{\ it Planck} -ESZクラスターの大きなサブサンプルのさまざまな質量推定量の比較
| Title |
Comparing_different_mass_estimators_for_a_large_subsample_of_the_{\it_Planck}-ESZ_clusters |
| Authors |
L._Lovisari,_S._Ettori,_M._Sereno,_G._Schellenberger,_W._R._Forman,_F._Andrade-Santos,_and_C._Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03582 |
総質量は、銀河団を使った宇宙論的研究にとって間違いなく最も基本的な特性です。独立したX線、弱いレンズ効果、および動的研究を通じて得られた質量推定値の現在の違いを調査します。差を平均比1-$b$=M$_{\rmHE}$/M$_{\rmWL、dyn}$として定量化します。ここで、HEはX線観測から得られた静水圧質量を指します。は弱レンズ測定の結果を指し、dynは速度分散または苛性技術からの質量推定を指します。独立したグループによって報告された最近のX線質量は、$\sim$10$\％$より小さい平均差を示しており、静水圧バイアスを研究する際のX線分析の差に起因する系統分類学に強い制限をもたらしています。LC$^2$-単一カタログのX線質量と弱いレンズ効果の質量の平均比は1-$b$=0.74$\pm$0.06です。ただし、さまざまなプロジェクトのWL質量から推定される平均質量比は大きく異なり、APEX-SZはゼロと一致するバイアスを示し（1-$b$=1.02$\pm$0.12）、LoCuSSおよびCCCP/MENeaCSは有意差（それぞれ1-$b$=0.76$\pm$0.09および1-$b$=0.77$\pm$0.10）、および最大偏差を指すWtG（1-$b$=0.61$\pm$0.12）。WLの結果とは異なり、動的質量測定値はX線静水圧質量との一致が良好ですが、緩和クラスターまたは乱れたクラスターを使用すると大きな違いがあります。異なる質量推定量を使用して得られた異なる比率は、クラスターの質量を回復するために使用されるすべての手法で説明されていない体系がまだあることを示唆しています。これは、銀河団の静水圧質量バイアスのレベルに対する確固たる制約の決定を防ぎます。
MUSICクラスターの静水圧質量バイアスの調査：NIKA2模擬サンプルへの適用
| Title |
Exploring_the_hydrostatic_mass_bias_in_MUSIC_clusters:_application_to_the_NIKA2_mock_sample |
| Authors |
Giulia_Gianfagna,_Marco_De_Petris,_Gustavo_Yepes,_Federico_De_Luca,_Federico_Sembolini,_Weiguang_Cui,_Veronica_Biffi,_Florian_K\'eruzor\'e,_Juan_Mac\'ias-P\'erez,_Fr\'ed\'eric_Mayet,_Laurence_Perotto,_Elena_Rasia_and_Florian_Ruppin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03634 |
銀河団は、それらの質量が観測から正しく推測できる場合にのみ、宇宙論的パラメーターを制約するための有用なツールです。特に、X線およびスニヤエフゼルドビッチ（SZ）効果の観測を使用して、静水圧平衡の枠内で質量を導出できます。したがって、この仮説が有効でない場合に発生する可能性のある質量バイアスを適切に制御することが重要です。この作業では、赤方偏移$0\leqz\leq0.82$で、MUSICシミュレーションプロジェクトからの260個の合成クラスターのセットを分析しました。MUSICクラスターの静水圧質量は、X線のみ（温度と密度）およびX線とSZ（密度と圧力）から推定します。次に、それらを真の3D動的質量と比較します。バイアスは20％のオーダーです。2つの値は1$\sigma$内で互換性がありますが、圧力の代わりに温度を使用すると、バイアスが小さくなることがわかります。ガスのバルク運動と乱流から生じる全圧サポートへの非熱的寄与も計算され、このバイアスを説明するのに十分であることを示しています。また、質量バイアスとクラスターの動的状態との相関関係についての研究も紹介します。クラスターの緩和状態とバイアス係数の間に明確な相関関係が示されています。NIKA2SZラージプログラムをサポートするためにすでに選択されている32個のオブジェクトのサブサンプルに同じ分析を適用しました。
低表面輝度銀河形成におけるエラフロセンターの役割
質量が大きく、星形成率が低い巨大な低表面輝度銀河（LSBG）の形成メカニズムは不明なままです。宇宙網のボイドに対応する潜在的な丘に暗黒物質のハローが形成される場合、これは重心とは対照的に「エラフロセンター」と呼ばれ、重心への落下速度と比較した場合、エラフロセンターはハローへの落下速度を弱めるはずです。。この仮説を数値的に調査します。初期摂動のパワースペクトルとN体シミュレーションから始まり、合併履歴ツリーベースの大量落下履歴まで、銀河形成をシミュレートするための完全なソフトウェアパイプラインを提示します。パイプラインは、定評のあるフリーライセンスの宇宙論的ソフトウェアパッケージから構築されており、移植性の高い再現性を目指しています。大量の落下に対抗する傾向のある楕円中心の加速度は控えめであることがわかります。銀河への大量の落下を弱めるボイドまたはエラフロセントリックな位置にあるという証拠は見つかりません。しかし、LSBG形成に影響を与えるボイドの間接的な証拠が見つかりました。ボイド銀河の質量は小さいものの、スピンパラメータは通常は高くなっています。固定質量の場合、暗黙のディスクスケール長は長くなります。ボイドの接線方向の加速は高く、スピンパラメータの上昇に大きく寄与する可能性があります。ボイド銀河の形成エポックはかなり後の方にあります。これはより低い物質密度を与えるはずであり、円盤銀河のより低い表面密度を意味するかもしれません。したがって、ボイド銀河はより高いスピンパラメータと後の形成エポックを持っています。どちらも、LSBGがボイド内に形成される可能性を高める可能性のある要因です。
ディープニューラルネットワークを使用した動的SZ効果からの固有速度推定
| Title |
Peculiar_Velocity_Estimation_from_Kinetic_SZ_Effect_using_Deep_Neural_Networks |
| Authors |
Yuyu_Wang,_Nesar_Ramachandra,_Edgar_M._Salazar-Canizales,_Hume_A._Feldman,_Richard_Watkins_and_Klaus_Dolag |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03762 |
Sunyaev-Zel'dolvich（SZ）効果は、近い将来の望遠鏡調査で遠方のクラスターの速度を測定するのに役立つと期待されています。光学的厚さの推定を回避するために、数値シミュレーションでトレーニングされた深層学習フレームワークを使用して、銀河団の固有速度の計算を簡略化します。歪んだ光子背景の画像は、最大の宇宙論的流体力学的シミュレーションの1つであるMagneticumシミュレーションを使用して、理想的な観測のために生成されます。モデルは、さまざまなノイズ条件下での将来の動的SZ観測からの固有速度に対応できるようにテストされています。深層学習アルゴリズムは、分析的アプローチと比較して約17％の精度の向上により、動的SZ効果から固有速度を推定する際のロバスト性を示します。
未解決であっても：レンズ付き超新星からの時間遅延の測定
| Title |
Be_It_Unresolved:_Measuring_Time_Delays_from_Lensed_Supernovae |
| Authors |
Satadru_Bag,_Alex_G._Kim,_Eric_V._Linder_and_Arman_Shafieloo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03774 |
重力レンズのIa型超新星は、宇宙プローブの次のフロンティアであり、暗黒エネルギー、空間曲率、およびハッブル定数に独立した制約を与えることができます。複数の画像間の時間遅延の測定は、光源の標準化されたキャンドルの性質、数年ではなく数か月の監視、およびマイクロレンズに対する部分的な耐性により、より鋭敏になります。現在は非常にまれですが、このようなシステムの数百は、今後の時間領域調査によって検出される必要があります。さらに多くの場合、画像は空間的に分解されず、観測された光度曲線は時間遅延画像フラックスの重ね合わせになります。未解決の画像が光度曲線情報のみを与えられたレンズ光源として認識できるかどうか、および時間遅延を確実に抽出できるかどうかを調査します。$\lesssim5\％$の誤検出率でこのようなシステムを正常に識別し、$\gtrsim93\％$の完全性と$\lesssim0.5\のバイアスで時間遅延を測定する方法を開発します。$\Deltat_{\rmfit}\gtrsim10$日の％$。
惑星上のNANOGravのヒント-質量原始ブラックホール
最近、NANOGravは、12。5年のデータからパルサータイミングアレイ（PTA）の時間残差の共通スペクトルプロセス確率信号の検出を主張しました。これは、重力波（GW）の確率的背景の最初の検出である可能性があります。このような波の振幅とパワーインデックスは、$-0.091\lesssimw\lesssim0.048$のほこりのようなインフレ後の時代の小規模でのピーク曲率摂動によって、誘導されたGWとして解釈できることを示しています。ここで、スカラー摂動パワースペクトルの周波数は、特徴的なPTA周波数の約30倍です。GWのこのような確率論的背景は、当然、惑星質量原始ブラックホール（PBH）の実質的な存在を予測します。これは、OGLEデータに見られる短いタイムスケールのマイクロレンズイベントの原因である可能性があります。
強い重力レンズの時間遅延と微細構造定数の可能な変動
| Title |
Time-Delay_of_Strong_Gravitational_Lensing_and_a_Possible_Variation_of_the_Fine_Structure_Constant |
| Authors |
L._R._Cola\c{c}o,_J._E._Gonzalez,_R._F._L._Holanda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04021 |
微細構造定数（$\alpha$）の可能な時間変化を調べるために、新しい宇宙論モデルに依存しない方法を提案します。私たちの分析は、強い重力レンズとIa型超新星観測の時間遅延に基づいています。暴走ディラトンと呼ばれる弦理論に触発されたモデルの特定のクラスを検討することにより、微細構造定数の宇宙進化は$\frac{\Delta\alpha}{\alpha}\approx-\gamma\ln{（1+z）}$、レベル$10^{-2}$（$1\sigma$）でモデル（$\gamma$）の物理的特性パラメーターの制限を取得します。私たちの限界はクエーサー分光法によって得られるものよりも制限が少ないですが、ここに提示されたアプローチは、異なるレッドシフト範囲での$\frac{\Delta\alpha}{\alpha}\neq0$の可能性に関する新しい独立した限界を提供します。
複数の相互作用する暗黒物質に対する宇宙論的制約
| Title |
Cosmological_constraints_on_multi-interacting_dark_matter |
| Authors |
Niklas_Becker,_Deanna_C._Hooper,_Felix_Kahlhoefer,_Julien_Lesgourgues,_Nils_Sch\"oneberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04074 |
$\Lambda$CDM内のますます重要な緊張は、実験室での実験での暗黒物質（DM）の検出の欠如と相まって、理論的に動機付けられ、DMの新しい検索戦略を刺激する非最小の暗黒セクターへの関心を高めています。。ここでは、DMが光子、バリオン、および暗放射（DR）と同時に相互作用する可能性を初めて検討します。1つのDM種が複数の相互作用チャネルを持つことを可能にするBoltzmannコードCLASSの新しい効率的なバージョンを開発しました。このフレームワークを使用して、複数の相互作用するDMシナリオにおけるさまざまな相互作用係数の既存の宇宙論的限界を再評価します。これらの異なる相互作用の間に明確な縮退は見られず、それらの宇宙論的効果は主に相加的であることを示しています。さらに、これらのモデルが宇宙論的緊張を緩和する可能性を調査し、DM-光子とDM-DRの相互作用の組み合わせにより、同時に$S_8$の緊張を軽減できることを発見しました（$2.3\sigma$から$1.2\sigma$）および$H_0$テンション（$4.3\sigma$から$3.1\sigma$）。私たちのコードの公開は、さまざまな豊かなダークセクターの研究への道を開くでしょう。
距離双対関係の自給自足プローブとしての強くレンズ化された超新星
| Title |
Strongly_lensed_supernovae_as_a_self-sufficient_probe_of_the_distance_duality_relation |
| Authors |
Fabrizio_Renzi,_Natalie_B._Hogg,_Matteo_Martinelli,_Savvas_Nesseris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04155 |
