明るい暗黒物質における渦と波
天の川のような銀河のハローでは、約$100$eVより軽いボソン暗黒物質粒子は、平均の粒子間分離よりも大きなドブロイ波長を持っているため、古典的な波のセットとしてよく説明されます。これは、たとえば、QCDアキシオンだけでなく、ファジィ暗黒物質などのより軽いアキシオンのような粒子にも当てはまります。ハロー内の波の干渉は必然的に渦を引き起こし、偶然に破壊的な干渉によって密度がゼロになる場所が示されます。波動関数の位相には、これらの点の周りに重要な巻線があります。これは非ゼロの速度循環として解釈できるため、渦は流体速度に消滅しないカールがある場所です。解析的引数と数値シミュレーションを使用して、渦の特性を調査し、それらに多数の普遍的な特徴があることを示します。（1）3つの空間次元では、一般的な欠陥は渦輪の形をとります。（2）ドブロイ体積あたり平均して約1つの渦輪があり、（3）一般に、現実的なハローでは単一の巻き線（$\pm1$）の渦のみが検出されます。（4）渦の近くの密度は$r^2$にスケーリングされ、速度は$1/r$になります。$r$は渦までの距離です。（5）渦セグメントは、その曲率スケールに反比例する速度で移動するため、小さな渦輪がより速く移動し、瞬間的な運動が脱出速度を超えます。渦からの観測/実験シグネチャ、より広義には波の干渉について説明します。超軽量領域では、干渉サブ構造による重力レンズ効果により、強いレンズのシステムで5〜10ドルのフラックス異常が発生します。QCDアキシオンの場合、渦は一部の検出実験では信号の減少を引き起こしますが、他の実験ではそうではありません。予想される干渉部分構造を調べて利用する方法として、アキシオン検出実験による相関関数の測定を推奨します。
文字列インフレーションを実際の宇宙論データに適合させる
このホワイトペーパーでは、観測データを使用して文字列のランドスケープをどのように制約できるかを示します。タイプIIBフラックスのコンパクト化におけるストリングインフレモデルの有望なクラスであるファイバーインフレに焦点を当てて、このアイデアを説明します。最新の宇宙データセットに最もよくフィットする微視的なフラックス依存パラメーターの値を決定します。
主成分分析を使用したレイトタイム宇宙論の再構築
| Title |
Reconstruction_of_late-time_cosmology_using_Principal_Component_Analysis |
| Authors |
Ranbir_Sharma,_Ankan_Mukherjee_and_H._K._Jassal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01393 |
主成分分析（PCA）の手法を使用して、モデルに依存しない方法でレイトタイム宇宙論を再構築します。特に、2つの異なる観測データセット、超新星タイプIaデータ、およびハッブルパラメーターデータからのダークエネルギー状態方程式パラメーターの再構築に焦点を当てます。この再構築を実現するために、2つの異なる手法を採用しています。1つ目は、PCAを使用して観測からデータセットの観測可能な量、つまりハッブルパラメーターと超新星距離係数を再構築し、その後、許可された状態方程式パラメーターを再構築する派生アプローチです。もう1つのアプローチは、ダークエネルギー状態方程式がデータセットから直接再構築される直接的なアプローチです。PCAアルゴリズムと相関係数の計算の組み合わせを再構成のツールとして使用できることを示します。派生アプローチは、直接アプローチよりも統計的に好ましいことがわかっています。私たちは、Ib超新星のハッブルパラメータ測定と距離弾性率測定のシミュレーションデータと観測データセットを使用して分析を実行しました。再構成された状態方程式は、ゆっくり変化する暗黒エネルギー状態方程式パラメータを示します。
| Title |
Cosmological_Parameter_Estimation_from_the_Two-Dimensional_Genus_Topology_--_Measuring_the_Shape_of_the_Matter_Power_Spectrum |
| Authors |
Stephen_A._Appleby,_Changbom_Park,_Sungwook_E._Hong,_Ho_Seong_Hwang,_Juhan_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01424 |
物質のパワースペクトルの形状を支配する宇宙論的パラメーターを制約するために、SDSS-IIIBOSSカタログの2次元の属の測定値を提示します。BOSSデータは、赤方偏移の範囲$0.2<z<0.6$で12の同心シェルに分割され、投影された2次元銀河密度フィールドから属を抽出します。属の振幅をガウスの期待値と比較し、この量が非線形の重力崩壊に比較的鈍感であることを利用します。属の振幅は、線形物質パワースペクトルの形状の尺度を提供し、主に$\Omega_{\rmc}h^{2}$およびスカラースペクトルインデックス$n_{\rms}$に敏感です。$\Omega_{\rmc}h^{2}$と$n_{\rms}$の間に強い負の縮退が見られます。どちらもピークをシフトし、パワースペクトルを傾けることにより、小規模のパワーをそれぞれ増やすことができるためです。特定の組み合わせ$n_{\rms}^{3/2}\Omega_{\rmc}h^{2}$に制約を課します-$n_{\rms}^{3/2を見つけます}\Omega_{\rmc}h^{2}=0.1121\pm0.0043$は、LOWZデータセットとCMASSデータセットを組み合わせた後、フラットな$\Lambda$CDM宇宙論を想定しています。この結果は、パワースペクトルの振幅と線形銀河バイアスの妥当な変動にほとんど影響されません。私たちの結果は、Planckのベストフィット$n_{\rms}^{3/2}\Omega_{\rmc}h^{2}=0.1139\pm0.0009$と一致しています。
巨大な物体の近くのハッブルストリーム：球対称の場合の正確な解析解
| Title |
The_Hubble_stream_near_a_massive_object:_the_exact_analytical_solution_for_the_spherically-symmetric_case |
| Authors |
Anton_N._Baushev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01427 |
巨大な物体（たとえば、銀河群や銀河団）の重力場はハッブルストリームを妨害し、その速度を低下させます。現在の半径$r_0$からのストリームの半径方向速度の依存性$v（r_0）$は直接観測でき、クラスターのプロパティに関する貴重な情報を提供します。球対称システムの正確な分析関係$v（r_0）$を提供します。
eBOSS Stripe 82 Ly-$ \ alpha $フォレストを使用した大規模物質分布の断層地図
| Title |
A_tomographic_map_of_the_large-scale_matter_distribution_using_the_eBOSS_Stripe_82_Ly-$\alpha$_forest |
| Authors |
C._Ravoux,_E._Armengaud,_M._Walther,_T._Etourneau,_D._Pomar\`ede,_N._Palanque-Delabrouille,_C._Y\`eche,_J._Bautista,_H._du_Mas_des_Bourboux,_S._Chabanier,_K._Dawson,_J.-M._Le_Goff,_B._Lyke,_A._D._Myers,_P._Petitjean,_M._M._Pieri,_J._Rich,_G._Rossi,_D._P._Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01448 |
Lyman-$\alpha$（以下、Ly-$\alpha$）フォレストは、高赤方偏移、$z>2.1$での大規模物質密度変動のプローブです。これは、個々の見通し線に沿ったHI吸収スペクトルで構成されます。視線密度が十分に大きければ、HI吸収の3Dマップはトモグラフィー再構成によって推測できます。この記事では、SDSSデータリリースDR16のクエーサースペクトルに基づいて、Stripe82フィールドで利用可能なLy-$\alpha$フォレスト（$220\、\mathrm{deg^{2}}$）を調査します。観測されたクエーサースペクトルの密度は$37\、\mathrm{deg^{-2}}$であり、平均ピクセルS/N比はオングストロームあたり2です。この研究は、平均SDSS密度と、はるかに密度が高いが小さいCLAMATO調査の中間的なケースを提供します。ウィーナーフィルター技術を使用して、これらのデータから大規模な物質変動の3Dマップを導出します。マップの総量は$0.94\、\mathrm{h^{-3}Gpc^{3}}$です。その解像度は$13\、\mathrm{h^{-1}Mpc}$で、これは最も近い見通し線間の平均横距離に関連しています。このマップから、宇宙ウェブのボイドとプロトクラスター候補のカタログを提供します。マップ作成とボイドのカタログは、シミュレーションされたeBOSSStripe82観測と比較されます。クエーサー位置上のスタックは、Ly-$\alpha$クエーサー相互相関の視覚化を提供します。この断層撮影再構成は、物質変動の最大量の高赤方偏移3Dマップを構成します。
木材後の弱いレンズのバイスペクトル、低減されたせん断補正、および倍率バイアス補正
| Title |
The_Post-Limber_Weak_Lensing_Bispectrum,_Reduced_Shear_Correction,_and_Magnification_Bias_Correction |
| Authors |
Anurag_C._Deshpande,_Thomas_D._Kitching |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01666 |
ステージIVの宇宙剪断調査によって達成される精度の大幅な向上は、現在使用されているいくつかの理論的近似が有効でなくなる可能性があることを意味します。これらの近似の多くが相互依存しているという事実から、さらに複雑な層が生じます。1つを修正する手順には、別のものを作成することが含まれます。次の実験で緩和する必要がある2つのそのような近似は、縮小せん断近似と倍率バイアスを無視することの影響です。これを達成するには、収束バイスペクトルの計算が必要です。通常、Limber近似に従います。この作業では、ポストランバー収束バイスペクトルを計算し、ポストランバーは、ユークリッドのような調査の角度パワースペクトルに対する剪断および倍率バイアス補正を削減しました。Limber近似は、バイスペクトルの三角形のいずれかの辺が$\ell_i<60$である場合に、バイスペクトルを大幅に過大評価することがわかります。ただし、剪断および拡大バイアス補正の結果として生じる変化は、$\ell\leq5000$のサンプル分散よりもかなり低くなっています。
