ガウスプロセスを使用したSDSS DR12でのスペクトルごとの複数のDLAの検出
ガウシアンプロセス（GP）を使用して、クエーサー（QSO）の視線に沿って減衰したLyman-$\alpha$吸収体（DLAs）を検出する自動化手法の改訂版を紹介します。主な改善点は、Gaussianプロセスパイプラインが単一の見通し線に沿って複数のDLAを検出できるようにすることです。私たちのDLA検出は、Lyman-$\alpha$フォレストからの吸収の改善されたモデルによって正則化され、高い赤方偏移でのパフォーマンスが向上します。また、検出可能な減衰翼なしで吸収体の誤分類を減らす未解決のサブDLAのモデルも紹介します。結果を2つの異なる大規模DLAカタログの結果と比較し、SDSSデータリリース12からの158825Lyman-$\alpha$スペクトルを使用したガウスプロセスパイプラインの処理結果のカタログを提供します。統計の更新された推定値を提示します列密度分布関数（CDDF）、線密度（$dN/dX$）、中性水素密度（$\Omega_{\textrm{DLA}}$）を含む、DLAのプロパティ。
多成分モデルの暗黒物質ハロー。 III。小人から銀河団まで
| Title |
Dark_matter_haloes_in_the_multicomponent_model._III._From_dwarfs_to_galaxy_clusters |
| Authors |
Keita_Todoroki_and_Mikhail_V._Medvedev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11096 |
DMが多成分である可能性は、小規模で数十年に渡って知られている宇宙論的問題の解決に大きな影響を与えます。弾性散乱に加えて、モデルは非弾性相互作用を可能にします。これは「速度キック」パラメーターによって特徴付けることができます。断面が$0.01\lesssim\sigma/m<1\textrm{cm}^{2}{\rmg}^{-1}$およびキック速度$V_{k}\simeq100\textrmの最も単純な2cDMモデル{kms}^{-1}$は、ビリアルのMWのようなハローでテストされた$N$体の宇宙論シミュレーションで、欠落している衛星、コアカスプ、および大きすぎて失敗する問題を確実に解決することが示されています質量$\sim5\times10^{11}$M$_{\odot}$（PaperI$\＆$II）。2cDMモデルで使用可能なパラメーター空間をさらに制約する目的で、ビリアル質量が$\sim10^7-10^8$および$\sim10^{13}の矮小および銀河クラスターハローに分析を拡張します-10^{14}$M$_{\odot}$、それぞれ。$\sigma_{0}/m\gtrsim0.1\textrm{cm}^{2}{\rmg}^{-1}$は、観測結果と比較して、小人と銀河クラスターの両方のハローに対して優先的に好ましくありませんが、$\sigma_{0}/m=0.001\textrm{cm}^{2}{\rmg}^{-1}$は、これで研究されたほとんどの断面の速度依存性について、CDMの対応物とほとんど違いがありません。作業。私たちの主な結果は、2cDMモデルが妥当なパラメーターセット内で、矮小銀河と銀河クラスターのハローに見られる観測傾向をうまく説明でき、モデルが他の可能な代替DMモデルのオープンウィンドウを残すということです。
最初のLUXダークマターサーチの効果的なフィールド理論分析
| Title |
An_Effective_Field_Theory_Analysis_of_the_First_LUX_Dark_Matter_Search |
| Authors |
D.S._Akerib,_S._Alsum,_H.M._Ara\'ujo,_X._Bai,_J._Balajthy,_A._Baxter,_E.P._Bernard,_A._Bernstein,_T.P._Biesiadzinski,_E.M._Boulton,_B._Boxer,_P._Br\'as,_S._Burdin,_D._Byram,_M.C._Carmona-Benitez,_C._Chan,_J.E._Cutter,_L._de_Viveiros,_E._Druszkiewicz,_A._Fan,_S._Fiorucci,_R.J._Gaitskell,_C._Ghag,_M.G.D._Gilchriese,_C._Gwilliam,_C.R._Hall,_S.J._Haselschwardt,_S.A._Hertel,_D.P._Hogan,_M._Horn,_D.Q._Huang,_C.M._Ignarra,_R.G._Jacobsen,_O._Jahangir,_W._Ji,_K._Kamdin,_K._Kazkaz,_D._Khaitan,_E.V._Korolkova,_S._Kravitz,_V.A._Kudryavtsev,_N.A._Larsen,_E._Leason,_B.G._Lenardo,_K.T._Lesko,_J._Liao,_J._Lin,_A._Lindote,_M.I._Lopes,_A._Manalaysay,_R.L._Mannino,_N._Marangou,_D.N._McKinsey,_D.-M._Mei,_M._Moongweluwan,_J.A._Morad,_A.St.J._Murphy,_A._Naylor,_C._Nehrkorn,_H.N._Nelson,_F._Neves,_A._Nilima,_K.C._Oliver-Mallory,_K.J._Palladino,_E.K._Pease,_Q._Riffard,_G.R.C._Rischbieter,_C._Rhyne,_P._Rossiter,_S._Shaw,_T.A._Shutt,_C._Silva,_M._Solmaz,_V.N._Solovov,_P._Sorensen,_T.J._Sumner,_M._Szydagis,_D.J._Taylor,_R._Taylor,_W.C._Taylor,_B.P._Tennyson,_P.A._Terman,_D.R._Tiedt,_W.H._To,_L._Tvrznikova,_U._Utku,_S._Uvarov,_A._Vacheret,_V._Velan,_R.C._Webb,_J.T._White,_T.J._Whitis,_M.S._Witherell,_F.L.H._Wolfs,_D._Woodward,_J._Xu,_C._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11141 |
大地下キセノン（LUX）暗黒物質探索は、キセノンターゲットに入射する粒子からの光とイオン化信号を検出することによって動作する250kgのアクティブマス二相時間投影チャンバーでした。2015年12月、LUXはC.L.の90％以上を報告した。最初のサイエンスランにおける1.4e4kg*dayの露出に基づく、スピンに依存しないWIMP核子の弾性散乱断面積に対する6e-46cm^2の影響。実験間の緊張と明確な陽性検出の欠如は、標準のスピン非依存/スピン依存パラダイムの外でWIMPを検索することが賢明であることを示唆しています。最近の理論的研究により、WIMPと核子の相互作用を説明する14の独立した有効場理論（EFT）演算子の完全な基礎が特定されました。スピン非依存およびスピン依存の核応答に加えて、これらの演算子は、角運動量依存およびスピン軌道結合などの新しい応答を生成できます。ここでは、LUXの最初のサイエンスランからのデータとこれらのEFTカップリングの14個すべての検索について報告します。各カップリングには、WIMP質量の関数として制限が設けられています。
ミリ波波長で測定されたセレスのディスク統合熱特性
| Title |
Disk-Integrated_Thermal_Properties_of_Ceres_Measured_at_Millimeter_Wavelengths |
| Authors |
Jian-Yang_Li,_Arielle_Moullet,_Timothy_N._Titus,_Henry_H._Hsieh,_Mark_V._Sykes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11045 |
2015年11月と2017年9月と10月に3つのエポックでセレスを観測し、ALMA12メートルアレイで2017年10月にALMAコンパクトアレイ（ACA）で観測しました。各エポックでの完全な回転にわたるセレスの。また、2017年10月のACA観測を使用してHCNを検索しました。セレスのディスク平均輝度温度は、2017年の観測期間中に170K〜180Kと測定されました。セレスの回転光曲線は、約4％の振幅を持つ二重ピーク形状を示しています。グローバルに均一な生成とHaserモデルを想定すると、HCN検索は、生成率の上限が〜2$\times$10$^{24}$分子s$^{-1}$の負の結果を返します。熱物理モデルは、Ceresの最上層が1mmの波長で月のような材料よりも高い誘電吸収を持つことを示唆しています。しかし、以前の観察では、セレスの誘電吸収は長波長に向かって減少することが示されました。このような明確な誘電特性は、セレスの水和フィロケイ酸塩組成と、その表面に存在する可能性のある$\mu$mサイズの粒子に関連している可能性があります。セレスの熱慣性は、モデリングによって制約され、40から160tiuの間になる可能性が高く、赤外線波長での以前の測定値よりもはるかに高くなります。また、モデリングにより、セレスの光度曲線は、物理的または組成的特性の空間変動によって支配されている可能性が高く、回転するとセレスの観測された熱特性と誘電吸収が変化することが示唆されています。
| Title |
An_information_theoretic_framework_for_classifying_exoplanetary_system_architectures |
| Authors |
Gregory_J._Gilbert,_Daniel_C._Fabrycky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11098 |
私たちは、惑星の質量、周期、および惑星外システム内の相互の傾きの配置を特徴付けるいくつかの記述的対策を提案します。これらの指標は複雑性理論に基づいており、各アーキテクチャのグローバルなシステムレベルの傾向を捉えています。私たちのアプローチは、システム内のすべての惑星を同時に考慮し、システム内とシステム間の両方の分析を容易にします。これらの測定に基づいて、ケプラーの高多重度（$N\geq3$）システムは、ほとんどのシステムが単一の固有母集団に属し、高多重度システム（$\sim20\％$）のサブセットでホストされている場合に説明できることがわかります既知の惑星間の期間の中間にある追加の未検出の惑星。システム内の惑星はほぼ同じサイズでほぼ同一平面上にある傾向があるという以前の発見を確認します。フォワードモデリングでは、実際にケプラーデータで見られる高度な間隔の類似性（対数期間）がまだ再現されていないことがわかります。私たちの分類スキームは、テストサンプルとしてコンパクトなケプラーマルチを使用して開発されましたが、私たちの方法は、他の太陽系外惑星の集団にすぐに適用できます。この分類スキームを適用して、（1）システム間の類似性を定量化し、（2）物理的傾向から観測バイアスを解決し、（3）追加の惑星を検索するシステムとこれらの惑星を探す場所を特定します。
