の主軸に沿って67.6kpcをカバーし、NGC3384およびNGC3398のハローをカバーするSubaru-SuprimeCamイメージングから、mlim=28.1の制限等級内で226のPNe候補を特定します。広帯域調査による恒星表面輝度プロファイル。この超過は、光度固有のPN番号$\alpha$と半径の変化に関連しています。拡張されたハロの$\alpha$パラメータ値は、内側のハロの7倍以上です。また、半径のある暗い等級でのPN光度関数の傾きの増加も測定します。PNポピュレーションプロパティの放射状変動は、M105ハローに加えて、指数プロファイルに続く金属の少ない星（[M/H]<-1.0）の拡散ポピュレーションによるものであると推測します。これらの金属に乏しい星の数密度プロファイルと半径による$\alpha$パラメータ値の増加の間の空間的一致は、金属性と恒星進化のポストAGBフェーズとの間のミッシングリンクを確立します。指数IGL母集団に関連付けられたボロメータ光度の合計は、下限として2.04x10^9Lsunであり、3.8％のIGL比率に対応すると推定します。この作業は、低質量グループにおけるIGLの運動学的研究の舞台を設定します。
時間的重力波背景を用いた基礎物理学
マルチ周波数電磁（EM）信号と合体バイナリから発生する確率的重力波背景（SGWB）の間の時間的相関を利用することにより、基礎物理学の新しいプローブを提案します。この方法は、SGWBソースに関連するEMの対応物の検出に役立ちます。重力波とEM波の異なる周波数間の不可避の時間領域相関の測定は、基本物理学と重力理論のいくつかの側面をテストし、高赤方偏移までのバイナリコンパクトオブジェクトの普遍的な性質を研究するための新しい経路を探索します。重力波とEM信号の付随する放出間の時間遅延を利用すると、重力波信号の放出とEM信号の放出の間のタイムラグが作用する場合、宇宙論的膨張による時間遅延膨張を研究することにより、寄与源の赤方偏移の推論が可能になります標準時計のように。マルチメッセンジャープローブ間の時間領域相関の調査は、現在および将来の重力波観測でアクセス可能な方法で、一時的な発生源の理解に新しい研究の方向性をもたらします。
超小型中性子星X線バイナリ4U 1916-053の赤方偏移内部ディスク雰囲気と過渡吸収体
| Title |
A_Redshifted_Inner_Disk_Atmosphere_and_Transient_Absorbers_in_the_Ultra-Compact_Neutron_Star_X-ray_Binary_4U_1916-053 |
| Authors |
Nicolas_Trueba,_J.M._Miller,_A.C._Fabian,_J._Kaastra,_T._Kallman,_A._Lohfink,_D._Proga,_J._Raymond,_C._Reynolds,_M._Reynolds,_A._Zoghbi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01083 |
超小型X線バイナリ（UCXB）の非常に小さい降着円盤は、ディスク降着と流出を研究するための特別な実験室です。$P\simeqの軌道周期を持つ"ディッピング"中性子星X線バイナリ4U1916$-$053の3セットの新しい（合計250ks）およびアーカイブ（50ks）のチャンドラ/HETG観測について報告します。50$〜分。3つのスペクトルすべての吸収の大部分は、$v\simeq220-290$$\text{km}$$\text{s}^{-1}$によって赤方偏移した円盤大気に起因することがわかります。半径$R\sim1200$$GM/{c}^{2}$の重力赤方偏移に。このシフトは、5$\sigma$の有意性を持つ、最も強力で最も高度にイオン化されたライン（SiXIVおよびFeXXVI）に存在します。ディッピングイベント中に観測された吸収線（通常、最も外側のディスクに関連付けられている）は、代わりに速度シフトを表示せず、局所的な休息の標準として機能します。これは、赤方偏移が銀河内の放射状運動やキック。2つのスペクトルでは、$R\sim70$$GM/{c}^{2}$のディスク大気に対応する、より強く赤方偏移した成分の証拠もあります。このコンポーネントは、3$\sigma$レベルで重要です。最後に、1つのスペクトルで、$v={-1700}^{+1700}_{-1200}$$\text{km}$$\text{s}^{のブルーシフトのあるディスク風の証拠を見つけます-1}$。本当の場合、この風は磁気駆動を必要とします。
媒体の漂流：降着円盤および他の環境内でのバイナリのキックと自己推進
| Title |
Drifting_through_the_medium:_kicks_and_self-propulsion_of_binaries_within_accretion_disks_and_other_environments |
| Authors |
Vitor_Cardoso_and_Caio_F._B._Macedo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01091 |
コンパクトなバイナリは重力検出器と電磁波検出器の範囲内にあり、天体物理学の環境とコンパクトなオブジェクトの構成を理解するために重要です。共通エンベロープの進化、降着円盤、暗黒物質のミニスパイクなど、バックグラウンドメディアでのこのようなバイナリの進化に専念する膨大な量の作業があります。ここでは、環境内で進化する重力に拘束されたバイナリをさらに探索します。重力抗力や降着などの散逸効果が非対称連星の重心に運動量を与えることを示しています。ニュートンの設定でバイナリを数値的に進化させ、中密度に応じて、重心がインスピレーション中に高速（場合によっては$300\、{\rmkm/s}$以上）に加速できることを示します、潜在的に観察可能なシグネチャ。私たちの数値結果は、中密度でのCM進化の\textit{analytical}結果と一次で完全に一致しています。
野外の広いブラックホールトリプルのフライバイ摂動からの高率の重力波の融合
| Title |
High_rate_of_gravitational_waves_mergers_from_flyby_perturbations_of_wide_black-hole_triples_in_the_field |
| Authors |
Erez_Michaely_and_Hagai_G._Perets |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01094 |