傾斜不安定性に続くApsidalクラスタリング
ケプラーに近いポテンシャルの高偏心軌道上の低質量体の円盤は、飛行機の座屈に対して動的に不安定になる可能性があります。この手紙では、そのようなシステムの長期的な動作の$N$体シミュレーションを提示し、ディスク平面内の軌道の無秩序なクラスタリングを見つけます。クラスタリングが維持されるタイムスケールは粒子の数とともに増加します。これは、偏った構成が大きな$N$で安定していることを示唆しています。この発見は、外側の太陽系で観測された超ネプテューヌ天体の無秩序な（$\varpi$）クラスタリングを説明するかもしれません。
IllustrisTNGクラスターにおけるディスク銀河の運命
| Title |
The_fate_of_disk_galaxies_in_IllustrisTNG_clusters |
| Authors |
Gandhali_D._Joshi,_Annalisa_Pillepich,_Dylan_Nelson,_Federico_Marinacci,_Volker_Springel,_Vicente_Rodriguez-Gomez,_Mark_Vogelsberger_and_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01191 |
IllustrisTNGシミュレーションスイートから実行されたTNG50およびTNG100実行のクラスター内のディスク銀河の恒星形態学的進化を研究します。質量$10^{9.7}<=M_{*、z=0}/M_{sun}<=10^{11.6}$の質量が$10^{14}<=M_{\textのクラスターに存在する衛星を選択します{200c、z=0}}/M_{sun}<10^{14.6}$（z=0）で、運動形態学的インジケーター（真円率）に従って降着時に円盤であったものを調べます。銀河の履歴は、降着時から$z=0$まで追跡され、降着時に質量が一致する中心銀河の対照サンプルと比較されます。ほとんどのクラスターディスクは、z=0で非ディスク状になります。対照ディスクとは対照的に、そのかなりの部分が同じタイムスケールでディスク状のままです。非円盤状の形態への変換には、クラスター銀河と制御銀河の両方でガスの除去と星形成の抑制が伴います。ただし、対応するコントロールディスクが両方のコンポーネントで大幅な成長を示しているのに対し、z=0で非ディスク状になるクラスターディスクは暗黒物質（DM）質量を失い、ほとんど成長または恒星質量の損失を示していません。ほとんどのクラスター衛星は、星の質量に関係なく、降着後〜0.5〜4Gyrで、同じような時間スケールで形態を変化させます。より多くのより近いペリセントリックな通路を持っていたクラスターディスクは、形態の最大の変化を示しています。クラスターとコントロールディスクの両方の形態変化には、恒星の軌道を非円盤状の構成に駆動するための重力摂動の存在と、継続的な星形成によるディスクの補充を防ぐためのガスの除去/加熱が必要です。クラスターディスクの場合、摂動は外周での衝動的な潮汐衝撃の形であり、外側のディスクの星状物質の潮汐ストリッピングではありません。一方、コントロールディスクの場合、合併とAGNフィードバックの組み合わせが、形態学的変換の背後にある主要な推進力であるようです。
矮小銀河の中性子捕獲元素III：13個の矮小回転楕円体および超微弱銀河の均質化分析
| Title |
Neutron-capture_elements_in_dwarf_galaxies_III:_A_homogenized_analysis_of_13_dwarf_spheroidal_and_ultra-faint_galaxies |
| Authors |
Moritz_Reichert,_Camilla_J._Hansen,_Michael_Hanke,_\'Asa_Sk\'ulad\'ottir,_Almudena_Arcones,_Eva_K._Grebel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01195 |
$13$の古典的な矮小回転楕円体（dSph）と超微弱なdSph（UFD）銀河を含む幅広い金属性にわたって、恒星パラメーターと豊富さの大規模な均一なセットを提示します。この研究の合計は、Fornax、Sagittarius、Sculptor、Sextans、Carina、UrsaMinor、Draco、ReticulumII、BootsI、UrsaMajorII、LeoI、SegueI、およびTriangulumIIの$380$の星を含みます。このサンプルは、現在までのdSph銀河の最大かつ均一で高解像度の研究を表しています。均質に導出されたカタログを使用して、さまざまな銀河間で類似した逸脱傾向を検索できます。$\alpha$要素の生成に対する個々のシステムの質量依存性を調査しますが、rプロセス要素の主要な生成サイトの長年にわたるパズルに光を当てることも試みます。Keck観測所アーカイブとESO削減アーカイブのデータを使用して、これらの$13$のdSph銀河の星を再分析します。私たちは恒星パラメーターを取得するステップを自動化しますが、鉄を除くすべての存在量を導き出すために全スペクトル合成を実行します。均質化された量のセットは、Ia型超新星の発生と銀河の恒星の質量との関係を導き出すユニークな可能性をもたらしました。さらに、$\alpha$要素の進化を推定する式を導出しました。すべての存在量を一貫して同じスケールで配置することは、銀河の化学履歴に関する質問に答えるために重要です。13のシステムでBaとEuを均一に分析することにより、sプロセスの開始を追跡し、銀河の恒星の質量の関数として金属性とともに増加することを発見しました。さらに、rプロセスの材料は$\alpha$要素と相関しており、これらのいくつかの共同生成を示します。これは、低位でのrプロセスのホストとして、バイナリ中性子星合体ではなく、まれなコア崩壊超新星を指します。[Fe/H]調査したdSphシステム。
赤と青のクエーサーの電波特性の基本的な違い：LOFAR 2メートルスカイサーベイ（LoTSS）からの洞察
| Title |
Fundamental_differences_in_the_radio_properties_of_red_and_blue_quasars:_Insight_from_the_LOFAR_Two-metre_Sky_Survey_(LoTSS) |
| Authors |
D._J._Rosario,_V._A._Fawcett,_L._Klindt,_D._M._Alexander,_L._Morabito_(Durham_University),_S._Fotopoulou_(University_of_Bristol),_E._Lusso_(University_of_Florence,_INAF-Arcetri),_G._Calistro_Rivera_(ESO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01196 |
赤い準星オブジェクト（QSO）は、アクティブな銀河核（AGN）の宇宙集団の明るい端のサブセットであり、そのほとんどは、中心のエンジンに向かう視線に沿って介在するダストによって赤くなります。私たちのチームの最近の研究では、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）から赤のQSOを選択する体系的な手法を開発し、20センチメートルの電波空のかすかな画像（FIRST）ラジオ調査を使用して、それらが独特のラジオプロパティを持っていることを示しました。ここでは、LOFAR2メートルスカイサーベイ（LoTSS）からの低周波無線データを使用して、調査を拡張します。LoTSSが提供する深さの改善により、主要な結果を確認します。赤方偏移と降着力が一致する通常の「青」QSOの対照サンプルと比較して、赤QSOは無線検出率が高く、コンパクト無線形態の発生率が高くなります。初めて、これらの違いが主に中間無線ラウドネスのソースで発生することも示します。無線中間赤色QSOは、通常のQSOよりも$\times3$一般的ですが、ほとんどの無線ラウドと私たちの研究ではほとんどの無線静音システム。モンテカルロシミュレーションを開発して、星の形成の違いがこれらの結果を説明できるかどうかを調査し、星の形成は無音QSO間の低周波放射の重要なソースである一方、AGN駆動のコンパクト無線ソースの母集団は、赤いQSOの明確な低周波無線特性の最も可能性の高い原因。私たちの研究は、赤と通常の青のQSO集団の間に根本的な違いが存在しなければならないという結論を実証しています。
赤と青のクエーサーの電波特性の基本的な違い：赤のクエーサーのコンパクトAGN放射の強化
| Title |
Fundamental_differences_in_the_radio_properties_of_red_and_blue_quasars:_enhanced_compact_AGN_emission_in_red_quasars |
| Authors |
Victoria_A._Fawcett,_David_M._Alexander,_David_J._Rosario,_Lizelke_Klindt,_Sotiria_Fotopoulou,_Elisabeta_Lusso,_Leah_K._Morabito_and_Gabriela_Calistro_Rivera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01197 |
私たちは最近、20センチメートルの電波のかすかな画像（FIRST）調査を使用して、赤いクエーサーが典型的な青いクエーサーとは根本的に異なる電波特性を持っていることを示しました：電波検出率の大幅な（ファクタ$\sim3$）強化これは、コンパクトな（$<5''$）無線形態を備えた無線無音しきい値周辺のシステムから発生します。これらの物理的な違いについてより深い洞察を得るために、ここでは、DR14スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）と、超大型アレイ（VLA）ストライプ82（S82）およびVLA-COSMOS3GHz（C3GHz）からのより高感度で高解像度の無線データを使用します。）調査。S82データを使用して、最初の電波調査の3倍の解像度と深さで形態学的解析を実行し、典型的なクエーサーよりも電波の弱い、コンパクトな赤いクエーサーの強化を確認します。また、わずかに拡張された無線構造（$z=1.5$で$16-43$kpc）を持つ赤いクエーサーの強化の仮の証拠も見つかりました。これらの分析は、星形成プロセスからの電波放射を検出するのに十分な深さのC3GHzによって補完されます。私たちのデータから、赤いクエーサーからの無線の増強は、無線中間放射源（$-5<R<-3.4$、ただし$Rの場合、コンパクトスケール（$<43$kpc）でのAGNアクティビティによるものであることがわかります=L_{1.4GHz}/L_{6\mum}$）、これは$R<-5$で減少し、星形成からの電波放出がAGN成分を希釈し始めます。全体的に、私たちの結果は単純な方向付けシナリオに反論しており、クエーサーの全体的な進化におけるより若い、より早い段階を表す赤いクエーサーと一致しています。
