高速半数値法を使用した$ z \ sim 5.5 $でのライマン-$ \ alpha $光学的深さ変動の研究
| Title |
Studying_the_Lyman-$\alpha$_optical_depth_fluctuations_at_$z_\sim_5.5$_using_fast_semi-numerical_methods |
| Authors |
T._Roy_Choudhury,_Aseem_Paranjape,_Sarah_E._I._Bosman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08958 |
赤方偏移$5\lesssimz\lesssim6での再イオン化による中性水素「島」の存在下でのライマン-$\alpha$（Ly$\alpha$）吸収光学深度をシミュレートするための計算効率的で高速な半数値手法を提示します。$。分析への主な入力は、（i）再イオン化中のイオン化領域の半数値光子保存モデル（SCRIPTと呼ばれます）、および（ii）Ly$\alpha$吸収をモデル化する変動Gunn-Peterson近似です。次に、このモデルを使用して、高い$-z$クエーサーに向かう視線に沿って観測される有効な光学的深さの大規模な変動をシミュレートします。自由パラメータを基準に選択したモデルは、より詳細な放射伝達シミュレーションの結果と一致していることがわかります。自由なパラメーターを変化させることにより、データで許可される$5\lesssimz\lesssim6$で再イオン化履歴の制約を取得します。$z\sim5.6$の前に再イオン化が完了せず、完了が$z\sim5.2$（両方とも$2-\sigma$以内）になる可能性があることを確認します。正確な制限は、データのフラックスが扱われます。モデルをさらに改善し、$z\sim6$の視線を増やすことで、分析の計算効率を活用して、再イオン化の最後でより厳しい制約を取得できます。
次世代tSZ調査の予測：宇宙論に依存した選択関数の影響
| Title |
Forecasts_for_Next_Generation_tSZ_Surveys:_the_Impact_of_a_Cosmology-Dependent_Selection_Function |
| Authors |
Nikhel_Gupta,_Cristiano_Porciani,_Kaustuv_Basu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09069 |
熱的スニャエフ・ゼルドヴィッチ（tSZ）効果は、銀河団の発見と特性評価のための主要なツールの1つです。地上ベースのいくつかの実験が進行中であるか、大口径望遠鏡で$\sim150$GHzの空の広い領域をマッピングするために計画されています。$2.8$と$10^4$deg$^2$の間の空域を2.8と20.2$\mu$K-arcminの間のrmsノイズレベルで観測する「ストローマン」tSZ調査の宇宙予報を提示します。検討するプローブは、クラスター数のカウント（統合されたコンプトン-$Y$パラメーターと赤方偏移の関数として）およびそれらの角度クラスタリング（赤方偏移の関数として）です。一定の観測時間で、より広い調査は、希少な高質量クラスターを検出する能力が向上しているため、より深い調査よりもわずかに宇宙論を制約することがわかります。すべての場合において、クラスタリング情報を追加しても、カウントから派生した制約が実際には改善されないことに気付きます。事後分布をMarkov-chain-Monte-Carlo法でサンプリングして得られた予測と、Fisher-matrix形式を使用して得られた予測を比較します。後者は、エラーが10％レベルで過小評価されるわずかに楽観的な制約を生成することがわかります。最も重要なことは、分析方法を使用して調査の選択関数を推定し、尤度関数の宇宙パラメータの変動に対する応答を説明することです。この分析を無視すると（文献で日常的に行われているように）、$\sigma_8$および$\Omega_\mathrm{M}$に対して、それぞれ2.2および1.7倍の人為的に厳しい制約が生じることが実証されています。
| Title |
High-redshift_cosmography:_auxiliary_variables_versus_Pad\'e_polynomials |
| Authors |
Salvatore_Capozziello,_Rocco_D'Agostino,_Orlando_Luongo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09341 |
この作業では、収束問題の2つの主要なソリューション、つまり、赤方偏移の$y$パラメーター化と、Pad\'eシリーズに基づくテイラー展開の代替案を厳密に比較します。特に、いくつかの可能性の中で、2つの広く採用されているパラメーター化、つまり$y_1=1-a$と$y_2=\arctan（a^{-1}-1）$を考慮します。。高赤方偏移データが含まれる場合に、宇宙論をより予測可能にするために、合理的近似と補助変数の両方が満たすべき理論的条件を示します。したがって、$y_2$-パラメーター化は、赤方偏移ドメイン全体で$y_1$-パラメーター化よりも比較的優れたパフォーマンスを発揮することがわかります。$y_2$は$y_1$の問題を克服しますが、光度距離$d_L（z）$の最も実行可能な近似はPad\'e近似で与えられます。宇宙データを使用してこの結果を確認するために、5次までのPad\'e近似を分析し、これらの系列を同じ次の対応する$y$変数と比較します。PantheonSuperovaeIaデータのモンテカルロ分析、$H（z）$およびシフトパラメーター測定を含む2つの異なるドメインを調査します。（2,1）Pad\'e近似は、低および高赤方偏移データと5次の$y_2$-パラメーター化を説明するための統計的に最適なアプローチであると結論付けます。高い赤方偏移では、（3,2）Pad\'e近似を完全に除外することはできませんが、（2,2）Pad\'e近似は本質的に除外されます。赤池とベイジアンの情報基準の結果によって結果が補強され、赤と低の両方の赤方偏移でどのような種類の補助変数よりもPad\'eシリーズが常により安定、滑らかで適切であると明確に結論付けられます。
太陽系外惑星フォローアップのための市民科学者が操作する小型望遠鏡の利用
| Title |
Utilizing_Small_Telescopes_Operated_by_Citizen_Scientists_for_Transiting_Exoplanet_Follow-up |
| Authors |
Robert_T._Zellem,_Kyle_A._Pearson,_Ethan_Blaser,_Martin_Fowler,_David_R._Ciardi,_Anya_Biferno,_Bob_Massey,_Franck_Marchis,_Robert_Baer,_Conley_Ball,_Mike_Chasin,_Mike_Conley,_Scott_Dixon,_Elizabeth_Fletcher,_Saneyda_Hernandez,_Sujay_Nair,_Quinn_Perian,_Frank_Sienkiewicz,_Kalee_Tock,_Vivek_Vijayakumar,_Mark_R._Swain,_Gael_M._Roudier,_Geoffrey_Bryden,_Dennis_M._Conti,_Dolores_H._Hill,_Carl_W._Hergenrother,_Mary_Dussault,_Stephen_R._Kane,_Michael_Fitzgerald,_Pat_Boyce,_Laura_Peticolas,_Wilfred_Gee,_Lynn_Cominsky,_Rachel_Zimmerman-Brachman,_Denise_Smith,_Michelle_J._Creech-Eakman,_John_Engelke,_Alexandra_Iturralde,_Diana_Dragomir,_Nemanja_Jovanovic,_Brandon_Lawton,_Emmanuel_Arbouch,_Marc_Kuchner,_and_Arnaud_Malvache |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09046 |
多数の地上調査とNASAのケプラーとTESSの努力により、JWSTやARIELなどの大規模なプラットフォームを使用した分光法による大気特性評価に理想的な、数千とまではいかないまでも数百の系外惑星が存在します。ただし、次に予測される輸送中期時間は、時間とともに非常に不確実になる可能性があり、輸送全体の検出を保証するためにかなりのオーバーヘッドが必要になります。その結果、これらの太陽系外大気を特徴付けるフォローアップ観測では、観測所の時間の効率的でない使用が必要になります。これは、観測オーバーヘッドを最小限に抑えることが必要な大規模なプラットフォームの問題です。ここでは、エフェメライドを「新鮮な」状態に保つために、より小さな観測所（$\le$1-m）を操作する市民科学者の力を示します。ここでは、トランジット中期の1$\sigma$不確実性がトランジット期間の半分未満である場合として定義されています。私たちは、市民科学者による通過する太陽系外惑星の天体暦の維持を実行するためのコミュニティ全体の努力の創出を提唱します。このような観測は、6インチの望遠鏡でも行うことができ、1000惑星の調査で最大$\sim$8000日節約できます。単一の6インチMicroObservatory望遠鏡からの14回の通過の予備分析に基づいて、小さな望遠鏡がコミュニティに利益をもたらす能力を経験的に推定します。市民科学者が運営する小型望遠鏡ネットワークでの観測は、星のブレンドを5インチ/ピクセル以内に分解することができ、短いベースラインのTESSフィールドでの長期のトランジットを追跡でき、エポック間のエポックの変動を正確に監視できます11.3V-magの星の場合は0.67％$\pm$0.12％で、新しい惑星を検索したり、2分以上の通過タイミングの変動がある既知の惑星の質量を制限したりします。
乱流原始惑星系円盤におけるダストストリーミングの共鳴抗力不安定性
原始惑星系円盤におけるダストストリーミングの以前に発見された共鳴抗力不安定性（RDI）の減衰は、小さなダスト部分の限界におけるガスダスト摂動のダイナミクスへのローカルアプローチを使用して研究されています。ディスク内の乱流は、それぞれ気体とダストの運動方程式の有効粘度と拡散率で表されます。シュミット数（拡散率に対する有効粘度の比）Sc=1の標準的な場合、慣性波（IW）とストリーミングダスト波（SDW）が互いに共鳴するRDIの記述の減少は、その減衰ソリューションは、特性減衰周波数をその成長率に追加するだけで、非粘性ソリューションとは異なります。RDIは、最初に半径方向のドリフト、次に、ダストの垂直方向の沈降、最後に、ダストの半径方向のドリフトと組み合わされた沈降の場合、分析的に推定されるしきい値粘度で完全に抑制されます。最後のケースでは、RDIは粘度が最大のしきい値まで生き残り、固体が小さいほど過剰になります。Sc\neq1になると、ダスト沈降背景上の散逸摂動に固有の新しい不安定性が現れます。準共振性のこの不安定性は、粘性不安定性（SVI）の安定化と呼ばれます。Sc>1（Sc<1）であれば、SDW（IW）に似たモードは長波の領域で成長します。SVIは、しきい値の粘度をさらに増加させます。