フィールド内の超ワイドトリプルブラックホール（TBH;外軌道$>10^3$AU）は、外軌道偏心の励起によるフィールドスターとのフライバイ遭遇によって、かなり摂動される可能性があります。私たちはそのようなフライバイの累積的な影響を研究し、それらが重力波（GW）ソースの生成に対して導電性であることを示しています。フライバイがTBHと遭遇すると、TBHが不安定になり、無秩序な進化をたどることができます。これにより、外側のBHと内側のバイナリの間でバイナリとシングルの共振が発生します。これらの遭遇により、共振フェーズ中に2つのTBHコンポーネントの迅速なGWマージ、またはTBHの混乱が発生する可能性があります。後者の場合、よりコンパクトなバイナリが残り、3番目のBHはエスケープされて排出されます。コンパクトなレムナントバイナリは、より長いタイムスケールではありますが、GWエミッションを通じて刺激を与える可能性があります。これらのかなりの数は、ハッブル時間よりも短い時間でGWの合併を遅らせます。ボリュームマージレートが$\sim3-10{\rmGpc^{-3}yr^{-1}}$であり、（以前の）即時マージTBHチャネルと$\sim100-250{\rm{\rmGpc^{-3}yr^{-1}}}$は（後半の）遅延マージTBHチャネルによって提供されました。プロンプトチャネルはaLIGOバンドで偏心的な合併を引き起こしますが、遅延GWマージの大部分はaLIGOバンドに入ると循環します。両方のチャネルの合計{\rmeccentric}体積合併率は$\sim1-10{\rmGpc^{-3}yr^{-1}}$であることがわかります。これらの合併は、スピン軌道の整列がほとんどなく、遅延時間分布が均一であることを期待しています。
銀河マグネター（強力に磁化された中性子星（NS））からの短いX線バーストと同時にメガジャンスキーラジオバーストが最近発見されたSGR1935+2154は、一部の宇宙高速ラジオバースト（FRB））マグネターバーストから発生します。高温$T\sim80$keVでのX線バーストは、トラップされた拡大火球からの電子陽電子（$e^{\pm}$）の流出を伴い、FRB放出の前にNS磁気圏を汚染すると主張します。$e^{\pm}$の流出は、FRB光子の誘導されたコンプトン散乱に対して不透明であり、X線バーストによって強くコンプトンドラッグされます。それにもかかわらず、FRB放出半径が数十NS半径より大きい場合、FRBフォトンは$e^{\pm}$の流出を放射力で発生させる可能性があります。FRBが弱いか、X線バーストが強い場合、FRBはぎくしゃくしており、巨大なフレアを伴うFRBや弱いFRBを伴う検出可能なX線バーストがないことが説明されている可能性があります。また、FRBを生成するために$e^{\pm}$の流出が必要になる可能性があると推測し、高$T$のX線バーストでのみFRBが発生する理由を解決します。ブレイクアウト物理学は、放出メカニズムと電磁対応物を将来のFRBに制約するために重要です。
潮汐破壊イベントの放射放出メカニズム
恒星潮汐破壊のさまざまな結果がどのようにして観測可能な放射線を発生させるかを説明します。ガスが急速に降着円盤に循環する場合と、衝撃を受けた土石流が完全に循環せずに観測可能な放出を提供する場合を別々に検討します。急速な循環の場合、流出、再処理層による吸収、およびコンプトン化によって、観測された放射が裸のディスクの放射から逸脱し、観測された光/UV放射と、ディスク。代わりに、ほとんどのデブリがかなりの時間にわたって高度に偏心した軌道をたどる場合、観測された光/UV放射の多くの特性は、それらの偏心軌道のスケールと軌道アポセンター近くの土石流に埋め込まれた衝撃によって説明できます。この写真では、初期の軟X線放出は、恒星の周辺中心近くの弱い衝撃によってコンパクトな降着円盤に偏向された少量のデブリ質量に起因しています。紫外/光学色温度のほぼ一定の一般的な提案は、それを発光領域の雰囲気における放射線の不完全な熱化に関連付けることによって提供されます。また、非結合の破片やジェットとブラックホール環境との相互作用による無線信号についても簡単に説明します。
近くのフレアスターと周期的なソースTVLM 513-46546からのガンマ線放出のスタッキング検索
| Title |
A_Stacking_Search_for_Gamma-ray_Emission_from_Nearby_Flare_Stars_and_the_Periodic_Source_TVLM_513-46546 |
| Authors |
Yuzhe_Song,_Timothy_A._D._Paglione |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01143 |
これまでのところ、太陽は、特に強力なフレア中にガンマ線で検出された唯一の孤立した主系列星です。若い超クールな小人ははるかに活動的であるため、もっともらしいガンマ線源でもあります。フェルミガンマ線宇宙望遠鏡からの12年近くのデータを使用して、GeV放出を検索するために、最も近いX線および電波フレアスターの空間スタック97を実行しました。積み重ねられた残差マップは有意なシグナルを示さなかった。上限をモデル化すると、ピークステラフラックスがノイズレベルより少なくとも7倍低いことがわかります。また、急速に回転するラジオスターTVLM513-46546の位相が折りたたまれた光の曲線を分析し、一時的な（TS=30）パルス信号を報告し、その周期を調整しました。近くのFermiカタログソースとテストフィールドを分析し、異なる期間を使用して分析を繰り返すことにより、偽陽性信号の可能性を調べます。カタログソースの明確な検出にもかかわらず、他の定期的な信号は見つかりません。TVLM513のTS値は、最適な期間まで系統的に増加します。推定ガンマ線信号は、光学ピークとほぼ同相であり、無線パルスと0.4+/-0.05回転だけ位相がずれています。これらの結果は、相対論的陽子がフラックスチューブを光球の活性領域に向かって流れることによる放出を主張しています。陽子が大気と衝突すると、中性パイ中間子が生成され、崩壊してガンマ線光子になります。これは、ガンマ線における正常な孤立した星の最初の検出であり、恒星の磁気圏における陽子加速の未だ最強の証拠です。
「Pi of the Sky」プロジェクトからの核核およびその他の重いコンパクトオブジェクトのフラックスの制限
| Title |
Limits_on_the_flux_of_nuclearites_and_other_heavy_compact_objects_from_the_"Pi_of_the_Sky"_project |
| Authors |
Lech_Wiktor_Piotrowski,_Katarzyna_Ma{\l}ek,_Lech_Mankiewicz,_Marcin_Soko{\l}owski,_Grzegorz_Wrochna,_Adam_Zadro\.zny_and_Aleksander_Filip_\.Zarnecki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01285 |
