| Title |
Abundance_of_Primordial_Black_Holes_in_Peak_Theory_for_an_Arbitrary_Power_Spectrum |
| Authors |
Chul-Moon_Yoo,_Tomohiro_Harada,_Shin'ichi_Hirano,_Kazunori_Kohri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02425 |
手順を変更して、arXiv：1805.03946で提案されているPBH存在量を推定し、スケール不変のフラットパワースペクトルなどの広いパワースペクトルに適用できるようにします。新しい手順では、曲率摂動$\triangle\zeta$のラプラシアンのピークに焦点を当て、各ピークで$\triangle\zeta$および$\triangle\triangle\zeta$の値を使用して、$\zeta$は半径座標の関数として、$\zeta$と$\triangle\zeta$の値はarXiv：1805.03946で使用されます。新しい手順では、PBH存在量の推定値から大規模な環境への影響を切り離しています。環境の影響による冗長な分散が排除されるため、arXiv：1805.03946の前の手順と比較して、より狭い形状の質量スペクトルが得られます。さらに、新しい手順では、ウィンドウ関数を導入することにより、スケール不変のフラットパワースペクトルのPBH存在量を推定できます。最終結果はウィンドウ関数の選択に依存しますが、$k$スペーストップハットウィンドウがウィンドウ関数による質量スペクトルの余分な減少を最小化することを示します。つまり、$k$スペースのトップハットウィンドウには、理論的なPBH推定で最低限必要なプロパティがあります。この手順では、非線形関係を考慮したもっともらしいPBH形成基準を使用して、任意のパワースペクトルのPBHマススペクトルを計算できます。
CMB分極によるアキシオン様粒子のプローブ
| Title |
Probing_Axion-like_Particles_via_CMB_Polarization |
| Authors |
Tomohiro_Fujita,_Yuto_Minami,_Kai_Murai,_and_Hiromasa_Nakatsuka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02473 |
アキシオン様粒子（ALP）は、ALP-光子結合を介して光子の直線偏光を回転させ、宇宙マイクロ波背景（CMB）$E$モードを$B$モードに変換します。ALP$\phi$に2次ポテンシャル$V=m^2\phi^2/2$があると仮定して、ALPダイナミクスと回転角度の関係を導出します。ALP-光子結合$g$に対するCMB測定の現在および将来の感度を計算します。これは、$g=4\times10^{-21}\、\mathrm{GeV}^{-1}$に到達できます。$10^{-32}\、\mathrm{eV}\lesssimm\lesssim10^{-28}\、\mathrm{eV}$であり、$m\lesssim10^{-25}\、\mathrm{eV}$。また、以前の研究では無視されてきたオブザーバーでのALPフィールドの変動が、CMB偏光の大きな等方性回転を引き起こす可能性があることもわかりました。等方性および異方性回転の測定により、ALP質量$m$やALP密度パラメーター$\Omega_\phi$などの関連する量に限界を設けることができます。特に、LiteBIRDが異方性回転を検出した場合、テンソルとスカラーの比率の下限は$r>5\times10^{-9}$として得られます。
暗黒物質の超微弱矮小銀河との自己相互作用の探査
| Title |
Probing_Dark_Matter_Self-interaction_with_Ultra-faint_Dwarf_Galaxies |
| Authors |
Kohei_Hayashi,_Masahiro_Ibe,_Shin_Kobayashi,_Yuhei_Nakayama_and_Satoshi_Shirai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02529 |
無相互作用の冷たい暗黒物質（DM）の小規模問題の解決策として、自己相互作用する暗黒物質（SIDM）が注目を集めています。現象論的SIDMハローモデルで23の超微弱矮星（UFD）銀河の恒星運動学を使用してSIDMを調査します。UFDはDMが支配的であり、あまり活発な星形成の歴史はありません。したがって、それらのハロープロファイルはバリオンフィードバックプロセスによる影響が最も少ないため、それらはSIDMをテストするのに理想的なオブジェクトです。ゼロ以外の自己相互作用を支持するUFDはなく、単純なSIDMモデリング内に厳しい制約を課すUFDはありませんでした。私たちの結果は、SIDMの単純なモデリングに挑戦し、SIDMのサブハロ動的進化のさらなる調査を促します。
| Title |
Artificial_intelligence_and_quasar_absorption_system_modelling;_application_to_fundamental_constants_at_high_redshift |
| Authors |
Chung-Chi_Lee,_John_K._Webb,_R._F._Carswell,_Dinko_Milakovic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02583 |
自然の基本定数が時間的または空間的に変化する可能性を探ることは、VLTに関するヨーロッパ南天文台のESPRESSOスペクトログラフとELTに関するHIRESスペクトログラフの主要な科学的推進力の1つを構成します。クエーサー吸収システムの高解像度スペクトルにより、高赤方偏移までの基本定数を正確に測定できます。新しいデータの品質には、完全に客観的で再現可能な方法が必要です。私たちは、既知の最も複雑な吸収システムの最適なモデルを導き出すことができる、完全に自動化された新しい人工知能ベースの方法を開発しました。AI構造は、十分に開発され、十分にテストされた非線形最小二乗コードであるVPFITを中心に構築されています。新しい方法は洗練された並列化システムを形成し、人間の意思決定とそれによるバイアスを排除します。ここでは、そのようなシステムの仕組みを説明し、それを合成スペクトルに適用します。これにより、VLTおよびELTデータの将来の分析に重要な方法が確立されます。結果は、高赤方偏移吸収成分のモデル線幅の拡大には、熱成分と乱流成分の両方が含まれることを示しています。そうしないと、間違ったモデル、したがって誤ったパラメーター推定値を簡単に導き出すことができます。また、1つまたは少数の測定値から微細構造定数αの明確な推定値を導き出すことを期待できないように、モデルの非一意性が重要になる可能性があることも主張します。モデリング方法がいかに最適であっても、測定の大きなサンプルを使用して、時間的または空間的なアルファ変動を有意に制約することが基本的な要件です。
21 cm信号の最近のマルチ赤方偏移MWA上限による再イオン化および高z銀河観測量の調査
| Title |
Exploring_reionisation_and_high-z_galaxy_observables_with_recent_multi-redshift_MWA_upper_limits_on_the_21-cm_signal |
| Authors |
Bradley_Greig_and_Cathryn_M._Trott_and_Nichole_Barry_and_Simon_J._Mutch_and_Bart_Pindor_and_Rachel_L._Webster_and_J._Stuart_B._Wyithe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02639 |
マーチソンワイドフィールドアレイ（MWA）からの21cm信号に最新のマルチレッドシフト（$z=6.5-8.7$）の上限を使用して、データと矛盾する天体物理学モデルを調査します。これらの上限は、4つの観測シーズンにわたって慎重に削除された298時間のデータを使用して達成されます。再電離天体物理学のコンテキストでこれらの上限を探索するには、21CMMCを使用します。次に、パラメータ空間の不快な領域を、高$z$銀河紫外（UV）光度関数、バックグラウンドUV光イオン化率、銀河間媒質（IGM）中性分率、電子散乱光学深度などの再イオン化に関する既存の観測制約に接続しますソフトバンドのX線放射率。MWAの制限に不満を抱いているモデルの大部分は、既存の観測制約とすでに矛盾していることがわかります。これらの一貫性のないモデルは、2つのクラスのモデルから生じます：（i）「冷たい」再イオン化と（ii）純物質密度変動（すなわち、再イオン化なし）。ただし、モデルの小さなサブサンプルは一貫しており、既存のMWAの制限が、非常に弱いものの、不快な再イオン化モデルの固有の情報を提供することを示唆しています。また、高赤方偏移での銀河からのソフトバンドX線放射率の最初の制限を提供し、$\epsilon_{{\rmX}、0.5-2〜{\rmkeV}}\の$1\sigma$下限を見つけますgtrsim10^{34.5}$ergs$^{-1}$Mpc$^{-3}$。最後に、$\bar{T}_{\rmS}\lesssim$1.3、1.4、1.5、1.8、2.1、2.4Kの$z=6.5、6.8のIGMスピン温度に対する95％の不満のある制限を回復します。7.1、7.8、8.2、8.7$。これにより、少なくともIGMが少量のX線加熱を受けたに違いないことがわかります。$\epsilon_{{\rmX}、0.5-2〜{\rmkeV}}$と$\bar{T}_{\rmS}$の制限は、IGMのニュートラルフラクションに条件があることに注意してください。
最高周波数でも完璧なべき乗則スペクトル：歯ブラシの遺物
| Title |
A_perfect_power-law_spectrum_even_at_highest_frequencies:_The_Toothbrush_relic |
| Authors |
K._Rajpurohit,_F._Vazza,_M._Hoeft,_F._Loi,_R._Beck,_V._Vacca,_M._Kierdorf,_R._J._van_Weeren,_D._Wittor,_F._Govoni,_M._Murgia,_C._J._Riseley,_N._Locatelli,_A._Drabent,_and_E._Bonnassieux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02694 |
