予熱中に初期の膨張後の物質が支配する時期に形成された原始ブラックホールは、量子重力の役割についてのもっともらしい推測と組み合わせて既知の物理学を利用する暗黒物質の発生源に新しい経路を提供します。ここでは2つのケースが考慮されます：プランクスケールの遺物の生存と小惑星スケールの質量の原始ブラックホールの形成のための初期宇宙降着シナリオ。
Galaxy redshift-space bispectrum：異方性であることの重要性
バイスペクトルの異方性信号を標準の2点および3点のクラスタリング統計分析に追加することによってもたらされる利点を予測します。特に、宇宙スペクトルの制約を予測するために、銀河のパワースペクトル（モノポールと四重極）および等方性のバイスペクトル（モノポール）のデータベクトルとともに、バイスペクトルのより高い多重極項を含めます。そうするために、分析的共分散行列モデルが提示されます。このテンプレートは、シミュレートされた銀河カタログのセットから推定された数値共分散行列のよく知られた条件に基づいて慎重に調整されています。同じシミュレーションセットからのパワースペクトルと等方性バイスペクトル測定を使用してキャリブレーションをテストした後、共分散モデリングを銀河のバイスペクトルより高い多重極に拡張します。この共分散行列を使用して、適切に生成されたモックデータベクトルを使用して、宇宙論的パラメーターの推論を実行します。ヘキサデカポールまでのバイスペクトル多重極を含めて、パラメーターセット$（b_1、b_2、f、\sigma_8、f_\mathrm{NL}、\alpha_\perp、\alpha_\の1次元$68\％$の信頼できる領域を生成します並列）$は、$k_\mathrm{max}=0.09\、h$/Mpcの場合、平均で30$\％$倍に引き締められ、同時に事後分布に存在する退化が大幅に減少します。
ミラタイタンの宇宙。 III。ハロー質量関数のエミュレーション
| Title |
The_Mira-Titan_Universe._III._Emulation_of_the_Halo_Mass_Function |
| Authors |
Sebastian_Bocquet,_Katrin_Heitmann,_Salman_Habib,_Earl_Lawrence,_Thomas_Uram,_Nicholas_Frontiere,_Adrian_Pope,_Hal_Finkel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12116 |
動的な暗黒エネルギーと大規模なニュートリノの影響を含む、さまざまな宇宙論のグループとクラスターの質量スケールに対するハロー質量関数のエミュレーターを構築します。エミュレーターは、最近完成した宇宙論的$N$体シミュレーションのMira-TitanUniverseスイートに基づいています。シミュレーションのメインセットは、2.1Gpcボックスを持つ111の宇宙論モデルに及びます。赤方偏移範囲$z=[0.0、2.0]$のハローカタログを抽出し、質量$M_{200\mathrm{c}}\geq10^{13}M_\odot/h$を抽出します。エミュレータは、{$\Omega_\mathrm{m}h^2$、$\Omega_\mathrm{b}h^2$、$\Omega_\nuh^2$、$\sigma_8にまたがる8次元ハイパーキューブをカバーします$、$h$、$n_s$、$w_0$、$w_a$};空間的平坦性が想定されます。ハローカタログに区分的2次多項式を当てはめることで滑らかなハロー質量関数を取得し、ガウスプロセス回帰を使用してエミュレータを構築しながら、入力ハローカタログの統計ノイズと回帰プロセスの不確実性を追跡します。赤方偏移$z\lesssim1$の場合、典型的なエミュレーターの精度は、$10^{13}-10^{14}M_\odot/h$の場合は$2\％$より高く、$M\simeq10の場合は$<10\％$です。^{15}M_\odot/h$。比較のために、ハロー質量関数に従来の汎用形式を使用したフィッティング関数は、$z=0$に対して$M\simeq10^{14}M_\odot/h$で最大30\％にバイアスすることができます。エミュレータは\url{https://github.com/SebastianBocquet/MiraTitanHMFemulator}で公開されています。
MASCLETによる宇宙磁場：銀河団への応用
| Title |
Cosmic_magnetic_fields_with_MASCLET:_an_application_to_galaxy_clusters |
| Authors |
Vicent_Quilis,_Jos\'e_Ma._Mart\'i,_Susana_Planelles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12306 |
アダプティブメッシュリファインメント（AMR）宇宙論コードMASCLETの新しいバージョンについて説明し、テストします。コードの新しいバージョンには、以前のバージョンのすべての構成要素に加えて、理想的な電磁流体力学（MHD）の近似下での磁場の進化の説明が含まれています。MHDの発散のない状態を維持するために、Dednerらの元の発散クリーニングアルゴリズム。（2002）を実装。いくつかのショックチューブの問題、高速ローター、オーザグタング渦など、よく知られている1Dおよび2Dテストのセットを示します。すべてのテストでのコードのパフォーマンスは優れており、高速ローターテストの$5\times10^{-5}$より小さい2Dテストでの推定相対エラーの中央値は$\nabla\cdot{\bfB}$であり、Orszag-Tang渦の場合は$5\times10^{-3}$。コードの天体物理学的アプリケーションとして、強度0.1nGの原始の均一なcomoving磁場がシードされる40comovingMpcサイド長の宇宙ボックスのシミュレーションを提示します。シミュレーションは、磁場がガスのフィラメントに沿って運ばれ、銀河団内で濃縮および増幅される方法を示しています。純粋な圧縮から期待される値との比較により、クラスターの中央領域の乱流によって引き起こされる磁場の追加の増幅が明らかになります。$\sim1\mu$Gの次数の値は$z\sim0$のクラスターで取得され、相対誤差の中央値は$\nabla\cdot{\bfB}$で0.4\％未満です。磁場のダイナミクスの適切な記述の意味と、将来の施設でのそれらの可能な対応観測について説明します。
動的な暗いセクターとニュートリノの質量と存在量
ニュートリノセクターの自由も考慮に入れて、時間依存の結合パラメーターを持つ一般化した相互作用する暗黒物質-暗黒エネルギーシナリオを調査します。モデルはファントムとクインテッセンスの領域でテストされ、それぞれ状態方程式$w_x<-1$と$w_x>-1$によって特徴付けられます。私たちの分析は、一部のシナリオでは、ハッブル定数$H_0$およびクラスタリングパラメーター$S_8$の既存の緊張が大幅に緩和できることを示しています。救済はファントム領域内にある\textit{（a）}の暗黒エネルギー成分によるものです。または\textit{（b）}典型的なシナリオでの動的結合の存在。相互作用スキームへの大規模なニュートリノの包含は、宇宙論的パラメーターの制約にも、総数または相対論的自由度$N_{\rmeff}$の境界にも影響を与えません。これらは非常に堅牢で、一般、正準予測$N_{\rmeff}=3.045$と強く一致します。ニュートリノの総質量$M_{\nu}$の最も厳しい限界は$M_{\nu}<0.116$eVであり、物質の質量エネルギー密度が存在によって穏やかに影響されるだけの典型的なシナリオで得られます。ダイナミックダークセクターカップリングの例。
強く禁じられた銀河における速い雲と雲の衝突：大規模な星形成の抑制
| Title |
Fast_cloud-cloud_collisions_in_a_strongly_barred_galaxy:_Suppression_of_massive_star_formation |
| Authors |
Yusuke_Fujimoto,_Fumiya_Maeda,_Asao_Habe,_Kouji_Ohta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12074 |
最近の銀河の観測では、星形成活動は銀河環境に応じて変化することが示されています。銀河スケールの星形成の多様性を理解するためには、極端な環境における巨大分子雲の形成と進化を理解することが重要です。分子ガスの量が星を形成するのに十分であるにもかかわらず、強く禁じられた銀河のバーは大規模な星を欠いているという観測的証拠に焦点を合わせます。この論文では、NGC1300の観測結果から得られた恒星ポテンシャルを使用して、強く禁止された銀河の流体力学的シミュレーションを提示し、異なる銀河環境間で雲の特性を比較します：バー、バーエンド、スパイラルアーム。雲のビリアルパラメーターの平均が〜1であり、環境依存性がないことがわかります。これは、雲の重力結合状態が、強いバーに重い星がないことの観測的証拠の背後にないことを示しています。代わりに、大規模な星形成のトリガーメカニズムとして提案されている雲と雲の衝突に焦点を当てます。バーの衝突速度が他の領域の衝突速度より速いことがわかります。雲の運動学を使用して衝突の頻度を調べ、バーでの高速衝突は、楕円のガス軌道がバーのポテンシャルによってシフトされるため、ランダムな雲の動きに起因する可能性があると結論付けます。これらの結果は、強いバーでアクティブな星形成の欠如が観測された領域は、銀河規模の激しいガス運動のために大規模な星を形成するのに非効率である高速の雲と雲の衝突に由来することを示唆しています。
MUSEハッブルウルトラディープフィールドサーベイXIV。 Lyaエミッター部分のz = 3からz = 6への進化
| Title |
The_MUSE_Hubble_Ultra_Deep_Field_Survey_XIV._The_evolution_of_the_Lya_emitter_fraction_from_z=3_to_z=6 |
| Authors |
