$ S_8 $の測定から暗黒物質を崩壊させるためのヒント
| Title |
Hints_for_decaying_dark_matter_from_$S_8$_measurements |
| Authors |
Guillermo_F._Abellan,_Riccardo_Murgia,_Vivian_Poulin,_Julien_Lavalle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09615 |
最近の弱いレンズ調査では、パラメータの組み合わせ$S_8\equiv\sigma_8（\Omega_m/0.3）^{0.5}$-8$h^{-1}$Mpcで物質変動の振幅を測定することの直接測定が明らかになりましたスケール-$\Lambda$CDMモデルを想定して、宇宙マイクロ波背景（CMB）データから再構築された値を持つ$\sim3\sigma$の不一致です。このレターでは、ダークマター（DM）が$\text{log}_{10}（\Gamma^{-1}/\text{Gyr}）の寿命で減衰する場合に、緊張を解決できることを示しています。=1.75_{-0.95}^{+1.4}$を1つの質量のない1つの質量の製品に変換し、残りの質量エネルギーの一部$\varepsilon\simeq0.7^{+2.7}_{-0.6}\％$を質量のないコンポーネント。大規模な娘が受け取った速度キックは、自由ストリーミングの長さを下回る重力クラスタリングの抑制につながり、それにより、同様の方法で、標準の$\Lambda$CDMモデルから推論された値と比較して、$\sigma_8$値が減少します。大規模なニュートリノと標準の暖かいDMに。後者のシナリオとは対照的に、電力抑制とフリーストリーミングスケールの時間依存性により、2体減衰DMシナリオは、CMB、バリオン音響振動、成長係数、未較正の超新星Iaデータに対応できます。DMモデルの構築、銀河系の小規模構造の問題、および最近のXenon-1Tの超過に対する影響について簡単に説明します。成長因子を$0\lesssimz\lesssim1$で高精度に測定する将来の実験では、このシナリオをさらにテストできます。
Press-Schechter原始ブラックホール質量関数とその観測制約
| Title |
Press-Schechter_primordial_black_hole_mass_functions_and_their_observational_constraints |
| Authors |
Joaquin_Sureda,_Juan_Magana,_Ignacio_J._Araya_and_Nelson_D._Padilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09683 |
エネルギー密度変動の崩壊による形成を考慮して、原始ブラックホール（PBH）の拡張質量関数を導出するために変更されたPress-Schechter（PS）形式を検討します。前記変動はガウス統計に従うと仮定され、それらは小さなスケールの青いスペクトルインデックスを持つ壊れたべき法則形式の原始パワースペクトルから取得されます。また、PBHの単色の質量分布を想定して導出されたPBH質量分率（全暗黒物質に対する）の既存の制約を、拡張PBH質量関数に適用可能な制約に変換する方法も開発します。この新しい方法は、特定の制約のある物理プロセス（たとえば、ビッグバン元素合成またはマイクロレンズ）の場合、制約されているPBH質量が可能な質量全体の有限範囲に対応するという事実を考慮に入れているため、拡張質量関数でエンコードされた総質量の割合。さらに、この方法は、たとえばブラックホール蒸発による質量関数の赤方偏移の進化も考慮します。新たに導出されたPS質量関数のパラメーター空間に制約を配置する方法を使用して、すべての暗黒物質をPBHで作成できる領域がパラメーター空間にあることを確認します。特に興味深いのは、広範囲の青色スペクトルインデックスの10^2次の太陽質量のM_*の領域です。これは、星の崩壊では説明が難しいLIGOによって検出されたブラックホールの質量に近いためです。
ナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡によるH $ \ alpha $ Galaxy Redshiftのシミュレーション調査におけるクラスタリング
| Title |
Clustering_in_the_Simulated_H$\alpha$_Galaxy_Redshift_Survey_from_Nancy_Grace_Roman_Space_Telescope |
| Authors |
Zhongxu_Zhai,_Chia-Hsun_Chuang,_Yun_Wang,_Andrew_Benson,_Gustavo_Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09746 |
ギャラクティカスを使用して作成された、ナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡の銀河赤方偏移調査である高緯度分光調査（HLSS）用に、現実的な2000度$^{2}$H$\alpha$銀河模擬カタログを$1<z<2$で提示します、半解析的銀河形成モデル、および高解像度宇宙N体シミュレーション。ギャラクシークラスタリングは、バリオン音響振動（BAO）と赤方偏移空間歪み（RSD）の測定を介して、暗黒エネルギーを調べて重力をテストできます。シミュレートされたローマHLSSデータとしての現実的なモック、およびEZmockを使用して作成された近似モックの大規模なセットを使用して計算された共分散行列を使用して、実際のデータの分析に使用されたのと同じ分析手法を使用して、BAOおよびRSD測定の予測精度と精度を調査します。ローマのH$\alpha$銀河調査だけでも、2\％の不確実性で角直径距離、3-6\％の不確実性でハッブルパラメーター、7\％の不確実性で線形成長パラメーターを測定できることがわかります。4つの赤方偏移ビン。私たちの現実的な予測は、暗黒エネルギーの性質を調査し、重力をテストすることにおけるローマ銀河調査の力を示しています。
EDGES 21cm信号に照らして相互作用する暗黒エネルギーと暗黒物質によるバリオンの散乱をプロービング
| Title |
Probing_Interacting_Dark_Energy_and_Scattering_of_Baryons_with_Dark_Matter_in_Light_of_EDGES_21cm_Signal |
| Authors |
Upala_Mukhopadhyay,_Debasish_Majumdar_and_Kanan_K._Datta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09972 |
EDGES実験では、当時の中性水素原子（HI）の21cm吸収線の輝度温度$T_{21}$に過剰な谷（$-500^{+200}_{-500}$mK）が観察されました宇宙の夜明け（$z\simeq17.2$）。観測された$T_{21}$の過剰な谷を説明するために、ダークマターとダークエネルギー流体の相互作用、およびダークマターとの衝突によるバリオン物質の冷却を検討します。3つの異なるダークマターダークエネルギー（DM-DE）相互作用モデルを利用して、EDGESの結果を説明する際にそれらのモデルの実行可能性を味わいます。ハッブルパラメータの進化はDM-DE相互作用によって変更され、これもこの作業で対処されます。これは、HI21cmの光学的深さとバリオン温度に影響を与え、$T_{21}$輝度温度に影響します。さらに、DM-DEの相互作用により、EDGESの結果を満足させるという観点から、さまざまな質量レジームとその実行可能性を備えたダークマターを探索できることがわかります。
予測された2ポイントおよび3ポイントの統計：非線形RSDの予測と緩和
| Title |
Projected_two-_and_three-point_statistics:_Forecasts_and_mitigation_of_non-linear_RSDs |
| Authors |
Oliver_Leicht,_Tobias_Baldauf,_James_Fergusson,_Paul_Shellard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10199 |
銀河の2点および3点クラスタリング統計と基礎となる物質分布の組み合わせは、宇宙論的パラメーターと迷惑パラメーターの間の縮退を壊す可能性があり、宇宙の構成とインフレーションのダイナミクスを説明するパラメーターに対する大幅に厳しい制約につながる可能性があります。ここでは、推定されたパラメーターのバイアスと、非線形赤方偏移空間の歪みの不正確なモデリングと、パワースペクトルおよび投影された銀河密度フィールドとレンズの収束のバイスペクトルとの関係を調べます。非線形赤方偏移空間の歪みは、銀河クラスタリングにおける主要な系統的不確実性の1つです。見通し線に沿った投影は、ラジアルモードを抑制し、非線形の赤方偏移空間の歪みと統計的不確実性によるバイアス間のトレードオフを可能にします。レッドシフトビンの数が変化するCMASSのような調査について、このバイアスとエラーのトレードオフを調査します。非線形の赤方偏移空間の歪みの改善されたモデリングにより、バイアスを制御するときに、より多くの放射状情報を回復できます。非線形の赤方偏移空間の歪みをモデル化しないと、ほとんどすべてのパラメーターのエラーバーが20％増加します。局所的な非ガウス性の振幅の情報損失は、スケールが大きい場合に最も抑制されるため、小さくなります。さらに、トモグラフィックビンの深さが10$h^{-1}$Mpcに削減された場合、3Dパワースペクトル情報の99％以上を回復できることを経験的に示しています。
ダークセクターの負の宇宙定数？
| Title |
A_negative_cosmological_constant_in_the_dark_sector? |
| Authors |
Rodrigo_Calder\'on,_Radouane_Gannouji,_Benjamin_L'Huillier,_David_Polarski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10237 |
私たちの宇宙の暗いセクターには、$\lambda$と呼ばれる負の宇宙定数が含まれている可能性を考慮しています。このようなモデルを実行可能にするには、ダークセクターに、加速加速率（$X$）の原因となる追加コンポーネントを含める必要があります。これらのモデルの展開履歴が、一致\lcdmモデルから逸脱していることを探ります。モデルの大規模なクラスの場合、加速された展開は一時的であり、モデルパラメータに重要な依存関係があります。$w_X>-1$のすべてのモデルは最終的に収縮し、最大値の近傍のスケール係数$a（t）$の分析式を導出します。また、$\lambda$と比較して塵状物質の密度が無視できる領域で、BigRipで終了するモデルのスケールファクターもわかります。特に、高い$H_0$を考慮に入れる場合、このようなモデルの実行可能性についてさらに取り上げます。非ゼロの$\lambda$の決定的な証拠は見つかりませんが、最高のモデルは、非ゼロ$\lambda$のより高い証拠を備えた赤方偏移$z\gtrsim1$のファントム動作で得られます。$h$の観測値が$0.70$より大幅に高い場合、その実行可能性の決定的なテストになります。
弾む宇宙の暖かく冷たい暗黒物質
最初の特異点から解放されているため、バウンス宇宙論はインフレの有望な代替手段として機能します。ただし、ポストバウンスフェーズ中のエントロピー生成はまだ不明です。この作業では、バウンスの直後に熱平衡で直接凍結できる、新たに発表されたDM候補（EQFIDM）を使用して、残留バウンスフィールド（RBF）のエントロピー生成崩壊プロセスを追跡します。具体的には、ジェネリックバウンスユニバース内のRBFのエントロピー生成減衰の9つの可能なタイプすべてを取得するためにモデルに依存しない形式を提示し、異なるタイプのエントロピー生成により、この新しい候補の粒子質量ができることを示します。サブkeVスケールからスーパーTeVスケールまでの範囲。線形物質スペクトルに関する現在のLyman-$\alpha$フォレストの観測では、4つのタイプが除外されていますが、残りの5つのタイプは、効果的なエントロピー生成を伴う暖かいおよび冷たいEQFIDM候補を示唆しており、現在の観測に対応しています。次に、RBFの性質を現在の観測によってどのように制約できるかを示し、小規模危機を緩和する際のEQFIDMの可能性を調査します。
宇宙の均一性の尺度としてのRenyiエントロピー
Renyiエントロピーを使用して、3次元空間分布の均一性をテストする方法を提案します。提案された方法を、均一ポアソン点過程の宇宙論的N体シミュレーションとモンテカルロシミュレーションからのデータに適用します。その方法が不均一性を効果的に特徴付け、そのような分布に存在する場合、均一性への遷移スケールを特定できることを示します。提案された方法は、現在および将来の世代の銀河赤方偏移調査における宇宙の均質性を研究するために使用することができます。
異方性複屈折に対するPlanck 2018の制約とCMB異方性との相互相関
| Title |
Planck_2018_constraints_on_anisotropic_birefringence_and_its_cross-correlation_with_CMB_anisotropy |
| Authors |
Alessandro_Gruppuso,_Diego_Molinari,_Paolo_Natoli_and_Luca_Pagano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10334 |
標準的な電磁気学のパリティを破った拡張は、宇宙の複屈折、伝播中の光子の直線偏光方向の真空回転を生成します。{\itPlanck}2018CMB偏光データを使用して、角度パワースペクトル$C_{\ell}^{\alpha\alpha}$によってモデル化された異方性複屈折と、CMB温度マップとの相互相関$C_{\ell}^{\alphaT}$、$\sim$15度より大きいスケール。スケール不変量の共同制限、$A^{\alpha\alpha}\equiv\ell（\ell+1）\、C_{\ell}^{\alpha\alpha}/2\pi$、相互相関の類似した振幅では、$A^{\alphaT}\equiv\ell（\ell+1）\、C_{\ell}^{\alphaT}/2\pi$。エラーバジェット内に複屈折の形跡はなく、$A^{\alpha\alpha}<0.104\、\mbox{[deg$^2$]}$、および$A^{\alphaT}=1.50^{が得られます+2.41}_{-4.10}\、\mbox{[$\mu$K$\cdot$deg]どちらも}95\％\mbox{CL}$にあります。後者の限界は、最近$H_{0}$緊張を緩和するために提案されたいくつかの初期の暗黒エネルギーモデルを制約する上で競争力があるようです。$A^{\alphaT}=0$で結合尤度をスライスすると、$A^{\alpha\alpha}$の境界は$A^{\alpha\alpha}<0.085\、\mbox{[でより厳しくなりますdeg$^2$]}$at95$\％\mbox{CL}$。さらに、$A^{\alpha\alpha}$の制約をファラデー回転の原因となる原始磁場の振幅の境界として再キャストし、$B_{1{\tiny\mbox{Mpc}}}<26.9$を見つけますnGおよび$B_{1{\tiny\mbox{Mpc}}}<24.3$nG、95$\％$CL周縁化された場合とスライスされた場合のそれぞれについて。
高速無線バーストの赤方偏移推定と銀河間磁場への影響
| Title |
Redshift_estimates_for_fast_radio_bursts_and_implications_on_intergalactic_magnetic_fields |
| Authors |
Stefan_Hackstein,_Marcus_Br\"uggen,_Franco_Vazza,_Luiz_F._S._Rodrigues |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10536 |
コンテキスト：高速無線バーストは、銀河系外起源のおそらくコンパクトな恒星源からの一時的な無線パルスです。新しい望遠鏡は1日に複数のイベントを検出するため、観測結果を解釈し、天体物理学および宇宙論の問題に関する推論を行うために、統計的手法が必要です。目的：基になるモデルの尤度推定値を取得するために、高速無線バースト観測値の確率推定値を使用する方法を提示します。方法：介在する銀河を含む、見通し線に沿ったすべての領域のモデルを考慮して、モンテカルロシミュレーションを実行して、分散測度、回転測度、および時間的広がりの分布を推定します。ベイジアン統計を使用して、これらの予測を高速無線バーストの観測と比較します。結果：ベイズの定理を適用することにより、銀河系外のDM$\gtrsim400$pccm$^{-3}$を使用した高速ラジオバーストの赤方偏移の下限が得られます。介在する銀河は、FRBcatのすべての高度に散乱した高速無線バーストを説明できないため、SGR1935+2154のようなマグネターよりも高密度で乱流の環境が必要であることがわかります。$\gtrsim10^3$のローカライズされていない高速無線バーストのサンプルと関連する銀河系外のRM$\geq1$radm$^{-2}$は、銀河間磁場の強度の現在の上限を改善できることを示しています。
SPT-SZとXMM-Newtonの同時観測による微細構造定数の変動に対する制約
| Title |
Constraints_on_variation_of_fine_structure_constant_from_joint_SPT-SZ_and_XMM-Newton_observations |
| Authors |
Kamal_Bora,_Shantanu_Desai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10541 |
南部で検出された赤方偏移範囲（$0.2<z<1.5$）の58個のSZ選択クラスターのサンプルを使用して、電磁微細構造定数（$\alpha\equive^2/\hbarc$）の変化を検索しますXMM-Newton観測所を使用したX線測定とともに、ポール望遠鏡。arXiv：1901.10947に続いて、統合されたCompto-ionizationとそのX線対応物の比率を観測値として使用して、$\alpha$の変化を検索します。$\alpha$の対数依存性を、赤方偏移の関数として検索します：暴走dilatonモデルによって予測された$\Delta\alpha/\alpha=-\gamma\ln（1+z）$。$\gamma$=$-0.046\pm0.1$であることがわかります。これは、$\alpha$が$1\sigma$内で赤方偏移で一定であることを示しています。また、同じクラスターサンプルを使用して、微細構造定数の双極子変動を検索します。そのような空間変動の証拠は見つかりません。
暖かいH2に富む太陽系外惑星の大気におけるかすみの形成
| Title |
Haze_Formation_in_Warm_H2-rich_Exoplanet_Atmospheres |
| Authors |
Chao_He,_Sarah_M._Horst,_Nikole_K._Lewis,_Xinting_Yu,_Julianne_I._Moses,_Patricia_McGuiggan,_Mark_S._Marley,_Eliza_M.-R._Kempton,_Caroline_V._Morley,_Jeff_A._Valenti,_and_Veronique_Vuitton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09700 |
今後数年間でオンラインになる新しい観測機能は、太陽系外惑星の大気を特徴付ける機会を提供します。しかし、雲や霞が多くの太陽系外惑星の大気に存在し、スペクトルの特徴の振幅を弱める可能性があります。実験室シミュレーションを使用して、800KでH2に富む太陽系外惑星の大気における光化学ヘイズの形成を調査します。ヘイズ粒子は、小さな粒子サイズ（20〜140nm）と比較的低い生成速度（2.4x10-5〜9.7x10-5mgcm-3h-1）の両方のシミュレーションされた雰囲気で生成されることがわかりますが、粒子サイズと生成率は、シミュレーション実験で使用される初期ガス混合物とエネルギー源に依存します。気相質量スペクトルは、複雑な化学プロセスがこれらの雰囲気で発生し、さらに反応してより大きな分子と固体ヘイズ粒子を形成できる新しいガス生成物を生成することを示しています。類似のC/O比（〜0.5）を持つ2つのH2リッチ雰囲気は、ヘイズ粒子サイズ、ヘイズ生成速度、ガス生成物が異なるため、大気中の元素存在量とその結合環境の両方が光化学に大きく影響する可能性があることを示唆しています。初期の混合ガスにはメタン（CH4）は含まれていませんが、有機ヘイズを生成するにはCH4が必要であると考えられています。ただし、異なる初期ガス混合物を使用した実験からのヘイズ生成率は、CH4が有機ヘイズの生成に必要でもなく、有機ヘイズ形成を促進する必要もないことを示しています。ガス生成物の多様性と相対収量は、COとN2がH2に富む雰囲気で化学反応を強化することを示しています。
自己重力ディスクにおけるダスト捕獲の観測的影響
| Title |
The_observational_impact_of_dust_trapping_in_self-gravitating_discs |
| Authors |
James_Cadman,_Cassandra_Hall,_Ken_Rice,_Tim_J._Harries,_Pamela_D._Klaassen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09826 |
自己重力ディスクの3D半解析モデルを提示し、ディスクのスパイラルアームにほこりをトラップするための処方箋を含めます。モンテカルロ放射伝達を使用して、これらのディスクの合成ALMA観測を生成します。そうすることで、私たちのモデルが観測予測を生成する能力があり、潜在的に自己重力ディスクの実際の画像データをモデル化できることを示しています。ALMAで観察可能なスパイラル構造を生成するディスクの場合、ディスクのダスト質量バジェットがミリメートルとセンチメートルサイズの粒子によって支配されている必要があります。粒子が粒子の断片化しきい値まで成長したディスクはこの基準を満たす可能性があるため、重力の不安定性の兆候が以前に示唆されたよりも低い質量のディスクで検出される可能性があると予測します。たとえば、ディスクとスターの質量比が$0.10$のディスクは、観測可能なスパイラルアームを駆動できることがわかります。粒子成長が発生していない、または粒子成長が粒子断片化しきい値をはるかに超えて進行しているディスクでは、下部構造を検出することが困難になります。ディスクの多波長観測と不透明度スペクトルインデックスの推定値を使用して、モデルを使用してダストトラップと粒成長に関する情報を取得する方法を示します。Elias27、WaOph6、IMLupシステムにディスクモデルを適用すると、十分な粒子成長が実際に発生した場合、重力の不安定性が3つのディスクすべてで観察された下部構造のもっともらしい説明であることがわかります。