電波遺物は、クラスターの統合中にクラスター内媒体（ICM）で生成されたショックフロントを追跡します。衝撃波前面の粒子加速メカニズムはまだ完全には理解されていません。歯ブラシの遺物をエフェルスベルグとサルデーニャの電波望遠鏡でそれぞれ14.25\、GHzと18.6\、GHzで観察しました。以前に主張されたのとは異なり、遺物の統合されたスペクトルは、周波数がほぼ3桁以上のべき乗則に従い、スペクトルインデックスは$\alpha_{\rm120\、MHz}^{\rm18.6\、GHz}=です。-1.16\pm0.03$。私たちの発見は、拡散衝撃加速理論によって予測されるように、べき法則の注入スペクトルと一致しています。この結果は、衝撃の下流での磁場強度の進化はほとんどないことを示唆しています。スペクトル急勾配の欠如から、視線に沿った衝撃での圧力ジャンプによって生成されたスニヤエフ-ゼルドビッチの減少が小さいか、遺物がクラスターのはるか後ろにあることがわかります。初めて、18.6GHzで「ブラシ」からの直線偏光放射を検出しました。8.3GHzと比較して、ブラシ全体の偏光度は18.6GHzで増加し、より低い周波数への強いファラデー脱分極を示唆しています。観測された脱分極は、乱流磁場を含む高密度のICMから生じる、間にある磁化されたスクリーンと一致しています。$\sigma_{\rmRM}=212\pm23\rm\、rad\、m^{-2}$の回転測定の標準偏差に対応する脱分極は、ブラシがまたはICMの後ろ。私たちの調査結果は、歯ブラシは遺物形成の標準的なシナリオによって一貫して説明できることを示しています
Axion Gegenschein：暗黒物質によって引き起こされる天体物理学的電波源の後方散乱の調査
| Title |
Axion_Gegenschein:_Probing_Back-scattering_of_Astrophysical_Radio_Sources_Induced_by_Dark_Matter |
| Authors |
Oindrila_Ghosh,_Jordi_Salvado_and_Jordi_Miralda-Escud\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02729 |
アキシオンの誘導崩壊に基づいて、アキシオンの誘導崩壊に基づいて、天の川の暗黒物質ハローでアキシオンまたはアキシオン様粒子を天体物理学的に検出するための新しい手法を調査します。アキシオン質量の半分に等しい周波数を持つ最も明るい既知の電波源からの光子は、暗黒物質ハローを伝播する間にアキシオン崩壊を刺激し、アキシオンレストフレーム内の入射光子とは正反対の方向に電波放射を引き起こし、すべての電波源、暗黒物質の速度分散によって画像が平滑化されます。CygnusAのアキシオンgegenschein対源のフラックスを計算します。これは最も明るい銀河系外の電波源であり、SKAでアキシオン光子結合定数$g_{a\gamma}$に設定できる限界を計算します。この方法は、近くの矮小銀河や天の川のアキシオン崩壊からの電波放射を検索することに基づいて、以前の提案よりも強力であることがわかりました。予測限界は、QCDアキシオンモデルからの予測、およびADMX実験と同様に強い磁場を持つ共鳴空洞で生成された電波の実験室検索で設定できる限界よりもかなり高いままですが、この観測は暗闇のカラム密度を直接測定します銀河のハローを通過する物質なので、暗黒物質の分布で起こり得る下部構造の影響を受けません。
コミュニティ分析と後処理のための3D気候モデル出力の大規模なリポジトリ
| Title |
A_Large_Repository_of_3D_Climate_Model_Outputs_for_Community_Analysis_and_Postprocessing |
| Authors |
Adiv_Paradise,_Bo_Lin_Fan,_Evelyn_Macdonald,_Kristen_Menou,_Christopher_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02339 |
既知の太陽系外惑星の数が数千に上るにつれて、居住可能ゾーンの地球型惑星に存在するかもしれない気候の多様性を理解するための理論家による努力も加速しています。これらの取り組みの範囲は、分析から、単純な0-D、1-D、および2-Dモデル、さらには地球の気候および気象モデルを応用した高度に洗練された3D地球気候モデル（GCM）まで多岐にわたります。後者の利点は、より少ない物理プロセスが単純なパラメーター化と経験的適合に削減され、代わりに物理的動機付けのアルゴリズムで表されることです。ただし、そのようなモデルの多くは使用が難しく、より単純なモデルと比較して収束状態に達するまでに長い時間がかかるため、探索できるパラメーター空間の量が制限されます。中間の複雑さの3D気候モデルであるPlaSimを使用してこのギャップを埋め、大気の表面と上部でエネルギーバランスの平衡に達した数百から数千のモデル出力を生成できます。コミュニティのモデル出力を永続的なDataverseリポジトリ（https://dataverse.scholarsportal.info/dataverse/kmenou）で利用できるようにしています。モデル出力のサブセットは、外部スペクトル後処理ツールで直接使用できます。また、それらをpetitRADTRANSおよびSBDARTで使用して、完全に3Dの気候を表す合成観測値を作成しました。このリポジトリのもう1つの自然な使い方は、より洗練されたGCMを使用して、PlaSimの結果をクロスチェックおよび検証し、PlaSimの結果で特定の関心があると特定された太陽系外惑星パラメータースペースの領域をより詳細に調査することです。今後もこのリポジトリにモデルを追加し、短期から中期的には1000以上のモデルを追加して、そこに表される気候の多様性を拡大していきます。
原始惑星系円盤における漂流ダストの永遠重力不安定性：有意なガス下部構造のないダストリングの形成
| Title |
Secular_Gravitational_Instability_of_Drifting_Dust_in_Protoplanetary_Disks:_Formation_of_Dusty_Rings_without_Significant_Gas_Substructures |
| Authors |
Ryosuke_T._Tominaga,_Sanemichi_Z._Takahashi,_Shu-ichiro_Inutsuka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02564 |
経年重力不安定性（GI）は、原始惑星系円盤に環状の下部構造と惑星を作成するための有望なメカニズムの1つです。内側に漂うダスト粒子を含む放射状に拡張したディスクで、世俗的なGIの数値シミュレーションを実行します。結果は、ダスト拡散が存在する場合でも、ダスト粒子が内側に移動している間にダストリングが永年GIを介して形成され、ダストの表面密度が10倍に増加することを示しています。長期的なGIが非線形領域に発展すると、結果として生じるリングの総質量は、ダストディスクの質量のかなりの部分を占める可能性があります。このようにして、大量の漂うダスト粒子をダストリングに集め、惑星形成のために保存することができます。注目に値する塵の下部構造の出現とは対照的に、世俗的なGIは重要なガスの下部構造を作成しません。この結果は、ディスク中立面付近のガス密度プロファイルを観察することで、観察されたディスクに環状の下部構造が作成されるメカニズムを区別できることを示しています。結果として生じるリングは、永年のGIに対して安定した内部領域に入ると、減衰し始めます。リングギャップコントラストは滑らかに減少しているため、安定領域でもリングが観察される可能性があります。また、非線形成長のありそうな結果について議論し、より大きな固体へのダストの成長と微惑星の形成により合計が減少するため、長期のGIの大幅に発達した領域がダスト連続体放出のギャップ状の下部構造として現れる可能性を示します放射率。
単一の接続中の複数のトランジット：TESSからトランジットの惑星の惑星候補を識別する
| Title |
Multiple_Transits_during_a_Single_Conjunction:_Identifying_Transiting_Circumbinary_Planetary_Candidates_from_TESS |
| Authors |
Veselin_B._Kostov,_William_F._Welsh,_Nader_Haghighipour,_Eric_Agol,_Daniel_C._Fabrycky,_Billy_Quarles,_Gongjie_Li,_Sean_M._Mills,_Laurance_R._Doyle,_Tsevi_Mazeh,_Jerome_A._Orosz,_David_Martin,_Brian_Powell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02756 |
食のバイナリシステムで1つの結合中に複数のトランジットを生成する惑星周囲の候補を特定する研究の結果を提示します。これらのトランジットの発生により、候補者の軌道周期を推定できます。これは、現在知られているトランジット周惑星の周期がTESSの典型的な観測ベースラインよりも大幅に長いため、非常に重要です。導出された半径と組み合わせると、TESSからの多数の周縁惑星候補のフォローアップ観測とその後の確認に必要な貴重な情報も提供されます。1108日間の周惑星ケプラー1647の発見を動機として、このようなトランジットを生成するケプラーの4つの周惑星へのこの手法の適用を示します。我々の結果は、周惑星が低偏心軌道上にあるシステムでは、推定された惑星軌道周期が真の値の10〜20％以内であることを示しています。この推定値は、惑星の周期の5％未満に及ぶ測光観測から得られたもので、この手法の強力な能力を示しています。NASAのTESSミッションによって監視されている現在および将来の日食のバイナリを利用して、1つの合流中に複数のトランジットを生成する数百の周惑星候補がTESSデータで検出されると推定します。そのような大きなサンプルは、連星を周回する惑星の個体数の統計的理解を可能にし、それらの形成と進化に新しい光を当てます。