Haruka_Kusakabe,_Jeremy_Blaizot,_Thibault_Garel,_Anne_Verhamme,_Roland_Bacon,_Johan_Richard,_Takuya_Hashimoto,_Hanae_Inami,_Simon_Conseil,_Bruno_Guiderdoni,_Alyssa_B._Drake,_Edmund_Christian_Herenz,_Joop_Schaye,_Pascal_Oesch,_Jorryt_Matthee,_Raffaella_Anna_Marino,_Kasper_Borello_Schmidt,_Roser_Pello,_Michael_Maseda,_Floriane_Leclercq,_Josephine_Kerutt,_Guillaume_Mahler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12083 |
Lyaエミッター（LAE）フラクション、X_LAEは、銀河間中性水素ガスフラクションの進化の潜在的に強力なプローブです。ただし、X_LAEの測定における不確実性についてはまだ議論されています。MUSEで得られた深いデータのおかげで、UVがかすかな銀河のz〜3-6の広い赤方偏移範囲（M_1500〜-17.75まで）にわたってX_LAEの進化を均一に測定できます。これは以前の研究よりもかなり暗く、高z星形成銀河の大部分の集団を調べることができます。MUSEHUDFサーベイからの2番目のデータリリースを使用して、UV光度関数に従ってUV完全な光赤方偏移サンプルを作成し、MUSEでLya放射を測定します。[-21.75;-17.75]でM_1500のX_LAEの赤方偏移の進化を初めて同等の幅範囲EW（Lya）>=65Aで導出し、z<〜6でX_LAE<〜30％の低い値を見つけます。[-20.25;-18.75]のM_1500およびEW（Lya）<〜25Aの場合、X_LAE値はz<〜5で1シグマ以内の文献の値と一致しますが、中央値は、全赤方偏移範囲。さらに、以前の研究とは対照的に、X_LAEのM_1500に対するE_（Lya）>〜50Aのz〜3-4での大きな依存関係は見つかりません。X_LAEの違いは、主に文献のLymanBreakGalaxies（LBG）の選択バイアスから生じます。強いLya放射がある場合、UVかすかなLBGはより簡単に選択されるため、X_LAEは高い値に偏っています。我々の結果は、以前に提案されたよりもz〜6へのX_LAEの増加が少ないか、またはz〜5.5でのX_LAEのターンオーバーでさえあることを示唆しています。その結果を宇宙銀河進化モデルからの予測と比較しました。バースト状の星の形成（SF）を持つモデルは、観測されたX_LAEを、SFが時間の滑らかな関数であるモデルよりもはるかによく再現できることがわかります。
異なる初期回転と配向構成の下で相互作用する2つの銀河の銀河形態と結合時間の研究
| Title |
Study_of_galaxy_morphology_and_merging_time_of_two_interacting_galaxies_under_different_initial_rotation_and_orientation_configurations |
| Authors |
Elkin_L._Lopez,_Gustavo_V._Lopez,_and_Simon_N._Kemp |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12100 |
GADGET-2N-bodyコードを使用して、相互作用する2つの銀河（同じタイプでサイズと質量が異なる場合、質量が$1：1$と$1：10$の質量）の融合による銀河の形態と結合時間を調査します重力相互作用による。これは、これらの銀河の異なる初期相対方向と回転（相互作用のモード）に対して行われますが、同じ相対バルジ分離と同じ相対初期速度を使用します。結果として得られる銀河の形態は、私たちの宇宙で観測された多くの銀河に似ており、一般に、1：10の質量比を持つバイナリー銀河系は、1：1の質量比を持つバイナリー銀河系よりも合体時間が長いことがわかりました。この違いは、どちらの場合も相互作用中の質量の進化が異なるためです。質量比が1:10の場合、全体の質量の最大値は進化の最後にあります。つまり、2番目の銀河は絶えず質量を増やしています。質量比が1：1の場合、全体の最大値は$t=0.35$Gy付近にあり、マージ時間を短縮します。
STRIDES：重力レンズDES J0408-5354およびWGD 2038-4008への視線に沿った環境と質量の影響の分光学的および測光的特性評価
| Title |
STRIDES:_Spectroscopic_and_photometric_characterization_of_the_environment_and_effects_of_mass_along_the_line_of_sight_to_the_gravitational_lenses_DES_J0408-5354_and_WGD_2038-4008 |
| Authors |
E._J._Buckley-Geer,_H._Lin,_C._Rusu,_J._Poh,_A._Palmese,_A._Agnello,_L._Christensen,_J._Frieman,_A._J._Shajib,_T._Treu,_S._Birrer,_T._Anguita,_C._D._Fassnacht,_G._Meylan,_S._Mukherjee,_K._C._Wong,_M._Aguena,_S._Allam,_S._Avila,_E._Bertin,_S._Bhargava,_D._Brooks,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_F._J._Castander,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_J._De_Vicente,_S._Desai,_H._T._Diehl,_P._Doel,_T._F._Eifler,_S._Everett,_B._Flaugher,_P._Fosalba,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gaztanaga,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_K._Honscheid,_D._J._James,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_M._A._G._Maia,_J._L._Marshall,_P._Melchior,_F._Menanteau,_R._Miquel,_R._L._C._Ogando,_F._Paz-Chinch\'on,_A._A._Plazas,_E._Sanchez,_V._Scarpine,_M._Schubnell,_S._Serrano,_I._Sevilla-Noarbe,_et_al._(7_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12117 |
時間遅延宇宙計では、3つの主要な要素は、1）レンズ銀河の速度分散を決定する、2）質量モデルに含めるのに十分な近接性と質量を持つ視線に沿った銀河とグループを特定する、および3）質量モデルに含まれていない、それほど大規模でない構造から外部収束$\kappa_\mathrm{ext}$を推定します。2つの時間遅延レンズ付きクエーサーシステム、DESJ0408-5354およびWGD2038-4008のこれら3つの成分すべての結果を示します。ジェミニ、マゼラン、VLT望遠鏡を使用してスペクトルを取得し、主なレンズ銀河の恒星速度分散を測定し、これらのシステムで見通し内銀河を特定します。次に、グループ検索アルゴリズムを使用して、DESJ0408-5354の10グループとWGD2038-4008の2グループを識別します。次に、「屈曲シフト」基準を使用して、最も重要な銀河と銀河群の摂動因子を特定します。これらのシステムの両方について、分光法とDESのみのマルチバンド広視野観測に基づいて、外部収束$\kappa_\mathrm{ext}$の確率分布関数を決定します。ミレニアムシミュレーションに基づいて調整された重み付き銀河数を使用すると、DESJ0408-5354が非常に低密度の環境にあることがわかり、狭い（幅$\sim3\％$）、負の値$\kappa_\mathrm{ext}$分布。一方、WGD2038-4008は単位密度に近い環境にあり、ソースの赤方偏移が小さいため、$\sim1\％$の$\kappa_\mathrm{ext}$は非常に狭くなります。外部せん断拘束は課されません。
紫外線耐性と狭いDIBの波長との相関
拡散星間バンド（DIB）のキャリアはまだ識別される必要があります。最近の論文では、DIB波長とそのキャリアの見かけのUVレジリエンス（またはブースト）の相関を報告しました。これは、DIBキャリア間の共役伸長分子の重要な役割の指標である可能性があることを提案しました。このペーパーの目的は、この相関関係の起源をさらに理解することです。文献で報告されているHD183143および/またはHD204827の見通し線上の509光DIBの分析は、この相関が主に、帯域幅が1.1A未満の386の狭いDIBを意味し、これは、C2とゼータファミリーは、特定されたシグマDIBを含む123のより広いDIBの大部分がそのような相関関係を表示しません。炭素鎖、ポリアセン、または他のカタ縮合した多環式芳香族炭化水素などの大きな共役細長分子の非常に強いバンドから、この相関の考えられる起源を提示します。これらの狭いDIBのすべてのキャリアに含まれる炭素の総量は、発振器の強度が1以下の場合、星間炭素のごくわずかです。より広いDIBのキャリアに閉じ込められている炭素の量は、特に発振器の強度が著しく弱い場合は、より高くなります。
銀河の第4象限にある16の見落とされた散開星団。 ASteCAによるUBVI測光とGaia DR2の組み合わせ分析
| Title |
Sixteen_overlooked_open_clusters_in_the_fourth_Galactic_quadrant._A_combined_analysis_of_UBVI_photometry_and_Gaia_DR2_with_ASteCA |
| Authors |
G._I._Perren,_E._E._Giorgi,_A._Moitinho,_G._Carraro,_M._S._Pera,_and_R._A._V\'azquez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12138 |
