最大1000の複数の画像を持つ銀河クラスターのフリーフォームGraleレンズ反転
| Title |
Free-form_Grale_lens_inversion_of_galaxy_clusters_with_up_to_1000_multiple_images |
| Authors |
Agniva_Ghosh,_Liliya_L._R._Williams,_Jori_Liesenborgs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01724 |
近い将来、HSTまたはJWSTを使用した銀河団の超深部観測により、レンズ付きの$300-1000$の複数の画像が見つかり、クラスターあたりの現在の数が最大で1桁増加します。これにより、クラスターのビューがさらに洗練され、クラスター内の全物質と暗黒物質の分布のより正確で正確なマッピングにつながり、背景の銀河集団とその光度関数の理解が深まります。ただし、レンズ反転への入力としてその多くの画像を効果的に使用するには、既存の方法を再評価し、場合によってはアップグレードする必要があります。この論文では、合成の巨大銀河クラスターを使用して、$150-1000$の入力画像の領域での自由形式レンズ反転法Graleのパフォーマンスを精査します。私たちの結果は、入力画像の数が増えると、Graleは改善された再構成された質量分布を生成し、レンズ面の一部が$\sim\！\の$40-50\％$から$10\％$を超える精度で回復することを示しています$\sim\！1000$画像の場合、！150$画像から$65\％$。再構築された時間遅延は、$\lesssim1\％$バイアスを使用して、$H_0$のより正確な測定を意味します。モデルの制約として使用される複数の画像の数が増えると再構成の忠実度は向上しますが、$\sim150$から$\sim1000$まで、レンズ平面のrmsは$\sim0.11''$から$\sim0.28'に低下します'$。レンズ面のrmsは、必ずしも質量再構成の質を示す最良の指標ではないため、別の指標を探すことが必要です。
メトリック摂動は、不均一な宇宙を伝播する重力波の位相に影響を与えます。この効果により、確率重力波背景（SGWB）は、放出または地平線の入り口に存在していた可能性のある位相コヒーレンスを失います。標準の宇宙論モデルの場合、これは周波数$f\sim10^{-12}$Hzを超えるとコヒーレンスが完全に失われることを意味します。その結果、位相コヒーレントな方法を使用してSGWBをマップしようとする試みには、予測できるアプリケーションがありません。SGWBの強度を直接解決するインコヒーレントな方法は、SGWBの角度依存性を再構築できる唯一の方法です。
低$ z $パンテオンデータにおける局所的問題の過小密度または修正重力のヒント
| Title |
Hints_of_a_Local_Matter_Underdensity_or_Modified_Gravity_in_the_Low_$z$_Pantheon_data |
| Authors |
L._Kazantzidis_and_L._Perivolaropoulos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02155 |
$\Lambda$CDMのコンテキストで絶対等級$M$やハッブル定数$H_0$の最適値に焦点を合わせたパンテオンタイプIa超新星（SnIa）データの赤方偏移トモグラフィーは、局所変動（$z\lesssim0.2$）$2\sigma$レベルで、完全なデータセットの最適な適合に関して。この変化が物理的なものである場合、局所的な物質の低密度$\delta\rho_0/\rho_0\simeq-0.10\pm0.04$に対応する局所的に高い$H_0$の値、またはニュートンの時間変化として解釈できます。定数は、進化するチャンドラセカール質量を意味し、したがって進化する絶対等級$M$のSnIaを意味します。ローカルのボイドシナリオは、局所的な球形の低密度の中心にいる可能性が低いため、$H_0$（または$M$）の最適値で異方性を予測します。半球比較法を使用して、シミュレーションされた等方性データセットと一致する異方性レベルを見つけます。ただし、PantheonSnIaデータの異方性の空の分布は、等方性$\Lambda$CDMのコンテキストで取得したシミュレートされたPantheonデータでも、好ましい範囲の方向を誘導することを示します。したがって、パンテオンSnIaのより等方的に分散されたサブセットを作成し、方向の好ましい範囲が消えることを示します。このサブセットを使用すると、半球比較法または双極子近似法のいずれかを使用しても、異方性の証拠は見つかりません。変更された重力シナリオのコンテキストでは、初期および後期の時間で一般相対性理論（GR）と一致する進化した正規化ニュートン定数を考慮します$\mu（z）=1+g_az^2/（1+z）^2-g_az^4/（1+z）^4$で、$L\simG_{\rm{eff}}^b$を想定して$g_a$に適合します。以前の調査で示された$b=-3/2$の場合、$g_a=0-0のGR値から$1.5\sigma$以上離れている$g_a=-0.47\pm0.36$が見つかります。低$z$での弱い重力に対するこの弱いヒントは、成長と弱いレンズ効果データからの同様の証拠と一致しています。
| Title |
The_Effect_of_Massive_Neutrinos_on_the_Galaxy_Spin_Flip_Phenomenon |
| Authors |
Jounghun_Lee_(1),_Noam_I_Libeskind_(2_and_3),_Suho_Ryu_(1)_((1)_Seoul_National_University,_(2)_Leibniz-Institut_f\"ur_Astrophysik_Potsdam,_(3)_University_of_Lyon) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02638 |
銀河スピンフリップとは、特定のしきい値を超える質量を持つ銀河のスピン軸が、ホストする大規模なフィラメントに対して優先的に垂直に整列する傾向がある一方で、低質量または初期型の銀河は、スピン軸が平行に整列する傾向がある現象を指しますそのような構造。これまでのところ、冷たい暗黒物質を想定してこの現象を理解するために広範な研究が行われており、その起源は異方性宇宙ウェブにおける銀河角運動量の非線形進化と密接に関連しているはずです。質量ニュートリノの存在を仮定して、この現象の数値的検討を初めて提示し、全ニュートリノ質量に対するスピンフリップのしきい値質量の明確でロバストな依存性を見出した。私たちの物理的な説明は、より大規模なニュートリノの存在が宇宙ウェブの非線形進化を遅らせ、それにより銀河スピンベクトルが高度に非線形な領域でも初期潮汐相互作用の記憶をよりよく保持できるようになることです。私たちの発見は、原理的には、大規模構造を持つ銀河スピンの統計的整列がニュートリノの総質量のプローブとして使用できることを意味しています。
Lyman-$ \ alpha $フォレストでバリオン音響振動をフィッティングするベイズ法
| Title |
Bayesian_methods_for_fitting_Baryon_Acoustic_Oscillations_in_the_Lyman-$\alpha$_forest |
| Authors |
Andrei_Cuceu,_Andreu_Font-Ribera,_Benjamin_Joachimi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02761 |