地球-月系の一時的に捕捉されたオービターであるメテオロイド2020 CD3の軌道進化について
地球に似た軌道に沿った地球に近い物体（NEO）は、低速度の遭遇中に最終的に地球の重力によって捕捉される可能性があります。この理論的可能性は、1991年から1992年の1991年VGのフライバイ時に、1992年2月に約1か月間、短い捕獲エピソードが確認されて初めて証明されました。2006年7月から2007年7月までの軌道。ここでは、地球の重力によって一時的に捕捉された流星の3番目のインスタンスである可能性がある最近発見された小さなNEOである2020CD3の軌道進化の数値評価を実行します。2020年のCD3は、2020年5月初旬までに太陽中心の軌道に逃げるが、現在は地球中心の軌道に沿っていることを確認します。我々の計算は、2016年に地球に捕捉されたことを示します（中央値）。このエピソードは、2006RH120のエピソードよりも長くなっています。ミニムーンとして捕獲される前は、2020CD3はおそらくAtenタイプのNEOでしたが、Apolloタイプは除外できません。どちらの場合も、軌道は非常に地球に似ていて、低離心率と低傾斜で、アルジュナ型流星体に典型的でした。少数のクローン軌道がほぼ1世紀にわたって地心中心のままであり、（469219）カモ・オアレワのような非結合準衛星の時間スケールに匹敵する時間スケールで比較的安定な、まだ検出されていないミニムーンの存在への扉を開いた。さらに、実験の10パーセント近くが2020年のCD3のセレノセントリックエネルギーの価値がマイナスになった短い月のエピソードに至りました。
小さくて冷たいエキソムーンの地下居住性
| Title |
The_subsurface_habitability_of_small,_icy_exomoons |
| Authors |
J._Tjoa_(1),_M._Mueller_(1,2,3)_and_F.F.S._van_der_Tak_(1,2)_((1)_Kapteyn_Astronomical_Institute,_(2)_SRON_Netherlands_Institute_for_Space_Research,_(3)_Leiden_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09231 |
私たちの太陽系を典型的なものと仮定すると、太陽系外惑星は太陽系外惑星よりも多いかもしれません。それらの居住性の割合が類似している場合、それらは、したがって、宇宙の居住可能な不動産の最大部分を構成します。エウロパやエンケラドスなどの太陽系の氷の月は、地球上の生命の前提条件である液体の水を持っていることがすでに示されています。私たちは、どのような状況で、小さな氷のような月が地下の海洋を支え、したがって「地下居住可能」であるかを調査するつもりです。潮We暖房に特に注意を払います。潮heating加熱に対する現象論的アプローチを利用しました。恒星照明と惑星照明（熱星と反射星の両方）の両方からの軌道平均フラックスを計算しました。次に、照明と氷殻とレゴリスの断熱層を介した表面への熱伝導に応じて地下温度を計算しました。伝導のみのモデルを採用し、内部熱の出口としての火山活動と氷の対流を無視しました。そうすることで、どの深さで氷が溶け、地下の海が形成されるかを決定しました。月の物理的特性と軌道特性と融解深度の間の分析的表現を見つけます。この式は、氷のような月の観測可能量を融解の深さに直接関連付けるため、特定の月の融解の深さの上限を迅速に設定することができます。エンケラドスの地下海の存在を再現します。また、天王星の最大の2つの衛星（チタニアとオベロン）がそれらを十分に維持できることがわかりました。このモデルでは、Rheaには液体の水はないと予測しています。居住可能な太陽系外環境は、主にホスト星までの距離に関係なく、系外惑星系全体に見られる場合があります。小さくて氷に覆われた居住可能な月は、雪線を越えたどこかに存在する可能性があります。これにより、将来の観測では、星周居住可能領域を超えて地球外居住可能環境の検索エリアが拡大する可能性があります。
希薄気体中の微惑星：スリップフローにおける風食
| Title |
Planetesimals_in_Rarefied_Gas:_Wind_Erosion_in_Slip_Flow |
| Authors |
Tunahan_Demirci,_Niclas_Schneider,_Tobias_Steinpilz,_Tabea_Bogdan,_Jens_Teiser,_Gerhard_Wurm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09237 |
微惑星は原始惑星系円盤のガスの中を移動し、そこで向かい風を経験します。周囲の圧力は低いですが、流れが十分に強い場合、この風は侵食し、最終的に微惑星を破壊する可能性があります。初めて、原始惑星系円盤に関連する圧力、つまり$10^{-1}\、\rmmbar$での地上および微小重力実験での風食を観察します。侵食に必要なせん断応力は、表面の粒子に関連するクヌーセン数に依存することがわかります。粒子がガス分子の平均自由行程に匹敵するかそれより大きくなると、侵食を開始するための臨界せん断応力が増加します。これにより、小石の山の微惑星がより低い圧力でより安定します。ただし、実験では、浸食を開始するための臨界せん断応力がサブミリメートルサイズの粒子では非常に低いことも示されているため、それらは保存されません。
長期の動径速度追跡からのプロキシマcの確認に対する期待
| Title |
Expectations_for_the_confirmation_of_Proxima_c_from_a_long-term_radial_velocity_follow-up |
| Authors |
Mario_Damasso_and_Fabio_Del_Sordo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09305 |
プロキシマc、プロキシマケンタウリを周回する候補の2番目の惑星は、動径速度法で検出されました。発表された長い軌道周期（5.21$^{+0.26}_{-0.22}$年）、および誘導されたドップラー信号の小さな半振幅（1.2$\pm$0.4m/s）は、この検出を困難にし、ターゲットにします今後数年間のフォローアップに値する。2019年から2023年の時間範囲で、プロキシマcの1軌道周期に及ぶ、公開されたデータセットに追加される現実的なシミュレートされた放射速度を介して、検出の統計的有意性に対する将来のデータの影響を評価する予定です。Proximacの検出の重要性は、収集したデータの量だけでなく、使用する機器の数、特に観測キャンペーンの対象期間によっても増加することがわかります。ただし、平均して強力な統計的証拠は得られず、ベストケースのシナリオでは、今後5年間でProximacの検出が4$\sigma$レベルで重要になる可能性があると予測しています。代わりにプロキシマcが存在しない場合、検出された信号はその重要度を2$\sigma$に下げることがあります。
散乱による強度低下：TW Hyaディスクの内側領域に小さな粒子を含む大きな質量
| Title |
Scattering-induced_intensity_reduction:_large_mass_content_with_small_grains_in_the_inner_region_of_the_TW_Hya_disk |
| Authors |
Takahiro_Ueda,_Akimasa_Kataoka_and_Takashi_Tsukagoshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09353 |
ダスト連続体の観測は、原始惑星系円盤の特性を制約する最良の方法の1つです。最近の理論的研究では、ミリメートル波長でのダスト散乱により観測強度が低下する可能性があり、ダスト質量が過小評価されることが示唆されています。バンド3、4、6、7、および9のTWHyaディスクのALMAアーカイブデータを放射伝達シミュレーションによって得られたモデルと比較することにより、ダスト散乱が実際に観測される連続体強度を低下させるかどうかを調査します。300${\rm\mum}$サイズの粒子による散乱のあるモデルは、TWHyaディスクの中心部の観測されたSEDをよく再現しますが、散乱のないモデルも絶対フラックスの誤差内で一貫しています。。バンド3の強度を説明するには、ダスト表面密度は、散乱があるモデルでは10auで$\sim$10${\rmg\、cm^{-2}}$である必要があります。以前に予測されたものより。散乱のないモデルは、温度が低いため、散乱のあるモデルの2.3倍のダスト質量が必要です。バンド7では、散乱により強度が$\sim$35％減少します。これにより、ディスクは光学的に厚いにもかかわらず、光学的に薄く見えます。私たちの研究は、TWHyaディスクが現在の太陽系惑星が存在する巨大惑星のコアをまだ形成できることを示唆しています。
MUSE TIMERプロジェクトの銀河バー全体の恒星数
| Title |
Stellar_populations_across_galaxy_bars_in_the_MUSE_TIMER_project |
| Authors |
Justus_Neumann,_Francesca_Fragkoudi,_Isabel_P\'erez,_Dimitri_A._Gadotti,_Jes\'us_Falc\'on-Barroso,_Patricia_S\'anchez-Bl\'azquez,_Adrian_Bittner,_Bernd_Husemann,_Facundo_A._G\'omez,_Robert_J._J._Grand,_Charlotte_E._Donohoe-Keyes,_Taehyun_Kim,_Adriana_de_Lorenzo-C\'aceres,_Marie_Martig,_Jairo_M\'endez-Abreu,_R\"udiger_Pakmor,_Marja_K._Seidel,_and_Glenn_van_de_Ven |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08946 |