2023-2032年の外惑星の探査戦略：目標と優先順位
| Title |
Exploration_Strategy_for_the_Outer_Planets_2023-2032:_Goals_and_Priorities |
| Authors |
Jeff_Moore_(1),_Linda_Spilker_(2),_Morgan_Cable_(2),_Scott_Edgington_(2),_Amanda_Hendrix_(3),_Mark_Hofstadter_(2),_Terry_Hurford_(4),_Kathleen_Mandt_(5),_Alfred_McEwen_(6),_Carol_Paty_(7),_Lynnae_Quick_(4),_Abigail_Rymer_(5),_Kunio_Sayanagi_(8),_Britney_Schmidt_(9),_Thomas_Spilker_(10)_((1)_NASA_Ames_Research_Center,_(2)_Jet_Propulsion_Laboratory,_(3)_Planetary_Science_Institute,_(4)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_(5)_Johns_Hopkins_APL,_(6)_University_of_Arizona,_(7)_University_of_Oregon,_(8)_Hampton_University,_(9)_Georgia_Institute_of_Technology,_(10)_Independent_Consultant) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11182 |
外部太陽系の探査は、NASAの目標の中心です。それは、2018年の戦略計画で表現されているNASAのトップレベルの戦略的目標に対処します：太陽、地球、太陽系、および宇宙を理解すること（居住可能な条件および他の場所での生命の探索、太陽系の起源と進化の理解、および回答を含む）私たちの太陽系を形成し続けるプロセスについての基本的な科学的質問。議会による2018年のNASA承認法には、「宇宙における生命の起源、進化、分布、未来の探求」が含まれています。外側の太陽系は、私たちの太陽系がどのように形成され進化したかについての重要な証拠を提供し、広大な液体の水の海の本拠地であり、生命を潜在的にホストしています。この白書は、10年調査に関連するアウタープラネット評価グループ（OPAG）の優先順位をまとめたものです。私たちの最優先の大規模な指揮任務は、順に、ヨーロッパクリッパーミッションの開発と打ち上げ、大気探査機を備えた指揮された氷の巨人システムミッション、および指揮されたオーシャンワールドミッションの新たなスタートです。ディスカバリーとニューフロンティアプログラムの継続はOPAGに不可欠です。さらに、強力な実験室測定コンポーネントと堅牢な地球ベースの観測プログラムを含む、健全な研究と分析（R＆A）プログラムを維持する必要性に注意します。国際的なパートナーシップは、これらの活動の主要な要素です。OPAGの2つの技術優先事項は、IceGiantSystemミッション用の次世代ラジオアイソトープ電源の迅速な開発と、OceanWorldsミッションをサポートする主要な生命検出技術の開発です。
地球型惑星の摂食帯の異なる領域からの遊星体と形成惑星および月との衝突の確率
| Title |
Probabilities_of_collisions_of_planetesimals_from_different_regions_of_the_feeding_zone_of_the_terrestrial_planets_with_the_forming_planets_and_the_Moon |
| Authors |
S._I._Ipatov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11301 |
太陽までの距離に応じて7つの領域に分割された、地球型惑星の摂食帯からの惑星の移動をシミュレーションしました。すべての惑星の重力の影響が考慮されました。場合によっては、惑星自体ではなく、地球の惑星の胚が考慮されました。それらの質量は、惑星の現在の質量の0.1または0.3であると仮定されました。移行した微惑星の軌道要素の配列を使用して、惑星、月、または胚との衝突の確率を計算しました。私たちの計算に基づいて、私たちは地球型惑星の蓄積の過程について結論を出しました。質量が現在の惑星質量の10分の1を超えない地球型惑星の胚は、主にその軌道の近くから微惑星を蓄積しました。微惑星が木星と土星の摂食帯から地球型惑星の胚に落ちたとき、これらの胚はまだ惑星の現在の質量を獲得しておらず、この帯の物質（水と揮発性物質を含む）が内部に蓄積された可能性があります地球惑星の層。各地球型惑星の内層は、主にある惑星の軌道の近くにある物質から形成されていました。地球と金星の外層は、地球型惑星の摂食帯の異なる部分から、これら2つの惑星に同じ物質を蓄積する可能性があります。地球と金星は、5マイアの質量の半分以上を獲得できました。火星の大部分の比較的急速な成長は、希薄な凝縮の収縮による火星の胚の形成（その質量は火星のそれの数倍少ない）によって説明できます。
小惑星トリプルシステム2001 SN263：表面特性と動的環境
| Title |
Asteroid_triple_system_2001_SN263_:_surfaces_characteristics_and_dynamical_environment |
| Authors |
O._C._Winter,_G._Valvano,_T._S._Moura,_G._Borderes-Motta,_A._Amarante_and_R._Sfair |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11411 |
（153591）2001年のSN263小惑星システムは、最初のブラジルの惑星間宇宙ミッションのターゲットであり、NEAの人口内で知られている3つのトリプルシステムの1つです。ミッションの目的の1つは、このシステムの形成に関するデータを収集することです。これらのデータの分析は、このシステムのコンポーネント（アルファ、ベータ、ガンマ）の物理的および動的な構造の調査に役立ち、その起源に関連する痕跡を見つけます。この作業では、2001SN263システムコンポーネントの不規則な形状を均一密度の多面体として想定し、これらの物体によって生成される重力場を計算で調査します。目標は、各コンポーネントの周りの表面と環境の動的特性を調査することです。次に、回転速度を考慮して、とりわけ幾何学的高度、傾斜、地理ポテンシャル、勾配、表面加速度などの量を通じてそれらの地形的特徴を分析します。さらに、身体の周囲の環境を調査することで、平衡点の位置を区切る速度ゼロの曲線を作成することが可能になりました。アルファコンポーネントには12個の平衡点があり、そのすべてが表面に非常に近い位置にあります。ベータおよびガンマの場合、4つの平衡点がそれらの表面にそれほど接近していないことがわかりました。次に、平衡点を中心に数値実験を行い、ベータ周辺の平衡点に関連付けられた1つの安定領域の位置とサイズを特定しました。最後に、アルファの周りに粒子の球形の雲を統合し、粒子が落下した場合のアルファの表面上の位置を特定しました。
地球、火星、および金星の希ガスおよび窒素同位体からの大気進化に関する展望
大気の構成は、惑星全体の地質の歴史を統合しています。しかし、地球型惑星の大気の長期的な進化は十分に立証されていません。地球の場合、最近まで、大気の組成に関する直接的な記録はわずかしかありませんでした。洞察は、主に地球化学的または物理的なプロキシから、および/または時間を遡って作成された大気モデルから得られました。ここでは、重要な地球化学トレーサー、すなわち希ガスと窒素の元素および同位体組成の決定につながった新しい地球サンプルに関する革新的なアプローチを確認します。このようなアプローチにより、地質学的期間を通じて大気の進化を調査し、過去の気圧と始生代の海の塩分に厳しい制約を課すことができました。火星については、火星の隕石の分析から、および探査機や宇宙船による現在の大気の組成の直接測定から得られた知識の現状を確認します。これらの測定に基づいて、火星と地球の大気進化の分岐モデルを探索します。金星の場合、ほとんど知られておらず、専用のミッションの重要な必要性を示しています。
自己矛盾のない計算されたIGIMF理論における超微弱矮小銀河の化学進化
| Title |
Chemical_evolution_of_ultra-faint_dwarf_galaxies_in_the_self-consistently_calculated_IGIMF_theory |
| Authors |
Zhiqiang_Yan,_Tereza_Jerabkova,_Pavel_Kroupa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11029 |
その金属性と星形成率（SFR）に依存する銀河の銀河全体の恒星初期質量関数（gwIMF）は、統合銀河IMF（IGIMF）理論によって計算できます。ラッキン他（2019）IGIMF理論を初めて適用して、超微弱（UFD）衛星銀河の化学進化を研究し、データの再現に失敗しました。ここでは、IGIMF理論がデータと自然に一致していることがわかります。各タイムステップで計算された時間発展gwIMFを適用します。形成された恒星の単位質量あたりのタイプIa超新星爆発の数は、gwIMFに従ってくりこまれています。最もよく観察されたUFDの1つであるボーテスIの化学進化が計算されます。この計算では、ボーテスIのgwIMFがややボトムライトでトップライトであり、このUFDは同じガス消費量であることを示唆していますタイムスケールは他の小人と同じですが、形成後約0.1Gyrで消光され、独立した推定と一貫しており、Dragonfly44と同様です。この作業で回復した最適な入力パラメーターは、Lacchinらの作業ではカバーされていません。（2019）、私たちの結論の間に矛盾を作り出します。さらに、化学進化モデルの結果が適用された仮定にどのように依存するかを扱う不確実性の詳細な説明が提示されます。この研究は、極端な環境での星形成の理解におけるIGIMF理論の力を示し、UDFが低質量恒星IMFの変動を抑制する有望な経路であることを示しています。
密な分子コアと周囲磁場の間の相対配置：数値モデルと観測の相乗効果
| Title |
Relative_Alignment_between_Dense_Molecular_Cores_and_Ambient_Magnetic_Field:_The_Synergy_of_Numerical_Models_and_Observations |
| Authors |