高温の超地球は軌道周期が短い（$<$10日）太陽系外惑星であり、ホストの星によって岩の表面が溶けるのに十分な温度に加熱されています。いくつかの高温のスーパーアースは、ケプラーバンド（420-900nm）で高い幾何学的アルベド（$>$0.4）を示します。高温のスーパーアースの表面での溶岩と急冷ガラス（急冷溶岩の生成物）からの反射が、観測で推測された高幾何アルベドに寄与するかどうかを判断する動機があります。玄武岩と長石メルトの両方の粗く滑らかなテクスチャーの急冷ガラスからの反射を実験的に測定します。溶岩の反射率の値には、非結晶性固体の文献にある溶融ケイ酸塩の鏡面反射率の値を使用します。実験的ガラス反射率関数と非結晶固体反射率の値を二次日食での太陽系外惑星のデイサイド表面に統合すると、溶岩で急冷されたガラス惑星表面のアルベドの上限が$\sim$0.1になります。固体（急冷ガラス）または液体（溶岩）の表面を持つ溶岩惑星は、アルベドが低いと結論付けています。一部の高温のスーパーアースの高アルベドは、反射する雲のある大気によって説明される可能性が最も高いです（または、パラメータースペースの範囲が狭い場合は、Ca/Al酸化物の溶融物表面である可能性があります）。TESSデータの溶岩惑星の候補は、フォローアップの観測と将来の特性評価のために特定できます。
REQUIEM-2D：HST 2Dグリス分光法による空間的に解決された恒星の個体群
| Title |
REQUIEM-2D:_Spatially_Resolved_Stellar_Populations_from_HST_2D_Grism_Spectroscopy |
| Authors |
Mohammad_Akhshik,_Katherine_E._Whitaker,_Gabriel_Brammer,_Guillaume_Mahler,_Keren_Sharon,_Joel_Leja,_Matthew_B._Bayliss,_Rachel_Bezanson,_Michael_D._Gladders,_Allison_Man,_Erica_J._Nelson,_Jane_R._Rigby,_Francesca_Rizzo,_Sune_Toft,_Sarah_Wellons,_Christina_C._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02276 |
高赤方偏移銀河の測光とディープハッブル宇宙望遠鏡（HST）2dグリズム分光法を共同でモデル化するための新しいベイジアン手法を紹介します。私たちのrequiem2dコードは、未解決と解決済みの両方の恒星の人口、年齢、および継続中のREQIUEM（QUIEscentMagnifiedの解決）銀河調査の星形成履歴（SFH）を測定します。Illustris宇宙論シミュレーションからz〜2の巨大銀河のシミュレーションサンプルを使用して\texttt{requiem2d}の精度をテストし、SFHと恒星の年齢の中央値の一般的な傾向を回復します。さらに、REQUIEM銀河調査のパイロット研究を提示します。MRG-S0851は、5倍に画像化された巨大な（$\logM_*/M_\odot=11.02\pm0.04$）赤い銀河で、$z=1.883\pm0.001$です。。$\mu=5.7^{+0.4}_{-0.2}$の推定重力倍率を使用して、0.6kpcの物理サイズのビンで恒星集団をサンプリングします。グローバルな質量加重中央値年齢は$1.8_{-0.2}^{+0.3}$Gyrに制限されており、空間的に解決された分析により、MRG-S0851は考慮に入れた後、内部3kpcコアで平坦な年齢勾配を持っていることが明らかになりました年齢測定に対するダストと金属性の微妙な影響。初期の形成シナリオを支持します。完全なREQUIEM-2Dサンプルの分析は、requiem2dコードのベータ版がリリースされる次のペーパーで発表されます。
スローンデジタルスカイサーベイからの弱いX線クエーサーの割合について
| Title |
On_the_Fraction_of_X-ray_Weak_Quasars_from_the_Sloan_Digital_Sky_Survey |
| Authors |
Xingting_Pu,_B._Luo,_W._N._Brandt,_John_D._Timlin,_Hezhen_Liu,_Q._Ni,_Jianfeng_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02277 |
1825スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）非広域吸収線（非BAL）クェーサーとチャンドラアーカイブ観測のサンプルを使用して、タイプ1クェーサーからのX線放出を体系的に調査します。X線と光のべき乗則の勾配パラメーター（$\alpha_{\rmOX}$）と2500$\r{A}$単色光度（$L_{\rm2500〜\r{A}}$）。クエーサーのX線の弱点は、この関係から予想される値からの$\alpha_{\rmOX}$値の偏差を介して評価されます。非BALX線の弱いクエーサーの母集団の存在を示し、$\ge6$と$\ge10$の係数によってX線が弱いクエーサーの割合は$5.8\pm0.7\％$であり、それぞれ$2.7\pm0.5\％$。X線の弱いクエーサー（$\ge6$の係数で弱いX線）を、光学スペクトルの特徴に基づいて3つのカテゴリに分類します：弱い輝線クエーサー（WLQ;CIVREW$<16〜\r{A}$）、赤いクエーサー（$\Delta（gi）>0.2$）、および分類されていないX線の弱いクエーサー。WLQ母集団内の$35_{-9}^{+12}\％$のX線弱い部分は、非WLQ内のものよりも大幅に高く、WLQがX線弱いクエーサーの1つの母集団を表すという以前の調査結果を確認します。赤いクエーサーの母集団内の$13_{-3}^{+5}\％$のX線の弱い部分も、通常のクエーサーの母集団内のものよりもかなり高いです。分類されていないX線の弱いクエーサーには異常な光学スペクトルの特徴がなく、それらのX線の弱さは主にクエーサーのX線の変動性に関連している可能性があります。
$ Gaia $ RR Lyraeのケモキネマティクス：ハローとディスク
$Gaia$によって検出されたRRLyraeの大規模なサンプルの多成分運動学モデルの結果を示します。4倍の対称性を課し、$Gaia$の適切な動きを採用することで、銀河の中心から$\約3$〜$\約30$kpcの速度楕円体の動作を推測できます。2つの異なるコンポーネントの存在を検出します。支配的な非回転ハローのような集団とはるかに小さい回転ディスクのような集団です。ハローRRLyraeは、等方性で半径方向にバイアスされたパーツの重ね合わせとして説明できることを示します。ハローの放射状に偏った部分は、高い軌道異方性$\beta\approx0.9$によって特徴付けられ、ハローの50\％から80\％の間で寄与します$5<R$（kpc）$<25$でRRLyrae。以前の研究と同様に、この高$\beta$コンポーネントは、軌道の極値が制約されている$Gaia$ソーセージ（GS）としても知られる古代の大規模な合併の破片雲として解釈されます。RRLyraeのライトカーブプロパティは運動学的分解をサポートします。GSスターはより金属が豊富で、等方性ハローコンポーネントに比べてオーステルホフタイプ1と高振幅短周期（HASP）変数の割合が高くなっています。金属性/HASPマップは、ハローの内部10kpcがその場で生まれたRRLyraeが生息している可能性が高いことを示しています。平均方位角速度とディスクRRLyraeの$R\約30$kpcまでの速度分散は、若い金属が豊富な薄いディスク恒星集団の動作と一致しています。
MOSDEF-LRIS調査：$ z \ sim2 $にある個々の銀河における巨大な星とイオン化ガスの関係
| Title |
The_MOSDEF-LRIS_Survey:_The_Connection_Between_Massive_Stars_and_Ionized_Gas_in_Individual_Galaxies_at_$z\sim2$ |
| Authors |
Michael_W._Topping,_Alice_E._Shapley,_Naveen_A._Reddy,_Ryan_L._Sanders,_Alison_L._Coil,_Mariska_Kriek,_Bahram_Mobasher,_Brian_Siana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02282 |
$z\sim2.3$にある62個の星形成銀河のサンプルについて、大規模な星とイオン化ガスの特性に対する制約を提示します。BPASS恒星人口モデルを使用して、サンプルの銀河の残りのUVスペクトルを近似し、年齢と恒星の金属性を推定して、次にイオン化スペクトルを決定します。サンプルの明確なサブセットの特性の中央値に加えて、30の高SNRの個々の銀河の年齢と恒星の金属性を導き出します-このような測定で、高赤方偏移での個々の銀河の最大のサンプル。この高SNRサブサンプルのほとんどの銀河は、$0.001<Z_*<0.004$の恒星の金属性を持っています。次に、Cloudy+BPASS光イオン化モデルを使用して、観測された静止光ライン比を一致させ、星雲の特性を推測します。私たちの高SNRサブサンプルは、$\log（U）_{\textrm{med}}=-2.98\pm0.25$および$12+\log（\textrm{のそれぞれ、中央値のイオン化パラメーターと酸素存在量によって特徴付けられますO/H}）_{\textrm{med}}=8.48\pm0.11$。したがって、サンプル内のすべての銀河が$\alpha$-enhancementの証拠を示していることがわかります。さらに、推定された$\log（U）$および$12+\log（\textrm{O/H}）$の値に基づいて、イオン化パラメーターと金属性の局所的な関係が$z\sim2$に適用されることがわかります。最後に、BPTダイアグラムのローカル励起シーケンスから最もオフセットされた高赤方偏移銀河が最も$\alpha$強化されていることがわかります。この傾向は、固定酸素存在量でハードイオン化スペクトルをもたらす$\alpha$-enhancementが、ローカルシステムと比較したBPTダイアグラムの高赤方偏移銀河オフセットの重要なドライバーであることを示唆しています。$z\sim2.3$の星形成銀河間の$\alpha$-enhancementの遍在性は、高赤方偏移での物理的特性を導き出すために考慮しなければならない高赤方偏移と局所銀河の重要な違いを示しています。
過去10年間で、バリオンプロセスが暗黒物質（DM）ハローの進化において重要な役割を果たすことが確立されてきました。それにもかかわらず、この複雑な共進化の詳細はまだ完全には理解されていません。この研究では、DMハロー構造に対するバリオンの影響を調査することを目指し、恒星円盤の存在と重要性とハロー形状の相関関係に焦点を当てます。Fenixおよび{\sceagle}宇宙シミュレーションからのDMハローのサブサンプルの特性を研究し、よく解像された銀河をホストします。質量範囲$[10.9-992.3]\times10^{10}\\rmM_{\odot}$のハローの中央領域を$z=0$で検査し、流体力学の実行とそれらの暗黒物質のみを比較します（DMo）対応。私たちの結果は、バリオンが主にビリアル半径の$\sim$20パーセント以内で内部ハローの形状に大きな影響を与えることを示しています。以前に報告されたように、バリオンをホストするとき、ハローはより球形であることがわかりました。バリオンの影響はハローの質量に依存しますが、バリオンの組み立て方法も以前の研究と一致して関連していることを示唆する形態の傾向もわかります。我々の発見はまた、円盤銀河がハロに優先的に形成され、そのDMoの対応物はもともとより球形でより強い速度異方性を持っていたことを示しています。バリオンが存在すると、ハローのDM粒子の軌道構造が変化し、DMの速度異方性が減少し、より接線方向に偏ったDM軌道に向かいます。この相対的な減少は、円盤が支配する銀河の場合には弱くなります。私たちの結果は、銀河の最終的な形態とそれらのDMハローの固有の特性との間の宇宙論的なつながりを指摘しており、それは円盤の成長によって強化されます。
