完成したSDSS-IV拡張バリオン振動分光調査：明るい赤色銀河サンプルにおける異方性ボイド-銀河相関関数からの形状と成長
| Title |
The_completed_SDSS-IV_extended_Baryon_Oscillation_Spectroscopic_Survey:_geometry_and_growth_from_the_anisotropic_void-galaxy_correlation_function_in_the_luminous_red_galaxy_sample |
| Authors |
Seshadri_Nadathur,_Alex_Woodfinden,_Will_J._Percival,_Marie_Aubert,_Julian_Bautista,_Kyle_Dawson,_St\'ephanie_Escoffier,_Sebastien_Fromenteau,_H\'ector_Gil-Mar\'in,_James_Rich,_Ashley_J._Ross,_Graziano_Rossi,_Mariana_Vargas_Maga\~na,_Joel_R._Brownstein,_Donald_P._Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06060 |
スローンデジタルスカイサーベイ拡張バリオン振動分光測量（eBOSS）データリリース16の明るい赤銀河サンプルとバリオン振動分光の高い赤方偏移テールを組み合わせて使用して、構成空間における異方性赤方偏移空間ボイド銀河相関の分析を提示します。調査データリリース12赤方偏移0.6と1.0の間のCMASSサンプル。流域のボイド検出アルゴリズムを適用してボイドの選択からバイアスを取り除く前に、再構成法を使用して銀河フィールドからの赤方偏移空間歪み（RSD）効果を元に戻します。次に、成長率$f\sigma_8$と幾何学的距離比$D_M/D_H$の相関関数の多極モーメントにジョイントフィットを実行し、$f\sigma_8（z_\mathrm{eff}）=0.356\を求めます。サンプルの有効な赤方偏移$z_\mathrm{eff}=0.69$でpm0.079$および$D_M/D_H（z_\mathrm{eff}）=0.868\pm0.017$。事後パラメーターの縮退は、同じデータに適用された銀河クラスター分析からのものと直交しており、$D_M/D_H$で達成された制約は大幅に厳しくなっています。同じサンプルのコンセンサス銀河BAOおよび全形状分析と組み合わせて、$f\sigma_8=0.447\pm0.039$、$D_M/r_d=17.48\pm0.23$および$D_H/r_d=20.10\を取得します。pm0.34$。これらの値は、$\Lambda$CDMモデルの予測とよく一致しており、銀河クラスタリングの結果を組み合わせた結果と比較して、それぞれ13％、23％、28％の不確実性の減少、または許容範囲内の全体的な55％の減少を表していますパラメータ空間のボリューム。
TDCOSMO V：強力なレンズ機能を備えたハッブル定数の正確で正確な測定のための戦略
| Title |
TDCOSMO_V:_strategies_for_precise_and_accurate_measurements_of_the_Hubble_constant_with_strong_lensing |
| Authors |
Simon_Birrer_and_Tommaso_Treu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06157 |
強いレンズ時間遅延は、他のプローブとは無関係にハッブル定数H$_0$を測定できます。レンズの放射状質量密度プロファイルに一般的に使用される形式を想定すると、2\％の精度は、宇宙マイクロ波背景からのH$_0$で緊張した7つの時間遅延コスモグラフィー（TDCOSMO）レンズで達成されました。ただし、半径方向の質量密度プロファイルを前提とせず、マスシートの縮退を打破するために恒星の運動学のみに依存している場合、7つのTDCOSMOレンズの現在のデータでは精度が8\％に低下し、H$を解決するには不十分です。_0$緊張。33個のスローンレンズACS（SLACS）レンズからの外部情報を追加すると、精度が5\％向上します。TDCOSMOレンズとSLACSレンズのデフレクターは、同じ母集団から取得されます。質量シートの縮退を打破する質量プロファイルの仮定に依存することなく、時間遅延宇宙撮影の精度を向上させる見通しを調査します。私たちの予測は、Birrerらによって導入された階層的なフレームワークに基づいています。（2020）。既存のサンプルとテクノロジーでは、7つのTDCOSMOレンズの空間分解された運動学を追加することにより、H$_0$の3.3\％の精度に到達できます。SLACSからの50個の非時間遅延レンズのキネマティクスと、StrongLensingLegacySurvey（SL2S）をさらに追加すると、精度が2.5\％に向上します。サンプルを40時間遅延レンズおよび200非時間遅延レンズに拡張すると、精度がそれぞれ1.5\％および1.2\％に向上します。時間遅延コスモグラフィーは、レンズ銀河の放射状質量プロファイルを仮定せずに、3〜5$\sigma$でハッブル張力を解決するのに十分な精度に到達できます。外部データセットの有無にかかわらずこの精度を取得することで、サンプルの一貫性をテストし、時間遅延および非時間遅延レンズのさらに大きな将来のサンプル（例：ルービン、ユークリッド、ローマ天文台から）に基づいてさらなる改善を可能にします。。
最適な1D Ly-$ \ alpha $フォレストパワースペクトル推定I：DESI-Liteスペクトル
| Title |
Optimal_1D_Ly-$\alpha$_Forest_Power_Spectrum_Estimation_I:_DESI-Lite_Spectra |
| Authors |
Naim_G\"oksel_Kara\c{c}ayl{\i},_Andreu_Font-Ribera_and_Nikhil_Padmanabhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06421 |
1DLy-$\alpha$フォレストフラックスパワースペクトル$P_{\mathrm{1D}}$は、典型的な銀河の調査よりも小さいスケールに敏感であるため、銀河間媒質の熱状態、ニュートリノ質量や新しい暗闇からの抑制に関係しています物質モデル。これは、新しい物理学を研究するための競争力のあるフレームワークとして浮上していますが、分析にはさまざまな課題や体系的なエラーも伴います。この作業では、$P_{\mathrm{1D}}$の最適な2次推定量を再検討します。これは、ピクセルマスキング、スペクトル内の時間発展、クエーサー連続体エラーなどの関連問題に対してロバストです。バンドパワーの離散性を軽減することでより多くの情報を抽出できるようにする、フィデューシャルパワースペクトルを導入することで、推定量をさらに改善します。私たちは合成DESIスペクトルに私たちの方法を細心の注意を払って適用し、推定量が各課題をどのように克服するかを示します。さらに、行ごとに3つの要素にフィッシャー行列を近似し、計算時間を60％削減する最適化スキームを適用します。5年のDESIデータを体系化なしで使用すると、$P_{\mathrm{1D}}$でパーセント精度を達成できることを示し、さまざまなスペクトル品質の予測を提供します。
おうし座分子雲の惑星の仲間と若い星の高解像度調査
| Title |
High-resolution_survey_for_planetary_companions_to_young_stars_in_the_Taurus_Molecular_Cloud |
| Authors |
A._L._Wallace,_J._Kammerer,_M._J._Ireland,_C._Federrath,_A._L._Kraus,_S._T._Maddison,_A._C._Rizzuto,_E._K._Birchall,_F._Martinache |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06065 |
大型望遠鏡の回折限界での赤外線の直接イメージングは、若い惑星系の特性のユニークなプローブです。惑星質量コンパニオンを検索するために、自然およびレーザーガイド星補償光学とケックII望遠鏡の近赤外線カメラ（NIRC2）を使用して、L'フィルターでおうし座の55の単一クラスIとクラスIIの星を調査します。リファレンススター微分イメージングとカーネルフェーズテクニックの両方を使用して、0.2インチから0.5インチを超える距離で約8等級の典型的な5シグマコントラストを実現します。新しいかすかな仲間は検出されませんが、HR8799アナログなどの広範囲に離れた巨大惑星の頻度は制限されます。ホットスタートモデルと、指数法則質量と準主軸指数がそれぞれ-0.5と-1の惑星分布を仮定すると、ターゲットの星の20％未満が、分離点で質量>2MJの惑星をホストすることがわかります>10AU。
NGC 147およびNGC 185のHST固有運動：軌道履歴と動的にコヒーレントなアンドロメダ衛星飛行機のテスト
| Title |
HST_Proper_Motions_of_NGC_147_and_NGC_185:_Orbital_Histories_and_Test_of_Dynamically_Coherent_Andromeda_Satellite_Plane |
| Authors |
Sangmo_Tony_Sohn,_Ekta_Patel,_Mark_A._Fardal,_Gurtina_Besla,_Roeland_P._van_der_Marel,_Marla_Geha,_Puragra_Guhathakurta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06055 |