Lyman-$\alpha$（Ly$\alpha$）フォレスト3D相関関数の近似方法を研究して比較します。ネストされたサンプラーPolyChordとコミュニティコードpiccaを使用して、以前の頻度分析と比較するベイズ分析を実行します。合成相関関数を研究することにより、頻度主義的プロファイルの可能性が完全なベイズ分析とよく一致する結果を生み出すことがわかります。一方、不確実性のガウス近似による最尤推定は、現在のデータセットには不十分です。拡張バリオン振動分光法調査（eBOSS）によって測定されたLy$\alpha$フォレスト相関関数から完全事後分布を初めて計算します。減衰されたLy$\alpha$システム（DLA）による汚染をよりよく理解するためにベースライン分析を拡張することにより、事後分布全体をサンプリングする利点を強調します。改善と結果は、piccaパッケージの一部として公開しています。
放射円盤の惑星コアへの確実な降着
| Title |
Solid_accretion_onto_planetary_cores_in_radiative_disks |
| Authors |
Apostolos_Zormpas,_Giovanni_Picogna,_Barbara_Ercolano,_Wilhelm_Kley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01745 |
ディスクの寿命内でガス巨大惑星コアを成長させるために必要な固体の降着率は、惑星形成の理論に対する主要な制約でした。3D放射流体力学を用いて、誕生ディスクに埋め込まれた異なる質量の惑星コアの固体降着率効率をテストし、異なるサイズの埋め込まれた固体の群れの進化を追跡しました。現実的な状態方程式と放射冷却を使用すると、5auのディスクは効率的に冷却でき、アスペクト比を小さくできることがわかりました。その結果、コアが10地球の質量に成長する前に小石分離質量に到達し、小石フラックスを効率的に停止して遷移ディスクを作成します。さらに、分離質量が減少すると、コアが臨界質量に到達する前に固体の降着が停止し、巨大惑星の形成への障壁が生じます。これにより、観測された個体群における大量の超地球惑星が説明されます。
冷凍内部の天王星の熱進化
天王星の固有の光度は海王星のそれよりも10倍少ない。これは、ごくわずかな粘性を仮定する標準の巨大惑星進化モデルが捕捉に失敗するという観察結果である。ここでは、天王星の内部の半分以上が固体状態である可能性が高いこと、およびこの高粘度領域を説明する熱進化モデルが、内部の蓄積熱を蓄積することにより、天王星の観測された微弱を満たすことを示します。凍った内部はまた、その衛星の軌道の進化によって必要とされる天王星の品質要因を説明します。
サブNeptune Gliese 1214bの3D GCMシミュレーションでの収束時間が非常に長い
| Title |
Extremely_long_convergence_times_in_a_3D_GCM_simulation_of_the_sub-Neptune_Gliese_1214b |
| Authors |
Huize_Wang,_Robin_Wordsworth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01829 |
潮汐ロックミニネプチューンGJ1214bの灰色ガス大循環モデル（GCM）シミュレーションを紹介します。1,000〜10,000地球日のタイムスケールでは、赤道外の2つの東向きジェットを示すという意味で、私たちの結果は同じ惑星に関する以前の研究と比較できます。はるかに長い積分時間（50,000〜250,000地球日）を超えると、循環と観測の特徴が大きく異なります。帯状平均流は、2つの赤道外のジェットから、より高速でより深く伸びる1つの広い赤道ジェットに移行します。ホットスポットの位置も、積分時間の経過とともに東方向に移動します。私たちの結果は、以前の研究で使用された典型的な積分時間よりもはるかに長い収束時間を意味します。この長い収束時間は、深い大気の長い放射時間スケールに関連しており、一連の単純な議論を通じて理解できることを示しています。私たちの結果は、太陽系外惑星GCMシミュレーションで収束時間をモデル化するために特に注意を払う必要があること、および大気が厚い、潮汐でロックされた太陽系外惑星の循環に関する他の結果を再検討する必要があることを示しています。
彗星の断片化による危険
彗星の崩壊は、昇華と離散分裂の両方のイベントを通じて進行します。彗星によって放出された物質の断面積は、数日のうちに地球の断面積よりも何倍も大きくなり、そのような破片との遭遇は、核自体との衝突よりもはるかに起こりやすくなります。短期間の軌道での大きな彗星の階層的な断片化と昇華は、そのような短命のクラスターを何百も生成する可能性があります。この進化をモデル化するために、大気のダスティングまたは複数の影響を通じて、地球に重大な影響を与える可能性のある遭遇の確率を評価します。このような出会いは、12,900年前の大規模な動物の絶滅と突然の気候の冷え、および紀元前2350年頃のほぼ同時期の文明の崩壊に貢献した可能性があります。
星間彗星2I / Borisovは、ネイティブの太陽系彗星と同様の構造を示します
| Title |
Interstellar_Comet_2I/Borisov_exhibits_a_structure_similar_to_native_Solar_System_comets |
| Authors |
F._Manzini_(1),_V._Oldani_(1),_P._Ochner_(2,3)_and_L._R._Bedin_(3)._((1)_Stazione_Astronomica_di_Sozzago,_Cascina_Guascona,_(2)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Padova,_Vicolo_dell'Osservatorio_5,_(3)_Department_of_Physics_and_Astronomy-University_of_Padova) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02033 |
ハッブル宇宙望遠鏡（HST）で撮影した画像を処理して、星間彗星2I/Borisovの核での特異な活動を示唆する内部コマの形態学的特徴を調査しました。コマは、位置角（PA）〜0-180d方向に明確な伸びを示します。これは、核上の単一のアクティブなソースから発生するジェットの存在に関連して表示されます。PA〜10dに向けられたこのジェットの対応物は、異なる日付で取得され、異なるフィルターで処理されたHST画像の内部コマの形態の変化の分析を通じて検出されました。これらの調査結果は、核がおそらく空の平面の近くに投影され、PA〜100d-280dに向けられたスピン軸で回転していること、およびアクティブなソースが赤道に近い位置にあることを示しています。その後のHSTの観測により、RA=17h20m+/-15dおよびDec=-35d+\-10dでのスピン軸の方向を決定することができました。
高精度のトランジットライトカーブのExomoonインジケーター
太陽系には惑星の約20倍の月が含まれていますが、これまでに知られている何千もの太陽系外惑星の周りに月は確認されていません。最も有望なエキソムーン候補を簡単に特定するためのツールは、フォローアップ研究を合理化するために有益である可能性があります。}ここでは、確立された惑星のみのモデルが惑星-月のトランジット光度曲線に適合している場合に現れる3つのエキソムーン指標を研究します。タイミング変動（TTV）、通過時間変動（TDV）、見かけの惑星通過半径変動（TRV）。TTVおよびTDVシリーズで以前に提案されたexomoonシグネチャを現実的な条件下で再評価します。通過する太陽系外惑星の光の曲線を単一の月でシミュレートします。次に、これらのモデルの光度曲線は、惑星が存在しないトランジットモデルに適合し、月がなかったように見せかけます。月の証拠として、結果のTTV、TDV、およびTRVシリーズを探索します。先に述べた、月を含む太陽系外惑星のTTV-TDVダイアグラムの楕円は、高密度の月にのみ現れます。低密度の月は、惑星と月のトランジットの結合に対する測光の寄与により、TTVおよびTDVシリーズの正弦波形状を歪めます。十分に大きな月は、観測可能なホスト惑星の周期的な見かけのTRVを生成する可能性があります。KeplerとPLATOは、シミュレートされた明るい（$m_V=8$）星の周りのエキソムーンに起因するTRV効果を検出する際に同様のパフォーマンスを発揮します。ただし、これらの星はケプラーサンプルではまれですが、プラトーサンプルでは豊富になります。さらに、PLATOのより高いケイデンスは、より強いTTV信号を生成します。一連の通過半径測定のピリオドグラムは、月の存在を示します。月を含む太陽系外惑星のTTVおよびTDVシリーズは、以前に想定されていたよりも複雑になる可能性があります。TRVは、大規模な太陽系外惑星の調査で太陽系外惑星を特定するためのより有望な手段になる可能性があることを提案します。