多くの理論は、非常に重いコンパクトオブジェクトの存在を予測します。サイズの点では、核または原子物理学の領域に属しますが、質量の点では、巨視的な世界に広がり、キログラム、トン以上に達する可能性があります。それらが存在する場合、それらは高速で私たちの惑星に到達し、大気を横断する可能性があります。質量とサイズの比率が高く、エネルギーが非常に大きいため、多くの場合、音と地震波、エッチング、または透明なメディアに光の形で跡を残します。ここでは、「PioftheSky」実験で撮影された空の視覚写真で、そのようなオブジェクトを検索した結果を示します。これは、$5.4\cdot10^の範囲にある、いわゆる核入射の等方性フラックスに対する最も厳しい制限で示されています。{-20}$と$2.2\cdot10^{-21}\\mathrm{cm}^{-2}\mathrm{s}^{-1}\mathrm{sr}^{-1}$は質量100gと100kg。さらに、銀河の核の静的「海」を想定して、方向性フラックス制限を設定します。これは、$1.5\cdot10^{-18}$から$2.1\cdot10^{-19}\\mathrm{cm}^の範囲です。{-2}\mathrm{s}^{-1}$は同じ質量範囲です。提示された制限の一般的な性質により、重いコンパクトオブジェクトの存在、およびそれらの作成につながる素粒子物理学と天体物理学のプロセス、およびそれらのソースを予測する多くの特定のモデルを制約できます。
カニ星雲の最も広いスペクトルバンドのモデリングとイオン加速効率の抑制
| Title |
Modeling_the_broadest_spectral_band_of_the_Crab_nebula_and_constraining_the_ions_acceleration_efficiency |
| Authors |
Xiao_Zhang,_Yang_Chen,_Jing_Huang,_and_Ding_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01309 |
ラジオからパルサー風星雲（PWNe）の非常に高エネルギーの$\gamma$線までの電磁スペクトルがレプトンに由来することは広く受け入れられていますが、陽子（またはより一般的には、イオン）がパルサー風に存在し、PWNでさらに加速されます。100TeVを超えるTibetAS$\gamma$およびHAWC実験の検出によって最近拡張されたプロトタイプPWNカニの広帯域スペクトルは、イオンの加速効率を抑制するのに役立つ可能性があります。ここでは、カニの最も広いエネルギースペクトルをモデル化し、シンクロトロンプロセスを介して電子/陽電子がラジオからソフト$\gamma$線への放出を生成する1ゾーンレプトンモデルによってブロードバンドスペクトルを説明できることがわかります。同時に、シンクロトロン自己コンプトンプロセスを含む逆コンプトン散乱により、GeV-TeV$\gamma$線を生成します。このレプトンモデルのフレームワークでは、エネルギーの陽子に変換されたエネルギーの割合は$0.5\（n_{\rmt}/10\{\rmcm}^{-3}）^{-1}未満に制限されます$パーセント。$n_{\rmt}$は、カニの目標ガス密度です。ただし、$\gamma$-raysのみが使用されている場合、この割合は最大$7\（n_{\rmt}/10\{\rmcm}^{-3}）^{-1}$パーセントになる可能性があります。
核物理学と天体物理学の観察の間の緊張のヒント
LIGO-VirgoとNICERのコラボレーションによる中性子星の観測により、さまざまな巨視的特性をかなり正確に測定できました。この手紙では、完全なベイジアンフレームワーク内で、それらを組み合わせて、核物質の経験的パラメーター化に基づいて中性子星の特性に共同制約を課しています。$90\％$の信頼できるレベル内で、このパラメーター化は$R_{1.4}=12.72_{-。65}^{+0.51}$kmおよび$\Lambda_{1.4}=624_{-171}^{+180}$を予測します$1.4M_{\odot}$中性子星の半径と無次元潮汐変形能これらの値は、核物理学の制約にとらわれない、スペクトルまたは区分的ポリトロープのパラメーター化に基づいた他の研究で見つかったものと比較して、中性子星の状態方程式がいくらか硬いことを意味します。これは、核物理学の入力と天体物理学の観察の間の緊張を示しています。具体的には、この経験的にパラメータ化された核の状態方程式が、統計的に有意なレベルで天体物理学の観測で見られる柔らかさを損なうことを示しています。
スーパーエディントンAGNの磁気圏における電磁渦ソリトン
超エディントン活動銀河核（AGN）の電子陽電子イオンプラズマにおける電磁渦ソリトンの伝播とダイナミクスが研究されています。このような構造の存在と安定性は、非常に透明なAGNプラズマ媒体で実証されています。動的機能と対応する観測シグネチャの可能な影響について説明します。
PSR J1023 + 0038の中性子星の永久楕円率
楕円率、つまりスピン軸を中心とした非対称の質量分布を持つミリ秒のパルサーは、これまでに検出されていない連続的な重力波を放出する可能性があります。そのような波を推論する間接的な方法は、パルサーのスピンダウン率への波の寄与を推定することです。移行パルサーPSRJ1023+0038は、この目的にとって理想的でユニークです。これは、降着速度が非降着状態と非降着状態の両方で測定された唯一のミリ秒パルサーだからです。ここで、完全なトルクバジェット方程式と2つの状態で観測された$\gamma$線のパルサー磁気圏の起源に基づく式から、PSRJ1023+0038はパルサーの恒久的な楕円率により重力波を放出するはずであると推測します。形式主義はまた、この資料の他のいくつかの主な観察的側面を首尾一貫した方法で説明しています。例として、私たちの形式は自然にパルサー磁気圏への降着円盤の浸透を推測し、標準的かつ十分に受け入れられたシナリオを使用して降着状態で観測されたX線脈動を説明します。これは、次に、降着状態でのパルサーのスピンダウンパワーが大きいことを推測します。これは、この形式では、この状態で観測されたより大きな$\gamma$線の放射を説明します。PSRJ1023+0038の広範囲のパラメーター値を探索し、降着状態での恒星楕円率の追加のソースを想定せず、$（0.92-1.88）\times10^{の範囲でパルサーの不整合質量四重極モーメントを見つけます36}$gcm$^2$は、楕円率の範囲が$（0.48-0.93）\times10^{-9}$であることを意味します。
太陽系とそれ以降の地上観測と宇宙観測の相乗効果
| Title |
Synergies_between_ground-based_and_space-based_observations_in_the_solar_system_and_beyond |
| Authors |
Vincent_Kofman,_Chris_Moeckel,_Glenn_Orton,_Flaviane_Venditti,_Alessandra_Migliorini,_Sara_Faggi,_Martin_Cordiner,_Giuliano_Liuzzi,_Manuela_Lippi,_Elise_W._Knutsen_Imke_de_Pater,_Edgard_G._Rivera-Valentin,_Dennis_Bodewits,_Stefanie_N._Milam,_Eric_Villard,_Geronimo_L._Villanueva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01080 |