デンドログラムで識別された星形成コアの非常に変化しやすい時間発展
| Title |
The_highly_variable_time_evolution_of_star-forming_cores_identified_with_dendrograms |
| Authors |
Rachel_A._Smullen,_Kaitlin_M._Kratter,_Stella_S._R._Offner,_Aaron_T._Lee,_and_Hope_How-Huan_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01263 |
デンドログラムを使用した分子雲シミュレーションで特定された高密度コアの時間発展を調査します。デンドログラムは、シミュレーションや星形成の観測で階層構造を特定するための一般的なツールです。電磁流体力学シミュレーションからの3次元密度フィールドを使用して、時間を通じて樹状図構造をリンクするアルゴリズムを開発し、ドメイン内のすべての高密度コアの履歴を作成します。コアプロパティの母集団全体の分布は、時間に対して比較的不変であり、コア質量関数のような量は観測値と一致します。この一貫性にもかかわらず、個々のコアは、タイムステップ間のデンドログラム構造の再定義により、大きな（>40％）確率的変動を受ける可能性があります。この変動は、環境や恒星の内容に関係なく発生します。私たちは、任意の時間のスナップショットの約20％を構成する可能性がある高密度コアとしてマスカレードしている、短命（<200kyr）の高密度の母集団を識別します。最後に、初期質量関数の起源を解釈するときに、コアの完全な履歴を考慮することの重要性に注意してください。特に複数の星を含むシステムの場合、スナップショットで樹状図リーフによって定義されるコア質量は、通常、最終的なシステムの恒星質量よりも少ないことがわかります。この作業は、星を形成するコアを定義する時間的に安定した密度コンターがないことを補強します。デンドログラム自体は、密度フィールドの小さな変化により、タイムステップ間で大きな構造の変化を引き起こす可能性があります。したがって、樹状図の構造の違いは密集したコアの物理的な進化だけに由来するものではない可能性があるため、年齢や環境特性が異なる地域の樹状図を比較する場合は注意が必要です。
硬いX線の赤外線色とスペクトルエネルギー分布の選択された不明瞭でコンプトン厚のAGN
| Title |
Infrared_Colours_and_Spectral_Energy_Distributions_of_Hard_X-ray_Selected_Obscured_and_Compton-thick_AGN |
| Authors |
Ece_Kilerci-Eser,_Tomotsugu_Goto,_Tolga_Guver,_Asli_Tuncer,_Oguz_Han_Atas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01273 |
コンプトン厚AGNの新しい選択基準を見つけるために、AKARI検出を持つSwift-BAT105か月調査カタログから338X線で選択されたAGNの赤外線色とスペクトルエネルギー分布（SED）を調査します。GalaxyEvolutionExplore（GALEX）、SloanDigitalSkySurvey（SDSS）DataRelease14（DR14）、TwoMicronAllSkySurvey（2MASS）、Wide-fieldInfraredSurveyExplorer（WISE）、AKARIおよびHerschelのデータを最初に組み合わせることで紫外（UV）から遠赤外（FIR）のSEDフィッティング158SwiftBATAGNをCIGALEで実行し、覆い隠されたコンプトン厚のAGNのAGNモデルパラメータを制約する時間。中赤外（MIR）SEDは3つのAGN母集団で類似していますが、光学/UV領域とFIR領域には違いがありますが、平均SEDの比較が表示されます。ダストの明度、純粋なAGN明度、および全赤外線（IR）明度を測定します。14-195keVバンドで測定された赤外光度と硬X線光度の関係を調べます。コンプトン厚AGNの平均カバー率が、隠されたAGNと隠されていないAGNに比べて高いことを示します。MIRおよびFIR色に基づいたコンプトンシックAGNの新しい赤外線選択を提示します（[9$\mu$m-22$\mu$m]$>3.0$および[22$\mu$m-90$\mu$m]$<2.7$）WISEおよびAKARIから。Swift-BATサンプルに含まれていない2つの既知のコンプトン厚AGNが見つかり、9.7$\mu$mのケイ酸塩吸収とMIR連続体をカバーするMIR色は、コンプトン厚AGNを識別するための有望な新しいツールであると結論付けています。
変化する外観のセイファートNGC 3516で発見された光のフレア
| Title |
A_flare_in_the_optical_spotted_in_the_changing-look_Seyfert_NGC_3516 |
| Authors |
D._Ilic,_V._Oknyansky,_L.C._Popovic,_S.S._Tsygankov,_A.A._Belinski,_A.M._Tatarnikov,_A.V._Dodin,_N.I._Shatsky,_N.P._Ikonnikova,_N._Rakic,_A._Kovacevic,_S._Marceta-Mandic,_M.A._Burlak,_E.O._Mishin,_N.V._Metlova,_S.A._Potanin,_S.G._Jeltouhov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01308 |
変化する外観のセイファートNGC3516の短期集中的な光学キャンペーン（2019年9月から2020年1月）からの観察結果を示します。このAGNは強い光学的変動性を持つことが知られており、過去にそのタイプを変更しました。2013年以降、光学的には低活動状態にあり、2015年の終わりから2016年の初めにかけていくらか明るくなり、その後は休止状態が続きました。このオブジェクトが新しい活動状態になる可能性があることを示すために、UバンドとBバンドの新しい観測からNGC3516の光学的変動性を調べ、光学的な輝線のプロファイルを調べることを目的としています。NGC3516は、UおよびBフィルターの自動望遠鏡で過去4か月間集中的に監視されており、0.01精度の正確な測光を可能にします。明るさの増加が見られると、スペクトル観測がトリガーされました。アーカイブのSwift/UVOTおよびXRTデータから構築されたUVおよびX線の長期光度曲線による暴力的変動の過去のエピソードの分析をサポートします。測光強度の増加は、UフィルターとBフィルターの両方で、それぞれ0.25magと0.11magの最大振幅まで見られます。フレアの間、我々は以前に報告されたよりも強い禁制の高イオン化鉄線、ならびに複雑な広いH{\alpha}およびH{\beta}線を観察します。これは特に、二重ピークのように見えるH{\alpha}で見られます。バルマー線に幅10000km/sという非常に広い成分が現れているようです。光学、UV、およびX線の光度曲線の傾向は類似しており、UVおよびX線の場合、変動の振幅が大幅に大きくなります。連続体放射の増加、コロナラインの変動性、およびバルマーラインの非常に広い成分は、NGC3516のAGNが最後に約3年間であった低活動状態を最終的に離れていることを示している可能性があります。
近赤外および中赤外ブロードバンド測光を使用した銀河中心での消滅：レイリージーンズ色過剰法のひねり
| Title |
Extinction_at_the_Galactic_Center_Using_Near-_and_Mid-infrared_Broadband_Photometry:_A_Twist_on_the_Rayleigh-Jeans_Color_Excess_Method |
| Authors |
R._Deno_Stelter_(1,_2,_3),_Stephen_S._Eikenberry_(3)_((1)_Center_for_Adaptive_Optics,_UC_OBservatories,_UC_Santa_Cruz,_(2)_Astronomy_Department,_UC_Santa_Cruz,_(3)_Astronomy_Department,_University_of_Florida) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01338 |
銀河中心（GC）の内側の$\sim$\SI{15}{\arcminute}による消滅マップを示し、マップ'pixels'は\SI{5}{\arcsecondを測定します}$\times$\SI{5}{\arcsecond}近赤外および中赤外の統合された明るい色の測定値を使用します。私たちは、Majewskiらによって最初に説明されたレイリージーンズ色過剰（RJCE）メソッドのバリアントを使用します。（2011）私たちの作業の基礎として、ベイズの考え方で問題に取り組み、表面測光を優先して点光源測光を省略しましたが、GCでの非常に混雑したフィールドの課題を有利に変えています。私たちの結果は、GCでの消光が単一のべき乗則係数$\beta=2.03\pm0.06$と矛盾しないことを示し、消光推定のRedClump（RC）点光源測光法を使用した結果と比較します。\num{5}と\SI{7.5にピークがあるGCでの消光マップの値の二峰性の分布にもかかわらず、$\beta$の測定と空間変動の明らかな欠如は以前の研究と一致していることがわかります}{mag}。消滅のこの二峰性の性質は、内部のGCフィールドの一部を不明瞭にする赤外線の暗い雲が原因である可能性があります。DeWittらによって編集されたIR光源の点光源カタログを使用して、消滅法則とマップおよび赤みを除去したNIRCMDとGC領域のカラーカラーダイアグラムを提示します。（2010）。脱赤は、絶滅測定のエラー（通常は\SI{0.6}{mag}）によって制限されます。これは、マップピクセルのサイズの影響を受け、存在する複数の恒星の個体群を分離するのに十分な粒度ではありませんGCに向かって。