$\sim8$年の時間ベースラインを持つマルチエポックHSTイメージングデータを使用して、M31の2つの衛星銀河である矮小楕円銀河NGC147およびNGC185の最初の適切なモーション（PM）測定を示します。銀河ごとに、HSTACS/WFCおよびWFC3/UVISから測定値の誤差加重平均を取り、PMを決定します。PMの最終結果は$（\mu_\mathrm{W}、\mu_\mathrm{N}）_\mathrm{N147}=（-0.0232、0.0378）\pm（0.0143、0.0146）\、\mathrm{NGC147の場合はmas}\、\mathrm{yr}^{-1}$、および$（\mu_\mathrm{W}、\mu_\mathrm{N}）_\mathrm{N185}=（-0.0242、0.0058）\pm（0.0141、0.0147）\、\mathrm{mas}\、\mathrm{yr}^{-1}$（NGC185の場合）。M31を中心としたNGC147の2次元運動方向は、その潮汐の尾。両方の銀河の3次元位置と速度は、共通のM31中心の座標系に変換され、数値軌道統合により、M31+NGC147+NGC185システムの組み合わせの詳細な軌道履歴を研究します。NGC147（NGC185）が$\sim70$kpc（70-260kpc）の距離で過去6Gyr以内にM310.3-0.5〜Gyr（$\gtrsim1.6$〜Gyr）に最も近い通路を持っていたことがわかります。NGC147/NGC185のペリセントリック時間は、銀河の周りに見られる潮汐の尾の有無と質的によく相関しています。私たちのPMは、NGC147、およびNGC185の軌道極は、程度は低いものの、アンドロメダの大平面（GPoA）の法線と不確実性の範囲内で一致することを示しています。これらは、元のGPoAメンバーとして識別された衛星の3次元角運動量ベクトルの最初の測定値です。私たちの結果は、GPoAが動的にコヒーレントなエンティティである可能性があるという仮説を強化します。NGC147とNGC185は連星銀河であるという以前の主張を再検討し、2つの銀河が重力によって互いに結合された可能性は非常に低いと結論付けています。
最初の光および再イオン化エポックシミュレーション（FLARES）II：高赤方偏移銀河の測光特性
| Title |
First_Light_And_Reionisation_Epoch_Simulations_(FLARES)_II:_The_Photometric_Properties_of_High-Redshift_Galaxies |
| Authors |
Aswin_P._Vijayan,_Christopher_C._Lovell,_Stephen_M._Wilkins,_Peter_A._Thomas,_David_J._Barnes,_Dimitrios_Irodotou,_Jussi_Kuusisto,_Will_Roper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06057 |
最初の光と再イオン化エポックシミュレーション（FLARES）で銀河の測光特性を示します。シミュレーションは、Reionistionのエポック（EoR）を通じて、高密度の範囲での銀河の進化を追跡します。新しい重み付けスキームでは、これらの密度を組み合わせて、周期的なシミュレーションボックスと比較して、観測された複合分布関数のダイナミックレンジを大幅に拡張します。FLARESは非常に多数の本質的に明るい銀河を予測します。これは、見通し内（LOS）消滅モデルを使用して、ダスト減衰を星間物質の金属含有量にリンクする単純なモデルを通じて説明できます。このモデルでは、$z\in[5,10]$のFLARES銀河のフォトメトリックプロパティを示します。紫外（UV）光度関数（LF）がすべての赤方偏移での観測と一致することを示します。関数はSchechterとdoubleのべき乗則形式に適合し、後者はFLARESコンポジットUVLFによってこれらの赤方偏移で支持されています。また、UVの連続的な勾配とUVの減衰の予測も示します。UVLFへの環境の影響も調査され、最も明るい銀河が最も密度の高い環境で形成されます。次に、銀河から生じるいくつかの顕著な星雲輝線の線の明度と同等の幅を示し、利用可能な観測と大まかな一致を見つけます。また、これらの赤方偏移で同等の寄与を見つけて、覆い隠されたおよび形成された星形成の相対的寄与を調べます。
光学的に薄い空間分解されたMg II発光マップは、電離光子の脱出をマッピングします
| Title |
Optically-Thin_Spatially-Resolved_Mg_II_Emission_Maps_the_Escape_of_Ionizing_Photons |
| Authors |
J._Chisholm,_J._X._Prochaska,_D._Schaerer,_S._Gazagnes,_A._Henry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06059 |
初期の星形成銀河は大量の電離光子を生成しました。これらの光子の一部は銀河内のガスから逃げて、宇宙全体を再イオン化しました。この脱出率は宇宙がどのように再イオン化されたかを決定するために重要ですが、中性銀河間媒体は高赤方偏移での脱出率の直接測定を不可能にします。脱出率の間接推定は、宇宙がどのように再イオン化されたかを説明する必要があります。ここでは、以前に観測されたエスケープ率6％の赤方偏移0.36銀河、J1503+3644からの共鳴MgII2800ダブレットの新しいKeckCosmicWebImager空間分解分光法を紹介します。MgIIの発光は、恒星の連続体と同様の空間範囲を持ち、MgIIの二重線のそれぞれは、単一のガウス分布によく適合しています。MgIIは光学的に薄いです。赤と青のMgII輝線ダブレットの固有のフラックス比$R=F_{2796}/F_{2803}$は、原子物理学によって2に設定されていますが、Mg$^+$ガスは見通し線に沿っていますMgII光学深度に比例して$R$を減少させます。金属性と組み合わせて、$R$は中性ガスのカラム密度を推定します。観測された$R$は銀河全体で0.8〜2.7の範囲であり、相対的なエスケープ率の2倍の空間変動を意味します。J1503+3644から逃れる電離光子はすべて、$R$の高い領域を通過します。MgII放出とダスト減衰を組み合わせて、10個のローカルLymanContinuum放出銀河の絶対脱出フラクションを正確に推定し、MgIIが再イオン化のエポック内の脱出フラクションを予測できることを示唆します。
かすかな銀河のかすかな星々：I.宇宙の超深度測光I超かすかな矮星銀河
| Title |
Faint_Stars_in_a_Faint_Galaxy:_I._Ultra_Deep_Photometry_of_the_Bo\"otes_I_Ultra_Faint_Dwarf_Galaxy |
| Authors |
Carrie_Filion,_Vera_Kozhurina-Platais,_Roberto_Avila,_Imants_Platais,_Rosemary_F.G._Wyse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06089 |
私たちは、超微弱な球状銀河の解像された恒星の個体群の新しい非常に深い画像の分析を示します。これらの新しいデータは、ハッブル宇宙望遠鏡でAdvancedCamerasforSurveys（WideFieldCamera）とこの銀河の低質量恒星初期質量関数を導出するプログラムの一部として、フィルターF606WおよびF814W（基本的にはVおよびI）を備えたワイドフィールドカメラ3（UVIS）。恒星測光を得るための2つのアプローチを比較および対比します。つまり、ePSFとDAOPHOTです。ACS/WFCデータからDAOPHOT測光で得られた色度図上の各星の位置に基づいて、ボーテスIの可能性のあるメンバーを特定します。有望なメンバーは、明るい放射速度のメンバーの星の分光データから導出された既知の金属分布を含むように選択された恒星アイソクロンの近くにあり、主系列のターンオフと一致しています。ボーテスI銀河の結果として得られる光度関数は、F814Wで27.4、F606W（ベガマグニチュードシステム）で28.2の50％完全性限界を持ちます。
低金属ガス雲における原始星系の円盤の断片化と寡頭時代の成長
広範囲の$0$-$10^{-3}\{\rmZ}_{\bigodot}$にわたるさまざまなガスの金属性に対する一連の高解像度流体力学シミュレーションを使用して、低金属性の星形成を研究します。私たちのシミュレーションは、非平衡化学と放射冷却に従って、現実的な元素アンダンスとダストサイズ分布を採用しています。崩壊する雲の断片化（雲の断片化;CF）と降着円盤の断片化（ディスクの断片化;DF）の条件を調べます。分子水素の形成を伴う急速なガス加熱によりCFが抑制されるのに対し、DFは、ガスの金属性に関係なく、ほとんどすべてのシミュレーションで発生します。また、降着円盤では、原始星系の成長は全体的に寡頭制であることがわかります。一次原始星はガスの降着によって成長し、二次原始星はらせん状の腕の相互作用または急速に回転する原始星の分裂によって形成されます。激しい断片化にもかかわらず、二次プロトスターの大部分は、他のプロトスターとの合併や潮汐破壊によって破壊されます。最初の断熱コア形成から数百年の間、いくつかの原始星のみがディスクで生き残り、原始星の総質量は$0.52$-$3.8\{\rmM}_{\bigodot}$です。
重力崩壊による対称性の破れの限界：Lin-Mestel-Shu不安定性の再検討
| Title |
Limitation_of_symmetry_breaking_by_gravitational_collapse:_the_revisit_of_Lin-Mestel-Shu_instability |
| Authors |
Tirawut_Worrakitpoonpon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06194 |