望遠鏡と検出器の開発により、天体のより詳細で詳細な研究が継続的に可能になります。収集エリアが広く、分散技術と検出技術が向上し、感度が高いため、1回の観察でより少ない量でより多くの分子を検出でき、ターゲットの物理的および化学的条件の制約が改善されます。現在の望遠鏡の改善はもちろんのこと、宇宙と地上の両方の将来の観測所は言うまでもなく、この傾向は続き、宇宙に対する理解がさらに深まります。惑星探査ミッションは、探査されていない領域に計装を運び、その場測定を実行することによって地球から観測することが不可能な詳細を明らかにします。宇宙ベースの観測所は、地球大気によって吸収される波長範囲で物体の観測を可能にします。これらのすべての研究からの理解の深さは、観測を組み合わせることによって大幅に強化できます：地上ベースと空間ベース、低解像度と高解像度、ローカルスケールとグローバルスケール、より広いまたは異なるスペクトル範囲にわたる同様の観測、またはフォローアップを通じて一時的な情報を提供することによって。結合された観察は、研究対象のコンテキストとより広い範囲を提供します。このホワイトペーパーでは、両方のデータセットの科学的価値を高めるために観察が相乗的に適用される多くの研究について概説します。例としては、金星、火星、タイタン、彗星、木星の大気の研究、Junoミッションでの相乗効果の研究を説明するより具体的なケース、地球に近い物体の地上レーダー研究などがあります。これらの例は、将来の相乗的観察のインスピレーションとして機能することを目的としており、これらの例から学んだ教訓に基づいて推奨が行われています。
3番目の観測実行における高度なLIGO検出器の感度とパフォーマンス
| Title |
Sensitivity_and_Performance_of_the_Advanced_LIGO_Detectors_in_the_Third_Observing_Run |
| Authors |
A._Buikema,_C._Cahillane,_G._L._Mansell,_C._D._Blair,_R._Abbott,_C._Adams,_R._X._Adhikari,_A._Ananyeva,_S._Appert,_K._Arai,_J._S._Areeda,_Y._Asali,_S._M._Aston,_C._Austin,_A._M._Baer,_M._Ball,_S._W._Ballmer,_S._Banagiri,_D._Barker,_L._Barsotti,_J._Bartlett,_B._K._Berger,_J._Betzwieser,_D._Bhattacharjee,_G._Billingsley,_S._Biscans,_R._M._Blair,_N._Bode,_P._Booker,_R._Bork,_A._Bramley,_A._F._Brooks,_D._D._Brown,_K._C._Cannon,_X._Chen,_A._A._Ciobanu,_F._Clara,_S._J._Cooper,_K._R._Corley,_S._T._Countryman,_P._B._Covas,_D._C._Coyne,_L._E._H._Datrier,_D._Davis,_C._Di_Fronzo,_K._L._Dooley,_J._C._Driggers,_P._Dupej,_S._E._Dwyer,_A._Effler,_T._Etzel,_M._Evans,_T._M._Evans,_J._Feicht,_A._Fernandez-Galiana,_P._Fritschel,_V._V._Frolov,_P._Fulda,_M._Fyffe,_J._A._Giaime,_K._D._Giardina,_P._Godwin,_E._Goetz,_et_al._(134_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01301 |
2019年4月1日、高度なレーザー干渉計重力波天文台（aLIGO）と高度な乙女座検出器を組み合わせて、重力放射の1年にわたる専用の検索である3回目の観測を開始しました。LIGO検出器は、これまでよりも高いデューティサイクルと重力波に対する優れた感度を実現し、LIGOHanfordは、111Mpcの距離までバイナリ中性子星の合体に対する角度平均感度を達成し、LIGOLivingstonは74.6のデューティ係数で134Mpcを実現しましたそれぞれ％と77.0％。感度と安定性の向上は、2倍の共振器内パワー、スクイーズド光注入用の真空内光パラメトリックオシレーターの追加、コア光学系と最終反応マスの交換、音響装置の設置など、検出器のいくつかのアップグレードの結果です。モードダンパー。このペーパーでは、これらのアップグレードの背後にある目的を探り、現在のところ、各検出器の感度を制限しているノイズについて説明します。
Wolf-Rayet Dust Factory WR 112からの数十年にわたる周期的なスパイラルの解決
| Title |
Resolving_Decades_of_Periodic_Spirals_from_the_Wolf-Rayet_Dust_Factory_WR_112 |
| Authors |
Ryan_M._Lau,_Matthew_J._Hankins,_Yinuo_Han,_Izumi_Endo,_Anthony_F._J._Moffat,_Michael_E._Ressler,_Itsuki_Sakon,_Joel_Sanchez-Bermudez,_Anthony_Soulain,_Ian_R._Stevens,_Peter_G._Tuthill,_and_Peredur_M._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01093 |