SAMIギャラクシー調査：複数の形成経路を示すS0プロパティの範囲
| Title |
The_SAMI_Galaxy_Survey:_A_Range_in_S0_Properties_Indicating_Multiple_Formation_Pathways |
| Authors |
Simon_Deeley,_Michael_J._Drinkwater,_Sarah_M._Sweet,_Jonathan_Diaz,_Kenji_Bekki,_Warrick_J._Couch,_Duncan_A._Forbes,_Joss_Bland-Hawthorn,_Julia_J._Bryant,_Scott_Croom,_Luca_Cortese,_Jon_S._Lawrence,_Nuria_Lorente,_Anne_M._Medling,_Matt_Owers,_Samuel_N._Richards,_Jesse_van_de_Sande |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02426 |
S0銀河は、渦巻状に消えているか、銀河の融合の結果であると提案されています。各経路の相対的な寄与、およびそれらが発生する環境は不明のままです。ここでは、SAMIサーベイで219S0の恒星とガスの運動学を調査し、環境の全範囲にわたって発生する複数の形成経路の兆候を探します。私たちは、それらの恒星の運動学における広範囲の回転サポートを特定します。これらは、それらの物理的構造の範囲に対応しています。$v/{\sigma}$が0.5未満である圧力対応のS0は、よりコンパクトになる傾向があり、恒星とガスのコンポーネントの位置がずれていることから、ガスの外部起源が示唆されます。これらのS0は、合併プロセスを通じて形成されたものと一致すると仮定します。一方、楕円率、恒星質量、S\'ericインデックス分布を渦巻銀河と比較すると、$v/{\sigma}$が0.5を超える回転サポートS0は、色あせた渦巻きの原点とより一致していることがわかります。さらに、コンパクトな楕円形でガスが豊富な衛星を含むシミュレートされた合併経路は、圧力支援グループ内にあるS0をもたらします。2つのS0形成経路がアクティブであり、孤立した銀河と小さなグループでは合併が優勢であり、大きなグループでは色あせたらせん経路が最も顕著である（$10^{13}<M_{halo}<10^{14}$）。
NGC253と天の川の中心の乱流ガス構造
| Title |
The_turbulent_gas_structure_in_the_centers_of_NGC253_and_the_Milky_Way |
| Authors |
Nico_Krieger,_Alberto_D._Bolatto,_Eric_W._Koch,_Adam_K._Leroy,_Erik_Rosolowsky,_Fabian_Walter,_Axel_Wei{\ss},_David_J._Eden,_Rebecca_C._Levy,_David_S._Meier,_Elisabeth_A._C._Mills,_Toby_Moore,_J\"urgen_Ott,_Yang_Su,_Sylvain_Veilleux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02518 |
NGC253のスターバーストセンターと天の川銀河センター（GC）の分子ガス特性を、CO（1-0）とCOのデンドグラムと解像度、面積、ノイズの一致したデータセットを使用して、1〜100pcのスケールで比較します。（3-2）。NGC253とGCのサイズと線の幅の関係は同様の勾配を持っていますが、NGC253の線幅は2〜3倍大きくなっています。カラム密度に対する$\sigma^2/R$の依存関係は、GCで10〜100pcのスケールで$N>3\times10^{21}$cm$^{-2}を超えるガスの運動学を示しています$は重力結合構造と互換性があります。NGC253では、これは列密度$N>3\times10^{22}$cm$^{-2}$の場合にのみ当てはまります。NGC253の線幅の増加は、カラム密度の低いガスが原因です。重力的に自己結合したガスではなく、この高速分散は、スターバースト内の高い平均密度とフィードバックの組み合わせによって作成された非定常構造で発生する可能性があります。高密度は、スターバーストのボリューム全体でガス分子を回転させ、フィードバックによるエネルギーと運動量の注入は、GCで観察されるものよりも所定の空間スケールでの速度分散を大幅に増加させます。
ELAIS N1フィールドの広域GMRT 610〜MHz調査
| Title |
A_Wide-area_GMRT_610~MHz_survey_of_ELAIS_N1_field |
| Authors |
C._H._Ishwara-Chandra,_A._R._Taylor,_D._A._Green,_J._M._Stil,_M._Vaccari,_E._F._Ocran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02530 |
このペーパーでは、GMRTを使用したELAIS\、N1フィールドの広域610MHz調査を提示し、6arcsecの解像度で12.8deg$^2$の領域をカバーし、rmsノイズは$\sim40$です。$\mu$Jyビーム$^{-1}$。これは、$-0.75$のスペクトルインデックスに対して、1.4GHzで$\sim20$$\mu$JyBeam$^{-1}$rmsノイズに相当します。調査の主な目的は、$<$GHz周波数でサブmJyの磁束密度の偏光された空を調査することでした。さらに、低周波数の$\mu$Jyソース母集団の性質や無線ジェットの配置の調査など、他のさまざまな科学目標。この地域では合計6,400の情報源が見つかり、それらの大部分はコンパクトです。GMRTによって610MHzで、VLAFIRSTによって1.4\、GHzで一緒に検出されたサンプルのスペクトルインデックスの中央値は$-0.85\pm0.05$で、中央値は610MHzの磁束密度で4.5mJyです。この領域には、検出されたソースを特徴付けるのに役立つ豊富な補助データがあります。多波長のクロスマッチングにより、光学/IRの対応物はラジオソースの$\sim90$パーセントになり、かなりの部分に少なくとも測光赤方偏移がありました。この調査は以前の調査よりも感度が向上したため、6つの巨大電波源（GRS）が見つかりました。そのうちの3つは$z\sim1$以上です。これは、GRSの人口がこれまでに知られているよりも豊富で一般的である可能性があることを意味し、真の場合、これは光度関数と電波源の進化に影響を与えます。また、拡張遺物ソースの候補をいくつか特定しました。
激しい重力ダイナミクスから長寿命のスパイラルアームを持つディスクの形成
| Title |
Formation_of_disks_with_long-lived_spiral_arms_from_violent_gravitational_dynamics |
| Authors |
Francesco_Sylos_Labini,_Luis_Diego_Pinto,_Roberto_Capuzzo-Dolcetta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02605 |
単純な力学的実験によって、最初は平衡状態から外れ、孤立しているかのように均一で回転する大規模な高密度の進化における重力と気体のダイナミクスの複合効果を研究します。システム平均場電位の急速な変化により、ニュートン重力を介してのみ相互作用する点状粒子（PP）が、平衡から外れたらせん状の腕に囲まれた回転運動によって支配される準定常の厚い円盤を形成します。一方、ガス成分は圧縮衝撃と放射冷却を受けて、回転運動がコヒーレントで速度分散がPPよりも小さい、より平坦なディスクを作成します。そのようなガス状のディスクの周囲では、長寿命だが非定常のらせん状のアームが形成されます。これらは、重力崩壊フェーズ中に特定の位相空間相関を獲得したため、コヒーレントに移動するガス状粒子でできています。そのような位相空間相関は、腕の激しい起源のサインを表し、物質の動きとエネルギーの移動の両方を意味します。より大きなスケールでは、半径方向の速度成分が回転の速度成分よりも大幅に大きい場合、ガスはPPによって追跡された同じ平衡外スパイラルアームをたどります。
そのスペクトル線の赤方偏移に対する水素原子の電気分極の影響
ローレンツ振動子系は、水素原子のスペクトル線を解釈するために研究されています。このシステムの誘電率が分析され、水素原子の電気分極が考慮されます。この誘電率は、スペクトル線の赤方偏移と光学スペクトルのディップの出現を与えます。このディップは、シフトしたラインのスペクトル位置の青い側にあります。この赤方偏移の値とこのくぼみの幅は、水素原子濃度と偏移していないラインのスペクトル位置に強く依存します。この赤方偏移は、水素原子濃度の増加とともに増加します。
J1249 + 3449に向けたクエーサーマイクロレンズイベント？
| Title |
A_Quasar_microlensing_event_towards_J1249+3449? |
| Authors |
F._De_Paolis,_A.A._Nucita,_F._Strafella,_D._Licchelli,_G._Ingrosso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02692 |
Grahamらによって発見された光フレアイベントを示します。（2020）アクティブな銀河核J1249+3449の方は、$\simeq0.1M_{\odot}$スターによるクエーサーマイクロレンズ効果イベントと完全に一致していますが、その他の説明は、主にGrahamらによってサポートされています。（2020）は、バイナリブラックホールの合併に関連する電磁的対応物であるため、現時点では完全に除外することはできません。
3.5 keVライン用の天の川の暗黒物質ハローの調査