南黄道半球のTESSフルフレーム画像におけるFGKMドワーフとサブジャイアントの周りを通過する惑星の検索
| Title |
A_search_for_transiting_planets_around_FGKM_dwarfs_and_sub-giants_in_the_TESS_Full_Frame_Images_of_the_Southern_ecliptic_hemisphere |
| Authors |
M._Montalto_(1,2),_L._Borsato_(2),_V._Granata_(1,2),_G._Lacedelli_(1,2),_L._Malavolta_(1),_E._E._Manthopoulou_(1,2),_D._Nardiello_(2,3),_V._Nascimbeni_(1,2),_G._Piotto_(1,2)_((1)_Universit\'a_di_Padova,_Padova,_Italy,_(2)_Istituto_Nazionale_di_Astrofisica,_Padova,_Italy,_(3)_Aix_Marseille_Univ,_CNRS,_CNES,_LAM,_Marseille,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09832 |
この作業では、南黄道半球のTESSフルフレーム画像（FFI）の976814FGKMドワーフとサブジャイアントスターの分析を紹介します。TESSFFIから最適化されたマルチセクター測光を抽出するために開発された新しいパイプライン、DIAmanteと、ランダムフォレストテクニックに基づく分類器を、一般的な偽陽性から妥当な通過惑星候補を区別するようにトレーニングしました。変動の原因を正しく特定できる確率を提供するために、新しい統計モデルが開発されました。私たちは、惑星の検索を空の最も混雑していない領域にある星に限定し、252が新しい検出である396の通過惑星候補を特定しました。候補者の半径分布は1R$\rm_{\oplus}$から2.6R$\rm_J$の範囲であり、中央値は1R$\rm_J$であり、期間分布は0.25日から105日の範囲で中央値は3.8です。日々。サンプルには、4つの長期候補（P>50日）が含まれ、そのうちの1つは新規で、64候補は10〜50日（42の新）の期間です。小さな惑星半径ドメイン（R<4R$\rm_{\oplus}$）では、39の候補が見つかり、そのうち15が新しい検出です。さらに、15の単一の通過イベント（14の新しいイベント）、新しい候補の多惑星システム、および既知のTOIの周りの新しい候補を提示します。{\itGaia}の動的制約を使用することにより、70のオブジェクトが二値性の証拠を示すことがわかりました。MASTポータルとExoFOPポータルを介して、分析したオブジェクトのカタログと、対応するライトカーブと診断図をリリースします。
潮汐破壊イベントが銀河の居住性に与える影響
潮汐破壊イベント（TDE）は、高エネルギー放射線の短いバーストの放出によって特徴付けられます。銀河系をプロキシとして使用し、TDEが銀河の居住性に及ぼす累積的な影響を分析します。TDEの間に放出されるX線および極端紫外線（XUV）放射が流体力学的脱出を引き起こし、生物学的損傷を引き起こす可能性があることを示します。大気中の脱出効率や銀河中心からの距離などの適切な変数を考慮することにより、TDEが銀河の居住性に与える影響は、アクティブな銀河核に匹敵することを示しています。特に、$\sim0.1$-$1$kpcの距離内にある惑星は、地球の年齢を超えて地球のような大気を失う可能性があり、それらの一部は$\gtrsim10^ごとに1回生物学的損傷を受ける可能性があることを示します4ドルTDEの潜在的な影響を強調することによって結論を出し、それらは内部銀河の居住性の将来の分析に考慮されるべきであると主張します。
ケプラー多重惑星システムの軌道間隔パターンについて
ケプラー宇宙ミッションは、複数の通過する惑星系で多数の太陽系外惑星を検出しました。以前の研究では、これらのケプラーの複数の惑星システムがシステム内均一性を示すこと、つまり、同じシステム内の惑星のサイズと相関する軌道間隔が類似していることがわかりました。ただし、観察バイアスによる選択効果の考えられる役割を考慮することが重要です。この論文では、フォワードモデリング手法を使用して観測バイアスを考慮した後、パターンの軌道間隔の側面を再検討します。ケプラーの複数の惑星システムの周期間隔の観点からの軌道間隔は、密に詰まったシステムでのみ有意に相関しており、相関から非相関への遷移は、平均周期比$\overline{PRの境界で急激です}$$\sim1.5-1.7$。この点で、軌道間隔のパターンは、全体的な相関というよりは二分法に似ています。さらに、そのような見かけの軌道間隔の二分法は、本質的に平均運動共鳴（MMR）に関連する二分法の投影であり、MMR二分法と呼んでいることがわかり、それ自体が惑星の移動と動的進化の自然な結果である可能性があります。
| Title |
'Oumuamua_as_a_Cometary_Fractal_Aggregate:_the_"Dust_Bunny"_Model |
| Authors |
J._X._Luu,_E._G._Flekk{\o}y,_and_R._Toussaint |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10083 |
最初の既知の星間オブジェクトである1I/2017U1'Oumuamuaは、その起源が依然として多くの議論の対象となっているような異常な特性を示しました。「オウムアムア」の特性は、断片化されたエキソオールト雲彗星の内部コマに形成されたフラクタルダスト集合体（「ダストバニー」）の特性として説明できると提案します。このような断片は、ダスト粒子を蓄積することにより降着サイトとして機能し、フラクタル集合体を形成する可能性があります。フラクタルの集合体は、流体力学的ストレスにより、最終的にフラグメントから分離します。それらの低密度と希薄に束縛された軌道により、これらの彗星フラクタル集合体のほとんどは、放射圧によって星間空間に放出されます。
月の二次クレーターと推定されるエジェクタブロックサイズは、スケール依存の断片化傾向を明らかにします。
| Title |
Lunar_Secondary_Craters_and_Estimated_Ejecta_Block_Sizes_Reveal_a_Scale-dependent_Fragmentation_Trend |
| Authors |
Kelsi_N._Singer,_Bradley_L._Jolliff,_William_B._McKinnon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10132 |
惑星の衝突イベントは、大量の表面物質を放出します。クレーター掘削プロセスを研究することは困難であり、特に個々の噴出物の断片の詳細はよく理解されていません。惑星マッピングの関連する永続的な問題は、特定のクレーターが一次衝撃（小惑星または彗星）の結果であるか、それとも噴出片によって作成された二次クレーターであるかです。6つの月の二次クレーターフィールド（オリエンターレ、コペルニクス、ケプラーを含む）のマッピングと統計分析を使用して、これらの問題に3つの新しい制約を提供します。、2）これらの二次粒子を形成した噴出物の破片のサイズと速度の推定、および3）脱出速度で噴出された破片のサイズの推定。この分析を通じて、噴出物のサイズと速度の分布におけるスケールに依存する疑いのある傾向を確認し、拡大しました。イジェクタフラグメントの最大サイズは、より大きな一次衝撃（小さい一次衝撃と比較して）の放出速度の増加に伴って、より急激に低下します。具体的には、ベキ法則を使用して特定の噴出速度の最大噴出物サイズを特徴付け、速度指数がここで調査した一次クレーターの範囲（直径0.83〜660km）で約-0.3〜-3の間で変化することを確認します。木星の衛星であるエウロパとガニメデのデータは、氷の表面についても同様の傾向を確認しています。この結果は、インパクト時のグレイディキップフラグメントまたは破片の形成に関する分析理論では予測されておらず、このスケール依存効果を説明するために、さらなるモデリング調査が必要であることを示唆しています。
冥王星とカロン、地形の年齢推定に影響を与えるクレーター
冥王星の地形は、特定可能なクレーターのない領域からクレーターの多い地形まで、さまざまなクレーターの保持年代を示しています。このクレーター密度の変化は、冥王星の歴史全体で起こっている地質活動と、外因性および内因性プロセスの両方を含むさまざまな表面再生スタイルと一致しています。時間の経過に伴う影響フラックスとクレーター率の推定値を使用すると、冥王星の非常にクレーターの多い地形は、比較的古く、4Gaまたはそれ以上であるように見えます。非公式にVulcanPlanitiaと名付けられたCharonの滑らかな平野は、初期の表面再形成を経験しましたが、VulcanPlanitiaには比較的高い空間密度のクレーターがあり、ほとんどすべてのタイプの火山または構造の特徴がオーバープリントされています。バルカンプラニティアとカロンの北部の地形の両方も、4Ga以上の古代と推定されています。冥王星とカロンのクレーターも、サイズ頻度分布（SFD）に明確な切れ目が見られ、直径が約10〜15km未満のクレーターは、この切れ目直径より大きいクレーターよりも浅いSFDべき乗則勾配を持っています。冥王星とカロンのこのSFD形状は、地球の月で観測されたものとは異なり、カイパーベルトインパクターSFDに小惑星ベルトの形状とは異なる形状を与えます。
地球の極域流出の、始祖半ばから現在までの進化
| Title |
Evolution_of_the_Earth's_Polar_Outflow_From_Mid-Archean_to_Present |
| Authors |
K.G._Kislyakova,_C.P._Johnstone,_M._Scherf,_M._Holmstr\"om,_I.I._Alexeev,_H._Lammer,_M.L._Khodachenko,_M._G\"udel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10337 |
地球上の居住可能な条件の発達は、大気の脱出によって強く影響されるその大気の進化と密接に関連しています。現代の地球の主要な脱出メカニズムであるオープンフィールドラインバンドルからの極性イオン流出の進化を調査します。直接シミュレーションモンテカルロ（DSMC）シミュレーションを実行し、3ギガ年前（Ga）から始まり、現在の大気組成を仮定して現在までの地球のオープンフィールドラインバンドルからの脱出率の上限を推定します。GreatOxydationEvent（GOE）の直後の状態を説明するために、酸素の混合比率を1％と15％に抑えて、さらに2つのシミュレーションを実行します。3ギガ年前の極域流出による最大損失率は、酸素に対して$3.3\times10^{27}$s$^{-1}$および$2.4\times10^{27}$s$^{-1}$と推定しますと窒素、それぞれ。総積分質量損失は、酸素と窒素の場合、それぞれ現代の大気の質量の39％と10％に相当します。私たちの結果によると、考慮された期間の極流出を支配した主な要因は、太陽のXUV放射の進化と大気の組成です。地球の磁場の進化はそれほど重要ではありません。現在の組成の大気は極流出により脱出に耐えることができますが、脱出を減らすためには3.0と2.0〜Gaの間のより高いレベルのCO$_2$がおそらく必要であると結論付けます。
惑星胚形成と遊星形成のリンクI：地球惑星帯における遊星表面密度の影響
| Title |
Linking_planetary_embryo_formation_to_planetesimal_formation_I:_The_impact_of_the_planetesimal_surface_density_in_the_terrestrial_planet_zone |
| Authors |
Oliver_Voelkel,_Rogerio_Deienno,_Katherine_Kretke,_Hubert_Klahr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10432 |
惑星の胚の成長時間スケールとその形成プロセスは、惑星系がどのように形成および発達するかを理解するために不可欠です。彼らは、星間円板のライフステージ中の後続の成長メカニズムを決定します。衝突成長と動的に形成される100kmサイズの遊星の断片化を介して、惑星胚のタイムスケールと空間分布を定量化します。私たちの研究では、粘性ディスクの進化と微惑星形成の形成タイムスケールは、地球の惑星帯における惑星胚の形成にリンクされています。粘性ガスの進化、ほこりと小石のダイナミクス、および小石フラックスで制御された微惑星形成の1次元モデルをN体コードLIPADに接続します。私たちのフレームワークにより、粘性円盤の最初の100万年の間、直径100kmの初期サイズの微惑星の形成、成長、断片化、進化を研究することができます。私たちの研究は、惑星の胚形成の優先的な場所とタイムスケールに対する微惑星表面密度の進化の影響を示しています。局所的な惑星表面密度の進化に基づく胚形成のための1次元の分析的に導出されたモデルが提示されます。このモデルは、N体シミュレーションの計算コストの一部で、空間分布、形成率、および惑星胚の総数を再現します。地球の惑星ゾーンでの惑星の胚の形成は、微惑星の形成と同時に起こります。寡頭制体制における局所的な惑星の表面密度の進化と惑星の胚の軌道間隔は、惑星の胚形成を分析的にモデル化するための制約として適切に機能します。私たちの胚形成モデルは、惑星形成に関する将来の研究において貴重な資産となるでしょう。
惑星胚形成と遊星形成IIのリンク：地球型惑星帯における小石の降着の影響
| Title |
Linking_planetary_embryo_formation_to_planetesimal_formation_II:_The_impact_of_pebble_accretion_in_the_terrestrial_planet_zone |
| Authors |
Oliver_Voelkel,_Rogerio_Deienno,_Katherine_Kretke,_Hubert_Klahr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10442 |
惑星のコアに小石が付着することは近年広く研究されており、惑星の成長に非常に効果的なメカニズムであることがわかっています。ほとんどの研究では、シミュレーションの初期条件として惑星コアを想定していますが、これらのコアがどのように、どこで、いつ形成されるかという問題は、しばしば無視されます。形成段階の小石付着の影響と、その後の惑星周回期の円盤進化の初期段階における惑星胚の進化を研究します。そうすることで、ディスクの堅実な進化に基づいて、惑星の胚形成のタイムスケールとローカル依存性を定量化することを目指しています。固体の進化と小石のフラックスによって制御された微惑星形成の1次元2母集団モデルをN体コードLIPADに接続します。私たちの研究では、粘性的に進化する円盤の最初の100万年の惑星の衝突と小石の降着による、直径100kmの初期サイズの惑星の成長に焦点を当てています。100万年後の全遊星質量、遊星ディスクの面密度プロファイル、放射状の小石フラックス、および小石の降着の可能性を変化させる18の異なるN体シミュレーションを比較します。小石の付着により、胚の形成は少なくなりますが、かなり大きな胚が形成されます。可能な胚形成の領域は、小石の付着によって弱く影響され、最も内側の胚は、小石の付着が無視されるシミュレーションと比較してわずかに早く形成される傾向があります。小石の降着は、地球型惑星領域でのスーパーアースの形成を強く増強しますが、より遠い距離での胚の形成は増強しません。
| Title |
Exoplanet_Validation_with_Machine_Learning:_50_new_validated_Kepler_planets |
| Authors |
David_J._Armstrong,_Jevgenij_Gamper,_Theodoros_Damoulas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10516 |
これまでに知られている〜4000個の太陽系外惑星の30％以上が「検証」を使用して発見されており、偽陽性（FP）の非惑星シナリオから生じる通過の統計的可能性が計算されます。これらの検証済みの惑星の大部分について、ベスパアルゴリズムを使用して計算が実行されました（Mortonetal。2016）。ベスパの長所と短所に関係なく、既知の惑星のカタログが単一の方法に依存しないことが非常に望ましいです。機械学習アルゴリズム、特に他のモデルで強化されたガウスプロセス分類器（GPC）を使用して、可能なFPシナリオの事前確率を組み込んだ確率論的惑星検証を実行する方法を示します。ケプラーしきい値超過イベント（TCE）カタログで確認済みの惑星をFPから分離すると、GPCはサンプルあたりの平均ログ損失0.54を達成できます。私たちのモデルは、該当する審査メトリクスが計算されると、数千の目に見えない候補を数秒で検証でき、多数の観測対象が自動化アルゴリズムの使用を必要とするアクティブなTESSミッションで動作するように適応できます。この方法論の制限と注意事項について説明し、考えられる障害モードを考慮した後、50ケプラー候補を惑星として新たに検証し、最新の恒星情報を使用してvespaで検証することで検証を検証します。ベスパとの不一致に関しては、他の多くの候補者に発生しますが、それらは通常、モデルを支持して解決します。このような問題がある場合、差異が完全に理解されるまで、どちらかの方法で単一メソッドの惑星検証を使用しないように注意します。
Abell 1758の2つのクラスターを接続する巨大な無線ブリッジ
| Title |
A_giant_radio_bridge_connecting_two_clusters_in_Abell_1758 |
| Authors |
A._Botteon,_R._J._van_Weeren,_G._Brunetti,_F._de_Gasperin,_H._T._Intema,_E._Osinga,_G._Di_Gennaro,_T._W._Shimwell,_A._Bonafede,_M._Br\"uggen,_R._Cassano,_V._Cuciti,_D._Dallacasa,_F._Gastaldello,_S._Mandal,_M._Rossetti,_H._J._A._R\"ottgering |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09613 |
銀河クラスター間の衝突は、乱流と衝撃によってクラスター内媒体（ICM）の膨大な量のエネルギーを散逸させます。その過程で、電波ハローや遺物の形でMpcスケールの拡散シンクロトロン放射が形成される可能性があります。ただし、衝突の非常に早い段階についてはほとんどわかっていません。53MHzから1.5GHzまでの深い電波観測を使用して、$\sim2$Mpc離れた事前結合銀河クラスターA1758NとA1758Sを調べました。以前の研究で暫定的にのみ報告された2つのシステムを接続する巨大な電波放射の橋の存在を確認します。これは、クラスタペアでこれまでに観測された2番目の大規模無線ブリッジです。ブリッジは、144MHzのLOFAR画像ではっきりと見え、53MHzで暫定的に検出されています。その平均電波放射率は、A1758NおよびA1758Sの電波ハローよりも1桁以上低くなっています。興味深いことに、橋の電波とX線の放出は相関しています。私たちの結果は、ICMの非熱的現象は、落下するシステム間の圧縮ガスの領域でも発生する可能性があることを示しています。
ugrizYJHK測光赤方偏移によって補足された0.04
| Title |
Compact_galaxies_and_the_size-mass_galaxy_distribution_from_a_colour-selected_sample_at_0.04_ |
| Authors |
Ivan_K._Baldry,_Tricia_Sullivan,_Raffaele_Rani,_Sebastian_Turner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09625 |
サイズ-質量銀河分布は、銀河進化の主要な診断です。巨大なコンパクト銀河は、星形成の高赤方偏移相の潜在的な残存遺物として特に興味深いものです。赤方偏移が低いコンパクト銀河の一部は、SDSSイメージングではほとんど解決されない可能性があり、銀河サンプルには含まれていません。これを克服するために、SDSSとUKIDSS測光の9バンドの組み合わせからサンプルが選択され、r<17.8になりました。これは2つの段階で行われました。最初に色と色の選択を使用し、次にスケーリングされたフラックスマッチング（SFM）を使用して正確な測光赤方偏移を取得しました。分光学的赤方偏移と比較して、SFMは、わずか0.3％の外れ値（|Dln（1+z）|>0.06）で0.0125の1シグマ散乱を取得しました。spec-zとphoto-zの組み合わせを使用して、2,300deg^2で0.04<z<0.15の163186銀河のサンプルが取得されました。Barroetal。に続いて、logS_1.5=logM_*-1.5logr_50を使用して、巨大コンパクト銀河の完全性と数密度を評価しました（logM_*>10、logS_1.5>10.5）。通常のサイズの銀河の92％に比べて、コンパクトな銀河の分光学的完全性は76％でした。この違いは主にSDSSファイバーの衝突によるものであり、主な銀河のサンプル選択の完全性によるものではありません。これは、環境の高密度を使用して、密集した静止銀河が通常のサイズの銀河と比較して高密度環境で発見される可能性が大幅に高いことを確認します。3D-HSTの高赤方偏移サンプルと比較すると、logS_1.5分布関数は大幅な進化を示しています。これは、EAGLEなどのシミュレーションと比較するための説得力のある方法です。SDSS-UKIDSSサンプルでは、コンパクトな静止銀河の数密度はz〜2からlog（n/Mpc^-3）=-5.3+-0.4まで約30倍低下します。不確実性は、ログS_1.5の急激なカットオフによって支配されています。これは、この完全なサンプルを使用して決定的に示されています。