WR112は、ダストを形成するカーボンリッチのWolf-Rayet（WC）バイナリーであり、ダストのある星状星雲が複雑な非対称形態を示し、中央のバイナリーの衝突する風の中で軌道運動とダスト形成を追跡します。したがって、WR112の周りの複雑な星周囲のダスト放出を解明することは、衝突風WC連星におけるダスト形成プロセスを理解する機会を提供します。この作業では、7つの高空間分解能（FWHM$\sim0.3-0.4''$）Nバンド（$\lambda\sim12$$\mu$を使用して、WR112の周りの星周辺のダストのマルチエポック分析を提示します。m）ほぼ20年にわたる画像観察。2019年10月にSubaru/COMICSから新たに取得した画像が含まれます。対面するらせん形態の以前の解釈とは対照的に、WR112の周りの星周辺のダストの適切な動きは、$\theta_s=55^\circ$半開き角度と$\sim20$-yr周期のほぼエッジオンのスパイラル。WR112の修正されたニアエッジオンジオメトリは、フェイスオンジオメトリと一致しなかった、非常に変化しやすい非熱的電波放射の以前の観測と一致しています。観測されたダスト膨張率と$v_\infty=1230\pm260$の分光学的に導出されたWC末端風速に基づいて、WR112までの修正距離を$d=3.39^{+0.89}_{-0.84}$kpcと推定しますkms$^{-1}$。新たに導出されたWR112パラメーターを使用して、光学的に薄いダストスペクトルエネルギー分布モデルを近似し、$\dot{M}_d=2.7^{+1.0}_{-1.3}\times10^{-6}のダスト生成率を決定します$M$_\odot$yr$^{-1}$、これは、WR112が既知の最も多発性のダスト生成WCシステムの1つであることを示しています。
進化した星のエンベロープ内の軽い水素化物の探索
| Title |
A_Search_for_Light_Hydrides_in_the_Envelopes_of_Evolved_Stars |
| Authors |
Mark_A._Siebert,_Ignacio_Simon,_Christopher_N._Shingledecker,_P._Brandon_Carroll,_Andrew_M._Burkhardt,_Shawn_Thomas_Booth,_Anthony_J._Remijan,_Brett_A._McGuire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01100 |
IRC+10216とVYCanisMajorisの化学的に豊富な環境にあるエンベロープに向けた視線に沿った二原子水素化物SiH、PH、およびFeHの検索を報告します。これらの分子は、これらの星の光球の近くの高温領域で形成されると考えられており、その後、気相とダストと粒子の相互作用を介してさらに反応して、より複雑な種をもたらしますが、まだ観測によって制約されていません。SOFIAのGREAT分光計を使用して、600GHzから1500GHzの範囲の4つのスペクトルウィンドウでこれらの分子の回転輝線を検索しました。対象となる種はいずれも私たちの検索で検出されませんでしたが、各ソースでのそれらの上限の存在量を報告し、それらが高密度の環境物質における水素化物化学の現在の理解にどのように影響するかについて話し合います。これらの水素化物が検出されない理由は、コンパクトなソースサイズ、形成の高い障壁、風の他の分子と反応する傾向があるためです。
赤い超巨人の大量減少の歴史を探る
| Title |
Exploring_the_Mass_Loss_Histories_of_the_Red_Supergiants |
| Authors |
Roberta_M._Humphreys,_Greta_Helmel,_Terry_J._Jones,_and_Michael_S._Gordon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01108 |
SOFIA/FORCASTを使用した7〜37ミクロンの中距離から遠赤外線のイメージングと測光、および4つの銀河団の赤い超巨星（RSG）の大きなサンプルのLBTI/LMIRCamを使用した2ミクロンの適応光学イメージング。RSGC1、RSGC2=Stephenson2、RSGC3、およびNGC7419。これらのクラスターの赤い超巨星は、光度と初期質量が約9から25を超える太陽質量までの予想範囲をカバーしています。母集団には、RSGステージの終わり近くにあるMYCepなどの非常に遅いタイプのRSGの例、大量のメーザーソースの損失、黄色のハイパージャイアント、RSG後の候補が含まれます。星の多くと最も明るいもののほとんどすべてが、最も長い波長で赤外線の過剰放射を伴うスペクトルエネルギー分布（SED）を持っています。それらのSEDを最適にモデル化するために、可変半径方向密度分布関数を使用したDUSTYを使用して、それらの質量損失率を推定します。私たちの質量損失率-42RSGの光度関係は基本的に古典的なドイエーガー曲線に従いますが、10^5太陽光度未満の光度では、質量損失率がデイエーガー関係を下回る赤色巨星のかなりの集団が見つかります。10^5太陽の光度を超える光度では、デジャガーカーブに近似してオーバーラップする、より高い質量損失率への急速な移行があります。線形関係または単一の曲線を使用する代わりに、経験的な質量損失率を使用することをお勧めします。明度の関係は、広帯域でより適切に表されます。興味深いことに、約10^5Lsunでのはるかに高い質量損失率への移行は、初期質量が18〜20Msunにほぼ対応します。これは、タイプIISNeになるRSGの上限に近い値です。
地震および分光分析によって制約された2つのCoRoTソーラーアナログのモデリング
| Title |
Modeling_of_two_CoRoT_solar_analogues_constrained_by_seismic_and_spectroscopic_analysis |
| Authors |
M._Castro,_F._Baudin,_O._Benomar,_R._Samadi,_T._Morel,_J._P._Marques,_J._D._do_Nascimento_Jr.,_Y._Lebreton,_C._Barban,_P._Boumier_and_J._S._da_Costa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01163 |
ソーラーアナログは、太陽の特性を理解するための重要なオブジェクトです。地震および分光分析と組み合わされた進化的モデリングは、質量、半径、金属性、年齢などの恒星固有パラメータを特徴付ける強力な方法になります。しかしながら、例えば、天体物理学または外部系物理学の他の側面に関連するこれらの特性は、高い精度および/または精度で得ることは困難です。この研究の目的は、CoRoTによって観測された2つのソーラーアナログHD42618とHD43587を特徴付けることです。特に、分光分析、測光分析、地震分析によって制約された進化的モデリングを使用して、正確な質量、半径、および年齢を推測することを目指しています。これらの星は、太陽より古いが、リチウムの存在量が比較的多いという証拠を示しています。TGECとCESTAMの2つの異なる進化コードを使用して、2つのソーラーアナログをモデル化しました。モデルは、Gaia視差を使用して計算された分光（有効温度、金属性、リチウム存在量）および地震（周波数分離）データ、および星の光度を再現するために計算されました。2つの異なるアプローチにもかかわらず、両方の星の質量と半径の非常に類似した値を不確実性の範囲内で推測し、周波数分離を正しく再現します。HD42618の場合、2つのモデリングは非常に類似した年齢を見つけ、太陽よりも少し重く、古いことを確認します。HD43587の場合、2つのモデリングにより、0.9ギルの差がある年齢で互換性のある値が得られ、太陽よりも大きくて古いことが確認されます。両方の星について、タコクリンのパラメーターを調整することにより、TGECモデルでリチウム存在量を再現します。