6月のイプシロンオフィウチ目流星流と彗星300P /カタリナの特徴
| Title |
Characterization_of_the_June_epsilon_Ophiuchids_meteoroid_stream_and_the_comet_300P/Catalina |
| Authors |
Pavol_Matlovi\v{c},_Leonard_Korno\v{s},_Martina_Kov\'a\v{c}ov\'a,_Juraj_T\'oth,_Javier_Licandro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02447 |
2019年以前は、6月イプシロンオフィウチ（JEO）は、明るい火の玉では通常中程度と見なされる活動を伴う未確認の小さな流星群として知られていました。2019年6月に予想外の強化された活動が観察され、それがプエルトリコ近くの小さな小惑星2019MOの影響に関連している可能性さえありました。初期の報告では、シャワーと300P/Catalina彗星の軌道との類似性も指摘されています。私たちは、JEO流星体の軌道、発光スペクトル、および材料強度を分析して、このストリームの特性を提供し、その親オブジェクトを特定し、影響を与える小惑星2019MOへのリンクを評価することを目指しています。私たちの分析は、22のJEO流星軌道のサンプルと、カナリア諸島とチリのAMOSネットワークで観測された4つの発光スペクトルに基づいています。潜在的な親オブジェクトへのリンクは、軌道類似性D基準と、彗星300Pの軌道とJEOストリームの後方統合の組み合わせを使用して評価されました。JEOストリームで発生した流星群の予期しない群れの報告を確認します。JEO流星体は、壊れやすい彗星体に特徴的な材料強度が低く、多孔質構造の兆候を示します。発光スペクトルは、他のすべての測定された彗星流と比較して鉄の含有量がわずかに増加していることを示していますが、それらは一般に原始的なコンドライト組成と一致しています。さらに動的分析により、JEOストリームは300P/Catalina彗星から発生している可能性が高く、過去1000年以内に形成されたことが示唆されています。長いタイムスケールでは、彗星の乱流軌道進化により、流れの中の流星体は混沌とした軌道に移動します。私たちの結果は、6月22日の小惑星2019MOの影響がJEOの活動と関連していないことも示唆しています。
後期ディスク降着による地球惑星上の二次大気の形成
| Title |
Formation_of_secondary_atmospheres_on_terrestrial_planets_by_late_disk_accretion |
| Authors |
Quentin_Kral,_Jeanne_Davoult,_Benjamin_Charnay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02496 |
最近、惑星がすでに形成されているとき、通常の原始惑星系円盤の寿命をはるかに超える（すなわち、>10マイア）主系列星の周りにガス円盤が発見されました。これらのガスディスクは、主にCO、炭素、および酸素で構成されており、惑星ベルト（私たちのカイパーベルトと同様）を備えたシステムでは遍在しているようで、数億年も続くことができます。これらのガス円盤を周回する惑星は、それらの原始大気を親ガス円盤と同様の組成を持つ新しい二次大気に変換する大量のガスを蓄積します。ここでは、観測されたさまざまなガス円盤およびさまざまな種類の惑星に対して、二次大気がどのくらい大きくなるかを定量化します。この後期のガスの降着は非常に重要であり、地球の大気の質量のガスは、非常に希薄なガス円盤内の地球の惑星にすぐに降り注ぐことがわかります。やや大規模なディスクでは、大規模なCO大気が降着し、海王星のような圧力まで惑星を形成できることを示しています。私たちの新しい結果は、これらの後期ガス円盤に高い金属性と高いC/O比を持つ新しい二次大気が生成され、原始惑星系円盤相から受け継がれた原始組成をリセットし、大気を光蒸発で失った惑星に新たな誕生をもたらすことを示していますまたは巨大な影響。したがって、将来の観測（JWST、ELT、ARIEL）でテストできる、低質量惑星の大気形成のための新しいパラダイムを提案します。また、この遅い降着は、サブネプチューンまたは冷たい外層ジュピターで非常に明確なシグネチャを示すことを示しています。最後に、降着によって後期ガス円盤に空洞が作成され、ホストの星から数auから数十auの低質量惑星に対して、新しい惑星検出方法として使用できることがわかります。
惑星の遭遇からの海王星の珍しい衛星の起源
ネプテューヌ衛星システムは異常であり、トリトンは、非常に大きな不規則な衛星（$\sim$300km）で最大の不規則な衛星（$\sim$300km）であるNereidが隣接し、接近しているが円形のレトログラード軌道にあります。偏心軌道。キャプチャの起源は、以前は両方の月に提案されていました。ここでは、2つの衛星がネプチュニアン円盤に降着し、初期のニースのシナリオで予測されたような氷の巨人（IG）との深い惑星の遭遇によって不規則で偏心した軌道が与えられる代替の原位置形成モデルを探索します。太陽光発電システムの開発。10〜30ドルの円形の順行定期衛星のベルトを通して、20ネプチューンの半径（$R_\mathrm{Nep}$）に海王星に接近するIGの$N$-bodyシミュレーションを使用します。$R_\mathrm{Nep}$。これらの原始衛星の半分が海王星に結合されたままであり、0.4-3\％がネレイドのそれに似た広く偏心した軌道に直接散乱していることがわかります。観測された軌道によりよく一致するため、私たちのモデルの成功率は、太陽中心軌道からの大きなネレイドサイズの不規則な衛星の捕捉と同等かそれ以上です。同時に、IGエンカウンターは、実行の0.3〜3％で、トリトンに似た特定の角運動量を持つ逆行軌道に大きな原始月を注入します。キャプチャシナリオ（Agnor＆Hamilton2006）ほど効率的ではありませんが、私たちのモデルは、Tritonのin-situオリジンが動的に可能であることを示しています。また、Tritonアナログ衛星の遭遇後の衝突および潮汐軌道の進化をシミュレーションし、Cuk＆Gladman（2005）との合意により、$\sim$$10^4$年のタイムスケールでNereidから分離されていることを確認しました。
エンケラドスのプルームに関するカッシーニのUVIS掩蔽観測の完全なセットのモデリング
| Title |
Modeling_the_complete_set_of_Cassini's_UVIS_occultation_observations_of_Enceladus'_plume |
| Authors |
Ganna_Portyankina,_Larry_W._Esposito,_Klaus-Michael_Aye,_Candice_J._Hansen,_Ashar_Ali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02663 |