Che-Yu_Chen,_Erica_A._Behrens,_Jasmin_E._Washington,_Laura_M._Fissel,_Rachel_K._Friesen,_Zhi-Yun_Li,_Jaime_E._Pineda,_Adam_Ginsburg,_Helen_Kirk,_Samantha_Scibelli,_Felipe_Alves,_Elena_Redaelli,_Paola_Caselli,_Anna_Punanova,_James_Di_Francesco,_Erik_Rosolowsky,_Stella_S._R._Offner,_Peter_G._Martin,_Ana_Chac\'on-Tanarro,_Hope_H.-H._Chen,_Michael_C.-Y._Chen,_Jared_Keown,_Youngmin_Seo,_Yancy_Shirley,_Hector_G._Arce,_Alyssa_A._Goodman,_Christopher_D._Matzner,_Philip_C._Myers_and_Ayushi_Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11033 |
星形成中に磁場が果たす役割は、天体物理学の重要なトピックです。1）3DMHDシミュレーション、2）異なる視野角でのシミュレーションから生成された合成観察、および3）の星形成コアの方向（コアの主軸によって定義される）と周囲の磁場方向の間の相関を調査します。近くの分子雲の観測。合成観測でのコアとバックグラウンド磁場の相対的な位置合わせの結果は、完全な3Dシミュレーションデータで測定されたものとわずかに異なることがわかります。これは、部分的には、投影2Dマップで識別されたコアがフィラメント構造内に共存する傾向があるためですが、3Dコアは一般により丸みを帯びた。さらに、pcからコアスケールへの磁場の進行をシミュレーションで調べます。これは、ガスが磁場に沿って高密度コアに向かって流れることが好ましい異方性コア形成モデルと一致しています。GBTアンモニア調査（GAS）とPlanck分極推定磁場配向から特定された観測されたコアを比較すると、相対的なコア磁場アライメントが異なる雲の間で地域依存性があることがわかります。より具体的には、おうし座分子雲の密なコアは、背景の磁場に垂直に整列する傾向があるのに対し、ペルセウス座とへびつかい座のコアは、磁場に対してランダム（Perseus）またはわずかに平行（Ophiuchus）の向きになる傾向があることがわかります。相対的なコアフィールド方向のこの機能を使用して、クラウド内の磁場の相対的な重要性を調べることができると私たちは主張します。
MACSJ1149の10年間変動調査
フロンティアフィールドMACSJ1149で長い時間ベースライン変動調査を提示します。この研究では、クラスター領域の数千の銀河の10年以上のハッブル宇宙望遠鏡（HST）画像を使用して、変動性を介してアクティブな銀河核（AGN）とその他の一時的なソースを特定し、見かけ上まで広がる銀河の大きな変動性を検出しますm$_{i}$$<$26.5の核等級。私たちの分析は、435nmから1.6ミクロンまでの6つの異なる波長で得られたHST画像を利用し、12時間から12年離れた時間スケールをカバーしています。これらの画像の銀河の$\sim$2％は可変であり、49個のAGN候補と4個の新しい超新星候補が検出されました。変数の半分はクラスター内にあり、これらは主に楕円銀河であり、近赤外バンドでのみ変動を示しています。AGN候補の約20％は形態と色がクエーサーと一致していますが、ほとんどの変数はホストの銀河の光によって支配されているようです。これらのソースの構造関数は、典型的なクエーサーよりも傾斜が浅い短波長で大きな変動性の振幅を示します。また、この分野で特定された、これまで知られていなかったアインシュタインクロスについても報告します。
ソーセージのSkyMapper-Gaia RVSビュー-天の川の最後の主要な合併の金属性と質量の調査
| Title |
The_SkyMapper-Gaia_RVS_view_of_the_Sausage_--_an_investigation_of_the_metallicity_and_mass_of_the_Milky_Way's_last_major_merger |
| Authors |
Diane_K_Feuillet,_Sofia_Feltzing,_Christian_Sahlholdt,_and_Luca_Casagrande |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11039 |
SkyMapperサーベイの測光メタリック度と、Gaiaの放射速度測定からの運動学を使用して、銀河のハローで最近発見されたGaia-Sausageの運動学的構造を特徴付けます。キネマティック/アクションスペースにビニングされた星の金属分布関数（MDF）を調べると、$\sqrt{J_R}$と$L_z$のスペースにより、ディスクやハロースターからの汚染が最小限のソーセージスターを最もきれいに選択できることがわかりますその場でまたは他の過去の合併で形成された。$30のスター\leq\sqrt{J_R}\leq50$（kpckms$^{-1}）^{1/2}$と$-500\leqL_z\leq500$kpckms$^{-1}$は[Fe/H]$=-1.17$dexを中心とする狭いMDFを持ち、0.34dexの分散があります。この[Fe/H]の推定値は、文献の推定値よりも0.1〜0.3ドルだけ金属が豊富です。MDFに基づいて、追加の人口情報なしで他の運動/アクションスペースでソーセージスターを選択すると、サンプルが汚染されることがわかります。私たちの基準に従って選択されたクリーンなソーセージのサンプルは{\it少し}逆行性であり、高い$V_T$ハローCMDデュアルシーケンスの青いシーケンスに沿っています。宇宙論的シミュレーションから導き出された銀河の質量と金属の関係を使用し、平均恒星齢を10Gyrと仮定すると、ソーセージ前駆衛星の質量は$10^{8.85-9.85}$M$_{\odot}$と推定されます。ディスクの動的およびシミュレーションに基づく文献推定と一致しています。純粋なソーセージスターのより洗練された選択には、詳細な存在量と年齢に関する追加情報が必要です。
重力波からの天の川のバーの構造特性
| Title |
The_Milky_Way's_bar_structural_properties_from_gravitational_waves |
| Authors |
Martijn_J._C._Wilhelm,_Valeriya_Korol,_Elena_M._Rossi_and_Elena_D'Onghia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11074 |
レーザー干渉計スペースアンテナ（LISA）は、銀河系全体の二重白色矮星（DWD）バイナリからの$>10^4$信号を個別に解決することにより、銀河重力波（GW）天文学を可能にします。この作業では、バルジ領域の光学観測とは異なり、GWは恒星の密集と塵の消滅の影響を受けないため、LISAデータが銀河の恒星バーと渦巻腕をマッピングする可能性を初めて評価します。この目標を達成するために、私たちは銀河系のDWDの現実的な母集団を、高解像度のN体シミュレーションと天の川とよく一致する銀河と組み合わせます。次に、合成DWD母集団からのGW信号をモデル化し、模擬LISA観測からシミュレートされたGalaxyの構造を再構築します。私たちの結果は、バックグラウンドディスクとスパイラルアーム間の信号コントラストが低いために、スパイラル構造を特徴付ける能力が妨げられる一方で、バルジのGWマップに星型バーがはっきりと表示されることを示しています。これらの合成観測から得られたバーの長さと幅は、それぞれ$1\sigma$内および$2\sigma$より大きいレベルで過小評価されていますが、結果の軸比は$1\sigma$内でよく一致し、表示角度は1度以内に回復した。これらは、電磁トレーサーに比べて競争上の制約であり、完全に独立した方法で得られます。したがって、GWと電磁トレーサーの相乗的な使用は、天の川のバーとふくらみをマッピングするための強力な戦略になると予測しています。
銀河中心の詳細な存在量：金属に富むアルファ増強恒星集団の証拠
| Title |
Detailed_abundances_in_the_Galactic_center:_Evidence_of_a_metal-rich_alpha-enhanced_stellar_population |
| Authors |
B._Thorsbro,_N._Ryde,_R._M._Rich,_M._Schultheis,_F._Renaud,_E._Spitoni,_T._K._Fritz,_A._Mastrobuono-Battisti,_L._Origlia,_F._Matteucci,_R._Sch\"odel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11085 |
銀河中心の20メガの巨人の構成の詳細な研究を提示し、そのうち15匹が核星団にあることが確認されています。コントロールサンプルとして、同様の恒星パラメーターを持つ天の川ディスクで7Mの巨人も観察しました。27星すべてが、KバンドのKECKII望遠鏡のNIRSPECスペクトグラフを使用して、R=23,000の分解能で観測されます。銀河中心の星に対する最初のシリコン存在比の傾向と[Fe/H]を報告します。ディスク/バルジのようなトレンドをサブソーラーメタラリティで見つけると、[Si/Fe]はスーパーソーラーメタラリティで強化されることがわかります。このような傾向を説明するために、可能な濃縮シナリオを推測します。ただし、サンプルサイズは控えめであり、シリコンおよびその他の\textalpha要素の追加測定によって結果を確認する必要があります。また、[Fe/H]の新しい分布を導き出し、[Fe/H]=+0.5dexで最も金属が豊富な星を見つけ、銀河中心が極端な化学組成の星をホストしていないという以前の結論を確認しました。
隆起によって刺激された熱的に不安定な冷却：スポイラークラスター
| Title |
Thermally_Unstable_Cooling_Stimulated_by_Uplift:_The_Spoiler_Clusters |
| Authors |
C._G._Martz,_B._R._McNamara,_P._E._J._Nulsen,_A._N._Vantyghem,_M-J._Gingras,_Iu._V._Babyk,_H._R._Russell,_A._C._Edge,_M._McDonald,_P._D._Tamhane,_A._C._Fabian,_M._T._Hogan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11104 |
大気中の冷却時間、エントロピーパラメーター、および中央銀河内の自由落下時間に対する冷却時間の比率が1ギル未満、30keVcm^2未満、20<tcool/の5つの銀河クラスターのチャンドラX線観測を分析しましたそれぞれtff<50。これらの熱力学的特性は、通常、分子雲、明るいHアルファ放出、および中央銀河における星形成に関連しています。ただし、これらのクラスターのどれもACCEPTデータベースに示されている検出可能なH-alphaがなく、有意な星形成率や検出可能な分子ガスもありません。これらの中で、RBS0533のみが、冷却雰囲気で一般的に見られる検出可能なラジオ/X線バブルを備えています。隆起した高金属性大気ガスの兆候はありません。その顕著なX線バブルにもかかわらず、RBS0533は分子ガスの重要なレベルを欠いています。これらのシステムでは、かなりのレベルで冷たいガスが存在しません。おそらく、それらの電波源が、エントロピーの低い大気ガスを、冷却時間と自由落下時間の比率が1を下回る高度まで持ち上げることができなかったためです。