カルメネスはM個の矮星の周りにある太陽系外惑星を探索します-ターゲット星の基本的なパラメータを決定するための深層学習アプローチ
| Title |
The_CARMENES_search_for_exoplanets_around_M_dwarfs_--_A_deep_learning_approach_to_determine_fundamental_parameters_of_target_stars |
| Authors |
V.M._Passegger,_A._Bello-Garc\'ia,_J._Ordieres-Mer\'e,_J.A._Caballero,_A._Schweitzer,_A._Gonz\'alez-Marcos,_I._Ribas,_A._Reiners,_A._Quirrenbach,_P.J._Amado,_M._Azzaro,_F.F._Bauer,_V.J.S._B\'ejar,_M._Cort\'es-Contreras,_S._Dreizler,_A.P._Hatzes,_Th._Henning,_S.V._Jeffers,_A._Kaminski,_M._K\"urster,_M._Lafarga,_E._Marfil,_D._Montes,_J.C._Morales,_E._Nagel,_L.M._Sarro,_E._Solano,_H.M._Tabernero,_and_M._Zechmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01186 |
既存および今後の計装は、大量の天体物理学データを収集するため、効率的で高速な分析手法が必要です。高解像度の恒星スペクトルを分析し、有効温度、表面重力、金属性、回転速度などの恒星パラメータを予測するためのディープニューラルネットワークアーキテクチャを提示します。この研究では、まず、合成ニューラルネットワークから恒星パラメータを正確に回復するディープニューラルネットワークの機能を示します。次に、観測されたスペクトルへのこの方法の適用と、恒星パラメーター、それらの誤差、および精度の推定に対する合成ギャップ（つまり、観測されたスペクトルと合成スペクトルの差）の影響を分析します。当社の畳み込みネットワークは、さまざまな光学および近赤外波長領域の合成PHOENIX-ACESスペクトルでトレーニングされています。4つの恒星パラメータ、$T_{\rmeff}$、$\log{g}$、[M/H]、および$v\sin{i}$のそれぞれについて、ニューラルネットワークモデルを構築してそれぞれを推定しました独立してパラメータ。次に、CARMENESで撮影した高解像度スペクトル（近赤外線と光学エシェルスペクトログラフを備えたエキソ地球を含むM矮星のCalarAlto高解像度検索）でこの方法を50M矮星に適用し、可視（520-960nm）と近赤外線の波長範囲（960-1710nm）を同時に。私たちの結果は、これらの星の文献値と比較されます。これらはエラーの範囲内でほぼ良好な一致を示していますが、特に[M/H]の場合には大きな偏差を示しており、合成ギャップをよりよく理解することの重要性を指摘しています。
太陽の共鳴線のコアの古い問題に新しい光
| Title |
New_light_on_an_old_problem_of_the_cores_of_solar_resonance_lines |
| Authors |
Philip_Judge_and_Lucia_Kleint_and_Jorrit_Leenaarts_and_Andrii_Sukhorukov_and_Jean-Claude_Vial |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01250 |
観測で見られた小さな反転とは対照的に、強い太陽スペクトル線について予測された深い中央反転の50年以上前の問題を再調査します。HI、MgII、CaIIの共鳴線のデータと計算を調べます。これらの自己反転コアは、上部色層で形成されます。3DシミュレーションとIRISからのMgIIラインのデータに基づいて、解像度はミクロまたはマクロ乱流限界のスケールの速度場にはないと主張します。マクロ乱流は、上部彩層に形成された光学的に細い線の観察を使用して除外され、IRISミッションからのMgII共鳴線の重要な観察を説明するには、不当に特別な特性が必要であることを示します。したがって、上部彩層の乱流の力は、以前の分析で推測されていたよりも大幅に低くなる可能性があります。代わりに、3D計算では、水平放射伝達がより滑らかな光源関数を生成し、波長と空間の強度勾配を滑らかにします。これらの効果は強い線で増加します。私たちの仕事は、遷移領域の開始、コロナを加熱するために利用できる運動のエネルギー、および共鳴線プロファイルに適用されるハンル効果の観点からの分極データの解釈に影響を与えます。
光橋に侵入する黒点半影フィラメントとその結果生じる再結合ジェット
| Title |
Sunspot_penumbral_filaments_intruding_into_a_light_bridge_and_the_resultant_reconnection_jets |
| Authors |
Y._J._Hou,_T._Li,_S._H._Zhong,_S._H._Yang,_Y._L._Guo,_X._H._Li,_J._Zhang,_and_Y._Y._Xiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01284 |
半影フィラメントと光ブリッジは黒点内の顕著な構造であり、黒点磁場とその下の磁気対流の性質を理解するために重要です。いくつかの半影フィラメントが黒点ライトブリッジに侵入した興味深いイベントを調査し、黒点半影フィラメントとライトブリッジの磁場、およびそれらの相互作用の詳細を調べます。光橋に侵入する半影フィラメントとその結果生じるジェットの放出、運動、および磁気トポロジー特性を調べます。ライトブリッジの西部では、侵入した半影フィラメントがライトブリッジの両側のアンブレアに侵入し、2つのグループのジェットも検出されました。ジェットは侵入するフィラメントと同じ投影された形態を共有し、断続的なフットポイントの増光を伴っていました。同時のスペクトルイメージング観測は、磁気リコネクションに関連する加熱の存在とジェットベースの近くの双方向の流れの存在についての説得力のある証拠を提供し、ジェットのベクトル速度の測定に貢献します。さらに、非線形の力のない場の外挿結果は、侵入する半影フィラメントに沿って強くて高度に傾斜した磁場を示し、ジェットのベクトル速度から推定された結果とよく一致しています。したがって、ジェットはライトブリッジ内の出現するフィールドと侵入するフィラメントのほぼ水平なフィールドとの間の磁気再結合によって引き起こされる可能性があることを提案します。その後、より強力なフィラメントフィールドに沿って外側に排出されました。私たちの研究は、半ブリッジフィラメントフィールドと光ブリッジ内の出現フィールドとの間に磁気リコネクションが発生し、より強いフィラメントフィールドに沿ってジェットを生成する可能性があることを示しています。これらの結果は、黒点内の磁気再結合と動的活動の研究をさらに補完します。