カッシーニ紫外イメージングスペクトログラフ（UVIS）は、カッシーニミッション中に7回、掩蔽幾何学でエンケラドスの南極領域から噴出する水蒸気のプルームを観察しました。それらの5つは、空間的に解決されたデータを生成し、個別にモデル化されたジェットのセットへの適合を可能にしました。直接シミュレーションモンテカルロ（DSMC）モデルを作成して、個々の水蒸気ジェットをシミュレートして、掩蔽観測中にUVIS視線に沿った水蒸気量に合わせることを目的としました。宇宙船の正確な位置と姿勢、および各観測でのエンケラドスと土星の位置によって、プルーム内の3次元水蒸気数密度とUVISによって記録された視線に沿った水蒸気量の2次元プロファイルとの関係が決まります。観測およびモデル化されたジェットを個別にフィッティングすることにより、UVISのすべての掩蔽観測は、ジェットの物理的特性および分布に対して独自の視点を示しました。ジェット内の水蒸気の最小速度は、観測された最も狭い個々のジェットプロファイルから決定されます。UVIS掩蔽観測では、800m/s〜1.8km/sの範囲です。太陽の掩蔽中に取得した最高解像度のUVISデータセットに合わせるために41個の個別のジェットが必要でしたが、線形依存ジェットのより大きな代替セットは、他の機器から追加の好ましくない関連データを呼び出さない限り除外できません。それらの空間分解能と形状のため、恒星の掩蔽データに適合するために必要なジェットの数は少なくなります。いくつかのUVIS掩蔽観測に最適に繰り返し存在した37のジェットのセットを特定します。これらのジェット機はおそらくカッシーニの任務全体を通じて活動していたでしょう。
暖かいCO2に富んだ太陽系外惑星の大気における硫黄主導の霞形成
| Title |
Sulfur-driven_Haze_Formation_in_Warm_CO2-rich_Exoplanet_Atmospheres |
| Authors |
Chao_He,_Sarah_M._Horst,_Nikole_K._Lewis,_Xinting_Yu,_Julianne_I._Moses,_Patricia_McGuiggan,_Mark_S._Marley,_Eliza_M.-R._Kempton,_Sarah_E._Moran,_Caroline_V._Morley,_and_Veronique_Vuitton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02728 |
硫黄ガスは太陽系の惑星大気の光化学に大きな影響を与え、太陽系外の大気における重要な成分であると期待されています。ただし、太陽系外惑星のコンテキストでの硫黄の光化学は、関連する条件下での硫黄種の化学反応速度情報がないため、よく理解されていません。ここでは、実験室シミュレーションを実行して、CO2が豊富な太陽系外惑星の大気（800K）における硫化水素（H2S）の光化学的役割を調べます。H2Sは、比較的低濃度（1.6％）で大気中に存在する場合でも、光化学において重要な役割を果たすことがわかりました。それは、ガスと固相化学の両方に参加し、他の硫黄ガス製品（CH3SH/SO、C2H4S/OCS、SO2/S2、およびCS2）の形成と、固体ヘイズ粒子の生成と組成の複雑さの増加につながります。私たちの研究は、H2Sを所有するCO2が豊富な太陽系外惑星の暖かい大気に対して、小さな粒子サイズ（20〜140nm）でより厚いヘイズを期待できることを示しています。
ガスの巨大惑星である木星と土星の気象層は浅い大気層で構成されており、入射する太陽放射と凝縮物の局所的な潜熱の組み合わせ、および惑星内部からの湧昇熱によってエネルギー的に影響を受けます。それらはまた、観測を指示するためにそれらの惑星の最もアクセスしやすい領域でもあります。木星の雲を追跡した風のオックスフォードでの最近の分析は、運動エネルギーが変形のロスビー半径に匹敵するスケールで気象層に注入され、主に熱帯外の帯状噴流にスケールアップし、最小にダウンスケールすることを実証しましたCassiniイメージの解決可能なスケール。木星と土星の両方の大規模な流れは、Arnol'dの第2安定性定理に従って、限界不安定に近い状態に向かって平衡化しているように見えます。このシナリオは、主に巨大惑星気象層の数値モデルの階層で再現されています。これには、放射伝達、内部熱源、さらには湿り対流のパラメーター化の完全なセットを使用して熱および動的構造を予測する比較的現実的なモデルが含まれます。このようなモデルには、オックスフォードで開発されたJasonGCMが含まれます。これは、NH3、NH4SH、およびH2O凝縮物の（エネルギー的に受動的な）雲の形成と凝縮可能なトレーサーの輸送も表します。最近の結果は、カッシーニとジュノのミッションからの観測と比較していくつかの約束を示していますが、観測されたいくつかの特徴（木星の大赤斑や他のコンパクトな楕円など）は、どの気象層モデルでもまだ自発的に捕捉されていません。私たちはこの流れでの最近の研究をレビューし、将来の研究のためにいくつかの未解決の質問について議論します。
外観が非常に広く、ダブルピークのバルマープロファイルを示す、外観が変化するAGN IRAS23226-3843の光学およびX線による発見
| Title |
Optical_and_X-ray_discovery_of_the_changing-look_AGN_IRAS23226-3843_showing_extremely_broad_and_double-peaked_Balmer_profiles |
| Authors |
W._Kollatschny,_D._Grupe,_M.L._Parker,_M._W._Ochmann,_N._Schartel,_E._Herwig,_S._Komossa,_E._Romero-Colmenero,_M._Santos-Lleo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01711 |
2017年のXMM-Newtonスルーサーベイで、銀河IRAS23226-3843の非常に強いX線の減少を検出しました。その後、マルチバンド追跡調査を実施して、このフェージング銀河をさらに詳しく調査しました。私たちは、2017年にIRAS23226-3843の光学SALTスペクトルと組み合わせて、Swift、XMM-Newton、NuSTARの詳細な観察を行いました。さらに、過去に取得した光学、UV、X線のデータを再検査しました。IRAS23226-3843は、10〜27年前に取得されたROSATおよびSwiftデータと比較して、X線が30倍以上減少しました。広帯域XMM-Newton/NuSTARスペクトルは、べき法則が支配的であり、おそらく外側の降着円盤またはトーラスである冷たいガスからの光イオン化放出による寄与があります。1999年から2017年の間に、光学連続体は60パーセント減少し、バルマー線強度は50パーセント減少しました。光学セイファートスペクトルタイプは、X線フラックスと同時に、1999年の明確な広幅セイファート1タイプからセイファート1.9タイプに変化しましたIRAS23226-3843のBalmerラインプロファイルは非常に広いです。最小状態のプロファイルは、降着円盤に由来することを示しています。値が2の異常なフラットバルマー減少Ha/Hbは、降着円盤の中心でn_（H）>10exp（11）cm^（-3）の非常に高い水素密度を示します。IRAS23226-3843は、Eigenvector1の研究から知られているものとは対照的に、広い線幅に関して異常に強いFeIIブレンドを示しています。
NGC 5044冷却フローグループの分子量のAtacamaコンパクトアレイ測定
| Title |
Atacama_Compact_Array_Measurements_of_the_Molecular_Mass_in_the_NGC_5044_Cooling_Flow_Group |