静止フレームの明度関数からオブザーバーフレームの色分布まで：宇宙論シミュレーションにおける次の課題への取り組み
| Title |
From_rest-frame_luminosity_functions_to_observer-frame_colourdistributions:_tackling_the_next_challenge_in_cosmological_simulations |
| Authors |
Mat\'ias_Bravo_(1),_Claudia_del_P._Lagos_(1,2,3),_Aaron_S._G._Robotham_(1,2),_Sabine_Bellstedt_(1),_Danail_Obreschkow_(1,2)_*1 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11258 |
銀河のスペクトルエネルギー分布（SED）は、銀河の放射出力を形成する物理的プロセスの大規模で複雑な混合により、シミュレーションで再現するのに最も困難でありながら有益な量の中に残ります。ターゲット選択基準の一部としてブロードバンドカラーを使用する調査の数が増加しているため、シミュレーションで現実的なSEDを作成することは、調査の設計と観察の解釈を支援するために必要です。最先端の半分析モデルであるSharkとSEDジェネレーターProSpectを使用して、観測された光度関数（LF）を遠紫外から遠赤外に再現する最近の成功は、より良い銀河の色予測に向けた重要なステップを表しています。。SharkとProSpectを使用すると、パンクロマティックGAMA調査で観察された光学色分布を厳密に再現できることを示しています。フィードバックの処理、星の形成、中央衛星の相互作用、およびダストによる放射線の再処理は、この達成のために重要です。最初の3つのプロセスは色の二峰性の原因ですが、ダスト減衰は青と赤の母集団の平均と散乱を定義します。観測とシミュレーションの単純な比較では、衛星銀河の消光の既知の問題が表示されますが、GAMAで使用されているのと同じグループファインダーからの経験に基づいた観測エラーと分類の導入により、この緊張が大幅に軽減されます。シミュレーション分類の衛星/中心としての中央/衛星の$\sim15\％$のランダムな再割り当ての導入は、グループファインダーの結果とよく似ており、シミュレーションと観測を比較するための計算量の少ない方法を提供します。
マゼラン雲に向けたマイクロレンズの視差：検出効率と検出可能性への影響
| Title |
Parallax_in_microlensing_toward_the_Magellanic_Clouds:_impact_on_detection_efficiency_and_detectability |
| Authors |
T_Blaineau_(IJCLab),_M._Moniez_(IJCLab) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11308 |
ねらい。過去のMACHOとEROS、現在進行中のMOAとOGLE、および将来のLSST調査で暗くて重いコンパクトオブジェクトが原因で、マゼラン雲に向けた非常に長い時間スケールのマイクロレンズイベントの検索に対する視差の影響を調査します。この影響を無視した場合の古典的なイベント選択プロセスへの影響を定量化し、追跡観察を行わずに視差検出可能性を定量化します。メソッド。視差の影響を受ける真のイベントと、視差のない最も近いイベントとの間の距離を定義します。この距離は、時間のサンプリングと測光性能によって特徴付けられる任意の調査について、視差のためにイベントの事前選択が欠落する確率を推定するために使用されます。また、補足的な観測をトリガーするために、視差効果の検出可能性を定量化する別の距離を定義します。結果。基準が適度にタイトである場合、長年の時間スケールのイベントの事前選択は、すべての調査の視差の影響をわずかに受けることがわかります。また、追跡観察なしでLSST調査で見つかったイベントの大部分で視差が検出可能であることも示しています。
HII領域と高質量の星のない塊の候補I：カタログとプロパティ
| Title |
HII_regions_and_high-mass_starless_clump_candidates_I:_Catalogs_and_properties |
| Authors |
S._Zhang_(1),_A._Zavagno_(1_and_2),_J._Yuan_(3),_H._Liu_(4_and_5),_M._Figueira_(6),_D._Russeil_(1),_F._Schuller_(7),_K._A._Marsh_(8),_Y._Wu_(9)_((1)_Aix_Marseille_Univ,_CNRS,_CNES,_LAM,_Marseille,_France,_(2)_Institut_Universitaire_de_France_(IUF),_(3)_National_Astronomical_Observatories,_Chinese_Academy_of_Sciences,_Beijing,_China,_(4)_CASSACA,_China-Chile_Joint_Center_for_Astronomy,_Chile,_(5)_Departamento_de_Astronom\'ia,_Universidad_de_Concepci\'on,_Chile,_(6)_National_Centre_for_Nuclear_Research,_Warszawa,_(7)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Radioastronomie,_Bonn,_(8)_Infrared_Processing_and_Analysis_Center,_California_Institute_of_Technology,_Pasadena,_California,_(9)_Department_of_Astronomy,_Peking_University,_Beijing,_China) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11433 |
高質量（>8Msun）の星形成（HMSF）に対するイオン化フィードバックの役割については、未だ議論が続いています。近くのHII領域の存在が初期のHMSFの特性を変更すること、およびHII領域が高質量星の形成を促進または阻害するかどうかに関する疑問が残ります。HMSFでのHII領域の役割を特徴付けるために、約90％の質量が100Msunより大きい候補の高質量スターレスクランプ（HMSC）のサンプルの特性を調べます。これらの高質量オブジェクトは、おそらくHMSFの最も初期の段階を表しています。それらのプロパティがHII領域の存在によって変更されるかどうか（およびその方法）を検索します。HMSC候補の最近公開されたカタログを利用しました。HMSCとHII領域をクロスマッチングすることで、HMSCを3つのカテゴリに分類しました。1）空の投影面内の位置と速度の両方でHII領域に関連付けられたHMSC。2）空の平面に関連付けられているが、速度には関連付けられていないHMSC。3）投影されたスカイプレーンのHII領域から離れたHMSC。赤外線からラジオまでの多波長データの統計分析に基づいて、関連するHMSCと関連しないHMSCの比較を行いました。統計分析は、HII領域に関連付けられたHMSCが、より暖かく、より明るく、より中央が尖っていて乱流であることを示唆しています。また、HMSCのエンベロープ質量に対するボロメータの光度の比（L/M）は、HII領域の外部加熱効果のために、初期のHMSFの信頼できる進化的プローブにはなり得なかったことも初めて明らかにしました。HII領域に関連付けられたHMSCのより中央にピークがあり乱流の特性は、フラグメンテーションを制限することにより、高質量星の形成を促進する可能性があります。HMSCへの高解像度干渉調査は、HIIC領域がHMSC内の星形成プロセスにどのように影響するかを明らかにするために重要です。
2019年の爆発における若いX線パルサーSXP 1062の異常な動作
| Title |
The_unusual_behaviour_of_the_young_X-ray_pulsar_SXP_1062_during_the_2019_outburst |
| Authors |
Sergey_S._Tsygankov,_Victor_Doroshenko,_Alexander_A._Mushtukov,_Frank_Haberl,_Georgios_Vasilopoulos,_Chandreyee_Maitra,_Andrea_Santangelo,_Alexander_A._Lutovinov,_Juri_Poutanen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11030 |
NuSTARおよびXMM-Newton観測所での2019年のバースト中に得られた幅広いX線エネルギーバンドにおける若いX線パルサーSXP1062の最初の専用観測の結果を示します。0.5から70keVのエネルギー帯域でのパルス位相平均および位相分解スペクトルの分析では、サイクロトロンラインの存在を示す証拠は明らかになりませんでした。パルサーのスピン周期は979.48+/-0.06秒に減少し、約5年前に実施されたモニタリングキャンペーン中の最後の測定期間と比較して約10％減少したことがわかり、システムが明らかにそうではなかったことを考慮して困惑しています。それ以来、主要な爆発を示しています。パルサーからスピンアップ体制への切り替えは、降着中性子星に作用するトルクがほぼバランスしているため、SXP1062もこのシステムの平衡値に近い周期で回転する可能性が高いという一般的な仮定をサポートしています。電流源の現在の監視では、バースト直後の軟X線フラックスの急激な低下も明らかになりました。これは、パルサーが何年も観測可能であり、その後フラックスがわずかに減少しただけの以前のバースト中の動作とは大きく異なります。爆発の終わり。ソースのこの予期しないオフ状態は最大20日間続き、その後SXP1062は以前のキャンペーン中に観察されたレベルに戻りました。強く磁化された中性子星への降着の現代的なモデルの文脈でこれと他の発見を議論します。
カーネギー超新星プロジェクトII：極端なタイプIa超新星のサブタイプを測光的に識別する新しい方法
| Title |
Carnegie_Supernova_Project-II:_A_new_method_to_photometrically_identify_sub-types_of_extreme_Type_Ia_Supernovae |
| Authors |