禁止された銀河の星の数は、ホスト銀河の進化に及ぼすバーの影響の痕跡を保存します。TIMERプロジェクトからの9つの近くの禁止銀河における星形成の歴史（SFH）と星の人口の化学的濃縮の詳細な分析を提示します。私たちは、MUSE装置での積分フィールド観測を使用して、恒星の年齢、金属性、[Mg/Fe]存在量、SFH、および進行中の星形成のトレーサーとしてのH$\alpha$の前例のない空間分解マップを導き出します。中間年齢の星（$\sim2$-$6\\mathrm{Gyr}$）が細い軌道を形成するより長い軌道に閉じ込められるシナリオをサポートするバーの主軸に垂直なSFHに特徴的なV字型のシグネチャを見つけます。バーの一部で、古い星（$>8\\mathrm{Gyr}$）は、バーの丸くて厚い部分を形成する細長い軌道に閉じ込められています。データをバード銀河の最新の宇宙論的電磁流体シミュレーションと比較し、そのようなV字型のSFHが、異なる年齢と運動特性を持つ星の集団に対するバーの動的な影響により自然に生じることを示します。さらに、バーの端、主に先頭側に過剰な非常に若い星（$<2\\mathrm{Gyr}$）が見つかり、バーの典型的な星形成パターンを確認します。さらに、質量で加重された年齢と金属性の勾配は、おそらくバーの軌道混合のために、ディスクよりもバーに沿ってわずかに浅くなっています。最後に、バーは主に周囲のディスクよりも金属が多く、[Mg/Fe]が少ないことがわかります。これは、バーが通常は星形成砂漠と呼ばれる、円盤の内側の領域で星の形成を消すというサインとして解釈します。これらの結果と、バーの形成と進化の2つの異なるシナリオへの影響について説明します。
$ z \！<\！4 $にある大質量銀河の大質量中心の周りの星形成リングの起源
| Title |
Origin_of_Star-Forming_Rings_around_Massive_Centres_in_Massive_Galaxies_at_$z\!<\!4$ |
| Authors |
Avishai_Dekel,_Sharon_Lapiner,_Omri_Ginzburg,_Jonathan_Freundlich,_Fangzhou_Jiang,_Doug_Lin,_Daniel_Ceverino,_Joel_Primack,_Mauro_Giavalisco,_Zhiyuan_Ji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08984 |
解析モデリングとシミュレーションを使用して、$z\の大規模銀河の大質量中心体に関する星形成、塊状、拡張ガスリングの豊富さの起源に取り組んでいます！<\！4$。リングは高角運動量ストリームによって形成され、$M_{\rmstar}\！>\！の銀河内で生き残ることができます。10^{9.5}\、M_\odot$。ここで、合併によるスピンフリップと超新星のフィードバックは無効です。リングは、中央ナゲットへの圧縮のイベントの後、このしきい値質量を超えて生き残ります。リングの寿命は、激しい椎間板の不安定性からのトルクによって引き起こされる、予想される内向きの大量輸送と矛盾するように見えました。しかし、きつく巻かれたらせん構造からのトルクを評価することにより、軌道時間あたりの輸送のタイムスケールは$\propto\であることがわかります！\delta_{\rmd}^{-3}$、$\delta_{\rmd}$はリング内部の冷対総質量比です。リング輸送が付加による補充とSFRによる内部枯渇よりも遅い場合、長寿命のリングが形成されます。どちらも$\delta_{\rmd}\！<\！に有効です。0.3ドル。$\delta_{\rmd}$を下げてリングを維持する中心質量は、圧縮により駆動されるバルジおよび/または暗黒物質でできており、低い$z$の低いガス分率によって支援されます。リングは、塊と星の形成のためにトゥーム不安定である可能性があります。ほこりを通してシミュレートされたリングの模擬画像は、巨大な$z\！\sim\！0.5\！-\！3$銀河、$H_{\alpha}$およびディープHSTイメージングのバルジについて観察されたリングとの定性的な一貫性を示しています。アルマの模擬画像は、$z\！\sim\！0.5\！-\！1$リングが検出可能であることを示しています。観測と比較するために、予想される観測可能な特性とリングの豊富さ、およびそれらの中心の青または赤のナゲットを引用します。
硬X線が選択した巨大電波銀河-II。再開された無線活動の形態学的証拠
| Title |
Hard_X-ray_selected_giant_radio_galaxies_--_II._Morphological_evidence_of_restarted_radio_activity |
| Authors |
G._Bruni,_F._Panessa,_L._Bassani,_D._Dallacasa,_T._Venturi,_L._Saripalli,_M._Brienza,_L._Hern\'andez-Garc\'ia,_E._Chiaraluce,_F._Ursini,_A._Bazzano,_A._Malizia,_and_P._Ubertini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09183 |
電波銀河（RG）の約6％は0.7Mpcを超える線形サイズに達する可能性があり、その後、巨大電波銀河（GRG）として分類されます。このような大きな構造の形成を可能にする条件はまだ明らかではありません-コア付加特性または環境要因のいずれか。最近の研究では、選択された硬X線（つまり、INTEGRAL/IBISおよび>20keVのSwift/BATから）RGサンプルでは、GRGが最大4倍豊富であることが示されています。さらに、コアのX線光度から予想されるものと比較して、測定されたジェットとローブの出力の不一致から示唆されるように、コアで見つかった若い無線源の大部分は最近再開された活動を示唆しています。ここでは、15の硬X線選択GRGのサンプルのラジオ形態学的研究を紹介し、GMRTキャンペーンの低周波画像を文献の他の人たちと補完して議論しています：その中で、7/15は、ダブルダブル/X型の形態の形態、またはより最近のジェットを埋め込む放出として。これは、コアで若い無線ソースをホストしていることがすでにわかっているこのサンプルのオブジェクトと一緒に、これらの硬X線で選択されたGRGの少なくとも15のうち13が、無線活動の再開の可能性と一致する機能を示すことを示唆しています。
ALFALFA調査におけるグループ銀河のHI質量関数
| Title |
The_HI_mass_function_of_group_galaxies_in_the_ALFALFA_survey |
| Authors |
Michael_G._Jones,_Kelley_M._Hess,_Elizabeth_A._K._Adams,_Lourdes_Verdes-Montenegro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09302 |
4つの広く使用されているSDSS（スローンデジタルスカイサーベイ）グループカタログの銀河グループ内の数千のALFALFA（AreciboLegacyFastALFAサーベイ）HI検出に基づいて、グループ内の銀河のHI質量関数（HIMF）を推定します。カタログ間の違いは、1つの決定的なグループ銀河HIMFがないことを意味しますが、一般に、個々のグループの小さなサンプルに基づいた研究と一致して、低質量勾配は平坦であり、「膝」の質量はわずかであることがわかります完全なALFALFAサンプルのグローバルHIMFよりも高い。グループで観測されたアルファルファ銀河の割合は約22パーセントです。これらのグループ銀河は、完全なALFALFAソースカタログから削除され、残りの銀河を使用してフィールドHIMFが計算されました。フィールドとグループHIMFを比較すると、ほとんどのアルファルファ銀河はフィールドにあるが、HIMFの「膝」グループ銀河が支配的であるため、グループ銀河はグローバルHIMFにわずかな貢献しかないことがわかります。最後に、グループ銀河HIMFをグループハロー質量のビンに分離しようとしますが、最も大きなグループで検出された低質量銀河が少なすぎるため、近くの宇宙ではそのようなグループがまれであるため、傾斜を厳密に制限できません低質量銀河は、既存のHI調査で検出できます。
おとめ座銀河団の中期初期型ディスク銀河。 II。近赤外スペクトルと進化の違いの証拠
| Title |
Intermediate-mass_Early-type_Disk_Galaxies_in_the_Virgo_Cluster._II._Near-Infrared_Spectra_and_Evidence_for_Differences_in_Evolution |
| Authors |
T._J._Davidge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09357 |
おとめ座銀河団の6つの初期型円盤銀河の近赤外（NIR）スリットスペクトルについて議論します。CO（2,0）バンドの深さはこれらの銀河の中心と一致しており、太陽またはわずかに太陽下の光度加重の金属性を持っていますが、NaI2.21umダブレットの深さには銀河間変動があります。3つの銀河（NGC4491、NGC4584、NGC4620）のNaI2.21um線は、太陽化学混合物および太陽近傍の質量関数で予測されたものよりも深い。Davidge（2018a）によって発見されたNaD線の深さを考慮すると、深いNaI2.21um線は暫定的に底部が重い質量関数に起因します。これは、質量関数の勾配と速度の分散の間に見られる傾向に反しています。深いNaI2.21umの3つの銀河のうち2つ（NGC4584およびNGC4620）には、古典的なバルジと一致するSersic指数があります。NGC4491に関しては、中央のNIRスペクトルには顕著な輝線が含まれています。BrgammaとH_2S（1）の相対強度、[FeII]放射の存在、および中赤外スペクトルエネルギー分布はすべて、その銀河の中心付近での強い星形成と一致しています。1.76umのBallick-RamseyC_2バンドを含む波長は、2Gyrの適度に金属欠乏のE-MILESモデルスペクトルと一致します。これらの銀河は、少なくとも数Gyrのクラスター環境で進化したと結論付けられています。
星の干満の割合
| Title |
Rates_of_Stellar_Tidal_Disruption |
| Authors |
Nicholas_C._Stone,_Eugene_Vasiliev,_Michael_Kesden,_Elena_M._Rossi,_Hagai_B._Perets,_Pau_Amaro-Seoane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08953 |
潮disruptの混乱は、個々の銀河ではめったに起こりません。ただし、過去10年間に、時間領域の調査でこれらのフレアの統計サンプルが蓄積され始めました。超大質量ブラックホールに星を送り込むのにどのような動的プロセスが関与していますか？現実の銀河核では、星はどの程度の速度で乱れますか？フレアの観測サンプルから潮disrupt破壊イベント率を推定することにより、超大質量ブラックホールとより広範な天体物理学的問題について何を学ぶことができますか？これらは、この章で扱うことを目指している質問です。この章では、星の潮disruptの破壊率に関する現在の理論的知識を要約し、理論的予測と観測の現在の状態を比較します。