遠方の巨大銀河団における超拡散銀河の性質：ハッブルフロンティアフィールドのAbell 370
| Title |
The_Nature_of_Ultra-diffuse_Galaxies_in_Distant_Massive_Galaxy_Clusters:_Abell_370_in_the_Hubble_Frontier_Fields |
| Authors |
Jeong_Hwan_Lee,_Jisu_Kang,_Myung_Gyoon_Lee,_and_In_Sung_Jang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01340 |
Abell370（$z=0.375$）での超拡散銀河（UDG）の発見について報告します。ハッブルフロンティアフィールド（HFF）の画像から、Abell370に46のUDGが見つかります。ほとんどのUDGは光度の低い赤いシーケンス銀河ですが、それらのいくつかは青いUDGです。Abell370のUDGの存在量を推定します。$N（\rmUDG）=644\pm104$です。これらの結果をAbellS1063（$z=0.348$）およびAbell2744（$z=0.308$）\citep{Lee17}の結果と組み合わせて、3つのクラスター内のUDGの平均動径数密度プロファイルを導き出します。UDGと明るい銀河の数密度プロファイルは、クラスターの中央領域で不一致を示します。UDGのプロファイルは、クラスター中心距離が減少するにつれて平坦化を示しますが、明るい銀河のプロファイルは連続的に増加します。これは、UDGがクラスターの中央領域で混乱しやすいことを意味します。UDGの豊富さとホストシステムのビリアルの質量との関係は、指数がほぼ1のべき乗則によって記述されます：$N（{\rmUDG}）\proptoM_{200}^{0.99\pm0.05}$M_{200}>10^{13}〜M_{\odot}$の$。基本多様体法を使用してUDGのおおよその動的質量を推定し、ほとんどのUDGに小人のような質量$（M_{200}<10^{11}$$M_{\odot}）$があることを見つけます。これは、ほとんどのUDGに小人のような起源があり、少数の$L^{*}$銀河で失敗する可能性があることを意味します。これらの結果は、複数の起源が巨大な銀河団におけるUDGの形成と進化に寄与していることを示唆しています。
5つの光学的に選択された2型クエーサーの高解像度電波観測
| Title |
High-Resolution_Radio_Observations_of_Five_Optically_Selected_Type_2_Quasars |
| Authors |
M\'at\'e_Krezinger,_S\'andor_Frey,_Zsolt_Paragi_and_Roger_Deane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01501 |
多くの低光度活動銀河核（AGN）には、非常に長いベースライン干渉（VLBI）を使用して高角度分解能で観測できるコンパクトな無線コアが含まれています。arcsecスケールの構造情報とmilliarcsec解像度のVLBIイメージングを組み合わせることは、オブジェクトを特性化し、パーセクスケールでコンパクトなコアを見つけるのに役立つ方法です。VLBIイメージングを使用して、ソースがフラットまたは反転無線スペクトルでkpcスケールの二重対称構造を示す場合に、デュアルAGNを探すこともできます。1.7と5GHzのヨーロッパVLBIネットワーク（EVN）でタイプ2クエーサーの光学的に選択されたサンプルから取られた赤方偏移0.36<z<0.58で5つのそのようなソースを観察しました。5つのソースのうち、1つ（SDSSJ1026-0042）のみが、両方の周波数で確実に検出されたコンパクトなVLBIコアを示しています。他の4つのソースは、1.7GHzでのみわずかに検出され、解決された無線構造と急なスペクトルを示しています。進行中のKarlG.Jansky超大規模アレイスカイサーベイの最初のエポックデータを使用して、これらの4つのソースすべてが、以前に文献で報告された反転スペクトルとは対照的に、arcsecスケールの急峻な無線スペクトルを持っていることを確認します。ただし、VLBIで検出されたソースであるSDSSJ1026-0042は、フラットな積分スペクトルを持っています。真にフラットまたは反転したスペクトルでkpcスケールの対称構造を示すラジオAGNは、将来のVLBI観測の対象となるデュアルAGNの有望な候補である可能性があります。
活発な銀河核SDSS J022700.77-042020.6で発見された潮汐破壊イベント候補
| Title |
A_Tidal_Disruption_Event_Candidate_Discovered_in_the_Active_Galactic_Nucleus_SDSS_J022700.77-042020.6 |
| Authors |
Zhu_Liu,_Dongyue_Li,_He-Yang_Liu,_Youjun_Lu,_Weimin_Yuan,_Liming_Dou,_and_Rong-Feng_Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01517 |
活動銀河核SDSSJ022700.77-042020.6で発生した潮汐破壊イベント（TDE）候補の発見を報告します。2009年後半のJ0227-0420のフラックスの突然の増加は、長期的な光学、UV、およびNIRの光度曲線ではっきりと示されています。最初の減少に続くプラトー相は、NUVおよび光学u、g、r、iの光度曲線に見られます。さらに、NUVバンドのプラトーフェーズが光学フェーズよりも約70〜80日遅れ、期間もはるかに短い可能性があることを示しています。つまり、$\sim$7-15日に対して$\sim$40-50日です。長期のNUV/光学（プラトーフェーズ後）、NIRおよびMIRの光度曲線は、TDEの期待と一致する$L（t）\proptot^{-\beta}$の形式で十分に特徴付けることができます。高原は、恒星流が異なる半径で既存のAGNディスクと衝突する場合に説明できます。全体的なフォールバック率は減少しますが、外側のディスクの材料は徐々に内側にドリフトし、内側の領域での局所的な降着率を増加させて、光学的およびUVプラトーを生成します。光学プラトーとNUVプラトーの間の可能な遅延は、粘度の遅延に起因する可能性があります。NIR$J、H、K_s$バンド（$\sim1.4-3.3$）のインデックス$\beta$は、UV/光学バンド（$\sim0.7-1.3$）とMIRバンドのインデックス（$$\sim0.9-1.8$）。これは、ダストトーラスの内部領域にあるダストの特定の割合がTDEフェーズ中に昇華することを示唆している可能性があります。私たちの結果は、恒星の破片と既存のディスクとの衝突により、AGNで発生するTDEの光度曲線は、降着プロセスに新しい光を当てるかもしれない独特の特徴を示す可能性があることを示しています。
活性銀河における分子ガス加熱と修正ダスト特性：ブラックホールの成長か潮汐か？
| Title |
Molecular_Gas_Heating_and_Modified_Dust_Properties_in_Active_Galaxies:_Growing_Black_Holes_or_Tidal_Shocks? |
| Authors |
Rebecca_Minsley,_Andreea_Petric,_Erini_Lambrides,_Aleksandar_M._Diadmond-Stanic,_Maya_Merhi,_Marco_Chiaberge,_Nicolas_Flagey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01695 |
アクティブ銀河核（AGN）として知られている超大質量ブラックホール（SMBH）の成長と重力相互作用が銀河の暖かい分子ガスと塵にどのように影響するかを調査します。私たちの分析は、z<0.1の630銀河の形態と暖かいISMプロパティに焦点を当てています。Pan-STARRS調査のざらざらした画像を使用して、銀河を合併、初期の合併、および非合併に分類します。回転H2遷移、ダストおよびPAH機能からの放射のMIR分光測定を使用し、9.7ミクロンでのケイ酸塩の放射または吸収線を使用して、重力相互作用がAGNホストおよび非AGNホストの暖かいISMにどのように影響するかを調べます。AGNホストでは、ISMがより暖かく、PAHに対するH2の比率が大きく、PAH輝線比とケイ酸塩強度が非AGNホストよりも広い範囲の値を持っていることがわかります。合併と非合併のH2排出量の間にはいくつかの統計的な違いがありますが、それらの違いはAGNホストと非AGNホストの間の違いよりも統計的に有意ではありません。
脈動超発光X線源の起源：中性子星付着体を含む中間質量X線バイナリ
| Title |
The_Origin_of_Pulsating_Ultra-Luminous_X-ray_Sources:_Intermediate-Mass_X-ray_Binaries_containing_Neutron_Star_Accretors |
| Authors |
Devina_Misra,_Tassos_Fragos,_Thomas_Tauris,_Emmanouil_Zapartas,_David_R._Aguilera-Dena |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01205 |