C._Ashall,_J._Lu,_C._Burns,_E._Y._Hsiao,_M._Stritzinger,_N._B._Suntzeff,_M._M._Phillips,_E._Baron,_C._Contreras,_S._Davis,_L._Galbany,_P._Hoeflich,_S._Holmbo,_N._Morrell,_E._Karamehmetoglu,_K._Krisciunas,_S._Kumar,_M._Shahbandeh,_S._Uddin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11121 |
Ia型超新星（SNeIa）のさまざまなサブタイプを測光的に描く新しい方法を紹介します。カラーストレッチパラメーター$s_{BV}$または$s_{gr}$と、Bバンドまたはgバンドの最大値に対するiバンドのプライマリ最大値の時間を使用すると、2003fgのような、1991bg-like、および2002cx-likeSNeIaは容易に識別できます。これらの極端なSNeIaの場合、それらのプライマリiバンド最大値は、Bまたはgバンド最大値の時間の後に発生します。iバンドの最大値のタイミングにより、追跡するSNIa爆発の物理的状態を明らかにできることをお勧めします：i）噴出物中の鉄族元素の再結合前線の速度、ii）温度の変化と断熱の速度イジェクタ内の冷却、およびiii）恒星エンベロープとの相互作用の存在。この測光サブタイピングは、分岐図などの他のSNe分析と組み合わせて使用して、SNeIaの物理と多様性を調べることができます。ここでの結果は、完全な分光タイピングを持たない宇宙サンプルから非IaSNeをスクリーニングするためにも使用できます。最後に、LSSTのような将来の調査では、多くのオブジェクトの光度曲線の大規模なデータベースが作成されるため、この測光識別を使用して、固有のSNeIaの速度とバルクプロパティを簡単に識別および調査できます。
| Title |
Diversity_of_gamma-ray_and_Radio_Variabilities_of_Bright_Blazars_and_Implications_for_gamma-ray_Emission_Location |
| Authors |
Hai-Ming_Zhang_(NJU),_Zhen-Jie_Wang_(GXU),_Jin_Zhang_(NAOC),_Ting-Feng_Yi_(YNNU),_Liang_Chen_(SHAO),_Rui-Jing_Lu_(GXU),_En-Wei_Liang_(GXU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11175 |
暴力的な多波長変動は、ガンマ線で選択されたブレザーで観察されます。ガンマ線とラジオバンドの共変動パターンを探索するために、8つの明るいブレザーの長期光度曲線の分析を提示します。2008年以降、Fermi/LATによって観測されたデータを使用して、ガンマ線の光度曲線とスペクトルを抽出します。これらの線源におけるガンマ線とラジオ（43GHz）フラックスの間に多様な共変動パターンが見られます。3C454.3とPKS1633+382のガンマ線とラジオフラックスは、タイムラグなしで相関しており、同じ放射線領域からのものであることを示唆しています。同様の相関が3C273とPKS1222+216でも観察されていますが、放射束はそれぞれガンマ線束の約160日と290日遅れています。これは、それらのガンマ線放出領域が43GHzで無線コアの上流にあることを示唆しています。他の4つのブレザーのガンマ線と電波フラックスは相関していないため、ガンマ線と電波の放出はジェットの異なる領域からのものである可能性があります。8つのブレザーのガンマ線光度曲線は、いくつかの長いタイムスケールの変動成分と高速スパイクフレアに分解できます。それらは、中央エンジン活動と局所放出領域の磁気再結合プロセスまたは乱流にそれぞれ起因すると考えられます。
中間光度の最も近いバーストからのマルチGeV光子の起源：GRB 190829A
| Title |
On_the_origin_of_the_multi-GeV_photons_from_the_closest_burst_with_intermediate_luminosity:_GRB_190829A |
| Authors |
N._Fraija,_P._Veres,_P._Beniamini,_A._Galvan-Gamez,_B._D._Metzger,_R._Barniol_Duran_and_R._L._Becerra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11252 |
超高エネルギー（VHE）放出は通常、シンクロトロン自己コンプトン（SSC）シナリオで解釈され、GRB180720BおよびGRB190114Cのように、低赤方偏移および高輝度ガンマ線バースト（GRB）から予想されます。最近、VHE放出がH.E.S.S.によって検出されました。超新星（SN）2019oywに関連付けられていた最も近いバーストGRB190829Aの1つからの望遠鏡。このホワイトペーパーでは、BATトリガー時間の直後からほぼ3か月間にわたる、複数の観測期間にわたる光バンドからフェルミLATエネルギー範囲までの時間的およびスペクトル分析を示します。X線および光学観測が、均一密度媒質の初期および後期残光時の特性と冷却スペクトルの破れの間で進展するシンクロトロン前方衝撃放射と一致することを示します。光の曲線とそのスペクトルエネルギー分布をモデル化すると、流出が$\Gamma\sim30$の初期バルクローレンツ係数で拡大することがわかります。これは、低輝度GRBの場合は高く、高輝度GRBの場合は低くなります。。初期のバルクローレンツ係数と等方性等価エネルギーの値は、GRB190829Aが中間光度バーストとして分類されていることを示唆しており、その結果、撮像大気によってVHEガンマ線帯域で検出されるこのクラスの最初のバーストになります。チェレンコフ望遠鏡、そして今度はフェルミLAT装置で同時に観測されない最初のイベント。GRB130702Aなどの$z\lesssim0.2$を使用して中間輝度のバーストを分析すると、中間輝度のバーストが非常に高いエネルギーで検出される潜在的な候補であることを示しています。
| Title |
Magnetar_as_Central_Engine_of_Gamma-Ray_Bursts:_Quasi-Universal_Jet,_Event_Rate_and_X-ray_Luminosity_Function_of_Dipole_Radiations |
| Authors |
Wen-Jin_Xie,_Le_Zou,_Hong-Bang_Liu,_Shan-Qin_Wang,_En-Wei_Liang_(GXU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11278 |
ガンマ線バースト（GRB）の初期の浅い減衰X線残光は、新しく生まれたマグネターの双極子放射に起因する可能性があります。マグネターによって駆動されるGRBジェットが準ユニバーサルであると仮定すると、ジェット構造は、光度が$\logL_{\rmj}/{\rmerg\s^{-1の均一なジェットとしてパラメーター化できることがわかります}}=52.68^{+0.76}_{-0.33}$（1$\sigma$）および開き角$\theta_{\rmj}=2.10_{-1.28}^{+1.90}$（50\％信頼水準）、指数${-4.00^{+0.27}_{-0.37}}$（1$\sigma$）の指数法則減衰コンポーネントで囲まれています。推定されるローカルGRBレートは、標準的なGRBとLL-GRBの両方を同じ母集団として含めることにより、$\rho=9.6$Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$です。一般的な視野角は$3.3^{o}$で、LL-GRBの場合は$20^{o}\sim30^{o}$になる場合があります。双極子放射風のX線光度関数は、指数$\beta_1=0.78^{+0.16}_{-0.15}$および$\beta_2>1.6$が$で壊れている壊れたべき法則関数によって経験的に説明できます。\logL_{b、w}/{\rmerg\s^{-1}}=48.51^{+0.53}_{-0.65}$。風の流出がコリメートされ、GRBジェットと同軸である場合、風の構造はGRBジェットに類似していることがわかります。つまり、$\logL_{\rmc、w}/{\rmerg\s^{-1}}=48.38^{+0.30}_{-0.48}$、$\theta_{\rmc、w}={2.65^{o}}_{-1.19^{o}}^{+0.1.73^{o}}$、および$k_{\rmw}=4.57^{+1.21}_{-0.75}$。風の即発ガンマ線光度とX線光度の間に観測された相関関係は、そのようなジェット風システムの視野角効果に起因する可能性があります。ジェットと風の放出のための軟X線バンドでの{\emEinstein\Probe}ミッションに搭載されたX線装置を使用した調査に関するディスカッションも提示されます。
BL Lacオブジェクト3FGL J0449.4-4350のガンマ線と光学変動分析
| Title |
The_gamma-ray_and_Optical_Variability_Analysis_of_the_BL_Lac_Object_3FGL_J0449.4-4350 |
| Authors |
Xing_Yang,_Tingfeng_Yi,_Yan_Zhang,_Huaizhen_Li,_Lisheng_Mao,_Haiming_Zhang,_Li_Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11280 |
BLLacObject3FGLJ0449.4-4350の歴史的な光度曲線を光学およびガンマ線帯域で組み立て、時間は約10年で、4つの異なる方法（Lomb-Scargle）を使用して光度曲線の周期的変動を分析しましたピリオドグラム、REDFIT38、ユルケビッチおよびDACF）。約450日のわずかに可能な準周期的振動（QPO）を検出しました。大規模な合併を経験している超大質量バイナリーブラックホール（SMBBH）システムのヘリカルモーションジェットに由来すると仮定して、主要なブラックホールの質量M〜7.7*10^{9}M_sunを推定します。ガンマ線の起源を探索するために、離散相関関数（DCF）法を使用して光学ガンマ線相関を調査し、2つのバンド間の相関が非常に重要であることを発見しました。この強い相関は、ガンマ線を生成するレプトン自己シンクロコンプトン（LSSC）モデルを意味する傾向があります。
矮小銀河SDSS J090613.77 + 561015.2の中央の中間質量ブラックホールによって発射されたパーセク規模の無線ジェット？
| Title |
A_parsec-scale_radio_jet_launched_by_the_central_intermediate-mass_black_hole_in_the_dwarf_galaxy_SDSS_J090613.77+561015.2? |
| Authors |