距離とX線スペクトルを持つ43個の銀河超新星残骸の進化モデル
超新星残骸（SNR）からのX線放射は、衝撃を受けたプラズマの状態の強力な診断です。衝撃ガスの温度（kT）および放出測定（EM）は、爆発のエネルギー、SNRの年齢、および周囲の媒体の密度に関連しています。SNRのX線観測の進歩により、測定されたkTおよびEM値を持つ銀河SNRの重要なサンプルが得られました。球対称SNR進化モデルを43のSNRの新しいセットに適用して、年齢、爆発エネルギー、星周中層密度を推定します。年齢の分布により、SNR出生率が得られます。エネルギーと密度は、広い分散を持つ対数正規分布によく適合します。2つの放射成分を持つSNRを使用して、均一なISMと星風環境のSNRモデルを区別します。タイプIaSNRは、恒星風の環境と一致していることがわかります。恒星風SNRモデルを含めると、SNRの推定寿命と爆発エネルギーに大きな影響があります。これにより、推定SNR出生率とGalaxyのSNレートとの不一致が減少します。
NGC 5092のX線潮Ti破壊イベント候補の多波長研究
| Title |
Multiwavelength_Study_of_an_X-ray_Tidal_Disruption_Event_Candidate_in_NGC_5092 |
| Authors |
Dongyue_Li,_R.D._Saxton,_Weimin_Yuan,_Luming_Sun,_He-Yang_Liu,_Ning_Jiang,_Huaqing_Cheng,_Hongyan_Zhou,_S._Komossa,_Chichuan_Jin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09066 |
XMM-NewtonSLewサーベイ（XMMSL）で検出された$z=0.023$の銀河NGC5092に関連する過渡X線源XMMSL1J131952.3+225958の多波長研究を紹介します。光源は、以前のフラックス制限と比較して、2005年に0.2〜2keV帯域で$>20$の係数で明るくなり、2013年とXMM-Newtonで観測されたように$>200$の係数で減衰しました2018年のスウィフト。フレア状態で、X線スペクトルを温度$\sim$60eVの黒体および$\sim$$1.5\times10^{43}$ergsの全体光度でモデル化できます。$^{-1}$。UVフレアと光フレアも、それぞれX線フレアの数か月以内にGalaxyEvolutionExplorerとSloanDigitalSkySurveyで検出されました。X線フレアは、非恒星のUV--温度スペクトルが黒体で記述できます。$\sim$$（1-2）\times10^4$Kおよび光度$\sim$$（2-6）\times10^{43}$ergs$^{-1}$。興味深いことに、5〜13年後のWideFieldInfraredSurveyExplorerを使用したNGC5092の中赤外線モニタリング観測では、フラックスの継続的な減少が示されています。X線からUVおよび光学から赤外線までのこれらの劇的な変動特性は、規則正しいようであり、大規模なブラックホールによる星の潮disrupt破壊イベント（TDE）を示唆しており、Kanneretal。（2013）による仮説を確認しています。このTDE候補は、X線、UV、および光学系で同時に検出される明るい発光を伴うまれなサンプルに属し、これらは後に中赤外線でダスト再処理された光によってエコーされます。ブラックホールの質量は$\sim$$5\times10^{7}\rmM_{\odot}$であり、2.5Gyrの中年の星の集団が支配する銀河に存在します。
2016年のH〜1743--322の爆発：\ textit {XMM-Newton}および\ textit {NuSTAR}ビュー
| Title |
2016_outburst_of_H~1743--322:_\textit{XMM-Newton}_and_\textit{NuSTAR}_view |
| Authors |
Swadesh_Chand,_V._K._Agrawal,_G._C._Dewangan,_Prakash_Tripathi_and_Parijat_Thakur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09245 |
\textit{XMM-Newton}が共同で観測した低質量ブラックホールトランジェントH〜1743--322の2つの観測において、1：2の等比の高次高調波とともにタイプCQPOの検出を報告します。2016年の爆発時の\textit{NuSTAR}。QPOと高次高調波は、最初の観測に対して2番目の観測で重心周波数のシフトを示すことがわかります。硬さ強度図は、2008年と2014年の破裂が失敗したのに対し、2016年の破裂は成功したことを示しています。また、両方の観測で、幅$\sim$6.5keVでの幅広い鉄K$\alpha$線の存在と、15-30keVのエネルギー範囲での反射ハンプを検出します。パワー密度スペクトルの形状に加えて、特徴的な周波数の性質とタイミング機能の小数rms振幅は、これらの観測中にソースが低/ハード状態にとどまったことを意味します。さらに、フォトンインデックスおよびその他のスペクトルパラメーターも、光源の低/ハードステート動作を示します。このソースで2008年と2014年の爆発的失敗の間に検出されたソフトラグとは異なり、2つの観測で0.07〜0.4Hzの周波数範囲で$0.40\pm0.15$と$0.32\pm0.07$のハードタイムラグが観測されます2016年の爆発中。光子指数とQPOの重心周波数との相関関係は、以前の結果と一致しています。さらに、Comptonized割合の高い値と弱い熱成分は、ComptonizationプロセスによってQPOが変調されていることを示しています。
| Title |
The_effect_of_diffusive_nuclear_burning_in_neutron_star_envelopes_on_cooling_in_accreting_systems |
| Authors |
M.J.P_Wijngaarden,_Wynn_C.G._Ho,_Philip_Chang,_Dany_Page,_Rudy_Wijnands,_Laura_S._Ootes,_Andrew_Cumming,_Nathalie_Degenaar_and_Mikhail_Beznogov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09307 |
中性子星内部に関する貴重な情報は、冷却中性子星地殻からの熱放射の観測値を理論モデルと比較することで取得できます。エンベロープのより深い層に拡散するより軽い元素の核燃焼は、表面温度と内部温度の関係を変え、時間とともに化学組成を変化させる可能性があります。新しい温度関係を計算し、H-Cエンベロープの拡散核燃焼（DNB）の2つの影響を考慮します。まず、変化するエンベロープ組成の影響を検討し、水素が短いタイムスケールで消費され、温度進化シミュレーションが〜100日以内の水素の少ないエンベロープのそれに対応することを見つけます。水素過剰から水素欠乏エンベロープへの移行は、爆発後の初期の表面温度の追加の初期低下として、降着NSシステムで潜在的に観察可能です。第二に、DNBは無視できない熱流束を生成できるため、深部内部からの熱ではなく、エンベロープ内の全光度がDNBによって支配されることがわかります。ただし、継続的な降着がない場合、H-Cエンベロープ内のDNBによる加熱は、軽元素の量が急速に枯渇するため、降着爆発の終了後1〜80日間のみ関連します。クラスト冷却データと比較すると、DNBは追加の浅い加熱源の必要性を排除しないことがわかります。エンベロープ内の燃焼領域の時間依存方程式を静的な温度関係を使用する代わりに熱進化モデルで自己矛盾なく解くことは、将来の冷却研究で価値があると結論付けます。
INTEGRAL衛星で観測された中間期間のタイプI X線バーストのカタログ
| Title |
A_catalog_of_intermediate_duration_Type_I_X-ray_bursts_observed_with_the_INTEGRAL_satellite |
| Authors |
K._Alizai,_J._Chenevez,_S._Brandt,_N._Lund |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09324 |
INTEGRAL衛星に搭載された共同欧州X線モニター（JEM-X）およびIBIS/ISGRI機器で観測された長時間バーストのカタログを提示します。14のバーストは、55秒から？17分であり、したがって、異常に厚いヘリウム層の発火によって引き起こされる中期バーストとして分類されます。文献では7つのイベントがすでに報告されていますが、サンプル全体を体系的に再分析しました。文献には報告されていない3つの新しい光球半径拡張（PRE）バーストがあり、これらのソースまでの距離の新しい推定値を提供できます。バースト中の降着率の変化を追跡するために、バースト前に検出可能な持続放出がある光源に拡張持続放出法（fa法とも呼ばれる）を適用します。有意な適合は得られませんが、fa因子の進化は示唆的な動作を示しており、これについて説明します。
| Title |
Cosmic_rays_from_the_nearby_starburst_galaxy_NGC_253:_the_effect_of_a_low_luminosity_active_galactic_nucleus |
| Authors |
Eduardo_M._Guti\'errez,_Gustavo_E._Romero_and_Florencia_L._Vieyro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09410 |
NGC253は、3.5Mpcの距離に位置するSculptorグループの近くのスターバースト銀河であり、一部の著者によって、超高エネルギーまでの宇宙線加速の潜在的なサイトとして提案されています。その核領域はガスと塵によって大きく隠されており、銀河がスターバーストと共存する超大質量ブラックホールを保有しているかどうかの確立を妨げています。いくつかのソースは、アクティブな核の候補として文献で提案されています。この研究では、NGC253の核に超大質量ブラックホールが存在すると宇宙線の加速に与える影響を特定することを目指しています。この目的で、推定活性核への降着流をモデル化し、ブラックホールダイナモ機構による粒子加速の実現可能性を評価します。副産物として、降着流中の非熱粒子から銀河の高エネルギー放射への潜在的な寄与を探ります。最も可能性の高い3つの核候補では、降着流の放出がブラックホールダイナモメカニズムを阻害することがわかりました。NGC253の推定核が宇宙線加速に及ぼす影響を完全に排除するには、核の真の性質に関するより明確な説明が必要です。