$N$体系の球形崩壊中の形状進化のトピックを再訪します。私たちの主な目的は、重力崩壊時に初期変動からの3軸性の増幅が有効であり、それを超えると無効になる臨界粒子数を調査することです。この目的のために、最初に等方性の速度分散を持ち、単純なべき乗則密度プロファイルを持つ粒子のシステムのLin-Mestel-Shu理論を開発します。まず、不安定な雲の場合、2つの相対する力とそれらの変動のバランスに対応する2つの半径を決定します。そのような半径は、密度の変動から非崩壊領域と3軸シードのサイズを決定します。最終状態の3軸の次数は、崩壊フェーズの前にどの半径が支配的であるかに依存し、コアとシステムの残りの自己矛盾のない形状進化の異なるスキームにつながると仮定します。したがって、2つの半径が等しい条件は、臨界粒子数を識別します。これは、初期状態のパラメーターの関数として表すことができます。数値計算では、ビリアル化された平坦化と初期の平坦化を比較することにより、このような臨界数を特定できます。これらの2つの量の違いは、指数が$[0,0.25]$の範囲にあるべき乗則密度プロファイルについてのみ、理論的予測と一致します。より高い指数の場合、結果は臨界数がシミュレートされた$N$の範囲を超えていることを示唆しています。初期の変動をさらに弱めるために、より高い$N$を必要とする、平坦化をさらに高める強い密度勾配に関連する追加のメカニズムがあると推測します。
重力波検出器LIGOとVirgoは、それらの電磁パートナー機能とともに、宇宙に関する情報を求める手口を変えました。最初に観測された中性子星の合併---GW170817---は、短いガンマ線バーストと中性子星の合併との関連および重い（rプロセス）元素の生成を確認しました。最近の理論的および観察的発展に基づいて、私は簡単に提示し、推測を議論します。つまり、短いガンマ線バーストと長いガンマ線バーストのコンパクトな降着円盤は、宇宙の重いrプロセス要素のほとんどを合成します。マルチメッセンジャー天文学の次の時代は、私たちがこの推測を検証または改ざんすることを可能にするかもしれません。
| Title |
Total_Energy_in_Supernova_Neutrinos_and_the_Tidal_Deformability_and_Binding_Energy_of_Neutron_Stars |
| Authors |
Brendan_Reed_and_C._J._Horowitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06108 |
超新星ニュートリノで放射されるエネルギーは、中性子星の重力結合エネルギーと密接に関連している基本的な量です。最近、中性子星の潮汐変形能は重力波観測によって制約されました。いくつかの状態方程式を検討することにより、潮汐変形能と中性子星結合エネルギーの間に強い相関関係が見られます。この相関関係を使用して、中性子星の結合エネルギーと超新星の全ニュートリノエネルギーの予測を鋭くします。$\sim1.5\times10^{53}$エルグの超新星で形成される中性子星の最小結合エネルギーを見つけます。超新星のニュートリノエネルギーがこの値を大幅に下回っている場合は、観測されていない新しい粒子が超新星エネルギーの一部を運んでいることを強く示唆します。あるいは、ニュートリノエネルギーが$\sim6\times10^{53}$エルグを超えて観測される場合、（おそらく驚くべきことに）巨大な中性子星の形成を強く示唆しています。
宇宙線の影響を含む気体円盤のパーカー・ジーンズ不安定性のダイナミクス
| Title |
Dynamics_of_the_Parker-Jeans_instability_of_gaseous_disks_including_the_effect_of_cosmic_rays |
| Authors |
Takuhito_Kuwabara_and_Chung_Ming_Ko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06117 |
磁化された自己重力気体ディスクにおけるパーカージーンズ不安定性への宇宙線の影響を、顕著な圧力のある質量のない流体として受け取られた宇宙線を使った3次元電磁流体力学（MHD）シミュレーションによって調べます。シミュレーションでは、磁場に沿った宇宙線の拡散が考慮されます。ディスクの初期構成は、（上部と下部の）高温コロナの間に挟まれた磁化された低温ガススラブです。我々は、いくつかのパラメータ体制において、宇宙線がフィラメントまたはクランプの形成に重要な役割を果たすことを示しています。ガススラブの厚さの特定の範囲では、宇宙線の拡散係数が、フィラメントが磁場に沿っているか、磁場に垂直であるかを決定する際に決定的な役割を果たします。システムに対する回転の影響も考慮します。
原始的ならせん磁場の探索
銀河間磁場（IGMF）における非ゼロヘリシティの存在は、それらの原始的な起源の明確なシグネチャとして示唆されています。以前の拡散フェルミLATガンマ線データの分析を2.5年から11年以上に拡張し、2.5年データのらせん磁場のヒントが統計的な変動であることを示します。次に、TeVガンマ線ブレイザーなどの個別の線源を使用して、らせん磁場の検出の見通しを調べます。シミュレーションでは、カスケード進化、IGMF、および検出器の解像度に現実的なモデルを採用することで、検出が困難であることがわかりました。
回転中性子スピン三重項超流動における渦格子
ギンツブルグランダウ極限では、回転中性子スピン三重項超流動体の特異コアのない可能性のあるテクスチャーが研究されています。これは、単位セル全体に渦が拡散して分布する非特異渦の格子で構成されます。この構造に伴う自由エネルギーの上限が見積もられており、その結果、回転中性子星のコアでは、通常の線形特異渦よりも非特異渦の方が好ましいことがわかりました。研究された中性子系の秩序パラメーターはユニタリークラスに属します。これは、検討中の超流動体にはスピン分極がなく、コアのない$^{3}$P$_{2}$渦には磁化がないため、渦による電子散乱が無効になることを意味します。同じ理由で、フラックスチューブによるピン止めも抑制されます。これは、超流動中性子星の流体力学に影響を与える可能性があります。
| Title |
Delta_baryons_and_diquark_formation_in_the_cores_of_neutron_stars |
| Authors |
German_Malfatti,_Milva_G._Orsaria,_Ignacio_F._Ranea-Sandoval,_Gustavo_A._Contrera,_Fridolin_Weber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06459 |
（i）重いパルサーの最大質量の観測された制限、（ii）連星中性子星の合体で放出された重力波から推定された潮汐特性に対する制約に照らして、冷中性子星のハドロンクォーク相転移を調査します、および（iii）NICERで観測された中性子星のホットスポットの観測から導出された質量と半径の制約。中性子星物質における$\Delta（1232）$バリオンの存在の可能性に特別な注意が向けられています。私たちの結果は、この粒子が中性子星のバリオンの大部分を占める可能性があり、そのため、そのようなオブジェクトの特性、特にそれらの半径に大きな影響を与える可能性があることを示しています。これは、部分的には、理論的に防御可能な広範囲の中間子-ハイペロン、SU（3）ESC08モデル、および中間子-$\Delta$結合定数の$\Delta$sの低密度の出現によって引き起こされます。2SC+s凝縮相で処理されたハドロン物質からクォーク物質への遷移は、質量ピークに非常に近い中性子星でのみ発生することがわかっています。それにもかかわらず、相転移がマクスウェルのような（鋭い）として扱われる場合、クォーク物質は星の全物質のかなりの部分を構成する可能性があります。その場合、重力質量ピークを超えて位置する中性子星は、重力崩壊に対して安定したままになります。この場合、重力崩壊に対する不安定性は、恒星系列の最大質量とは異なる新しい（末端）質量にシフトし、従来の分岐の中性子星と同じ重力質量を持つ安定したコンパクトな物体を生み出します。、半径は最大1km小さくなります。私たちの研究の状態方程式のすべてのモデルは、アナラ{\itetal。}によってごく最近確立された範囲内に快適に収まっています（NaturePhysics、2020）
ブラックホールシステムの準周期振動の原因となる放射成分の特定
| Title |
Identifying_the_radiative_components_responsible_for_Quasi-Periodic_Oscillations_of_black_hole_systems |
| Authors |
Akash_Garg,_Ranjeev_Misra,_Somasri_Sen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06468 |
準周期的振動（QPO）などの銀河ブラックホールシステムで観察される変動の動的な起源はまだ議論の余地がありますが、そのような挙動の原因となる放射成分の洞察は、エネルギー依存の時間的挙動を研究することで得られます。特に、最適な時間平均スペクトル成分のパラメーターのどの変化が、観測されたエネルギー依存の分数r.m.sとタイムラグを再現するかを確認する必要があります。ただし、意味のある解釈を得るには、標準のスペクトルコンポーネントパラメーターを物理的に関連するパラメーターに再キャストする必要があります。次に、それらの変動が引き起こすエネルギー依存の時間変動を予測し、観測値と比較する必要があります。この作業では、これを行う一般的な方法を説明し、AstroSatで観測されたブラックホールシステムGRS1915+105で観測された3〜4HzのQPOに手法を適用します。ここで、時間平均スペクトルは、切り捨てられたディスクと、内側の領域にある高温の熱コンプトン化コロナ。QPOとその高調波は、ディスク内の相関する局所降着率の変化、切り捨てられたディスク半径、光学的深さ、およびそれらの間に時間遅延があるコロナの加熱率の観点から説明できることがわかります。AstroSatおよびNICERからの高品質のスペクトルおよび時間データを使用して、変動の原因となる放射プロセスを解明するこのような技術の可能性を強調します。
Pierre Auger Observatoryを使用した$ 2.5 {\ times} 10 ^ {18} $