超高輝度X線源（ULX）は、銀河中心から外れたX線源であり、光度が星の質量のブラックホールのエディントン制限（$L_X>10^{39}\;{\rmerg\、s}^{-1}$）。これらのオブジェクトの一部（M82X-2など）でX線脈動が発見されたことで、ULX集団の一部に中性子星（NS）の降着装置があることがわかりました。このULXの部分母集団の形成を説明するために、中間質量のX線バイナリ（IMXB、ドナー星の質量範囲$2.0$から$8.0\;$M$_{\odot}$）の体系的なモデリングを示します。MESAを使用して、中性子星と中間質量ドナー星で構成されるバイナリシステムの許可された初期パラメーター空間を探索します。これにより、ULXの観測された特性を説明できます。私たちのシミュレーションでは、ビーム効果を考慮し、恒星の回転、潮汐、一般的な角運動量の損失、物質移動率の詳細で自己矛盾のない計算も含まれています。中性子星ULXの形成につながる初期パラメーターを探索し、質量損失に対するドナースターの応答に強く依存するこれらのシステムの動的安定性につながる条件を研究します。初期NS質量に2つの値（$1.3\;$M$_{\odot}$と$2.0\;$M$_{\odot}$）を使用すると、IMXBは典型的な時間平均等方性のNS-ULXを生成できることがわかります-最大$\sim\！1.0\;のタイムスケールで$10^{39}$-$10^{41}\;{\rmerg\、s}^{-1}$の間の同等のX線輝度$Myrは、幾何学的なビームを想定した、より低い明度です。最後に、検出の可能性、ドナーによって残された白色矮星の残骸の種類、および中性子星によって付着した質量の総量を推定します。また、結果を観測された脈動ULXと比較し、それらの初期パラメーターを推測します。私たちの結果は、観測された脈動ULX集団の大部分が、スーパーエディントン物質移動相におけるIMXBによって説明できることを示唆しています。
非常に高エネルギーのガンマ線バースト190829Aおよび180720Bの無線残光
| Title |
Radio_Afterglows_of_Very_High_Energy_Gamma-Ray_Bursts_190829A_and_180720B |
| Authors |
L._Rhodes_(1,_2),_A._J._van_der_Horst_(3,_4),_R._Fender_(1,_5),_I._Monageng_(5,_6),_G._E._Anderson_(7),_J._Antoniadis_(2,_8,_9),_M._F._Bietenholz_(10,_11),_M._Bottcher_(12),_J._S._Bright_(1),_C._Kouveliotou_(3,_4),_M._Kramer_(2),_S._E._Motta_(1),_D._R._A._Williams_(1),_P._A._Woudt_(5)._((1)_Oxford_University,_(2)_Max_Planck_Insitut_fur_Radioastronomie,_(3)_George_Washington_University,_(4)_Astronomy,_Physics_and_Statistics_Institute_of_Sciences,_(5)_University_of_Cape_Town,_(6)_South_African_Astronomical_Observatory,_(7)_Curtin_University,_(8)_University_of_Bonn,_(9)_University_of_Crete,_(10)_Hartebeesthoek_Radio_Observatory,_(11)_York_University,_(12)_North-West_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01538 |
高エネルギー立体視システム（H.E.S.S.）によって100GeVを超える光子エネルギーで検出された長いガンマ線バースト（GRB）190829Aの高ケイデンスの多周波電波観測を提示します。MeerKarooアレイ望遠鏡（MeerKAT、1.3GHz）とArcminuteMicrokelvinImager-ラージアレイ（AMI-LA、15.5GHz）による観測は、バースト後1日で始まり、ほぼ200日間続きました。バースト後100日まで実行されたSwiftX-RayTelescope（XRT）からの補足データを使用しました。MeerKATとXRTの両方で、バースト後最大100日を超える可能性のあるフォワードショックコンポーネントが検出されました。逆に、AMI-LAの光度曲線は、バースト後の約70日間、残光フラックスがホスト銀河のレベルを下回るまで、逆ショック放出が支配的であるように見えます。また、他のH.E.S.S.で検出されたGRBであるAMI-LAのGRB180720Bの以前の未発表の観測結果も示しています。検出された非常に高いエネルギー（VHE）のガンマ線放射を含む3つのGRBからの放射と、感度が制限された電波残光サンプルとの比較を示します。GRB190829Aは、サンプルのGRBの中で等方性電波輝度が最も低くなっていますが、その他の電波検出された長いGRBと同じ親分布からVHEGRBが描画されているため、予想どおり、輝度の分布は一貫しています。
黒の未亡人のコンパニオンの全重力四重極モーメントの最初の測定
| Title |
First_measurement_of_the_total_gravitational_quadrupole_moment_of_a_black_widow_companion |
| Authors |
Guillaume_Voisin_(LUTH),_C_Clark,_R_Breton,_V._Dhillon,_M_Kennedy,_D_Mata-S\'anchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01564 |
クモのパルサーの伴星、すなわち黒い未亡人PSRJ2051$-$0827の重力四重極モーメントの最初の測定値を示します。この目的を達成するために、一般的な相対論だけでなく、星の潮汐変形や遠心変形によって引き起こされるペリアストロン歳差を説明できる新しいモデルを使用して、無線タイミングデータを再分析しました。モデルでは、四重極モーメントの時変成分を考慮に入れているため、これらのシステムで観測された、理解されていない軌道周期変動を自己矛盾なく説明しています。私たちの分析の結果、$\dot{\omega}=-68.6_{-0.5}^{+0.9}$deg/yrのスパイダーシステムにおける軌道歳差の最初の検出と、PSRJ2051の軌道偏心の最も正確な決定$-$0827、$e=（4.2\pm0.1）\times10^{-5}$。可変四重極成分が平均四重極モーメントよりも約100倍小さいことを示しています$\bar{Q}=-2.2_{-1}^{+0.6}\times10^{41}$kg.m$^2$。コンパニオンスターの高精度の光学光度曲線の正確なモデリングにより、そのアプシダル運動定数を結果から導き出す方法について説明します。
均一な上流磁場と強い下流乱流を伴う垂直衝撃波での高速粒子加速
| Title |
Fast_Particle_Acceleration_at_Perpendicular_Shocks_with_Uniform_Upstream_Magnetic_Field_and_Strong_Downstream_Turbulence |
| Authors |
Shoma_F._Kamijima,_Yutaka_Ohira,_Ryo_Yamazaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01622 |
衝撃波は、拡散衝撃加速（DSA）メカニズムを介して相対論的粒子を生成します。さまざまな状況の中で、垂直方向の衝撃に対して高速加速が期待されています。垂直衝撃で加速された粒子の加速時間とエネルギースペクトルを調査します。私たちのモデルでは、上流の垂直磁場には変動がなく、下流の領域は非常に乱流です。次に、粒子の動きは上流領域での旋回と下流のボームのような拡散です。この状況下で、加速時間の分析形式を導出します。テスト粒子シミュレーションを使用して、式の有効性が検証されます。さらに、粒子のエネルギースペクトルは、標準のDSAによって予測されたものと同じです。したがって、現在提案されているメカニズムは、上流の磁気増幅がなくても、急速な加速と正準スペクトル$dN/dp\proptop^{-2}$を同時に実現します。
Insight-HXMTの低エネルギー望遠鏡の背景モデル
| Title |
Background_Model_for_the_Low-Energy_Telescope_of_Insight-HXMT |
| Authors |
Jin-Yuan_Liao,_Shu_Zhang,_Yong_Chen,_Juan_Zhang,_Jing_Jin,_Zhi_Chang,_Yu-Peng_Chen,_Ming-Yu_Ge,_Cheng-Cheng_Guo,_Gang_Li,_Xiao-Bo_Li,_Fang-Jun_Lu,_Xue-Feng_Lu,_Jian-Yin_Nie,_Li-Ming_Song,_Yan-Ji_Yang,_Yuan_You,_Hai-Sheng_Zhao,_Shuang-Nan_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01432 |
高銀河緯度で150を超える空の観測を行い、ハードX線変調望遠鏡（Insight-HXMTと呼ばれる）の低エネルギー望遠鏡（LE）の背景を系統的に調査します。地上シミュレーションと軌道上観測の両方から、バックグラウンドスペクトルには主に2つのコンポーネントがあることがわかります。1つは7keVを超える粒子の背景であり、そのスペクトル形状はすべての地理的な場所で一貫しています。もう1つは、7keV未満を支配し、空の領域にあまり依存しない安定したスペクトルを持つ、拡散X線背景です。粒子背景のスペクトル形状は、すべての空白の空の観測のブラインド検出器データから取得でき、粒子背景の強度は、ブラインド検出器によって10〜12.5keVで測定できます。高銀河緯度の拡散X線の背景は、粒子の背景を差し引いた後の空白の空のスペクトルからも取得できます。これらの特性に基づいて、スペクトルと光度曲線の両方の背景モデルを開発します。バックグラウンドスペクトルの系統誤差は、さまざまな露出（T_exp）で調査されます。T_exp=1ksのスペクトルの場合、1〜7keVおよび1〜10keVの平均系統誤差は、それぞれ4.2％および3.7％です。また、さまざまなエネルギーバンドとタイムビンを使用して、バックグラウンドライトカーブの系統誤差分析を実行します。結果は、異なるタイムビンの光度曲線の系統誤差が1〜10keVで8％未満であることを示しています。
ディスク/軌道面がずれている若いトリプルスターシステムでのディスクのティアリング
| Title |
Disk_tearing_in_a_young_triple_star_system_with_misaligned_disk/orbit_planes |
| Authors |