LSST時代のリアルタイムの価値駆動型データ増強
| Title |
Real-Time_Value-Driven_Data_Augmentation_in_the_Era_of_LSST |
| Authors |
Niharika_Sravan,_Dan_Milisavljevic,_Jack_M._Reynolds,_Geoffrey_Lentner,_Mark_Linvill_(Department_of_Physics_and_Astronomy,_Purdue_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08943 |
時間領域調査からのデータのdata濫により、従来の人間によるデータ収集と推論技術が非実用的になりました。大規模な大規模調査の時代に科学的推論のためのデータ収集を行うための新しいアプローチを提案します。このアプローチは、価値に基づくメトリックを使用して、リアルタイムで自律的に戦略を立て、調整します。インテリジェントトランジェントトラッキング用推奨エンジン（REFITT）の基本原理を実証します。このエンジンは、調査からのライブアラートとデータブローカーからの付加価値入力を取り込み、トランジェントの将来の動作を予測し、一連の科学目標を考慮して最適なデータ増強戦略を設計します。この論文で提示されたプロトタイプは、シミュレートされたRubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTime（LSST）core-collapsesupernova（CCSN）light-curvesfromPLAsTiCCdatasetを使用して動作するようにテストされています。CCSNeは、分類するのが難しいことが知られているため、初期の開発フェーズで選択されました。CCSNeの学習技術は、他のトランジェントに対して少なくとも同じくらい効果的であることが期待されます。対象の〜32000のライブCCSNeが与えられたランダムLSSTの夜のREFITTの動作を示します。システムは、イベントの光度測定の振る舞いを適切に予測し、単純なデータ駆動型の測定基準を使用してフォローアップを計画するためにそれらを使用します。機械主導のフォローアップは、ダウンタイムとデータ収集の偏りを削減することにより、調査とフォローアップリソースの科学的可能性を最大化すると主張します。
Simons Observatory Microwave SQUID Multiplexing Readout-極低温RFアンプおよび同軸チェーン設計
| Title |
Simons_Observatory_Microwave_SQUID_Multiplexing_Readout_--_Cryogenic_RF_Amplifier_and_Coaxial_Chain_Design |
| Authors |
Mayuri_Sathyanarayana_Rao,_Maximiliano_Silva-Feaver,_Aamir_Ali,_Kam_Arnold,_Peter_Ashton,_Bradley_J._Dober,_Cody_J._Duell,_Shannon_M._Duff,_Nicholas_Galitzki,_Erin_Healy,_Shawn_Henderson,_Shuay-Pwu_Patty_Ho,_Jonathan_Hoh,_Anna_M._Kofman,_Akito_Kusaka,_Adrian_T._Lee,_Aashrita_Mangu,_Justin_Mathewson,_Philip_Mauskopf,_Heather_McCarrick,_Jenna_Moore,_Michael_D._Niemack,_Christopher_Raum,_Maria_Salatino,_Trevor_Sasse,_Joseph_Seibert,_Sara_M._Simon,_Suzanne_Staggs,_Jason_R._Stevens,_Grant_Teply,_Robert_Thornton,_Joel_Ullom,_Eve_M._Vavagiakis,_Benjamin_Westbrook,_Zhilei_Xu,_Ningfeng_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08949 |
サイモンズ天文台（SO）は、セロトコ台地（チリ）での偏光に敏感な宇宙マイクロ波背景（CMB）実験で、他の光学および赤外線調査（DESI、LSST、HSCなど）と大きく重複しています。SOの4つの望遠鏡のそれぞれで\bigO（10,000）検出器の読み取りを可能にするために、マイクロ波SQUID多重化技術を採用します。\bigO{（1,000）}のターゲット多重化係数により、SOに必要な規模でマイクロ波SQUID多重化が展開されたことはありません。ここでは、室温読み出し電子機器をサブケルビン温度で動作する遷移エッジセンサーボロメーターに結合された超伝導共振器に接続する極低温同軸ケーブルとRFコンポーネントチェーンの設計を紹介します。極低温RFコンポーネントの選択、システムの直線性、ノイズ、熱消費電力などの設計上の考慮事項について説明します。
ATLAS Transient Science Serverの設計と運用
| Title |
Design_and_operation_of_the_ATLAS_Transient_Science_Server |
| Authors |
K._W._Smith,_S._J._Smartt,_D._R._Young,_J._L._Tonry,_L._Denneau,_H._Flewelling,_A._N._Heinze,_H._J._Weiland,_B._Stalder,_A._Rest,_C._W._Stubbs,_J._P._Anderson,_T.-W._Chen,_P._Clark,_A._Do,_F._F\"orster,_M._Fulton,_J._Gillanders,_O._R._McBrien,_D._O'Neill,_S._Srivastav,_D._E._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09052 |
小惑星地上衝突ラストアラートシステム（ATLAS）システムは、1ピクセルあたり1.86arcsecのプレートスケールで29平方度をカバーするカメラを備えた2つの0.5mシュミット望遠鏡で構成されています。望遠鏡はタンデムに動作し、2晩ごとにハワイから見える空全体（$\delta>-50^{\circ}$以上）を定期的に調査し、1晩に4回露出します。暗い空で月が照らされ、露出あたり$c<19.5$です。チリと南アフリカにさらに2つのユニットを設置するための建設が進行中であり、2021年からは全天の毎日のケイデンスが発生します。データストリームからトランジェントを抽出するには、データを処理し、時間と空間の検出を同化して既知の天体物理学的ソースと関連付けるコンピューティングシステムが必要です。ここでは、クリーンでリアルな天体物理学的な過渡現象のストリームをリアルタイムで生成するためのハードウェアとソフトウェアのインフラストラクチャについて説明します。これには、銀河系外および銀河系の過渡現象を識別するための機械学習と強化された決定木アルゴリズムが含まれます。通常、1晩に10〜15個の超新星候補が検出され、すぐに公表されます。ATLASの発見は、興味深いソースの迅速なフォローアップを可能にするだけでなく、100Mpcのローカルボリューム内で完全な統計サンプルを提供します。100Mpc以内で検出された超新星率の単純な比較は、完全性の補正なしで、現在受け入れられている率よりもすでに著しく高い（係数1.5から2）。
ホルムアミド氷の写真処理：宇宙でのプレバイオティクス化学へのルート
ねらいホルムアミド（HCONH2）は、Orion-KLおよびSgrB2の気相で最初に検出されたペプチド結合を含む最も単純な分子です。近年、熱脱着が凍結マントルの気相への昇華の原因となるホットコリノなどの高温領域で観察されています。観察結果の解釈は、熱脱着プロセスをシミュレートし、UV照射などのシミュレートされた宇宙条件下でホルムアミドを研究することが可能な、研究室で収集された情報から恩恵を受けることができます。メソッド。ここでは、2つの実験室分析が報告されています。63Kの真空関連の宇宙関連鉱物に吸着される場合のUV照射下でのホルムアミドの光安定性を研究しました。また、UV照射の前後にTiO2ダストが存在する場合の、純粋なホルムアミド氷の温度プログラム脱着についても調査しました。結果。これらの分析により、UV劣化の影響とホルムアミドとさまざまな鉱物との相互作用が比較されます。純粋なホルムアミドの脱着温度は220Kです。ホルムアミドがTiO2粒子の表面から脱着すると、脱着温度は250Kに上昇します。結論。ここで概説した実験により、ホルムアミドとそのフラグメントの脱着を追跡し、星形成領域とホットコリノでの脱着プロセスをシミュレートし、ホルムアミドとそのフラグメントの熱脱着温度や関連する結合エネルギーなどのパラメーターを制限することができます。私たちの結果は、観測データへのサポートを提供し、宇宙の化学を豊かにする粒子表面の役割の理解を向上させます。
中間および高質量食の連星における質量の不一致：より高い対流コア質量の必要性
| Title |
The_mass_discrepancy_in_intermediate-_and_high-mass_eclipsing_binaries:_the_need_for_higher_convective_core_masses |
| Authors |
A._Tkachenko,_K._Pavlovski,_C._Johnston,_M._G._Pedersen,_M._Michielsen,_D._M._Bowman,_J._Southworth,_V._Tsymbal,_C._Aerts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08982 |
（短縮）食の分光二重線連星システム（SB2）は、星の内部構造と進化の理論を較正するための優れた研究所です。連星の質量の不一致を調査することを目指しています。星の対流コアの質量に対する近コア混合の影響を研究し、質量の不一致のコンテキストで結果を解釈します。バイナリシステムの個々の恒星成分が互いに独立して扱われ、それらが同じ年齢と初期の化学組成を持つように強制される2つのシナリオが考慮されます。サンプルに質量の不一致が存在し、星の表面重力と反相関していることがわかります。星の質量を含む他の基本的および大気パラメーターとの相関は見つかりません。質量の不一致は、恒星進化モデルでのコアに近いミキシングの量を増やすことで部分的に説明できます。また、高温進化星の恒星大気モデルでの微小乱流速度と乱流圧力を無視すると、その有効温度が最大8％過大評価されることがわかります。強化されたニアコアミキシングとともに、これは、V380Cygの進化した主要コンポーネントで見られる30％の質量不一致をほぼ完全に説明できます。質量の不一致と対流コアの質量との間に強い関連性があります。質量の不一致は、高温の進化した星のスペクトル分析において、余分なコアに近い境界の混合と一貫した処理の複合効果を考慮することで解決できます。バイナリモデリングの結果、星の質量の17〜35％の対流コア質量が得られ、単一星の重力モード星型地震学の結果と非常によく一致しています。これは、これまで予想されていたよりも大きな、メインシーケンスの終わり近くのヘリウムコア質量を意味します。