強くレンズ化されたIa型超新星の観測により、単一の観測を使用して、光源までの光度と角直径距離の両方を同時に測定できます。この機能を使用すると、複数のデータセットや宇宙論的仮定に依存せずに距離の双対性パラメーター$\eta（z）$を測定して、角度距離と光度距離の関係を再構築できます。この論文では、これが強力にレンズ化されたタイプIaシステムの将来の観測によってどのように達成されるかを示します。シミュレートされたデータセットを使用して、パラメトリックアプローチとノンパラメトリックアプローチの両方を使用して関数$\eta（z）$を再構築し、後者の遺伝的アルゴリズムとガウス過程に焦点を当てます。パラメトリックアプローチでは、$N_{\rmlens}=20$の観測システムの現実的なシナリオでは、$\eta（z）$の傾向を説明するために使用されるパラメーター$\epsilon_0$を次のように制約できることがわかります。現在のSNIaおよびBAO調査によって達成された精度ですが、未来の場合（$N_{\rmlens}=1000$）、これらの観測は、今後のLSSおよびSN調査の予測精度と競合する可能性があります。遺伝的アルゴリズムとガウス過程の機械学習アプローチを使用すると、$N_{\rmlens}=20$の現実的なケースでも、両方の再構成方法がモックデータの基礎となる基準モデルを正しく復元できることがわかります。。どちらのアプローチも、モックデータポイントの機能から効果的に学習し、パラメーター化された結果と非常によく一致する$1\sigma$制約を生成します。
宇宙の音の地平線を減らすことがハッブルの緊張を完全に解決できない理由
| Title |
Why_reducing_the_cosmic_sound_horizon_can_not_fully_resolve_the_Hubble_tension |
| Authors |
Karsten_Jedamzik,_Levon_Pogosian,_Gong-Bo_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04158 |
宇宙の局所的に測定された膨張率と、ハッブル張力として知られる標準の$\Lambda$CDMのコンテキストでのプランクによる宇宙マイクロ波背景放射の測定から推測されたものとの不一致は、で最も差し迫った問題の1つになっています。宇宙学。この緊張を解消するために、$\Lambda$CDMモデルに対する多数の修正案が提案されています。それらの多くは、再結合$r_{\star}$での音域を減らすことを目的として、初期暗黒エネルギー、標準模型ニュートリノセクターの修正、追加の放射、原始磁場、またはさまざまな基本定数などの新しい物理を導入します。ここでは、{\itonly}が$r_{\star}$を減らすモデルは、他の宇宙論的データセットとの一貫性を保ちながら、ハッブルの緊張を完全に解決することはできないことを示します。低い物質密度$\Omega_mh^2$で動作するモデルはバリオン音響振動の観測で張力にぶつかり、高い$\Omega_mh^2$で動作するモデルは銀河の弱いレンズ効果データで張力を発生することを明示的に示します。
TIC237913194を周回する非常にエキセントリックな暖かい木星
| Title |
A_Highly_Eccentric_Warm_Jupiter_Orbiting_TIC_237913194 |
| Authors |
Martin_Schlecker,_Diana_Kossakowski,_Rafael_Brahm,_N\'estor_Espinoza,_Thomas_Henning,_Ludmila_Carone,_Karan_Molaverdikhani,_Trifon_Trifonov,_Paul_Molli\`ere,_Melissa_J._Hobson,_Andr\'es_Jord\'an,_Felipe_I._Rojas,_Hubert_Klahr,_Paula_Sarkis,_G\'asp\'ar_\'A._Bakos,_Waqas_Bhatti,_David_Osip,_Vincent_Suc,_George_Ricker,_Roland_Vanderspek,_David_W._Latham,_Sara_Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Michael_Vezie,_Jesus_Noel_Villase\~nor,_Mark_E._Rose,_David_R._Rodriguez,_Joseph_E._Rodriguez,_Samuel_N._Quinn,_Avi_Shporer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03570 |
暖かい木星の軌道パラメータは、それらの形成履歴の記録として機能し、近軌道および中間軌道上の巨大惑星の形成シナリオに制約を与えます。ここでは、TESSのセクター1および2、地上測光（CHAT、LCOGT）、およびFEROS視線速度時系列からのフルフレーム画像で検出されたTIC237913194bの発見を報告します。質量を$M_\mathrm{P}=1.942_{-0.091}^{+0.091}\、{\rmM_{J}}$に制限し、半径を$R_\mathrm{P}=1.117_に制限します。{-0.047}^{+0.054}\、{\rmR_J}$、これはネプチューンと同様のかさ密度を意味します。G型星を周回します（${\rmM}_{\star}=1.026_{-0.055}^{+0.057}\、{\rmM}_{\odot}$、$V=12.1$mag）すべての既知の暖かい巨人の中で最も偏心した軌道の1つで$15.17\、$dの周期で（$e\約0.58$）。この極端な動的状態は、追加の検出されていない大規模なコンパニオンとの過去の相互作用を示しています。潮汐進化分析は、大きな潮汐散逸タイムスケールを示し、惑星がその高離心率の移動中に捕らえられたホットジュピターの祖先ではないことを示唆しています。TIC237913194bはさらに、離心率の高い暖かい木星の大気中のエネルギーの蓄積と再分布を研究する魅力的な機会を表しています。
2つの遷移ディスクの物語：ISO-Oph 2のALMAロングベースライン観測は、2つの密に詰まった非軸対称リングと$ \ sim $
2auキャビティを明らかにします
| Title |
A_Tale_of_Two_Transition_Disks:_ALMA_long-baseline_observations_of_ISO-Oph_2_reveal_two_closely_packed_non-axisymmetric_rings_and_a_$\sim$2_au_cavity |
| Authors |
Camilo_Gonz\'alez-Ruilova,_Lucas_A._Cieza,_Antonio_S._Hales,_Sebasti\'an_P\'erez,_Alice_Zurlo,_Carla_Arce-Tord,_Sim\'on_Casassus,_Hector_C\'anovas,_Mario_Flock,_Gregory_J._Herczeg,_Paola_Pinilla,_Daniel_J._Price,_David_A._Principe,_Dary_Ru\'iz-Rodr\'iguez_and_Jonathan_P._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03650 |
ISO-Oph2は、広い分離（240au）のバイナリシステムであり、主星は、塵のある巨大な（M$_{dust}$$\sim$40M$_{\oplus}$）リング状の円盤を持っています。半径が$\sim$50auのキャビティで、セカンダリははるかに軽い（M$_{dust}$$\sim$0.8M$_{\oplus}$）ディスクをホストします。「へびつかい座ディスク調査を採用したALMA」（ODISEA）プロジェクトの高解像度フォローアップの一環として、0''02でのシステムの1.3mm連続体と$^{12}$CO分子線観測を提示します（3au）解像度。プライマリの周りのディスクを2つの非軸対称リングに分解すると、セカンダリの周りのディスクの幅はわずか$\sim$7auであり、ダストキャビティ（r$\sim$2.2au）もあります。システムの赤外線フラックス比とプライマリのM0スペクトルタイプに基づいて、コンパニオンの質量が褐色矮星の限界に近いと推定します。したがって、ISO-Oph2システムには、最大および最小の空洞、最小の測定ディスクサイズ、および最小質量のオブジェクト（M$_{\star}$$\sim$0.08M$_\）の周囲の解決された空洞が含まれていると結論付けます。へびつかい座のodot$）。$^{12}$COデータから、両方のディスクを接続するガスの橋が見つかります。一次の周りのリングの形態は、空洞内の目に見えない妨害物が原因である可能性がありますが、ブリッジは、二次が最近一次星によって飛んで、ディスクの方位角非対称性を引き起こしている代替シナリオを示している可能性があると推測します。したがって、ISO-Oph2システムは、ディスクの進化、惑星の形成、およびコンパニオンディスクの相互作用を研究するための注目に値する実験室です。
50万年未満の原始星円盤の4つの環状構造
| Title |
Four_annular_structures_in_a_protostellar_disk_less_than_500,000_years_old |
| Authors |
Dominique_M._Segura-Cox,_Anika_Schmiedeke,_Jaime_E._Pineda,_Ian_W._Stephens,_Manuel_Fern\'andez-L\'opez,_Leslie_W._Looney,_Paola_Caselli,_Zhi-Yun_Li,_Lee_G._Mundy,_Woojin_Kwon,_Robert_J._Harris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03657 |
前主系列星の周りの円盤の環状構造、またはリングとギャップは、約1,000,000歳のクラスIIオブジェクトに向かって豊富に検出されています。これらの構造は、惑星の形成の証拠として解釈されることが多く、惑星の質量体が円盤にリングとギャップを刻んでいます。これは、原始星がまだガスと塵のより大規模な密なエンベロープに埋め込まれているとき、惑星形成がクラスIフェーズのさらに若いディスクですでに進行中であるかもしれないことを意味します。若い円盤は惑星形成の開始に重要な役割を果たしている可能性がありますが、過去10年以内にのみ、最も若い星形成段階の円盤の詳細な特性が観察され始めています。ここでは、5auの解像度で1.3mmのダスト放出観測を示し、若い（<500、000年）原始星IRS63の円盤に4つの環状下部構造を示します。IRS63、近くのへびつかい座分子雲にある単一のクラスIソース（144pcの距離）は、（サブ）ミリメートルの波長で最も明るいクラスI原始星のひとつであり、比較的大きな円盤（>50au）も持っています。若い時期に円盤に向かって観測された複数の環状下部構造は、惑星形成の前提条件であるダスト粒子成長の初期の足がかりとして機能する可能性があります。惑星がIRS63のディスクにすでに存在するかどうかにかかわらず、惑星形成プロセスは、現在の惑星形成理論によって予測されるよりも早く、若い原始星相で始まることは明らかです。
ガス状放出を伴う5つの新しいポストメインシーケンス塵円盤
| Title |
Five_New_Post-Main-Sequence_Debris_Disks_with_Gaseous_Emission |
| Authors |
Erik_Dennihy,_Siyi_Xu,_Samuel_Lai,_Amy_Bonsor,_J._C._Clemens,_Patrick_Dufour,_Boris_T._G_ansicke,_Nicola_Pietro_Gentile_Fusillo,_Francois_Hardy,_R._J._Hegedus,_J._J._Hermes,_B._C._Kaiser,_Markus_Kissler-Patig,_Beth_Klein,_Christopher_J._Manser_and_Joshua_S._Reding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03693 |
岩石微惑星の衝突進化の産物である塵円盤の観測は、広範囲の恒星タイプにわたる惑星活動を追跡するために使用することができます。数十個の白色矮星の周りに塵円盤が観測されているため、恒星進化の最も一般的なエンドポイントも例外ではありません。しかし、惑星の形成の代わりに、主系列後の塵円盤は惑星破壊の道標であり、残りの微惑星の潮汐破壊からコンパクトな塵円盤をもたらします。この作業では、白色矮星の周りにガス状のデブリが放出されている5つの新しいデブリディスクの発見を紹介します。5つのシステムはすべて、ほこりの多い破片からの過剰な赤外線放射、ガス状の破片からの輝線、および金属が豊富な破片の継続的な降着を示す大気吸収機能を示します。4つのシステムでは、放出中の複数の金属種を検出します。そのうちのいくつかは、白色矮星の周りの塵円盤ではこれまで見られなかった強度と遷移で発生します。分光学的フォローアップの最初の年は、将来研究できる輝線の強い変動性を示唆し、これらの主系列後の塵円盤が示す現象の範囲を拡大します。
宇宙線は（前）惑星大気での衝突帯電を防ぎません
| Title |
Cosmic_radiation_does_not_prevent_collisional_charging_in_(Pre)-Planetary_Atmospheres |
| Authors |
Felix_Jungmann,_Tetyana_Bila,_Laura_Kleinert,_Andre_M\"olleken,_Rolf_M\"oller,_Lars_Schmidt,_Niclas_Schneider,_Jens_Teiser,_Detlef_Utzat,_Victoria_Volkenborn,_Gerhard_Wurm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04016 |