| Title |
Probing_the_Milky_Way's_Dark_Matter_Halo_for_the_3.5_keV_Line |
| Authors |
Dominic_Sicilian,_Nico_Cappelluti,_Esra_Bulbul,_Francesca_Civano,_Massimo_Moscetti,_Christopher_S._Reynolds |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02283 |
ChandraSourceCatalogRelease2.0を介して収集された、天空全体から天の川の暗黒物質ハローを覗き込んでいる$\sim$51MsのアーカイブChandra観測を使用して、3.5keVラインの包括的な検索を提示します。データの放射状分布を考慮し、銀河中心からの角距離に基づいて観測を4つのデータサブセットに編成します。すべてのデータは、粒子計測器の背景を説明するために、バックグラウンド減算とバックグラウンドモデルの両方のアプローチを使用してモデル化されており、現在利用可能な$\sim$1Msのパーティクルバックグラウンドデータの統計的制限を示しています。非検出は合計データセットで報告され、3.5keVのラインフラックスに上限を設定し、無菌ニュートリノ暗黒物質の混合角度を制限できます。sin$^2$（2$\theta$）の上限は$2.58\times10^{-11}$で、これは3.5keVのラインフラックスの上限$2.34\times10^{-7}に対応します$phs$^{-1}$cm$^{-2}$。これは、以前のいくつかの検出とわずかに一致していますが、最近設定された制約と密接に一致しています。非検出はすべての放射状データのサブセットで報告され、Navarro-Frenk-White予測と決定的に異なるわけではない3.5keVのライン強度の空間プロファイルを制約できます。したがって、重い制約を提供する一方で、無菌ニュートリノ暗黒物質シナリオまたは3.5keVラインのより一般的な崩壊する暗黒物質仮説を完全に排除するわけではありません。また、無菌ニュートリノパラメータ空間をさらに制約するために、連続体全体にわたる未確認の輝線の非検出を使用しました。
遠い将来、星の形成が止まった後、宇宙にはまばらな退化した残骸、主に白い矮星が住むようになりますが、その最終的な運命は未解決の問題です。これらの白い小人は冷えて固まり、黒い小人に固まります。ただし、電子の割合が減少しているため、これらの星のチャンドラセカールの制限は減少し、最終的には最も巨大な黒い矮星の制限を下回ります。そのため、質量が$\sim1.2M_\odot$を超える孤立した矮小星は、コアへの鉄56の蓄積が遅いため、遠い将来に崩壊します。陽子崩壊が起こらない場合、これは約$10^{21}$星の最終的な運命であり、観測可能な宇宙のすべての星の約1パーセントです。前駆体のモデルとして、鉄のコアを持つ黒い矮星の内部構造の計算を示します。pycnonuclear核融合率から、それらの寿命を推定し、したがって遅延時間は$10^{1100}$年であると推定します。質量の大きな黒色矮星の超新星は、O/Ne/Mg白色矮星の降着によって引き起こされた崩壊に似ていると推測しますが、その後の質量の小さい過渡は、剥土包囲コア崩壊超新星に似ており、熱に先立って発生する最後の興味深い天体物理学的過渡現象である可能性があります死。
長寿命のSN 2005ipの遅い終焉
| Title |
The_Slow_Demise_of_the_Long-Lived_SN_2005ip |
| Authors |
Ori_D._Fox_(STScI),_Claes_Fransson,_Nathan_Smith,_Jennifer_Andrews,_K._Azalee_Bostroem,_Thomas_G._Brink,_S._Bradley_Cenko,_Geoffrey_C._Clayton,_Alexei_V._Filippenko,_Wen-fai_Fong,_Joseph_S._Gallagher,_Patrick_L._Kelly,_Charles_D._Kilpatrick,_Jon_C._Mauerhan,_Adam_M._Miller,_Edward_Montiel,_Maximilian_D._Stritzinger,_Tam\'as_Szalai,_Schuyler_D._Van_Dyk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02301 |
TypeIIn超新星（SN）2005ipは、その周星環境と相互作用するSNの最もよく研究された、長く続く例の1つです。光学的光度曲線は、5年以上にわたってほぼ一定のレベルでプラトーに達しており、伸張した塊状の星間媒質（CSM）との継続的な衝撃波相互作用を示唆しています。ここでは、X線、紫外線、近赤外線、中赤外線を含むすべての波長での爆発後$\sim1000-5000$日からのSNの継続的な観測を示します。UVスペクトルは、爆発前の質量損失を調べ、CNO処理の証拠を示します。ボロメトリックライトカーブから、総放射エネルギーが$10^{50}$エルグを超えていることがわかります。先祖星の爆発前の質量損失率は$\gtrsim1\times10^{-2}\でした。{\rmM_{\odot}〜yr}^{-1}$で、爆発の直前に失われた総質量は$\gtrsim1\、{\rmM_\odot}$でしたが、失われた質量はかなり多かった可能性があります運動エネルギーから放射線への変換効率に応じて大きくなります。紫外から近赤外スペクトルは、2つの高密度成分によって特徴付けられます。1つは高イオン化線が狭く、もう1つは低イオン化HI、HeI、[OI]、MgII、およびFeII線が広くなっています。豊富なFeIIスペクトルは、スペクトルモデリングと一致して、Ly$\alpha$蛍光の影響を強く受けます。バルマー線とHeI線の両方は、相互作用の遅い時期にCSM密度が低下していることを示しています。SN1988Zとの類似点が見られます。SN1988Zは、非常にゆっくりした下降中にほぼ同時にスペクトルの比較可能な変化を示しています。これらの結果は、ついにSN2005ipの衝撃相互作用が最終的には低下している可能性があることを示唆しています。
FRB 121102からのバーストの時空間構造の単純な関係
| Title |
A_simple_relationship_for_the_spectro-temporal_structure_of_bursts_from_FRB_121102 |
| Authors |
Fereshteh_Rajabi,_Mohammed_A._Chamma,_Christopher_M._Wyenberg,_Abhilash_Mathews_and_Martin_Houde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02395 |
高速無線バースト（FRB）を繰り返すことによってしばしば表示されるスペクトル時間構造を説明するために、単純な動的および相対論的モデルを検討します。このモデルが、到達時間の増加（「悲しいトロンボーン」効果）のサブバーストのシーケンスにおける下降周波数ドリフトと、観測頻度の増加に伴う減少したパルス幅を示す傾向を説明する方法を示します。最も重要なこととして、このモデルは、単一のサブバースト内で観測された周波数ドリフトの（より急な）勾配とその継続時間の間の系統的逆関係も予測します。FRB121102のすでに公開されているデータを使用して、このモデルによって予測される関係を見つけて検証します。したがって、周波数の関数としてこのオブジェクトで観察された全体的な動作は、測定されたFRBスペクトルの広帯域性が相対論的運動によるものである、根本的な狭帯域放射プロセスと一致していると主張します。このシナリオと私たちが考える単純なダイナミクスは他の理論にも適用できますが、これらのソースや同様のソースでFRB放射の原因となる物理プロセスとして、ディッケの超放射に基づくモデルに適しています。
ミリ秒パルサーの楕円率を観測されたスピンダウン率で制約する
スピン軸に対して非対称である回転中性子星（NS）は、連続的な重力波（GW）信号を放出できます。スピン周波数とそれらの無線MSPと付加MSPの分布は、GW放射のいくつかの証拠を提供し、MSPは高周波GW信号を検出する理想的なプローブです。ミリ秒のパルサー（MSP）は、NSがドナースターから物質と角運動量を付加するリサイクルプロセスに由来すると一般に考えられています。付着した物質は、北極圏の深い地殻に固定された圧縮磁場の赤道帯によって極冠帯に閉じ込められ、「磁気山」が生成されます。遷移パルサーPSRJ1023+0038と3つのレッドバックのスピンダウン率は、降着トルク、プロペラトルク、およびGW放射トルクの組み合わせの寄与であるという仮定に基づいて、この作業では、楕円率を制約しようと試みますスピンダウン率が観測されたMSP。中性子星のいくつかの正準パラメーターを想定すると、3つの遷移MSPと10のレッドバックの楕円率は$\epsilon=（0.9-23.4）\times10^{-9}$と推定されます。3つの移行MSPの電気抵抗率も$\eta=（1.2-15.3）\times10^{-31}〜\rms$の範囲にあるように導出され、これは降着率と理想的なべき法則の関係を示します。これらのソースから放出されるGW信号の特徴的なひずみ（$h_{\rmc}=（0.6-2.5）\times10^{-27}$）は、明らかにaLIGOの感度範囲を超えています。アインシュタイン望遠鏡のような第3世代GW検出器は、これらのソースからのGW信号を将来的に捕捉できると期待しています。
GRB 140423A：残光の恒星から中への恒星の移行への恒星風の症例
| Title |
GRB_140423A:_A_Case_of_Stellar_Wind_to_Interstellar_Medium_Transition_in_the_Afterglow |
| Authors |
Long_Li,_Xiang-Gao_Wang,_WeiKang_Zheng,_Alexei_S._Pozanenko,_Alexei_V._Filippenko,_Songmei_Qin,_Shan-Qin_Wang,_Lu-Yao_Jiang,_Jing_Li,_Da-Bin_Lin,_En-Wei_Liang,_Alina_A._Volnova,_Leonid_Elenin,_Evgeny_Klunko,_Raguli_Ya._Inasaridze,_Anatoly_Kusakin,_and_Rui-Jing_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02445 |