ゆっくりと回転する若い星と進化した星の一般的なダイナモスケーリング
| Title |
Common_dynamo_scaling_in_slowly_rotating_young_and_evolved_stars |
| Authors |
Jyri_J._Lehtinen,_Federico_Spada,_Maarit_J._K\"apyl\"a,_Nigul_Olspert,_Petri_J._K\"apyl\"a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08997 |
後期型星の活動と磁気の解釈の1つは、これらが両方とも飽和レベルまでロスビー数の減少とともに強まり、星のダイナモが回転と対流乱流の両方に依存することを示唆していることです。ただし、一部の研究では、このスケーリングを適切にパラメータ化するには回転だけで十分であると主張しています。ここでは、回転活動関係の解析に進化したポストメインシーケンス星を含めることにより、星のダイナモに対する乱流の関連性の問題に取り組んでいます。これらの星は、主系列星と比較して非常にゆっくりと回転しますが、同様の活動レベルを示します。2つの進化段階が回転-活動図で一緒になり、恒星モデルから導出されたロスビー数に関してのみ不飽和領域で単一のシーケンスを形成することを示します。時間。これは、完全に対流するMwar星の最近の結果を反映しており、同様に部分的に対流する太陽型星と同じ回転活動シーケンスに該当します。私たちの結果は、乱流が恒星ダイナモの駆動に重要な役割を果たしていることを示しており、すべての後期型星の磁気活動を説明する一般的な乱流関連のダイナモ機構があることを示唆しています。
PHOEBE IIおよびFASTWINDを使用した大質量星の分光パッチモデル
| Title |
Spectroscopic_patch_model_for_massive_stars_using_PHOEBE_II_and_FASTWIND |
| Authors |
Michael_Abdul-Masih,_Hugues_Sana,_Kyle_E._Conroy,_Jon_Sundqvist,_Andrej_Pr\v{s}a,_Angela_Kochoska,_Joachim_Puls |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09008 |
大質量星は、銀河の機械的および化学的進化に重要な役割を果たしています。これらの星の内部プロセスを理解することは、それらの進化と最終的な最終製品を理解するために不可欠です。球状の形状からの変形は、大質量星では一般的です。ただし、これらのシステムの研究に現在利用可能なツールは、ほぼ排他的に1次元です。球面対称性から逸脱する大質量星に合わせた新しい分光分析ツールを紹介します。このコード（SPAMMS）は、システムの3次元表面形状を考慮して、特定の位相と方向でスペクトルプロファイルを生成する分光パッチモデルです。Wilson-DevinneyのようなコードPHOEBEを非局所熱力学的平衡（NLTE）放射伝達コードFASTWINDと組み合わせて使用することで、システムの表面ジオメトリを表す3次元メッシュを作成し、FASTWINDの緊急強度ラインプロファイルを割り当てました温度、表面重力、半径などのローカルパラメータを考慮した各メッシュの三角形。次に、これらのラインプロファイルは可視表面全体で統合され、そこで磁束の寄与と半径方向の速度が考慮され、特定の位相におけるシステムの可視表面の最終ラインプロファイルが返されます。SPAMMSがオーバーコンタクトシステムの観測されたスペクトル線プロファイルの形態を正確に再現できることを実証します。さらに、回転歪みを考慮に入れると、急速に回転する単一の星のラインプロファイルがどのように異なるか、およびこれらが決定されたパラメーターに与える影響を示します。最後に、Rossiter-MclaughlinおよびStruve-Sahade効果を再現するコードの能力を示します。
ハイブリッドガスとN体法を用いた星団形成中の星フィードバックの効果のモデリング
| Title |
Modelling_of_the_Effects_of_Stellar_Feedback_during_Star_Cluster_Formation_Using_a_Hybrid_Gas_and_N-Body_Method |
| Authors |
Joshua_E._Wall,_Mordecai-Mark_Mac_Low,_Stephen_L._W._McMillan,_Ralf_S._Klessen,_Simon_Portegies_Zwart,_Andrew_Pellegrino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09011 |
星団の形成を理解するには、ガスと新しく形成された星の間の相互作用を正確に追跡する必要があります。したがって、電磁流体力学コードFLASHをN体コードph4および恒星進化コードSeBaに結合し、宇宙物理学の多目的ソフトウェア環境（AMUSE）を使用して、星のダイナミクス、進化、衝突N体ダイナミクス、およびバイナリ以上の形成をモデル化します。FLASHで放射、星風、超新星の形で星のフィードバックを実装しながら、複数のシステムを注文します。この新しい数値法を使用して、質量範囲$10^3$-$10^5$M$_\odot$の雲から形成された$\sim1000$星のオープンクラスタの形成と初期進化をシミュレートします。星団のフィードバックが出生クラスターのガスと星に及ぼす影響を分析すると、強いフィードバックが存在する場合でも、クラスターが破壊に対して回復力があることがわかります。これは、シェルを掃引することにより、密度の高いジーンズの不安定なガスの量をわずかに増やすことさえできます。したがって、自身のHII領域を閉じ込めるのに十分な強さの恒星風は、星形成のささやかなトリガーを示します。私たちのクラスターは、適度に質量分離されて生まれ、フィードバックによって強化された効果であり、観察と一致して、出生ガスの排出後に保持されます。
回転する対流ゾーンの基部付近で不安定性を形成する磁束管：黒点の低緯度の可能な説明
| Title |
Flux-tubes_forming_instability_near_the_base_of_the_rotating_convection_zone:_A_possible_explanation_for_low_latitudes_of_sunspots |
| Authors |
Leonid_Kitchatinov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09068 |
対流ゾーンの基部から太陽表面への強い磁場を持つ磁束管の上昇は、黒点形成の可能性のあるメカニズムとして実証されています。ただし、十分な強度（〜10^5G）のフラックスチューブの起源は不明です。この論文は、フラックスチューブ形成メカニズムの候補として、対流熱輸送の磁気抑制によって引き起こされる大規模なトロイダル磁場の不安定性を考慮しています。この考慮では、平均場電磁流体力学によって供給される磁場に対する渦拡散の分析依存性を採用しています。不安定性は、対流ゾーンの底部で100Mmのオーダーの空間スケールで増加した電界強度の領域を生成する傾向があります。不安定性の特徴的な成長時間は、11年サイクルに比べて短いです。不安定性の開始のしきい値電界強度は、赤道付近の数百ガウスから中緯度の数キロガウスまで増加します。不安定な外乱の成長率は緯度とともに減少します。これらの緯度の傾向は、太陽黒点の活動が赤道付近の帯に閉じ込められていることが観察される理由である可能性があります。
ここでは、1AUに現れる低速と高速の太陽風の2つの主要な寄与を分離することを目指しています。Bi-Gaussian関数は、太陽風の2つの主要成分の確率分布関数として提案されています。すべての単純なガウス曲線のピークの位置は、太陽風へのすべての寄与の典型的な値に関連付けられています。AdvancedCompositionExplorer（ACE）ミッションのデータセット全体を、データセット全体および年次シリーズの分析に使用しました。太陽サイクル依存性は、さまざまなパラメーターの典型的な値に対してより正確な結果を提供すると見なされます。1AUの太陽風の分布は、速度だけでなく、陽子密度、温度、磁場についても明らかに二峰性です。1AUの太陽風の低速成分と高速成分の主なパラメーターの新しい標準値が提案されています。
ホット分子コアG10.47 + 0.03にペプチド様結合を含むプレバイオティクス分子の同定
| Title |
Identification_of_pre-biotic_molecules_containing_Peptide-like_bond_in_a_hot_molecular_core,_G10.47+0.03 |
| Authors |
Prasanta_Gorai,_Bratati_Bhat,_Milan_Sil,_Suman_K._Mondal,_Rana_Ghosh,_Sandip_K._Chakrabarti,_Ankan_Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09188 |
水素、酸素、炭素に続いて、窒素は星間媒体（ISM）で最も化学的に活性な種の1つです。窒素含有分子は、生体分子の形成に積極的に関与しているため、非常に重要です。したがって、さまざまな天体物理学的な源、特に進化の歴史が比較的よく理解されていない高質量星形成領域の周辺で窒素含有種を探すことが不可欠です。この論文では、ペプチド様結合（-NH-C（=O）-）ホット分子コア、G10.47+0.03（以下、G10）。これら3つの複雑な窒素含有種の同定とともに、ソース内の空間分布を推測し、そのような条件下での可能な形成経路を議論します。LTE条件下での回転図法を使用して、観測種の励起温度とカラム密度を推定しました。マルコフ連鎖モンテカルロ法を使用して、G10の最適な物理パラメーターと一部の種の系統特性を取得しました。また、さまざまな周波数範囲で観測されたさまざまな連続体の水素柱密度と光学的深さも決定しました。最後に、これらの観察結果に基づいて、観察結果を説明する化学モデルを構築しました。HNCO、NH2CHO、CH3NCOは互いに化学的に結合していることがわかりました。
AI PhoenicisのTESSライトカーブ
| Title |
The_TESS_light_curve_of_AI_Phoenicis |
| Authors |