円形リボンフレアによって励起されたコロナループとフィラメントの同時横振動
コロナループとフィラメントのキンク振動の励起を調査するために、2015年10月16日のアクティブ領域12434の噴出ジェットに関連するC3.4円形リボンフレア（CRF）が分析されます。フレアは遠隔コロナループの小振幅キンク振動を励起した。振動は大幅な減衰なしに$\ge$4サイクル続きました。振幅と周期は0.3$\pm$0.1Mmと207$\pm$12sです。興味深いことに、フレアはリモートフィラメントの横振動も励起しました。振動は$\sim$3.5サイクル続き、振幅が減衰しました。初期振幅は1.7$-$2.2Mmです。周期と減衰時間は437$-$475秒、1142$-$1600秒です。コロナルループとフィラメントの同時振動の開始時間は、硬X線ピーク時間と同時でした。サイズは小さく、寿命は短いですが、フレアは連鎖反応を引き起こしました。これは、彩度圏に明るい二次フレアリボン（SFR）、フィラメントと宇宙空間にあるリモートブライトニング（RB）、および北東方向に伝播する断続的なジェットのような流れを生成しました。ループ振動は、フレアに起因する爆風によって$\ge$1300kms$^{-1}$の速度で励起される可能性があります。フィラメント振動の励起はより複雑です。爆風はメインフレアから遠く離れた2次磁気再結合を引き起こし、局所的なプラズマをより高い温度（SFRおよびRB）に加熱するだけでなく、ジェットのような流れ（つまり、再結合の流出）も生成します。フィラメントは、2次的な磁気リコネクションによって妨害され、横振動を経験します。調査結果は、コロナループとフィラメントの横振動の励起に新しい洞察を与えます。
エイベル30-生まれ変わった惑星状星雲の中にある連星
| Title |
Abell_30_--_A_Binary_Central_Star_Among_the_Born-Again_Planetary_Nebulae |
| Authors |
George_H._Jacoby,_Todd_C._Hillwig_and_David_Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01488 |
8つの惑星状星雲は「生まれた」として識別されています。これは、水素がほとんどない低質量（$\sim$$10^{-4}$M$_{\odot}$）の節のある二次噴出物に代表されるオブジェクトのクラスです。クラスの原型であるエイベル30は、惑星星雲の小さなサブセットにも属し、極度の存在量の不一致係数（エイベル30が最も極端）を示します。Abell30の連星の中心星を強く示唆する、1.060日の周期を持つ光度曲線の明るさの変動の存在を報告します。確認された場合、この検出は連星の中心星と極端な存在量の不一致の間の提案されたリンクをサポートします。
異常に豊富なリンに富む星は、理論的な予測に挑戦しています
| Title |
Phosphorus-rich_stars_with_unusual_abundances_are_challenging_theoretical_predictions |
| Authors |
T._Masseron,_D._A._Garc\'ia-Hern\'andez,_R._Santove\~na,_A._Manchado,_O._Zamora,_M._Manteiga,_C._Dafonte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01633 |
ほとんどすべての化学元素は、さまざまな種類の星での元素合成反応によって作られ、私たちの宇宙の歴史に沿って蓄積されてきました。これらの要素の中で、リンの起源は地球上で私たちが知っているように生命にとって不可欠であることが知られているため、非常に興味深いものです。ただし、（銀河）化学進化の現在のモデルでは、太陽系で観測されるリンを予測できません。ここでは、O、Mg、Si、Al、Ceが異常に多い15のリンに富む星の発見を報告します。リンに富む星は、近くの別の恒星源から特有の化学を継承している可能性が高いですが、それらの興味深い化学的存在量パターンは、現在の恒星元素合成の理論的予測に挑戦しています。質量のある星の対流反応領域における回転や高度な元素合成などの特定の効果は、リンに富む星の存在を説明するための最も有望な選択肢です。リンに富む星の前駆細胞は、今日の地球に存在するリンに大きく貢献するかもしれません。
計量アフィン幾何学における共形インフレーション
インフレモデルのクラスの体系的な理解は、局所共形対称性と、メトリックアフィンジオメトリのフレームワークにおけるわずかに壊れたグローバル対称性の観点から調査されます。通常の一般相対性理論で採用されているリーマン幾何学の一般化である計量アフィン幾何学では、アフィン接続は、与えられたものではなく、計量の独立変数です。その機能としてLevi-Civita接続によって。この独立性のおかげで、メトリックアフィンジオメトリは、リーマンジオメトリとは逆に、ラグランジュの各項でローカルの共形対称性を維持でき、ローカルの共形不変性は、より多くの種類のグローバルな対称性と互換性があります。簡単な例として、壊れた$\mathrm{SO}（1,1）$または$\mathrm{O}（2）$を持つ2つのスカラーモデルを考えます。これにより、有名な$\alpha$-attractorが作成されます。または自然インフレ。インフラトンは、それらの偽の南部-ゴールドストーンボソンとして理解することができます。
ヒッグス-$ R ^ 2 $インフレのくりこみ群方程式
Higgs-$R^2$インフレーションの1ループおよび2ループのくりこみ群方程式（RGE）を導出します。このモデルでは、ヒッグスとリッチスカラーの間に非最小結合があり、標準モデルの上にリッチスカラー二乗項があります。この論文で導出されたRGEは、関心のあるエネルギースケール（アインシュタインフレーム内）がプランクスケールを下回っている限り有効です。また、インフレ予測と電弱真空準安定性への影響についても説明します。
Tracker-In-Calorimeter（TIC）：宇宙実験でガンマ線を追跡するための熱量測定アプローチ
| Title |
Tracker-In-Calorimeter_(TIC):_a_calorimetric_approach_to_tracking_gamma_rays_in_space_experiments |
| Authors |