目的：この論文には2つの主な目的があります：（1）270$^\circ-$300$^\circ$にあるGalaxyのあまり知られていないセクターの16のかすかな、ほとんど研究されていない散開星団の固有の特性を決定し、将来の調査における天の川の構造。（2）測光から得られたクラスター距離を視差から得られたクラスター距離と比較することにより、ガイアDR2視差で以前に報告された体系に対処します。方法：16の開いたクラスターの深いUBVI測光を行った。観測値はASteCAパッケージを使用して自動道路で削減および分析され、個々の距離、赤み、質量、年齢、および金属性が取得されました。測光距離は、GaiaDR2視差のベイズ分析から得られた距離と比較されました。結果：16個のクラスターのうち10個は、真の、または蓋然性の高いオープンクラスターです。それらの2つはかなり若く、カリーナアームと既に検出されたワープの痕跡をたどります。残りのクラスターは、古いオブジェクトで予想されるように、ペルセウスとカリーナアームの間のアーム間ゾーンに配置されます。クラスターvandenBerg-Hagen85は7.5$\times$10$^9$歳であり、これまでに銀河で検出された最も古いオープンクラスターの1つになっていることがわかりました。これら10個のクラスターと太陽近傍の銀河構造との関係について説明します。次に、測光データと視差データからの距離を比較すると、不一致のレベルが変動していることがわかります。結論：最近報告されたガイアDR2視差データのさまざまなゼロ点補正が、測光ベースの距離と視差ベースの距離との比較のために検討されました。結果はこれらの修正のいくつかで改善する傾向があります。測光距離分析では、$\sim$+0.026masの平均補正が提案されています（視差に追加されます）。修正は、より複雑な距離依存性を持つ場合がありますが、その詳細レベルに対処するには、より大きなクラスターサンプルが必要になります。
[OIII]傾斜を測定したAGNのサンプルの広帯域X線研究
| Title |
A_broadband_X-ray_study_of_a_sample_of_AGNs_with_[OIII]_measured_inclinations |
| Authors |
X._Zhao,_S._Marchesi,_M._Ajello,_M._balokovic,_T._Fischer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12190 |
活動銀河核（AGN）のX線スペクトルのモデリングでは、傾斜角はAGNのX線スペクトルの分析に重要な役割を果たすことができるパラメーターですが、詳細に研究されたことはありません。フィッシャーらによって決定された[OIII]測定された傾斜を用いた13線源のNuSTAR-XMM-Newton共同観測の広帯域X線スペクトル分析を提示します。2013.観測をモデル化するときに[OIII]測定値で傾斜角を固定することにより、スペクトルは適切に適合され、AGNの不明瞭な構造の幾何学的特性は、傾斜角が異なります。また、文献で一般的に行われているように、AGNX線スペクトルをフィッティングする際に、他の特定の角度で傾斜を凍結できるかどうかもテストします。傾斜角を[OIII]測定値に固定し、傾斜角を60$^\circ$に固定しても、AGNのX線スペクトルのモデリングで傾斜角を常に自由に変えられるようにすべきであることがわかりますエディングトン比に関する覆面係数と覆い隠しトーラスの平均列密度との相関関係も測定され、覆い隠しトーラス内の材料の分布がエディントン比によって制御されていることを示唆しています。以前の研究と一致しています。さらに、AGNの狭いライン領域と不明瞭なトーラスとの間に幾何学的な相関関係が見つからないため、単純化した統合モデルで想定されているものよりもジオメトリが複雑になる可能性があります。
暴走星が銀河の流出をどのように促進するか
超新星としての寿命を終える前に、OBスターのおよそ10％が出生星団から追い出されます。これらのいわゆる暴走星は、何百ものパーセクを低密度の星間物質に移動でき、そこで星のフィードバックからの運動量とエネルギーが効率的に蓄積されます。この研究では、このメカニズムが流出などの銀河の大規模な特性にどのように影響するかを探ります。そのために、OBスターとそれに関連するフィードバックプロセスをスターごとに扱う新しいモデルを使用します。このモデルでは、天の川のような銀河の2つの流体力学的シミュレーションを比較します。1つは暴走を含み、もう1つは無視します。暴走星を含めると、ガス密度が1e-5cm^-3から1e-3cm^-3の範囲の領域で超新星爆発が2倍になります。これにより、腕間領域の加熱がより効率的になり、質量負荷係数が最大1桁増加して強い銀河風が発生します。これらの流出は、ハローに密集した雲の集団と同様に、より大規模で拡張された多相銀河系媒体を生成します。逆に、密集した星形成領域で放出されるエネルギーと運動量が少ないため、星間物質の低温相はフィードバック効果による影響が少なくなります。
活動銀河の多波長形態学的研究
| Title |
Multiwavelength_morphological_study_of_active_galaxies |
| Authors |
Betelehem_Bilata-Woldeyes_(1_and_2),_Mirjana_Povi\'c_(2_and_3),_Zeleke_Beyoro-Amado_(2),_Tilahun_Getachew-Woreta_(2),_Shimeles_Terefe_(2)_((1)_Debre_Berhan_University_(DBU),_Debre_Berhan,_Ethiopia,_(2)_Ethiopian_Space_Science_and_Technology_Institute_(ESSTI),_Addis_Ababa,_Ethiopia,_(3)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Andaluc\'ia_(IAA-CSIC),_Granada,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12416 |
さまざまな波長でのアクティブな銀河の大規模なサンプルの形態を研究し、ブラックホールの質量（$M_{BH}$）やエディントン比（$\lambda_{Edd}$）などのアクティブな銀河核（AGN）プロパティと比較するは、AGNとそれらのホスト銀河との関係、および銀河の形成と進化における核活動の役割をよりよく理解するのに役立ちます。BAT-SWIFT硬X線パブリックデータを使用し、AGNで測定されたパラメーターを抽出し、恒星の質量（$M_*$）、星形成率（SFR）、ボロメータ光度（$L_{bol}$）など、超硬X線で検出されたAGNのホスト銀河の多波長形態特性と、他のAGN特性との相関を調べました。超硬X線で検出されたAGNはすべての形態タイプでホストされる可能性があることを発見しましたが、より大きな割合（42％）では、光のスパイラルによってホストされ、無線では静かで、X-のコンパクトな形態を持っているようです光線。形態を他の銀河の特性と比較すると、超硬X線で検出されたAGNが以前に得られた関係に従うことがわかりました。SFR対恒星の質量図では、ソースの大部分は星形成（SF）のメインシーケンス（MS）の下にありますが、多様な形態を持つソースの無視できない数が、以前のいくつかの研究で示唆されていたように、AGNフィードバックは単純にクエンチするよりも銀河のSFに複雑な影響を与える可能性があることを示唆しています。
銀河クラスターの化学進化：クラスター内媒体の鉄の質量収支を分析する
| Title |
Chemical_Evolution_of_Galaxy_Clusters:_Dissecting_the_Iron_Mass_Budget_of_the_Intracluster_Medium |
| Authors |
Ang_Liu,_Paolo_Tozzi,_Stefano_Ettori,_Sabrina_De_Grandi,_Fabio_Gastaldello,_Piero_Rosati,_Colin_Norman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12426 |
豊富なプロファイルをさまざまなコンポーネントに分解した後、ICMの鉄の質量を測定することにより、銀河団の化学進化を研究します。赤方偏移範囲[0.04、1.07]の186の形態学的に規則的なクラスターのChandraアーカイブ観測を使用します。各クラスターについて、鉄の存在量とガス密度のプロファイルを計算します。私たちは、鉄の分布において、BCGに関連する中心ピークと、初期濃縮に関連するほぼ一定のプラトーを特定することを目指しています。存在量プロファイルの適合性に依存するだけで、サンプルのかなりの部分で2つの成分を確実に特定できます。鉄のピークとプラトーに含まれる鉄の質量と、ガスの質量で重み付けされた鉄の存在量を$r_{500}$まで計算します。鉄のプラトーには変化が見られませんが、鉄のピークに赤方偏移を伴うわずかな減少が見られます。鉄のピーク質量の割合は、通常、全鉄質量の$r_{500}$以内の数パーセント（〜1％）です。したがって、鉄の総収支はプラトーによって支配されているため、グローバルなガスの質量加重鉄の存在量は大幅には進化しないことが一貫してわかります。また、地球規模の鉄存在量の進化に関する過去の主張を再現することもできます。これは、ガスの質量で重み付けされた存在量の値ではなく、排出量で重み付けされた値の使用と組み合わせた、さまざまな選択方法によるクラスターサンプルの使用が原因であることがわかります。最後に、鉄のプラトー質量における固有の散乱はゼロと一致しますが、鉄のピーク質量は大きな散乱を示します。これは、ピークがハローのビリアル化後に生成され、ホストする冷却の形成に依存するという事実と一致しています。コアおよび関連するフィードバックプロセス。ICMの鉄の進化の問題を解決できるのは、空間的に解決されたアプローチのみであり、過去10年間に得られた矛盾する結果を調整します。
| Title |
The_Effect_of_Dark_Matter_on_Stars_at_the_Galactic_Center:_The_Paradox_of_Youth_Problem |
| Authors |
Ebrahim_Hassani,_Reza_Pazhouhesh,_Hossein_Ebadi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12451 |