eVを超える宇宙線エネルギースペクトルの測定
| Title |
A_measurement_of_the_cosmic-ray_energy_spectrum_above_$2.5{\times}_10^{18}$_eV_using_the_Pierre_Auger_Observatory |
| Authors |
The_Pierre_Auger_Collaboration:_A._Aab,_P._Abreu,_M._Aglietta,_J.M._Albury,_I._Allekotte,_A._Almela,_J._Alvarez_Castillo,_J._Alvarez-Mu\~niz,_R._Alves_Batista,_G.A._Anastasi,_L._Anchordoqui,_B._Andrada,_S._Andringa,_C._Aramo,_P.R._Ara\'ujo_Ferreira,_H._Asorey,_P._Assis,_G._Avila,_A.M._Badescu,_A._Bakalova,_A._Balaceanu,_F._Barbato,_R.J._Barreira_Luz,_K.H._Becker,_J.A._Bellido,_C._Berat,_M.E._Bertaina,_X._Bertou,_P.L._Biermann,_T._Bister,_J._Biteau,_A._Blanco,_J._Blazek,_C._Bleve,_M._Boh\'a\v{c}ov\'a,_D._Boncioli,_C._Bonifazi,_L._Bonneau_Arbeletche,_N._Borodai,_A.M._Botti,_J._Brack,_T._Bretz,_F.L._Briechle,_P._Buchholz,_A._Bueno,_S._Buitink,_M._Buscemi,_K.S._Caballero-Mora,_L._Caccianiga,_L._Calcagni,_A._Cancio,_F._Canfora,_I._Caracas,_J.M._Carceller,_R._Caruso,_A._Castellina,_F._Catalani,_et_al._(325_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06486 |
$60^\circ$未満の天頂角で記録された215,030イベントに基づいて、$2.5{\times}10^{18}〜$eVを超えるエネルギーの宇宙線のエネルギースペクトルの測定値を報告します。この研究の重要な特徴は、エネルギーの推定値が、未知のハドロン物理学または一次質量組成に関する仮定から独立していることです。この測定はこれまで行われた最も正確なものであり、蓄積された露出が非常に大きいため、フラックスの測定は$5{\times}10^{19}〜$eVを超えるエネルギーを除いて、系統的な不確実性によって支配されます。主な結論は次のとおりです。（1）$5{\times}10^{18}〜$eV付近のスペクトルの平坦化、いわゆる「足首」が確認されています。（2）$5{\times}10^{19}〜$eV付近でスペクトルの急峻化が確認されています。（3）スペクトルで新しい機能が確認されました。足首の上の領域で、粒子束のスペクトルインデックス$\gamma$（$\proptoE^{-\gamma}$）が$2.51\pm0.03〜から変化します{\rm（stat。）}\pm0.05〜{\rm（sys。）}$to$3.05\pm0.05〜{\rm（stat。）}\pm0.10〜{\rm（sys。）}$変更前急激に$5.1\pm0.3〜{\rm（stat。）}\pm0.1〜{\rm（sys。）}$$5{\times}10^{19}〜$eVを超える（4）$8{\times}10^{18}〜$eVを超えて観測された異方性と一致する南半球からの穏やかな超過以外に、スペクトルが赤緯に依存する証拠は見つかりませんでした。
Pierre Auger Observatoryを使用した$ 2.5 {\ times} 10 ^ {18} $
eVを超える宇宙線のエネルギースペクトルの特徴
| Title |
Features_of_the_energy_spectrum_of_cosmic_rays_above_$2.5{\times}_10^{18}$_eV_using_the_Pierre_Auger_Observatory |
| Authors |
The_Pierre_Auger_Collaboration:_A._Aab,_P._Abreu,_M._Aglietta,_J.M._Albury,_I._Allekotte,_A._Almela,_J._Alvarez_Castillo,_J._Alvarez-Mu\~niz,_R._Alves_Batista,_G.A._Anastasi,_L._Anchordoqui,_B._Andrada,_S._Andringa,_C._Aramo,_P.R._Ara\'ujo_Ferreira,_H._Asorey,_P._Assis,_G._Avila,_A.M._Badescu,_A._Bakalova,_A._Balaceanu,_F._Barbato,_R.J._Barreira_Luz,_K.H._Becker,_J.A._Bellido,_C._Berat,_M.E._Bertaina,_X._Bertou,_P.L._Biermann,_T._Bister,_J._Biteau,_A._Blanco,_J._Blazek,_C._Bleve,_M._Boh\'a\v{c}ov\'a,_D._Boncioli,_C._Bonifazi,_L._Bonneau_Arbeletche,_N._Borodai,_A.M._Botti,_J._Brack,_T._Bretz,_F.L._Briechle,_P._Buchholz,_A._Bueno,_S._Buitink,_M._Buscemi,_K.S._Caballero-Mora,_L._Caccianiga,_L._Calcagni,_A._Cancio,_F._Canfora,_I._Caracas,_J.M._Carceller,_R._Caruso,_A._Castellina,_F._Catalani,_et_al._(325_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06488 |
$215,030$のイベントに基づく$2.5{\times}10^{18}$eVを超える宇宙線のエネルギースペクトルの測定値を報告します。新しい結果が表示されます。約$1.3{\times}10^{19}$eVで、スペクトルインデックスは$2.51\pm0.03\textrm{（stat。）}\pm0.05\textrm{（sys。）}$から$3.05\pm0.05\textrm{（stat。）}\pm0.10\textrm{（sys。）}$、$5.1\pm0.3\textrm{（stat。）}\pm0.1\textrm{（sys。）}$は$5を超えます{\times}10^{19}$eV。ただし、スペクトル機能の偏角への大きな依存は、アクセス可能な範囲では見られません。スペクトルのこれらの特徴は、エネルギー依存の質量組成を持つモデルで再現できます。$5{\times}10^{18}$eVを超える宇宙線のエネルギー密度は$（5.66\pm0.03\textrm{（stat。）}\pm1.40\textrm{（sys。）}）{\times}10^{53}〜$ergMpc$^{-3}$。
X線熱量計アレイの特性評価のためのシンプルでコンパクトな高解像度単色X線源
| Title |
Simple,_compact,_high-resolution_monochromatic_x-ray_source_for_characterization_of_x-ray_calorimeter_arrays |
| Authors |
M._A._Leutenegger_(1),_M._E._Eckart_(2)_S._J._Moseley_(1)_S._O._Rohrbach_(3)_J._K._Black_(4)_M._P._Chiao_(5)_R._L._Kelley_(1)_C._A._Kilbourne_(1)_and_F._S._Porter_(1)_((1)_Code_662,_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_Greenbelt,_MD_20771,_USA,_(2)_Lawrence_Livermore_National_Laboratory,_Livermore,_CA,_USA,_(3)_Code_551,_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_Greenbelt,_MD,_USA,_(4)_Rock_Creek_Scientific,_Silver_Spring,_MD,_USA,_(5)_Code_592,_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_Greenbelt,_MD,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06161 |
X線カロリメーターは通常、非常に高いスペクトル分解能を実現します。通常、半値全幅（FWHM）で数eVの全幅です。熱量計のライン形状の測定は、通常、ほとんどの実験室の校正ソースの自然な線幅によって支配されます。これは、機器のラインの広がりを統計的にサンプリングするために必要なデータ取得時間を複雑にし、ソースの固有のライン形状がよく知られていない場合、系統的な不確実性を追加する可能性があります。これらの問題に対処するために、チャンネルカットクリスタルを使用して、シンプルでコンパクトな単色X線源を構築しました。市販のX線管は、分散構成で整列した1組のチャネルカット結晶を照明して、X線管陽極材料の\kaoneラインを選択します。X線管を含む装置全体は、1人で簡単に持ち運ぶことができ、手動または機械的移動ステージを使用して配置できます。出力単色ビームは、分散方向に1倍の倍率でアノードスポットのコリメートされた画像を提供し（通常、ここで使用されるX線管では100〜200ドル\mu$m）、相互分散方向では焦点が合わされません。検出器面のソース画像が線として表示されるようにします。819$\mu$m平方ピクセルのHitomiSoftX-raySpectrometerの出力カウントレートを10カウント/秒/ピクセルと測定しました。5.4keV（1つの設計）と8.0keV（2つの設計）のエネルギーに対して、それぞれ0.125、0.197、0.086eVの実効FWHMエネルギー分解能を持つ異なるモノクロメータ設計を実装しました。これらは、最先端のX線カロリメータの最適なキャリブレーション測定に最適です。\crkaoneモノクロメータのエネルギー分解能の上限を5.4keVで0.7eVFWHMと測定しました。これは、0.125eVの理論的予測と一致しています。