P._F._L._Maxted_(1),_Patrick_Gaulme_(2),_D._Graczyk_(3,_4_and_5),_K._G._He{\l}miniak_(6),_C._Johnston_(7),_Jerome_A._Orosz_(8),_Andrej_Pr\v{s}a_(9),_John_Southworth_(1),_Guillermo_Torres_(10),_Guy_R._Davies_(11_and_12),_Warrick_Ball_(11_and_12),_and_William_J_Chaplin_(11_and_12)._((1)_Keele_University,_UK,_(2)_MPIA,_G\"ottingen,_Germany,_(3)_Nicolaus_Copernicus_Astronomical_Centre,_Warsaw,_Poland_(4)_Universidad_de_Concepci\'on,_Chile,_(5)_MAS,_Santiago,_Chile,_(6)_Nicolaus_Copernicus_Astronomical_Center,_Tor\'un,_Poland,_(7)_KU_Leuven,_Belgium,_(8)_San_Diego_State_University,_USA,_(9)_Villanova_University,_USA,_(10)_CfA,_Harvard_&_Smithsonian,_USA,_(11)_University_of_Birmingham,_UK,_(12)_Aarhus_University,_Denmark) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09295 |
切り離された食連星の観測から導き出された通常の星の正確な質量と半径は、恒星モデルをテストするために基本的に重要であり、質量と半径が十分に正確で正確な場合、これらのモデルの自由なパラメーターを較正するのに役立ちます。明るい日食連星AIPheの星の正確な質量と半径を測定し、これらの推定値の系統誤差のレベルを定量化することを目指しています。AIPheのTESSライトカーブを複数のソースからの分光軌道と組み合わせてモデリングし、堅牢な誤差推定とともに星の質量と半径を正確に推定するために、いくつかの異なる方法を使用します。ライトカーブ分析のさまざまな方法間の一致は非常に良好ですが、一部の方法ではモデルパラメーターの誤差を過小評価しています。最新のエシェル分光器で得られたスペクトルから導出された分光軌道の半振幅は、0.1％以内に一貫しています。AIPheの星の質量は$M_1=1.1938\pm0.0008M_{\odot}$および$M_2=1.2438\pm0.0008M_{\odot}$であり、半径は$R_1=1.8050\pm0.0022R_{\odot}$および$R_2=2.9332\pm0.0023R_{\odot}$。TESSの測光法と最新のエシェル分光器で得られた分光法を使用して、明るい日食連星の星の正確な質量と半径を0.2％以上の精度で測定できると結論付けました。私たちは、このレベルの精度で質量と食星の半径を公開するための推奨事項を提供します。
変化するタイプのSN 2014Cは、連星相互作用と激しい噴火によって剥ぎ取られた11- $ M_ \ odot $星から来る可能性があります
| Title |
The_changing-type_SN_2014C_may_come_from_an_11-$M_\odot$_star_stripped_by_binary_interaction_and_violent_eruption |
| Authors |
Ning-Chen_Sun,_Justyn_R._Maund_and_Paul_A._Crowther |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09325 |
SN2014Cは、前例のない超新星（SN）であり、$\sim$200日間でIb型からIIn型への変態を示しました。この変換は、ヘリウム星が、前駆体の剥がれた水素エンベロープの密なシェルに囲まれた空洞で爆発したことと一致しています。爆発後少なくとも5年間、噴出物は、密集したシェルの前でさえ噴出された星周媒体（CSM）の外側の拡張成分と相互作用し続けました。しかし、この特異なSNを生成する前に、どのような種類の前駆細胞がこのような複雑な質量損失の歴史を受けたのかはまだ不明です。この論文では、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）のデータに基づいたSN2014Cのホスト星団の新しい分析を報告します。そのスペクトルエネルギー分布（SED）を慎重に適合させることにより、20.0$^{+3.5}_{-2.6}$Myrの正確なクラスター年齢を導き出します。これは、共進化を仮定した前駆体の寿命に対応します。バイナリ恒星進化モデルと組み合わせると、SN2014Cの前駆体は比較的広いバイナリシステムの$\sim$11-$M_\odot$星であった可能性があります。前駆体のエンベロープは、バイナリ相互作用を介したケースCまたはケースBCの物質移動により部分的に除去され、その後、最終爆発の前に最後の水素層を放出する激しい噴火が続きました。したがって、SN2014Cは、SNe2006jcおよび2015Gと共通して、明るい青色の変量（LBV）巨大噴火に一致する質量損失率を伴う激しい噴火が、エンベロープが非常に低い質量の重い星でも発生する可能性がある3番目の例です相互作用するバイナリで部分的または完全に削除されます。
ASAS J174406 + 2446.8は、クールサードボディの可能性があるマージナルコンタクトバイナリとして識別されます
| Title |
ASAS_J174406+2446.8_is_identified_as_a_marginal-contact_binary_with_a_possible_cool_third_body |
| Authors |
Xiang-Dong_Shi,_Sheng-Bang_Qian,_Lin-Jia,_Wei-Wei_Na,_and_Xiao_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09359 |
ASASJ174406+2446.8は、もともと、ASASの調査で周期P=0.189068$days$の$\delta$Scuti型脈動星として発見されました。しかし、LAMOST恒星パラメーターは、それが$\delta$Scuti脈動星の$\logg-T$ダイアグラム上の脈動不安定ストリップの赤い端をはるかに超えていることを明らかにしています。変光星の物理的性質を理解するために、雲南天文台の1.0mカセグレン反射望遠鏡でそれを観察しました。B、V、R$_{c}$およびI$_{c}$バンドのマルチカラーライトカーブが取得され、W-Dプログラムを使用して分析されます。この変光星は、$\delta$Scuti星ではなく、EB型の光度曲線と軌道周期0.3781\、daysの浅い接触連星であることがわかります。これは、質量比が$1.135（\pm0.019）$で、塗りつぶし係数が$10.4（\pm5.6）\、\％$のWサブタイプの接触バイナリです。ASASJ174406+2446.8の状況は、UULyn、IIPer、GWTauなどの他のEBタイプのマージナルコンタクトバイナリの状況に似ています。それらはすべて、熱緩和振動理論によって予測された半分離構造から接触系への重要な進化段階にあります。線形エフェメリスは、303の新しい最小光時間を使用して修正されました。O-C曲線が正弦波の変化を示していることが検出されますが、これはクールな赤色red星の存在を介した光移動時間効果によって説明できます。現在の調査では、$\logg-T$ダイアグラム上の脈動不安定ストリップの赤い縁を越えた$\delta$Scuti型星のいくつかが、食い違いのある連星であることが明らかになっています。それらの構造と進化の状態を理解するには、今後さらに研究が必要です。
マグマの貫入がイオの地殻の厚さを制御する
イオ、太陽系で最も火山活動が活発な物体は、熱い溶岩の噴火により熱を失います。熱は潮heating加熱によって供給され、対流する地球型惑星とは区別される輸送モードであるマグマ分離によってマントルを介して伝達されると考えられています。地殻の厚さ、マグマの貫入、および噴出率のコントロールを決定するために、潮matic熱のマグマ輸送を地殻内の火山系に結合するモデルを提示します。マグマの貫入がイオの地殻熱収支の重要な要素であることを示しています。地殻の底に運ばれたマグマの約80％は、地殻の厚さのおおよその推定値と一致するように、プルトンとして据え付けられ、凍結されなければなりません。マグマが部分的に溶融したマントルから地殻内に上昇すると、圧縮されていない境界層が形成され、高溶融分画領域の推定観測を説明できます。
スカラーテンソル理論の準水平摂動は、正の相加的な湯川力により、非結合モデルよりも一般的に速く成長することが示されています。このような場合、クラスタリングの量は標準の宇宙モデルよりも大きくなり、$\sigma_8$パラメーターの観測された張力を悪化させます。ここでは、コンフォーマルに結合されたダークエネルギーのいくつかの単純なケースで、ゴーストやその他の不安定性を導入することなく、負の湯川力の過渡的な状態を取得できることを示します。
オンデッキ地震学：将来の惑星地震学のためのInSightからの教訓
| Title |
On-deck_seismology:_Lessons_from_InSight_for_future_planetary_seismology |
| Authors |
Mark_P._Panning,_W._Tom_Pike,_Philippe_Lognonn\'e,_W._Bruce_Banerdt,_Naomi_Murdoch,_Don_Banfield,_Constantinos_Charalambous,_Sharon_Kedar,_Ralph_D._Lorenz,_Angela_G._Marusiak,_John_B._McClean,_Ceri_Nunn,_Simon_C._St\"ahler,_Alexander_E._Stott,_and_Tristram_Warren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08959 |
火星の表面に展開する前に、InSightミッションの短周期（SP）地震計はデッキで合計48時間作動しました。このデータセットを使用して、火星、ヨーロッパ、およびその他の惑星への将来の着陸ミッションでデッキ搭載型地震計を使用する方法を理解できます。デッキでの操作中、SP地震計は、バイキング計器の感度がピークに達した3Hz付近のバイキング2地震計に匹敵する信号を示しました。風の感度はバイキングの楽器と同様のパターンを示しましたが、InSightの振幅は特定の風速で最大80％大きくなりました。しかし、風が弱い夕方の時間帯では、0.1から1Hzの周波数での機器のノイズレベルは地球上の静かなステーションに匹敵しましたが、風と熱シールドの下の表面に配置すると、設置時のノイズが加速電力で約40dB低下しました。火星の観測されたノイズレベルと推定された地震率では、デッキに取り付けられた機器の地震の検出確率が十分に低いため、イベントを観測するには最大数年のデッキ上の記録が必要になる場合があります。ただし、騒音は着陸機に作用する風によって支配されるため、甲板に取り付けられた地震計はエアレスボディでの展開にはより実用的である可能性があり、ターゲットボディの耐震性と着陸機の特定の設計を評価することが重要です。ノイズレベルが火星の低風の期間に匹敵する場合、ヨーロッパでの運用の検出確率は、同様の運用期間で提案された地震活動モデルで99％以上に達します。