（前の）惑星環境では、塵と砂の粒子が定期的に衝突します。それらは、これらのイベント中に充電および放電します。この研究では、宇宙線が分単位のタイムスケールで平衡電荷状態に影響を与えるかどうかを調べます。成層圏気球の上昇中に行われる実験を開発しました。高度が上がると、放射線活動は54倍に増加します。しかし、最大30％の粒子電荷のごくわずかな減少しか見られませんでした。これは、地球上の雷雨から、惑星形成の初期段階から火星表面での短い時間スケールでの粒子運動までの電荷緩和プロセスが、宇宙線の直接的な影響から本質的に妨げられることなく進行することを意味します。
| Title |
Modeling_optical_roughness_and_first-order_scattering_processes_from_OSIRIS-REx_color_images_of_the_rough_surface_of_asteroid_(101955)_Bennu |
| Authors |
Pedro_H._Hasselmann,_Sonia_Fornasier,_Maria_A._Barucci,_Alice_Praet,_Beth_E._Clark,_Jian-Yang_Li,_Dathon_R._Golish,_Daniella_N._DellaGiustina,_Jasinghege_Don_P._Deshapriya,_Xian-Duan_Zou,_Mike_G._Daly,_Olivier_S._Barnouin,_Amy_A._Simon,_Dante_S._Lauretta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04032 |
NASA\textquoterightのOSIRIS-RExミッションによって研究された暗い小惑星（101955）ベンヌは、巨礫が豊富で、明らかに塵が少ない表面を持っており、粗い粒子状媒体における単一散乱プロセスの役割を調査するための自然な実験室を提供します。私たちの目標は、サンプルアナログの実験室での準備、イメージングデータの解釈、および地球に返されるサンプルの分析に役立つ可能性のある光学的粗さおよびその他の散乱パラメータを定義することです。数値標高モデル（DTM）のシャドウレイトレーシングを利用した半数値統計モデルを使用して、DTMで許可されている最小の表面要素（\textasciitilde{}10cmのファセット）での散乱パラメータを取得します。マルコフ連鎖モンテカルロ法を使用して、高精度のレーザー高度計DTMが利用可能なOSIRIS-RExMission\textquoterightの上位4つの候補サンプルサイトのすべての4バンド画像の反転問題を解決しました。各パラメーターの\emph{apostiori}確率分布を再構築し、一次解と二次解を区別しました。測光画像補正により、低粗さ勾配と平均粗さ勾配の混合が、最大$90^{\circ}$の位相角でベンヌの表面を最もよく表すことがわかりました。ゼロ以外の低い鏡面反射率が検出されました。これは、表面に1センチメートル未満の単結晶介在物が露出していることを示している可能性があります。$27_{-5}^{\circ+1}$の平均粗さRMS勾配、$2.6_{-0.8}^{+0.1}\％$の鏡面反射率を報告します。550nmで$4.64_{-0.09}^{+0.08}\％$の単一散乱アルベド、および後方散乱非対称因子の2つの解$\xi^{（1）}=-0.360\pm0.030$および$\xi^{（2）}=-0.444\pm0.020$、4つのサイトすべての合計。
より強力な地球外知的生命体探査（SETI）を実施する能力が高まるにつれ、メッセージング地球外知的生命体（METI）のより物議を醸す取り組みへの関心も高まります。経済産業省の支持者は、SETIのパラドックスを指摘しています。すべての文明が経済産業省を控えている場合、SETIは無駄です。ターゲットSETIの成功の可能性を高めることを目的としたゲーム理論的戦略として、相互検出可能性を紹介します。相互検出可能性は、相互性、対称性、機会、および優位性という4つの法則によって具体化されます。これらの法律は、相互存在の相互証拠に適用されるゲーム理論の原則を使用して、SETI参加者が互いに関与する方法を確立します。優越法は、両方のSETI参加者がより質の高い証拠、または共通分母情報（CDI）を持っていると判断できる当事者に「送信する責任」を確立し、SETIパラドックスを回避します。私は、地球通過ゾーン内の通過する太陽系外惑星が、相互の検出可能性の要件を満たすターゲットサブセットを形成すると主張します。固有の時間積分トランジット信号強度を適切なCDIとして識別します。半径$R_{\rmp}/R_{\oplus}\lesssim（L_*/L_{\odot}）^{-1/7}$のハビタブルゾーン惑星の文明は、私たちに優れたCDIを持っているので、ゲームを持っています-送信する理論的インセンティブ（ボーナス）。これは、$L_*>L_{\odot}$星の周りの居住可能な惑星については、送信する責任が私たちにあることを意味しますが、相対的な恒星の周波数、主系列星の寿命、および惑星の発生を考慮すると、そのようなシステムはおそらく少数派です。太陽下の光度ホストの周りの地球アナログトランジットの地球トランジットゾーンの調査と、それに続くそれらのターゲットを絞ったSETIモニタリングは、相互検出可能性に準拠した効率的な戦略を表しています。そのようなシステムに対してMETIに関与しないことによって沈黙を保つという選択は、この場合、SETIパラドックスの懸念を助長するものではありません。
z $ \ simeq $ 7でのライマンアルファのMMT分光法：巨大な銀河の周りの加速された再イオン化の証拠
| Title |
MMT_Spectroscopy_of_Lyman-alpha_at_z$\simeq$7:_Evidence_for_Accelerated_Reionization_Around_Massive_Galaxies |
| Authors |
Ryan_Endsley,_Daniel_P._Stark,_Jacopo_Chevallard,_St\'ephane_Charlot,_Brant_Robertson,_Rychard_J._Bouwens,_Mauro_Stefanon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03566 |
再イオン化時代の銀河は弱いLy$\alpha$放出を示す傾向があり、これはおそらくますます中性のIGMからの減衰を反映しています。最近の観測では、この画像の例外が明らかになり始めており、CANDELSフィールドで最も巨大なz=7$-$9銀河の4つで、強いLy$\alpha$放出が知られています。これらはすべて、強い[OIII]$+を示しています。$H$\beta$排出量（EW$>$800$\mathrm{\mathring{A}}$）。Ly$\alpha$が巨大なz$\simeq$7$-$9銀河のサブセットで匿名で強い理由をよりよく理解するために、同様に明るい（$\）のより大きなサンプル（N=22）を対象としたMMT/Binospec調査を開始しました。simeq$1$-$6L$^{\ast}_{\mathrm{UV}}$）z$\simeq$7個の銀河が非常に広い領域のフィールド（$\sim$3deg$^2$）で選択されました。私たちは自信を持って（$>$7$\sigma$）、強い[OIII]$+$H$\beta$放出（EW$>$800$\mathrm{）を持つ銀河の78％（7/9）でLy$\alpha$を検出します。\mathring{A}}$）銀河のわずか8％（1/12）とは対照的に、より穏やかな（EW=200$-$800$\mathrm{\mathring{A}}$）[OIII]$+$H$\beta$。強い[OIII]$+$H$\beta$集団のより高いLy$\alpha$EWは、それらの大きなsSFR（$\gtrsim$30Gyr$^{-1}）による電離光子生成効率の向上を反映している可能性が高いと主張します。$）。また、巨大な銀河からのLy$\alpha$の透過率は、低質量のレンズシステムよりも$6<z<7$を超えると急速に低下しないという証拠もあります。特に、私たちのデータは、Ly$\alpha$の透過率に強い進化がないことを示唆しており、巨大なz$\simeq$7銀河がしばしば大きなイオン化領域に存在するという図と一致しています。サンプルで3つの密接に分離された（$R$=1.7物理Mpc）z$\simeq$7Ly$\alpha$エミッターを検出し、この図と一致する大きなイオン化構造をトレースしていると考えられます。この領域での過密度の暫定的な証拠を検出します。これは、周囲のボリュームに大きな電離光子収支があることを意味します。
ハローから銀河へ-II。星形成と消光の基本的な関係
| Title |
From_haloes_to_galaxies_--_II._The_fundamental_relations_in_star_formation_and_quenching |
| Authors |
Jing_Dou,_Yingjie_Peng,_Alvio_Renzini,_Luis_C._Ho,_Filippo_Mannucci,_Emanuele_Daddi,_Yu_Gao,_Roberto_Maiolino,_Chengpeng_Zhang,_Qiusheng_Gu,_Di_Li,_Simon_J._Lilly,_Feng_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03579 |
星形成と消光は、銀河の形成と進化において最も重要な2つのプロセスです。局所宇宙で、恒星の質量$M_*$、星形成率（SFR）、特定のSFR（sSFR）、分子ガスの質量$M_{\rmH_2}$、星形成効率など、主要な統合銀河特性間の相互関係を調査します。（SFE）分子ガスと分子ガス対恒星の質量比$\mu$。私たちは、これらの主要な銀河の特性とそれらの相互関係の間の最も基本的なスケーリング関係を特定することを目指しています。統合された$M_{\rmH_2}$-SFR、SFR-$M_*$および$M_{\rmH_2}$-$M_*$の関係は、$\mu$-sSFR、SFEから簡単に変換できることを示します。-それぞれ$\mu$とSFE-sSFRの関係。変換は、原則として、各関係のばらつきを増減させることができます。興味深いことに、後者の3つの関係はすべて、前者の3つの対応する関係よりも分散が大幅に小さいことがわかります。観測された小さな散乱を偶然に達成する確率が非常にゼロに近いことを示します。これは、後者の3つの関係のより小さなばらつきが、これらの量の間のより基本的な物理的接続によって駆動されることを示唆しています。次に、前者の関係における大きなばらつきは、他の銀河の特性、および星形成と消光プロセスへの体系的な依存性によるものであることを示します。sSFR-$\mu$-SFE関係を、星形成と消光過程を支配し、銀河の進化を研究するための簡単なフレームワークを提供する基本形成関係（FFR）として提案します。統合されたケニカット-シュミットの法則、星形成の主系列星、分子ガスの主系列星など、他のスケーリング関係はすべてFFRから導出できます。
QuaStar調査：天の川の銀河系媒体に隠された低速ガスの検出
| Title |
The_QuaStar_Survey:_Detecting_Hidden_Low-Velocity_Gas_in_the_Milky_Way's_Circumgalactic_Medium |
| Authors |
Hannah_V._Bish,_Jessica_K._Werk,_Joshua_Peek,_Yong_Zheng,_Mary_Putman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03610 |
天の川の星間物質（ISM）内に埋め込まれた位置から、これらのスペクトル線が高密度の前景ガスからのはるかに強い信号とブレンドされるため、拡張銀河ハロー内の低相対速度でガスを検出する能力が制限されます。その結果、天の川の銀河系周辺媒体（CGM）の内容は、$|v_{\rmLSR}|$$\lesssim$150kms$^{-1}$で十分に制約されていません。この複雑さを克服するために、QuaStarサーベイは、対になったクエーサー星の視線を使用してスペクトル差分技術を適用し、天の川のCGMの不明瞭な内容を初めて測定します。30個のハロースター/クエーサーのHST/COSスペクトルで検出されたレストフレームUV金属線遷移であるCIVダブレット（$\lambda\lambda$1548\r{A}、1550\r{A}）の測定値を示します。銀河の緯度$|b|>30^\circ$で空全体に均等に分布するペア。30個のハロー星の距離は十分に制限されており（d$\約$5-14kpc）、$<$2.8$^\circ$で区切られたクエーサーとペアになっています。クエーサーと恒星の視線の吸収の違いは、主に天の川の$\sim$10kpcを超える拡張CGMに起因すると主張します。天の川の拡張された低速CGM（$|v|<$150km/s）の場合、平均CIV列密度の上限を$\rm\DeltalogN_{LVCGM}<13.39$に設定し、カバー率を求めます。$f_{\rmCIV、LVCGM}（\rmlogN>13.65）=$20％[6/30]の値であり、低赤方偏移での星形成銀河のカバー率よりも大幅に低い値です。私たちの結果は、天の川のCIVトレースCGMの大部分が銀河の低緯度にあるか、天の川のCGMが低赤方偏移（$z<0.1$）の星形成L*と比較して、暖かくイオン化された物質を欠いていることを示唆しています。銀河のハロー。
銀河ダイナモに対する宇宙線と超新星駆動乱流の複合的役割について
| Title |
On_the_Combined_Role_of_Cosmic_Rays_and_Supernova-Driven_Turbulence_for_Galactic_Dynamos |
| Authors |
Abhijit_B._Bendre,_Detlef_Elstner,_Oliver_Gressel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03654 |