Jun_Yang_(1),_Leonid_I._Gurvits_(2,_3_and_4),_Zsolt_Paragi_(2),_Sandor_Frey_(5,_6),_John_E._Conway_(1),_Xiang_Liu_(7),_and_Lang_Cui_(7)_((1)_Chalmers_University_of_Technology,_Sweden,_(2)_JIVE,_Netherlands,_(3)_Delft_University_of_Technology,_Netherlands,_(4)_CSIRO_Astronomy_and_Space_Science,_Australia,_(5)_Konkoly_Observatory,_Hungary,_(6)_ELTE_E\"otv\"os_Lor\'and_University,_Hungary,_(7)_Xinjiang_Astronomical_Observatory,_China) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11412 |
近くの矮小銀河における中間質量ブラックホール（IMBH）の人口は、初期宇宙でのブラックホールの形成と成長を探る上で重要な「グラウンドトゥルース」の役割を果たしています。矮小楕円銀河SDSSJ090613.77+561015.2（z=0.0465）では、降着IMBHが光学およびX線観測によって明らかにされています。IMBHに関連する可能性のある無線コアとジェットを検索することを目的として、1.66GHzでヨーロッパVLBIネットワーク（EVN）を使用して非常に長いベースライン干渉（VLBI）観測を行いました。私たちのイメージングの結果は、約52マス（投影距離47pc）の間隔を持つ2つの1-mJyコンポーネントがあり、よりコンパクトなコンポーネントが、利用可能なガイア天文学からの光学的重心の1-シグマエラー円内にあることを示しています。それらの位置、細長い構造、比較的高い輝度温度、およびホスト銀河での星形成活動の欠如に基づいて、私たちは電波形態が中央IMBHによって駆動されるジェット活動に由来すると主張します。大規模なジェットの存在は、ブラックホールの成長の初期の時期に激しいジェット活動が発生する可能性があり、したがってブラックホールと銀河の共進化の制御に役立つ可能性があることを意味します。
超臨界降着クエーサーIRAS F11119 + 3257の両面であるが大幅にビーム化されたジェット
| Title |
A_two-sided_but_significantly_beamed_jet_in_the_supercritical_accretion_quasar_IRAS_F11119+3257 |
| Authors |
Jun_Yang_(1),_Zsolt_Paragi_(2),_Tao_An_(3),_Willem_A._Baan_(4_and_5),_Prashanth_Mohan_(3)_and_Xiang_Liu_(5)_((1)_Chalmers_University_of_Technology,_Sweden,_(2)_JIVE,_Netherlands,_(3)_Shanghai_Astronomical_Observatory,_China,_(4)_ASTRON,_Netherlands_and_(5)_Xinjiang_Astronomical_Observatory,_China) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11427 |
高度に降着するクエーサーは、X線および光学領域で非常に明るくなります。一方、それらはラジオの静粛性になりがちで、光学的に薄いラジオスペクトルを持っています。既知のクエーサーの中で、IRASF11119+3257は、エディントンの限界を超えるボロメータの光度と非常に強力なX線流出があるため、超臨界降着源です。その無線構造を調査するために、0.15〜96.15GHzの無線スペクトルを調査し、1.66GHzおよび4.93GHzでヨーロッパVLBIネットワーク（EVN）を使用して超長基線干渉（VLBI）観測を行いました。1.66GHzの深いEVN画像は、約200パーセクの投影分離と約290の非常に高い磁束密度比を持つ両面ジェットを示しています。統合されたスペクトルインデックスの最適値-1.31+/-とともに光学的に薄い部分で0.02の場合、接近するジェットは、光速の少なくとも0.57倍の固有速度を持つと推測されます。これは、既知のあらゆる種類のスーパーエディントン降着源の中で新しい記録であり、放射圧によって加速される可能性は低いです。私たちは、IRASF11119+3257が、主にシンクロトロンの自己吸収のために、0.53+/-0.06GHzでピークをとる小さなジェット視野角と無線スペクトルを持つ異常なコンパクトな対称オブジェクトであるシナリオを提案します。
光球放出は、2つの定性的に異なるレジームの相対論的流出に起因する可能性があります。\光球半径での流出内部の光子の最後の散乱、または流出の境界への放射拡散。この作業では、いくつかのガンマ線バースト（GRB）の初期残光における熱成分の温度と流束の測定と、プロンプトフェーズの総流束を使用して、流出の初期半径とローレンツ係数を決定します。結果は、流出がローレンツ係数$\Gamma<10$を比較的低くして繭の解釈を支持していることを示していますが、ローレンツ係数が$\Gamma>10$より大きい場合は、熱成分の拡散光球起源を示し、超相対論的流出。
星形成領域での高エネルギー粒子と放射線
| Title |
High-energy_particles_and_radiation_in_star-forming_regions |
| Authors |
A.M._Bykov,_A._Marcowith,_E._Amato,_M.E._Kalyashova,_J.M.D._Kruijssen,_E._Waxman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11534 |
非熱粒子と高エネルギー放射は、星形成領域の動的プロセスで役割を果たすことができ、それらの構造とコンポーネントの多波長観測画像の重要な部分を提供します。強力な恒星風と巨大な星とOB会合のコンパクトなクラスター内の超新星は、高エネルギー粒子加速の好ましいサイトであり、非熱放射とニュートリノの発生源であることが知られています。つまり、若い大規模な星団は、PeV（petaelectronvolt）レジームの宇宙線（CR）の発生源である可能性があります。それらはまた、宇宙線の組成、例えばCRの22Ne/20Ne異常同位体比の原因である可能性もあります。効率的な粒子加速は、CR駆動の不安定性によって風と超新星の運動力の一部を磁気エネルギーに変換するシステムで変動する磁場の超断熱増幅を伴う可能性があります。ソース付近のエスケープとCR伝播は、非線形CRフィードバックの影響を受けます。これらの影響は、高エネルギーのニュートリノとガンマ線を生成するスターバースト銀河で重要であると予想されます。若い恒星集団の星形成領域における高エネルギー粒子加速とそれらの放射に関する理論モデルと観測データの簡単なレビューを行います。
ほとんどの地上観測所には、夜空の状態を監視する広角全天カメラが装備されています。このようなカメラシステムは、降雨によって望遠鏡の機器に危険をもたらす可能性のある、入ってくる雲の早期警告を提供するために、および空の品質の監視に使用できます。雲の警告システムとして全天カメラデータ内のほとんど不透明な雲の識別を自動化するためのさまざまな機械学習アプローチの使用を調査します。ディープラーニングアプローチでは、事前にラベル付けされたカメラ画像で残差ニューラルネットワーク（ResNet）をトレーニングします。2番目のアプローチでは、カメラ画像から関連性のあるローカライズされた画像機能を抽出し、これらのデータを使用して、勾配ブーストされたツリーベースのモデル（lightGBM）をトレーニングします。両方のモデルアプローチを、雲の存在に手動でラベルが付けられた、ローウェル天文台のディスカバリーチャネル望遠鏡にある全天カメラで撮影された約2,000枚の画像のセットでトレーニングします。ResNetアプローチは、画像の特定の領域で雲を検出する際に85％の精度に達しますが、大量のコンピューティングリソースを必要とします。私たちのlightGBMアプローチは、約1,000枚の画像のトレーニングサンプルと適度なコンピューティングリソースで95％の精度を達成しています。さまざまなパフォーマンスメトリックに基づいて、自動クラウド検出のための後者の機能ベースのアプローチをお勧めします。この作業用に作成されたコードはオンラインで入手できます。
地球近くのプラズマ環境をマッピングする見かけの電波過渡現象
| Title |
Apparent_radio_transients_mapping_the_near-Earth_plasmaenvironment |
| Authors |
Mark_J._Kuiack,_Ralph_A.M.J._Wijers,_Aleksandar_Shulevski,_Antonia_Rowlinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11138 |
60MHzでのAARTFAACハイケイデンス全天サーベイにより、数十秒続く明るい高速の無線フレアの発見について報告します。これらの大部分は、そのようなイベント中に最大100倍に明るくなる既知の明るいラジオソースと一致します。私たちはそれらを、地球近くのプラズマによって引き起こされた拡大イベントに起因すると考えられます。おそらく、電離層の最も密度の高い部分です。それらは、比較的孤立した状態で、さもなければ静止している電離層状態の間に、そしてより乱流の電離層状態の間に大きなクラスターで発生する可能性があります。また、これらのイベントと共通の多くのプロパティを持つ1つのイベントが見つかりましたが、非常に遠方の銀河系または銀河系外の起源と一致する周波数の関数として非常によく決定された分散遅延があります。天体物理学の場合、最低輝度温度が$10^{28-34}$Kの極端な放射を表します。
Exocomets：分光学的調査
| Title |
Exocomets:_A_spectroscopic_survey |
| Authors |
I._Rebollido,_C._Eiroa,_B._Montesinos,_J._Maldonado,_E._Villaver,_O._Absil,_A._Bayo,_H._Canovas,_A._Carmona,_Ch._Chen,_S._Ertel,_Th._Henning,_D._P._Iglesias,_R._Launhardt,_R._Liseau,_G._Meeus,_A._Mo\'or,_A._Mora,_J._Olofsson,_G._Rauw,_P._Riviere-Marichalar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11084 |