銀河系の巨大ブラックホールの近くで進化する星は、奇妙な振る舞いを示します。これらの星の分光学的特徴は、それらが古いに違いないことを示しています。しかし、それらの光度は現在の恒星進化モデルによって予測された量よりもはるかに高く、それはそれらが活発で若い星でなければならないことを意味します。実際、この星のグループは、古い星と若い星のサインを同時に示しています。これは「青春問題のパラドックス」（PYP）として知られるパラドックスです。一部の人々は星に暗黒物質の影響を想定せずにPYPを解決しようとしました。しかし、この作業では、そのような星の内部の新しいエネルギー源として、弱く相互作用する大粒子（WIMP）消滅を実装しました。この実装は、暗黒物質密度の高い環境で進化する星にとって論理的です。新しいエネルギー源により、星は、古典的な恒星の進化モデルと比較して、H-Rダイアグラム上の異なる進化の経路をたどります。恒星進化シミュレーションで暗黒物質の密度を上げると、標準のH-Rダイアグラムからの逸脱がより顕著になります。恒星の構造と進化に対するWIMP密度の影響を調査することにより、銀河中心の星に対する暗黒物質の影響を考慮することにより、PYPを解くことが可能であると結論付けました。暗黒物質効果に加えて、PYPの完全なソリューションは、銀河系の巨大ブラックホールの近くに存在するすべての極端でユニークな物理的条件を考慮する必要があります。
TeVパルサー風星雲からの高エネルギーニュートリノ放出のIceCube検索
| Title |
IceCube_Search_for_High-Energy_Neutrino_Emission_from_TeV_Pulsar_Wind_Nebulae |
| Authors |
M._G._Aartsen,_M._Ackermann,_J._Adams,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_M._Ahrens,_C._Alispach,_K._Andeen,_T._Anderson,_I._Ansseau,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_J._Auffenberg,_S._Axani,_H._Bagherpour,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_A._Barbano,_S._W._Barwick,_B._Bastian,_V._Baum,_S._Baur,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_C._Bohm,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_J._Bourbeau,_F._Bradascio,_J._Braun,_S._Bron,_J._Brostean-Kaiser,_A._Burgman,_J._Buscher,_R._S._Busse,_T._Carver,_C._Chen,_E._Cheung,_D._Chirkin,_S._Choi,_B._A._Clark,_K._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_J._M._Conrad,_P._Coppin,_P._Correa,_D._F._Cowen,_R._Cross,_P._Dave,_C._De_Clercq,_J._J._DeLaunay,_H._Dembinski,_et_al._(299_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12071 |
パルサー風星雲（PWNe）は、銀河面の主要なガンマ線エミッターです。それらは非熱放射を放出する拡散星雲です。パルサー風、中心星からの相対論的な磁化された流出、周囲の媒質に衝撃を与えると、ガンマ線を介してラジオから多波長放射が発生します。レプトンのシナリオはほとんどのPWNe放出を説明することができますが、ハドロンの寄与は除外できません。高エネルギーガンマ線放出へのハドロン的寄与の可能性は、必然的にニュートリノの生成につながります。全天のアイスキューブデータの9.5年を使用して、高エネルギーガンマ線エミッターである35PWNeからのニュートリノ放出を検索するためのスタッキング分析の結果を報告します。有意な相関関係がない場合、これらのPWNeからの総ニュートリノ放出に上限を設定し、ハドロンスペクトルコンポーネントに制約を課します。
フレアX線トランジェントSwift J1858.6-0814の外観の変化する光学風
| Title |
The_Changing-look_Optical_Wind_of_the_Flaring_X-ray_Transient_Swift_J1858.6-0814 |
| Authors |
T._Mu\~noz-Darias,_M._Armas_Padilla,_F._Jim\'enez-Ibarra,_G._Panizo-Espinar,_J._Casares,_D._Altamirano,_D._J._K._Buisson,_N._Castro_Segura,_V._A._C\'uneo,_N._Degenaar,_F._A._Fogantini,_C._Knigge,_D._Mata_S\'anchez,_M._\"Ozbey_Arabaci,_J._S\'anchez-Sierras,_M._A._P._Torres,_J._van_den_Eijnden_and_F._M._Vincentelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12073 |
X線トランジェントSwiftJ1858.6-0814における光降着円盤風の発見を紹介します。10.4mGTC望遠鏡で8種類のエポックで5か月にわたって取得した90スペクトルのデータセットは、HeIの5876ÅとHalphaでの目立つP-Cygプロファイルの存在を明らかにしています。これらの機能はキャンペーン全体で検出されますが、その強度と主な観測特性は、わずか5分の時間スケールで変化することが観察されています。特に、数百から2400km/sまでの風速の大きな変動が見られます。以前のレポートと一致して、私たちの観測結果は頻繁なフレアの存在によって特徴付けられていますが、連続体フラックスの変動性と風の特徴の有無との関係は明らかではありません。報告された電波でのシステムの高活動は、これまでに光学Pを示した少数のX線バイナリトランジェントの場合と同様に、SwiftJ1858.6-0814の光学風がラジオジェットと同時期であることを示しています。-Cygプロファイル。最後に、V404CygとV4641Sgrに重点を置いて、光降着円盤風を示す他の情報源の結果と比較します。これらは、強い可変の光学風の特徴と同様のフレア動作も示すためです。
叫びとつぶやき：バイナリのブラックホール合併の歴史を測定するために、個々の重力波ソースを確率論的背景と組み合わせます。
| Title |
Shouts_and_Murmurs:_Combining_Individual_Gravitational-Wave_Sources_with_the_Stochastic_Background_to_Measure_the_History_of_Binary_Black_Hole_Mergers |
| Authors |
Thomas_Callister,_Maya_Fishbach,_Daniel_Holz,_Will_Farr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12152 |
重力波天文学の目標の1つは、赤方偏移を伴うコンパクトなバイナリマージ率の進化を定量化することです。ブラックホールの合併の赤方偏移分布は、その祖先形成率、恒星の金属性へのブラックホール形成の依存性、形成と合併の間の時間遅延分布など、進化の歴史に関するかなりの情報を提供します。バイナリの赤方偏移の分布を測定する取り組みは、現在、コンパクトなバイナリのマージイベントを$z\lesssim1$にのみ個別に解決できる既存の機器の検出範囲によって制限されています。現在の機器の検出範囲をはるかに超えてバイナリブラックホールの合併の赤方偏移分布を測定するための新しい戦略を提示します。個別に解決されたマージの直接検出を\textit{indirect}検索と合成して、未解決の遠いソースによる確率的重力波背景を検索することにより、バイナリブラックホールマージレートが到達するピーク赤方偏移$z_p$に関する情報を収集できます。この赤方偏移が検出範囲を超えている場合でも、その最大値。AdvancedLIGOとVirgoの1回目と2回目の観測の実行からのデータを使用して、この戦略を採用して、$z_p$と勾配$\alpha$に共同制約を配置し、低赤方偏移でバイナリマージ率が増加し、より速く成長するマージ率を除外します$\alpha\gtrsim7$よりも高く、$z_p\gtrsim1.5$を超えるとピークになります。今後は、設計に敏感なAdvancedLIGOを使用した約1年間の観測により、残存する縮退がさらに解消され、バイナリブラックホールの合併履歴のピーク赤方偏移を直接測定できるようになると予測しています。
高エネルギー電子の時間依存注入率を持つガンマ線バーストスペクトル
| Title |
Gamma-ray_Burst_Spectrum_with_a_Time-dependent_Injection_Rate_of_High-energy_Electrons |
| Authors |
Kuan_Liu,_Da-Bin_Lin,_Kai_Wang,_Li_Zhou,_Xiang-Gao_Wang,_and_En-Wei_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12231 |