惑星空間データインフラストラクチャによる太陽系データの価値の最大化
| Title |
Maximizing_the_value_of_Solar_System_data_through_Planetary_Spatial_Data_Infrastructures |
| Authors |
Jani_Radebaugh_(1),_Bradley_J._Thomson_(2),_Brent_Archinal_(3),_Ross_Beyer_(4),_Dani_DellaGiustina_(5),_Caleb_Fassett_(6),_Lisa_Gaddis_(3),_Sander_Goossens_(7),_Trent_Hare_(3),_Jay_Laura_(3),_Pete_Mouginis-Mark_(8),_Andrea_Na{\ss}_(9),_Alex_Patthoff_(10),_Julie_Stopar_(11),_Sarah_Sutton_(5),_David_Williams_(12),_Justin_Hagerty_(3),_Louise_Prockter_(11)_((1)_Brigham_Young_University,_Provo,_UT,_USA,_(2)_University_of_Tennessee,_Knoxville,_TN,_USA,_(3)_Astrogeology_Science_Center,_U._S._Geological_Survey,_Flagstaff,_AZ,_USA,_(4)_SETI_Institute,_NASA_Ames,_Mountain_View,_CA,_USA,_(5)_University_of_Arizona_Lunar_and_Planetary_Laboratory,_Tucson,_AZ,_USA,_(6)_NASA_Marshall_Space_Flight_Center,_Huntsville,_AL,_USA,_(7)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_Greenbelt,_MD,_USA,_(8)_School_of_Ocean_&_Earth_Science_&_Technology,_University_of_Hawaii,_Honolulu,_HI,_USA,_(9)_Deutsches_Zentrum_f\"ur_Luft-_und_Raumfahrt,_Germany,_(10)_Planetary_Science_Institute,_Tucson,_AZ,_USA,_(11)_Lunar_and_Planetary_Institute,_Universities_Space_Research_Association,_Houston,_TX,_USA,_(12)_School_of_Earth_and_Space_Exploration,_Arizona_State_University,_Tempe,_AZ,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06171 |
画像やモザイク、制御されたベースマップ、デジタル標高モデル（DEM）などの高次製品を含む、宇宙船から返される惑星の空間データは、NASA、その商用パートナー、その他の宇宙機関にとって非常に重要です。惑星空間データは、基本的な科学研究と持続的な惑星探査と運用に不可欠なコンポーネントです。PlanetaryDataSystem（PDS）は、これらのデータをアーカイブして提供するという重要な仕事を、ほとんどが未加工または校正済みの形式で実行し、高次ですぐに使用できる製品のサポートが少なくなっています。ただし、多くの惑星空間データは、一般の科学ユーザーが簡単にアクセスしたり使用したりすることができないままです。これは、生の初期状態から特定のスキルとツールを処理して解釈する必要があるためです。惑星の空間データを研究者や利害関係者がよりアクセスしやすく、利用できるようにすることが非常に重要です。惑星空間データインフラストラクチャ（PSDI）は、データ、ツール、標準、ポリシー、およびそれらを使用および利用する人々のコレクションです。PSDIは、惑星空間データの包括的なサポートシステムで構成されています。PSDI（1）データ取得のための効果的な計画を確立します。（2）より高次の製品を作成して使用可能にする。（3）正しいデータの取得、処理、提供（資金調達を含む）の長期計画を検討する。惑星空間データインフラストラクチャは、太陽系のすべての天体と主要地域に対して作成することをお勧めします。NASAは、惑星科学コミュニティからのガイダンスに従って、確立されたデータ形式の標準に従って、基礎製品およびフレームワーク製品を構築し、それらを使用してPDSIを構築し、すべての組織に適用する必要があります。PSDIの確立は、今後10年間、活発な調査または差し迫った調査の下にあるいくつかの場所、および将来の計画と現在の科学的分析のための他のすべての場所にとって重要です。
多様性の強さ：惑星科学で最も重要なオブジェクトとしての小さな物体
| Title |
Strength_In_Diversity:_Small_Bodies_as_the_Most_Important_Objects_in_Planetary_Sciences |
| Authors |
Laura_M._Woodney,_Andrew_S._Rivkin,_Walter_Harris,_Barbara_A._Cohen,_Gal_Sarid,_Maria_Womack,_Olivier_Barnouin,_Kat_Volk,_Rachel_Klima,_Yanga_R._Fernandez,_Jordan_K._Steckloff,_Paul_A._Abell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06411 |
小惑星、惑星形成の未使用の残り物は、惑星とその衛星（または時々単にそれらの通常の衛星）が考慮された後、それらが他のすべてであるという意味で惑星科学の残り物と間違われることがよくあります。この誤った見方は、小さな身体に見られる組成、歴史、現在の状況とプロセスの非常に多様性、およびそれらの研究の学際的な性質を無視しています。小惑星を理解することはフィールドとしての惑星科学にとって非常に重要です。惑星科学者と意思決定者には、科学に基づくミッションの選択を引き続きサポートし、小惑星が便宜上グループ化されている一方で、これらのオブジェクトの多様性が組成、質量、分化、進化、活動、動的状態、物理的構造、熱環境、熱履歴、および形成の用語は、主要な惑星とその衛星で観測された変動性を大幅に超えています。それらを交換可能なメンバーを持つモノリシックなグループとして扱うことは、彼らが取り組む一連の基本的な質問に重大な不正をもたらします。私たちは、この多様性を尊重する、ミッション、望遠鏡による観測、RとAの資金提供、学生サポートの深く継続的なプログラムを提唱しています。
X線による惑星系の研究：2020年の10年間の調査白書
| Title |
X-ray_Studies_of_Planetary_Systems:_A_2020_Decadal_Survey_White_Paper |
| Authors |
Jaesub_Hong,_Suzanne_Romaine,_Larry_Nittler,_Martin_Elvis,_Ian_Crawford,_Graziella_Branduardi-Raymont,_Lucy_Rim,_Scott_Wolk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06425 |
小惑星や月からの蛍光発光、彗星からの太陽風電荷交換、火星からの外気圏脱出、金星でのパイ中間子反応、土星でのスプライト照明、木星磁気圏でのイオプラズマトーラスなど、太陽系は驚くほど豊富で多様ですX線を放出するオブジェクト。多様な惑星体の構成は、惑星科学にとって基本的な関心事であり、ターゲット体と太陽系全体の形成と進化の歴史への手がかりを提供します。太陽X線またはエネルギーイオンによってトリガーされる蛍光X線（XRF）ラインは、原子エネルギーレベルに固有であり、発光体の元素組成の明確なシグネチャを持っています。これまでに惑星のオービターで使用されていたすべてのリモートセンシングXRF分光計は、達成可能な空間分解能が制限されたコリメートされた機器であり、多くはエネルギー分解能の低い古風なX線検出器を使用しています。集束X線光学系は、真の分光イメージングを提供し、天体物理ミッションで広く使用されていますが、現在まで、それらの質量と体積は、リソースが限られた現場の惑星ミッションには大きすぎます。BepiColomboX線装置（Fraseretal。、2010）、ミニチュアX線光学（Hongetal。、2016）で使用されるMicro-PoreOpticsなどのX線装置の最近の進歩、および放射線耐性の高いCMOSXX線センサー（例：Kenteretal。、2012）は、コンパクトでありながら強力な、真に焦点を絞ったX線イメージング分光計を実現します。そのような機器は、はるかに優れた空間分解能で惑星体の組成測定を可能にし、惑星科学に大きな新しい発見空間を開き、多様な惑星体の性質と起源の理解を大幅に高めます。ここでは、太陽系全体にわたる科学の重要な問題に対処するXRFの力の多くの例について説明します。