GHOST：Host Galaxy情報のみを使用して超新星を正確に関連付け、区別する
| Title |
GHOST:_Using_Only_Host_Galaxy_Information_to_Accurately_Associate_and_Distinguish_Supernovae |
| Authors |
Alex_Gagliano,_Gautham_Narayan,_Andrew_Engel,_Matias_Carrasco_Kind |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09630 |
分光学的に分類された16,175個の超新星とそれらのホスト銀河の特性のデータベースであるGHOSTを提示します。以前の方法よりも低zホストの誤関連付けを少なくし、高zホストの完全性を高くする画像勾配を使用して、ホスト銀河の関連付け方法を開発しました。次元削減を使用して、超新星クラスを区別するホスト銀河の特性を特定します。私たちの結果は、SLSNe、SNeIa、およびコア崩壊超新星のホストが、ホストの輝度情報とホストの光プロファイルから導出された拡張性測定値を使用して分離できることを示唆しています。次に、GHOSTからのデータを使用してランダムフォレストモデルをトレーニングし、ホスト銀河情報と超新星の放射状オフセットのみを使用して超新星クラスを予測します。イベント自体からの測光データがなくても、SNeIaとコア崩壊超新星を約70％の精度で区別できます。ベラC.ルビン天文台は、一過性の個体群研究の新時代の到来を告げるものであり、一過性の事象の迅速な識別と分類のための改良された測光ツールを要求します。識別力の高いホスト機能を特定することで、SNサンプルの純度を維持し、データ量の増加に応じて科学的に関連するイベントを特定し続けます。GHOSTデータベースと、トランジェントをホスト銀河に関連付けるための対応するソフトウェアは、どちらも公開されています。
カニ星雲における希ガスの水素化物およびヒドロキシルカチオン
| Title |
Hydride_and_hydroxyl_cations_of_Noble_gas_in_the_Crab_nebula |
| Authors |
Ankan_Das,_Milan_Sil,_Bratati_Bhat,_Prasanta_Gorai,_Sandip_K._Chakrabarti_and_Paola_Caselli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09766 |
カニ星雲の超新星残骸に向けたアルゴニウムイオン（ArH+）の最初の同定は、ハーシェルによってサブミリ波および遠赤外線領域で宣言されました。ごく最近、SOFIAを使用して、惑星状星雲（NGC7027）でのハイドロヘリウムカチオン（HeH+）の発見が報告されました。ネオンの元素量は、アルゴンの元素量よりもはるかに多いです。ただし、ネオニウムイオン（NeH+）の存在はまだ宇宙で確認されていません。ヒドロキシルラジカル（OH）は中性またはカチオンのいずれかの形態で非常に豊富ですが、そのような希ガス（すなわち、ArOH+、NeOH+、およびHeOH+）のヒドロキシルカチオンはまだ空間で識別されていません。ここでは、スペクトル合成コードを使用して、カニ星雲フィラメントのAr、Ne、およびHeのさまざまな同位体の水素化物とヒドロキシルカチオンの化学進化を調べ、線の放射率と固有の線の表面輝度を計算します。ArH+の2つの遷移（617および1234GHz）、OH+の1つの遷移（971GHz）、およびH2の1つの遷移（2.12マイクロメートル）の観測された表面輝度を正常に説明します。また、さまざまな分子遷移と原子遷移の間で観測された表面輝度比についても説明します。水素数密度が〜10^4-10^6cm^-3で、H2あたりの宇宙線イオン化率が〜10^-11-10^-10s^の場合、モデルは全体的な観測された特徴を再現することがわかります-1が選ばれます。カニと拡散雲環境で水素化物とヒドロキシル陽イオンを検出する可能性について説明します。これらの分子のいくつかの遷移は、将来の天文学的な検出のために強調されています。
極端に近い星形成領域の紫外スペクトル：非常に重い星が多すぎることの証拠
| Title |
Ultraviolet_spectra_of_extreme_nearby_star-forming_regions:_evidence_for_an_overabundance_of_very_massive_stars |
| Authors |
Peter_Senchyna,_Daniel_P._Stark,_St\'ephane_Charlot,_Jacopo_Chevallard,_Gustavo_Bruzual,_Alba_Vidal-Garc\'ia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09780 |
深い分光キャンペーンがより高い赤方偏移とより低い恒星の質量にまで及ぶと、銀河スペクトルの解釈は非常に若い恒星の個体群のモデルにますます依存するようになります。ここでは、非常に若い恒星集団（$\sim$4-20Myr）をホストしている近くの7つ（$<120$Mpc）の星形成領域の新しいHST/COS紫外分光法を、光学Wolf-Rayet恒星風サイン、理想的な実験室で紹介します。これらの恒星モデルをテストします。星雲CIII]は7つすべてで検出されますが、同等の幅では均一に$<10${\AA}です。これは、非常に若い恒星の個体群であっても、$\geq15${\AA}での最大等価幅CIII]放出が、SMCの金属以下の非効率的な冷却ガスのために予約されていることを示唆しています。スペクトルはまた、強力なCIVP-Cygniプロファイルと、大規模な星の風の中で形成された幅広いHeII放出を明らかにします。これには、統合スペクトルでこれまでに検出された最も顕著なHeII恒星風線の一部が含まれます。大質量星の処理が改善された最新の恒星個体群合成処方は、ここで観測された恒星HeII風力の全範囲をほぼ再現していることがわかります。ただし、これらのモデルでは、光学星雲の線の制約に加えて、最強の風の特徴を同時に一致させることはできません。この不一致は、バイナリの物質移動の高い発生率と短い$\lesssim10$Myrタイムスケールで発生するマージによって生成される非常に大規模な星の過剰によって自然に説明できます。これらのプロセスは、初期の宇宙。これらのような若い系の恒星と星雲の両方の光を再現することは、次世代の恒星個体群合成モデルの重要なベンチマークになります。
暗黒物質ハローへのHIガスの投入：I.メソッド
| Title |
Populating_HI_gas_in_dark_matter_halos:_I._method |
| Authors |
Yi_Lu,_Xiaohu_Yang,_Chengze_Liu,_Hong_Guo,_Haojie_Xu,_Antonios_Katsianis,_Zhaoyu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09804 |
SloanDigitalSkySurvey（SDSS）とAreciboLegacyFastALFASurvey（ALFALFA）のデータを組み合わせて、暗黒物質ハロー内のHIガス含有量の経験的モデルを確立します。SDSSDR7銀河グループのサンプルとALFALFAHIソースのクロスマッチにより、14,270銀河グループ（ハロー）内の16,520HI銀河ペアのカタログが提供されます。これらの一致したペアを使用して、2つのコンポーネントを使用してハロー内のHIガスの質量分布をモデル化します。1）HI質量、色$（{\rmgr}）$および恒星質量2）を含む{\itinsitu}銀河関係{\itexsitu}HI質量のハロー質量/環境への依存。HIガス分布（コンポーネント1のみ）を予測するために銀河関連のスケーリング関係のみを使用する場合、HI検出の数は、ALFALFA観測に関して大幅に過大予測されることがわかります。ハローがHI検出を保持する確率を説明するために、「効率」係数としてラベル付けされた異なる質量のハロー内のHI質量/メンバーの生存に関する概念を紹介します。上記の考慮事項を考慮して、銀河のHI質量を予測するだけでなく、観測データから取得されたHI検出と同様の数、恒星、ハロー質量、衛星フラクション分布を生成する「ハローベースHI質量モデル」を構築します。
出現したシステム質量関数について：降着と断片化の間の争い
| Title |
On_the_emergent_System_Mass_Function:_the_contest_between_accretion_and_fragmentation |
| Authors |
Paul_C._Clark_and_Anthony_P._Whitworth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09808 |
星団のシステム質量関数（SMF）の進化の新しいモデルを提案します。モデルには、乱流の断片化と競争力のある付加が含まれます。乱流フラグメンテーションは、低質量シードプロトシステム（つまり、単一および複数のプロトスター）を作成します。これらの低質量シードプロトシステムの一部は、競争力のある付加によって成長し、SMFの高質量べき法則テールを生成します。低質量シードプロトシステムの作成は、星に利用可能な質量の一部$\sim23\％$（多くても$\sim50\％$）しか消費しないという意味で、乱流フラグメンテーションは比較的非効率的です。形成。残りの質量は競争降着によって消費されます。プロトシステムへの降着率がその質量（$dm/dt\proptom$）にほぼ比例している場合、SMFは、Salpeter勾配（$\sim-2.3$）で高質量のべき乗則の尾を生成します。多くのクラスターで観察されるように、質量の供給率が加速すると、プロトシステム形成の速度も加速します。ただし、質量の供給率が低下したり、停止して再開したりした場合でも、SMFは同様に進化し、同じ全体的な形状を維持し、ガスの供給が実行されるまで、高質量べき乗則の尾部がより高い質量にまで拡張されます。完全に。シードプロトシステムに中央値の質量$\sim0.11{\rmM}_{_\odot}$と対数標準偏差$\sigma_{\があるほぼ対数正規の質量分布がある場合、ChabrierSMFは非常に正確に再現できます。log_{10}（M/{\rmM}_\odot）}\sim0.47$）。
射手座矮小銀河で-3.10 <[Fe / H] <-1.45の18個の星を発見
いくつかの大きな矮小銀河（$>10^7$の太陽質量）の初期の化学進化の研究は、これらのシステムの低金属性で知られている少数の星によって制限されています。ここでは、射手座矮小回転楕円銀河の$-3.08\le\text{[Fe/H]}\le-1.47$の金属性を持つ18個の星の金属性と炭素存在量を、MagEスペクトログラフの中間解像度スペクトルを使用して示しますマゼランバーデ望遠鏡。このサンプルは、射手座矮星銀河の既知の非常に金属に乏しい星（[Fe/H]$\leq-2.0$）の数を2倍以上増やし、最初に知られている非常に金属に乏しい星（[Fe/H]$\leq-3.0$）システムで。これらの星は、SkyMapperDR1.1からの金属感度の高い測光とGaiaDR2からの適切なモーションデータを使用して、射手座の金属不足のメンバーである可能性が高いと識別されました。公開データを使用して検索します。天の川ハローでのそのような星の相対的な有病率とは対照的に、私たちのサンプルの星のどれも炭素が強化されていないことがわかります。これらの星のその後の高解像度分光法は、システムの初期の化学進化を詳述する上で鍵となります。
巨人のドアをノックする：I.遠方の塵の多い銀河における塵対星の質量比の進化
| Title |
Knocking_on_giants'_doors:_I._The_evolution_of_the_dust-to-stellar_mass_ratio_in_distant_dusty_galaxies |
| Authors |
D._Donevski,_A._Lapi,_K._Ma{\l}ek,_D._Liu,_C._G\'omez-Guijarro,_R._Dav\'e,_K._Kraljic,_L._Pantoni,_A._Man,_S._Fujimoto,_A._Feltre,_W._Pearson,_Q._Li,_D._Narayanan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09995 |
ダストと星の質量比（$M_{\rmdust}$/$M_{\rm\star}$）は、銀河進化におけるダスト、金属、星の生成メカニズムを理解するための重要であるが、制約の少ない量です。この作業では、300質量（$M_{\star}>10^{10}M_{\odot}$での$M_{\rmdust}$/$M_{\rm\star}$の性質を調査して解釈します）、ほこりっぽい星形成銀河が最大$z\約5$のALMAで検出されました。$M_{\rmdust}$/$M_{\rm\star}$は、主系列銀河とスターバースト銀河では異なって、赤方偏移、恒星の質量、特定のSFRと統合された塵のサイズとともに進化することがわかります。両方の銀河の母集団では、$M_{\rmdust}$/$M_{\rm\star}$は$z\sim2$まで上昇し、その後、赤方偏移が大きくなる傾向にほぼ平坦な傾向が続きます。$M_{\rmdust}$/$M_{\rm\star}$と$M_{\star}$の間の逆関係は最大$z\approx5$を保持し、からの進化的遷移として解釈できることを示しますスターバーストの初期から後期。スターバースト内の$M_{\rmdust}$/$M_{\rm\star}$は、赤方偏移を伴う分子ガスフラクションの増加を反映し、最もコンパクトなダスト状星形を持つオブジェクトで強化されることを示します。最先端の宇宙シミュレーションSIMBAは、主系列銀河における$M_{\rmdust}$/$M_{\rm\star}$の進化とおおまかに一致しますが、スターバーストでは過小評価します。後者は、データと比較して、より低い気相金属性およびより長いダスト成長タイムスケールに関連していることがわかっています。私たちのデータは、迅速な金属濃縮のレシピを含む分析モデルによって適切に再現されており、$M_{\rmdust}$/$M_{\rm\star}$が高いのは、金属濃縮ISMの粒子が急速に成長するためであることを強く示唆しています私たちの研究は、$M_{\rmdust}$/$M_{\rm\star}$を診断ツールとして使用することのさまざまな利点を強調しています。（1）メインシーケンスとスターバースト銀河を$z\sim5$まで分離します。（2）ダスト銀河の進化段階の調査、および（3）シミュレーションにおけるダストライフサイクルの処理の改善。
降着円盤内の低質量星への降着を介して銀河中心で巨大な星を作る
| Title |
Making_massive_stars_in_the_Galactic_Centre_via_accretion_onto_low-mass_stars_within_an_accretion_disc |
| Authors |
Melvyn_B._Davies_and_Doug_N._C._Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10033 |
銀河中心の超大質量ブラックホールの$\sim0.4$pc内で観測された非常に大規模な星の集団の起源は謎です。ブラックホールからの潮汐力は{\itinsitu}星の形成を阻害する可能性があり、一方、大規模な星の若者は他の場所での形成を除外し、その後銀河の中心に（どういうわけか）移動するようです。ここでは、超大質量ブラックホールを取り巻く核星団に含まれる低質量星からこれらの大質量星を生成する3番目の方法を検討します。通過するガス雲は、ブラックホールの周りに降着円盤を形成する超大質量ブラックホールによって一気に細断することができます。この降着円盤内に埋め込まれた星は、ボンディホイル降着によって円盤からガスを降着させます。この降着率は、星$\dot{M}_\star\proptoM_\star^2$です。この超指数関数的な降着の増加により、恒星の質量が急激に増加し、場合によっては必要な40-50M$_\odot$に達することがあります。質量成長率は、恒星の軌道の離心率とその傾向に敏感に依存します。星がディスクに閉じ込められ、軌道が循環するときの軌道の傾きやその偏心の進化により、生成される巨大な星の数が増加します。したがって、低質量の星への降着は、銀河中心や他の銀河核で最高の重い恒星質量関数につながる可能性があります。生成された巨大な星は、超新星爆発によって環境を汚染し、合体がLIGO-VIRGO重力波観測所によって検出される可能性があるコンパクトなバイナリを潜在的に生成します。
2016年から2020年の間にセイファート銀河NGC 3516の核の外観を変更する
2016-2020年のShamakhy天体物理観測所の2m望遠鏡によるNGC3516のスペクトル観測の結果が表示されます。2016年の前半に、広範なブロードコンポーネントHbetaが見つかりました。これは、ブロードコンポーネントがほとんど見えない2014年と比較して、スペクトルタイプの変化を示しています。2016年の後半には、広範な構成要素H${\beta}$が再び弱まり、実質的には観測されず、2019年末まで弱まっていました。2019年の終わりに、広範な構成要素Hbetaが再び強化され、2020年5月は、オブジェクトの状態が高い状態の典型的なレベルに達しました。2016年から2020年の間に、NGC3516の外観の変化をいくつか観察しました。
銀河球状星団の等時性フィッティング-II。 NGC6205（M13）
| Title |
Isochrone_fitting_of_Galactic_globular_clusters_--_II._NGC6205_(M13) |
| Authors |
G._A._Gontcharov,_M._Yu._Khovritchev_and_A._V._Mosenkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10200 |
銀河球状星団NGC\、6205（M13）の色彩図に新しい等時線近似を示します。{\itHST}、{\itGaia}DR2、SDSS、unWISE、Pan-STARRSDR1、およびその他の測光ソースからのデータを使用して、紫外から中赤外までの34の測光バンドを利用します。等時性フィッティングでは、PARSEC、MIST、DSEP、BaSTI、およびIAC-BaSTI理論モデルと、太陽スケールおよびHe-$\alpha$-enhanced存在量の両方で、約[Fe/H]$=-1.58$は文献から採用されました。異なるデータセットからのフィルターのペアで得られたが、有効波長が類似している色の大きさの図は、基準シーケンスと等時線の間で0.04magまでのいくつかの色オフセットを示しています。これらのオフセットは、データセットの体系的な違いによるものです。モデル/等時線のいくつかの本質的な体系的な違いは私たちの結果に残っています：導出された距離と年齢は、使用される紫外、光学、および赤外測光では異なりますが、導出された年齢は異なるモデル/等時線では異なります。He-$\alpha$-enhancedDSEPの$12.3\pm0.7$GyrからMISTの$14.4\pm0.7$Gyrまでの光学範囲。複数の恒星の個体群が存在するにもかかわらず、主要な個体群の収束推定値を取得します：最適な距離$7.4\pm0.2$kpc、真の距離係数$14.35\pm0.06$等、視差$0.135\pm0.004$質量、消滅$A_\mathrm{V}=0.12\pm0.02$、および$E（BV）=0.04\pm0.01$をreddeningします。これらの推定値は他の最近の推定値と一致していますが、絶滅と赤化は一般に受け入れられている値の2倍です。導出された経験的絶滅法は、最も適した$R_\mathrm{V}=3.1^{+1.6}_{-1.1}$でCardelli-Clayton-Mathis絶滅法に同意します。
遠い宇宙の金属と分子：2
| Title |
Metals_and_Molecules_in_the_Distant_Universe:_Magellan_MIKE_Observations_of_Gas-rich_Galaxies_at_2 |
| Authors |
Suraj_Poudel,_Varsha_P._Kulkarni,_Debopam_Som,_and_Celine_Peroux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10207 |
化学物質を制限するためにマゼラン望遠鏡のMIKEスペクトログラフからの観察を使用して、z=2.173からz=2.635の範囲の赤方偏移で4つのサブDLAの元素Zn、S、O、C、Si、Feの存在量測定を提示しますガスに富む銀河の濃縮と星形成。O、S、またはZnなどの弱く消耗した元素を使用すると、光イオン化補正後の金属性は[S/H]=-0.50\pm0.11、[O/H]=-0.70\pm0.17、[O/H]=-1.27\pm0.12、および[Zn/H]=+0.40\pm0.12は、それぞれz=2.173、2.236、2.539、および2.635の吸収体です。さらに、2つのサブDLAのCII*およびSiII*の微細構造線を使用して、電子密度に制約を課すことができます。これらの値は、文献のDLAで見られる中央値よりもはるかに高いことがわかります。さらに、z=2.173の吸収体のH原子あたりの冷却速度lc=1.20X10-26ergs-1を推定します。これは、このサブDLAの星形成速度密度が、DLAの通常の星形成速度密度よりも高いことを示唆しています。赤方偏移。また、吸収体の金属性と速度分散の関係を調べ、その値を文献の値と比較します。ほとんどの吸収材は、サブDLAの質量と金属量の関係から予測できる傾向に従います。最後に、CO分子のさまざまな強い線の非検出から、分子カラム密度に制限を設けることができます。COJ0{\lambda}1477.6およびCOJ0{\lambda}1544.4行の非検出から、それぞれlogNCOJ0<13.68およびlogNCOJ0<14.05の3{\sigma}上限を推定します。
巨大楕円銀河M87までの距離とその恒星系の大きさ
| Title |
The_distance_to_the_giant_elliptical_galaxy_M87_and_the_size_of_its_stellar_subsystem |
| Authors |
N.A._Tikhonov,_O.A._Galazutdinova,_G.M._Karataeva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10213 |