ガンマ線バースト（GRB）の迅速な放出の物理的な起源は決定的ではありませんが、以前の研究では、相対論的電子のシンクロトロン放射を有望なメカニズムと見なしています。これらの研究は通常、電子の不変の注入率（$Q$）を採用しており、これはポインティングフラックスが支配的なジェットの場合と一致しない場合があります。ポインティングフラックスが支配的なジェット（ICMARTモデル、Zhang＆Yan2011など）では、同時に発生する磁気再接続の数が時間とともに急速に増加し、時間とともに$Q$が増加する可能性があります。このペーパーは、このシナリオでのシンクロトロン放射スペクトルの研究に特化しています。$Q$の増加が採用される場合、放射スペクトルは明らかに難しくなることがわかり、$Q$の増加が十分に速い場合、バンドのような放射スペクトルを取得できます。後者は、得られた電子スペクトルの低エネルギー領域に、指数法則スペクトルではなくバンプ形状が現れるという事実に関連しています。この効果により、低エネルギー放射スペクトルを強く硬化させることができます。これは、$Q$の増加がGRBのシンクロトロン放射の「急速冷却問題」を緩和するのに役立つことを示しています。私たちの研究はまた、大きな放出半径、短い長さの磁気再結合領域、または注入された電子の低最小エネルギーを持つポインティングフラックス支配のジェットが、バンド状の放射スペクトルを形成することを好むことを明らかにします。GRBに見られるバンドスペクトルは、低エネルギー領域でバンプ形状の分布を持つ電子のシンクロトロン放出である可能性があることをお勧めします。
ガンマ線ブザー候補の光学分光観測。 IX。光アーカイブスペクトルとSOARおよびOAGHからのさらなる観測
| Title |
Optical_spectroscopic_observations_of_gamma-ray_blazar_candidates._IX._Optical_archival_spectra_and_further_observations_from_SOAR_and_OAGH |
| Authors |
H._A._Pe\~na-Herazo,_F._Massaro,_V._Chavushyan,_E._J._Marchesini,_A._Paggi,_M._Landoni,_N._Masetti,_F._Ricci,_R._D'Abrusco,_D._Milisavljevic,_E._Jim\'enez-Bail\'on,_F._La_Franca,_Howard_A._Smith,_G._Tosti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12368 |
$Fermi$-LATカタログの線源のほぼ3分の1は、対応するエネルギー源が不足しているため、識別されていない/関連付けられていないガンマ線源（UGS）と呼ばれています。それらをしっかりと分類するために、専用の多周波フォローアップキャンペーンが必要です。これらはそれらの性質を明らかにし、銀河系外の$\gamma$線源の最大の集団であるブレーザーとして知られている活動銀河のクラスに属する可能性がある部分を特定することを可能にします。$Fermi$-LATカタログには、不確かなタイプのブレイザー候補（BCUなど）と呼ばれる多周波数のブレザーのようなオブジェクトに関連付けられたガンマ線源もあり、そのため、ブロッツァーの性質を確認するために分光キャンペーンのフォローアップが必須です。したがって、2013年に、光学分光キャンペーンを開始して、UGSおよびBCUの潜在的な対応物であるブレザーのようなオブジェクトを特定しました。ここでは、フォローアップキャンペーンの一環として観測された31の追加ターゲットのスペクトルを報告します。それらの13はBCUで、ObservatorioAstrof\'isicoGuillermoHaro（OAGH）と南天物理学研究天文台（SOAR）望遠鏡で分光観測を取得しましたが、残りはSloanDigitalSkyからのアーカイブ観測のおかげで特定されました。調査（SDSS）。すべてのBCUのブレザーの性質を確認します。そのうちの3つはクエーサー型のブザー（BZQ）であり、残りの1つは分光学的にBLLacオブジェクト（BZB）として分類できます。次に、対応する可能性のあるUGSの位置不確定領域内にある18個のBLLacオブジェクトも発見しました。
4番目のBATSEカタログの短いGRBパルスの特性：噴出された流出の構造と進化への影響
| Title |
Properties_of_Short_GRB_Pulses_in_the_Fourth_BATSE_Catalog:_Implications_for_Structure_and_Evolution_of_the_Jetted_Outflows |
| Authors |
X.J.Li,_Z.B.Zhang,_C.T.Zhang,_K.Zhang,_Y.Zhang,_and_X.F.Dong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12389 |
シングルピークの短いガンマ線バースト（sGRB）とダブルピークのsGRBの間のパルス時間特性に関する比較研究の不足を考慮して、BATSEタイムタグ付きイベント（TTE）を使用して100BATSEsGRBのサンプルのパルスプロパティを調べます5msの解像度のデータ。シングルピーク、ダブルピーク、トリプルピークのsGRBの243の個々のパルスは、パルスの非対称性、振幅、ピーク時間、パルス幅などの統計的特性を取得するために適合されます。2つの隣接するピーク間のオーバーラップ率では、最初に2種類のダブルピークのsGRBをMルーズタイプとMタイトタイプとして定義し、最初のパルスのほとんどがシングルピークのパルスに類似していることを確認します。半値全幅（FWHM）の異なるエネルギーバンド間の光子エネルギーへの依存性を調べます。興味深いことに、シングルピークとダブルピークのsGRBのFWHMと光子エネルギーの間に、-0.4の指数を持つべき乗則関係が存在することがわかります。さらに興味深いことに、いくつかの特別な短いバーストには、正の指数を持つべき乗則の関係も存在します。パルスの3つの典型的なタイムスケール、すなわち角度拡散タイムスケール、動的タイムスケール、および冷却タイムスケールを考慮して、GRBパルスのプロファイルの進化とともに多様なべき乗則インデックスを効果的なプローブとして使用できることを提案します相対論的に噴出された流出の構造と進化を診断します。
広域領域雲のAGN降着円盤への影響による放射
アクティブな銀河核は、降着円盤、2つの雲の集団、双極ジェット、およびダストトーラスに囲まれた超大質量ブラックホールです。雲は高速でケプラー軌道を移動します。特に、広域地域（BLR）の雲の速度は$1000$から$10000$kms$^{-1}$の範囲です。これらの雲が超大質量ブラックホールに非常に接近しているとすると、降着円盤との衝突が頻繁に発生するはずです。BLR雲が降着円盤に衝突すると、粒子が加速される可能性のある強い衝撃波が発生する可能性があります。この研究の目的は、相対論的粒子の生成と、これらのイベントに関連する非熱放射を調査することです。特に、開発したモデルをセイファート銀河NGC1068に適用します。BLRの降着円盤と衝突する雲の衝撃における拡散衝撃加速の効率を分析します。相対論的粒子によって生成された光子のスペクトルエネルギー分布を計算し、セイファート銀河のフェルミ衛星によって観測されたガンマ線を説明するために必要な同時影響の数を推定します。線源の硬X線放出が少なくとも$20\％$と$40\％$の間で隠されている場合、測定されたガンマ放出を雲とディスクの相互作用の観点から理解することが可能であることがわかります。BLR領域に含まれる雲の総数は、$3\times10^{8}$から$6\times10^{8}$の間になる可能性があります。これは、観測的証拠とよく一致する値です。このコンテキストで陽子（$\sim$PeV）によって達成される最大エネルギーにより、IceCubeの観測範囲でニュートリノを生成できます。
再発する高速無線バーストの周期性と超長周期マグネターの起源
| Title |
Periodicity_in_recurrent_fast_radio_bursts_and_the_origin_of_ultra_long_period_magnetars |
| Authors |
Paz_Beniamini,_Zorawar_Wadiasingh,_Brian_D._Metzger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12509 |
再発性の高速無線バーストFRB180916は、そのバースト動作で16日間（エイリアシングの可能性あり）を示すことが最近示されました。マグネターがFRB源として広く考えられていることを考えると、この期間は、マグネタースピン軸の歳差運動またはバイナリコンパニオンの軌道に起因するとされています。ここでは、{\it回転周期}へのより単純な接続を作成します。これは、銀河マグネター候補の6.7時間の周期である1E161348--5055によって観測的に動機付けられたアイデアです。超長周期マグネターの作成につながる可能性のある3つの物理的メカニズムを探ります：（i）突発的な質量負荷荷電粒子風によるスピンダウンの強化（たとえば、巨大フレアに伴う可能性がある）、（ii）巨大からの角運動量キックフレアと（iii）フォールバックにより、長期にわたる降着円盤が発生します。粒子風とフォールバック降着が、FRB180916または1E161348--5055に対応するのに十分な長さの、超長期のマグネター集団のサブセットにつながる可能性があることを示しています。確認された場合、このような期間はマグネターが比較的成熟した状態（年齢$1-10$kyr）であり、出生時に大きな内部磁場を所有していたことを意味します$B_{\rmint}\gtrsim10^{16}$G。FRBのマグネターモデル、そのような長周期マグネターは、等方性等価エネルギーが低い場合にリピーターのFRB生成を支配し、より短い周期で磁気活動を終了するマグネターの標準的な母集団で予想されるものを超えてエネルギー分布を広げます$P\lesssim10$s。
1970年から1990年までの35 mmフィルムロールでNan \ c {c} ay
Decameterアレイによって記録されたアナロジースペクトログラムのデジタル化
| Title |
Digitizing_analogic_spectrograms_recorded_by_the_Nan\c{c}ay_Decameter_Array_on_35_mm_film_rolls_from_1970_to_1990 |
| Authors |
Baptiste_Cecconi,_Laurent_Lamy,_Laurent_Denis,_Philippe_Zarka,_Agn\`es_Fave,_Marie-Pierre_Issartel,_Marie-Agn\`es_Dubos,_Corentin_Louis,_Pierre_Le_Sidaner,_V\'eronique_Stoll |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12479 |