| Title |
A_magnetar_parallax |
| Authors |
H._Ding,_A._T._Deller,_M._E._Lower,_C._Flynn,_S._Chatterjee,_W._Brisken,_N._Hurley-Walker,_F._Camilo,_J._Sarkissian,_V._Gupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06438 |
XTEJ1810-197（J1810）は、ラジオパルスを放出することが確認された最初のマグネターであり、2003$-$2008のラジオブライトフェーズで広範囲にわたって研究されています。他の銀河マグネターと比較して比較的近くにあると推定されており、高磁場、マグネター速度、および銀河系外高速無線バーストへのもっともらしい接続の物理学のための有用なプロトタイプを提供します。2018年後半に無線波長でマグネターが再び明るくなると、非常に長いベースラインアレイを使用してJ1810で天文観測キャンペーンを再開し、1.3年間でJ1810の14の新しい位置をサンプリングしました。新しい観測値の位相キャリブレーションは、J1810を使用して上空で準同一直線上にある2つの位相キャリブレータを使用して実行されたため、結果として得られる天文学の精度を大幅に向上させることができました。新しい観測と2006年の2つのアーカイブ観測を組み合わせて、マグネターの適切な動きと基準位置を改善し、マグネターの最初の測定である年間幾何視差を測定しました。$0.40\pm0.05\、$masの視差は、J1810の最も可能性の高い距離$2.5^{+0.4}_{-0.3}\、$kpcに対応します。私たちの新しい天文測定結果は、J1810の$\約200\、\mathrm{km〜s^{-1}}$という驚異的な横方向の特異な速度を確認しています。これは、パルサー母集団の平均レベルにすぎません。マグネターの適切なモーションベクトルは、$\約70\、$kyr前の互換距離で超新星残骸（SNR）の中央領域を指しますが、直接の関連付けは、推定SNR経過時間が〜3kyrであるため好ましくありません。
以前に計算された微視的シミュレーションを使用した大規模な空気シャワーからの無線信号の合成
| Title |
Synthesis_of_radio_signals_from_extensive_air_showers_using_previously_computed_microscopic_simulations |
| Authors |
Matias_Tueros_and_Anne_Zilles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06454 |
無線信号による広範囲のエアシャワー（EAS）の検出は、最高のエネルギーでのニュートリノおよび宇宙線の研究のための最も有望な技術の1つになりつつあります。無線アレイとそれに関連する再構成アルゴリズムの設計、最適化、特性評価には、何万ものモンテカルロシミュレーションが必要です。現在利用可能なシミュレーションコードは、単一のシャワーによって生成される信号を計算するために数日かかる場合があり、妥当な時間内に、費用効果が高く環境に配慮した方法で必要なシミュレーションを生成することを不可能にします。この記事では、シャワーコアの周囲の任意のポイントで予想される信号（ピーク振幅だけでなくフルタイムトレース）を合成する方法について説明します。電波波面の署名機能を利用します。この方法は、3つの分極方向で、電界または電界に対するアンテナ応答に区別なく適用できます。合成された信号は、トリガー条件の評価、フルエンスの計算、またはシャワーの到来方向の再構築に使用でき、ラジオアレイとその関連の特性化と最適化に使用および再利用できるシミュレーションの単一ライブラリの生成を可能にしますそれ以外の場合は必要なCPU時間の1000分の1の部分に対する再構築方法。
熱くて重い星からの放射線駆動の定常状態の質量損失と風の運動量の新しい予測II。銀河とマゼラン星雲のO型星のグリッド
| Title |
New_predictions_for_radiation-driven,_steady-state_mass-loss_and_wind-momentum_from_hot,_massive_stars_II._A_grid_of_O-type_stars_in_the_Galaxy_and_the_Magellanic_Clouds |
| Authors |
R._Bj\"orklund,_J.O._Sundqvist,_J._Puls,_F._Najarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06066 |
質量損失率の信頼できる予測は、大質量星の進化の計算にとって重要です。私たちは、O型星の質量損失率と風運動量率の予測を提供し、光度や金属性などの恒星パラメータの関数としてこれらの風の振る舞いを注意深く研究することを目指しています。新しく開発された放射駆動風の定常モデルを使用して、Oスターのグリッドのグローバルプロパティを計算します。自己矛盾のないモデルは、放射加速度を計算するために、移動するフレームで完全なNLTE放射伝達を使用して、運動方程式の反復解法によって計算されます。さまざまな銀河環境の風を研究するために、グリッドは銀河と両方のマゼラン雲の主系列の星、巨人、超巨星をカバーしています。質量損失が光度と金属性の両方に強く依存していることがわかります。グリッド全体の平均値は$\dot{M}\simL_{\ast}^{2.2}$および$\dot{M}\simZ_{\ast}^{0.95}$ですが、明度が低い場合、金属性への依存度が高くなります。同様に、質量損失と光度の関係は、銀河よりもSMCの方がやや急です。さらに、計算されたレートは、恒星進化の計算で一般的に使用されるレートよりも体系的に低くなります（係数2以上）。全体的に、私たちの結果は、経験的な$\dot{M}$と$Z_\ast$のスケーリング関係、およびSMCでのO矮星の観測と、風群れを適切に説明するGalaxyでの観測とよく一致しています。私たちの結果は、光度と金属性の関数としての大規模なOスター星の質量損失率と風の運動量の単純な適合関係を提供し、$T_{\rmeff}=28000-45000$\、Kの範囲で有効です。$\dot{M}$が体系的に低いため、私たちの新しいモデルは、大質量星の進化シミュレーションでは新しい速度が必要になる可能性があることを示唆しています。
異常な太陽電波バーストの発生源としての終了ショック
2003年11月18日と2004年9月12日のフレアのセンチ波とデシメートル波の太陽電波スペクトル観測を使用して、メーター波でのバーストのような2つのタイプIIについて説明しました。無線バーストは、高周波数から低周波数への通常の周波数ドリフトが減速して停止し、低周波数から高周波数への周波数ドリフトが現れることを示しています。対応するフレアに関するすべてのデータの分析は、準立ちファストモードショック（終了ショック、TS）の形成の証拠を提供します。TSはエネルギー電子を生成することができ、硬X線放射の新しい発生源の出現と高速無線バースト（スパイク）、ファイバー、ゼブラ構造の生成を担当します。異常な周波数ドリフトのある電波放射帯域の発生源は、ポストフレアループの上部（下部TS）にあるか、噴出する隆起またはコロナ質量放出（CME、上部TS）に接続されています。太陽フレアの通常のプラズマパラメータの臨界マッハ数の推定値は、フレアイベントで容易に実現される1.3の値を示します。異常な無線バーストの生成に必要な条件は、太陽コロナのヘルメット型の磁気構造で発生する可能性があります。
$ \ mu $タウ協会：太陽から150個の場所にある60歳のCoevalグループ
| Title |
The_$\mu$_Tau_Association:_A_60_Myr-Old_Coeval_Group_at_150_pc_from_the_Sun |
| Authors |
Jonathan_Gagn\'e,_Trevor_J._David,_Eric_E._Mamajek,_Andrew_W._Mann,_Jacqueline_K._Faherty_and_Antoine_B\'edard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06139 |
[省略]大きなCas-Tau構造の一部であり、同居し、一緒に移動する太陽から$\sim$150pcにある若い星の新たに特定された$\mu$TauAssociation（MUTA）の分析を提示します。$\alpha$Perseiクラスター。GaiaDR2データとBANYAN$\Sigma$ツール（Gagn\'eetal。2018）を使用して500人を超える候補者メンバーを特定し、以下の経験的比較に基づいて、その人口について$62\pm7$Myrの年齢を決定しますそのカラーマグニチュードダイアグラムシーケンスは、他の近くの若い協会のものと並べられています。MUTAはKounkel＆Covey（2019）のTheia160グループに関連しており、LiuらのeTauグループに対応しています。（2020）。この分析の一部として、スペクトルテンプレートに基づく反復法を導入して、ガイアDR2測光の星間消光を正確に補正します。これは、その広い測光バンドパスのために必要です。MUTAのメンバーが予想される恒星活動の増加率と古い星に比べて速い回転率を示していること、および9つのG0からK3タイプのメンバーのリチウム換算幅の文献測定値が年齢決定と一致していることを示します。MUTAの現在の質量関数が、他の既知の近くの若い協会と一致していることを示します。WD0340+103は、わずか27万年前に惑星状星雲相を残したB2メンバーの熱くて巨大な白色矮星の残骸であると特定し、$60_{-6}^{+8}$Myrの独立した年齢制限を提示MUTA。
NGC 247銀河における新しい明るい青色変数の候補
| Title |
New_luminous_blue_variable_candidates_in_the_NGC_247_galaxy |
| Authors |