O._Adriani,_G._Ambrosi,_P._Azzarello,_A._Basti,_E._Berti,_B._Bertucci,_G._Bigongiari,_L._Bonechi,_M._Bongi,_S._Bottai,_M._Brianzi,_P._Brogi,_G._Castellini,_E._Catanzani,_C._Checchia,_R._D'Alessandro,_S._Detti,_M._Duranti,_N._Finetti,_V._Formato,_M._Ionica,_P._Maestro,_F._Maletta,_P._S._Marrocchesi,_N._Mori,_L._Pacini,_P._Papini,_S._Ricciarini,_G._Silvestre,_P._Spillantini,_O._Starodubtsev,_F._Stolzi,_J._E._Suh,_A._Sulaj,_A._Tiberio,_E._Vannuccini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01390 |
ガンマ線と荷電粒子のためのマルチメッセンジャーの宇宙ベースの宇宙線検出器は、2種類の粒子に対する異なる機器要件のため、いくつかの設計上の課題を引き起こします。ガンマ線検出では、点光源を分離するために必要な角度分解能を実現するために、光子変換用の高Z材料の層と長いレバーアームを備えた追跡装置が必要です。逆に、原子核の電荷測定では、不要な断片化を避けるために薄い検出器と、幾何学的要素を最大化するために浅い機器が必要です。このホワイトペーパーでは、これらの2つの矛盾する要件を調整しようとするガンマ線の新しい追跡手法を紹介します。この提案は、高度に分割された熱量計に依存して、さまざまな深さで電磁シャワーの横方向の発達をサンプリングすることにより、入射ガンマ線を追跡するトラッカーインカロリメーター（TIC）設計に基づいています。このアプローチの有効性はモンテカルロシミュレーションで研究され、検出器プロトタイプのテストビームデータで検証されています。
ファズボールの多極構造
任意の定常時空の多重極モーメントを抽出する一般的な方法を拡張して改良し、それを${\calN}{\、=\、}2$の4次元超重力に対する通常の水平線のないソリューションの大規模なファミリの研究に適用します。4つのアーベルゲージフィールドに結合。これらのマイクロステートジオメトリは角運動量を運ぶことができ、カーブラックホールよりもはるかに豊富な多極構造を持っています。特に、それらは軸と赤道の対称性を壊し、多数の自明でない多重極モーメントを発生させます。いくつかの分析例を検討した後、統計分析を使用して、このファミリーの4次元パラメーター空間を探索します。マイクロステートの質量とスピンの多重極モーメントは、通常（常にではありませんが）、同じ質量と角運動量を持つカーブラックホールのモーメントよりも大きいことがわかります。さらに、これらのマイクロステートの（無次元）モーメントに関連する一部の不変量がマイクロステートサイズとともに単調に成長し、すべての中心が衝突したときに得られるブラックホール制限でグローバルな最小値を表示するという数値的証拠を見つけます。私たちの分析は、電磁波プローブと重力波プローブを使用した暗いコンパクトオブジェクトの多重極モーメントの測定のコンテキスト、およびファズボールと古典的なブラックホールを区別する観測テストに関連しています。
大規模なガリレオとヴァインシュタインのスクリーニング
Vainshteinスクリーニングメカニズムは、非線形相互作用項がコンパクトソースに近づくにつれて支配的になることに依存しています。ただし、このメカニズムを表示する理論は、一般に低エネルギー理論であると理解されています。UV完了から発生するオペレーターが、ベインシュタインスクリーニングを誘発する条件に干渉しないことは不明です。この研究では、ヴァインシュタインスクリーニングを示す相互作用する大規模なガリレオ理論のセットを見つけます。これらの理論の潜在的なUV完了を調べると、スクリーニングは拡張に耐えられないと判断します。重いフィールドを積分するときに演算子を無視することは簡単ではないことがわかりました。省略された項がドメイン全体で小さいことを確認するように注意する必要があるか、UV理論のみで動作するように強制されます。また、おなじみのWess-Zuminoガリレオの大変形についてもコメントします。
M理論の宇宙論、オクトニオン、エラー修正コード
| Title |
M-theory_Cosmology,_Octonions,_Error_Correcting_Codes |
| Authors |
Murat_Gunaydin,_Renata_Kallosh,_Andrei_Linde,_Yusuke_Yamada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01494 |
$G_2$-holonomyを用いてねじれた7鳥にコンパクト化されたM理論を研究します。有効な4d超重力には、それぞれ単位対数K\"ahlerポテンシャルを持つ7つのキラル多重項があります。エラー修正ハミング（7,4）コードをコード化した、オクタノニオン、Fano平面ベースの超ポテンシャルを提案します。対応する7係数モデルには、ミンコフスキー真空があります。1つのフラットな方向を使用します。2つのフラットな方向を使用するミンコフスキー真空モデルのoctonions/エラー修正コードに基づく超ポテンシャルも提案します。インフレの現象論的な$\alpha$-attractorモデルを$3\alpha=7,6,5,4、これらのインフレモデルは、Bモードを検出するためのベンチマークターゲットを再現し、範囲内の$r=12\alpha/N_{e}^{2}$の7つの異なる値を予測します。$10^{-2}\gtrsimr\gtrsim10^{-3}$、将来の宇宙論的観測によって探求される。
初期宇宙における水素の形成に対する再結合の準分子メカニズムの影響
| Title |
Influence_of_a_quasi-molecular_mechanism_of_recombination_on_the_formation_of_hydrogen_in_the_early_universe |
| Authors |
Tamaz_Kereselidze,_Irakli_Noselidze_and_John_F._Ogilvie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01660 |
準分子的アプローチの枠組みでは、宇宙の進化の再結合前の期間における水素原子の形成が定量的に分析されます。断熱マルチレベル表現での計算により、放射遷移の確率の推定が可能になります。再結合の準分子メカニズムにより、水素分子イオン$H_2^+$が基底状態で形成されます。このプロセスの確率は、原子状水素の生成の確率に匹敵します。再結合に2番目のプロトンが加わると、電子の結合エネルギーが増加し、水素の再結合率が低下します。