Nan\c{c}ayDecameterArray（NDA）は40年を経過し、10から100MHzまでの連続スペクトルにわたる木星と太陽の低周波電波放射の毎日の観測を取得し、LWの最大のデータベースを形成しますこれら2つの体の電波観測。また、1977年のオープン以来、強烈な電波源を断続的に観測していました。それ以前は、同じ場所で、一対の対数周期の八木アンテナがモバイルブームに取り付けられた干渉計でデカメーター観測が行われていました。これらの観測は、一連のアナログレコーダー（1990年以前）、次にデジタルレシーバー（1990年以降）で記録され、パフォーマンスと感度が向上しています。NDAの科学チームは最近、20年間（1970年から1990年）をカバーするアナロジーデータ（35mmフィルムロール）のアーカイブを取得してインベントリしました。科学的価値を回復し、1990年から現在までの期間をカバーする現在運用中のデータベースにそれらを含め、毎日新しいファイルを追加するために、これらの観測をデジタル化する予定です。このモダンで相互運用可能なデータベースには、仮想天文台インターフェイスがあります。これは、長い時間スケールでの木星および太陽のデータ分析を含む、科学データの活用を促進するために必要な要素です。このプロジェクトの状況を紹介します。
天体写真学：天文学と現代の光学
天文学の進歩の多くは、最初の望遠鏡からファイバーフィードスペクトログラフまで、機器の開発によって推進されてきました。このレビューでは、次世代の発展を促進する可能性のあるフォトニクスと天文計装の組み合わせである天体フォトニクスの分野について説明します。まず、天体フォトニックデバイスの恩恵を受ける可能性があると特定された科学の事例から始めます。次に、フィールドでのデバイス、方法、開発、およびそれらが提供する利点について説明します。最後に、この分野で考えられる今後の展開と、それらが天文学に与える影響について説明します。
SKA1-LOWアンテナ設計書
SKA1LOWアンテナは過去10年間に開発されました。2011年以降、4回目の反復が行われているタイプLog-PeriodicAntennaのアンテナ、SKALA4（SKALog-periodicAntennav4）が開発され、2017年のコスト管理プロジェクトの取り組みの結果、SKA1-LOWの候補に選ばれました。このドキュメントでは、アンテナの電磁設計について説明します。アンテナ選択プロセスの提出では、アンテナ性能の詳細な説明を見つけることができます。また、SKALFAAクリティカルデザインレビューのために提出されたフィールドノードの詳細設計ドキュメントには、メカニズムとLNAの詳細設計も記載されています。
黒点光橋における最強磁場の検出
| Title |
Detection_of_the_strongest_magnetic_field_in_a_sunspot_light_bridge |
| Authors |
J._S._Castellanos_Dur\'an,_A._Lagg,_S._K._Solanki_and_M._van_Noort |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12078 |
伝統的に、太陽の最も強い磁場は、黒点の傘で測定されてきました。しかし、最近では、エバーシェッドフローとカウンターエバーシェッドフローを運ぶ半影フィラメントの端で、はるかに強いフィールドが測定されています。超強力フィールドは、反対の極性の2つのアンブレアを分離するライトブリッジ内でも報告されています。高度な反転技術を使用して、光橋の最も強いフィールドの強さを正確に決定し、それらの詳細な構造を調査することを目指しています。活動領域AR11967のひので宇宙船に搭載された分光偏光計からの観測を分析します。熱力学および磁気構成は、複数の高さノードを可能にする反転スキームを使用してストークスプロファイルを反転させることによって得られます。従来の1D反転法と、ひので望遠鏡の点像分布関数を考慮したいわゆる2D結合反転法の両方が使用されます。文献で報告されているこの光ブリッジの強力なフィールドを確認して、5kGを超える電界強度を持つバイポーラ光ブリッジ内に32.7arcsec$^2$の面積を持つコンパクトな構造を見つけます。$\sim$5kms$^{-1}$のダウンフローに関連する2つの領域には、6.5kGを超えるフィールド強度があり、合計面積は2.97arcsec$^2$です。検出された最大電界強度は8.2kGで、これはこれまでに{バイポーラライトブリッジ}で観測された最大の電界です。
ケフェウスの近くの若い恒星協会の新しいメンバーの発見
| Title |
Discovery_of_new_members_of_the_nearby_young_stellar_association_in_Cepheus |
| Authors |
A._Klutsch,_A._Frasca,_P._Guillout,_D._Montes,_F.-X._Pineau,_N._Grosso,_B._Stelzer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12155 |
若いフィールドスターは、宇宙の動きが急速にそれらを銀河面の恒星の人口と混ぜ合わせるので、古いものとほとんど区別できません。それにもかかわらず、ターゲットを注意深く選択することで、若い星を空中に見つけることができます。COセフェウスボイドに向けて発見した4つの若い共動星に関連する追加のソースを特定し、セフェウス協会の包括的なビューを提供することを目的としています。多変量解析手法に基づいて、193の若い星の候補の拡張サンプルを作成しました。これは、ROSATAll-SkySurveyおよびXMM-NewtonX線源の光学および赤外線対応物です。光学分光観測から、相互相関法を用いて半径方向の速度を測定しました。コードROTFITを使用して、大気パラメーターと予測回転速度を導き出しました。非アクティブなテンプレートの差し引きを適用してリチウムの等価幅を測定し、そこからリチウムの量と年齢を推測しました。最後に、2回目のガイアデータリリースを使用して、それらの運動学を研究しました。私たちのサンプルは、主に若い星や活動的な星と複数のシステムで構成されています。空間的および運動学的に分離された若い星の2つの異なる集団を特定します。100〜300マイアの年齢の人は、主に銀河面に向かって投影されます。対照的に、30Myr未満の37の光源のうち23はCOのセフェウスボイドにあり、そのうち21は以前にこの空の領域で報告した恒星の運動学グループに属しています。私たちは合計32の善意のメンバーとこの近く（距離=157$\pm$10pc）の若い（年齢=10-20Myr）恒星協会の9人の候補者を報告します。そのメンバーの空間的分布によると、元のクラスターはすでに分散しており、銀河面のローカル人口と部分的に混合しています。
MESASプロジェクト：F型星$ \ gamma $ Lep、$ \ gamma $ Vir A、および$ \ gamma $ Vir BのALMA観測
| Title |
The_MESAS_Project:_ALMA_observations_of_the_F-type_stars_$\gamma$_Lep,_$\gamma$_Vir_A,_and_$\gamma$_Vir_B |
| Authors |
Jacob_Aaron_White,_F._Tapia-V\'azquez,_A._G._Hughes,_A._Mo\'or,_B._Matthews,_D._Wilner,_J._Aufdenberg,_A._M._Hughes,_V._De_la_Luz,_A._Boley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12284 |
サブミリメートルからセンチメートルの波長範囲の星のスペクトルは、ほとんどのスペクトルタイプのデータがないため、制約が不十分なままです。この体制での恒星の放射の正確な特性評価は、恒星の大気モデルをテストするために必要であり、未解決の恒星周囲の残骸に関連する放射を明らかにするためにも不可欠です。近くの3つのメインシーケンス、デブリの少ない、F型の星$\gamma$Lep、$\gamma$VirA、$\gamma$VirBのALMA観測を0.87および1.29ミリメートルで提示します。これらのデータを使用して、半経験的大気モデルを制約します。これらの星の大気構造について議論し、短期変動の可能性と、デブリディスク研究への影響の可能性を探ります。これらの結果は、破片の少ない星の長波長観測を取得するための進行中のキャンペーンの一部であり、サブミリ波/ミリ波波長での恒星大気の放射の測定（MESAS）と題されています。
コロナ質量放出における水素非平衡電離効果
太陽風とCMEを研究する新世代のコロナグラフが開発され、発売されています。これらのコロナグラフは、可視光（VL）およびUV-EUV観測が新しいプラズマ診断を提供するマルチチャンネル観測に大きく依存します。これらの機器の1つであるESA-SolarOrbiterに搭載されているMetisは、VLおよびUVLyman-$\alpha$ラインを同時に観測します。中性水素原子（コロナ陽子のごく一部）の数は、観測されたLyman-$\alpha$線強度から温度などのプラズマ特性を導き出すための重要なパラメーターです。ただし、非平衡電離効果が発生した場合、これらの測定は著しく影響を受けます。この作業の目的は、非平衡イオン化効果がCMEに関連するかどうか、特にCMEのいつ、どの領域に関連するかを判断することです。CMEを生成するには、磁束ロープ放出の電磁流体シミュレーションを使用します。これから、中性およびイオン化された水素原子の移流と、MHDシミュレーションでのイオン化および再結合率の両方を評価することにより、CMEの水素原子のイオン化状態を再構築します。平衡イオン化の仮定は、主にCMEのコアに当てはまることがわかります。対照的に、非平衡イオン化効果はCMEフロントで顕著であり、この中性水素過剰は射影効果のために特定するのが難しい場合でも、イオン化平衡条件で規定された量の約100倍の中性水素原子を見つけます。この作品は、可視光とLyman-$\alpha$線の放射を組み合わせることを目的とした新世代の診断技術の開発に重要な情報を提供します。結果は、CMEフロントを分析するときに非イオン化平衡効果を考慮する必要があることを示しています。これらの領域での平衡イオン化を誤って仮定すると、プラズマ温度が系統的に過小評価されます。
STEREO時代に観測されたStreamer Waveイベントの特性