おとめ座銀河団の巨大楕円銀河M87の周りの9つのフィールドでの恒星測光は、ハッブル宇宙望遠鏡のアーカイブ画像から取得されます。結果のHertzsprung--Russellダイアグラムは、入力されたレッドジャイアントおよびAGBブランチを示します。赤巨枝の先端の位置（TRGBの不連続性）は、ガラクトセントリック距離によって変化することがわかります。この変動は、金属に富む赤い巨人がTRGB不連続性の測定手順に及ぼす影響、またはM87の周りに$10^\prime$まで広がる弱いガスとダストの雲の存在の結果として解釈できます。銀河中心の半径に沿って、銀河の中心付近で最大$0.^m2$の$I$バンド吸収を引き起こします。M87中心から遠くにあるTRGB星は、平均距離係数$（m-M）=30.91\pm0.08$を生成します。これは、$D=15.4\pm0.6$Mpcの距離に対応します。$37^\prime$と$40^\prime$の角度分離でM86とM87銀河の間に位置するフィールドの星は銀河間星ではなく、M87銀河に属している、つまりこの銀河の恒星ハローであることが示されています190kpcのガラクトセントリック距離ではっきりと見ることができます。距離は、P4anon、NGC4486A、VCCA039、およびdSph-D07の4つの矮小銀河まで測定され、それらの画像は研究された野外で見ることができます。最初の3つの銀河はM87衛星ですが、dSph-D07はより遠くにあり、M86グループのメンバーです。
H3 +とCOの赤外線スペクトルによって探査されたGalaxyの中央300個：II。暖かい拡散ガスの膨張と形態
| Title |
The_Central_300_pc_of_the_Galaxy_probed_by_infrared_spectra_of_H3+_and_CO:_II._Expansion_and_morphology_of_the_warm_diffuse_gas |
| Authors |
Takeshi_Oka_and_T._R._Geballe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10215 |
温かい拡散ガスで生成された3.7$\mu$mのH$_3^+$の線の速度プロファイルは、銀河の中央分子ゾーン（CMZ）の18星に向かって観測されています。それらの経度-速度図は、ガスが最大$\sim$150kms$^{-1}$の速度でCMZ内で放射状に膨張していることを示しています。ガスの現在の運動量とエネルギーは$\sim5\times10^8M_\odot$kms$^{-1}$と$\sim5\times10^{53}$エルグです。この動きは、1972年にKaifuらによって発見されたExpandingMolecularRing（EMR）の動きに似ています。そしてスコビルによって。H$_3^+$に見られる膨張するガスは、密度、形態、回転の程度の推定値が異なるにもかかわらず、同じ現象の一部であると考えられます。外向きの動きは、1つ以上の駆出イベントがCMZの中心付近（0.5$-$1）で$\times$10$^6$年前に発生したことを示唆しています。これは、最近観測されたマイクロ波バブルの生成に関連している可能性があります。これらの観察は、1972年に提案されたCMZの円形の正面図を復活させたもので、1991年にBinneyetal。は、CMZを正面から見ると、偏心度が高く、楕円形であることがわかると提案しました。そのモデルはキロパーセクスケールに適用される場合がありますが、はるかに小さいCMZに適用するのは正しくないと主張します。中心への最終的な落下のように見えて、星形成のエピソードとSgr〜A$^\ast$への降着に関連する激しいイベントにつながる膨張するガスの運命について議論します。
銀河円盤をLAMOSTおよび$ Gaia $ Redクランプサンプルでマッピングする：V：「若い」[$ \ alpha $ / Fe]強化星の起源について
| Title |
Mapping_the_Galactic_disk_with_the_LAMOST_and_$Gaia$_Red_clump_sample:_V:_On_the_origin_of_the_"young"_[$\alpha$/Fe]-enhanced_stars |
| Authors |
Weixiang_Sun_(1),_Yang_Huang_(1),_Haifeng_Wang_(1),_Chun_Wang_(2,3),_Meng_Zhang_(2,3),_Xinyi_Li_(1),_Bingqiu_Chen_(1),_Huawei_Zhang_(2,3),_Dandan_Wei_(4),_Dengkai_Jiang_(4),_Xiaowei_Liu_(1),_((1)_South-Western_Institute_for_Astronomy_Research,_Yunnan_University,_(2)_Department_of_Astronomy,_Peking_University,_(3)_Kavli_Institute_for_Astronomy_and_Astrophysics,_Peking_University,_(4)_Yunnan_Observatories,_Chinese_Academy_of_Sciences) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10218 |
LAMOSTおよび$Gaia$調査から選択された約140,000の主要な赤い塊星のサンプルを使用して、6.0歳未満の恒星である「若い」[$\alpha$/Fe]で強化された星の大きなサンプルを特定しました。$\alpha$/Fe]比が0.15デックスより大きい。恒星の年齢と[$\alpha$/Fe]比は、LAMOST-APOGEEフィールド（[$\alpha$/Fe]の場合）とLAMOST-の一般的な星でトレーニングされた機械学習法を使用して、LAMOSTスペクトルから測定されます$Kepler$フィールド（恒星年齢用）。これらの「若い」[$\alpha$/Fe]で強化された星の存在は、古典的な銀河の化学進化モデルからは予想されません。それらの可能な起源を探索するために、これらの星の空間分布と化学的および運動学的特性を分析し、その結果を化学的に薄いおよび厚いディスク集団の結果と比較しました。これらの「若い」[$\alpha$/Fe]で強化された星には、数密度、金属性、[C/N]存在比、速度分散、軌道偏心の分布があり、これらは本質的に化学的に厚いディスク人口。私たちの結果は、いわゆる「若い」[$\alpha$/Fe]で強化された星が実際には若いのではなく、$genuinely$$old$であることを明確に示しています。他の代替の説明を完全に除外することはできませんが、これらの古い星の最も可能性の高い起源は恒星の合併または物質移動の結果であることを私たちの結果は示唆しています。
VIKING調査でredshift z> 6.5クエーサーを完全に検索
| Title |
A_complete_search_for_redshift_z>6.5_quasars_in_the_VIKING_survey |
| Authors |
R._Barnett,_S._J._Warren,_N._J._G._Cross,_D._J._Mortlock,_X._Fan,_F._Wang,_P._C._Hewett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10297 |
$z\simに敏感なVISTAKilo-DegreeInfraredGalaxySurvey（VIKING）調査の977平方度を超える高赤方偏移$z>6.5$クエーサーの新しく、より深い完全な検索の結果を提示します。9.3$。これは、$J$のVIKINGによって検出されたすべてのソースについて、すべてのバンド$ZYJHK_s$で開口フラックスと不確実性を提供する新しいリスト駆動のデータセットを悪用します。Mortlocketal。のベイジアンモデル比較（BMC）選択法を使用して、わずか21の候補のランク付けされたリストを作成しました。1、2、3、および5にランク付けされたソースは、この分野で知られている4つの$z>6.5$クエーサーです。他の17の候補、主にDESILegacySurvey測光とESOFORS2分光法の追加の観察により、クエーサーではないことが確認されました。これは、VIKING調査の最初の完全なサンプル（つまり、フォローアップされたすべての候補者）であり、計算された選択関数を提供します。また、カラーカットと最小カイ2乗SEDフィッティングの2つの方法で作成されたサンプルの選択関数も計算します。効率（クエーサーである候補の割合）と3つの方法の深さを比較すると、次の結論が導き出されます。i）BMCは、カラーカットよりも8倍少ない偽陽性を生成すると同時に、0.3等に達します。より深い、ii）SEDフィッティング法は非常に効率的ですが、BMC法よりも0.7等ほど深く、4つの既知のクエーサーの1つだけを選択します。測光SEDの$\chi^2$値が高いために拒否されたBMC候補をさらにフォローアップすることで、$Y$バンドの非常に強い[OIII]$\lambda\lambda$4959,5007発光が模倣できる銀河の母集団を特定しますクエーサーの色、つまりLy$\alpha$と青い連続体から。これは、（ユークリッドのような）かすかな高赤方偏移のクエーサーの将来の検索における潜在的な追加の汚染集団であり、以前はそのように識別されていなかったため、より良い特性評価が必要です。
2つの金属に乏しい球状星団M53（NGC 5024）とNGC 5053の潮汐外の星と化学的存在量の特性
| Title |
Extra-tidal_stars_and_chemical_abundance_properties_of_two_metal-poor_globular_clusters_M53_(NGC_5024)_and_NGC_5053 |
| Authors |
Sang-Hyun_Chun,_Jae-Joon_Lee,_and_Dongwook_Lim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10410 |
近赤外線APOGEEスペクトルを使用して、2つの金属に乏しい銀河球状星団M53とNGC5053の周囲の潮汐星を検索します。化学量と動径速度にt-SNEアルゴリズムを適用すると、t-SNE投影面でクラスターメンバーの星から構成される2つの孤立した恒星グループが特定されます。半径方向の速度、色の大きさの図での位置、および手動の化学分析からの存在量の追加の選択基準により、合計73のクラスターメンバー候補が見つかります。2つの星団の潮汐半径を超えて、7つの潮汐星が見つかりました。クラスターの周囲の潮汐星は、クラスター固有運動の進行方向に沿って位置する傾向があり、これらの星の個々の固有運動もクラスターの固有運動と互換性があるようです。興味深いことに、NGC5053の1つの潮汐外の星は、2つのクラスター間の潮汐相互作用による共通の恒星エンベロープの一部であるM53の南郊外にあることがわかります。この星の性質について、2つのクラスター間の潮汐相互作用のコンテキストで説明します。両方のクラスターのAl存在量には明らかなギャップと広がり（$\sim$0.9dex）、NGC5053には軽いSi存在量の広がり（$\sim$0.3dex）を持つ明らかなMg-Al反相関が見られます。Mgが強化され、Alが枯渇した機能がある場合、それらは2つの球状星団の第一世代の星になる可能性があります。私たちの結果は、M53およびNGC5053が矮小銀河に起源を持ち、クラスターのより多数の集団の拡張された恒星の下部構造に囲まれていることをサポートしています。
天の川銀河の力学的およびビリアル質量は、最新の高精度の恒星ハローと矮小銀河の衛星運動学を使用して推定されます。新しいデータは、Galaxyが非常にコンパクトで古典的に熱化されたオブジェクトであることを示唆しています。キネマティクスは、重要な速度空間部分構造、独特の動的パーティション、および特徴のない大規模に拡張された暗黒物質ハローの一般的な概念に対抗する強力なケプラーの署名を示します。銀河の有効な局所脱出速度プロファイルは、分布と運動学の観点から定量化され、質量の不一致-加速（MDAR）と放射状の加速（RAR）の関係の原因となる物理学を明らかにします。
地方宇宙における超高輝度X線源の国勢調査
| Title |
A_census_of_ultraluminous_X-ray_sources_in_the_local_Universe |
| Authors |
Konstantinos_Kovlakas,_Andreas_Zezas,_Jeff_J._Andrews,_Antara_Basu-Zych,_Tassos_Fragos,_Ann_Hornschemeier,_Bret_Lehmer,_Andrew_Ptak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10572 |
チャンドラソースカタログ2.0とローカルユニバースの銀河の新しくコンパイルされたカタログを使用して、近くの銀河の超高輝度X線源（ULX）集団の人口調査を配信します。40\Mpc未満の距離にある309の銀河で629のULX候補を見つけます。前景/背景の汚染は${\sim}20\％$です。正真正銘の星形成銀河のULX集団は、平均して星形成率（SFR）と星の質量（$M_\star$）に比例し、銀河あたりのULXの数は$0.45^{+0.06}_{-0.09}\times\frac{\rmSFR}{\rmM_\odot\、yr^{-1}}{+}3.3^{+3.8}_{-3.2}\times\frac{M_\star}{\rmM_\odot}$。スケーリングは形態学的タイプに強く依存します。この分析は、初期の渦巻銀河に$M_\star$でスケーリングするULXの追加の母集団が含まれていることを示しています。また、ホスト銀河の金属性とULXレートの強い反相関を確認します。初期型の銀河の場合、$M_\star$を持つULXの数の非線形依存性があることがわかります。これは、星形成履歴の違いの結果として解釈されます。年齢と金属性の影響を考慮すると、X線バイナリ母集団合成モデルからの予測は、初期型銀河と同様に、渦巻/不規則銀河で観測されたULX率と一致することがわかります。
繰り返さない高速無線バーストレートの赤方偏移の進化なし
| Title |
No_redshift_evolution_of_non-repeating_fast_radio-burst_rates |
| Authors |
Tetsuya_Hashimoto,_Tomotsugu_Goto,_Alvina_Y._L._On,_Ting-Yi_Lu,_Daryl_Joe_D._Santos,_Simon_C.-C._Ho,_Seong_Jin_Kim,_Ting-Wen_Wang,_and_Tiger_Y.-Y._Hsiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09621 |
高速無線バースト（FRB）は、宇宙論的な距離で発生する原因不明のミリ秒のトランジェントです。ここでは、初めて、時間積分輝度関数と、赤方偏移に対する非反復および反復FRBの体積発生率を示します。非反復FRBの時間統合された光度関数は、有意な赤方偏移の進展を示しません。体積発生率は過去$\sim$10Gyrの間ほぼ一定です。ほぼ一定の割合は、古い恒星の個体群によって追跡された宇宙の恒星質量密度のフラットな傾向と一致しています。私たちの調査結果は、非反復FRBの発生率が$\sim$Gyrタイムスケールで長寿命のオブジェクトの恒星質量の進化に追従することを示しています。繰り返しのないFRBの先祖としての可能性が高い、白色矮星、中性子星、およびブラックホール。対照的に、繰り返しFRBの発生率は、光度関数の傾斜が赤方偏移で進化しない場合、宇宙の星形成率密度またはブラックホール降着率密度と同様に、より高い赤方偏移に向かって増加する可能性があります。$\lesssim$Myrタイムスケールが若い恒星の個体群（またはそれらの残骸、たとえば超新星残骸、若いパルサー、マグネター）に関連付けられている短命のオブジェクト、または活動中の銀河核は、反復FRBの前駆候補として好まれている可能性があります。
SN 2017ivv：移行型II型超新星の2年間の進化
| Title |
SN_2017ivv:_two_years_of_evolution_of_a_transitional_Type_II_supernova |
| Authors |
C._P._Guti\'errez,_A._Pastorello,_A._Jerkstrand,_L._Galbany,_M._Sullivan,_J._P._Anderson,_S._Taubenberger,_H._Kuncarayakti,_S._Gonz\'alez-Gait\'an,_P._Wiseman,_C._Inserra,_M._Fraser,_K._Maguire,_S._Smartt,_T._E._M\"uller-Bravo,_I._Arcavi,_S._Benetti,_D._Bersier,_S._Bose,_K._A._Bostroem,_J._Burke,_P._Chen,_T.-W._Chen,_M._Della_Valle,_Subo_Dong,_A._Gal-Yam,_M._Gromadzki,_D._Hiramatsu,_T._W.-S._Holoien,_G._Hosseinzadeh,_D._A._Howell,_E._Kankare,_C._S._Kochanek,_C._McCully,_M._Nicholl,_G._Pignata,_J._L._Prieto,_B._Shappee,_K._Taggart,_L._Tomasella,_S._Valenti,_D._R._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09628 |
タイプII超新星（SNII）SN2017ivv（ASASSN-17qpとも呼ばれる）の測光および分光学的進化を紹介します。非常に暗い銀河（M$_r=-10.3$等）に位置するSN2017ivvは、2年間の観測で前例のない進化を示しています。早い時期に、光度曲線は${\rmM}^{\rmmax}_{g}=-17.84$のピークまで急速な上昇（$\sim6-8$日）を示し、その後非常に$V-$バンドで100日あたり$7.94\pm0.48$等の急激な減少。後期の広範な測光カバレッジは、放射性尾部に2つの勾配があることを示しています。追加のエネルギー源によって生成されます。ボロメトリック光度曲線から、排出された$^{56}$Niの量は$\sim0.059\pm0.003$M$\odot$であると推定しました。SN2017ivvの星雲スペクトルは、進化を3つのフェーズに分割できる驚くべき変換を示しています。（1）H$\alpha$強いフェーズ（$<200$日）。（2）H$\alpha$弱いフェーズ（200から350日の間）;（3）H$\alpha$ブロードフェーズ（$>500$日）。星雲の分析は、バイナリの前駆細胞と非対称爆発を支持することがわかります。最後に、SN2017ivvの星雲スペクトルをモデルと比較すると、年齢0の主シーケンスの質量が15-17\Msunの前駆細胞が示唆されます。
| Title |
Multiwavelength_Study_of_High-Redshift_Blazars |
| Authors |
N._Sahakyan,_D._Israyelyan,_G._Harutyunyan,_M._Khachatryan_and_S._Gasparyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09675 |
高赤方偏移のブレザーは、宇宙で最も強力なオブジェクトの1つです。高エネルギー$\gamma$-rayバンドで検出された33個の遠方のブレザー（$z>2.5$）のスペクトルおよび時間特性は、{\itFermi}-LATおよび{\itSwift}UVOT/XRTデータ。考慮された線源は、軟らかい時間平均の$\gamma$線スペクトル（$\Gamma_{\rm\gamma}\geq2.2$）を持っていますが、X線帯で観測された線源は、硬X線スペクトル（$\Gamma_{\rmX}=1.01-1.86$）。高赤方偏移ブレーザーの$\gamma$線フラックスは、$4.84\times10^{-10}$から$1.50\times10^{-7}\：{\rmphoton\：cm^{-2}\：sの範囲です^{-1}}$で、明度は$（0.10-5.54）\times10^{48}\：{\rmerg\：s^{-1}}$内にあり、$\gamma$-rayフレア中に$（0.1-1）\times10^{50}\：{\rmerg\：s^{-1}}$まで増加します。X線帯では、PKS0438-43、B20743+25、TXS0222+185の放射のみが、さまざまなSwiftXRT観測で変化することがわかりますが、$\gamma$線帯では、放射は14のソース：B31343+451とPKS0537-286のフラックスはサブ日スケールで変化し、PKS0347-211とPKS0451-28は日スケールで変化しますが、他の$\gamma$線の変動は週または月スケールで。X線と$\gamma$線の放出がシンクロトロンとダストトーラスの光子の逆コンプトン散乱から生成されると仮定して、1ゾーンレプトンシナリオ内の多波長スペクトルエネルギー分布をモデル化することにより、遠方のブザージェットの特性が導き出されます。フィッティングから、放出領域のサイズは$\leq0.05$pcであることがわかり、磁場とドップラー係数はそれに応じて$0.10-1.74$Gと$10.0-27.4$の範囲内にあります。光学UVの過剰をモデリングすることにより、中央のブラックホールの質量と降着円盤の明度が$L_{\rmd}\simeq（1.09-10.94）\times10^{46}\：{\rmerg\：s^{-1}}$および$（1.69-5.35）\times10^{9}\：M_\odot$です。
磁気白色矮星の質量の測定：NuSTAR Legacy Survey
| Title |
Measuring_the_masses_of_magnetic_white_dwarfs:_A_NuSTAR_Legacy_Survey |
| Authors |
A._W._Shaw,_C._O._Heinke,_K._Mukai,_J._A._Tomsick,_V._Doroshenko,_V._F._Suleimanov,_D._J._K._Buisson,_P._Gandhi,_B._W._Grefenstette,_J._Hare,_J._Jiang,_R._M._Ludlam,_V._Rana,_G._R._Sivakoff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09684 |