| Authors |
Gerrit_Schellenberger,_Laurence_P._David,_Jan_Vrtilek,_Ewan_O'Sullivan,_Jeremy_Lim,_William_Forman,_Ming_Sun,_Francoise_Combes,_Philippe_Salome,_Christine_Jones,_Simona_Giacintucci,_Alastair_Edge,_Fabio_Gastaldello,_Pasquale_Temi,_Fabrizio_Brighenti,_Sandro_Bardelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01717 |
銀河団と銀河団の中心における冷却ガスの運命はまだよく理解されていません。中央の支配的な銀河（CDG）で星形成を引き起こす複雑なプロセス、AGNによる冷却されたガスの再加熱の場合も同様です。超大質量ブラックホール爆発の誘発/供給。中程度の冷却流を伴うX線明るいグループの中心にある初期型銀河NGC5044のCO観測を示します。私たちの分析では、AtacamaCompactArray（ACA）の7mアンテナからのCO（2-1）データと、ACAトータルパワーアレイ（TP）を組み合わせます。7mのアレイデータを使用して、IRAM30mの単一皿の観測から推定された総フラックスを回復できることを示します。これは、約4x10^7Msunの総分子量に相当します。回収されたフラックスのほとんどは、銀河の静止フレームに対してブルーシフトされており、kpcスケールで拡張されています。これは、充填率の低い分散雲を示唆しています。半径10アーク秒（1.5kpc）までの8種類の濃度の分子ガスが見られます。これは巨大な分子雲と識別されます。分子ガスの総質量は、X線放出ガスよりも中央に集中していますが、IRAM30mビームを超えて北東/南西方向に伸びています。また、分子ガスの空間範囲をHalpha放出と比較します。CO放出は、中心の非常に明るいHalpha領域と一致します。暗いHalpha領域でのCO排出は検出されません。さらに、銀河の中心に空間的に配置された2つのCO吸収特性があり、AGNの5pcの投影距離内にあり、AGNに対して255および265km/sに落ちています。これは、吸収で見られる2つの巨大な分子雲が、超大質量ブラックホールの影響範囲内にある可能性が最も高いことを示しています。
288個の巨大銀河団の力学的状態のSZ-Xray-光学分析の共同
| Title |
A_joint_SZ-Xray-optical_analysis_of_the_dynamical_state_of_288_massive_galaxy_clusters |
| Authors |
A._Zenteno,_D._Hernandez-Lang,_M._Klein,_C._Vergara_Cervantes,_D._L._Hollowood,_S._Bhargava,_A._Palmese,_V._Strazzullo,_A._K._Romer,_J._J._Mohr,_T._Jeltema,_A._Saro,_C._Lidman,_D._Gruen,_V._Ojeda,_A._Katzenberger,_M._Aguena,_S._Allam,_S._Avila,_E._Bertin,_D._Brooks,_E._Buckley-Geer,_D._L._Burke,_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,_A._E._Evrard,_B._Flaugher,_B._Floyd,_P._Fosalba,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_D._W._Gerdes,_J.R._Gonzalez,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_W._G._Hartley,_S._R._Hinton,_K._Honscheid,_D._J._James,_K._Kuehn,_O._Lahav,_M._Lima,_M._A._G._Maia,_M._March,_M._McDonald,_P._Melchior,_F._Menanteau,_R._Miquel,_R._L._C._Ogando,_F._Paz-Chinch\'on,_et_al._(17_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01721 |
ダークエネルギー調査の最初の3年間のイメージングを使用して、南極望遠鏡（SPT）のスンヤエフゼルドビッチ（SZ）効果調査（SPT）で検出された$0.1\lesssimz\lesssim0.9$の288銀河団の動的状態を特徴付けます-SZ）。SPT-SZセントロイドおよびチャンドラとXMMデータからのX線セントロイド/ピーク位置によってトレースされた、最も明るいクラスター銀河（BCG）の位置とガス分布の中心との間の空間オフセットを調べます。オフセットの放射状分布は、SPTSZで選択されたクラスターサンプルが、X線で選択されたクラスターサンプルよりも高い割合の合併を含むという証拠を提供しないことを示します。オフセットを使用してクラスターの動的状態を分類し、最も乱された43個のクラスターを選択します。そのうち半分は$z\gtrsim0.5$であり、以前はほとんど探索されていませんでした。シェクター関数は、乱されたクラスターと緩和されたクラスターの銀河集団に適合し、$z>0.55$では異なりますが、赤方偏移では異なります。$z>0.55$の乱されたクラスターは、より急なかすかな端の勾配と明るい特徴的な等級を持っています。同じ赤方偏移の範囲内では、緩和されたクラスターのBCGは、妨害されたサンプルのBCGよりも明るくなる傾向にありますが、下位の赤方偏移のビンでは一致しています。考えられる説明には、より高い合併率、および高い赤方偏移でのより効率的な動的摩擦が含まれます。赤いシーケンスの人口は、一般的な銀河の人口よりもクラスターの動的状態の影響を受けません。
$ z \ sim0.2-0.9 $にあるCLASHの最も明るいクラスター銀河の分子ガス
| Title |
Molecular_gas_in_CLASH_brightest_cluster_galaxies_at_$z\sim0.2-0.9$ |
| Authors |
G._Castignani,_M._Pandey-Pommier,_S._L._Hamer,_F._Combes,_P._Salom\'e,_J._Freundlich,_and_P._Jablonka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01786 |
最も明るいクラスター銀河（BCG）は、高密度のMpcスケール環境での銀河の進化を研究するための優れた研究所です。CO（1-0）、CO（2-1）、CO（3-2）、またはCO（4-3）で、IRAM-30m、18個のBCGが$z\sim0.2-0.9で観察されましたCLASH調査から引き出された$。私たちのサンプルには、CLASHサンプルで最も高い星形成率（SFR$\gtrsim100〜M_\odot$/yr）を持つBCGの中にある、主要なターゲットであるRX1532が含まれています。RX1532でCO（1-0）とCO（3-2）の両方を明確に検出し、分子ガスの大きなリザーバー$M_{H_2}=（8.7\pm1.1）\times10^{10}〜M_\を生成しましたodot$、および高レベルの励起$r_{31}=0.75\pm0.12$。RX1532のHSTIバンド画像の形態学的分析により、半光半径$r_e=（11.6\pm0.3）$kpcの内側と外側の両方で、塊状のサブ構造の存在が明らかになります。前作のH$_\alpha$。分子ガス貯留層が$M_{H_2}=2\times10^{10-11}M_\odot$の範囲にある、他の4つのBCGでCO（1-0）またはCO（2-1）を暫定的に検出しました。残りの13のBCGには、$M_{H_2}/M_\star\lesssim0.1$のロバストな上限を設定しました。これは、遠方の楕円とBCGで見られる最も低い分子ガスと恒星の質量比の1つです。COで観測された遠方のクラスター銀河と比較すると、RX1532（$M_{H_2}/M_\star=0.40\pm0.05$）は、遠方の宇宙で星形成とガスに富むBCGの珍しい集団に属していることがわかります。中央のクラスター内媒体エントロピーの利用可能なX線ベースの推定値を使用することにより、遠方のBCGにおける分子ガス$M_{H_2}\gtrsim10^{10}〜M_\odot$の大規模な貯留層の検出が可能な場合に、2つの条件が満たされます。i）高いSFRとii）低い中心エントロピー。これは、一部のローカルBCGで以前に見つかったのと同様に、BCG自体へのガスの凝縮と流入を促進します。