曲率の指数関数を持つ修正重力
修正重力におけるスカラー曲率の指数関数の役割が分析されます。2つのモデルが提案されています。局所的および宇宙論的制約に準拠し、宇宙進化の適切な定性的説明を提供する玩具モデル。$m=-（r+1）（\eta+r）/r$で与えられる$mr$平面の軌跡は、addleの支配的な臨界点（$r=-1$、$m=0$）$r=-2$および$0<m\le1$の遅い時間のdeSitterアトラクタに向かって進化できます。$\eta=0.68$の場合の初期条件が提案されており、このおもちゃのモデルには容認できる物質時代があり、宇宙進化のおおよその定性的な挙動を示しています。2番目の実行可能なモデルは、初期の時点で$\Lambda$CDMに非常に近い動作をし、ローカルおよび宇宙の制約を満たすことができます。これは、$R\rightarrow\infty$で$R-2\Lambda$として動作し、$R\rightarrow0$でゼロになる傾向があり、フラットな時空ソリューションを含みます。このモデルは、最初のモデルとして、物質支配点を$r=-2$のdeSitterアトラクタに接続する$（r、m）$平面で実行可能な軌道を与えます。このモデルの主な密度パラメーターの宇宙進化は、現在の観測と整合しており、状態方程式は$-1$に非常に近いものです。
沼地と非自明なブランス・ディッケ結合に由来する有効な可能性
| Title |
The_Effective_Potential_Originating_from_Swampland_and_the_Non-trivial_Brans-Dicke_Coupling |
| Authors |
Qi_Li,_Jing_Li,_Yongxiang_Zhou,_Xun_Xue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09121 |
自明でないゆがみの分布と裸の真空エネルギー密度によってもたらされる有効な真空エネルギー密度は、補助的なクインテセンス電界ポテンシャルのエネルギー密度と見なすことができます。ストリングランドスケープからの負の裸の真空エネルギー密度は、単調に減少するクインテセンスポテンシャルにつながり、一方、スワンプランドからのポジティブなものは、メタ安定または安定デシッターのようなポテンシャルにつながります。さらに、後者の場合、真の場と重力場の間の非自明なブランズ-ディッケのような結合が必要です。
d $ ^ * $（2380）暗黒物質の間接的な検出の見通し
d$^*$（2380）として知られるヘキサクォーク粒子のボーズ・アインシュタイン凝縮体は、最近Bashkanov\＆Watts2020の著者によって暗黒物質候補として提案されました。この粒子は初期に豊富な凝縮体状態で生成されます。宇宙と実行可能な暗黒物質候補のすべての安定性と弱い相互作用の制約を満たすと主張されています。この暗黒物質候補は、直接検出の境界を回避することができ、d$^*$凝縮体の崩壊による間接的な天体物理学的放射の形で最高の観測見通しを持つことが示唆されています。この研究では、この形式の暗黒物質の間接的な観測の見通しをテストし、その低質量$\sim2$GeVが、サブGeVガンマ線検索が天の川銀河中心で最良の見通しを持っていることを示しています$\Gamma_{d^*}<3.9\times10^{-24}$s$^{-1}$、M31からの現在の銀河系外データとd$^*$崩壊に関する制約を生成するコマクラスター2桁弱く評価します。
星間箱舟での水と空気の消費
何世代にもわたって人口の生活環境として機能することができる大型の星間宇宙船のアーキテクチャは、主に食物、水、呼吸可能なガスの面での人口のニーズによって決定されます。これらのリソースは、数世紀にわたる旅の全期間にわたって保存することはできないため、その場で生産する必要があります。人口の生存に必要な量を決定するには、彼らのニーズを正確に推定することが不可欠です。この記事では、星間箱舟の全体的なアーキテクチャに正確な制約を与えることができるように、あらゆるタイプの人口の水と空気（酸素）の要件の正確なシミュレーションに焦点を当てています（食物に関する要件はすでに前の出版物で研究された）。エージェントベースの数値モンテカルロコードヘリテージをアップグレードして、人間の生理学的ニーズを組み込みます。シミュレーションでは、約1100人の乗組員（それぞれが人体計測データおよび生物学的データで特徴付けられる）の乗組員に対して、1.8$\times$10$^8$リットルの酸素と1.1$\times$10$が毎年必要であることが示されています^6$リットルの水。これらの結果は、植物の成長に使用される酸素と水を考慮していませんが、宇宙船でどれだけの資源が必要かを知ることができます。また、廃ガス（つまり、二酸化炭素と二水素）から水を生成するための最良の方法と、そのようなシステムが多世代宇宙船内の酸素供給生物圏を補完して、閉鎖され制御された環境を形成する方法を確認します。
自己相互作用する暗黒物質と巨大スピン2メディエーターの効果的な理論
任意のスピンと自己相互作用する暗黒物質の効果的な理論を検討し、暗黒物質の自己散乱のメディエーターとして大規模なスピン2粒子を導入することで、これまでの文献の議論を超えています。運動量移動と暗黒物質の速度を伴う一次展開における暗黒物質の有効な相互作用と対応する有効なポテンシャルを提示します。ボルン断面積とゾンマーフェルト因子が結合して、暗黒物質の速度依存性の自己散乱を受け入れ、銀河での小規模な問題を解決し、同時に銀河クラスターからの境界を広範囲に満たすことがわかります暗黒物質とスピン2粒子の質量。
太陽圏観測ベースのイオン化率モデル
| Title |
Sun-Heliosphere_Observation-based_Ionization_Rates_Model |
| Authors |
Justyna_M._Sok\'o{\l},_D._J._McComas,_M._Bzowski,_M._Tokumaru |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09292 |
太陽風（SW）と極紫外線（EUV）放射は、時間と空間の両方で太陽圏内の星間粒子と太陽圏粒子のフラックスを変調します。この変調を理解することは、太陽圏内で測定された星間中性ガス、高エネルギー中性原子、ピックアップイオン、および太陽放射の測定値を正しく解釈するために必要です。SWおよび太陽EUVデータの更新による太陽圏イオン化率の変化を報告し、これらのイオン化率の計算を修正し、太陽-太陽圏観測ベースのイオン化のモデルの最新バージョンを提供しますレート（SHOIR）。新しい結果を使用して、SWパラメーターの楕円内変動、SW速度と密度の緯度構造、および現在利用可能なデータに基づく光イオン化率の再構築を研究します。OおよびNeの合計イオン化率（最大30％）およびHの合計イオン化率の緯度変動（最大50％）に大きな変化が見られます。新しいレートは、以前考えられていたよりも高いです。最も影響が少ないのは、Heのイオン化率で、約10％です。この変化は、太陽周期24の太陽最大期間で最大です。太陽圏の研究のためのイオン化率の更新の結果について説明します。
Bang 3372-3371での急速な14Cエクスカーションは、2つの異なる場所で観察されません。 （2017）
| Title |
Rapid_14C_excursion_at_3372-3371_BCE_not_observed_at_two_different_locations,_a_comment_on_Wang_et_al._(2017) |
| Authors |
AJ_Timothy_Jull,_Irina_Panyushkina,_Matthew_Salzer,_Chris_Baisan,_Mihaly_Molnar,_Tamas_Varga,_Lukas_Wacker,_Nicholas_Brehm,_Willy_Tegel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09387 |
樹木年輪で測定された炭素14レコードのエクスカーションは、さまざまな高エネルギーですが短命の宇宙効果に起因しています。これまで、774-775CE、993-994CEおよび660BCEでの急速な変化は、太陽宇宙線フラックスの急速な変化によるものと説得力を持って解釈されてきました。極氷コア内の他の宇宙線生成同位体の同等のピークが続きます。2017年、Wangetal。は、中国のハコヤナギ（Pterocaryastenoptera）の埋もれた標本からサンプリングされた浮動する一連の年輪で測定された年間14Cデータの単一セットに基づいて、西暦3372-3371年に新しいイベントを提案しました。このイベントを、米国カリフォルニア州ホワイトマウンテンからの絶対に古くなったイガゴヨウマツ標本（Pinuslongaeva）とフランスのモーゼルリバーバレーからの亜化石ヨーロッパカシ（Quercussp。）の年輪で再現しようとしました。残念ながら、この期間中に14Cの急激な変動があるかどうかを判断することはできませんが、定期的な11年のシュワベサイクルは明らかに観察できます。したがって、紀元前3372-3371で示唆された宇宙線イベントの存在は確認できません。露出した14Cスパイクは他の時点で発生した可能性があり、Wangetal。（2017）は記録と矛盾していません。どちらの場合も、これは重要です。なぜなら、そのような極端な宇宙の出来事の頻度は、将来発生する同様の高エネルギー効果の可能性を評価するために十分に文書化される必要があるからです。
画像重力測定：地球物理学における重力解析のための新しいリモートセンシングアプローチ
この論文では、リモートセンシングの衛星画像に基づいた新しい地球物理学的重力測定アプローチを紹介します。この方法では、衛星画像と、重力値がわかっている画像内の一連のポイントを使用します。テンプレートベースの回転楕円スプライン補間法を使用して、画像の他のポイントで重力の値を見つける方程式系を構成します。イランのQom地域に関する実際のケーススタディが提示されています。重力の値は、この地域のLandsat衛星画像から、重力値がわかっている画像内の9点を使用して決定されます。衛星の重力測定から導出された係数に基づく基準楕円重力値も、この領域に対して計算されます。Landsat画像から得られた重力値と参照楕円体から得られた重力値の比較は、結果の標準偏差が約6.71ミリガルで、差の最大が35ミリガルであることを示しています。