磁気激変変数の硬X線スペクトルをモデル化して、白色矮星の質量を測定できます。この方法は、（通常はかなり不確実な）バイナリ傾斜に依存する半径方向速度測定を補完します。ここでは、NuSTARを使用した19の磁気激変変数のレガシー調査の結果を示します。20〜78keVのスペクトルに降着柱モデルを適合させ、白色矮星の質量を導き出し、加重平均$\bar{M}_{\rmWD}=0.77\pm0.02$$M_{\odot}$を見つけ、標準偏差$\sigma=0.10$$M_{\odot}$を使用すると、7つの追加の磁気激変変数の以前のNuSTAR観測から得られた質量が含まれます。我々は、降着する磁性白色矮星の質量分布が、非磁性激変変数における白色矮星のそれと一致していることを見出した。どちらも、孤立した白色矮星とポスト-共通エンベロープバイナリの分布よりも高い質量でピークに達します。これが事実である理由について推測し、結果として生じる角運動量の損失が磁気白色矮星の降着に役割を果たす可能性があること、および/または白色矮星の質量が降着-新星周期でどのように変化するかについての知識も不完全である可能性があることを提案します。
冷たい低質量中性子星からの基本（$f$-）モードの重力波は、核飽和パラメーターによって特徴付けられるさまざまな状態方程式（EOS）で体系的に研究されます。特に、最初の圧力との交差を回避する現象に焦点を当てています（$p_1$-）モード。回避された交差における中性子星の$f$モード周波数と平均密度は、核飽和パラメーターの特定の組み合わせであるパラメーター$\eta$の関数として表すことができることがわかります。これらの関係により、低質量中性子星の$f$モード周波数を表す経験式を導出できます。その中心密度は、回避された交差での中性子星の中心密度よりも大きく、$\etaの関数として$および恒星の平均密度の平方根、$x$。一方、中性子星の$f$モード周波数を表す経験式も導出します。その中心密度は、回避された交差における中性子星のそれよりも小さく、$x$の関数として独立しています。EOSを採用。さらに、$x$の経験式を$\eta$と$u_c$の関数として採用します。これは、恒星の中心密度と飽和密度の比であり、$f$-の経験式を書き換えることもできます。$\eta$および$u_c$の関数へのモード周波数。したがって、質量または重力赤方偏移がわかっている低質量中性子星から$f$モードの重力波を観測することにより、$\eta$と$u_c$の値を評価できます。これにより、中性子星物質のEOS。
LIGO-Virgoの科学的コラボレーションによる重力波検出は、宇宙に数十の太陽質量のBH質量を持つバイナリブラックホール（BBH）システムが広く存在することを示しています。銀河系における孤立したバイナリ進化と高密度環境における動的相互作用を含む2つの主要なタイプのシナリオがBBHシステムの形成のために呼び出されました。ここで、BBHシステムが孤立したバイナリ進化から形成されている場合、2番目のコア崩壊に関連する超新星信号は、コンパニオンBHからの降着フィードバックにより、特定可能な特徴を示すことを提案します。バイナリプロパティに応じて、超新星の光度曲線が$\sim10$日あたりに鋭いピークを示し、超光度の超新星のレベル（例：$\sim10^{44}〜\rmerg〜s^{-1}$）または、コア崩壊超新星の規則的な光度で数十日間続く高原の特徴を示します。これらの特別な超新星信号のイベントレート密度をLIGO-Virgoで検出されたBBHシステムのイベントレート密度と比較すると、BBH形成チャネルの識別に役立ちます。
コロナ加熱降着円盤再処理（CHAR）モデルによるクエーサーUV /光学変動のモデリング
| Title |
Modeling_Quasar_UV/Optical_Variability_with_the_Corona-heated_Accretion-disk_Reprocessing_(CHAR)_Model |
| Authors |
Mouyuan_Sun_(XMU),_Yongquan_Xue_(USTC),_Hengxiao_Guo_(UIUC),_Junxian_Wang_(USTC),_W._N._Brandt_(PSU),_Jonathan_R._Trump_(UConn),_Zhicheng_He_(USTC),_Tong_Liu_(XMU),_Jianfeng_Wu_(XMU),_Haikun_Li_(XMU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09967 |
スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）ストライプ82のクエーサーのレストフレームUV/光学変動は、Sunらのコロナ加熱降着ディスク再処理（CHAR）モデルをテストするために使用されます。2020.CHARモデルと観測されたブラックホールの質量（$M_{\mathrm{BH}}$）と明度（$L$）を採用して、実際の観測と同じ測定ノイズとサンプリングを共有する模擬光曲線を生成します。微調整を行わなくても、CHARモデルは、さまざまな$M_{\mathrm{BH}}$、$L$、およびレストフレーム波長で観測されたアンサンブル構造関数を適切に再現できます。私たちの分析は、光度依存のボロメトリック補正が、UV/光学明度の一定のボロメトリック補正よりも好ましくないことを明らかにしています。私たちの仕事は、物理的なCHARモデルをクエーサーライトカーブと比較することにより、クエーサープロパティ（たとえば、ボロメータ補正または無次元粘度パラメータ）を抽出する可能性を示しています。
水素に富む超新星前駆体の大部分は、爆発の直前に質量損失の増加を経験します
| Title |
A_large_fraction_of_hydrogen-rich_supernova_progenitors_experience_elevated_mass_loss_shortly_prior_to_explosion |
| Authors |
Rachel_J._Bruch,_Avishay_Gal-Yam,_Steve_Schulze,_Ofer_Yaron,_Yi_Yang,_Maayane_T._Soumagnac,_Mickael_Rigault,_Nora_L._Strotjohann,_Eran_Ofek,_Jesper_Sollerman,_Frank_J._Masci,_Cristina_Barbarino,_Anna_Y._Q._Ho,_Christoffer_Fremling,_Daniel_Perley,_Jakob_Nordin,_S._Bradley_Cenko,_S._Adams,_Igor_Adreoni,_Eric_C._Bellm,_Nadia_Blagorodnova,_Mattia_Bulla,_Kevin_Burdge,_Kishalay_De,_Suhail_Dhawan,_Andrew_J._Drake,_Dmitry_A._Duev,_Alison_Dugas,_Matthew_Graham,_Melissa_L._Graham,_Jacob_Jencson,_Emir_Karamehmetoglu,_Mansi_Kasliwal,_Young-Lo_Kim,_Shrinivas_Kulkarni,_Thomas_Kupfer,_Ashish_Mahabal,_A._A._Miller,_Thomas_A._Prince,_Reed_Riddle,_Y._Sharma,_Roger_Smith,_Francesco_Taddia,_Kirsty_Taggart,_Richard_Walters_and_Lin_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09986 |
狭い輝線の分光学的検出は、コア崩壊型超新星として爆発する巨大な星の周りの星間質量分布の存在を追跡します。超新星爆発の直後に消える一時的な輝線は、そのような物質の空間範囲がコンパクトであることを示唆しており、したがって爆発の直前に質量損失が増加していることを意味します。ここでは、ZwickyTransientFacility（ZTF）調査の最初の年に検出されたタイプII超新星間のそのような一時的な輝線（フラッシュ分光）の体系的な調査を示します。推定爆発時間の2日以内にスペクトルが取得された10のイベントのうち少なくとも6つのイベントが、このような一時的なフラッシュラインの証拠を示していることがわかります。測定されたフラッシュイベントの割合（$95\％$信頼レベルで$>30\％$）は、質量損失の増加が、超新星として爆発しようとしている大規模な星で発生する一般的なプロセスであることを示しています。
W50形態とSS 433形成のダイナミクス
SS433のジェットは、爆発からの超新星残骸を突き抜けてコンパクトオブジェクトを形成しています。歳差運動ジェットは、シェルを超えて到達する前にコリメートされました。爆発からジェット機の発射までの時間がおおよその場合10^4年、現在のジェットのコリメーションは、残気圧W50の形態と一致する周囲圧力によって影響された可能性があります。最近のいくつかのモデリングでは、ジェットが約超新星の10^5年後。もしそうなら、歳差運動ジェットのコーン角度は、ロシュローブオーバーフローによって駆動され、時間とともに増加したに違いない。
複数の検出器を備えたコア崩壊超新星からのニュートリノのすべてのフレーバーのエネルギースペクトルの検索
| Title |
Retrieval_of_energy_spectra_for_all_flavor_of_neutrinos_from_core-collapse_supernova_with_multiple_detectors |
| Authors |
Hiroki_Nagakura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10082 |
コア崩壊超新星（CCSN）からニュートリノのすべてのフレーバーのエネルギースペクトルを取得する新しい方法を紹介します。検索プロセスでは、ニュートリノのエネルギースペクトルを表現するための分析式を想定せず、観測データから直接スペクトルを再構築する方法をとります。新開発の適応エネルギーグリッド技術を用いた特異値分解アルゴリズムを採用。ニュートリノに対して異なるフレーバー感度を持つ3つの独立した反応チャネルを採用しています。スーパーカミオカンデ（SK）やハイパーカミオカンデ（HK）などの水チェレンコフ検出器からの2つの反応チャネル、プロトンの逆ベータ崩壊と電子の弾性散乱、および深部地下ニュートリノ実験からのアルゴンを含む帯電電流反応チャネル（DUNE）を採用。ニュートリノ振動モデルが与えられると、CCSNソースでニュートリノエネルギースペクトルを繰り返し検索して、3つの反応チャネルで一貫したイベントカウントを提供します。最近の3次元CCSNシミュレーションによって計算された理論的なニュートリノデータに対するスペクトル検索を示すことにより、この方法の機能をテストします。CCSNソースでの電子タイプまたは電子タイプの反ニュートリノのエネルギースペクトルは、他の種のそれと比較して比較的大きな誤差を持っていますが、HK+DUNEまたはSK+DUNEとの共同分析は、すべてのフレーバーの正確なエネルギースペクトルを提供します発生源でのニュートリノの。最後に、他の検出器のニュートリノデータを使用して、メソッドを改善するための見通しについて説明します。
| Title |
Outliers_in_the_LIGO_Black_Hole_Mass_Function_from_Coagulation_in_Dense_Clusters |
| Authors |
Jordan_Flitter,_Julian_B._Mu\~noz,_Ely_D._Kovetz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10389 |
高度なLIGOO3の実行は最近終了しました。予備結果には、予期しない質量特性を持ついくつかのイベントが含まれています。たとえば、下部および上部の質量ギャップにある個々の質量との結合や、バイナリコンポーネント間の質量比が異常に高い結合などです。ここでは、これらの異常値が、球状星団の密集した環境におけるブラックホールまたは中性子星の階層的な統合の結果である可能性を楽しませています。凝固方程式を使用して、典型的なクラスター内のブラックホール質量関数の進化を調べます。私たちの処方箋を使用すると、クラスター内のコンパクトオブジェクトの合計質量と数、その全体的な合併率、暴走プロセスによって中間質量のブラックホールが形成される確率など、さまざまなグローバル量が時間とともにどのように変化するかを監視できます。LIGOの観測バイアスを考慮することにより、個々の質量$M_1$と$M_2$、それらの比率$q$、赤方偏移$z$などのさまざまな変数に関して、マージイベントの分布を予測します。これらの分布が合併率と排出量のパラメーターにどのように依存するかを調査し、O5実行の将来のデータセットを使用してモデルパラメーターに適用できる（厳しい）制約の予測を生成します。最後に、我々はまた、動的チャネルに加えて、凝固を伴わない合併イベントのない静的チャネルの存在を考慮し、将来のO5データとの合併質量分布のみに基づいて2つを区別できることを発見しました。
ホリスモク-III。強くレンズ化されたIa型超新星の色消し相
| Title |
HOLISMOKES_--_III._Achromatic_Phase_of_Strongly_Lensed_Type_Ia_Supernovae |
| Authors |
S._Huber,_S._H._Suyu,_U._M._Noebauer,_J._H._H._Chan,_M._Kromer,_S._A._Sim,_D._Sluse,_S._Taubenberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10393 |
強くレンズ化されたタイプIa超新星（LSNeIa）を宇宙論に使用するには、複数の超新星（SN）画像間の時間遅延測定が必要です。SNIa光度曲線の急激な上昇と下降は、時間遅延の測定に有望ですが、マイクロレンズはこれらの光度曲線を歪め、それにより測定に大きな不確実性を追加する可能性があります。別のアプローチは、マイクロレンズによる不確実性が無彩色相として知られている特定の期間に大幅に減少するカラーカーブを使用することです。この作業では、アクロマティックフェーズを詳細に調査し、さまざまなマイクロレンズ構成で4つの異なるSNIaモデルをテストします。ほとんどのカラーカーブで平均して約3レストフレーム週間以上の無彩色相が見られますが、（異なるマイクロレンズマップとフィルターの組み合わせにより）無彩色相の持続時間の広がりは非常に大きく、無彩色相は数日も可能です。さらに、アクロマティック位相は、より滑らかなマイクロレンズマップ、より低いマクロ倍率、およびマイクロレンズの平均アインシュタイン半径が大きいほど長くなります。調査の結果、SNイジェクタのモデルや非対称性への強い依存性は見つかりませんでした。さらに、3つの独立したLSSTカラーカーブは、アクロマティックフェーズ内の極値点や転換点などの特徴を示し、時間遅延測定に有望であることがわかります。これらの曲線にはレストフレームバンド$u$、$g$、$r$、および$i$の組み合わせが含まれており、典型的なLSNIa赤方偏移を観察するには、（オブザーバーフレーム）フィルター$r$をカバーするのが理想的です。、$i$、$z$、$y$、$J$、$H$。
重力を遮蔽した大規模中性子星の重量測定：PSR J0740 + 6620およびGW190814二次コンポーネントの外観
| Title |
Weighing_massive_neutron_star_with_screening_gravity:_A_look_on_PSR_J0740+6620_and_GW190814_secondary_component |
| Authors |
Rafael_C._Nunes,_Jaziel_G._Coelho_and_Jos\'e_C._N._de_Araujo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10395 |
中性子星（NSs）は、極限状態での強磁場レジームと核物質に重力を制限する優れた自然研究所です。バイナリマージGW190814で$2.59^{+0.08}_{-0.09}M_\odot$のコンパクトオブジェクトが最近発見されたため、このオブジェクトがNSの場合、NS状態方程式に対する強力な制約として機能します。（EoS）、GW170817イベントで支持されているいくつかのソフトEoSを除外します。この研究では、NSの質量と半径の関係に関するカメレオンスクリーニング（薄殻効果）を考慮したNSの最大質量の問題を再検討します。NSの内部の微視的物理学は現実的なソフトEoSによって与えられます。修正された重力、回転効果、およびリアルなソフトEoSの適切かつ合理的な組み合わせから、高質量を達成し、GW190814の2次成分を説明することが可能であり、その代わりにPSRJ0740+6620（確認されたほとんどのNS質量）日付）。重力はNSの最大質量を推定する上で重要な役割を果たす可能性があり、ソフトEoSを使用しても、非常に大きな質量を生成できることが示されています。したがって、重力とEoSの間の静水圧平衡に関するこの競争では、いくつかの柔らかいEoSは、原則として、最初に重力の影響を考慮せずに完全に除外することはできません。
星周物質-超新星エジェクタ相互作用の拡張自己相似解
| Title |
Extended_Self-similar_Solution_for_Circumstellar_Material-Supernova_Ejecta_Interaction |
| Authors |
Brighten_Jiang,_Shuai_Jiang,_V._Ashley_Villar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10397 |
このノートでは、均一に膨張するガスと静止した周囲媒質の相互作用に対する詳細な自己相似解を提示し、既存の星周媒質（タイプIInSNe）と相互作用する超新星への応用について説明します。一般化されたソリューションをModularOpenSourceFitterforTransients（MOSFiT）に実装します。MOSFiTは、銀河系外の過渡光の曲線をフィッティングするためのオープンソースのPythonパッケージです。
特異なタイプIIn SN 2012abの測光および分光学的進化
| Title |
Photometric_and_spectroscopic_evolution_of_the_peculiar_Type_IIn_SN_2012ab |
| Authors |
Anjasha_Gangopadhyay,_Massimo_Turatto,_Stefano_Benetti,_Kuntal_Misra,_Brajesh_Kumar,_Enrico_Cappellaro,_Andrea_Pastorello,_Lina_Tomasella,_Sabrina_Vanni,_Achille_Fiore,_A._Morales-Garoffolo,_Nancy_Elias-Rosa,_Mridweeka_Singh,_Raya_Dastidar,_Paolo_Ochner,_Leonardo_Tartaglia,_Brijesh_Kumar_and_Shashi_Bhushan_Pandey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10482 |
TypeIIn超新星（SN）2012abの広範な（$\sim$1200d）測光および分光モニタリングを紹介します。明るい最大につながる急速な初期上昇の後（M$_{R}$=$-$19.39等）、光度曲線は約2か月続く高原を示し、その後約100日まで急激に減少します。$U$バンドのみで、減少は同じ間隔で一定です。後のフェーズでは、光度曲線は$^{56}$Coの減少よりも平坦なままで、SN噴出物と星周物質（CSM）の相互作用の寄与が増加していることを示唆しています。ホスト銀河の輝線でひどく汚染されていますが、初期のスペクトルシーケンス（32dまで）は、持続的な狭い放射を示し、緩やかな衝撃のないCSMと、青い連続体上のP-Cygniプロファイルを持つ水素の幅広いBalmer線の出現、急速に拡大するSNエジェクタから発生します。約2か月から$\sim$1200dまで、P-Cygniプロファイルは、相互作用によって衝撃を受けた領域で生成される中間幅の排出量（FWHM$\sim6000$\kms）によって克服されます。赤いウィングでは、76日後に赤い隆起が現れます。これは、後退するイジェクタとCSMの相互作用の開始の兆候と思われます。接近した後退する高速の材料の存在は、最も内側の領域でCSMがないかまたは中断されていない空洞内のジェットのような噴出の軸に沿ってSNを観察していることを示唆しています。
| Title |
Gamma-ray_heartbeat_powered_by_the_microquasar_SS_433 |
| Authors |
Jian_Li,_Diego_F._Torres,_Ruo-Yu_Liu,_Matthew_Kerr,_Emma_de_Ona_Wilhelmi,_Yang_Su |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10523 |
マイクロクエーサーは、銀河系外のクエーサーのローカル兄弟であり、コンパクトなオブジェクトと伴星を含むバイナリシステムです。仲間から物質を付着させることにより、マイクロクエーサーは強力な風とジェットを発射し、周囲の星間環境に影響を与えます。安定したガンマ線放射は、それらの中心物体から、またはそれらの流出と周囲の媒体との間の相互作用から上昇すると予想されます。後者の予測は、高（TeV）エネルギーでのSS433の検出で最近確認されました。このレポートでは、このソースのフェルミガンマ線宇宙望遠鏡からの10年を超えるGeVガンマ線データを分析します。データの詳細な調査により、SS433付近での放出、ガスの増強と共空間的であることがわかり、ジェットの1つの末端ローブに関連している可能性のある放出のヒントがわかります。両方のガンマ線の過剰は中央の連星から比較的遠く、前者はSS433の歳差周期における周期的な変動の証拠を示し、それをマイクロクエーサーと関連付けています。この結果は明白な解釈に挑戦し、以前に公開された理論モデルからは予想外です。これにより、SS433からの粒子輸送を明らかにし、その付近の局所磁場の構造を調べる機会が得られます。
宇宙線修正ショックの流体シミュレーション