近くの銀河で観測された大規模なコヒーレント磁場は、平均場ダイナモによって発生したと考えられています。これは、差動回転星間物質（ISM）での超新星（SN）爆発によって駆動されるらせん乱流によって生成される乱流起電力（EMF、$\overline{\mathcal{E}}$）によって制御されます。この論文では、SN爆発によって注入された宇宙線（CR）成分による浮力によるダイナモ作用の可能性を調査することを目的としています。これを行うには、ISMの局所せん断ボックスの電磁流体力学シミュレーションを分析します。乱流はランダムSN爆発によって駆動され、爆発のエネルギーはCRおよび/または熱エネルギー成分に分配されます。CRの伝播には、磁場に沿った拡散処方を使用します。CRコンポーネントを使用したモデルの磁場の変化を、CRを含まなかった以前のモデルと比較します。CR成分を含めると、ダイナモの成長がわずかに促進されることを示します。さらに、テストフィールド法を使用して基礎となるダイナモ係数を計算し、大規模な平均磁場の進化全体を$\alpha-\Omega$ダイナモモデルで再現できると主張します。また、CR成分を含めると、磁場成分間の不均衡な乱流ポンピングと、R\"アドラー効果による追加のダイナモ作用が発生することも示しています。
HIPASS銀河におけるHIの欠陥と非対称性
予測された環境密度の関数として、HIParkesAll-SkySurvey（HIPASS）によって検出された銀河の中性水素（HI）欠乏とスペクトル非対称性の空の分布の分析を提示します。HIPASSを使用した銀河HI欠乏の以前の研究は、非常にHIが豊富または貧弱な銀河に敏感でした。更新されたビニング統計を使用して、平均的な欠陥に敏感なHI欠乏の世界的な空の分布を測定します。私たちの分析は、おとめ座などのより密度の高い環境に存在する銀河は、平均して、より低い密度の銀河よりもHIが不足しているという以前の研究の結果を確認しています。ただし、他の多くの個々のグループおよびクラスターは、以前の作業とは対照的に、平均して大幅にHIが不良であることがわかりません。HIスペクトルの非対称性に関しては、他の銀河サンプルで見られるような、環境密度に伴う非対称性の増加という有意な傾向は回復していません。また、HIの非対称性と欠乏の間の相関関係を調査しますが、HIが豊富、正常、または貧弱な銀河の平均非対称性に変化は見られません。これは、非対称性がHI欠損に依存していないか、銀河のHI欠損が測定されたHI非対称性にわずかな影響しか及ぼさず、統合されたスペクトルだけでは観測できないことを示しています。
Disc-Halo Degeneracy IIの解決：NGC 6946
| Title |
Resolving_the_Disc-Halo_Degeneracy_II:_NGC_6946 |
| Authors |
S._Aniyan_(ANU),_A.A._Ponomareva_(Oxford),_K.C._Freeman_(ANU),_M._Arnaboldi_(ESO),_O._E._Gerhard_(MPE),_L._Coccato_(ESO),_K._Kuijken_(Leiden)_and_M._Merrifield_(Nottingham) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03991 |
質量光度比（M/L）は、銀河の回転曲線をバリオン成分と銀河のダークハローからの寄与に分解する際の重要なパラメーターです。ディスクのM/Lを決定するための直接的な観測方法の1つは、恒星の鉛直速度分散とディスクのスケールハイトからディスクの表面質量密度を計算することです。通常、スケールハイトはエッジオン銀河の近赤外研究から得られ、ディスク内の古い運動学的に高温の星に関係しますが、星の垂直速度分散は光学バンドで測定され、すべての年齢の星を指します（最大10Gyr）および速度分散。スケールハイトと速度分散の間のこの不一致は、ディスクの表面密度の過小評価と銀河ディスクの準最大性の誤解を招く結論につながる可能性があります。この論文では、統合された星の光と個々の惑星状星雲を動的トレーサーとして使用して、円盤銀河NGC6946の恒星速度分散の研究を提示します。全体的な恒星速度分散に寄与するトレーサーの2つの運動学的に異なる集団の存在を示します。したがって、同じ動的母集団の分散とスケールハイトを使用して、半径方向の範囲にわたるディスクの面密度を導出することができます。NGC6946の円盤は最大に近く、バリオン成分が銀河の内部の放射状重力場の大部分に寄与していることがわかります（Vmax（bar）=0.76（$\pm$0.14）Vmax）。
バー焼入れに関するより多くの洞察。 4つの禁止された銀河の多波長分析
| Title |
More_insights_into_bar_quenching._Multi-wavelength_analysis_of_four_barred_galaxies |
| Authors |
Koshy_George,_P._Joseph,_C._Mondal,_S._Subramanian,_A._Subramaniam,_K._T._Paul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04005 |
星の棒の作用に起因する、禁止された円盤銀河の中央領域における星形成の消光のプロセスの根底にある性質は完全には理解されていません。星形成の進行と恒星とガスの分布に関する光学、紫外線、赤外線、CO、およびHIイメージングデータからのアーカイブデータを使用して、4つの禁止された銀河の多波長研究を提示し、バーのクエンチングのプロセスをよりよく理解します。3つの銀河について、核または中央のサブキロパーセク領域とバーの端（バー領域）の間の領域には、中性水素と分子水素がないことがわかりました。検出された中性水素はごくわずかですが、水素分子は4つの銀河すべての核または中央のサブキロパーセク領域に豊富に存在することに注意してください。バーの共回転半径も、4つの銀河のうち3つで最近の星形成を欠いています。1つの銀河は、バーに沿ってかなりの分子水素を示しています。これは、恒星バーの作用によってガスがまだ中心に流れていることを意味している可能性があります。この銀河の棒の共回転半径に沿って、重要な星形成も存在します。ここに提示された研究は、恒星バーの作用の結果としてのガス再分配がさらなる星形成のために燃料のバー領域をクリアし、最終的にバー領域での星形成の消光につながるシナリオをサポートします。
パルサータイミングからの銀河加速度とオールト限界への直接の制約
| Title |
A_direct_constraint_on_the_Galactic_acceleration_and_the_Oort_limit_from_pulsar_timing |
| Authors |
Sukanya_Chakrabarti,_Philip_Chang,_Michael_T._Lam,_Sarah_J._Vigeland,_Alice_C._Quillen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04018 |
NANOGrav、PPTA、およびEPTAからの10年にわたるコンパイルされた高精度パルサータイミング測定値を使用して、銀河の加速度を直接測定します。結果を天の川の静的モデルや相互作用するシミュレーションと比較します。加速度が与えられた場合、ポアソン方程式を使用して、バリオンの収支を考慮した暗黒物質密度の尺度を提供できるOort限界を導き出します。私たちの最適なモデルでは、ミッドプレーンの総密度が$0.08^{0.05}_{-0.02}M_{\odot}/\rmpc^{3}$になります。これは、最近の推定値に近いですが、それよりも低くなっています。ジーンズの分析。バリオン収支の最近の会計を考えると、これはまた、局所的な暗黒物質密度のより低い値を意味します。また、一般的に使用されるポテンシャルの観点から表現するポテンシャルの扁平率に対する制約もあります。比較は、パルサーがハローではなくディスクの扁平率を追跡していることを示唆しています。垂直加速度$a_{z}$のフィッティング関数を与えます。$a_{z}=-\alpha_{1}z$;$\log_{10}（\alpha_{1}/{\rmGyr}^{-2}）=3.69^{0.19}_{-0.12}$。天の川の相互作用するシミュレーションを分析することにより、垂直高さの関数としての$da_{z}/dz$の変動が下部構造の特徴である可能性があることがわかります。最後に、パルサータイミングと高精度視線速度（RV）測定からパルサー近くの視線に向けた制約を組み合わせて、重力理論をテストし、暗黒物質の下部構造を制約する力について説明します。
| Title |
Sustained_formation_of_progenitor_globular_clusters_in_a_giant_elliptical_galaxy |
| Authors |
Jeremy_Lim,_Emily_Wong,_Youichi_Ohyama,_Tom_Broadhurst_and_Elinor_Medezinski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04046 |
球状星団（GC）は、銀河の初期の形成段階からの古代の遺物であると考えられていますが、それらの物理的な起源は不明なままです。GCは、巨大な楕円銀河の周りに最も多く、広い色の分散を示す可能性があり、広い金属量の広がりを示唆しています。ここでは、何千ものコンパクトで大規模な（〜5$\times$10$^{\rm3}-$3$\times$10$^{\rm6}M_{\odot}$）星団が形成されていることを示します。ペルセウス座銀河の中心にある巨大な楕円銀河であるNGC1275の周りで、少なくとも過去約1Gyrにわたってほぼ安定した速度で。〜1Gyrを超えると、これらの星団は、広帯域の光学色では、より多くのGCと区別がつきません。それらの数分布は、GCと同様の輝度と質量の依存性を示しますが、それらの空間分布は、銀河団ガスの冷却に関連する多相ガスのフィラメント状ネットワークに似ています。これらの星団の持続的な形成は、前駆体GCが、冷却された銀河団ガスから宇宙の歴史を超えて形成される可能性があることを示しています。巨大な楕円銀河のGCの$。前駆体GCは、銀河散開星団の最大質量をはるかに下回る最小質量を持っており、それらの形成経路に関係なく、すべての質量スケールにわたる星団の共通の形成メカニズムを確認しています。
天体物理学的観測から、核上密度\textemdashで核物質の状態方程式の剛性を駆動する反発する3核子ポテンシャル$V^R_{ijk}$\textemdashに関する直接情報を推測することを目的とした研究の結果を報告します。ベイジアンアプローチを使用して、NICER衛星とLIGO/Virgoコラボレーションによって実行された質量、半径、潮汐変形の測定値、および観測された最も重いパルサーの質量を利用して、$V^R_{ijkの強度を制限します。}$。主に最大質量の限界によって決定される我々の結果は、既存および将来の施設が核上密度での微視的核ダイナミクスに関する貴重な新しい洞察を提供する可能性があることを示唆しています。
キロノバ光度曲線のモデリング：核入力への依存
| Title |
Modeling_Kilonova_Light_Curves:_Dependence_on_Nuclear_Inputs |
| Authors |
Y._L._Zhu,_K._Lund,_J._Barnes,_T._M._Sprouse,_N._Vassh,_G._C._McLaughlin,_M._R._Mumpower,_and_R._Surman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03668 |
連星とブラックホール-中性子星系の合併は、これらのイベントで発生した元素合成を推測するために分析できる電磁対応物を生み出すことが期待されています。ランタニドに富む流出に関連する不確実性の1つの原因を調査します。それは、高速中性子捕獲元素合成計算への核入力です。まず、核入力の32の異なる組み合わせを調べることから始めます。8つの質量モデル、2種類の自発核分裂率、および2種類の核分裂娘積分布です。このような核物理学の不確実性は、通常、核加熱（合併後1日で1.5桁）、ボロメータ光度（5で1桁）などの重要な量で少なくとも1桁の不確実性を生成することがわかります。合併後の日数）、およびボロメータの光度から推定される物質の質量（8〜10日の領域を考慮した場合の8倍）。特定の核プロセスは電磁信号を決定するために重要であるため、$\beta$崩壊、$\alpha$崩壊、およびさまざまな時間に加熱するために重要な自発核分裂を経ている主要な核の表を提供し、多くの核入力の組み合わせ。
ソフト状態中のGRS1915 + 105のAstroSatビュー：HFQPOの検出と質量およびスピンの推定
| Title |
AstroSat_view_of_GRS_1915+105_during_the_Soft_State:_Detection_of_HFQPOs_and_estimation_of_Mass_and_Spin |
| Authors |
Sreehari_H.,_Anuj_Nandi,_Santabrata_Das,_V._K._Agrawal,_Samir_Mandal,_M._C._Ramadevi,_Tilak_Katoch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03782 |