| Title |
Properties_of_Streamer_Wave_Events_Observed_During_the_STEREO_Era |
| Authors |
Bieke_Decraemer,_Andrei_N._Zhukov,_Tom_Van_Doorsselaere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12350 |
横波は、通常、コロナ質量放出（CME）の通過後に、ソーラーヘルメットストリーマーで観察されることがあります。CME駆動の衝撃波によりストリーマが横方向に移動し、CME通過後にストリーマの減衰振動が観察されます。これまでの研究では、単一の視点から観測されたストリーマー振動の観測結果を一般的に報告していました（通常はSOHO宇宙船）。データ調査を実施して、STEREO宇宙船に搭載されたCOR2コロナグラフによって観測されたストリーマーウェーブイベントを検索します。初めて、複数の視点からのストリーマーウェーブイベントの観測を、COR2装置をSTEREOAとBの両方、およびSOHO/LASCOC2+C3コロナグラフで使用して報告します。さまざまなイベントを比較して統計分析を行うことにより、ストリーマー波の特性を調査します。共通の観測機能により、ストリーマーウェーブイベントの物理的な性質に関する追加の洞察が得られます。最も重要な結論は、CMEの速度と結果のストリーマー波の位相速度の間に関係がないように見えることです。ストリーマー波の速度は、CMEの特性ではなくストリーマーの物理的特性によって決定されることを示しています。。この結果は、ストリーマーウェーブイベントをコロナ地震学研究の優れた候補にしています。測定された位相速度と、測定された周期と波長から計算された位相速度の比較から、ストリーマー内のショック後の太陽風の流れの速度が約300であると判断できました$\mathrm{km\s}^{-1}$。
DW Cncの新しい観察：38分の信号はどこにありますか？
2018-2019低状態時の中間極DWCncの広範な半径速度観測を提示します。軌道周期に関連付けられた86分の信号は、ラジアル速度分析、パワースペクトル検索、およびドップラー断層撮影で強力であることを示しています。ただし、70分のビート周期と38分のスピンサイクルに関連する速度変調は、以前に観測されたものよりも劇的に弱いことがわかります。この変更について、2つの解釈を提案します。1つ目は、2018-2019年に検出された低状態への突然の低下により、コンパニオンからの低物質移動のエピソードが発生し、リバウンド放出による灯台効果が抑制されたことです。2番目は、これが2007年にCrawford（2008）によって検出されたまれな爆発の結果であるということです。このバースト後の仮説は可能性が低いことがわかりました。最初のシナリオが正しい場合、DWCncが中間の極特性を回復すると予測します。パターソン他を組み合わせることにより、新しいエフェメリスが提示されます。（2004）私たちの半径方向の速度。
静かな太陽領域における噴出フィラメント下の光球流の進化
| Title |
Evolution_of_photospheric_flows_under_an_erupting_filament_in_the_quiet-Sun_region |
| Authors |
Ji\v{r}\'i_Wollmann_(1),_Michal_\v{S}vanda_(1_and_2),_David_Korda_(1),_Thierry_Roudier_(3)_((1)_Astronomical_Institute,_Charles_University,_Prague,_Czech_Republic_(2)_Astronomical_Institute,_Academy_of_Sciences_of_the_Czech_Republic,_Ondrejov,_Czech_Republic_(3)_IRAP,_Universit\'e_de_Toulouse,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12515 |
2010年10月21日に噴出した大規模な静かな太陽フィラメントの領域における太陽大気のダイナミクスを調査しました。フィラメントの噴火はその北端で始まり、H$\alpha$ラインコアフィルターグラムのラインから消えました。数時間。北脚の非常に速い動きは、AIAによって紫外光で記録されました。私たちは、フィラメントの噴火の周りの5日間の太陽大気のダイナミクスを表す、利用可能なデータセットを幅広く研究することを目指しています。この間隔は、フィラメントの成長の1日前と噴火の1日後の3日間のフィラメント進化をカバーします。フィラメントの噴火につながる可能性のあるトリガーを検索します。フィラメント領域の表面速度場は、時間距離ヘリオイズモロジーとコヒーレント構造追跡によって測定されました。高層大気の見かけの速度は、30.4nmのAIA観測の特徴を追跡することによって推定されました。磁場の変化を捉えるために、光球の見通し内磁力図を外挿し、磁場の減衰指数も計算しました。光球速度場がいくつかの特異性を示すことがわかりました。フィラメントがアクティブになる前に、フィラメントのスパインに向かう収束する流れの一時的な増加を観察しました。さらに、平均二乗速度は、アクティブ化の前に一時的に増加し、その直前にピークに達した後、急激に減少しました。さらに、フィラメント領域の帯状流成分の平均せん断が増加し、その後急激に減少します。光球l.o.s.磁場は、フィラメントスパインから東向きに誘導の持続的な増加を示しています。高さ10Mm付近の磁場の減衰指数は、フィラメントの北端の接続点で臨界よりも大きな値を示しています。
原子線からの3D非LTEソーラー窒素アバンダンス
| Title |
The_3D_non-LTE_solar_nitrogen_abundance_from_atomic_lines |
| Authors |
A._M._Amarsi,_N._Grevesse,_J._Grumer,_M._Asplund,_P._S._Barklem,_R._Collet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12561 |
窒素は、恒星や銀河の天文学のさまざまな分野で重要な要素であり、太陽の窒素量は、宇宙のさまざまな物体を比較するための基準として非常に重要です。この存在量の正確で正確な値を取得するために、モデル原子を使用して、完全な3D非局所熱力学的平衡（非LTE）で、3D放射流体力学STAGGERモデル太陽大気でNiライン形成計算を実行しましたこれには、Niと自由電子および中性水素との非弾性衝突の物理的動機付けによる説明が含まれます。強度が高く、ブレンドが比較的少ないことから、高励起エネルギーの5つのNiラインを選択して詳細に調査しました。これらの線は、非LTE光子損失と3D造粒効果からわずかに強化されており、それぞれ約$-0.01$dexと$-0.04$dexの負の存在量補正が行われていることがわかりました。私たちが提唱する太陽窒素の存在量は$\log\epsilon_{\mathrm{N}}=7.77$であり、体系的な$1\sigma$の不確実性は$0.05$dexと推定されます。この結果は、行選択と同等の幅の違いを修正した後の以前の調査と一致しています。
暗黒物質散乱によるプラズモン生成
暗黒物質に対する核反跳による半導体のプラズモン生成率の最初の計算を提示します。プロセスは、横方向フォトンモードの制動放射に似ていますが、代わりに縦型プラズモンモードが放出されます。10MeV-1GeVの質量範囲の暗黒物質の場合、プラズモン制動放射率は、弾性散乱の場合より4〜5桁小さいが、横制動放射率よりも4〜5桁大きいことがわかります。プラズモンは崩壊して電子励起になり、プラズマ周波数$\omega_p$によって与えられる特徴的なエネルギーを持ち、$\omega_p\Si結晶では約16$eVであるため、プラズモン生成は、サブシステムから核反跳を検出するための独特の特徴と新しい方法を提供します-GeV暗黒物質。
| Title |
Gravitational_waves_from_transient_neutron_star_f-mode_oscillations |
| Authors |
Wynn_C._G._Ho_(Haverford),_D._I._Jones_(Southampton),_Nils_Andersson_(Southampton),_Cristobal_M._Espinoza_(Santiago_de_Chile) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12082 |
LIGO/Virgoは、最新の観測実行中に、重力波（GW）の過渡現象S191110afを報告しました。これは、周波数1.78kHzのバースト信号で、0.104秒間続きました。この信号は後に非天体物理学であると見なされましたが、不確かな起源の本物の検出が将来発生します。ここでは、S191110afに一致するモード周波数と継続時間を持ち、核物質の状態方程式を制約するために使用できる中性子星流体振動からGWを検出する可能性を検討します。そのような一時的な振動がパルサーグリッチの典型的なエネルギーに励起されると仮定すると、既知のグリッチパルサーの測定されたプロパティを使用して、そのようなイベントによって生成されるGWの振幅を推定します。現在のGW検出器は、Velaパルサーグリッチエネルギーと同様のエネルギーで大きなイベントが発生している近くのパルサーを観測することがあり、次世代の検出器はかなりの数のイベントを観測できることがわかりました。最後に、高速回転パルサーと低速回転パルサーによって生成されたGWを、fモード周波数の回転の痕跡から区別できることを示します。
等方性球状高密度クラスターの自己相似平均軌道フォッカープランク方程式（i）正確な崩壊前の解
| Title |
Self-similar_orbit-averaged_Fokker-Planck_equation_for_isotropic_spherical_dense_clusters_(i)_accurate_pre-collapse_solution |
| Authors |
Yuta_Ito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12196 |