Stefan_Kraus,_Alexander_Kreplin,_Alison_K._Young,_Matthew_R._Bate,_John_D._Monnier,_Tim_J._Harries,_Henning_Avenhaus,_Jacques_Kluska,_Anna_S._E._Laws,_Evan_A._Rich,_Matthew_Willson,_Alicia_N._Aarnio,_Fred_C._Adams,_Sean_M._Andrews,_Narsireddy_Anugu,_Jaehan_Bae,_Theo_ten_Brummelaar,_Nuria_Calvet,_Michel_Cur\'e,_Claire_L._Davies,_Jacob_Ennis,_Catherine_Espaillat,_Tyler_Gardner,_Lee_Hartmann,_Sasha_Hinkley,_Aaron_Labdon,_Cyprien_Lanthermann,_Jean-Baptiste_LeBouquin,_Gail_H._Schaefer,_Benjamin_R._Setterholm,_David_Wilner,_Zhaohuan_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01204 |
若い複数の恒星系では、星の重力の影響が星間円盤を形成し、降着と惑星形成に利用できる物質を制御します。トリプルシステムGWOrionisの観察は、ディスク/軌道面の不整列による重力トルクがディスクをゆがめ、内側のディスクを歳差リングに分割する、ディスクの引き裂きの直接的な証拠を提供します。軌道面と外側のディスクに対してずれている偏心リングをイメージし、強く反った中間ディスクに影を落とします。リング/ワープジオメトリの制約と完全に特性化された摂動軌道により、システムはディスク流体力学を研究するための潜在的なロゼッタ石になります。リングは、惑星形成に適した条件を提供し、高度に傾斜した軌道上に広分離惑星を形成するメカニズムを提供します。
若い恒星天体の周りの円盤の形成と進化
| Title |
Formation_and_Evolution_of_Disks_around_Young_Stellar_Objects |
| Authors |
Bo_Zhao,_Kengo_Tomida,_Patrick_Hennebelle,_John_J._Tobin,_Ana_elle_Maury,_Tomoya_Hirota,_\'Alvaro_S\'anchez-Monge,_Rolf_Kuiper,_Anna_Rosen,_Asmita_Bhandare,_Marco_Padovani,_Yueh-Ning_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01342 |
最近の観察では、星間円板が若い恒星天体の周りに一般的に形成されることが示唆されています。星間円盤の形成は親雲の角運動量の保存の自然な結果である可能性がありますが、理論的研究では、代わりに、大規模な輸送を行う効率的な磁気ブレーキにより、現実的なレベルに磁化された密な分子コアから円盤形成が困難であることが示されています星間領域から離れた角運動量の割合。非理想的なMHD効果や非対称摂動など、観測と理論のギャップを埋めるメカニズムに重点を置いて、低質量と高質量の両方の若い恒星天体の周りの円盤の形成と初期進化の最近の進展を確認します崩壊するコア内（例えば、磁場の不整合と乱流）。また、流出の立ち上げと複数のシステムの形成に関連するプロセスに対処し、原始惑星系円盤の特性における考えられる影響について説明します。
若い太陽型星からのスーパーフレアにおける誘導された反復的な磁気再結合の可能な証拠
| Title |
Possible_evidence_of_induced_repetitive_magnetic_reconnection_in_a_superflare_from_a_young_solar-type_star |
| Authors |
S._Mancuso,_D._Barghini,_D._Telloni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01439 |
NASAが打ち上げたケプラーミッションで観測された若い活動的な太陽型星であるKIC8414845のフレア活動中に観測された複数の準周期的脈動（QPP）の検出について報告します。以前に太陽または恒星のQPPの分析に利用されたことのない特異スペクトル分析（SSA）と呼ばれるデータ駆動型のノンパラメトリック手法を使用してQQP信号を分析しました。SSAは、所定の基底関数の選択に基づいていないため、メジャーフレア中にQPPで観測されるような非定常非線形信号の分析に特に適しています。分析により、このスーパーフレアにおけるQPPの見かけ上の非調和形状は、49分と86分の2つの固有モードの重ね合わせから生じ、準調和挙動と異なる変調パターンを示すことが明らかになりました。2つの再構成された信号は、コロナループで励起された低速モードの横方向および/または縦方向の電磁流体力学的振動と一致しており、反復的な再接続のメカニズムを通じて、近くのループでフレアエネルギーの周期的な放出を引き起こします。SSAによって明らかになった2つのモードの固有の振幅変調は、観測されたQPPパターンの解釈を支持します。近くのループ。ただし、利用可能なデータに基づいて同時解釈を除外することはできません。
赤い一過性V838 MonocerotisのSiOメーザー天文学
| Title |
SiO_maser_astrometry_of_the_red_transient_V838_Monocerotis |
| Authors |
Gisela_N._Ortiz-Leon,_Karl_M._Menten,_Tomasz_Kaminski,_Andreas_Brunthaler,_Mark_J._Reid,_Romuald_Tylenda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01488 |
赤い新星V838Monの残骸からの43GHzでのv=1、J=1-0遷移におけるSiOメーザー放出のVLBAを使用したマルチエポック観測を提示します。メイサースポットの位置をモデル化して、0.166+/-0.060マスの視差を導き出します。この視差を他の距離情報と組み合わせると、5.6+/-0.5kpcの距離が得られます。これは、V838Monの光エコーの偏光測定画像のモデリングから独立した6.1+/-0.6kpcの幾何学的距離と一致します。これらの結果を組み合わせて、弱く制約するガイアDR2視差を含めると、5.9+/-0.4kpcの距離の最良の推定が得られます。メーザースポットは、約225GHzの連続体のピークの近くにあり、ALMAで検出されたSiOJ=5-4の熱放射です。V838Monの適切な動きは、天の川の外側のらせん状アームの小さな開いたクラスターのメンバーであることを確認します。
SN 2010jlでほこりコンポーネントを解きほぐす：最初の1400日
| Title |
Disentangling_Dust_Components_in_SN_2010jl:_The_First_1400_Days |
| Authors |
A._M._Bevan,_K._Krafton,_R._Wesson,_J._E._Andrews,_E._Montiel,_M._Niculescu-Duvaz,_M._J._Barlow,_I._De_Looze,_and_G._C._Clayton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01503 |
明るいタイプIInSN2010jlは、SN噴出物と高密度の星状物質の間の相互作用の強い兆候を示しています。ほこりは、衝撃を受けていない噴出物、相互作用領域の衝撃の間の冷たくて密な殻、または星間物質に存在する可能性があります。爆発から82〜1367日までのSN2010jlの新しい光学および赤外線測光と分光法を提示し、モデル化します。放射伝達コードMOCASSINとDAMOCLESをそれぞれ使用して、測光と分光の進化を評価します。相互作用シナリオを提案し、結果として生じるダスト形成シナリオとダスト質量を調査します。SN2010jlは、その赤外線放射と光学スペクトルの進化に基づいて、継続的にダストを形成していることがわかります。星周囲の媒質に既存のダストが存在する証拠と、涼しくて密な殻や噴出物に新たにダストが形成された証拠があります。SN2010jlでは、アウトバースト後の1400dまでに、0.005〜0.01M$_{\odot}$の大部分が炭素ダスト粒子が形成されたと推定しています。
Herbig Ae / Be星の周りの円盤の内側の縁の家族の肖像：反り、リング、セルフシャドウイング、および内部の天文単位の不整合を探す
| Title |
A_family_portrait_of_disk_inner_rims_around_Herbig_Ae/Be_stars:_Hunting_for_warps,_rings,_self_shadowing,_and_misalignments_in_the_inner_astronomical_units |
| Authors |
J._Kluska,_J.-P._Berger,_F._Malbet,_B._Lazareff,_M._Benisty,_J.-B._Le_Bouquin,_O.Absil,_F._Baron,_A._Delboulb\'e,_G._Duvert,_A._Isella,_L._Jocou,_A._Juhasz,_S._Kraus,_R._Lachaume,_F._M\'enard,_R._Millan-Gabet,_J._D._Monnier,_T._Moulin,_K._Perraut,_C._Pinte,_S._Rochat,_F._Soulez,_M._Tallon,_W.-F._Thi,_E._Thi\'ebaut,_W._Traub_and_G._Zins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01594 |
原始惑星系円盤の最も内側の天文単位は、恒星と惑星の形成にとって重要な領域です。太陽系外惑星の検索により、ホスト星の周りの最初のau内にある近接惑星の大規模な出現が示されています。私たちは、赤外線干渉法によって提供されるミリ秒角の分解能を備えた近赤外線干渉観測を使用して、ディスクの内側の縁の形態を明らかにすることを目指しています。SPARCOを使用して、VLTIのPIONIERで実施されたHerbigAeBe調査から選択された15個のオブジェクトの再構成画像を提供します。観測の角度分解能では、システムの40％が中心対称であることがわかります。残りのオブジェクトについては、オブジェクトの30％がディスク状の構造が中程度から強い傾向にあることによる非対称放出、および非軸対称でおそらく可変な環境（30％）による非中心対称の形態の証拠が見つかります。ディスクのような構造を持つシステムの中で、20％は解決された無塵の空洞を示しています。画像再構成プロセスは、複雑なディスクの内縁の形態を明らかにする強力なツールです。近赤外線干渉観測で得られた角度分解能では、ほとんどの画像は中央にピークのある放射（空洞なし）と互換性があります。最も解決されたターゲットの場合、画像再構成により、一般的なパラメトリックモデルでは再現できない形態が明らかになります。さらに、非軸対称ディスクは、光学干渉計によって探査された空間分解能が、近赤外放射の観測を数週間までの時間スケールでの時間発展に敏感にすることを示しています。単純な傾斜と放射伝達効果では説明できない非軸対称放射の証拠には、内部ディスクの反りなどの別の説明が必要です。したがって、干渉観測は、サブauスケールでこれらのディスクの非対称性の進化を追跡するために使用できます。