ソフト状態で100ksの保証時間（GT）を使用して得られたGRS1915$+$105のAstroSat観測の結果を報告します。色-色図（CCD）は、電力密度スペクトル（PDS）で高周波QPO（HFQPO）が検出された場合の$\delta$の変動クラスを示します。HFQPOは、67.96〜70.62$Hzの周波数範囲で変化し、rms$\sim0.83〜1.90$％のパーセンテージで、有意性は1.63〜7.75$の範囲で変化します。エネルギー依存のパワースペクトルは、HFQPO機能が$6〜25$keVのエネルギー帯域でのみ支配的であることを示しています。nthCompとpowerlawでモデル化されたSXT（軟X線望遠鏡）とLAXPC（大面積X線比例計数管）の広帯域エネルギースペクトル（$0.7〜50$keV）は、ソースがコンパクトに加えて拡張コロナを持っていることを意味します。高エネルギー放出を生成し、HFQPOを示すComptonizingcorona'。広帯域スペクトルモデリングは、ソーススペクトルが$2.07〜2.43$keVの電子温度（kT$_{\rme}$）と光子指数（$\Gamma_{\rmnth}$）による熱圧縮によって十分に記述されていることを示しています。フォトンインデックスの追加のべき乗則コンポーネント（$\Gamma_{\rmPL}$）を含む$1.73-2.45$の間、$2.94〜3.28$の間。nthCompコンポーネントの基準は、強力なHFQPOが存在する場合は高く（$\sim8$）、HFQPOが存在しない場合は低くなります（$\sim3$）。さらに、kerrbbモデルを使用してエネルギースペクトルをモデル化し、ソースの降着率、質量、およびスピンを推定します。私たちの調査結果は、ソースが$1.17〜1.31〜\dot{M}_{\rmEdd}$のスーパーエディントンレートで降着することを示しています。さらに、ソースの質量とスピンは$12.44-13.09〜M_{\odot}$と$0.990-0.997$であり、$90\％$の信頼度で、GRS1915$+$105が最大回転の恒星質量X線連星であることを示唆しています。ブラックホールソース。
巨大なバイナリシステムであるりゅうこつ座イータは、衝撃を与えてX線を放出する激しい衝突風が特徴です。このシステムは非常に偏心しており（$e\simeq0.9$）、5。54年の軌道でX線放射が変調されます。X線フラックスは、ペリアストロン通過の数か月前に増加し、強いフレアを示し、その後、数週間続くフラットな最小値まで急速に低下し、その後徐々に回復します。2020年のX線最小値の前、最中、後に得られた中性子星内部組成エクスプローラー（NICER）望遠鏡スペクトルを提示し、スペクトル分析を実行して、X線フラックスとX線吸収カラム密度（$N_{\rmH}（t）$）2〜10keVおよび5〜10keVのエネルギー範囲。後者の範囲は、恒星の風の衝突領域によって支配されているため、これらのスペクトルパラメータ（特に$N_{\rmH}（t）$）は、バイナリ方向に対する潜在的に厳しい制約として機能します。観測された$N_{\rmH}（t）$の結果を、ペリアストロンでどの星が私たちに近いかを確認するために、単純な幾何学的モデルによって予測された動作と比較します。$-$270^\circ$）、またはセカンダリ（$\omega\simeq90^\circ$）。ペリアストロンから遠く、ペリアストロン通過周辺の両方で、カラム密度の変動が後者の構成をサポートしていることがわかります（$\omega\simeq90^\circ$）。2020年のX線の最小値は、過去5つの最小値の中で最も速い回復を示し、主星の風が最近弱まったことの追加の証拠を提供しました。
非回転および急速に回転する恒星の核崩壊の3次元シミュレーションからの重力波およびニュートリノ信号の特徴的な時間変動
| Title |
Characteristic_Time_Variability_of_Gravitational-Wave_and_Neutrino_Signals_from_Three-dimensional_Simulations_of_Non-Rotating_and_Rapidly_Rotating_Stellar_Core-Collapse |
| Authors |
Shota_Shibagaki,_Takami_Kuroda,_Kei_Kotake,_and_Tomoya_Takiwaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03882 |
スペクトルニュートリノ輸送を伴う70M$_\odot$星の恒星の核崩壊の完全な一般相対論的3次元流体力学シミュレーションからの結果を提示します。非軸対称不安定性に対する回転の影響を調査するために、回転の初期強度をパラメトリックに変更することにより、3つのモデルを計算します。最も急速に回転するモデルは、バウンス後の初期段階で片腕のスパイラルフローを伴う低$T/|W|$不安定性の一時的な進展を示します。その後、2アームのスパイラルフローが表示され、シミュレーション時間中持続します。適度に回転するモデルは、低$T/|W|$の不安定性の増大も示していますが、これは2アームのスパイラルフローのみです。非回転モデルでは、立位降着ショック不安定性（SASI）の活発な活動のみが観察されます。SASIは、最初にスロッシングモードによって支配され、その後、ブラックホールが形成されるまでスパイラルSASIが続きます。時間相関に焦点を当てて、重力波（GW）とニュートリノのスペクトログラム分析を提示します。我々の結果は、GWとニュートリノ信号の特徴的な時間変調が非軸対称不安定性の成長に関連している可能性があることを示しています。非軸対称不安定性のどのモードが発生するかに応じて、陽子中性子星（PNS）の変形の程度が、相関するGW信号とニュートリノ信号の特徴的な周波数に主に影響することがわかります。これらの信号は、最大$\sim10$kpcの現世代の検出器で同時に検出できることを指摘します。我々の発見は、GWとニュートリノの共同観測がブラックホール形成に先立つPNS進化に関する情報を抽出するために不可欠であることを示唆している。
降着によって誘発された磁気埋没からの多極磁気圏を備えたリサイクルパルサー
| Title |
Recycled_pulsars_with_multipolar_magnetospheres_from_accretion-induced_magnetic_burial |
| Authors |
Arthur_G._Suvorov_and_Andrew_Melatos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03924 |
多くのミリ秒パルサーは、初期の降着段階でスピンアップ（「リサイクル」）された古い中性子星であると考えられています。それらは通常、降着によって誘発された磁気埋没と一致して、比較的弱い（$\lesssim10^{9}\text{G}$）双極子場の強さを持っています。NeutronStarInteriorCompositionExplorerの最近のデータによると、リサイクルされたパルサーPSRJ0030$+$0451の上のホットスポットは対極ではないため、磁場を中心の双極子の磁場にすることはできません。この論文では、赤道力線の圧縮のために、埋没シナリオでは多極性が自然に予想されることが示されています。Grad-Shafranov平衡は、蓄積された質量の量や地殻の状態方程式など、さまざまな特性の観点から磁気多重極モーメントを計算する方法を示すために構築されています。
超小型連星パルサーシステムの検出可能性について
| Title |
On_the_detectability_of_ultra-compact_binary_pulsar_systems |
| Authors |
Nihan_Pol,_Maura_McLaughlin,_Duncan_R._Lorimer,_Nathan_Garver-Daniels |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04151 |
ニューラルネットワークを使用して、パルサーの軌道運動によるドップラースミアリングを説明する機能をパルサー集団合成パッケージ\psrpoppy\と統合して、観測された連星パルサー集団の正確なモデリングを開発します。最初のアプリケーションとして、2つの成分の質量が非常に等しくない連星中性子星系は、平均して、質量が対称的な系よりも検出が容易であることを示します。次に、超小型（$1.5\、{\rmmin}\leqP_{\rmb}\leq15\、\rmmin$）中性子星-白色矮星（NS--WD）と二重の母集団を調査します。レーザー干渉計宇宙アンテナ重力波検出器の有望な源である中性子星（DNS）システム。これまでの無線調査でこれらのシステムが検出されなかったことを考えると、95\％の信頼度の上限は$\sim$1450と$\sim$1100の超小型NS--WDおよびDNSシステムであると推定されます。それぞれ地球に向かって。また、時間領域のリサンプリングで20〜200秒の範囲の調査積分時間を使用すると、信号対雑音比と、これらの超小型バイナリシステムの検出確率が最大になることも示します。すべての大規模電波パルサー調査の中で、アレシボ電波望遠鏡で現在実施されている調査では、現在の積分積分時間と$\sim$80を使用して、これらのシステムの少なくとも1つを検出する可能性が$\sim$50〜80\％あります。--95\％今後数年間で最適な統合時間を使用します。
| Title |
How_to_search_for_multiple_messengers_--_a_general_framework_beyond_two_messengers |
| Authors |
Do\u{g}a_Veske,_Zsuzsa_M\'arka,_Imre_Bartos,_Szabolcs_M\'arka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04162 |
宇宙イベントの候補マルチメッセンジャー検出の重要性の定量化は、天体物理学と天文学のコミュニティで新たな必要性です。この論文では、モデルに依存しない最適な検索が存在しないことを示し、最適なモデルに依存する検索のための一般的なベイズ法を提示します。これは、任意の数と種類のメッセンジャーにスケーラブルであり、任意のモデルに適用できます。最後に、共同重力波、高エネルギーニュートリノ、ガンマ線バーストイベント検索の例を通してそれを示します。これまで検討されていませんでした。
JWSTノイズフロアI：JWSTNIRCam時系列のランダムエラーソース
| Title |
JWST_Noise_Floor_I:_Random_Error_Sources_in_JWST_NIRCam_Time_Series |
| Authors |
Everett_Schlawin,_Jarron_Leisenring,_Karl_Misselt,_Thomas_P._Greene,_Michael_W._McElwain,_Thomas_Beatty,_Marcia_Rieke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03564 |
JWSTの透過および発光スペクトルは、可能性のある生命存在指標を含む、通過する太陽系外惑星の大気の貴重な一瞥を提供します。ただし、JWSTによるこの有望な科学には、ホスト星の前後を通過する惑星の時系列に影響を与える可能性のある体系的なエラーの絶妙な精度と理解が必要です。ここでは、統合から統合へのレベルでJWSTNIRCam時系列データに影響を与えるランダムノイズソースの推定値を提供します。1/fノイズは、2つのグループのグリズム時系列の精度を制限する可能性があることがわかります（抽出方法と抽出パラメーターに応じて230ppmから1000ppm）が、平均するとNフレーム/読み取りの平方根のようになります。現在のNIRCamグリズム時系列モードは、そのGRISMR分散方向が検出器の高速読み取り方向に平行であるため、1/fノイズの影響を特に受けますが、GRISMC方向では緩和できます。この1/fノイズ源を減らすために、訪問ごとにできるだけ多くのフレームを含めるように注意する必要があります。したがって、許容できる最小の検出器サブアレイサイズ、4つの出力チャネル、およびスキップされたフレームの数を最小限に抑える読み出しモードをお勧めします（RAPIDまたはBRIGHT2）。また、合計抽出と比較して、1/fノイズからの寄与を大幅に下げることができる共分散重み付けスキームについても説明します。プリアンプオフセット、ランダム電信ノイズ、および高暗電流RCピクセルによって導入されたノイズを評価し、バックグラウンド減算とピクセルマスキングが実行されると、これらが10ppm未満で修正可能であることを確認します。コンパニオンペーパーで系統的なエラーの原因を探ります。
GADGET-4コードを使用した宇宙構造形成のシミュレーション
| Title |
Simulating_cosmic_structure_formation_with_the_GADGET-4_code |
| Authors |
Volker_Springel,_R\"udiger_Pakmor,_Oliver_Zier,_Martin_Reinecke_(MPA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03567 |
数値解法は天体物理学の研究のための強力なツールになりましたが、その有用性は適切なシミュレーションコードの可用性に大きく依存しています。これには、コード開発における継続的な取り組みが必要です。これは、今日のコンピューティングハードウェアの基盤となる急速に進化するテクノロジーによっても必要とされます。ここでは、過去20年間に宇宙構造形成に広く適用されてきたGADGETコードの最近の方法論の進歩について説明します。新しいバージョンでは、力の精度、タイムステッピング、タイムスケールの広いダイナミックレンジへの適応性、計算効率、および特別なMPI/共有メモリの並列化と通信戦略による並列スケーラビリティが向上し、より洗練されています。ドメイン分解アルゴリズム。以前のバージョンで導入された片側TreePM重力ソルバーの代わりに、明らかに運動量を保存する高速多重極法（FMM）を使用できます。ガス流を処理するために、2つの異なるフレーバーのSmoothedParticleHydrodynamics、古典的なエントロピー保存定式化と圧力ベースのアプローチがサポートされています。このコードは非常に大きな問題サイズに対応できるため、宇宙論の将来の精密テストをサポートする宇宙構造形成の正確な予測が可能になると同時に、粒子の極端な変動を伴う高ダイナミックレンジズーム計算にも適しています。シミュレートされたボリュームの数密度。GADGET-4コードはコミュニティに公開されており、オンザフライのグループと下部構造の検出と追跡のためのインフラストラクチャ、および放射冷却と星形成の単純なモデルであるマージツリー構築、高ダイナミックレンジパワースペクトルが含まれています。推定量、および2次ラグランジュ摂動理論に基づく初期条件ジェネレーター。