Y._Solovyeva_(1),_A._Vinokurov_(1),_A._Sarkisyan_(1),_K._Atapin_(5),_S._Fabrika_(1_and_2),_A._F._Valeev_(1),_A._Kniazev_(3_and_4_and_5),_O._Sholukhova_(1),_O._Maslennikova_(1)_((1)_Special_Astrophysical_Observatory,_Nizhnij_Arkhyz,_Russia,_(2)_Kazan_Federal_University,_Kazan,_Russia,_(3)_South_African_Astronomical_Observatory,_Cape_Town,_South_Africa,_(4)_Southern_African_Large_Telescope_Foundation,_Cape_Town,_South_Africa,_(5)_Sternberg_Astronomical_Institute,_Lomonosov_Moscow_State_University,_Moscow,_Russia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06215 |
ローカルグループ外の銀河でLBV星を検索します。ここでは、NGC247銀河における2つの明るい$H\alpha$ソースの研究を紹介します。オブジェクトj004703.27-204708.4（$M_V=-9.08\pm0.15^m$）は、よく研究されたLBV星に典型的なスペクトル線を示しています：PCygプロファイルを持つ水素とヘリウムHeIの広く明るい輝線、鉄FeII、シリコンSiII、窒素NIIおよび炭素CII、禁制鉄[FeII]および窒素[NII]ライン。オブジェクトの変動性は$\DeltaB=0.74\pm0.09^m$および$\DeltaV=0.88\pm0.09^m$であり、信頼できるLBV候補になります。星j004702.18-204739.93（$M_V=-9.66\pm0.23^m$）は、鉄FeIIの多くの輝線、禁制鉄線[FeII]、広い翼を持つ明るい水素線、および禁制線の酸素を示しています[OI]とカルシウム[CaII]は、星間物質に形成されました。この星の光度曲線の調査でも、明るさの大きな変動は明らかになりませんでした（$\DeltaV=0.29\pm0.09^m$）。星間吸収、光球温度、ボロメータの大きさの推定値$M_\text{bol}=-10.5^{+0.5}_{-0.4}$および$M_\text{bol}=-10.8^{を取得しました+0.5}_{-0.6}$、これはボロメータの光度$\log（L_\text{bol}/L_{\odot}）=6.11^{+0.20}_{-0.16}$および$6.24^{+に対応します0.20}_{-0.25}$は、j004703.27-204708.4およびj004702.18-204739.93に対してそれぞれ$。したがって、オブジェクトj004703.27-204708.4は信頼できるLBV候補のままですが、オブジェクトj004702.18-204739.93はB[e]-supergiantとして分類できます。
星雲のLAMOST中解像分光法調査における動径速度較正について
| Title |
On_the_radial_velocity_calibrations_in_the_LAMOST_Medium-Resolution_Spectroscopic_Survey_of_Nebulae |
| Authors |
Juan-Juan_Ren,_Hong_Wu,_Chao-Jian_Wu,_Wei_Zhang,_Jian-Jun_Chen,_Chih-Hao_Hsia,_Fan_Yang,_Chao_Liu,_Jian-Rong_Shi,_Yu-Zhong_Wu,_Hui_Zhu,_Bin_Li,_Zhong-Rui_Bai,_Hao_Tian,_and_Yong-Hui_Hou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06236 |
光輝線の正確な動径速度測定（つまり、[NII]${\lambda}{\lambda}$6548,6584、H${\alpha}$、および[SII]${\lambda}{\lambda}$6717,6731）は、星雲の運動学と動力学の特性を調査するために非常に重要です。大空エリアマルチオブジェクトファイバー分光望遠鏡（LAMOST）の第2段階の調査プログラムでは、星雲（MRS-N）のサブサーベイが始まり、銀河面近くの星雲の大きなサンプルの光輝線が分光的に観測されます。これまでに、2017年9月から2019年6月まで、15個のMRS-Nプレートが観測されています。MRS-Nの赤いバンドスペクトルに空の輝線を当てはめることに基づいて、波長キャリブレーションの精度を調査し、さまざまなプレートで$\sim$0.2から4km/sの動径速度（RV）の系統的な偏差があることを確認します。特に2018年3月に取得されたプレートの場合、RVの体系的な偏差は$\sim$4km/sに達する可能性があり、2018年の終わりと2019年1月に$\sim$0.2-0.5km/sに下がります。これらのMRS-Nプレートには、RV校正機能が提案されています。これにより、系統的偏差を同時に正常に校正し、RVの精度を向上させることができます。
SDO / HMIとGoode太陽望遠鏡のデータに基づく静穏太陽乱流の分析
太陽動的天文台（SDO）に搭載されたHelioseismicandMagneticImager（HMI）および近赤外線イメージング分光偏光計（NIRIS）で動作する磁力図を使用して、乱されていない光球の見通し磁場と磁気パワースペクトルを分析しました。ビッグベアー太陽観測所のグード太陽望遠鏡（GST）。NIRISのデータでは、直径200-400〜kmの薄いフラックスチューブと1000-2000〜Gの磁場強度の存在が明らかになりました。コロナホール、静かな太陽、およびプラージュ領域に対して決定されたHMIパワースペクトルは、10-20〜Mmから2.4〜Mmまでの幅広い空間スケールで、同じスペクトルインデックス-1を示します。これは、磁場生成の同じメカニズムが、乱されていない光球のどこでも動作することを意味します。最ももっともらしいのは局所乱流ダイナモです。HMIスペクトルと比較すると、NIRISスペクトルの-1.2勾配は、0.8-0.9〜Mmでのカットオフまで短い空間範囲にさらに拡大され、その後-2.2の急勾配の勾配が続きます。観測されたスペクトルとコルモゴロフタイプのスペクトルを比較することで、コルモゴロフ乱流カスケードが3.5〜0.3〜Mmのスケール範囲で観測された全磁気エネルギーの35\％を超えることはできないと推測できました。エネルギーの過剰は、乱されていない光球で観察される局所乱流ダイナモや磁気超拡散など、磁場生成の他のメカニズムに起因する可能性があり、コルモゴロフカスケードの速度を低下させて結果のスペクトルを浅くします。
Be星のTESS観測：一般的な特性と衝撃磁気回転子モデル
この研究では、「衝動磁気回転子」と呼ぶモデルに照らして、TESSセクター1から26のBeスターライトカーブの一般的な特性を研究します。441の古典的なBe星の73％が短周期変数であることがわかります。光度曲線は、相対振幅が変化する基本波と第1高調波によって支配される非コヒーレント周期によって特徴付けられます。測光基本周期から得られた赤道回転速度を投影回転速度と比較することにより、基本周期は回転周期と区別がつかないことが示されています。Be星と非Be星の予測回転速度と赤道回転速度の分布について説明します。測光期間から直接決定されたBe星の赤道回転速度を使用して、平均して、Be星は臨界速度の約0.66で回転することがわかります。この結果は、重力による暗化に関する仮定とは無関係です。Be星の回転振幅は有効温度とともに増加し、非Be星の回転振幅よりもかなり高いことが示されています。Be星と非Be星の振幅分布も大幅に異なります。特に興味深いのは、非Be星の回転振幅がA0からB5に大きく増加することです。これは、ライン駆動の風の重要性が高まっている結果であると思われます。おそらくBe星は、急速な回転によって質量損失が増加し、表面活動が最も大きい星です。
ケプラー測光による太陽のような振動の高温限界
有効温度が6000-10000Kの2347星のケプラーショートケイデンス測光を使用して、太陽のような振動の存在を検索しました。目的は、確率的対流励起メカニズムのホットエンドの位置を確立し、デルタScuti/ガンマDoradus不安定領域とどの程度重なるかを確立することです。シンプルだが効果的な自己相関法について説明します。これは、低振幅の太陽のような振動を検出することができますが、誤検出の重大なリスクがあります。最大振動パワーの周波数$\nu_{\rmmax}$の位置と、大きな周波数分離$\Delta\nu$は、6000Kより高温の167個の星で決定され、そのうち70個は新しい検出です。結果は、太陽のような振動の励起のホットエッジがデルタScuti/ガンマDoradus不安定ストリップに拡張しないように見えることを示しています。
ホットなメインシーケンススターのスポットとフレア
セクター1から24の約22000のケプラー星と約60000のTESS星は、変動性タイプに従って分類されています。すべてのスペクトルタイプの星の大部分は、予想される回転周期と一致する周期を持っているように見えます。AとB星の以前の分析は、これらの星が実際に回転変数であることを強く示唆しています。この論文では、初期のB星にも回転変調が存在することを示すのに十分なデータを蓄積しました。TESSAおよびBスターでフレアを検索すると、68スターで110フレアが検出されました。フレアエネルギーは、典型的なKおよびM矮星のものを少なくとも2桁超えます。これらの結果は、AおよびB星の恒星の脈動を説明する現在のモデルの深刻な困難とともに、放射エンベロープを持つ星の外層の現在の理解を修正する必要があることを示唆しています。
裏庭の世界で発見された極寒の褐色矮星のスピッツァー追跡調査：プラネット9市民科学プロジェクト
| Title |