現在、太陽系外惑星は日常的に検出されていますが、太陽系外システムでの小天体の検出は依然として困難です。80年代初頭に$\beta$Pic付近でエキソコメット（落下蒸発体）として解釈される散発的なイベントの発見以来、$\sim$20の星だけがエキソコメットのようなイベントをホストしていると報告されています。既知のエキソコメットホスト星のサンプルを拡大すること、および以前に既知のエキソコメット活動がある星の周りの高温ガス環境を監視することを目的としています。B8からG8までのスペクトルタイプの範囲で、117個の主系列星の不均質なサンプルの高解像度光学スペクトルを取得しました。データは、両方の半球から2年間にわたって拡大する14の観測キャンペーンで収集されました。CaiiK＆HおよびNaiD線を分析して、星周環境に起因する非光球吸収と、エキソコメットのような物体のガス放出によって引き起こされる可能性のあるさまざまなイベントを検索しました。サンプルの50％への非光球吸収を検出しました。これは、検出の半分（つまり、サンプルの26％）が星の起源であることが原因です。高温の環境ガスは、狭い安定した吸収、および/または変化する青/赤にシフトした吸収イベントを介して検査された金属ラインで検出されます。このような変動するイベントは、Caiiおよび/またはNai系統の18個の星で見られました。それらの6つはこの仕事のコンテキストで初めて報告されます。CaiiKラインで報告する変動は、$\beta$Picで観察される変動と似ている場合があります。星の年齢や位置に大きな傾向は見られませんが、vsiniが大きい星でCSガスが見つかる確率は高くなります。また、近赤外線過剰の存在と異常な（$\lambda$Booのような）存在量の弱い傾向も見つかりましたが、これにはサンプルを拡張して確認する必要があります。
定常状態と漂流状態の間で遷移するタイプII太陽電波バーストの最初の観測
| Title |
First_Observation_of_a_Type_II_Solar_Radio_Burst_Transitioning_Between_a_Stationary_and_Drifting_State |
| Authors |
Nicolina_Chrysaphi,_Hamish_A._S._Reid,_and_Eduard_P._Kontar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11101 |
スタンディングショックは定常的なタイプIIソーラーラジオバーストの原因であると考えられていますが、ドリフトタイプIIバーストは、コロナ質量放出（CME）に関連することが多い移動ショックによって励起されます。定常またはドリフトタイプIIバーストの観測は一般的ですが、2つの状態間の遷移はまだ報告されていません。ここでは、タイプIIバーストを提示します。これは、静止状態からドリフト状態への明確で連続的な遷移を示します。これは、この種の最初の観測です。さらに、バーストの定常部分で帯域分割が観察されるだけでなく、定常エミッション内の負および正の周波数ドリフト微細構造も興味深いものになります。観測されたジェットと狭いCMEへの電波放射の関係を複数の波長にわたって調査し、移行するタイプIIバーストにつながるメカニズムを特定しました。ジェット噴火によりストリーマパフCMEが生成され、CME駆動の衝撃とストリーマの間の相互作用が観測された電波放射の原因である可能性が高いことがわかりました。
\ textit {Gaia}時代の広角星系の軌道パラメータの決定
| Title |
Orbital_Parameter_Determination_for_Wide_Stellar_Binary_Systems_in_the_Age_of_\textit{Gaia} |
| Authors |
Logan_A._Pearce,_Adam_L._Kraus,_Trent_J._Dupuy,_Andrew_W._Mann,_Elisabeth_R._Newton,_Benjamin_N._Tofflemire,_Andrew_W._Vanderburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11106 |
連星と惑星の軌道、特に偏心と傾斜は、これらのシステム内の角運動量をエンコードします。恒星の複数のシステム内では、星、円盤、および惑星間の角運動量ベクトルの大きさと（ミス）アライメントが、その形成と進化を導く複雑な動的プロセスを調べます。\textit{Gaia}カタログの精度を利用して、高価な長期の天文観測キャンペーンなしで、バイナリ軌道と既知の惑星またはディスクの傾きを比較できます。\textit{Gaia}天文学は、信頼できる天文学の場合に軌道要素に意味のある制限を課すことができることを示し、軌道フィッティングのための\textit{Gaia}DR2ソリューションの信頼性を評価するためのメトリックについて説明します。\textit{Gaia}天文測定のみを使用して、3つのシステム（DSTucAB、GK/GITau、およびKepler-25/KOI-1803）の軌道要素を決定することにより、この方法を示します。DSTucABの軌道がDSTucAbの軌道とほぼ一致していること、GK/GITauの軌道がそれぞれの原始惑星系ディスクとずれている可能性があること、およびKepler-25/KOI-1803軌道がいずれかのコンポーネントの通過惑星と整列していないことを示しますシステム。\textit{Gaia}天文測定だけでは軌道要素に有用な制約を提供できない場合も示します。この手法のより広い適用を可能にするために、Pythonツール\texttt{lofti\_gaiaDR2}を導入して、ユーザーが軌道要素の事後を簡単に決定できるようにします。
磁気リコネクションはコロナ質量噴出の初期段階の進化をどのように促進しますか？
| Title |
How_Does_Magnetic_Reconnection_Drive_the_Early_Stage_Evolution_of_Coronal_Mass_Ejections? |
| Authors |
Chunming_Zhu,_Jiong_Qiu,_Paulett_Liewer,_Angelos_Vourlidas,_Michael_Spiegel,_Qiang_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11134 |
理論的には、CME運動学は太陽コロナの磁気再結合プロセスに関連しています。ただし、この関係の現在の定量的理解は、ほんの一部のイベントの分析に基づいています。ここでは、2010年8月から2013年12月までの60のCMEフレアイベントの統計的研究を報告します。STEREOからの四肢の観測を同時にオン-SDOからのディスクビュー。SDOから観測された太陽円盤上のフレアリボンによって掃引された磁束によって評価された再接続率を持つ42のイベントのサブセットでは、ピークCME加速とピーク再接続率の間に強い相関が見られます。また、比較的速いCME（>600km/s）の最大速度は再接続フラックスと正の相関がありますが、遅いCMEにはそのような相関は見られません。タイムラグ相関分析は、再接続率に対するCME加速のタイムラグの分布が3つのピークを示し、約10分間隔であり、平均して、加速誘導イベントの再接続率が小さいことを示しています。さらに、CMEの総機械エネルギーを現在のシートの推定エネルギーと比較します。比較は、小さなフレアイベントの場合、現在のシートでの再接続だけではCMEに燃料を供給するには不十分であることを示唆しています。この研究の結果は、フレア再接続が高速CMEの加速を支配する可能性があることを示唆していますが、低速CMEと弱い再接続のイベントでは、他のメカニズムがより重要になる場合があります。
「迅速な$ ^ {14} $ Cの3372-3371 BCEでの2つの異なる場所では観測されない遠足」への返信
| Title |
Reply_to_"Rapid_$^{14}$C_excursion_at_3372-3371_BCE_not_observed_at_two_different_locations" |
| Authors |
F._Y._Wang,_H._Yu,_Y._C._Zou,_Z._G._Dai,_K._S._Cheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11295 |
核種$^{14}$Cは、高エネルギー粒子と高エネルギー現象からの$\gamma$線によって大気中で生成されます。炭素循環を通じて、大気中で生成された$^{14}$CO$_2$の一部は、年輪に保持されます。AD775、AD994、BC660およびBC3371で発生した$^{14}$Cコンテンツの急激な増加の4つのイベントが見つかりました。最近、Jullらのデータ。（2020）は、BC3371前後の記録と一致していませんでした。サンプルを再度測定したところ、$^{14}$Cの記録はWangetal。の値と一致しています。（2017）。したがって、$^{14}$Cレコードは堅牢です。不一致は、木材サンプルの暦年数の違い、またはイベントの物理的な原因が原因である可能性があります。第一に、輪の幅の交配は、成長が同じ環境条件を持つ樹木間でのみ実行できます。年輪年代学のマスター年輪は中国の木には欠けているからです。カリフォルニアのマスター年輪を使用する必要があります。そのため、年輪年代学から導き出された暦年代は正確ではない可能性があります。第二に、$^{14}$Cはグローバルではないかもしれません。1つの証拠は、西暦1006年前後の$^{14}$Cコンテンツの変動です。カリフォルニアの木の$^{14}$Cコンテンツは2年で12\textperthousand〜増加しますが、日本の木は$^{14}$を示しませんC増加。
太陽彩層における明るいCa II Kフィブリルの物理的性質
| Title |
Physical_properties_of_bright_Ca_II_K_fibrils_in_the_solar_chromosphere |
| Authors |
Sepideh_Kianfar,_Jorrit_Leenaarts,_Sanja_Danilovic,_Jaime_de_la_Cruz_Rodr\'iguez,_Carlos_Jos\'e_D\'iaz_Baso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11302 |
活動領域周辺のCaIIH＆Kラインコアの太陽彩層の広帯域画像は、明るいフィブリルと呼ばれる細く明るい細長い構造で覆われています。これらの構造を形成し、明るく見えるメカニズムはまだ不明です。明るいフィブリルを生成する大気中の温度、視線速度、微小乱流などの物理特性を調査し、それらを周囲の大気の特性と比較することを目的としています。スウェーデンのCRISPおよびCHROMIS装置で取得したFeI6301-2\r{A}、CaII8542\r{A}、CaIIK、およびH$\alpha$のプラージュ領域の同時観測を使用しました1-m太陽望遠鏡。Ca282Kの明るいフィブリルのサンプルを手動で選択しました。サンプルのフィブリルの外観をCaII8542の\r{A}およびH$\alpha$データと比較しました。FeI6301-2\r{A}、CaII8542\r{A}、CaIIKラインで反転コードSTiCを使用して非局所熱力学平衡（非LTE）反転を実行し、雰囲気。明るいフィブリルのラインプロファイルは、周囲の大気で形成されたプロファイルと比較して、K$_2$ピークの強度が高くなります。反転結果は、フィブリルの大気が、周囲と比較して、光学的深さlog$（\tau）=-4.3$で、平均で$100-200$〜K高いことを示しています。フィブリルの彩層高さでの視線速度は、上昇流または下降流への優先を示しません。フィブリルの微小乱流は、周囲に比べて平均0.5kms$^{-1}$高くなっています。私たちの結果は、フィブリルの高さが限られていることを示唆しており、フィブリルは彩層に浸透している熱い糸と見なす必要があります。