2流体の説明では、ストリーミングと拡散の両方で宇宙線（CR）の変更された衝撃を考慮します。以前は、数値コードはこの厳しい体制にストリーミングを組み込むことができず、分析ソリューションと比較されたことはありませんでした。まず、標準ソリューションと加速効率が大きく異なる新しい分析ソリューションを見つけます。これは、放射性ショックのゼルドビッチスパイクと同様に、サブショックから離れたCRの双方向ストリーミングから発生します。以前の分析作業で見つかった$\sim50\％$とは対照的に、より少ないCRが上流に拡散するため、加速効率が大幅に低下します。通常、$\sim10\％$です。マッハ数$\gtrsim10$で、新しいソリューションは3つのブランチに分岐し、効率的、中間的、非効率的なCR高速化が行われます。私たちの2モーメントコード（Jiang＆Oh2018）は、アドホッククロージャ関係なしで、プローブされたパラメータ空間全体にわたってこれらのソリューションを正確に回復します。一般的な初期条件の場合、非効率的なブランチが最も堅牢で推奨されるソリューションです。中間分岐は不安定ですが、効率的な分岐は、非効率的な分岐が許可されていない場合にのみ表示されます（CRが支配的または高いプラズマ$\beta$ショックの場合）。CR修正ショックは、前駆体の発生に必要な平衡時間（$\sim1000$拡散時間）が非常に長く、収束のために$\gtrsim10$セルで解決する必要があります。非平衡効果、分解能の悪さ、磁場の傾斜などにより、CR加速効率が低下します。銀河スケールのシミュレーションでの衝撃は、サブグリッドの処方がなければCR加速にほとんど貢献しません。
周期分光法によるパルサー信号のデコンボリューション：系統的評価
| Title |
Deconvolving_Pulsar_Signals_with_Cyclic_Spectroscopy:_A_Systematic_Evaluation |
| Authors |
Timothy_Dolch_(1),_Daniel_R._Stinebring_(2),_Glenn_Jones_(3,4),_Hengrui_Zhu_(2),_Ryan_S._Lynch_(5),_Tyler_Cohen_(6),_Paul_B._Demorest_(7),_Michael_T._Lam_(8),_Lina_Levin_(9),_Maura_A._McLaughlin_(10),_Nipuni_T._Palliyaguru_(11)_((1)_Hillsdale_College,_Hillsdale,_MI,_USA,_(2)_Oberlin_College,_Oberlin,_OH,_USA,_(3)_Rigetti_Computing,_Inc.,_Berkeley,_CA,_USA,_(4)_Columbia_University,_New_York,_NY,_USA,_(5)_Green_Bank_Observatory,_Green_Bank,_WV,_USA,_(6)_New_Mexico_Institute_of_Mining_and_Technology,_Socorro,_NM,_USA,_(7)_National_Radio_Astronomy_Observatory,_Socorro,_NM,_USA,_(8)_Rochester_Institute_of_Technology,_Rochester,_NY,_USA,_(9)_University_of_Manchester,_Manchester,_UK,_(10)_West_Virginia_University,_Morgantown,_WV,_USA,_(11)_Texas_Tech_University,_Lubbock,_TX,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10562 |
無線パルサー信号は、イオン化された星間物質を介した伝播によって大幅に摂動されます。分散による周波数依存のパルス到着時間に加えて、不均一な星間プラズマによって散乱されたパルス形状も歪んでシフトし、パルス到着時間に影響を与えます。散乱がパルサータイミングに影響を与える度合いを理解することは、パルサータイミングアレイ（PTA）を使用した重力波検出で重要です。散乱は、マルチパス伝搬の影響を表すインパルス応答関数を備えた固有のパルス形状のたたみ込みとして説明できます。以前の研究では、サイクリック分光法の技術がパルサー信号に適用され、元の放出信号からの散乱の影響をデコンボリューションしました。星間散乱とパルサーの信号対雑音比を特徴付ける一連のパラメーターに対して、周期分光法を使用してデコンボリューションの品質をテストするためのシミュレーションデータの分析を示します。サイクリック分光法が高S/Nおよび/または高度に散乱したパルサーに最も効果的であることを示します。サイクリック分光法は、現在PTAに含まれていない高度に散乱したパルサーの遠方の集団に対する散乱補正に重要な役割を果たす可能性があると結論付けています。将来の望遠鏡や、超広帯域幅（UWB）受信機でアップグレードされたグリーンバンク望遠鏡などの現在の機器では、周期分光法によりPTA品質のパルサーの数が2倍になる可能性があります。
銀河バルジの周期的X線源：Gregory-Loredoアルゴリズムの適用
制限ウィンドウ（LW）での周期的なX線源の系統的な研究、銀河の膨らみを表す$\sim$70arcmin$^2$フィールド、および$\sim$1MsChandra観測のターゲットを提示します。ベイズの定理を位相折りたたみ光曲線に適用し、不規則にサンプリングされたX線データに適したGregory-Loredoアルゴリズムを使用して、23の離散ソースで25の周期信号を検出します。ソースは2つの期間を示します。23の周期的な線源の大多数は、その周期範囲、X線の光度、スペクトル特性、およびスピン変調の特徴である位相折りたたみ光曲線に基づいて、磁気激変（CV）として分類されます。一方、周期的な線源として見られる非磁性CVの数は少なく、これは、食の源の検出効率が低いためと理解できます。磁気CVの形状とシミュレートされたX線光曲線の大規模なセットに関する合理的な仮定の下で、内部銀河バルジの磁気CVの割合は$\lesssim$23％であると推定します。これは、太陽近傍の場合と同様です。。太陽近傍の既知のCVの範囲と対照的に、LWには長周期（$\gtrsim$3.3時間）のCVの明らかな欠如があります。これは、内部バルジのCVがより進化したシステムであり、軌道が大幅に縮小されているという意味で、これは年齢の影響である可能性があることを示唆しています。
天文台での夜空の暗闇の保護：線形システムアプローチ
| Title |
Protecting_the_night_sky_darkness_in_astronomical_observatories:_a_linear_systems_approach |
| Authors |
Fabio_Falchi_and_Salvador_Bar\'a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09928 |
人工光の放出の持続的な増加は、世界のほとんどで夜空の漸進的な増光を引き起こしています。このプロセスは、光学範囲で動作する地上の天文台の科学的および教育的活動の長期的な持続可能性に対する脅威を表しています。これらの主要な科学的インフラストラクチャが構築されたトップレベルの科学的観測を実行する能力が光害レベルの増加によって妨げられる場合、建物、科学的および技術的労働力、機器、メンテナンスへの莫大な投資が危険にさらされる可能性があります。さらに、光害は他にもマイナスの影響をもたらします。生物多様性を危険にさらし、レクリエーション、観光、文化の楽しみのために星空を失うこと。従来の光害軽減アプローチは、個々の情報源の測光に課せられる条件に基づいていますが、観測所を取り巻く領域内のすべての情報源の総計された影響は、規則ではほとんど扱われていません。このアプローチは、観測所の上の夜空の許容可能な劣化に対して明確な制限が確立されるトップダウンのミッション制限戦略で補完されることを提案します。この目的のために使用できる指標の一般的な形式を説明し、その値を領域全体の人工放出に関連付ける線形モデルを開発します。このアプローチは、他の保護ニーズを考慮に入れるように拡張でき、より広い空間計画プロジェクトのコンテキストで、公共照明に関する情報に基づいた決定を行うのに役立つと期待されます。
天体化学氷で合成されたN-グラフェン
| Title |
N-Graphene_Synthesized_in_Astrochemical_Ices |
| Authors |
K_K_Rahul,_M_Ambresh,_D_Sahu,_J_K_Meka,_S_-L_Chou,_Y_-J_Wu,_D_Gupta,_A_Das,_J_-I_Lo,_B_-M_Cheng,_B_N_Raja_Sekhar,_A_Bhardwaj,_H_Hill,_P_Janardhan,_N_J_Mason_and_B_Sivaraman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10011 |
星間媒質で最近検出された、シアン化物側鎖を持つ芳香族ベンゾニトリルの氷のようなマントルは、真空紫外光子照射を受け、残留物を形成することがわかりました。残留物を基板から除去し、電子顕微鏡分析のためにQuantifoilグリッドに配置しました。透過型電子顕微鏡は、量子ドット（QD）と窒素をドープしたグラフェン（N-グラフェン）シートを示しました。回折およびエネルギー分散型X線分光法により、観察されたグラフェンシートの結晶性と炭素-窒素組成が明らかになりました。これは、星間温度での氷照射におけるQDおよびN-グラフェン合成を示す最初の結果です。
QUBIC III：実験室の特性評価
| Title |
QUBIC_III:_Laboratory_Characterization |
| Authors |
S.A._Torchinsky,_J.-Ch._Hamilton,_M._Piat,_E.S._Battistelli,_C._Chapron,_G._D'Alessandro,_P._de_Bernardis,_M._De_Petris,_M.M._Gamboa_Lerena,_M._Gonz\'alez,_L._Grandsire,_S._Masi,_S._Marnieros,_A._Mennella,_L._Mousset,_J.D._Murphy,_D._Pr\^ele,_G._Stankowiak,_C._O'Sullivan,_A._Tartari,_J.-P._Thermeau,_F._Voisin,_M._Zannoni,_P._Ade,_J.G._Alberro,_A._Almela,_G._Amico,_L.H._Arnaldi,_D._Auguste,_J._Aumont,_S._Azzoni,_S._Banfi,_B._B\'elier,_A._Ba\`u,_D._Bennett,_L._Berg\'e,_J.-Ph._Bernard,_M._Bersanelli,_M.-A._Bigot-Sazy,_J._Bonaparte,_J._Bonis,_E._Bunn,_D._Burke,_D._Buzi,_F._Cavaliere,_P._Chanial,_R._Charlassier,_A.C._Cobos_Cerutti,_F._Columbro,_A._Coppolecchia,_G._De_Gasperis,_M._De_Leo,_S._Dheilly,_C._Duca,_L._Dumoulin,_A._Etchegoyen,_A._Fasciszewski,_L.P._Ferreyro,_D._Fracchia,_C._Franceschet,_et_al._(68_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10056 |
宇宙論用Q＆Uボロメトリック干渉計（QUBIC）のプロトタイプバージョンは、パリの天体物理学および宇宙論の実験室でテストキャンペーンを受けました。ボロメータ干渉法の原理の実現可能性をうまく示すこのテクニカルデモンストレータの結果を報告します。QUBICの特性評価には、合成されたビームの測定、干渉縞の測定、および偏光性能の測定が含まれます。点光源をシミュレートするために、望遠鏡の遠方界にある変調された周波数調整可能なミリ波光源が使用されます。QUBICポインティングは、点光源全体をスキャンしてビームマップを生成します。偏光変調は、回転半波長板を使用して測定されます。測定されたビームは理論的なシミュレーションによく一致し、分光イメージングを行う機能をQUBICに提供します。偏光性能は優れており、0.5％未満の交差偏光除去を備えています。QUBICは、アルゼンチンのアルトチョリージョにある標高の高いサイトに配備して、科学的運用を開始する準備ができています。
tran_k2によるK2キャンペーン5の惑星候補
環境。宇宙ベースの測光調査の絶妙な精度と、計器系統学と固有の恒星変動の避けられない存在は、これらの信号成分を惑星の通過によって引き起こされるものから分離する洗練された方法の開発を求めています。エイムス。ここでは、tran_k2をスタンドアロンのFortranコードとして紹介し、恒星の変動性と計測効果の色付きノイズの下で惑星の通過を検索します。このコードを使用して、新しい候補者の調査を行います。メソッド。恒星の変動性はフーリエ級数で表され、必要に応じて、エッジでの過剰なギブスオーバーシュートを回避するための自己回帰モデルで表されます。システマティクスの処理では、恒星変動性の低い共トレンド星、チップ位置、ターゲットでのバックグラウンドフラックスレベルを使用して、共トレンド星と外部パラメーターの非相関が採用されています。フィルタリングは、重みが反復的に決定される標準の重み付き最小二乗のフレームワーク内で行われ、ロバストな近似を可能にし、通過信号を恒星の変動性および系統性から分離します。フィルタリングされたデータからボックスフィッティング最小二乗法によって通過コンポーネントの周期が決定されると、信号全体を再構築し、より高い精度で通過パラメーターを決定します。このステップにより、通過深度の過度の減衰が大幅に減少し、形状の変形が最小限に抑えられます。結果。コードは、K2ミッションのキャンペーン5のフィールドでテストされました。システムの98％を検出し、すべての候補惑星が他の著者によって以前に報告され、フィールド全体を調査し、15の新しいシステムを発見しました。追加の3つの惑星が3つの多惑星システムで見つかり、さらに2つの惑星が以前に知られている単一の惑星システムで見つかりました。
QUBIC VIII：光学設計と性能
| Title |
QUBIC_VIII:_Optical_design_and_performance |
| Authors |
C._O'Sullivan,_M._De_Petris,_G._Amico,_E.S._Battistelli,_D._Burke,_D._Buzi,_C._Chapron,_L._Conversi,_G._D'Alessandro,_P._de_Bernardis,_M._De_Leo,_D._Gayer,_L._Grandsire,_J.-Ch._Hamilton,_S._Marnieros,_S._Masi,_A._Mattei,_A._Mennella,_L._Mousset,_J.D._Murphy,_A._Pelosi,_M._Perciballi,_M._Piat,_S._Scully,_A._Tartari,_S.A._Torchinsky,_F._Voisin,_M._Zannoni,_A._Zullo,_P._Ade,_J.G._Alberro,_A._Almela,_L.H._Arnaldi,_D._Auguste,_J._Aumont,_S._Azzoni,_S._Banfi1,_B._B\'elier,_A._Bau,_D._Bennett,_L._Berge,_J.-Ph._Bernard,_M._Bersanelli,_M.-A._Bigot-Sazy,_J._Bonaparte,_J._Bonis,_E._Bunn,_F._Cavaliere,_P._Chanial,_R._Charlassier,_A.C._Cobos_Cerutti,_F._Columbro,_A._Coppolecchia,_G._De_Gasperis,_S._Dheilly,_C._Duca,_L._Dumoulin,_A._Etchegoyen,_A._Fasciszewski,_L.P._Ferreyro,_D._Fracchia,_C._Franceschet,_et_al._(67_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10119 |
宇宙論用QおよびUボロメトリック干渉計（QUBIC）は、l=100再結合ピークの周りの角度スケールでCMBのBモード偏光異方性を検出することを目的とした地上実験です。体系的な誤差により、ミリ波波長でのBモードの地上観測は非常に困難になり、QUBICは、ボロメトリック干渉法の新しい手法を使用した他の既存または計画された実験に対してやや補完的な方法でこれらの問題を軽減します。この技術は、イメージャの感度と干渉計の系統的な誤差制御を利用しています。冷反射光学コンバイナは、400の開口フィードホーンから放出されたビームを2つの焦点面に重ね合わせます。固定接地シールドと装置とともに動くフォアバッフルで構成されるシールドシステムは、局所的な汚染物質の影響を制限します。このペーパーでは、光学部品のモデリング、設計、製造、および予備測定について説明します。
ミリ波分光放射計を用いた大気分子のマルチライン観測用導波路型マルチプレクサ
| Title |
Waveguide-Type_Multiplexer_for_Multiline_Observation_of_Atmospheric_Molecules_using_Millimeter-Wave_Spectroradiometer |
| Authors |
Taku_Nakajima,_Kohei_Haratani,_Akira_Mizuno,_Kazuji_Suzuki,_Takafumi_Kojima,_Yoshinori_Uzawa,_Shin'ichiro_Asayama_and_Issei_Watanabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10143 |
中層大気におけるオゾン存在量の変動メカニズムをよりよく理解するために、オゾンとオゾン層破壊に関連する他のマイナーな分子種の同時モニタリングは、最も基本的で重要な方法です。ミリ波分光放射計の観測周波数範囲を拡大し、複数の分子スペクトル線を同時に観測するための導波路型マルチプレクサを開発しました。提案されたマルチプレクサには、カスケード接続された4段の側波帯分離フィルタ回路が含まれています。導波管回路は電磁解析に基づいて設計されており、ステージ1〜4の通過周波数帯域は243-251GHz、227-235GHz、197-205GHz、および181-189GHzでした。マルチプレクサの挿入損失と反射減衰量は、ベクトルネットワークアナライザを使用して測定され、各観測帯域は明確に定義されており、帯域幅は適切に指定されています。さらに、4Kで超伝導ミキサを使用して、受信機のノイズ温度とイメージ除去比（IRR）を測定しました。その結果、ミキサーのみの場合と比較したマルチプレクサーによるレシーバーノイズの増加は、マルチプレクサーの導波回路の伝送損失に起因する可能性があります。IRRは、各観測帯域の中心で25dBを超えていました。これは、サイドバンド信号を分離するための導波路型マルチプレクサによって、高い安定したIRR性能を実現できることを示しています。
ユーラシアのサブミリ望遠鏡に向けて：マルチカラーsubTHz MKIDアレイデモカメラMUSICAMとその機器テストの概念
| Title |
Toward_Eurasian_SubMillimeter_Telescopes:_the_concept_of_multicolor_subTHz_MKID-array_demo_camera_MUSICAM_and_its_instrumental_testing |
| Authors |
R._Duan,_V._Khaikin,_M._Lebedev,_V._Shmagin,_G._Yakopov,_V._Vdovin,_G._Bubnov,_X._Zhang,_C._Niu,_Di_Li_and_I._Zinchenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10154 |
サブミリ波天文学における新たな課題は、高感度と角度分解能、広い視野、および多波（マルチカラー）スペクトル範囲を組み合わせた機器を必要とします。新しい大型のシングルmm/サブミリ望遠鏡は、グローバルなイベントホライズン望遠鏡（EHT）VLBIネットワークに含まれるだけでなく、高い需要があります。同時に、適切なサイトが存在し、アジアまたはユーラシアでのそれらの出現が長い間遅れている間、アジアには大きなmm/submm望遠鏡はまったくありません。動的インダクタンス検出器（KID）は、将来の望遠鏡の開発に必要となる大型アレイの実装に最適です。マルチカラーsubTHzKIDアレイMUSICAMデモカメラとその機器テストの概念を示します。これにより、ユーラシアのサブミリ波望遠鏡（ESMT）の作成に必要ないくつかの手順を実行できます。ESMTには、概念と科学的なタスクも示されています。
最小のサンプリング労力での差分イメージングにおける過渡認識のための機械学習
| Title |
Machine_Learning_for_Transient_Recognition_in_Difference_Imaging_With_Minimum_Sampling_Effort |
| Authors |
Yik-Lun_Mong,_Kendall_Ackley,_Duncan_Galloway,_Tom_Killestein,_Joe_Lyman,_Danny_Steeghs,_Vik_Dhillon,_Paul_O'Brien,_Gavin_Ramsay,_Saran_Poshyachinda,_Rubina_Kotak,_Laura_Nuttall,_Enric_Pall'e,_Don_Pollacco,_Eric_Thrane,_Martin_Dyer,_Krzysztof_Ulaczyk,_Ryan_Cutter,_James_McCormac,_Paul_Chote,_Andrew_Levan,_Tom_Marsh,_Elizabeth_Stanway,_Ben_Gompertz,_Klaas_Wiersema,_Ashley_Chrimes,_Alexander_Obradovic,_James_Mullaney,_Ed_Daw,_Stuart_Littlefair,_Justyn_Maund,_Lydia_Makrygianni,_Umar_Burhanudin,_Rhaana_Starling,_Rob_Eyles,_Spencer_Tooke,_Christopher_Duffy,_Suparerk_Aukkaravittayapun,_Utane_Sawangwit,_Supachai_Awiphan,_David_Mkrtichian,_Puji_Irawati,_Seppo_Mattila,_Teppo_Heikkil"a,_Rene_Breton,_Mark_Kennedy,_Daniel_Mata-Sanchez,_Evert_Rol |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10178 |