これは、自己相似平均軌道フォッカープランク（OAFP）方程式に関する一連の研究の最初の論文であり、その正確な崩壊前の解を示しています。密集した星団の緩和進化の後期段階では、標準的な恒星ダイナミクスは、星団が崩壊するコアを形成する自己相似様式で進化する可能性があることを予測します。ただし、対応する数学モデル、等方性星団における星の分布関数の自己相似OAFP方程式は、エネルギー領域全体$（-1<E<0）$で解決されたことはありません。ある種の有限差分法に基づく既存の作業は、切り捨てられたドメイン$-1<E<-0.2$でのみソリューションを提供します。切り捨てられたドメインの範囲を広げるために、現在の作業は（非常に正確かつ効率的な）Gauss-Chebyshev疑似スペクトル法に頼っています。ドメイン全体で有効数字の数が4であるチェビシェフスペクトルソリューションを提供します。また、解は、多項式の次数が18のみであり、3つの有意な数値を保持する半分析形式に縮小できます。新しい固有値も提供します。$c_{1}=9.0925\times10^{-4}$、$c_{2}=1.1118\times10^{-4}$、$c_{3}=7.1975\times10^{-2}$および$c_{4}=3.303\times10^{-2}$、コア崩壊率$\xi=3.64\times10^{-3}$に対応、スケーリングされたエスケープエネルギー$\chi_\text{esc}=13.881$および電力-law指数$\alpha=2.2305$。ドメイン全体の解は、チェビシェフ多項式の次数の変化に対して不安定であるため、切り捨てられたドメイン（$-1<E<E_\text{max}$、ここで$-0.35<E_\text{max}<-0.03$）は、不安定性を処理する方法を説明します。OAFP方程式をいくつかの方法で再公式化することにより、スペクトル解の精度を向上させ、既存の自己相似解を再現します。既存のソリューションには、最大で1つの重要な数値しかないと考えます。
完全流体による重力スカラー摂動の二次有効エネルギー運動量テンソル
| Title |
Second-order_effective_energy-momentum_tensor_of_gravitational_scalar_perturbations_with_perfect_fluid |
| Authors |
Inyong_Cho,_Jinn-Ouk_Gong_and_Seung_Hun_Oh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12279 |
順圧流体の2次重力スカラー摂動を調査します。重力と物質の摂動の2次項で記述される有効エネルギー運動量テンソルを導出します。2次の有効エネルギー運動量テンソルがゲージに依存することを示します。粉塵と放射線に対して3つのゲージ条件（縦、空間的にフラット、および移動ゲージ）を課します。結果のエネルギー運動量テンソルはゲージ不変変数によってのみ記述されますが、関数形式はゲージの選択に依存します。ダストのような流体の背景を持つ物質が支配的な時代では、摂動の2次有効エネルギー密度と圧力は、宇宙の曲率密度のように、3つのゲージのすべての選択肢で1/a^2として進化しますが、そうではありません正しい状態方程式を提供します。このパラメーターの値は、ゲージの選択にも依存します。放射が支配的な時代では、短波限界の摂動は、縦型ゲージと空間的にフラットなゲージの放射状の流体と同じように動作します。ただし、それらはcomovingゲージでは異なる方法で動作します。全体として、スカラー摂動の2次有効エネルギー運動量テンソルは厳密にゲージに依存していると結論付けます。
ある臨界温度以下で対称性が自発的に破れることにより、熱化した暗黒物質粒子が質量を獲得する可能性を検討します。ダークマターの質量がまだ最終的な一定値に達していない間、相転移の開始直後にフリーズアウトメカニズムが発生する体制について説明します。このような「自然凍結」が正しい遺物密度を生み出すためには、暗黒物質の標準モデル状態への消滅の現在の断面積が、一定の暗闇の場合よりも1桁または2桁大きくなければなりません。-物質の質量。
宇宙ミュー粒子フラックス測定とトンネル表土構造イメージング
| Title |
Cosmic_muon_flux_measurement_and_tunnel_overburden_structure_imaging |
| Authors |
Ran_Han,_Qian_Yu,_Zhiwei_Li,_Jingtai_Li,_Yaping_Cheng,_Bin_Liao,_Lixiang_Jiang,_Sidao_Ni,_Tianfang_Liu,_Zheng_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12376 |
中国の常熟市でミュー粒子フラックスを測定し、トンネルの表土構造を画像化するための宇宙線ミュー粒子トモグラフィー実験を紹介します。この研究で使用されたデバイスは、SiPMテクノロジーを備えたプラスチックシンチレータに基づく追跡検出器であり、現場作業で便利に操作できます。$6400cm^2$の高感度領域を備えたコンパクトなシステムは、宇宙ミューオンの角度分布を測定できます。ミューオントラックに沿って、表土の表面から検出器までの表土密度長を画像化できます。トンネル外のオープンスカイミューオンフラックス測定は、修正されたGassierFormulaモデルとよく一致しています。トンネル内の3つの位置でのミュオン束の分布は、オープンスカイの分布と非常によく似ています。表土のコンパクト砂岩の平均密度が$2.65g/cm^3$であるとすると、表土の厚さは、トンネルの内部と外部のミューオンフラックスの差から導出される密度長さから取得できます。さらに、既知の侵入長（つまり、表土の地形）の場合、表土の密度異常も取得できます。この研究は、宇宙線ミューオン望遠鏡を使用して土木工学、トンネル、または空洞の地下構造を画像化および検出するための潜在的なアプリケーションを示唆しています。
最初の無防備なスペイン植民地時代の町の都市計画：サンクリストバルデララグナの歴史的な教会の方向性
| Title |
Urban_Planning_in_the_First_Unfortified_Spanish_Colonial_Town:_The_orientation_of_the_historic_churches_of_San_Cristobal_de_La_Laguna |
| Authors |
Alejandro_Gangui,_Juan_Antonio_Belmonte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12410 |
テネリフェ島（スペイン）のカナリア島にあるサンクリストバルデララグナは、その計画の当初の概念により、並外れた価値を持っています。それは、正方形を形成するまっすぐな通りによって概説された格子状の都市システムであり、そのレイアウトは、海外のヨーロッパへの拡大における定期的な計画を備えた無防備な植民都市の最初のケースです。それは、いわゆる「平和の町」の歴史的な例を構成します。これは、独自の自然な境界を利用して境界を定め、防御する新しい土地の都市共和国の原型です。1496年に設立された旧市街の歴史的中心部は、1999年にユネスコによって世界遺産に登録されました。私たちは、現在LaLagunaの古い部分に存在する21の歴史的なキリスト教会の正確な空間的方向性を分析しています。アーバンラティスの元のレイアウトのインジケーター。昇る太陽または沈む太陽と相関する場合、20度をわずかに下回る絶対値の天文偏角を特定する明確な方向パターンが見つかります。これは、本研究の誤差範囲内で、7月25日のごちそうに関連している可能性があります。サンクリストバルデリシアの日、町が最初に捧げられた聖人。また、旧市街の面積測定についていくぶん遠く離れた仮説を呼び出す最近のいくつかの提案について議論し、その優れた機能の1つ、つまり結合されたレイアウトで明らかになるラテンクロス構造についてのいくつかのコメントで締めくくりますその最も象徴的な教会のいくつかの。
明示的なプロファイルの可能性を使用してダークマターをすばやく見つける
| Title |
Finding_Dark_Matter_Faster_with_Explicit_Profile_Likelihoods |
| Authors |
J._Aalbers,_B._Pelssers,_V._C._Antochi,_P._L._Tan,_J._Conrad |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12483 |
液体キセノン時間投影チャンバーは、さまざまな暗黒物質候補に対して、世界で最も感度の高い検出器です。データの統計分析は、検出器の応答モンテカルロシミュレーションを同等の決定論的計算に置き換えることで改善できることを示しています。これにより、高次元の離散化されていないモデルを使用でき、最大$\sim\！優勢な背景の2$倍の差別。これにより、XENONnTやLZなどの今後の実験の物理的範囲が大幅に拡大し、潜在的な5ドルの\sigma$暗黒物質の発見を1年以上前に進めることができます。
4D Einstein-Gauss-BonnetおよびEinstein-Lovelock重力におけるブラックホールの（不）安定性
| Title |
(In)stability_of_black_holes_in_the_4D_Einstein-Gauss-Bonnet_and_Einstein-Lovelock_gravities |
| Authors |
R._A._Konoplya_and_A._Zhidenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12492 |
（3+1）次元のEinstein-Gauss-Bonnet重力理論が、結合定数の再スケーリング後の高次元の場の方程式の$D\to4$限界として最近定式化されました。この理論は一般相対性理論の自明ではない一般化であり、ラブロックの定理を迂回し、オストログラドスキーの不安定性を回避します。このアプローチは、4次元のEinstein-Lovelock重力に拡張されています。ここでは、4次元のEinstein-Gauss-Bonnet理論とEinstein-Lovelock理論における漸近的にフラットなdeSitterおよびanti-deSitterブラックホールのアイコナール重力不安定性を調べます。Lovelock重力のさまざまな次数、結合の値、宇宙定数のアイコナール不安定性のパラメトリック領域を見つけ、任意のパラメーターセットの不安定性領域を構築できるようにするコードを共有します。