Spitzer_Follow-up_of_Extremely_Cold_Brown_Dwarfs_Discovered_by_the_Backyard_Worlds:_Planet_9_Citizen_Science_Project |
| Authors |
Aaron_M._Meisner,_Jacqueline_K._Faherty,_J._Davy_Kirkpatrick,_Adam_C._Schneider,_Dan_Caselden,_Jonathan_Gagne,_Marc_J._Kuchner,_Adam_J._Burgasser,_Sarah_L._Casewell,_John_H._Debes,_Etienne_Artigau,_Daniella_C._Bardalez_Gagliuffi,_Sarah_E._Logsdon,_Rocio_Kiman,_Katelyn_Allers,_Chih-Chun_Hsu,_John_P._Wisniewski,_Michaela_B._Allen,_Paul_Beaulieu,_Guillaume_Colin,_Hugo_A._Durantini_Luca,_Sam_Goodman,_Leopold_Gramaize,_Leslie_K._Hamlet,_Ken_Hinckley,_Frank_Kiwy,_David_W._Martin,_William_Pendrill,_Austin_Rothermich,_Arttu_Sainio,_Jorg_Schumann,_Nikolaj_Stevnbak_Andersen,_Christopher_Tanner,_Vinod_Thakur,_Melina_Thevenot,_Jim_Walla,_Zbigniew_Wedracki,_Christian_Aganze,_Roman_Gerasimov,_Christopher_Theissen,_The_Backyard_Worlds:_Planet_9_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06396 |
私たちは、BackyardWorlds：Planet9市民科学プロジェクトで発見された95の極寒褐色矮星のスピッツァー追跡画像を提示します。これは、マルチエポックのWISE画像で視覚的に認識された動きを使用して、以前は認識されていなかった太陽の隣の恒星近傍を識別します。スピッツァー[3.6]〜[4.5]の色を測定して、褐色矮星の候補をフォトタイピングします。サンプル内で最も冷たく最も近いY矮星を特定することに重点を置いています。WISEとSpitzerastrometryの組み合わせにより、発見された75の横運動を定量的に確認できます。私たちの運動が確認されたオブジェクトの9つは、1インチ/年より大きい最適な直線運動を持っています。最も速く動く発見は、可能なT型サブドワーフであるWISEAJ155349.96+693355.2（総運動〜2.15インチ/年）です。また、白色矮星LSPMJ0055+5948（発見されたこのような4番目のシステム）に新たに発見されたワイドセパレーション（〜400AU）T8comovingコンパニオンと、白色矮星LSRJ0002+6357に後期Tコンパニオン候補を報告します。5.5フィートの投影分離（関連付けられている場合は〜8,700AU）。モーションが確認されたターゲットのうち、5つはスペクトルタイプYと最も一致するスピッツァー色を持っています。これらの5つのうち4つは例外的に赤いスピッツァー色を持ち、Y1以降のタイプを示唆しており、この特に価値のある低温の既知のオブジェクトの小さなサンプルにかなり追加します政権。私たちのY矮星の候補者は、Y矮星の集団の大部分と最も寒い既知の褐色矮星の間のギャップを埋め始めます。
質量ギャップにおける修正重力（MOG）と重中性子星
修正重力（MOG）理論を重力波バイナリマージャーGW190814に適用して、中性子星の修正Tolman-Oppenheimer-Volkoff方程式が質量$M=2.6-2.7M_\odot$を生成し、バイナリを可能にすることを示します。仮説の質量ギャップ$2.5-5M_\odot$で重中性子星として識別される二次成分。
中性子ボトルの異常に対する複合ソリューション
ボトルに閉じ込められた中性子の寿命の測定は、中性子ビーム実験で測定された寿命より一貫して短いです。トラップ電位が50neVと低く、中性子検出器がボトルの上部にのみ配置されている場合、この不一致は、中性子による暗黒物質のソフト散乱の結果である可能性があります。ただし、暗黒物質散乱の従来のモデルで観測された損失率を取得することは困難です。この現象は、暗黒物質の複合モデルで可能であることを示しています。この場合、ソフト散乱は、地球に捕捉されて蓄積された暗黒物質によるものです。このソリューションは、より多くの中性子検出器をトラップの周囲に配置することでテストでき、より良い角度範囲を提供します。トラップされた複合暗黒物質によるソフト散乱の現象論は一般的であり、この大きなクラスのモデルを検出するために追求できる新しい実験的方向を示唆しています。
| Title |
Mechanical_Quantum_Sensing_in_the_Search_for_Dark_Matter |
| Authors |
Daniel_Carney,_Gordan_Krnjaic,_David_C._Moore,_Cindy_A._Regal,_Gadi_Afek,_Sunil_Bhave,_Benjamin_Brubaker,_Thomas_Corbitt,_Jonathan_Cripe,_Nicole_Crisosto,_Andrew_Geraci,_Sohitri_Ghosh,_Jack_G._E._Harris,_Anson_Hook,_Edward_W._Kolb,_Jonathan_Kunjummen,_Rafael_F._Lang,_Tongcang_Li,_Tongyan_Lin,_Zhen_Liu,_Joseph_Lykken,_Lorenzo_Magrini,_Jack_Manley,_Nobuyuki_Matsumoto,_Alissa_Monte,_Fernando_Monteiro,_Thomas_Purdy,_C._Jess_Riedel,_Robinjeet_Singh,_Swati_Singh,_Kanupriya_Sinha,_Jacob_M._Taylor,_Juehang_Qin,_Dalziel_J._Wilson,_Yue_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06074 |
数多くの天体物理学的および宇宙論的観察は、暗黒物質、つまり目に見えるバリオン物質と非常に弱くしか相互作用しない質量密度の存在によって最もよく説明されます。この暗黒物質によって生成された非常に弱い信号を検索することは、新しい超高感度検出器技術の開発に大きな動機を与えます。大規模な機械システムの制御と読み出しにおけるパラダイムの進歩は、古典的および量子体制の両方において、前例のないレベルの感度を可能にしました。このホワイトペーパーでは、さまざまなカップリングメカニズムを使用して、さまざまなエネルギースケールで暗黒物質の検索を支援する、さまざまな固体機械センシングテクノロジーの潜在的な使用に関する最近のアイデアを概説します。
ホログラフィック宇宙論の再加熱と素粒子物理学のための$ \ Lambda $ -MSSM構造への接続
| Title |
Reheating_in_holographic_cosmology_and_connecting_to_$\Lambda$-MSSM_constructions_for_particle_physics |
| Authors |
Horatiu_Nastase |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06144 |
この論文では、非幾何学的ホログラフィック宇宙論レジームから、（摂動）インフレの場合の再加熱として知られている通常の放射支配（RD）宇宙論への遷移をモデル化します。3次元の場の理論と宇宙論での$\alpha'$修正を介して、交差するD6-ブレーンの任意のMSSM構造に簡単に移行でき、S-NS5-ブレーンを介して宇宙論的再加熱が続くことがわかります。さらに、観測された大きさの（真の）宇宙定数$\Lambda$を自然に取得できます。結果として生じる超対称性の破れは、現在観測されているエネルギーのすぐ外にあります。モデルは大きな（TeVスケール）余分な次元と整合性がありますが、小さい方が優先され、文字列スケールは一般的に低くなります。
非最小微分結合を伴うパラティーニ・ヒッグス膨張
| Title |
Palatini-Higgs_inflation_with_non-minimal_derivative_coupling |
| Authors |
Ioannis_D._Gialamas,_Alexandros_Karam,_Angelos_Lykkas,_and_Thomas_D._Pappas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06371 |
計量形式の枠組みでの標準的なヒッグスインフレの予測により、テンソルとスカラーの比$r\sim10^{-3}$が得られます。これは、近未来の実験で期待される精度$\sim10^{内に十分収まります。-4}ドル。パラティーニの定式化が採用されている場合、$r$の予測値は非常に抑制された$r\sim10^{-12}$となり、その結果、原始テンソル変動が検出されない可能性があるため、モデルのメトリックバリアントのみが除外されます。一方、パラティーニアプローチによって$r$に対して予測された非常に小さい値は、予見可能な将来に対する希望のない課題である観測との接触を構成します。この作業では、$m^{-2}（\phi）G_形式のインフロンとアインシュタインテンソルの間に一般化された非最小微分結合項を含めることでアクションを拡張することにより、この問題を解決する方法を提案します{\mu\nu}\nabla^{\mu}\phi\nabla^{\nu}\phi$。このような変更を加えると、パラティーニの予測が計量形式で得られたものと同等になり、モデルが近い将来の観測と接触するための十分な余地が提供されることがわかります。