\emph{Swift}/BATおよび{\itFermi}/GBMによって発見された、GRB〜140423Aの非常に初期の地上ベースの光学追跡観測を提示します。そのブロードバンド残光は、{\itSwift}/BATトリガー後の$T_0+$70.96〜sから4.8〜dまでの{\itSwift}/XRTと地上の光学望遠鏡によって監視されました。即発光観測のもう一つのケースです。GRB140423Aの多波長光曲線の時間的およびスペクトル的ジョイントフィットは、無彩色の振る舞いが恒星風から星間物質（ISM）への移行およびエネルギー注入を含む外部衝撃モデルと一致していることを示しています。光学的光度曲線に関しては、アフターグローの初期に、上昇指数$\alpha_{\rmO、I}=-0.59\pm0.04$（$t_{\rmpeak}-T_0でピーク）の開始バンプがあります\約206$〜s）。次に、急なインデックス$\alpha_{\rmO、II}=1.78\pm0.03$で減衰し、$\alpha_{\rmO、III}=1.13\pm0.03$でより急な「遷移」を示します。およそ$T_0+5000$〜s。観察されたX線残光は、光学光曲線と同様に、無彩色の振る舞いを反映しています。X線と光学残光の間のスペクトルエネルギー分布の明らかな変化はありません。フォトンインデックスの平均値は$\Gamma\約1.95$です。この「遷移」は、エジェクタのローレンツ因子成層化による長期的なエネルギー注入を導入することにより、風からISMへのサーミストバースト中間遷移を含む外部衝撃モデルと一致します。モンテカルロマルコフチェーンフィッティングの最良のパラメーターは、$E_{\rmK、iso}\約2.14\times10^{55}$erg、$\Gamma_0\約162$、$\epsilon_e\約0.02$、$\epsilon_Bです。\約1.7\times10^{-6}$、$A_\ast\約1.0$、$R_t\約4.1\times10^{17}$cm、$n\約11.0\rm\cm^{-3}$、$L_0\約3.1\times10^{52}\rm\erg\s^{-1}$、$k\約1.98$、$s\約1.54$、および$\theta_j>0.3$ラジアン。
GX 339-4のタイプB QPOの定量的説明
| Title |
A_quantitative_explanation_of_the_type-B_QPOs_in_GX_339-4 |
| Authors |
Nikolaos_D._Kylafis_(University_of_Crete_&_IA/FORTH)_and_Pablo_Reig_(IA/FORTH_&_University_of_Crete) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02557 |
ブラックホールX線バイナリ（BHXRB）のタイプB準周期振動（QPO）は、バーストの立ち上がりフェーズと下降フェーズのソフト中間状態で観測される低周波QPOのクラスです。それらは、発生源から放出されるジェットの歳差運動の結果であると疑われています。本研究の目的は、硬X線におけるジェットの放射率を詳細に調査し、ブラックホールトランジェントとして最適なGX339-4のタイプBQPOを定量的に説明できるかどうかを確認することです。歳差運動ジェットで。ジェットでコンプトン化を呼び出す単純なジェットモデルを使用し、ジェットから現れる上方散乱光子の角度依存性と、べき則であるエネルギー分布を調べました。電子のバルク運動によって支援されたジェットの伸長により、ジェットから出現する硬X線光子の角度分布は等方性ではありません。さらに重要なことに、光子数スペクトルインデックス$\Gamma、$は、ジェットの軸に対する極角$\theta、$の増加関数です。ジェットが固定されている場合、無限遠の観測者は、この特定の観測方向に対応するフォトンインデックス$\Gamma、$を確認します。ただし、ジェットが歳差運動をしている場合、観測者は歳差運動の周期で$\Gamma$の周期的な変動を確認します。このような$\Gamma$の定期的な変動はGX339-4で観察されており、この作業では、モデルを使用してそれを定量的に再現します。私たちのジェットモデルは、GX339-4で歳差運動するジェットに由来すると見なされているタイプBのQPOを定量的手段でうまく説明しています。与えられたモデルは、これまでにいくつかの観測された相関関係を以前に説明しています。
密度勾配を伴う媒質中の超新星残骸の特異な周辺を数値的に調査する：RCW 103の場合
| Title |
Numerically_investigating_the_peculiar_periphery_of_a_supernova_remnant_in_the_medium_with_a_density_gradient:_the_case_of_RCW_103 |
| Authors |
Chun-Yan_Lu,_Jing-Wen_Yan,_Lu_Wen_and_Jun_Fang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02574 |
若いシェル型超新星残骸RCW103は、チャンドラで得られたX線形態に独特の特性があります。X線では南東の殻がより明るく、この領域の殻の湾曲した境界は他の部分よりも平坦です。超新星残骸RCW103の特異な周辺の形成を3D流体力学シミュレーションを使用して調査します。超新星噴出物が密度勾配を伴う媒体中で進化したと仮定すると、検出された周辺の形状は一般に再現できます。RCW103の場合、排出量は$3.0〜M_{\odot}$、背景素材の密度は$2.0〜\mathrm{cm}^{-3}$、勾配は$3.3-4.0〜\mathrm{cm}^{-3}\mathrm{pc}^{-1}$の場合、X線周辺部は一般的に再現できます。シミュレーションにより、ＳＮＲＲＣＷ１０３の非対称性は、主に密度勾配を有する不均質媒体によることが判明した。
相対論的乱流磁気再結合の間の磁気エネルギー解放、プラズマ動力学および粒子加速
| Title |
Magnetic_Energy_Release,_Plasma_Dynamics_and_Particle_Acceleration_during_Relativistic_Turbulent_Magnetic_Reconnection |
| Authors |
Fan_Guo,_Xiaocan_Li,_William_Daughton,_Hui_Li,_Patrick_Kilian,_Yi-Hsin_Liu,_Qile_Zhang,_and_Haocheng_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02743 |
強く磁化された天体プラズマシステムでは、磁気再結合が爆発的なエネルギー放出と粒子加速が発生する主要なプロセスであり、大幅な高エネルギー放出につながると考えられています。過去数年間、相対論的磁気リコネクションの運動論的モデリングの活発な開発が見られ、この磁気的に支配されたシナリオをサポートしています。相対論的リコネクションの研究であまり探求されていない問題は、3次元ダイナミクスの結果であり、さまざまなタイプの不安定性が発生するにつれて乱流構造が自然に生成されます。この論文では、陽電子電子プラズマにおける相対論的乱流磁気再結合（RTMR）の一連の大規模な3次元の完全速度論的シミュレーションを紹介します。私たちのシミュレーションは、再接続領域に追加の乱流を引き起こす長波長の磁場摂動のいくつかの異なるモードを備えた力のない電流シートから始まります。このため、現在の層が崩壊し、再結合領域がフラックスロープや現在のシートなどのコヒーレント構造で満たされた乱流層に急速に進化します。RTMRのプラズマダイナミクスは、多くの点で2Dプラズマと大きく異なることがわかりました。フラックスロープは生成後に急速に進化し、二次的なねじれの不安定性により完全に破壊される可能性があります。一方、非熱粒子加速とエネルギー解放時間スケールは、非常に高速で堅牢です。主な加速メカニズムは、運動電場によってサポートされるフェルミのような加速プロセスですが、非理想的な電場加速は、支配的な役割を果たします。また、3次元RTMRの観測上の影響についても説明します。
サンペドロマルティール天文台での13年間の気象統計
| Title |
Thirteen_years_of_Weather_Statistics_at_San_Pedro_Martir_Observatory |
| Authors |
I._Plauchu-Frayn_(1),_E._Colorado_(1),_M._G._Richer_(1)_and_C._Herrera-V\'azquez_(2)_*1 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02402 |
2007年から2019年までの期間、シエラサンペドロマール（OAN-SPM）にあるオブザーバトリオアストロンのオミコナシオナルの気象観測所で収集された13年間の気象統計を示します。これらの気象観測所には、他の気候変数の中でもとりわけ、温度、大気圧、相対湿度、降水量、風況を測定するセンサーが含まれています。気温の中央値は、昼間と夜間のそれぞれ$10.3^{\circ}$Cと$7.0^{\circ}$Cです。相対湿度は季節変動に従い、4月から6月が最も乾燥した月となり、7月から9月が最も湿度が高くなります。持続風速の中央値は、昼間と夜間のデータで、それぞれ11kmと14kmhr$^{-1}$です。優先する風向はSSWと北です。持続する風は夜間と12月、1月、2月の間は強くなります。私たちのデータは、年間平均降水量が313mmであることを示しています。そのほとんどは、夏の午後に雷雨として発生します。
4重システムGJ 225.1およびFIN 332の軌道と構造
2つの正確な内部視覚軌道を備えたわずかな4重システムのみが知られています。ここでは、このような2つのシステムのアーキテクチャを調べて、周期比、相互軌道の向き、その他のパラメータを決定します。更新された軌道要素とそのエラーが導出されます。グリーゼ225.1（HIP28442）は、3つのKタイプおよび1つのMタイプの小人で構成され、67.2+-0.2および23.4+-0.5年の内部軌道周期を持っています。その内部軌道は相互の傾きが小さく、おそらく2kyr周期の外部軌道と同一平面上にあります。4重システムFIN332（HIP92037）は、類似の質量と大きさを持つ4つの初期Aタイプの星で構成されています。27.6+-0.2年と39.8+-0.4年の周期を持つその内部軌道は両方とも大きな離心率（0.82と0.84）を持っています。空での向きは非常に似ています。対照的に、約5kyrの周期を持つ外側の軌道は、内側の軌道に対して相対的に大きな傾きを持っています。これらの四重システムのダイナミクスと形成について簡単に説明します。
| Title |
Single-hemisphere_dynamos_in_M-dwarf_stars |
| Authors |