恒星研究所。 X.新しいCu IV-VII発振器の強度と、高温の白色矮星における銅とインジウムの最初の検出
| Title |
Stellar_laboratories._X._New_Cu_IV_-_VII_oscillator_strengths_and_the_first_detection_of_copper_and_indium_in_hot_white_dwarfs |
| Authors |
T._Rauch_(1),_S._Gamrath_(2),_P._Quinet_(2,3),_M._Demleitner_(4),_M._Knoerzer_(1),_K._Werner_(1),_J._W._Kruk_(5)_((1)_Institute_for_Astronomy_and_Astrophysics,_Eberhard_Karls_University,_Tuebingen,_Germany,_(2)_Physique_Atomique_et_Astrophysique,_Universite_de_Mons_-_UMONS,_Belgium,_(3)_IPNAS,_Universite_de_Liege,_Liege,_Belgium,_(4)_Astronomisches_Rechen-Institut,_Zentrum_fuer_Astronomie,_Ruprecht_Karls_University,_Heidelberg,_Germany,_(5)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_Greenbelt,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01633 |
正確な原子データは、熱い星のスペクトル分析に必須である信頼性の高い非局所熱力学的平衡（NLTE）モデルの大気の計算に不可欠な要素です。高温の白色矮星（WD）星における銅（原子番号Z=29）とインジウム（Z=49）のスペクトル線を初めて検索して特定し、その後、それらの光圏の存在量を決定することを目的としています。CuIV-VIIの振動子強度は、NLTEモデル-大気計算にCuの放射および衝突の境界境界遷移を含めるように計算されました。InIV〜VIの発振器の強さは、文献からまとめたものです。DOタイプのWDRE0503-289の紫外（UV）スペクトルで、1CuIV、51CuV、2CuVI、および5InVlineを新たに特定しました。それぞれ9.3X10**-5（質量分率、132倍の太陽）および3.0X10**-5（56600倍の太陽）の光圏存在量を測定しました。また、DAタイプのWDG191-B2B（6.3X10**-6、9倍の太陽）にCuの過剰が見られました。RE0503-289のUVスペクトルで識別されたすべてのCuIV-VIラインは、新しく計算された発振器強度で同時に十分に再現されました。RE0503-289でのCuおよびInの検出により、この並外れたWDのトランス鉄元素（Z>28）の総数は、前例のない18に達します。
AGB星における$ ^ {13} $ C中性子源の形成のモデリング
AGBモデルの不確実性の主な原因は、いわゆる$^{13}$Cポケットの形成に必要な水素の部分混合プロセスです。この物理的プロセスの自己矛盾のない処理を導出する試みの中には、磁気浮力の2Dおよび3Dシミュレーションがあります。磁気浮力によって引き起こされた混合から生じる$^{13}$Cポケットは、これまでに想定されたものよりも広い領域に広がり、ほぼフラットな$^{13}$C分布と無視できる量の$^{14}$を示しますN最近、プレソーラーSiC結晶粒の$s$元素の同位体存在比の記録を照合するのに適した候補であることが証明されています。ただし、現在まで、このような磁気混合はポストプロセス計算にのみ適用されており、恒星の進化的コードには実装されていません。ここでは、磁気浮力を含む1次元静力学FUNS進化コードで実行される新しい恒星モデルを紹介します。結果の$s$プロセス分布にコメントし、分光観測と太陽前の粒子測定との予備的な比較を示します。
| Title |
Threshold_of_Primordial_Black_Hole_Formation_in_Nonspherical_Collapse |
| Authors |
Chul-Moon_Yoo,_Tomohiro_Harada_and_Hirotada_Okawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01042 |
回転楕円体スーパーホライズン摂動から始まる原始ブラックホール（PBH）形成の（3+1）次元シミュレーションを実行します。楕円率（長さまたは偏角）が曲率摂動のピーク振幅の観点からPBH形成のしきい値にどのように影響するかを調査します。放射が優勢な宇宙の場合、閾値に対する楕円率の影響は、PBH形成に予想される大きな振幅の摂動に対して無視できるほど小さいことがわかります。
MeVスケールのアキシオン様粒子の天体物理学と実験室プローブ間の相互作用について
| Title |
On_the_interplay_between_astrophysical_and_laboratory_probes_of_MeV-scale_axion-like_particles |
| Authors |
Fatih_Ertas_and_Felix_Kahlhoefer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01193 |
アキシオン様粒子（ALP）の研究は、一般に単一タイプの相互作用、たとえば光子との結合のみに焦点を当てています。ただし、ほとんどのALPモデルは、異なるカップリング間の相関を予測します。これは、現象学を重要な方法で変化させます。たとえば、高エネルギーの標準モデルゲージボソンに結合されたMeVスケールのALPは、一般に、低エネルギーの光子、$W^\pm$および$Z$ボソン、ならびに中間子および核子と相互作用します。このようなシナリオの影響を調査し、特にSN1987Aからの天体物理学的制約が大幅に緩和され、NA62などの実験室実験で探索できるパラメーター空間の新しい領域が開かれる可能性があることを指摘します。
真空の恣意性とハッブルの緊張
非Bunch-Davies真空で放出された超水平モードのエネルギー密度は、インフレーション中に任意に大きくなる可能性があり、その後の放射線支配時代のln（a）/a^4のように減少することを示しています。これは、ハッブルの緊張を緩和するために初期の宇宙論的進化を十分に変えることができる暗い放射成分を構成するかもしれません。
重力の幾何学的スカラー理論における$ G $の変動について
M.Novelloらによって提案された重力の幾何学的スカラー理論の枠組みの中で、空間と時間における有効なニュートン重力定数$G_{\rmN}$の可能な変動性を分析します。[JCAP06、014（2013）;arXiv：1212.0770]。太陽系における$G_{\rmN}$の空間変動は、現代の機器で検出可能な桁の大きさを持っていることが示されています。$G_{\rmN}$の宇宙論的時間による変動については、（少なくとも元の論文で論じられた理論の特定の定式化と対応する宇宙論モデルに対して）これらの変動が、観察。
| Title |
Astrophysical_and_theoretical_physics_implications_from_multimessenger_neutron_star_observations |
| Authors |
Hector_O._Silva,_A._Miguel_Holgado,_Alejandro_C\'ardenas-Avenda\~no,_Nicol\'as_Yunes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01253 |
NeutronStarInteriorCompositionExplorer（NICER）は最近、孤立した中性子星PSRJ0030+0451の質量と赤道半径を測定しました。これらの測定値を使用して、核核物質の未知の状態方程式に影響されないこれらの量の間の関係を使用して、孤立した中性子星の慣性モーメント、四重極モーメント、および表面偏心を初めて推定します。また、これらの結果を使用して、今後10年間に電波観測で直接測定されると予想される量であるダブルパルサーバイナリJ0737-3039の中性子星Aの慣性モーメントを予測します。この情報をLIGO/Virgo観測による潮汐ラブナンバーの測定と組み合わせて、一般相対性理論の最初の理論にとらわれず、状態方程式に依存しないテストを提案し、実装します。これらの制約を特定の修正理論に特化すると、一般相対性理論との整合性により、これまでに報告された他のすべての境界を7桁超えて、重力パリティ違反に最も厳しい制約が課されることがわかります。
コヒーレント制御側波帯によるフィルターキャビティの制御
| Title |
Control_of_a_Filter_Cavity_with_Coherent_Control_Sidebands |
| Authors |
Naoki_Aritomi,_Matteo_Leonardi,_Eleonora_Capocasa,_Yuhang_Zhao_and_Raffaele_Flaminio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01400 |
重力波検出器の広帯域量子ノイズ低減では、フィルターキャビティを使用して実現される周波数依存スクイーズド真空状態は成熟した技術であり、4回目の観測からAdvancedLIGOおよびAdvancedVirgoに実装されます。周波数依存のスクイーズの利点を得るには、スクイーズされた真空状態に関するフィルターキャビティの離調と位置合わせを正確に制御する必要があります。この目的のために、スクイーズ角を制御するためにすでに使用されているコヒーレント制御サイドバンドを使用して、新しい長さと位置合わせ制御方式を提案します。スクイーズされた真空状態とコヒーレント制御側波帯の両方が同じモードマッチング条件とほぼ同じ周波数を持っているので、フィルターキャビティの離調とアライメントをこのスキームで正確に制御できます。本稿では、この方式の原理とその重力波検出器への応用を示す。