JWSTノイズフロアII：JWSTNIRCam時系列の系統的エラーソース
| Title |
JWST_Noise_Floor_II:_Systematic_Error_Sources_in_JWST_NIRCam_Time_Series |
| Authors |
Everett_Schlawin,_Jarron_Leisenring,_Michael_W._McElwain,_Karl_Misselt,_Kenneth_Don,_Thomas_P._Greene,_Thomas_Beatty,_Nikolay_Nikolov,_Douglas_Kelly,_Marcia_Rieke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03576 |
JWSTは、通過する太陽系外惑星の大気を特徴づけることに大きな期待を寄せており、光子制限性能を達成できれば、M型矮星のハビタブルゾーン内の地球サイズの惑星への洞察を提供する可能性があります。ここでは、NIRCam機器を使用したグリズム時系列観測に存在すると予想される系統的エラーの原因について説明します。ポインティングジッターと高ゲインアンテナが検出器のサブピクセルクロスハッチパターンの上を移動すると、変動が比較的小さくなります（6パーツパーミリオン、ppm未満）。光学系の熱的不安定性による時間依存の開口損失も2ppm未満に保つことができます。これらの低ノイズ源を実現するには、十分に大きい（1.1秒角以上）抽出アパーチャを使用することが重要です。電荷トラップによる持続性は、曝露の20分後の時系列にわずかな（3ppm未満）影響を及ぼし、HSTWFC3検出器の場合よりもはるかに小さな役割を果たすと予想されます。温度変動は3ppm未満であると予想されます。合計すると、既知の系統的エラーソースから推定されるノイズフロアは、1回の訪問あたりわずか9ppmです。ただし、未知の系統的エラーの原因が飛行中に存在する可能性があり、静止星のような天体物理学的な原因でのみ測定可能であるため、注意が必要です。相反則障害により、40ppmレベルで多年生の機器オフセットが発生する可能性があるため、広い波長範囲にわたって複数の機器の複数の観測所のスペクトルをつなぎ合わせるときに補正が必要になる場合があります。
高コントラストイメージングのための微小電気機械的変形可能ミラーの開発、パート2：コロナグラフ画像のコントラストに対する量子化誤差の影響
| Title |
Microelectromechanical_deformable_mirror_development_for_high-contrast_imaging,_part_2:_the_impact_of_quantization_errors_on_coronagraph_image_contrast |
| Authors |
Garreth_Ruane,_Daniel_Echeverri,_Eduardo_Bendek,_Brian_D._Kern,_David_Marx,_Dimitri_Mawet,_Camilo_Mejia_Prada,_A_J_Eldorado_Riggs,_Byoung-Joon_Seo,_Eugene_Serabyn,_and_Stuart_Shaklan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03704 |
恒星コロナグラフは、波面エラーを修正し、高コントラストの画像を作成するために、変形可能なミラー（DM）に依存しています。DMの不完全な制御は、達成可能なコントラストを制限するため、DM制御電子機器は、微細な表面高さ分解能と低ノイズを提供する必要があります。ここでは、NASAのジェット推進研究所（JPL）にあるハイコントラストイメージングテストベッド（HCIT）施設からの実験データを使用して、DMエレクトロニクスによる量子化エラーが画像のコントラストに与える影響を調べます。最も単純な分析モデルでは、実際のケースと比較して楽観的な予測が得られ、コントラストが最大3倍向上するため、DM表面の高さの解像度要件が70％誤って緩和されることがわかります。DMアクチュエータの形状、または影響関数を考慮すると、分析予測が向上することを示します。ただし、波面センシングおよび制御プロセスのエンドツーエンドの数値シミュレーションが最も正確な予測を提供し、DM制御電子機器に堅牢な要件を設定するためのそのようなアプローチを推奨することもわかりました。私たちの実験結果と数値結果から、将来の宇宙望遠鏡でコロナグラフ機器を使用して、450nm程度の波長で太陽型星の周りの温帯地球型惑星をイメージングするには、約6pmの表面高さ分解能が必要であると結論付けます。最後に、それらが制限要因であるかどうかを判断するのに役立つ可能性のある量子化エラーの認識可能な特性をリストします。
ニューラル密度推定によるバイナリマイクロレンズイベントの推論の自動化
| Title |
Automating_Inference_of_Binary_Microlensing_Events_with_Neural_Density_Estimation |
| Authors |
Keming_Zhang,_Joshua_S._Bloom,_B._Scott_Gaudi,_Francois_Lanusse,_Casey_Lam,_Jessica_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04156 |
MCMCなどの従来のサンプリングベースのアルゴリズムを使用したバイナリマイクロレンズイベントの自動推論は、物理的なフォワードモデルと病理学的尤度表面の遅さによって妨げられてきました。このようなイベントの現在の分析では、MCMC事後サンプリングの前提条件として近似解を見つけるために、専門知識と大規模グリッド検索の両方が必要です。ローマ宇宙天文台による次世代の宇宙ベースのマイクロレンズ調査では、何千ものバイナリマイクロレンズイベントが発生すると予想されているため、新しいスケーラブルで自動化されたアプローチが望まれています。ここでは、ニューラル密度推定（NDE）に基づく自動推論方法を紹介します。シミュレートされたローマのデータでトレーニングされたNDEは、高速、正確、正確な事後確率を生成するだけでなく、予想される事後縮退もキャプチャすることを示します。ハイブリッドNDE-MCMCフレームワークをさらに適用して、正確な後方を生成することができます。
ヒッパルコスとガイアで解決されたワイドバイナリの2エポック軌道推定
ヒッパルコスカタログとそのダブルおよびマルチシステムアネックス（DMSA）には、エポック1991.25の個々の固有運動と座標を持つ4099コンポーネントがリストされています。これらの長周期連星の多くは、ガイアデータリリース2（DR2）にも存在します。利用可能な相対位置と25。25年離れた固有運動を使用して、相対軌道運動の方程式を2つのエポック離心近点角、公転周期、および離心率について解くことができます。この方法では、線形Thiele-Innes未知数の除去と、残りの条件方程式の非線形最適化を採用しています。これらのソリューションの品質は、人工的に摂動されたデータポイントを使用したモンテカルロシミュレーションによって明らかにされたように、ヒッパルコスの位置天文データの不十分な条件と適度な精度によって損なわれます。複数のシステムと光学ペアの存在も結果を混乱させる可能性があります。人工データを使った限られた実験では、公転周期が最大$\sim500$年の広いバイナリについて、25年のエポック差で有用な推定値が得られることが示されています。この方法の見通しは、Gaia-NIRやTheiaなどの提案された次世代の宇宙位置天文学ミッションで劇的に改善されます。特に、位置天文学または分光測定から追加の条件が含まれている場合はそうです。ガイアDR2とヒッパルコスで交差適合された1295個の二重星ペアの相互識別と位置天文情報の補助カタログが公開されています。
ガス状塵円盤による9個の白色矮星の偶然の発見
| Title |
Serendipitous_Discovery_of_Nine_White_Dwarfs_With_Gaseous_Debris_Disks |
| Authors |
Carl_Melis,_B._Klein,_A._E._Doyle,_A._J._Weinberger,_B._Zuckerman,_P._Dufour |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03695 |
GaiaDR2データベースに基づくカタログから選択された白色矮星の光学分光観測は、単一の白色矮星を周回する9つの新しいガス状塵円盤を明らかにします。これは、以前に知られているサンプルの約2倍の増加です。各ソースについて、特定されたガス輝線と、低分解能分光法で見られる線の存在量を含む基本的な恒星パラメータを示します。主な発見は次のとおりです。（1）ガスディスクを備えた最もクールな白色矮星（Teff〜12,720K）。この星、WD0145+234は、最近赤外線爆発を起こしたと報告されています。（2）複数の元素からのガス放出の速度空間におけるコロケーション。これは、異なる元素が十分に混合されていることを示唆しています。（3）SDSSJ0006+2858に向けた高度に非対称な放出構造、およびおそらく他の2つのシステムの非対称構造。（4）約25％のDBと75％のDA白色矮星で構成される全体的なサンプル。これは、野外集団で見られる一次大気タイプの全体的な分布と一致しています。（5）GaiaJ0611-6931のスペクトルにおけるNaからのこれまでに見たことのない輝線、およびWD0842+572に向かう半禁制のMg、Ca、およびFe線、および両方の星のSi。現在知られているガス状塵円盤系のサンプルは、北半球の星に向かって大きく歪んでおり、南半球で輝線星が見つかるのを待っていることを示唆しています。
$ \ beta $高質量食システムにおけるCephei脈動CWCephei
CWCepは、質量測定精度が1\％を超える初期のB型食変光星です。セクター17と18の間に観測されたシステムのTESS時系列データでの脈動シグネチャの発見を報告します。私たちのバイナリモデリングは、ターゲット星が12.95$M_\odot$と11.88の質量を持つ部分的に日食の分離システムであることを示しています$M_\odot$および半径5.52$R_\odot$および5.09$R_\odot$、偏心軌道$e$=0.0305。日食システムまでの距離928$\pm$36pcは、ガイアの距離962$\pm$453pcよりもはるかに正確です。外食部分の残留光度曲線に多周波解析を適用すると、2つの周波数領域で13個の有意な信号が検出されました。1日未満の6つの周波数$^{-1}$は、ほとんどが軌道高調波と組み合わせ項、またはバイナリ効果の除去が不十分なためサイドローブであるように見えました。対照的に、2。73日$^{-1}$と5。34日$^{-1}$の周りに集まった7つの周波数は$\beta$Cepタイプの脈動と見なすことができます。私たちの結果は、正確な質量を持つ二重線の食変光星に存在する$\beta$Cep脈動の2番目の発見を表しており、したがって、CWCepは高質量星の星震学モデリングの重要なテストベッドとして機能します。
銀河球状星団のRGBチップとアクシオン-電子結合の境界の修正
| Title |
The_RGB_tip_of_galactic_globular_clusters_and_the_revision_of_the_bound_of_the_axion-electron_coupling |
| Authors |
O._Straniero,_C._Pallanca,_E._Dalessandro,_I._Dominguez,_F._R._Ferraro,_M._Giannotti,_A._Mirizzi,_and_L._Piersanti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03833 |
ハッブル宇宙望遠鏡（HST）と地上ベースの光学および近赤外線測光サンプルを組み合わせることにより、22個の銀河球状星団（GGC）のRGBチップ絶対等級を導き出します。距離と金属量スケールを変えることの影響も調査されます。次に、観測された先端の光度を、赤色巨星の縮退したコアでのアクシオン生成によるエネルギー損失を含む最先端の恒星モデルによって予測されたものと比較します。プラズマニュートリノによるエネルギー損失のみを含む理論的予測は、後者が平均して約0.04等明るいにもかかわらず、一般に、観測された先端のボロメータの大きさとよく一致していることがわかります。この小さなシフトは、RGBチップのボロメータの大きさの評価に影響を与える系統的なエラーの結果である可能性があります。あるいは、アクシオンと電子の結合が原因で、無視できないほどのアクシオンの熱生成が発生する可能性があります。この可能性のあるアクシオンシンクの強度を推定するために、22個のGGCのセット全体のRGBチップを使用して累積尤度分析を実行します。測定されたボロメータの大きさと対応する理論的予測の両方に影響を与える不確実性の考えられるすべての原因が慎重に検討されます。その結果、尤度確率を最大化するアクシオン-電子結合パラメーターの値はgae/10^13=0.60（+0.32;-0.58）であることがわかります。ただし、このヒントは、赤色巨星のコアで動作する主要なエネルギーシンクが標準的なニュートリノと電子と結合したアクシオンである場合に有効です。恒星モデルに含まれていない追加のエネルギー損失プロセスは、そのようなヒントを減らすでしょう。それでも、gae/10^13>1.48の値は、95％の信頼度で除外できることがわかります。
PMS相互作用バイナリAKScoの降着とサイクル間変動