Extreme FeIIエミッターPHL 1092のパンクロマティックプロパティ
| Title |
Panchromatic_Properties_of_the_Extreme_FeII_Emitter_PHL_1092 |
| Authors |
Murilo_Marinello,_Alberto_Rodr\'iguez-Ardila,_Paola_Marziani,_Aaron_Sigut,_Anil_Pradhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01811 |
NLS1銀河PHL1092（z=0.394）の近赤外分光法を示します。これは、これまでに報告された中で最強のFeIIエミッターであり、光学データとUVデータを組み合わせています。べき法則に加えて黒体関数とローレンツ関数をそれぞれ使用して、連続体と広い輝線をモデル化しました。FeII放出の強度は、文献の最新のFeIIテンプレートを使用して推定されました。4570Angを中心とするFeII複合体とHベータの幅広い成分、R_FeIIの比率を再推定し、2.58の値を取得します。以前に報告された値（R_FeII=6.2）のほぼ半分ですが、極端なFeIIエミッターの間にPHL1092を配置します。低電離線で見つかったFWHMは非常によく似ています（FWHM〜1200km/s）が、水素線のそれ（FWHM（H-Beta）〜1900km/s）よりもかなり狭いです。PHL1092のFeII放出は通常のFeIIエミッターと同じ傾向に従い、BIIの外側部分にFeIIが形成され、CaIIおよびOIと空間的に形成される一方で、Hベータは中央に近く形成されることが示唆されましたソース。UVライン間のフラックス比は、高密度、log（n_H）〜13.0cm^{-3}、および低イオン化パラメーター、log（U）〜-3.5を示唆しています。NIRFeIIテンプレートを差し引いた後の9200AngのFeIIバンプに見られる過剰なフラックスとその光学FeII放出との比較は、上記の物理的条件がly-Alpha蛍光プロセスの効率を最適化し、これが主な励起であることが判明したことを示唆しています。FeII生産におけるメカニズム。固有ベクトル1のコンテキストにおけるPHL1092の役割について説明します。
クラスターにおける銀河進化の研究：z $ \ sim $ 0.4におけるCl0024 + 1652クラスター銀河の場合
| Title |
Galaxy_evolution_studies_in_clusters:_the_case_of_Cl0024+1652_cluster_galaxies_at_z$\sim$0.4 |
| Authors |
Zeleke_Beyoro-Amado_(1,2,3)_{E-mail:_zbamado@gmail.com},_Mirjana_Povi\'c_(1,4),_Miguel_S\'anchez-Portal_(5),_Solomon_Belay_Tessema_(1),_Tilahun_Getachew-Woreta_(1,2,6)_and_the_GLACE_team_((1)_Ethiopian_Space_Science_and_Technology_Institute_(ESSTI),_Addis_Ababa,_Ethiopia,_(2)_Addis_Ababa_University_(AAU),_Addis_Ababa,_Ethiopia,_(3)_Kotebe_Metropolitan_University,_Addis_Ababa,_Ethiopia,_(4)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Andaluc\'ia_(IAA-CSIC),_Glorieta_de_la_Astronom\'ia,_Granada,_Spain,_(5)_Instituto_de_Radioastronom\'ia_Milim\'etrica,_E-18012_Granada,_Spain,_(6)_Bule_Hora_University,_Bule_Hora,_Ethiopia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01892 |
クラスター銀河の変化を研究することは、宇宙の進化の明確な絵を描くことに大きく貢献します。3つの異なるクラスターを取る$z\sim1.0$までのクラスターの銀河のさまざまな特性（形態、星形成、AGN寄与度、および金属性）を調査していることに向けて：$w\sim0.4$のZwCl0024+1652、RXJ1257+$38\sim0.9$の4738、$z\sim0.0038$の乙女座。ZwCl0024+1652およびRXJ1257+4738クラスターの場合、GTC10.4m望遠鏡およびその他の公開データで取得したGLACE調査からの調整可能なフィルターデータを使用し、Virgoの場合は公開データを使用しました。ZwCl0024+1652のgalSVMを使用して、180個の銀河の形態学的分類を行いました。ここで、銀河の54\％と46\％は、それぞれ初期型（ET）と後期型（LT）に分類されました。1Mpcのクラスター中心距離内の3つのクラスター間の比較を行い、ET比率（赤方偏移で減少）がLT（赤方偏移で増加）全体で支配的であることがわかりました。ZwCl0024+1652クラスターのデータ削減を確定し、46[OIII]および73H$\beta$輝線を特定しました。このクラスターでは、BPT-NII診断図を使用して22の輝線銀河（ELG）を分類し、14の複合銀河、1のAGNおよび7つの星形成（SF）銀河を生成しました。これらの結果を公開データとともに使用して、$z<1.0$以内の赤方偏移に関するプロパティの変動をさらに分析します。
アルテミスシミュレーション：天の川銀河の恒星ハロー
| Title |
The_ARTEMIS_simulations:_stellar_haloes_of_Milky_Way-mass_galaxies |
| Authors |
Andreea_S._Font,_Ian_G._McCarthy,_Robert_Poole-Mckenzie,_Sam_G._Stafford,_Shaun_T._Brown,_Joop_Schaye,_Robert_A._Crain,_Tom_Theuns,_Matthieu_Schaller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01914 |