$ \ mathbb {Z} _2 $の対称性のないブラックホールとその影の画像の回転
ブラックホール合体からの重力波の最近の検出とブラックホールの影の最初の画像は、強磁場領域での重力理論のテストの可能性を高めています。この論文では、一般的な$\mathbb{Z}_2$対称性が破られているKerrのような回転ブラックホールのクラスの物理的特性と影のイメージを研究します。このようなブラックホールの解は、ストリング理論などの重力の基本量子理論の効果的な低エネルギー理論で発生する可能性があります。理論にとらわれないフレームワーク内では、カーのような解が漸近的にフラットであり、カーターのような定数が保持され、測地方程式を完全に分離できると仮定します。これら2つの要件に従って、時空の$\mathbb{Z}_2$非対称性は極角の2つの任意の関数によって特徴付けられることがわかります。影の画像は、天体座標上で$\mathbb{Z}_2$対称であることがわかります。さらに、影は任意の関数の1つに対して完全に盲目です。もう1つの関数は、影の見かけのサイズに影響しますが、影の輪郭をほとんど歪めず、スピンパラメータの縮退はありません。したがって、この関数のパラメーターは、ブラックホールの質量と地球からの距離が非常に正確に測定されている場合にのみ、ブラックホールの影で制約を受けることができます。
ハッブル定数のローカル測定は現在、$\Lambda$CDM宇宙論の仮定の下でCMBから推定される高精度の値と一致していません。この緊張の重要性は、この未解決の問題に対処できる標準的な宇宙論モデルの拡張を研究する動機を明確に動機づけます。大まかに言えば、CMBとローカル測定の間の張力を（他のデータセットに追加の張力を導入することなく）削減することに成功したモデルは、再結合に近い時間に宇宙のエネルギー密度の追加のコンポーネントを必要とします。この寄稿では、マヨロン（グローバルなレプトン数の対称性の自発的な破れから生じ、ニュートリノの質量メカニズムに関連することが多い）がハッブルの張力を減らすのに役立つことを示します。重要なのは、現在のCMB観測がニュートリノとマヨロンのカップリングを$10^{-13}$まで制約できることも示します。これは、タイプIのシーソーメカニズム内で、$\sim1\ものレプトン数の破れのスケールに対応します。、\text{TeV}$。
一般化相互作用Tsallisホログラフィック暗黒エネルギーモデルとその熱力学的意味
| Title |
A_Generalized_Interacting_Tsallis_Holographic_Dark_Energy_Model_and_its_thermodynamic_implications |
| Authors |
Abdulla_Al_Mamon,_Amir_Hadi_Ziaie_and_Kazuharu_Bamba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01593 |
この論文は、ハッブル長によって赤外線（IR）カットオフスケールが設定される相互作用するTsallisホログラフィックダークエネルギー（THDE）の理論モデルを扱います。宇宙の暗いセクター（ダークエネルギーと圧力のないダークマター）間の相互作用Qは、本来重力ではないと仮定されています。Qの関数形式は、よく知られ、最もよく使用される相互作用を特殊なケースとして再現するように選択されています。次に、この相互作用するTHDEモデルのTHDE密度パラメーター、状態方程式パラメーター、減速パラメーター、ジャークパラメーターの性質を調べます。私たちの研究によると、宇宙は最近、膨張の減速段階から加速段階にスムーズに移行し、この移行は赤方偏移間隔[0.637,0.962]内で発生します。これは現在の観察とよく一致しています。これは、モデルの正規化されたハッブルパラメーターの進化を示し、最新のハッブルパラメーターデータと比較しています。最後に、現在のコンテキストでこのモデルの安定性と熱力学的性質の両方を調査します。
実験室での局所的な暗黒物質密度の測定
私たちの宇宙には大量の暗黒物質（DM）が存在するという強力な証拠にもかかわらず、私たち自身の太陽系におけるその存在の直接の兆候はありません。すべての直接DM検索に不可欠なローカルDM密度のすべての推定は、はるかに大きなスケールでの推定の推定に依存しています。直接検出実験でローカルDM密度を測定する可能性を初めて示します。これは、着信DM粒子が検出前に地上核に頻繁に散乱し、信号の追加の時間依存性を引き起こすという仮定に依存しています。サブGeVDMの場合、スピンに依存しないDM-プロトンの断面積が$\sim10^{-32}\、\text{cm}^2$であるため、将来の直接検出実験でローカルDMを再構築できるはずです。20％の不確実性を持つ密度。
ファブリーペローキャビティを使用したALP検索
この論文では、強い磁場内での光子のアキシオン様粒子（ALP）への変換を検出する実験の概要を説明します。ファブリペローキャビティを通過する光の偏光を変調し、変調周波数で効果的に歳差運動することにより、ALP光子結合定数の4乗ではなく、二乗に比例する信号が生成されることを示します。ショットノイズがノイズの主要な発生源であると想定すると、このアプローチは$10^{-4}eV$未満の敏感なALP質量と$g_{a\gamma}\sim10^{-11へのオーダーの結合であると推定します}\text{GeV}^{-1}$、10m、10Tの磁石、$g_{a\gamma}\sim10^{-12}\text{GeV}^{-1}$、100ALPs-IIcで想定されているm磁石。これらのプロパティを持つALPは、BLAZARによって放出される超高エネルギーガンマ線に対する銀河外背景光（EBL）の見かけの透明度を説明するために呼び出されました。
4次元Einstein-Gauss-Bonnetブラックホール周辺の薄い降着円盤
| Title |
Thin_Accretion_Disk_around_a_four-dimensional_Einstein-Gauss-Bonnet_Black_Hole |
| Authors |
Cheng_Liu,_Tao_Zhu,_and_Qiang_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01662 |
最近、重力の新しい4次元アインシュタインガウスボンネット（4EGB）理論がGlavanとLinによって提案されました[D.GlavanandC.Lin、Phys。レット牧師。124、081301（2020）]は、ガウスボンネット結合定数$\alpha\to\alpha/（D-4）$を制限$D\to4$で再スケーリングして、Lovelockの定理をバイパスします。ここでは、4EGB重力の静的な球対称のブラックホールの周りの薄い降着円盤から放出される電磁放射の物理的特性を調べます。この目的のために、放出された電磁放射が黒体スペクトルになるように、ディスクが定常状態であり、流体力学的および熱力学的平衡にあると仮定します。ディスクのエネルギーフラックス、温度分布、および電磁スペクトルに対する4EGB重力のガウスボンネット結合定数$\alpha$の影響を詳細に研究します。パラメータ$\alpha$の増加に伴い、エネルギーフラックス、温度分布、およびディスクの電磁スペクトルがすべて増加することが示されています。さらに、パラメーター$\alpha$の増加に伴い、降着効率が低下することも示しています。私たちの結果は、4EGBブラックホールの周りの薄い降着円盤は、光度よりも熱く、光度が高く、正の$\alpha$に対して同じ質量のシュヴァルツシルトブラックホールの周りよりも効率的である一方で、冷たく光度が低いこと、および負の$\alpha$の効率は低下します。
イオン対電子質量比および光対アルフベン速度比への動的プラズマ波の依存性
| Title |
Dependence_of_kinetic_plasma_waves_on_ion-to-electron_mass_ratio_and_light-to-Alfv\'en_speed_ratio |
| Authors |
Daniel_Verscharen_(UCL/MSSL,_UNH)_and_Tulasi_N._Parashar_(Victoria_U)_and_S._Peter_Gary_(SSI)_and_Kristopher_G._Klein_(UA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01676 |
磁化$|\Omega_{\mathrme}|/\omega_{\mathrm{e}}$はプラズマ天体物理学における重要なパラメータであり、$\Omega_{\mathrme}$と$\omega_{\mathrm{e}}$は、それぞれ電子ジャイロ周波数と電子プラズマ周波数です。質量比$m_{\mathrmi}/m_{\mathrme}$と軽対アルフ\'en速度比$c/v_{\mathrm{Ai}}$にのみ依存します。ここで$m_{\mathrmi}$（$m_{\mathrme}$）はイオン（電子）の質量、$c$は光速、$v_{\mathrm{Ai}}$はイオンのAlfv\'スピード。セル内パーティクルシミュレーションなどの非線形数値プラズマモデルは、$m_{\mathrmi}/m_{\mathrme}$および$c/v_{\mathrm{Ai}}$に対して非現実的な値を想定することがよくあります。線形理論は、小振幅での波動特性のパラメトリックスケーリングの正確な結果を生成するため、線形理論を使用して、集団プラズマ動作の主要な例として、アルフロン/イオンサイクロトロンと高速磁気音波/ホイッスラー波の分散関係を調査します。$m_{\mathrmi}/m_{\mathrme}$および$c/v_{\mathrm{Ai}}$。$m_{\mathrmi}/m_{\mathrme}$と$c/v_{\mathrm{Ai}}$へのそれらの依存性を、バックグラウンド磁気に関して準平行および準垂直の伝播方向で分析します$\beta_j\sim1$を使用したプラズマのフィールド。ここで、$\beta_j$は、種$j$の熱圧力と磁気圧力の比です。それらの分散関係は、$c/v_{\mathrm{Ai}}\gtrsim10$の場合、$c/v_{\mathrm{Ai}}$とはほとんど無関係ですが、質量比$m_{\mathrmi}/m_{\mathrme}$は、イオンの慣性の長さよりも小さいスケールで強い効果があります。さらに、分散関係に対する相対論的電子効果の影響を研究します。結果に基づいて、非現実的な$c/v_{\mathrm{Ai}}$のより現実的な値よりも$m_{\mathrmi}/m_{\mathrme}$の現実的な値を目指すことをお勧めします-このような選択が必要な場合、相対論的プラズマシミュレーション、ただし$\dots$