Benjamin_P._Brown_(1),_Jeffrey_S._Oishi_(2),_Geoffrey_M._Vasil_(3),_Daniel_Lecoanet_(4),_Keaton_J._Burns_(5_and_6)_((1)_University_of_Colorado,_(2)_Bates_College,_(3)_University_of_Sydney,_(4)_Princeton_University,_(5)_Massachusetts_Institute_of_Technology,_(6)_Center_for_Computational_Astrophysics_Flatiron_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02362 |
ある質量以下のM矮星は、その中心から光球へと対流します。これらの完全に対流する物体は非常に多く、非常に磁気的に活発で、多くの太陽系外惑星のホストである可能性があります。ここでは、初めて、成層回転完全対流M矮星のシミュレーションにおけるダイナモアクションを研究します。重要なのは、新しい技術を使用して、星の中心まで完全なボールの正しいジオメトリをキャプチャすることです。これらのシステムでは、以前の恒星のダイナモ解とは対照的に、地球規模の平均場が単一の半球に強く閉じ込められており、驚くべきダイナモ状態が見られます。これらの半球ダイナモの星は、惑星外の居住性と恒星のスピンダウンに重要な影響を与えて、周囲との相互作用が大きく異なる可能性があります。
ラムダブーティススターの発見-南部調査II
| Title |
The_Discovery_of_lambda_Bootis_Stars_--_The_Southern_Survey_II |
| Authors |
Simon_J._Murphy,_Richard_O._Gray,_Christopher_J._Corbally,_Charles_Kuehn,_Timothy_R._Bedding,_Josiah_Killam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02392 |
$\lambda$Boo星は、化学的に特異なAタイプの星であり、その存在量の異常は、金属に乏しい物質の付着に関連しています。金属弱星と輝線星を対象とした分光学的調査で、南半球の$\lambda$Boo星を検索しました。308個の星のスペクトルを取得し、それらをMKシステムで分類して、24個の新しい$\lambda$Boo星を発見または共同発見しました。また、既知の11個の$\lambda$Booスターの分類を改訂しました。そのうちの1つは、化学的に正常な高速回転体であることが判明しました。文献では以前に青い水平分岐星または輝線A星として分類された星は、$\lambda$Boo星である可能性が高いことを示していますが、この結論は少数の統計に基づいています。WISE赤外線フラックスを使用して、付着した物質の発生源として原始惑星または破片の円盤に起因すると思われる赤外線の過剰をターゲットで検索しました。サンプルの34の$\lambda$Booスターのうち、さまざまなメインシーケンス年齢の21が赤外線過剰であり、すべての$\lambda$Booスターが若いわけではないことを確認しています。
通過する惑星系WASP-98に結合した白い矮星
| Title |
A_white_dwarf_bound_to_the_transiting_planetary_system_WASP-98 |
| Authors |
John_Southworth,_P.-E._Tremblay,_B._T._Gaensicke,_D._F._Evans,_T._Mocnik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02533 |
WASP-98は、後期Gドワーフを通過する熱い木星を含む惑星系です。遠い12アーク秒の暗い星は、以前は白色矮星として識別されており、距離と適切な動きは、惑星系との物理的な関連性と一致しています。白色矮星の質量、半径、温度、したがってシステムの古さを決定することを目的とした分光法を紹介します。ただし、スペクトルは、特徴のない連続体と、白色矮星のDCクラスに特徴的なスペクトル線の欠如を示しています。したがって、物理的な特性とシステムの古さを判断するために、理論的な白色矮星スペクトルをこのオブジェクトのugriz見かけの等級とガイアDR2視差に合わせました。システムが古く、下限が3.6Gyrであることがわかりますが、理論上の不確実性により、その年齢を正確に決定できません。その運動学は厚いディスクのメンバーシップと一致していますが、薄いディスクの代替を除外することはできません。システムの古い時代と低い金属性は、それが年齢-金属性の関係にあることを示唆しますが、最も金属が豊富で金属が少ない通過惑星系の分析は、これの実体のない証拠しか得ません。バインドされた白色矮星の研究は惑星系に独立した年齢をもたらす可能性があると結論しますが、そのような分析はDC白色矮星よりもDAとDBに適している可能性があります。
DY \ Pegasi-進化したコンパニオンを持つバイナリシステムのSX Phoenicisスター
この作業では、AAVSOからの測光データが収集され、SXPhoenicisスターDYPegasi（DYPeg）で分析されます。周波数分析から、3つの独立した周波数が得られます：$f_0=13.71249\\rm{c\days^{-1}}$、$f_1=17.7000\\rm{c\days^{-1}}$、$f_2=18.138\\rm{c\days^{-1}}$、ここで$f_0$と$f_1$はそれぞれラジアル基本波と最初の倍音モードですが、$f_2$は初めて検出され、非ラジアルモードに属しています。最大光の時間の$OC$ダイアグラムは、DYPegの周期変化率が$（1/P_0）（\mathrm{d}P_0/\mathrm{d}t）=-（5.87\pm0.03）\であることを示しています基本的な脈動モードでは10^{-8}\\mathrm{yr^{-1}}$であり、軌道周期$P_{\mathrm{orb}}=15425.0\pmを持つバイナリシステムに属している必要があります205.7\\mathrm{days}$。分光学的情報に基づいて、観測された周波数に適合するように単一星の進化モデルが構築されます。ただし、近似モデルのいくつかの重要なパラメーターは、観測からのパラメーターと一致しません。観測と理論計算の情報を組み合わせて、DYPegはバイナリシステムのSXPhoenicisスターであり、ダストディスクからの質量を降着させる必要があると結論付けます。ステージ）AGBフェーズ。この推論を確認するには、さらに観察が必要であり、SXPhoenicis星の普遍的な形成メカニズムと進化の歴史である可能性があります。
音波による彩層加熱の観測的研究
| Title |
Observational_study_of_chromospheric_heating_by_acoustic_waves |
| Authors |
V._Abbasvand_(1),_M._Sobotka_(1),_M._\v{S}vanda_(1_and_2),_P._Heinzel_(1),_Marta_Garc\'ia_Rivas_(1_and_2),_C._Denker_(3),_H._Balthasar_(3),_M._Verma_(3),_I._Kontogiannis_(3),_J._Koza_(4),_D._Korda_(2),_and_C._Kuckein_(3)_((1)_Astronomical_Institute_of_the_Czech_Academy_of_Sciences_(v.v.i.)_Ond\v{r}ejov,_(2)_Astronomical_Institute_of_Charles_University_Prague,_(3)_Leibniz-Institut_f\"ur_Asttrophysik_Potsdam,_(4)_Astronomical_Institute_of_the_Slovak_Academy_of_Sciences_Tatransk\'a_Lomnica) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02688 |
ねらい太陽彩層の加熱における音響波と磁気音響波の役割を調査するために、堆積された音響エネルギーフラックスと総積分放射損失を比較することにより、強い彩層の観測を分析します。メソッド。静かな太陽と弱いプラージュ領域は、2019年10月3日の1.6mGoode太陽望遠鏡（GST）の高速イメージング太陽分光器（FISS）を使用して、CaII854.2nmとH-alphaラインで観測されました2018年12月11日と2019年6月6日に真空タワー望遠鏡（VTT）に取り付けられたエシェルスペクトログラフを備えたアルファ線とHベータ線。放射損失は、観測されたラインプロファイルに合成をフィッティングすることによって取得された、スケーリングされた非LTE1D静水圧半経験的モデルのセットを使用して計算されました。結果。中央の彩層（h=1000〜1400km）では、放射損失は、太陽が静かな領域に堆積した音響エネルギーフラックスによって完全にバランスを取ることができます。上部彩層（h>1400km）では、沈着した音響フラックスは、静かな領域とプラージュ領域の放射損失に比べて小さくなります。堆積した音響流束の量を決定する重要なパラメータは、特定の高さでのガス密度です。結論。音響エネルギーフラックスは、ガスの密度が十分に高い中央の彩層に効率的に堆積します。quiet-Sun領域で利用可能な音響エネルギーフラックスの約90％がこれらの層に蓄積されるため、中央の彩層の放射損失の主な原因です。上部彩層では、堆積した音響流束が低すぎるため、他の加熱メカニズムが放射冷却のバランスをとるように機能する必要があります。
休止期間中のアクティブ領域の放射照度：星としてのスペクトルからの新しい洞察
| Title |
Active_Region_Irradiance_During_Quiescent_Periods:_New_Insights_from_Sun-as-a-star_Spectra |
| Authors |
Maria_D._Kazachenko,_Hugh_Hudson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02702 |