時間領域の天文学によって生成される観測データの量は、指数関数的に増加しています。人間による検査だけでは、データから本物のトランジェントを特定する効果的な方法ではありません。自動の偽の分類器が必要であり、この目標を達成するために機械学習技術が一般的に使用されます。人間による検証が必要なため、十分に多数の検証済みトランジェントを含むトレーニングセットを構築することは困難です。科学画像のすべての検出を実際の検出のサンプルに、差分画像のすべての検出を使用してトレーニングセットを作成するためのアプローチを提示します。これは、過渡画像を検出するための差分イメージングのプロセスによって生成され、偽の検出のサンプルになります。。この戦略は、教師あり機械学習手法のデータのラベル付けに伴う労力を効果的に最小限に抑えます。重力波光学過渡観測器（GOTO）プロトタイプで観測された、検出位置を中心とする21行21ピクセルのスタンプの正規化されたピクセル値を特徴表現として利用して、いくつかの分類器をトレーニングするためにトレーニングセットの有用性を示します。この戦略でトレーニングされた実際の偽の分類器は、1％の誤警報率で実際の検出に対して最大95％の予測精度を提供できます。
天体物理学における新しい確率分布：III。打ち切られたマクスウェルボルツマン分布
理想気体の速度のMaxwell-Boltzmann（MB）分布は、通常、ゼロと無限大の間で定義されます。ここでは、二重の切り捨てられたMB分布が導入され、確率密度関数、分布関数、平均値、原点のrthモーメント、二乗平均速度、および分散が評価されます。2つのアプリケーションが提示されます：（i）二乗平均平方根の速度と温度の間の数値的関係、および（ii）ジーンズの分子の大気からのフラックスの脱出フラックスの式の修正。
SkyMapper Southern Survey：2回目のデータリリース（DR2）
| Title |
SkyMapper_Southern_Survey:_Second_Data_Release_(DR2) |
| Authors |
Christopher_A._Onken_(1),_Christian_Wolf_(1),_Michael_S._Bessell_(1),_Seo-Won_Chang_(1),_Gary_S._Da_Costa_(1),_Lance_C._Luvaul_(1),_Dougal_Mackey_(1),_Brian_P._Schmidt_(1),_Li_Shao_(1_and_2)_((1)_Research_School_of_Astronomy_&_Astrophysics,_Australian_National_University,_(2)_Kavli_Institute_for_Astronomy_and_Astrophysics,_Peking_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10359 |
SkyMapperSouthernSurveyの2番目のデータリリース（DR2）を提示します。これは、オーストラリアのサイディングスプリング天文台にあるSkyMapper望遠鏡で6つの光学フィルター$u、v、g、r、i、z$を使用して行われた半球測量です。DR2は、DR1でリリースされた浅い調査の$\sim$18mag（10${\sigma}$）の制限を超える最初のリリースであり、全調査深度で$g$が21magを超える空の部分が含まれますおよび$r$フィルター。DR2測光は、$u$と$v$で1％、$griz$で0.7％の内部再現性で測定される精度を備えています。21000以上のdeg$^2$は、いくつかのフィルター（浅いまたは主測量のいずれかの深さ）にデータがあり、7000deg$^2$を超えると、6つのフィルターすべてで主な測量範囲が深くなります。最後に、約18000deg$^2$のメイン調査データは$i$および$z$フィルターにありますが、まだ完全な深さではありません。このリリースには、12万枚を超える画像のほか、5億個を超えるユニークな天体物理学オブジェクトと約50億個の個別検出を含むカタログが含まれています。また、GaiaDR2、Pan-STARRS1DR1、GALEXGUVcat、2MASS、AllWISEなどのさまざまな外部カタログとのクロスマッチ、および2MRS、GALAH、6dFGS、2dFLenSなどの分光学的調査も含まれています。
三重星系における一般的なエンベロープ進化の結果の推定
| Title |
Estimating_the_outcomes_of_common_envelope_evolution_in_triple_stellar_systems |
| Authors |
T._A._F._Comerford,_R._G._Izzard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09671 |
解析的手法と数値的手法の組み合わせを使用して、一般的なエンベロープ進化を受けるトリプルスターの進化を説明する新しいモデルを提示します。進化の初期段階は、エンベロープとの動的摩擦によって駆動されます。これにより、外側の三重軌道が内側の二元軌道よりも速く収縮します。ほとんどの場合、これは3つの星の間のカオス的な動的相互作用につながり、3つの星から1つの星が放出されることになります。この放出と残りの連星への反動は、3つの星すべてをエンベロープから放出するのに十分です。エンベロープは、星が脱出した後に膨張して散逸します。これらの結果は、ポストコモンエンベロープトリプルのプロパティに影響を与えます。これらは、動的不安定性が始まる前にエンベロープが排出された場合にのみ存在する可能性があり、その可能性は、初期のバイナリ分離とエンベロープ構造に依存します。トリプルが動的に不安定になる場合、トリプルは存続せず、エンベロープは惑星状星雲を形成せずに消散します。
表形式の恒星強度を使用した高速輸送計算
四肢の暗くする法則は、恒星の強度の中心から四肢への変動の便利なパラメーター化であり、それらの使用は、日食や通過のモデリングで遍在しています。しかし、これらはいかなる意味でも「法則」ではありません。それらは実際の強度変動の単純な近似であり、恒星大気モデルが向上し、より高精度のデータが利用可能になるにつれて、その制限はますます明白になります。日食と通過光曲線をフィッティングする場合、理想的には、四肢の暗くする法則の表現とその係数ではなく、星の質量、半径、有効温度などの基本的な恒星パラメーターに基づくモデル強度を使用することをお勧めします。これは、惑星の偏平、リング、衛星、または大気などの高次効果を検出しようとする場合に特に当てはまります。ただし、モデルの強度を使用するには、モデルの恒星表面に多数の小面積の「タイル」を数値的に統合する必要があり、これは従来、一般的に使用するには計算コストが高すぎます。ここでは、光度曲線と表形式の恒星モデルの強度を使用するRossiter-McLaughlin効果を計算する高速な手法を紹介します。これは、手足を暗くする法則の必要性を取り除くツール開発のステップです。
球状星団M15におけるRR Lyrae星の周期と分類
| Title |
Periods_and_classifications_of_RR_Lyrae_stars_in_the_globular_cluster_M15 |
| Authors |
Andrew_M._Hoffman,_Yukei_S._Murakami,_WeiKang_Zheng,_Benjamin_E._Stahl,_and_Alexei_V._Filippenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09778 |
2019年と2020年にリック天文台で行われたニッケル1m望遠鏡観測から得られた球状星団M15の78個のRRLyrae星の周期、振幅、およびタイプの測定値を提示します。これらのうち、2つは以前に報告されましたが、限目。さらに、3つの新しい周期決定を報告する5つのセファイド変光星と、不確定な分類と周期を持つさらに35の星を特定します。不確かさを明確に処理して変光星の周期を検出するための新しい適応フリーフォームフィッティングテクニックに基づく、新しいPythonパッケージ、周期決定および識別パイプラインスイート（PIPS）のデータへの開発とその後のアプリケーションについて説明します。
ミラでの突発的な質量減少の局所的な発症の証拠
| Title |
Evidence_for_localized_onset_of_episodic_mass_loss_in_Mira |
| Authors |
G._Perrin,_S.T._Ridgway,_S._Lacour,_X._Haubois,_E._Thiebaut,_J._P._Berger,_M.G._Lacasse,_R._Millan-Gabet,_J._D._Monnier,_E._Pedretti,_S._Ragland,_W._Traub |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09801 |
HバンドのLPVMiraの画像を提供するために、干渉光学望遠鏡アレイ（IOTA）で取得したマルチ望遠鏡干渉測定を報告します。この波長領域は、連続体の不透明度が低いため、質量損失の研究に非常に適しています。これにより、恒星大気とエンベロープ内の非常に長い経路で放出を観察できます。観測された可視性は、中心のオブジェクトと拡張された分子層を表す単純なコアハローモデルと一致していますが、さらに、実質的な非対称性を示しています。画像再構成ソフトウェアを使用した分析では、非対称性がローカライズされた吸収パッチと一致していることが示されています。観察された不透明度は、小さなダスト粒子に一時的に関連付けられており、数年の排出プロセス中に大幅に成長します。推定された雲のダスト含有量、既知の質量損失率、放出速度などの空間情報は、拡張された分子層の脈動ポンピングの証拠を提供します。雲は、脈動ハローに非常に近い、ダスト形成が強化された空間的に局所的なゾーンとして理解できます。観測された質量損失は、星の周りのいくつかのそのような活動領域によって提供される可能性があります。この結果は、AGBスターの大気中のダスト生成の塊をよりよく理解するための追加の手がかりを提供します。これは、脈動と対流の組み合わせが質量損失のプロセスで重要な役割を果たすシナリオと互換性があります。
コンピュータシミュレーションを使用した中性ヘリウム線のシュタルク拡大プロファイルの新しい計算
| Title |
New_Calculations_of_Stark_Broadened_Profiles_for_Neutral_Helium_Lines_Using_Computer_Simulations |
| Authors |
Patrick_Tremblay,_Alain_Beauchamp_and_Pierre_Bergeron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09834 |
ヘリウム原子の動的環境をより適切に表すことを目的としたいくつかの重要な側面を含むコンピューターシミュレーションを使用して、中性ヘリウム線のスターク拡張プロファイルの新しい計算を提示します。これらには、イオンと電子の処理の統合、イオンダイナミクスの補正、コアからプロファイルの翼への広がりへの電子の寄与の遷移、変動する電場によって乱されたヘリウムの時間発展演算子の数値積分が含まれます。、荷電摂動装置の運動、局所密度変化、および粒子再注入の相関のデバイ補正。HeI$\lambda\lambda$4471および4922ラインのシミュレーション結果を、文献で公開されている他の結果と比較します。細い線（HeI$\lambda\lambda$5877および6678）と太い線（HeI$\lambda\lambda$4026および4144）のシミュレーション環境もテストします。細い線は、広い線よりも適切に作成するのが難しいことがわかります。
Cygnus OB2の既知のOスター個体群の分光学的特性。複数のスター形成バーストの証拠
| Title |
Spectroscopic_characterization_of_the_known_O-star_population_in_Cygnus_OB2._Evidence_of_multiple_star-forming_bursts |
| Authors |
S._R._Berlanas,_A._Herrero,_F._Comer\'on,_S._Sim\'on-D\'iaz,_D._J._Lennon,_A._Pasquali,_J._Ma\'iz_Apellan\'iz,_A._Sota_and_A._Peller\'in |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09917 |
CygnusOB2は、私たちの銀河系の若い大質量星の最大のグループの1つにある高質量の恒星含有量に対するユニークな洞察を提供します。その大規模な人口のいくつかの研究が過去数十年にわたって行われてきたが、協会で知られている全体のOスター人口の広範な分光学的研究はまだ欠けています。この作業では、既存の新しい分光法を使用して、これまでにCygnusOB2で実行されたO星の最も完全な分光センサスを作成しました。新しいバイナリシステムを識別し、回転速度の分布を取得し、二重線分光バイナリとして検出されなかった領域内のすべての星の主な恒星パラメータを決定する、78個のO型星のスペクトルを提示します。また、関連の進化状態を解釈するためのヘルツスプルングラッセル図を作成することに加えて、信頼できるガイア天文測定でこれらの星の半径、光度、質量を導き出します。この研究は、個体群の進化状態の解釈に正確な分光パラメータと天文学を使用したときに達成された改善を示しており、CygnusOB2の場合、$\sim$3と$\simに少なくとも2つの星形成バーストを明らかにしました5ドル回転速度の分布に非常に高速な回転子の明らかな不足が見られます。サンプルの動的分布の検査により、特異な適切な運動をする9つのO星を特定し、その領域で起こり得る動的放出シナリオや過去の超新星爆発について議論することができました。
フッ素を使用する2つのCEMP前駆細胞における元素合成の抑制
| Title |
Constraining_Nucleosynthesis_in_Two_CEMP_Progenitors_Using_Fluorine |
| Authors |
A._A._Mura-Guzm\'an_(1,2),_D._Yong_(1,2),_C._Abate_(3),_A._Karakas_(4,2),_C._Kobayashi_(5,2),_H._Oh_(6),_S._Chun_(6),_G._Mace_(7)._((1)_Research_School_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Australian_National_University,_Australia,_(2)_ARC_Centre_of_Excellence_for_All_Sky_Astrophysics_in_3_Dimensions_(ASTRO_3D),_Australia,_(3)_Deep_Blue_Srl,_Rome,_Italy,_(4)_School_of_Physics_and_Astronomy,_Monash_University,_Australia,_(5)_Centre_for_Astrophysics_Research,_University_of_Hertfordshire,_UK,_(6)_Korea_Astronomy_and_Space_Science_Institute,_Republic_of_Korea,_(7)_Department_of_Astronomy_and_McDonald_Observatory,_University_of_Texas_at_Austin,_USA.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10136 |
2つの炭素強化金属の少ない（CEMP）星、HE1429-0551とHE1305+0007の新しいフッ素存在量の推定値を示します。HE1429-0551は、低速中性子捕獲プロセス（sプロセス）要素であるCEMP-sも豊富で、HE1305+0007は、低速および高速中性子捕獲プロセス要素であるCEMP-s/rが強化されています。。Fアバンダンスの推定値は、4mクラスのローウェルディスカバリー望遠鏡のイマージョングレーティング赤外線分光計（IGRINS）で得られた高解像度の赤外線スペクトルを使用して、23358.6AでのHF分子の振動回転遷移から導き出されます。私たちの結果には、[Fe/H]=-2.53でA（F）=+3.93（[F/Fe]=+1.90）のHE1429-0551のF存在度測定、およびHE1305+0007のF上限が含まれますのA（F）<+3.28（[F/Fe]<+1.00）at[Fe/H]=-2.28。HE1429-0551で新しく導出されたFの存在量により、このオブジェクトはFが検出された中で最も金属に乏しい星になります。これらの結果を、詳細なAGB元素合成およびバイナリー進化を含む文献値および最新のCEMP-sモデル予測と注意深く比較します。HE1429-0551のモデル化されたフッ素の存在量は、観測された存在量と合理的に一致していますが、観測された値よりもわずかに高くなっています。HE1429-0551の場合、私たちの調査結果は、熱脈動フェーズ中の主要な仲間による物質移動を介したシナリオをサポートします。文献からのデータとともに、HE1305+0007の推定上限は、AGBモデルと比較して大きな不一致を示しています。この不一致の主な原因は、モデルが再現に苦労しているsおよびrプロセス要素の同時強化です。
2つのコロナ質量放出の初期相互作用後の電子加速と電波放出
| Title |
Electron_acceleration_and_radio_emission_following_the_early_interaction_of_two_coronal_mass_ejections |
| Authors |
D._E._Morosan,_E._Palmerio1_J._E._R\"as\"anen,_E._K._J._Kilpua,_J._Magdaleni\'c,_B._J._Lynch,_A._Kumari,_J._Pomoell,_and_M._Palmroth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10245 |
環境。コロナ質量放出（CME）は、加速された電子によって生成される太陽電波バーストをしばしば伴う、太陽からの磁化プラズマの大規模な噴火です。ねらい。電子ビームを加速するための強力なソースはCME駆動のショックですが、CMEの噴火中に電子を加速できるメカニズムは他にもあります。これまでの研究では、主に動的スペクトルの形状と特性に基づいて、太陽電波バーストを5つのグループ（タイプI-V）に分類する従来の分類に依存してきました。ここでは、現在の太陽電波放射の分類に適合しないCMEに関連する移動無線バーストの原因を特定することを目的としています。メソッド。Nan\c{c}ayラジオヘリオグラフからのラジオイメージングを、太陽力学観測所、太陽および太陽圏観測所、および太陽地球関係観測所宇宙船からの観測と組み合わせて、2013年5月22日に続く2つのCMEに伴う移動無線バーストを調査します。。2つの関連するCME噴火の3次元再構成を使用して、観測された電波放射の考えられる原因を示します。結果。コロナの異常に高い高度で、CMEの北側に位置し、CMEと同期して外側に移動する3つの移動無線バーストを特定しました。無線バーストは、持続時間が約1秒の動的スペクトルの微細構造放射に対応し、順方向または逆方向の周波数ドリフトを示す場合があります。CMEは以前のCMEに続いて密接に拡大するため、コロナの低いCME-CME相互作用が、観測された電波放射の原因である可能性があります。
2008年から2014年の太陽から地球への観測と孤立した地球に影響を与える惑星間コロナ質量噴出の特性
| Title |
Sun-to-Earth_Observations_and_Characteristics_of_Isolated_Earth-Impacting_Interplanetary_Coronal_Mass_Ejections_During_2008-2014 |
| Authors |
Darije_Mari\v{c}i\'c,_Bojan_Vr\v{s}nak,_Astrid_Veronig,_Mateja_Dumbovi\'c,_Filip_\v{S}terc,_Dragan_Ro\v{s}a,_Mile_Karlica,_Damir_Hr\v{z}ina,_Ivan_Rom\v{s}tajn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10265 |
2008年1月から2014年8月までの期間に発生した、地球に影響を与える孤立したICMEのサンプルを分析して、対応するCMEに関連するフィラメントの噴火のタイプに関するICMEinsituシグネチャを詳細に調査します。地球指向のCMEの場合、運動学的研究がSTEREO-A、BCOR1およびCOR2コロナグラフとHeliosphericImagersHI1を使用して行われました。外挿されたCMEキネマティクスに基づいて、相互作用するCMEを特定しました。これらはさらなる分析から除外されました。このアプローチを適用すると、31の孤立した地球に影響を与えるCMEのセットが明確に識別され、風力探査機によって記録された現場測定値に関連付けられました。CMEの発生源の位置と関連するフィラメントの噴火のタイプに関して、イベントをサブセットに分類しました。したがって、イベントは3つのサブサンプルに分割されます：アクティブ領域（AR）CME、消失フィラメント（DSF）CME、およびステルスCME。ICMEの関連する3つのグループは、さらに2つのサブセットに分類されました：磁気障害（MO）イベント（そのうち4つはステルスでした）、フラックスロープの特性を少なくとも部分的に公開するICMEをカバーし、イジェクタ（EJ）イベントは表示されません特性。次のステップでは、乱流シース（TS）、前頭領域（FR）、およびMOとして定義されたICMEの3つの異なるセグメントの磁場強度とプラズマ特性を考慮して、MOイベントをより詳細に分析しました自体。分析により、AR、DSF、およびステルスICMEのさまざまな明確な相関関係が明らかになりました。これらは、基本的な物理的概念を考慮して解釈しました。私たちの結果は、ICMEsが、頂点ヒットと側面ヒットの観点から、insitu宇宙船の軌道に応じて異なる署名を示すという仮説をサポートしています。
原始星円盤と風の[Oi]ラインを励起する際のFUVポンピングの役割
Cloudyを使用して、オーウェンと共同研究者のX線駆動光蒸発風モデル、およびWangらによる最近のマグネトサーマルモデルで、[Oi]6300Aおよび[Oi]5577Aの励起を再調査します。我々は、測定された降着光度で、FUV放射が最終的に[Oi]ラインに寄与する酸素原子の上位レベルを占めることを発見しました。FUVポンピングは、[Oi]ラインの励起メカニズムとして衝突と競合し、それぞれがシミュレーションのベースとなった流体力学モデルの詳細に応じて、原始星円盤環境の異なる領域から発生します。その結果、[Oi]6300Aと[Oi]5577Aのライン強度と形状は、放射輸送シミュレーションにFUVポンピングを含めることによって影響を受けます。