EARTE銀河形成でシミュレートされた銀河系の質量のハローに存在する銀河の流体力学シミュレーションである、ARTEMISシミュレーション、42のズームイン、高解像度（バリオン粒子の質量が2x10^4Msun/h）の新しいセットを紹介します。再調整された恒星フィードバック付きのコード。この研究では、恒星のハローの構造、特に質量密度、表面の明るさ、金属性、色、および年齢の放射状プロファイルを分析し、局所銀河の最近の観測と概して非常に良い一致を見つけます。恒星の密度プロファイルは、約-3の内部勾配、約-4の外部勾配、および通常は約20〜40kpcの破壊半径を持つ、破壊力の法則によく適合しています。ブレーク半径は、一般に、その場での形成と付加によって引き起こされるハローの形成との間の移行を示します。金属性、色、および年齢のプロファイルは、特に球面平均または主軸に沿って見たときに、穏やかな大規模な勾配を示します。しかし、短軸に沿って、プロファイルは観測と一致してほぼフラットです。全体として、構造特性は2つの要因で理解できます。その場での星が内部領域を支配していること、およびそれらがディスクと整列している空間的に平坦な分布に存在していることです。したがって、銀河の主軸と副軸の両方をターゲットとする観測は、恒星のハローの完全な画像を取得するために必要です。
原始星エンベロープと惑星形成円盤における炭素質粒子の実験室類似体の表面上のカルバミン酸アンモニウムの熱形成
| Title |
Thermal_formation_of_ammonium_carbamate_on_the_surface_of_laboratory_analogues_of_carbonaceous_grains_in_protostellar_envelopes_and_planet-forming_disks |
| Authors |
Alexey_Potapov,_Cornelia_J\"ager,_Thomas_Henning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01982 |
熱反応CO2+2NH3$\rightarrow$NH4+NH2COOにおけるダスト粒子表面の触媒的役割は、最近私たちのグループによって実証されました。ナノメートルサイズの炭素とケイ酸塩の粒子の表面での80Kでの反応の速度係数は、KBrで測定された反応速度係数と比較して最大3倍高く測定されました。この研究では、反応は50〜80Kの拡張温度範囲で、水氷を追加して、炭素粒子とKBrで実行されました。反応活性化エネルギーは、KBr上の対応する氷層と比較して、穀物上で約3分の1であることがわかりました。したがって、研究された反応におけるダスト粒子表面の触媒的役割は、反応障壁の減少に関連している可能性がある。穀物のNH3：CO2氷に水を加えると、反応が遅くなった。H2O：CO2比が5：1の場合、実験のタイムスケールでは反応は検出されませんでした。この結果は、高密度の分子雲と、原始星および原始惑星環境の外側領域での水氷マントルの化学的性質が支配的なカルバミン酸アンモニウムの熱形成に疑問を投げかけています。しかし、それはまだ結晶氷の原始星と原始惑星環境の内部領域で発生する可能性があります。
現実的なFRADOモデルのBLRサイズ：シールド効果の役割
| Title |
BLR_size_in_Realistic_FRADO_Model:_The_role_of_shielding_effect |
| Authors |
Mohammad-Hassan_Naddaf,_Bozena_Czerny,_Ryszard_Szczerba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01988 |
活動銀河核（AGN）を持つ銀河における広域領域（BLR）の有効サイズ、いわゆるBLR半径は、光源の光度に比例します。したがって、この位置を残響マッピングを通じて観察的に、または理論的に決定することにより、AGNを興味深い実験室として使用して、宇宙論モデルをテストできます。この記事では、FailedRadiativelyAcceleratedDustyOutflow（FRADO）モデルに基づくBLRの理論的な側面に焦点を当てます。シールド効果を含む降着円盤（AD）の放射の現実的なモデルを通じてBLRの物質のダイナミクスをシミュレートし、ダスト不透明度の適切な値を組み込むことにより、BLRの半径方向の広がりと幾何学的な高さがどのように依存するかを調査します。エディントン比[およびブラックホール質量]、およびシールド効果のモデリング。エディントン比とシールドの範囲を想定すると、残響測定されたAGNのサンプルで測定された時間遅延を説明できることを示します。
急速な広域吸収線変動がある場合とない場合のクエーサーの特性の比較
| Title |
A_Comparison_of_Properties_of_Quasars_with_and_without_Rapid_Broad_Absorption_Line_Variability |
| Authors |
Takashi_Horiuchi,_Tomoki_Morokuma,_Toru_Misawa,_Hidekazu_Hanayama,_Toshihiro_Kawaguchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02039 |
$<10$〜日からクエーサーレストフレームの数年までのさまざまなタイムスケールで、ブロード吸収ライン（BAL）クエーサーのレストフレームUVフラックス変動性とBAL等価幅（EW）の変動性の相関を調査します。SloanDigitalSkySurveyReverberationMapping（SDSS-RM）プロジェクトによって取得されたBALEWのデータセットと、中間のPalomarTransientFactory（iPTF）によって$g$バンドと$R$バンドで取得された測光データ、およびパノラマサーベイを使用します$grizy$バンドの望遠鏡および高速応答システム（Pan-STARRS）。結果は以下のとおりです。（1）フラックス変動対BAL変動の分布は、弱い、中程度の、または強い正の相関を示します。（2）有意な短いタイムスケールEW変動（クラスS1と呼ばれる）がある場合とない場合のフラックス変動の振幅に有意差はありません。（クラスS2）、（3）このペーパーで検討されているすべての時間スケールで、クラスS1クエーサーはクラスS2クエーサーよりも体系的に大きなBAL変動性振幅を示し、（4）BAL変動性とクラスS2クェーサーのブラックホール質量（中程度の正）、エディントン比、降着円盤温度（強い負）などのクェーサー。これらの結果は、BALの変動性は、電離連続体の変化と降着円盤の最も内側の領域にあるX線遮蔽ガスの変動性などの補助メカニズムを必要とすることを示しています。
天の川の腕間島-シグナススパイラルアームの近くにある島
この研究は銀河の構造にまで及びます。私たちの主な目標は、シグナスアームの近くのメーザーの分布を評価することにより、ペルセウスアームを超えた最初のスパイラルアーム（シグナスアームまたはアウターノーマアームと呼ばれることが多い）に焦点を当てることです。その方法は、三角距離が正確に測定されたメーザーを採用することです。メーザーデータは、既存のネットワーク（USVLBA、日本のVERA、ヨーロッパのVLBI、およびオーストラリアのLBA）を介して取得された、公開された文献に基づいています。シグナスの新しい結果は、2つのグループに分割されます。最近のCO適合グローバルモデルスパイラルアームの近くにあるものと、ペルセウスアームとシグナスアームの中間にあるアーム間島に集まっているものです。次に、この島を他のスパイラルアームの近くにある他の同様のアーム間オブジェクトと比較します。したがって、2つの長いスパイラルアーム（シグナスとペルセウスのアーム）の間にあるアーム間アイランド（6x2kpc）を描きます。これは、先にペルセウスと射手座の間に発見された小さなローカルオリオンアーム（4x2kpc）と、射手座と射手に発見された古いループ（2x0.5kpc）を連想させます。観測データ（メーザー、HII領域、HIガス、若い星、COガス）に基づいて、さまざまなアームモデルが比較されます。
繰り返しと非繰り返しの高速無線バーストの輝度と持続時間の関係と光度関数
| Title |