かなりの降着率を持つ既知の短周期前主系列分光連星はほんの一握りです（クラスIIソース）。AKScoは、このシステムが高度に偏心した軌道にある2つの等しい質量のF5星で構成されているため、このリストで際立っています。したがって、両方の星は、周星期の通過で11個の恒星半径に近づきます。この構成は降着研究に最適です。降着イベントの強化は、周星期の通過時に正確にタイミングを合わせることができるからです。この作業では、3回の連続したペリアストロン通過中のハッブルによるAKScoシステムの監視の結果を示します。これらのデータは、降着を分光的に特徴付け、システムのサイクル間変動を評価するための独自のデータセットを提供します。降着率の向上の明確な証拠がサイクル1と3で観察されました：近紫外線連続体のブルーイング、NV、SiIVおよびCIVラインなどの重要な降着トレーサーの突然のフラックス増加、および中性/単一イオン化種OIやCIIなど。また、SiIII]/CIII]比の変動は、星周通過中に電子密度が1桁向上したことを示しています。さらに、サイクル3では、宇宙起源分光器で得られた観測のスペクトル分解能により、流れが2つの成分のいずれかに優先的に送られることを識別できました。サイクルごとの変動の最も顕著な特徴は、強化された降着サインを伴わない、サイクル1から2へのUVフラックスの顕著な増加の検出でした。
スーパーリチウムリッチジャイアントHD77361におけるヘリウム増強の調査
| Title |
Investigation_of_the_Helium_Enhancement_in_a_Super_Lithium_Rich_Giant_HD_77361 |
| Authors |
B._P._Hema_(1)_and_Gajendra_Pandey_(1),_((1)_Indian_Institute_of_Astrophysics,_Koramangala_II_Block,_Bengaluru,_Karnataka,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03998 |
この作業では、MgHバンドとMgIラインの強度を使用して、リチウムリッチ（Liリッチ）K-giantHD77361のヘリウムエンハンスメント（Heエンハンスメント）を調査します。詳細なアバンダンス分析と、MgHバンドおよびMgIラインの合成がHD77361に対して実行されました。不確実性の範囲内で、MgHラインとMgIラインの両方から同じMgアバンダンスが期待されます。しかし、MgH線に由来するMgの存在量は、MgI線に由来する存在量よりも大幅に少ないことがわかりました。この違いは、不確実性の範囲内で恒星のパラメーターを変更しても調整できず、星の光球でのHeの増強を意味します。大気中のHe増強は、異なるHe/H比のモデルを使用して推定され、MgHとMgIの両方の線が、採用されたモデルのHe/H比に対して同じMg存在量を返します。HD77361の値としてHe/H=0.4+/-0.1、He/H=0.1の通常値であることがわかりました。Liが豊富な巨人のHe強化の量を知ることは、LiとHeの強化の原因となるシナリオを理解するための強力な手がかりです。分析と結果について説明します。
高分解能近赤外スペクトルに基づくM矮星の元素存在量：連星系による検証
| Title |
Elemental_Abundances_of_M_Dwarfs_Based_on_High-Resolution_Near-Infrared_Spectra:_Verification_by_Binary_Systems |
| Authors |
Hiroyuki_Tako_Ishikawa,_Wako_Aoki,_Takayuki_Kotani,_Masayuki_Kuzuhara,_Masashi_Omiya,_Ansgar_Reiners,_Mathias_Zechmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04024 |
M矮星は惑星探索プロジェクトの顕著な標的であり、それらの化学組成は、軌道を回る太陽系外惑星の形成過程または内部を理解するために重要です。ただし、M矮星の元素存在量の測定は、それらの光学スペクトルの分析が困難なために制限されています。高解像度（R〜80,000）に基づく行ごとの分析を行うことにより、G/K型星と連星を形成する5つのM矮星（T_eff〜3200--3800K）の詳細な化学分析を実施しました。）CARMENESで得られた近赤外（960--1710nm）スペクトル。8つの元素（Na、Mg、K、Ca、Ti、Cr、Mn、およびFe）の化学的存在量を決定しました。これらは、測定誤差（〜0.2dex）内の主要な星の存在量と一致しています。分析プロセスを通じて、涼しい雰囲気の中での原子線の独特の振る舞いを調査しました。ほとんどの原子線は、対応する元素だけでなく、他の元素、特にNaやCaなどの優勢な電子供与体の存在量の変化に敏感です。TiI線は、TiO分子の形成による中性チタンの消費により、T_eff<3400Kでの全体的な金属量と負の相関を示します。これらの調査結果は、任意の元素の全体的な金属量または存在量を正しく推定するには、他の個々の元素の存在量を一貫して決定する必要があることを示しています。
IRISとAIAを使用した太陽活動領域におけるジェット状現象の多波長イメージングとスペクトル分析
| Title |
Multiwavelength_Imaging_and_Spectral_Analysis_of_Jet-like_Phenomena_in_a_Solar_Active_Region_Using_IRIS_and_AIA |
| Authors |
Ll\^yr_Dafydd_Humphries,_Erwin_Verwichte,_David_Kuridze,_and_Huw_Morgan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04042 |
動的現象の高解像度観測は、低太陽大気を支配する特性とプロセスへの洞察を与えます。ソーラーダイナミクスに搭載されたインターフェイス領域イメージングスペクトログラフ（IRIS）と大気イメージングアセンブリ（AIA）からのイメージングとスペクトル観測を使用して、アクティブ領域（AR）12192の半影の足元から発生するジェットのような現象の分析を示します。天文台。これらのジェットは、見通し内（LoS）ドップラー速度$\pm$10-22kms$^{-1}$と、で空の平面（PoS）を横切って移動するように見える明るい前線に関連付けられています。23〜130kms$^{-1}$の速度。このような速度は、彩層で予想される音速よりもかなり高速です。ジェットには、IRISとAIAのクールチャネルとホットチャネルの両方で表示されるシグネチャがあります。各ジェットは平均15分続き、2時間の間に5〜7回発生します。この現象を説明するための可能なメカニズムが示唆されており、その最も可能性が高いのは、光球の波面または重力波の急峻化の結果として遷移領域（TR）およびコロナに衝突するpモードまたはAlfv\'en波衝撃波列です。
地球と火星の近くで観測された太陽エネルギー粒子フラックスの繰り返しの増強
| Title |
Recurrent_Solar_Energetic_Particle_Flux_Enhancements_Observed_near_Earth_and_Mars |
| Authors |
C._Krishnaprasad,_Smitha_V._Thampi,_Anil_Bhardwaj,_Christina_O._Lee,_K._Kishore_Kumar,_and_Tarun_K._Pant |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04122 |
2016年8月1日から11月15日までの期間は、太陽圏に共回転相互作用領域（CIR）といくつかの弱いコロナ質量放出（CME）が存在することを特徴としていました。この研究では、この期間中に地球（1AU）と火星（1.43-1.38AU）の近くで観測された繰り返しのエネルギーの高い電子と陽子の増強を示しています。地球の近くの観測はACE、SOHO、およびSDOに搭載された機器からのデータを使用していますが、火星の近くの観測はMAVENに搭載されたSEP、SWIA、およびMAG機器によるものです。この期間中、地球と火星の近くで観測された高エネルギーの電子フラックスは、4回の太陽の自転にわたって顕著な周期的な増強を示し、主な周期は約27日と約13日でした。火星での定期的なレーダーの停電/レーダー信号の弱体化は、これらの太陽エネルギー電子の増強に関連して、MARSIS/MEXによって観察されます。この期間中、弱いCMEと高速ストリーム（HSS）に関連する惑星間ショックは、CIRと相互作用し、1.43〜1.38AU付近の高エネルギー陽子フラックスを強化する可能性があり、その結果、陽子フラックスの約27日の周期性が大幅に低下します。1.43-1.38AUで。これらのイベントは、MAVENに搭載されたLPWおよびNGIMSによって観測された上面電離層の枯渇や圧縮など、火星の上面電離層に予期しない影響を引き起こします。これらの観測は、2つの見晴らしの良い場所で見られる電子増強の繰り返しの性質のためだけでなく、火星の電離層に対する弱いCMEと惑星間衝撃の予期しない影響を明らかにし、CME-HSSの影響への新しい洞察を提供するためにユニークです。火星のプラズマ環境での相互作用。
非粒子からの出現する暗黒エネルギー
種の温度が制限されると、宇宙はそれに漸近し、巨視的な創発的行動のためにデシッター（dS）相を生成する可能性があります。限界温度は、等角点からわずかにシフトした理論の一般的なものです。非粒子/バンクザックス理論の例でそのような振る舞いを示します。非粒子は、ハッブル張力を低下させる高エネルギーでの放射のように動作し、低エネルギーでの宇宙定数（CC）は、{\Lambda}CDMモデルに厳密に従うモデルを生成しますが、集合的な現象によるものです。それは技術的に自然であり、dSなしの推測を回避します。このモデルには、一致や初期条件の問題、スカラー場、修正された重力がありません。
ブラックホールによって引き起こされるレプトジェネシスの最初の厳密な計算を実行し、右手系ニュートリノの質量が$10^9{\rm\GeV}$を超えると、物質と反物質の非対称性が強化される可能性があることを示します。ただし、質量$M_i\gtrsim\mathcal{O}\left（10\right）$kgの原始ブラックホールは、熱レプトジェネシスから作成されたバリオン非対称性を指数関数的に希釈するのに十分な大きさのエントロピーを初期宇宙プラズマに注入することを示します。。そのため、右巻きニュートリノの中間質量レジーム、$10^6{\rm\GeV}\lesssimM_{N}\lesssim10^{9}{\rm\GeV}$は、観測されたものを説明できませんでした。微調整されたシナリオでもバリオン非対称性。同じ原始ブラックホールから放出された重力波の検出は、緊張下に中規模の熱レプトジェネシスを置きます。
自由に流れる粒子と宇宙の膨張のプローブとしての因果的重力波
相転移やパラメトリック共鳴などの局所物理学によって生成された重力波スペクトルの低周波数部分は、主に因果関係によって固定され、初期の宇宙へのきれいな窓を提供します。この作業では、スペクトルのこの低周波数端を、過減衰調和振動子の励起による重力波の生成の抑制や、屋外での凍結による重力波の増強など、物理的な理解に重点を置いて分析します。地平線。サブホライズンとスーパーホライズンの物理学の違いにより、相転移が発生したコンフォーマルハッブルレートの直接測定を可能にする明確なスペクトル特性が存在することは避けられません。一例として、相転移中に存在する自由流動粒子（重力波自体など）は、スーパーホライズンモードの生成に影響を与えます。これは、確率的重力波のよく知られている因果的な$k^3$スーパーホライズンスケーリングと比較して、低周波数でのスペクトルの急激な減少につながります。エネルギー密度のかなりの部分がフリーストリーミング粒子にある場合、それらはスペクトルに振動特性の出現にさえつながります。波が生成されたときに宇宙が放射に支配されていなかった場合、同様の特徴がサブホライズンからスーパーホライズンの因果関係への移行でも発生します。これらの機能は、重力波の生成に続く物質支配の期間が実際に低周波数でのパワースペクトルを増加させるという事実など、驚くべき結果を示すために使用されます。
| Title |
New_Constraints_on_the_Mass_of_Fermionic_Dark_Matter_from_Dwarf_Spheroidal_Galaxies |
| Authors |
James_Alvey,_Nashwan_Sabti,_Victoria_Tiki,_Diego_Blas,_Kyrylo_Bondarenko,_Alexey_Boyarsky,_Miguel_Escudero,_Malcolm_Fairbairn,_Matthew_Orkney,_Justin_I._Read |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03572 |
矮性球形銀河は、観測された暗黒物質の位相空間密度が高いため、フェルミ粒子暗黒物質の性質を調べるための優れたシステムです。この作業では、フェルミオン暗黒物質粒子の質量の下限を取得するために、以前の位相空間の考慮事項を確認、修正、および改善します。特に銀河のジーンズ分析が大幅に改善されたことにより、以前の作品と比較した結果の洗練が実現されました。暗黒物質の質量の位相空間境界を取得する2つの方法について説明します。1つはパウリの原理に基づくモデルに依存しない境界であり、もう1つはリウヴィルの定理の適用から導き出されたものです。後者の場合のベンチマーク例として、熱的に分離された粒子と（非）共鳴的に生成されたステライルニュートリノの制約を導き出します。パウリの原理を使用して、68％CLで$m\geq0.18\、\mathrm{keV}$、95％CLで$m\geq0.13\、\mathrm{keV}$のモデルに依存しない下限を報告します。相対論的に分離された熱遺物の場合、この境界は68％CLで$m\geq0.59\、\mathrm{keV}$に、95％CLで$m\geq0.41\、\mathrm{keV}$に強化されます。-共鳴的に生成されたステライルニュートリノの制約は、68％CLで$m\geq2.80\、\mathrm{keV}$、95％CLで$m\geq1.74\、\mathrm{keV}$です。最後に、共鳴的に生成されたステライルニュートリノの位相空間境界が、X線、ライマン-$\alpha$、およびビッグバン元素合成の観測からの補完的な限界と比較されます。