太陽活動領域（AR）は通常、休止期間中にどのくらいのエネルギーを放射しますか？これは、フレアとARのストレージとリリースモデルの基本的な問題ですが、現在のところ観察結果は不十分です。ここでは、太陽ダイナミクス天文台（SDO）のEUV変動実験（EVE）からの「Sun-as-a-point-source」スペクトルを使用して、進化するアクティブ領域の放射エネルギー損失の新しい推定値を提供します。EVEはAR分析に優れたスペクトル（5-105nm）および温度（2-25MK）のカバレッジを提供しますが、私たちの知る限りでは、空間分解能の欠如とソースの混乱の可能性のため、これらのデータはこの目的には使用されていません。ここでは、この問題を回避する方法を示します。ディスクに大きなAR11520が1つしか存在しない場合、EVEデータの時系列を分析します。静かな太陽のバックグラウンドを差し引くことで、ARのみからEUVの放射の寄与を推定します。1-300Aと天文標準のROSAT-PSPC、3-124A、通過帯域の平均AR放射照度と累積AR放射エネルギー損失を推定し、これらを光球を通しての磁気エネルギー注入率と、太陽サイクルの光度の変動と比較します。。ARの放射エネルギー損失は、光球での一般的な磁気エネルギー注入率の約100分の1ですが、大きなフレアに関連するボロメトリック放射エネルギーと比べて1桁またはそれ以上大きいことがわかります。この研究は、他の星に関するAR研究への扉を開く、EVEの太陽としての太陽観測を使用したAR熱特性の最初の詳細な分析です。
重力波と連星パルサー観測による非可換重力の探査
| Title |
Probing_Noncommutative_Gravity_with_Gravitational_Wave_and_Binary_Pulsar_Observations |
| Authors |
Leah_Jenks,_Kent_Yagi,_Stephon_Alexander |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09714 |
非可換重力は、通勤しないオペレーターに時空座標自体を昇格させることによって時空を量子化する自然な方法です。このアプローチは、例えば、量子重力の観点などから動機付けられています。非可換重力は、バイナリブラックホールマージイベントGW150914に対してテストされています。ここでは、このような以前の分析を拡張および改善し、（i）非可換性のために好ましい方向で行われた仮定を緩和し、（ii）LIGO/Virgoコラボレーションによって生成された後方サンプルを使用し、（iii）他の重力波イベントを考慮しますつまり、GW151226、GW170608、GW170814、GW170817、および（iv）バイナリパルサー観測を検討します。2番目のポストニュートン次数で非可換効果を含むケプラーの法則を使用して、重力波形の位相と周辺中心の歳差運動に対する補正を導き出します。重力波とダブルパルサーバイナリ観測を使用して、各バイナリの方向に関する優先フレーム方向の観点から、時空非可換テンソル$\theta^{0i}$の境界を見つけます。重力波の境界は、バイナリパルサーの境界よりも桁違いに強く、プランクの長さと時間で正規化された非可換テンソルは、1の次数になるように制約されています。
提案された進行中の実験の多くは、小規模構造（${\calO}（10^{-21}{\rmeV}）$）によって設定された限界に近い質量を持つアキシオン暗黒物質を検索します。私たちはこれらのモデルの後期宇宙宇宙論を考察し、冷たい暗黒物質のスペクトルと一致する物質-パワースペクトルを持つことをアクシオンに要求することは、可視セクターへのアクシオンカップリングの大きさを制約することを示します。これらの制限を現在および将来の実験的取り組みと比較すると、多くの検索には、初期宇宙でのアキシオンの配置方法とは無関係に、標準モデルフィールドへの異常に大きな結合を伴うアキシオンが必要であることがわかります。境界を緩和できるメカニズム、つまり、大きな電荷の導入、さまざまな形態の速度論的混合、時計仕掛けの構造、離散的な対称性を課すメカニズムを調査します。各ケースの明示的なモデルを提供し、検出可能な超軽量アクシオン暗黒物質を生成するための現象論と実行可能性を調査します。
粘性収縮宇宙のための宇宙の無毛定理
最初に収縮するすべての空間的に均一な直交ビアンキ宇宙論に対する宇宙の無毛定理が導き出されます。これは、そのようなすべての宇宙が、せん断粘性応力を含む空間的に平坦な等方性宇宙に漸近することを示しています。これは、収縮宇宙における等方化の新しいメカニズムを確立します。これは、効果的な超剛性状態流体、つまり圧力がエネルギー密度よりもはるかに大きいメカニズムを使用して、黄斑症のようなメカニズムに頼ることはありません。
重力波検出器の補助長チャネルによる超軽量ベクトル暗黒物質探索
| Title |
Ultralight_Vector_Dark_Matter_Search_with_Auxiliary_Length_Channels_of_Gravitational_Wave_Detectors |
| Authors |
Yuta_Michimura,_Tomohiro_Fujita,_Soichiro_Morisaki,_Hiromasa_Nakatsuka,_Ippei_Obata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02482 |
最近、重力波検出器の腕の空洞の振動長さの変化を測定することによって超軽量暗黒物質を探すことにかなりの注意が向けられています。重力波検出器は、腕の長さの変化を測定するのに非常に敏感ですが、暗黒物質の影響は腕の空洞のテストマスによくあるため、暗黒物質に対する感度は大幅に低下します。ここでは、パワーと信号のリサイクリングキャビティ長と微分マイケルソン干渉計の長さの変化を測定する補助長チャネルを使用することを提案します。補助干渉計は2つのアームキャビティよりも非対称であるため、暗黒物質に対する感度を高めることができます。私たちの方法を極低温重力波検出器に適用すると、質量が$7\times10^{-14}$eV未満の$U（1）_{BL}$ゲージボソン暗黒物質に対する感度が大幅に向上することを示しますKAGRA。サファイアテストマスと溶融シリカ補助ミラーを採用しています。KAGRAは、既存の干渉計を変更せずに、約$1.5\times10^{-14}$eVの質量で、1桁を超える未探索のパラメーター空間をプローブできることを示しています。
重力における逆問題の解決策のファミリー：計量の周りの理論の構築
| Title |
A_family_of_solutions_to_the_inverse_problem_in_gravitation:_building_a_theory_around_a_metric |
| Authors |
Arthur_G._Suvorov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02510 |
特定の計量がその理論における正確な真空解であるように、特定の非最小結合スカラー-テンソル理論を構築する方法が提示されます。重力ダイナミクスの研究における標準的なアプローチとは対照的に、アクションから始めて、次に運動方程式を解きますが、このアプローチでは、特定のジオメトリの周りに明示的な理論を構築できます。一般的な非カーヘアを持ついくつかのパラメーター化されたブラックホールジオメトリから始めて、理論の包括的なファミリがメトリックに正確に適合するように設計する方法を示します。
太陽圏画像観測に基づくアンサンブルモデリングを使用したCME到着予測
| Title |
CME_arrival_prediction_using_ensemble_modeling_based_on_heliospheric_imaging_observations |
| Authors |
Tanja_Amerstorfer,_J\"urgen_Hinterreiter,_Martin_A._Reiss,_Christian_M\"ostl,_Jackie_A._Davies,_Rachel_L._Bailey,_Andreas_J._Weiss,_Mateja_Dumbovi\'c,_Maike_Bauer,_Ute_V._Amerstorfer,_Richard_A._Harrison |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02576 |
この研究では、STEREOの太陽圏イメージャー（HI）による広角観測を利用したコロナ質量放出（CME）到着予測ツールを評価します。これらのイメージャの卓越した利点は、太陽の近くから1AU以上までのCMEの進化と伝播を観察できる可能性です。コロナグラフの観測のみに頼るのではなく、この機能を活用することで、今日のCME到着時間予測を改善できると考えています。HI観測（ELEvoHI）に基づくELlipseEvolutionモデルは、黄道面内のCMEの正面形状が楕円であると想定し、CMEが周囲の太陽風の速度に調整できるようにします。つまり、ドラッグベースです。ELEvoHIは、HIによって行われた観測と一致する特定の境界条件内でCMEの正面形状を変化させることにより、アンサンブルシミュレーションを実行するために使用されます。この作業では、2008年の終わりから2011年の初めの間にSTEREOがL4/5に近いときに発生した、明確に定義された15の分離されたCMEに対してハインドキャストを実行することにより、モデルのさまざまなセットアップを評価します。このように、使用するモデル設定に応じて、平均絶対誤差は$6.2\pm7.9$h〜$9.9\pm13$hです。ELEvoHIは、L5またはL1にあるHIを搭載する将来の宇宙天気任務のデータを使用するために指定されています。また、ほぼリアルタイムのSTEREO-AHIビーコンデータとともに使用して、STEREO-Aが太陽地球空間を観測している次の$\sim7$年間のCME到着予測を提供することもできます。
動的チャーン-サイモンズ-アキシオン重力における共鳴重力波
この論文では、ポントリアギン密度とアキシオン暗黒物質を介して結合されたスカラー場の同定により、動的なチャーン・シモンズ重力を考察し、重力波（GW）に対するパラメトリック共鳴の影響について議論します。コヒーレントに振動するアキシオンクラウド内のGWを検討すると、狭い周波数帯域でGWの大幅な共鳴増幅が発生し、増幅は入射波通過後の遅いエポックに制限されることが確認されます。また、アキシオン雲が自然にGWを放出する条件も特定します。アキシオン振動の空間位相分布のランダム性を考慮すると、コヒーレントの場合と比較して増幅が抑制されることがわかりますが、GWの大幅な増幅が発生する可能性があります。また、宇宙の歴史を踏まえながら、現在の宇宙でGWの増幅が可能かどうかを検証します。アキシオンがDMの主要なコンポーネントであるアキシオンDMモデルの標準シナリオでは、GW観測から共鳴増幅をテストすることが難しいことがわかります。ただし、アキシオンがDMのサブドミナントコンポーネントである場合、GWの共鳴増幅が観察される可能性のあるパラメーターウィンドウがあり、アキシオン雲の形成は、ハッブルレートがアキシオン質量よりはるかに小さくなるまで遅延されます。