静かな太陽の3D磁気対流シミュレーションにおけるホール効果と両極性効果の共同作用I.散逸と波の発生
| Title |
Joint_action_of_Hall_and_ambipolar_effects_in_3D_magneto-convection_simulations_of_the_quiet_Sun._I._Dissipation_and_generation_of_waves |
| Authors |
P._A._Gonzalez-Morales,_E._Khomenko,_N._Vitas,_M._Collados |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10429 |
太陽プラズマの部分的な電離は、両極性拡散、ホール効果、ビアマン電池効果などのいくつかの非理想的な効果を引き起こします。ここでは、3つの効果すべてが考慮された太陽の局所ダイナモの最初の3次元現実的なシミュレーションについて報告します。シミュレーションは、既に飽和したバッテリーシードダイナモのスナップショットから始まりました。2つの新しいシリーズが開発されました。1つは両極性拡散のみで、もう1つは一般化されたオームの法則のホール項を考慮しています。次に、シミュレーションを約4時間の太陽時間実行して、定常状態に到達し、統計を改善しました。同時に、純粋なMHDダイナモシミュレーションも同じ時間実行されました。シミュレーションは統計的に比較されます。結果は、両極性拡散を含めることで、アルフベン波に関連する非圧縮性摂動の振幅が減少し、ポインティングフラックスが周波数に依存して吸収されることを示しています。ホール効果は、反対の作用を引き起こします。非圧縮性の摂動がかなり過剰に生成され、ポインティングフラックスの過剰が色層で観察されます。両極性拡散のモデルは、平均して、より鋭い電流シートと、彩層でのわずかに豊富な高速磁気音響衝撃を示します。ホール効果のあるモデルでは、彩度が低いほど温度が高くなり、彩度圏全体にわたってより強力で垂直方向の磁場濃度が高くなります。高周波の研究により、非圧縮性摂動の大きな力が、強い垂直磁場とより大きな温度の領域に関連していることが明らかになりました。両極性加熱の大きさと、同じ場所での10^2秒の特性時間後の温度上昇の間に正の相関があることがわかります。
エッジオン周円盤の分子線観察の分析の選択された側面
| Title |
Selected_aspects_of_the_analysis_of_molecular_line_observation_of_edge-on_circumbinary_disks |
| Authors |
Roman_Avramenko,_Sebastian_Wolf,_Tobias_F._Illenseer,_Stig_Rehberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10499 |
環境。内部空洞、降着アーム、および密度波は、周囲の円盤の密度分布における特徴的な構造です。それらは、中央の連星の非軸対称の重力と周囲の円盤との潮汐相互作用の結果であり、非対称性が最も顕著である内部領域で最も顕著です。ねらい。この研究の目的は、ガス密度分布を再構築し、複数の分子線観測を使用して、エッジオンの円周ディスクの内部領域の構造の特性を定量化することの実現可能性をテストすることです。メソッド。円周ディスクの密度分布は、2次元流体力学シミュレーションで計算されます。続いて、分子線放出マップが3D放射伝達シミュレーションで生成されます。これらに基づいて、空間的に解決されたディスクと未解決のディスクの最も内側の領域にある特徴的な周囲構造の可観測性を調査します。結果。エッジオンで見られる円周ディスクの空間分解多波長分子線観測から、内部空洞、降着アーム、および密度波を再構築することが可能であることがわかります。空間的に未解決の観測では、キャビティから内部ディスクリムへの移行領域の密度勾配の推定値のみを取得できます。
外ヘリオシース交差と星間中性原子の観測の間の時間遅延
| Title |
Time_delay_between_outer_heliosheath_crossing_and_observation_of_interstellar_neutral_atoms |
| Authors |
M._Bzowski_and_M.A._Kubiak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10557 |
ボイジャー宇宙船による太陽圏粒子の母集団のその場測定は、1auでのエネルギー生成と星間中性原子（それぞれ、ENAとISN）のリモートセンシング観測で適切な状況に置くことができます。観測時間は考慮されます。ヘリオシースの生産地域からのENAの飛行時間は、これらの原子がほぼ一定の速度で力のない軌道をたどるため、比較的簡単に推定できます。ISN集団の場合、動的および弾道選択効果が重要であり、飛行時間ははるかに長くなります。IBEXによって観測されたISNHeおよびH原子のこれらの時間を推定し、将来は合成法を使用したWTPMモデルを使用したIMAPによって推定します。一次集団原子の場合、飛行時間はおよそ3太陽周期であり、広がりは1太陽周期に相当します。二次集団の場合、飛行時間はおよそ10太陽周期であり、過去10年間の観測期間中、IBEXはほぼ19世紀全体にわたってOHSで生成された二次He原子を収集しています。ボイジャー横断時にヘリオポーズを貫通するISN原子は、計画されたIMAP観測の間に、2027年頃に徐々に見えてきます。ローカルの星間物質におけるISNフローの仮説的な変化は現在検出できません。それにもかかわらず、適切に平均化された太陽風パラメータで使用される定常状態の太陽圏モデルは、ISN観測の理解に適していると予想されます。
| Title |
A_Systematic_Study_of_Hidden_Sector_Dark_Matter:_Application_to_the_Gamma-Ray_and_Antiproton_Excesses |
| Authors |
Dan_Hooper,_Rebecca_K._Leane,_Yu-Dai_Tsai,_Shalma_Wegsman,_Samuel_J._Witte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/1912.08821 |
非表示のセクターモデルでは、暗黒物質は標準モデルの粒子含有量に直接結合しないため、直接検出実験での速度が大幅に抑制され、同時に消滅による大きな信号も許容されます。この論文では、隠れたセクターの暗黒物質の広範な研究を実施し、幅広い暗黒物質スピン、メディエータースピン、相互作用図、および消滅最終状態をカバーし、それぞれの場合で、消滅がs波であるかどうかを決定します（したがって、効率的な今日の宇宙における全滅）。次に、隠れたセクターの消滅生成物を標準モデルに崩壊させるさまざまなポータルの相互作用について検討します。遺物密度の要件と矮小回転楕円銀河の観測から制約を広く分類します。初期の宇宙で隠れたセクターが標準モデルと平衡状態にあるシナリオでは、ポータル結合と、核を含む暗黒物質の弾性散乱断面積に下限を設定します。隠れたセクターの結果を、観測された銀河中心のガンマ線過剰と宇宙線反陽子過剰に適用します。これらの過剰の両方は、矮小回転楕円銀河の観測からの制約による緊張なしに、さまざまな隠れたセクターモデルによって同時に説明できることがわかります。
ルカシュの平面波、再訪
ルカシュメトリックは、エネルギー密度が単調減少する空間的に均質な宇宙モデルの一般的なクラスの振る舞いを最近近似する均質な重力波です。シクロスの先駆的な研究に続いて、私たちは時空の幾何学とグローバル構造の自己完結型の説明を提供します。後者には、時空がミルン宇宙論の異方性バージョンに似た未来と、リンドラーウェッジに似た過去のキリングホライズンが含まれています。Unruh効果について説明します。これにより、適切な真空状態で、均一に加速されたクラスの観測者が熱放射の背景を経験します。
ダークQCDの共鳴自己相互作用ダークマター
標準モデルQCDの中間子スペクトルとの類似性に基づいて、QCDを使用したダークセクターにおける共鳴自己相互作用ダークマターのモデルを提示します。2つの軽いクォークで作られた暗い中間子の場合、我々は共鳴自己相互作用（$\phi$-K-Kシステムに類似）と熱凍結を実現する単純なモデルを提示します。また、重いおよび軽い暗いクォークで構成される非対称の暗黒物質を考慮して、共鳴自己相互作用（$\Upsilon（4S）$-B-Bシステムに類似）を実現し、両方のセットアップの実験的プローブについて説明します。最後に、格子結果を利用して実現可能性を判断しながら、すでにSIMPおよびELDERメカニズムに組み込まれている可能性のある共鳴自己相互作用についてコメントします。
物質の生成の可能性を伴うエントロピー力宇宙論モデルと、バルクと均一および等方性フラットユニバースの地平線との間のエネルギー交換を調査します。3つの異なる種類のエントロピー、ベケンシュタインのもの、非大規模なTsallis-Cirtoのもの、および四次エントロピーに加えて、さまざまなエントロピー力モデルをモデル化し、それらに観測制約を課すための物質生成率のいくつかの現象論的関数形式を考慮します。それらのほとんどは基本的に標準の$\Lambda$CDMシナリオと区別がつかないが、ハッブルパラメーターに比例する物質生成率を持つBekensteinエントロピー力モデルは、$\Lambda$CDMよりも統計的に非常に支持されていることを示します。一般的な結果として、バルクと宇宙の境界の間のエネルギー交換に関連するホーキング温度パラメーター$\gamma$と物質生成率$\Gamma（t）$の両方が非常に高くなければならないこともわかります観測データを再現するために小さい。
動的変曲点インフレ
Coleman-Weinbergポテンシャルに基づいて、インフロンポテンシャルの複数の変曲点を取得するメカニズムを提供します。重要な要素は、インフロンの4次結合ベータ関数のゼロの存在です。これは、ゲージ-湯川モデルの大規模なしきい値スケールでのゲージ結合ベータ関数の符号変更によって簡単に実現できます。普遍的なインフレートの可能性は、幅広いモデルで出現し、小フィールドインフレーションシナリオの実験データに対応できます。スカラー振幅に対するテンソルの比率は小さいと予測されますが、スカラースペクトルインデックスの実行$\alpha_s$には、正と負の両方の値を持つ分岐があります。$\alpha_s\gtrsim0.002$のポジティブブランチは、今後の宇宙マイクロ波背景実験によってテストされます。
| Title |
Towards_understanding_of_loop_quantum_black_holes |
| Authors |
Wen-Cong_Gan,_Nilton_O._Santos,_Fu-Wen_Shu_and_Anzhong_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09664 |
この論文では、球対称ループ量子ブラック/ホワイトホールソリューションの5パラメータークラスを体系的に研究し、3つの独立した組み合わせのみが物理的であり、時空特性を一意に決定することを発見しました。3次元（3D）位相空間全体を調査した後、モデルには非常に豊富な物理学があり、これらのパラメーターの選択に応じて、次のようなさまざまな可能性が存在します。（i）標準のブラック/ホワイトホールを持つ時空構造、つまり、時空曲率の特異点がなく、2つの漸近的に平坦な領域を持ち、有限の非ゼロの幾何学的半径を持つ遷移面（スロート）によって接続されている時空。観測者が2つの漸近的に平坦な領域で測定したブラック/ホワイトホールの質量はすべて正であり、ブラック（ホワイト）ホールの表面重力は正（負）です。（ii）ワームホールのような構造を持ち、2つの質量はすべて正であるが、地平線は存在しない時空。（iii）曲率特異性をまだ保持する時空。ただし、そのような時空はいくつかの制限ケースにのみ対応し、必要な（ただし十分ではない）条件は、2つの「重合」パラメーターの少なくとも1つがなくなることです。さらに、太陽質量のブラック/ホワイトホールであっても、パラメータの選択によっては、ブラック/ホワイトホールの地平線で量子重力効果が非常に大きくなる可能性があります。
ガウス・ボンネット重力による宇宙の歴史の追跡
宇宙の歴史は、重力作用の内部のさらなる曲率の寄与を考慮して追跡することができます。標準の一般相対性理論が他の曲率不変量によって拡張できると仮定して、高次の曲率項を含むアクションが原則として宇宙全体の進化に適合する可能性について説明します。特に、$F（R、{\calG}）$のような理論で、$R$はリッチスカラーで、$\calG$はガウスボンネットトポロジー項であり、エネルギーに依存するすべての曲率不変量を含みます。政権は、インフレ、物質支配および暗黒エネルギー体制に対処することができます。本稿では、$F（R、{\calG}）$モデルが重力を紫外から赤外スケールに導く方法を考慮して、この可能性を調査します。具体的には、この目的のために宇宙論的アプローチを考慮に入れます。
非最小物質-曲率結合重力におけるジーンズの不安定性
非最小結合ボルツマン方程式の弱い場の限界が研究され、不変のバーディーンスカラーポテンシャル間の関係が導き出されます。不安定性に関するジーンの基準は、修正された分散関係によって見つけられます。特殊なケースが精査され、モデルパラメータに関する考慮事項がBokglobuleについて説明されます。
ガウスボンネット定理のNUTメトリックのレンズへの適用
フェルマーの原理を利用して、NUTメトリックのすべての明るい測地線が、光学メトリックと呼ばれる2次元リーマンメトリックの測地線に投影されることを示します。光学メトリックは、（座標）円錐上で定義されます。その開口角度は、ライトのような測地線の影響パラメータによって決定されます。驚くべきことに、開口角度が異なるコーンの光学測定基準は、局所的に（しかし全体的にではなく）等尺性であることを示しています。ガウスボンネットの定理を利用して、軽い測地線の偏向角が、光学メトリックのガウス曲率の面積積分によって決定されることを示します。同様の結果は、静的で球対称の時空に対しても当てはまることが知られています。静的でも球対称でもない（少なくとも通常の意味では）NUT時空への一般化は、かなり自明ではありません。
反射非対称のワームホールとその二重の影
| Title |
Reflection-asymmetric_wormholes_and_their_double_shadows |
| Authors |
Maciek_Wielgus,_Jiri_Horak,_Frederic_Vincent,_Marek_Abramowicz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10130 |
2つのReissner-Nordstrom時空を異なる質量および電荷パラメーターで接続することによって得られるワームホールの構築および観察特性について説明します。これらのオブジェクトは球対称ですが、接続された時空が異なるため、反射対称ではありません。反射非対称のワームホールは、入射する放射線のかなりの部分をその起源の時空に反射して戻す可能性があります。この効果は、有効光子ポテンシャルの単純なフレームワークで解釈されます。モデルパラメータに応じて、遠方の観測者（その「影」）から見たこのようなワームホールの画像には、観測者の側に形成されたフォトンリング、ワームホールの反対側に形成されたフォトンリング、または両方のフォトンリングが含まれる場合があります。これらのユニークなトポロジー機能により、電波天文観測を使用して、このクラスのオブジェクトをブラックホールから確実に区別できます。
TianQinプロジェクト：科学技術の現在の進歩
| Title |
The_TianQin_project:_current_progress_on_science_and_technology |
| Authors |
Jianwei_Mei,_Yan-Zheng_Bai,_Jiahui_Bao,_Enrico_Barausse,_Lin_Cai,_Enrico_Canuto,_Bin_Cao,_Wei-Ming_Chen,_Yu_Chen,_Yan-Wei_Ding,_Hui-Zong_Duan,_Huimin_Fan,_Wen-Fan_Feng,_Honglin_Fu,_Qing_Gao,_TianQuan_Gao,_Yungui_Gong,_Xingyu_Gou,_Chao-Zheng_Gu,_De-Feng_Gu,_Zi-Qi_He,_Martin_Hendry,_Wei_Hong,_Xin-Chun_Hu,_Yi-Ming_Hu,_Yuexin_Hu,_Shun-Jia_Huang,_Xiang-Qing_Huang,_Qinghua_Jiang,_Yuan-Ze_Jiang,_Yun_Jiang,_Zhen_Jiang,_Hong-Ming_Jin,_Valeriya_Korol,_Hong-Yin_Li,_Ming_Li,_Ming_Li,_Pengcheng_Li,_Rongwang_Li,_Yuqiang_Li,_Zhu_Li,_Zhulian_Li,_Zhu-Xi_Li,_Yu-Rong_Liang,_Zheng-Cheng_Liang,_Fang-Jie_Liao,_Shuai_Liu,_Yan-Chong_Liu,_Li_Liu,_Pei-Bo_Liu,_Xuhui_Liu,_Yuan_Liu,_Xiong-Fei_Lu,_Yang_Lu,_Ze-Huang_Lu,_Yan_Luo,_Zhi-Cai_Luo,_Vadim_Milyukov,_Min_Ming,_Xiaoyu_Pi,_Chenggang_Qin,_Shao-Bo_Qu,_Alberto_Sesana,_et_al._(44_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10332 |
TianQinは、計画された宇宙ベースの重力波（GW）観測所で、軌道半径が約$10^5〜{\rmkm}$の3つの地球周回衛星から構成されています。衛星は、その面が黄道面にほぼ垂直な正三角形の星座を形成します。TianQinの目的は、銀河系超音波のインスピレーションを含む、さまざまな重要な天体物理学および宇宙論的情報源によって生成される$10^{-4}〜{\rmHz}$から$1〜{\rmHz}$のGWを検出することです。コンパクトなバイナリ、恒星質量のブラックホールバイナリのインスパイラル、極端な質量比のインスパイラル、大規模なブラックホールバイナリの合併、そしておそらく非常に初期の宇宙におけるエネルギープロセスや宇宙のストリングなどのエキゾチックなソース。2035年頃に科学の運用を開始するために、0123計画と呼ばれるロードマップを使用して、地上に一連の研究施設を建設することで、TianQinの主要技術を成熟させています。0123計画の2つの主要なプロジェクトが実施されています。このプロセスで、チームは新世代の$17〜{\rmcm}$シングルボディの中空コーナーキューブレトロリフレクターを作成しました。これは、2018年5月21日にQueQiao衛星で打ち上げられました。$1.2〜{\rmm}$望遠鏡を備えた新しいレーザーレンジングステーションが建設され、ステーションは月面の5つのレトロリフレクターすべてに正常に測距できました。TianQin-1実験衛星は2019年12月20日に打ち上げられました。最初のラウンドの結果は、衛星がすべてのミッション要件を超えたことを示しています。
XENON1Tで可能なバックグラウンドソースとしてのカーボン$ ^ {14} $ C
この研究では、炭素$^{14}$CがXENON1T実験でバックグラウンドソースとして考えられました。シミュレーション結果は、$^{14}$Cが数十マイクロメートルの特徴的なサイズのダスト粒子にある場合、そのベータスペクトルが柔らかくなり、スペクトルの低バックグラウンド部分（最大20keV）に寄与する可能性があることを示しています。）XENON1T実験の。さらに、閾値効果とトリチウムがキセノンに住んでいる形態のために、トリチウムスペクトルも著しく歪んでいることが示されました。シミュレーション結果と実験データを比較することで、約1,500ディケイ/トン/年で$^{14}$Cの放射能レベルを推定でき、そのレベルで$^{14}$Cを含む有機不純物のレベルがわかります2x10$^{-13}$g/gの。トリチウムバックグラウンドの場合、スペクトルの歪みはすでにナノ粒子によって引き起こされています。ダストの表面にあるトリチウムからのスペクトルの形状は、純粋なトリチウムからのスペクトルよりも実験データによく適合します。さらに、粉塵は崩壊の一部を吸収するため、キセノン中のトリチウムの総量は、キセノン中の純粋なトリチウムからのバックグラウンドを想定する場合よりも数倍大きくなる可能性があります（この係数は、粉塵の粒子のサイズに強く依存します）。
銀河のスパース性と$ \ Lambda $ -gravity
銀河のクラスターのスパース性パラメーターは、$\Lambda$-gravityのコンテキストで取得されます。理論上の推定値は、測定データの報告された誤差範囲内にあることが示されています。したがって、将来、スパース性パラメーターは、一般相対性理論と$\Lambda$-gravityの間の不一致を検出するための有益な新しいテストとして機能する可能性があります。
| Title |
Testing_Primordial_Black_Holes_as_Dark_Matter_in_Supergravity_from_Gravitational_Waves |
| Authors |
Yermek_Aldabergenov,_Andrea_Addazi,_Sergei_V._Ketov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10476 |
インフレと原始ブラックホール（PBH）をダークマター（DM）として説明し、統一できる超重力モデルの単純なクラスの重力波（GW）現象論を探索します。私たちの（変更された）超重力モデルは、自然に2フィールドアトラクタタイプのダブルインフレーションにつながります。その最初のステージは、スタロビンスキースカラロンによって駆動され、2番目のステージは、超重力マルチプレットに属する別のスカラーによって駆動されます。超重力モデルでのPBHの形成は効率的で、すべての観測制約と互換性があり、確率論的なGWバックグラウンドを予測します。PBHに起因するGWパワースペクトルを計算し、LISA、DECIGO、TAIJI、TianQinプロジェクトなどの将来の宇宙ベースのGW干渉計の感度曲線内でGW信号を検出できることを示し、GW物理学における超重力の強力な予測力を示す。