インフレーションと低エネルギー超対称性を実現できる明示的な文字列モデルは、実現が難しいことで有名です。隔離には非常に特殊な構成が必要であることを考えると、超対称粒子は一般に非常に重いと予想され、ニュートラリーノ暗黒物質が標準的な熱履歴で過剰生成される必要があることを意味します。しかし、この論文では、ストリング係数によって駆動される初期の物質支配が暗黒物質の存在量を観測値まで希釈する可能性があるため、これは一般的には当てはまらないことを指摘します。ストリングコンパクト化の一般的な特徴、すなわち、高い超対称性の破れスケールとモジュラス支配の遅い時間のエポックは、質量が約$10^{10}-10^{11}$GeVの超重いニュートラリーノ暗黒物質を意味するかもしれないと主張します。興味深いことに、これは、暗黒物質の崩壊を介したIceCubeとANITAによる超高エネルギーニュートリノの最近の検出を説明するための正しい範囲です。
ブラックホールが存在する場合、光源は複数の経路に沿って観測者に接続します。結果として、観測された明るさの変動は、ブラックホール画像の異なる時間と位置にわたって相関している必要があります。ブラックホールの周りで複数の軌道を実行する光子は、観測者の空の臨界曲線の近くに現れ、光子リングを生じさせます。この論文では、新しい観測量が提案されています：光子リング上の強度変動の2点相関関数。この相関関数は、確率的赤道放射に囲まれたカーブラックホールについて分析的に計算され、ソース統計は乱流降着流のシミュレーションによって動機付けられています。この2点関数は、同じ形状の複数のピークからなる普遍的な自己相似構造を示すことが示されています。各ピークのプロファイルはソースの変動の統計的特性をエンコードしますが、ピークの位置と高さは純粋に決定されます。ブラックホールパラメータによる。これらのピークを測定すると、その厚さを分解せずに光子リングの存在が実証され、ブラックホールの質量とスピンの推定値が得られます。十分に長いタイムスケールにわたる定期的な監視により、この測定は、事象の地平線望遠鏡に適度な改善を加えた干渉イメージングを介して可能になる可能性があります。
アインシュタインの一般相対性理論は100年以上前に提案され、弱い重力場での多数の観測テストに合格しました。それどころか、強力なフィールド体制はまだ大部分が未踏です。天体物理学のブラックホールは、強磁場領域で重力をテストするための理想的な実験室です。ここでは、NuSTAR、RXTE、Suzaku、およびXMM-NewtonからのX線データを使用して、ブラックホールの周りの強い重力場をテストするための私のグループの現在の取り組みを簡単に確認します。
85GHz放射に敏感なサブギャップ動的インダクタンス検出器
| Title |
Sub-gap_kinetic_inductance_detector_sensitive_to_85_GHz_radiation |
| Authors |
F._Levy-Bertrand,_A._Beno\^it,_O._Bourrion,_M._Calvo,_A._Catalano,_J._Goupy,_F._Valenti,_N._Maleeva,_L._Gr\"unhaupt,_I._M._Pop,_and_A._Monfardini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03845 |
80〜90GHzの周波数帯域で感度が高く、300〜mKで動作する粒状アルミニウム（$T_c\sim$2〜K）で作られたサブギャップキネティックインダクタンス検出器（SKID）のアレイを製造しました。平均で$1.3\times10^{-16}$〜W/Hz$^{0.5}$、せいぜい$2.6\times10^{-17}$〜W/Hz$^{0.5}$のノイズ等価電力を測定しました、1ピクセルあたり50〜fWの照明パワーの場合。SKIDの回路設計はキネティックインダクタンス検出器（KID）の回路設計と同じですが、SKIDの動作原理はサブギャップ励起に対する感度に基づいています。この検出方式は、検出可能な最低周波数に比例して動作温度を下げる必要がないため、有利です。ここで紹介するSKIDは、本質的に80〜90GHzの周波数帯域を選択しており、フィルムの超伝導スペクトルギャップよりもはるかに低く、約180GHzです。
f（R、T）重力のスローロールインフレーションと修正されたスタロビンスキーのようなインフレーションモデル
この作業では、$f（R、T）$重力のコンテキスト内での宇宙のインフレーションのスローロール近似を研究しました。ここで、$R$はスカラー曲率であり、$T$はエネルギー運動量テンソルのトレースです。。物質と重力の間の最小結合を選択することにより、修正されたスローロールパラメーター、スカラースペクトルインデックス（$n_s$）、テンソルスペクトルインデックス（$n_T$）、およびテンソル対スカラー比（$r$）。一般的なべき乗則の可能性、自然および四次ヒルトップインフレ、およびスタロビンスキーモデルについてこれらの量を計算し、$（n_s、r）$平面に軌道をプロットしました。Natural/Hilltopモデルのパラメーターの1つが自明ではない変更であることがわかりました。さらに、$-0.5<\alpha<5.54$の場合、スタロビンスキーのようなモデルの予測は前回のプランク測定とよく一致しているが、$r$と$n_T$の許容値の範囲が広いと結論付けました。
核ペアリングギャップと中性子星冷却
特に核ペアリングギャップの重要性に関して、孤立した中性子星の冷却を研究します。Brueckner-Hartree-Fockアプローチで導出された微視的な核状態方程式は、互換性のある中性子と陽子のペアリングギャップとともに使用されます。次に、ギャップを修正することによる、最終的に推定される中性子星の質量分布への影響を調べます。現在のすべての冷却データの一貫した記述が達成でき、（約40\％減少した）陽子1S0Bardeen-Cooper-Schrieffer（BCS）ギャップを使用し、中性子3P2を使用せずに、合理的な中性子星の質量分布を予測できることがわかります。ペアリング。
自己アフィン均質等方性ランダム粗面からの光散乱は、光線光学近似を使用して研究されます。数値解法は、単一接続された単一値の確率場として表される表面からの一次散乱シミュレーションを加速し、シミュレーションの結果を数値反射率モデルに保存するために開発されました。シミュレーションを高速化するために、地平線のマッピングとマーチングの方法が開発されています。表面粗さの関数としての幾何学的なシャドウイングおよびマスキング効果、特に方位角の粗い表面シャドウイング効果に重点が置かれている。
一貫した$ D \から4 $のアインシュタイン-ガウス-ボンネ重力におけるインフレーション重力波
| Title |
Inflationary_gravitational_waves_in_consistent_$D\to_4$_Einstein-Gauss-Bonnet_gravity |
| Authors |
Katsuki_Aoki,_Mohammad_Ali_Gorji,_Shuntaro_Mizuno,_Shinji_Mukohyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03973 |
最近\cite{Aoki：2020lig}で提案された、一貫した$D\to4$Einstein-Gauss-Bonnet重力のコンテキストで、スローロールシングルフィールドインフレーションを研究します。標準のアトラクタレジームに加えて、ガウス-ボネの用語から主な寄与が得られるため、ガウス-ボネアトラクタと呼ばれる新しいアトラクタレジームが見つかります。このアトラクタソリューションの周りに、曲率摂動と重力波（GW）のパワースペクトルとスペクトル傾斜、および観測可能な量の間のモデルに依存しない一貫性の関係があります。ガウス-ボネ項は、GWの分散関係に非線形$k^4$項を提供します。これは、ガウス-ボネアトラクタの周りを水平線が交差するときの標準の線形$k^2$項と同じ次数です。したがって、ガウス・ボネアトラクタ体制は、観測によってテストできる原始GWの新しいシナリオを提供します。最後に、このモデルでGWの非ガウス性を調べ、非線形パラメーター$f^{s_1s_2s_3}_{\rmNL、\;sq}$および$f^{s_1s_2s_3}_{\rmNL、\;eqを推定します。}$計算されたGWのバイスペクトルを、それぞれ、絞り出された限界と正三角形の形状で、ローカルタイプと正三角形のテンプレートに適合させます。ヘリシティ$（+++）$および$（---）$の場合、$f^{s_1s_2s_3}_{\rmNL、\;sq}$は大きくなりますが、$f^{s_1s_2s_3}_{\rmNL、\;eq}$は、ヘリシティ$（++-）$と$（-+）$の方が大きくなります。
スイスチーズとは対照的なパンケーキ
適切な超曲面に沿って、「準平坦」な不均一で異方性のSzekeres-IIモデルの任意の数のセクションを、Robertson-によって記述できる空間的に平坦な宇宙論のセクションにスムーズに一致させることにより、宇宙論的不均一性の新しいクラスのおもちゃモデルを調べます。ウェイカーメトリック（ドジッター、反ドジッター、ミンコフスキー時空を含む）。結果として得られる「パンケーキ」モデルは、文献に見られるよく知られている球形の「スイスチーズ」モデルの準フラットな類似物です。Szekeres-IIモデルは、一般に、さまざまなソース（散逸性流体、非流動性流体の混合物、スカラーまたは磁場または重力波との流体の混合物）と互換性があるため、ここで紹介するパンケーキ構成では、Robertson-Wakerジオメトリに埋め込まれたローカライズされたソースの幅広いコレクションの説明。EinsteindeSitter、$\Lambda$CDM、およびdeSitterの背景と一致する、任意の数のSzekeres-II領域（そのソースは、固有速度のフィールドとして解釈されるダストとエネルギーフラックスを共動している）のさまざまな簡単な例を提供します。また、Szekeres-II領域は、上記のマッチングによって定義された背景上の「正確な」摂動と厳密に見なすことができることも証明します。これらのモデルは、平均化と逆反応、および宇宙の進化と観測に対する不均一性の影響に関するアイデアをテストするのに役立つと信じています。
GW170817とGW190521に照らした重力波摩擦
| Title |
Gravitational_wave_friction_in_light_of_GW170817_and_GW190521 |
| Authors |
S._Mastrogiovanni,_L._Haegel,_C._Karathanasis,_I._Magana-Hernandez,_D._A._Steer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04047 |
重力波（GW）イベントGW170817とGW190521を、それらの提案された電磁気の対応物とともに使用して、一般相対性理論（GR）を超えて宇宙論的パラメーターと重力理論を制約します。特に、時間とともに変化するプランク質量、大きな余剰次元、およびいくつかのGRを超えた理論をカバーする現象論的パラメーター化を備えたモデルを検討します。3つのケースすべてで、これによりGW伝搬方程式に摩擦項が導入され、GWの光度距離が効果的に変更されます。ハッブル定数と物質エネルギー密度の2セットの事前分布を使用して、$\Lambda$CDMパラメーターとGR偏差パラメーターに制約を設定します。測定されたプランクのミッション値に事前設定を設定すると、GW190521を含めると、2つのGR偏差パラメーターの制約が$\sim10$倍改善され、$4$と互換性のある時空次元の数が次の精度で報告されることがわかります。$2.5\％$（95\％CLで）およびGW170817$<20\％$のエポックでのNetwonの定数の変動の上限。ハッブル定数と物質エネルギー密度に関する幅広い事前情報により、GW170817とGW190521から共同で$\Lambda$CDMパラメーターとGR偏差パラメーターを制約して、2〜6倍のGR偏差パラメーターの制約を取得できることを示します。$\Lambda$CDMパラメーターに制限付き事前分布を使用した結果よりも$悪い。
「「宇宙マイクロ波背景放射の制約が連続的な自発的局在化モデルに影を落とす」に関するコメント」への返信
| Title |
Reply_to_"Comment_on_"Cosmic_Microwave_Background_Constraints_Cast_a_Shadow_On_Continuous_Spontaneous_Localization_Models"" |
| Authors |
Jerome_Martin,_Vincent_Vennin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04067 |
私たちの最近の手紙「宇宙マイクロ波背景放射の制約が連続的な自発的局在化モデルに影を落とす」は最近[G.R.Bengochea、G。Leon、P。Pearle、およびD.Sudarsky、arXiv：2006.05313およびarXiv：2008.05285]。この返信では、これらの記事で提示された議論が正しくない理由、または結果の堅牢性の確認について説明します。
文字列の思い出...公然と語り直した
EMメモリー効果に対する文字列の修正を特定します。低エネルギー限界ではほとんど無視できますが、この効果は高エネルギー衝突や極端なイベントに関連するようになります。単純な無指向性ボソン弦モデルで我々の発見を説明します。オープンストリングレゾナンスの無限タワーのコヒーレント効果のおかげで、補正は$\alpha'$で非摂動的であり、遅延時間で変調され、ソースから遠い距離でもゆっくりと減衰します。非常にコンパクトな式は、ツリーレベルの4点振幅の運動学の特別な選択に対して得られます。より高いポイントで発生するさらなる補正と、ループによる巨大な極の広がりとシフトから生じる指数関数的な減衰について説明します。最後に、半現実的（タイプI）コンテキストでの検出可能性のパラメーターと質量の範囲を推定し、この文字列メモリー効果の理論的根拠を提案します。