リムCMEによって生成された大規模コロナ調光におけるレイライク構造の観察
| Title |
Observations_of_Ray-Like_Structures_in_Large-Scale_Coronal_Dimmings_Produced_by_Limb_CMEs |
| Authors |
F._Goryaev,_V._Slemzin,_D._Rodkin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11326 |
PROBA2ミッションに搭載された174\、\AA\パスバンドでSWAP広視野望遠鏡を使用して、肢外コロナを観察すると、減光領域での噴火後の過程を研究する機会が得られます。2010\、-\、2017年に、四肢の冠状動脈の大量駆出（CME）に関連する4つの「深い」オフディスクコロニング減光の形態、時間的進化、およびプラズマプロパティを調査します。SWAPの固定差分画像を使用して、1.1〜1.6\、$\mathrm{R}_{\odot}$の距離に準放射状に伸びる調光回復フェーズに現れ、数十から存在する光線のような構造を明らかにしました。数分から数時間。SOHO搭載のUVCSにより、1.7\、$\mathrm{R}_{\odot}$以上の距離で同様の光線が以前に検出されました。これらの構造は明らかに、SOSCO搭載のLASCO-C2によって観測されたフラックスロープトランクの冠状根を表しています。STEREOに搭載されたEUVIデータは、ディスク上のこれらの構造の起源を193\、\AAよりも171\、\AA\バンドでファン光線がより明るく示すことから、温度が2\、MK未満であることを示唆しています。SDOに搭載されたAIA多波長画像に基づく微分放射測定（DEM）分析により、これらの光線の放射測定（EM）は、噴出前のプラズマ状態と比較して、温度0.6で最大45％増加したことが示されました。\、-\、0.8\、MK、温度が1.3\、-\、3.7\、MKの周囲のコロナプラズマのEMは19\、-\、43\、\％低下しました。2010年8月18日のイベントでは、STEREOに搭載されたPLASTIC装置が、CMEテールのコールドストリームのシグネチャを、イオンFe$^{8+}$\、-\、Fe$^{10+}$で濃縮されているものとして検出しました。これは、太陽コロナの噴火後の光線に関連している可能性があります。
バイナリで動作する磁気ブレーキ
私たちのバイナリ進化コードは、これまで、HRDにおける両方の星の位置を予測していました。これは、両方の星の間にこの円盤のための十分なスペースがある場合の、獲得者の周りの降着円盤の特性です。私たちのコードには、潮汐相互作用の完全な説明が含まれています。コードは、磁気ブレーキの作用で拡張されました。この現象がなければ、ゲイナーの回転速度を予測することはできません。磁気ブレーキと潮汐が一緒に作用し、赤道速度の進化をバイナリの誕生から死まで追跡することができます。本文の図（1）から、赤道速度はほとんどの場合臨界よりはるかに低く保たれていることがわかります。赤道速度が大きいと磁場が発生します。その後の磁気ブレーキは、赤道速度が測定される多数のバイナリに適用されます。結果は有望です。観測された赤道速度の大部分は、計算によって再現されています。
M矮星問題：M矮星の量限定サンプルにおけるFeおよびTiの存在量
| Title |
The_M_dwarf_problem:_Fe_and_Ti_abundances_in_a_volume-limited_sample_of_M_dwarf_stars |
| Authors |
Vincent_M_.Woolf_and_George_Wallerstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11447 |
106M0とM0.5の矮小星の体積が制限されたサンプルの高解像度スペクトルからの鉄とチタンの存在量測定を報告します。サンプルには、天の赤道の北にあり、29パーセクに近い星が含まれています。結果は、低金属M矮星の割合が銀河の化学進化の単純な閉じたボックスモデルに適合するほど大きくないという点で、以前に知られているG矮星問題と同様のM矮星問題があることを意味します。この体積制限されたサンプルは、M個の矮星の明るさ制限されたサンプルを使用した以前の研究に存在する統計的不確実性の多くを回避します
TESSが進化したコンパクトパルセーターを最初に見る：TESSで見られる南黄道半球の既知のZZ Ceti星
| Title |
TESS_first_look_at_evolved_compact_pulsators:_Known_ZZ_Ceti_stars_of_the_southern_ecliptic_hemisphere_as_seen_by_TESS |
| Authors |
Zs._Bogn\'ar,_S._D._Kawaler,_K._J._Bell,_C._Schrandt,_A._S._Baran,_P._A._Bradley,_J._J._Hermes,_S._Charpinet,_G._Handler,_S._E._Mullally,_S._J._Murphy,_R._Raddi,_\'A._S\'odor,_P.-E._Tremblay,_M._Uzundag,_W._Zong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11481 |
環境。南黄道半球の調査観測中にTESS宇宙望遠鏡によって120年代のケイデンスモードで観測された18の以前知られているZZCeti星に関する調査結果を提示します。ねらい。宇宙ベースの観測の周波数分析に焦点を当て、結果を以前の地上ベースの測定の結果と比較します。TESS観測によって検出された周波数は、将来のアスタリスク解析の入力として使用できます。メソッド。さまざまなターゲットの可能な脈動周波数を導出するために、データセットの標準的なプレホワイトニングを実行しました。場合によっては、TESS観測中に発生した短期的な振幅/位相変動の結果として出現した周波数グループにローレンツを適合させました。結果。TESSによって120年代のケイデンスで観測された7つのZZCetiスターで40を超える脈動周波数を検出しました。0.1マイクロHzを超える精度でした。HE0532-5605が新しいZZCetiを爆発させる可能性があることがわかりました。10個のターゲットは、固有の失神や大きなTESSピクセルの混雑が原因で、フーリエ変換で有意な脈動周波数を示しません。また、場合によっては、TESS観測中に振幅/位相の変化の可能性を検出しました。これらのターゲットにおけるそのような行動は、地上での観測から以前は特定されていませんでした。
巨人が巨人を食べる：巨人の枝の先端の光度を変更する質量損失と巨大惑星
| Title |
Giants_eating_giants:_Mass_loss_and_giant_planets_modifying_the_luminosity_of_the_Tip_of_the_Giant_Branch |
| Authors |
Raul_Jimenez,_Uffe_Grae_Jorgensen,_Licia_Verde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11499 |
赤い巨大相の間、星は誕生以来最高の割合で質量を失います。質量損失率は固定されていませんが、星から星へ最大5％変化し、その結果、赤い巨大枝（TRGB）の先端での星の光度が変化します。また、ほとんどの星は、この段階で、ガス巨大惑星を含む惑星系の一部を飲み込みます。ガス巨大惑星の質量は、ホスト星の質量の0.1〜2％の範囲です。彼らのガス巨大惑星の飲み込みは、TRGB、すなわちHeコアの縮退が取り除かれる点での光度を変更する可能性があります。ガス巨大惑星の巻き込みによる星の質量の増加は、0.1％未満のTRGBでの星の光度を変更するだけであり、金属はTRGBでの星の光度を0.5まで変更できることを示します％。ただし、星の対流エンベロープの乱流の増加、つまり混合長の変更は、星の光度に対してより劇的な影響を及ぼします。これは、5％程度と見積もることができます。効果は常に乱流を増加させる方向にあり、したがって混合長はTRGBでの星の光度の系統的な減少に変わります。質量損失率の星から星への変動は、5％レベルで寄与するTRGBの光度の変動を支配することがわかります。星から星への変動が環境の影響によって駆動される場合（想定するのが妥当です）、同じ影響が銀河の赤い巨大な枝の先端の光度に環境によって駆動される平均効果を作成する可能性があります。最後に、高解像度分光法による低金属RGB星の系外惑星の周波数の推定方法と飲み込みの識別方法、および水平分岐の形態から質量損失率分布を定量化する方法について説明します。
現在まで存続する原始ブラックホールは暗黒物質候補と考えられてきました。この論文では、原始的な2穴の残余物がより有望でテスト可能なオプションを提供すると主張します。2-2-ホールは、超コンパクト物質分布の古典的な解の新しいファミリとして二次重力で発生し、イベントの地平線なしでブラックホール外部を所有します。それらは重力崩壊の終点として機能し、情報損失問題の解決策を提供します。熱ガスをソースとする場合、これらのオブジェクトの興味深い熱力学的動作が見つかります。大きな2-2-ホールはホーキングのような温度で放射し、エントロピー面積の法則を示します。後期では、質量が漸近的に最小値に近づくと、蒸発が遅くなり、本質的に停止します。この残りの質量は、二次重力の基本スケールによって決定されます。これらの残骸を暗黒物質として持つことの宇宙論的および天体物理学的意味を研究し、対応する制約を導き出します。残存する合併に関連する特有の現象が発生し、合併生成物の壮観な蒸発による高エネルギーの天体物理学粒子のフラックスを予測します。高エネルギーの光子とニュートリノのフラックスの測定は、残骸の質量がプランクの質量をはるかに超えないように制限する可能性があります。一方、初期宇宙物理学では、2-2-穴が形成後に急速に残りの状態に進化し、形成質量に上限を設ける必要があります。
ホットQCD臨界でのトポロジー的感受性の非摂動的フレーバー破壊
| Title |
Nonperturbative_Flavor_Breaking_in_Topological_Susceptibility_at_Hot_QCD_Criticality |
| Authors |
Mamiya_Kawaguchi,_Shinya_Matsuzaki,_Akio_Tomiya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11375 |
QCDのトポロジカルな感受性が非摂動的に、キラルクロスオーバーの擬臨界温度付近でフレーバー非ユニバーサルクォーク凝縮によって示される有意な寄与を得ることがわかります。これは、軸異常と高温QCDでのQCDシータ真空の顕著なフレーバー破壊を意味します。フレーバーの破れは、非摂動性の熱ループ補正によってトリガーされます。これは、カイラル摂動理論などの、カイラル対称性の破れに関連する低エネルギー展開によっては決定できません。これは、熱履歴とQCDアキシオンの宇宙論的進化に影響を与え、冷たい暗黒物質候補としての遺物存在量の推定を含みます。重イオン衝突現象学への応用も考えられる。