Luminosity-duration_relations_and_luminosity_functions_of_repeating_and_non-repeating_fast_radio_bursts |
| Authors |
Tetsuya_Hashimoto,_Tomotsugu_Goto,_Ting-Wen_Wang,_Seong_Jin_Kim,_Simon_C.-C._Ho,_Alvina_Y._L._On,_Ting-Yi_Lu,_and_Daryl_Joe_D._Santos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02079 |
高速無線バースト（FRB）は、約ミリ秒の時間スケールを持つ神秘的な無線バーストです。FRBの2つの母集団、つまり反復および非反復FRBが観察によって識別されます。ただし、これら2つとその起源の違いは、まだ謎に包まれています。ここでは、FRBカタログプロジェクトの繰り返しFRBと非繰り返しFRBの時間統合された光度持続時間（$L_{\nu}$-$w_{\rmint、rest}$）の関係と光度関数（LF）を示します。これらの2つの母集団は明らかに$L_{\nu}$-$w_{\rmint、rest}$平面で分離されており、LFは異なります。つまり、繰り返しFRBは$L_{\nu}$が比較的薄く、$w_{は長くなります。\rmint、rest}$で、LFははるかに低くなります。反復しないFRBとは対照的に、反復するFRBは$L_{\nu}$と$w_{\rmint、rest}$の間に明確な相関関係を示しません。これらの結果は、2つの本質的に異なる物理的起源を示唆しています。反復および非反復FRBのLFのかすかな端は、中性子星の合併および白色矮星の降着によって誘発された崩壊（AIC）の体積発生率よりも高く、ソフトガンマ線リピーター（SGR）のそれと一致しています。、Ia型超新星、マグネター、白色矮星の合併。これは2つの可能性を示しています。（i）かすかな非繰り返しFRBは中性子星の合併またはAICで発生し、前駆細胞の存続期間中に実際に繰り返されているか、または（ii）かすかな非繰り返しFRBは任意のSGR、タイプIaで発生しています超新星、マグネター、そして白色矮星の合併。反復および非反復FRBのLFの明るい端は、前駆細胞のどの候補よりも低く、反復に関係なく、明るいFRBが前駆細胞のごく一部から生成されることを示唆しています。そうでなければ、それらは未知の前駆細胞に起源をもつかもしれません。
相互作用している銀河団の棒状円盤銀河における星形成の強化
最近の研究では、銀河団の相互作用を介してバーが誘発される可能性があることを示していますが、クラスター間の相互作用によるバーの形成が星の形成の強化に関連しているかどうかは不明です。スローンデジタルスカイサーベイデータから検出された$0.015<z<0.060$の105個の銀河クラスターの銀河を調査し、相互作用する16個のクラスターの星形成銀河（$f_\mathrm{sf}$）の割合が向上しているかどうかを調べます他の相互作用していないクラスターのそれと比較して、$f_\mathrm{sf}$の機能強化と相互作用しているクラスターのバー形成の間の可能な接続を調査します。$f_\mathrm{sf}$は、相互作用しているクラスターでは相互作用していないクラスターよりも適度に高く（$\sim20\％$）、相互作用しているクラスターでの星形成の強化は中程度の質量のディスクが支配的な領域でのみ発生することがわかります銀河（$10^{10.0}\leM_\mathrm{star}/M_{\odot}<10^{10.4}$であり、バルジと総光の比率は$\le0.5$です）。また、相互作用するクラスターにおける中程度の質量のディスクが支配する銀河における$f_\mathrm{sf}$の向上は、主に銀河の数の増加が原因であることがわかりました。私たちの結果は、クラスター間相互作用が円盤銀河でバーと星の形成を同時に誘発できることを示唆しています。
それらのホスト銀河の形態学的パラメーターに対するAGN寄与の研究
| Title |
Study_of_AGN_contribution_on_morphological_parameters_of_their_host_galaxies |
| Authors |
Tilahun_Getachew-Woreta,_Mirjana_Povi\'c,_Josefa_Masegosa,_Jaime_Perea,_Zeleke_Beyoro-Amado_and_Isabel_Marquez_Perez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02250 |
AGN寄与（全流束の5％-75％）が銀河分類で一般的に使用されるさまざまな形態学的パラメーターにどのように影響するかをテストしました。すべての分析は、$z$、$sim$、0、およびCOSMOSフィールドに対応するより高い赤方偏移で実行しました。$>$、2000視覚的に分類された銀河のローカルトレーニングサンプルを使用して、中心線源の有無にかかわらずすべての測定を実行し、明るい核点源の寄与が次のような異なる形態学的パラメーターにどのように影響するかを定量化しました：AbrahamおよびConcelice-ベルシャディインデックス、ジニ、非対称、光の$M20$モーメント、滑らかさ。濃度指標は、他のパラメータと比較して、赤方偏移と明るさの両方に対する感度が低いことがわかりました。また、AGNの寄与により、すべてのパラメーターが大幅に変化することもわかりました。$z$$\sim$0では、最大10％のAGN寄与が形態学的分類に大きな影響を与えることはありませんが、$\ge$25％のAGN寄与では、後期タイプのらせんは楕円銀河のパラメーターの範囲に従い、したがって、初期型を誤って分類してください。
低光度AGNにおける降着とジェット：NGC 1052の核
X線データと無線データを使用して、NGC1052の中央領域の特性を決定することを目的としています。NGC1052（z=0.005）は何十年にもわたってさまざまなエネルギー帯域で調査されており、電波ローブと低光度活動銀河核（LLAGN）を示しています。中央領域の形態を調査するために、チャンドラからのX線画像と超大型アレイ（VLA）からのラジオ画像を使用します。また、ChandraとXMM-Newtonからの観測を使用して、核と周辺領域のスペクトルを調べます。ラジオローブに沿って、拡散軟X線とホットスポットが見つかります。核周辺領域のスペクトルは、熱プラズマ（T〜0.6keV）とフォトンインデックスGamma〜2.3のべき法則によってよく表現されます。核は、複素吸収によって修正されたハードパワーの法則（ガンマ〜1.4）を示します。狭い鉄K-アルファ線もすべての観測ではっきりと検出されていますが、相対論的反射の証拠はありません。拡張された放出は、拡張されたジェットおよび周囲の媒体におけるジェットによって引き起こされた衝撃に起因するものと一致しています。核からの強力なべき法則の放出と相対論的反射の欠如は、移流支配降着流（ADAF）における非効率的な降着のシナリオをサポートします。
原始星の放射フィードバック下での大規模な星の形成：非常に金属の少ない星
| Title |
Formation_of_massive_stars_under_protostellar_radiation_feedback:_Very_metal-poor_stars |
| Authors |
Hajime_Fukushima,_Takashi_Hosokawa,_Gen_Chiaki,_Kazuyuki_Omukai,_Naoki_Yoshida,_Rolf_Kuiper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02364 |
原始星の放射フィードバック効果の下で、金属に乏しい星の形成を研究します。宇宙シミュレーションを使用して、低質量の暗黒物質ハローとその中の星形成ガス雲を特定します。次に、2次元の放射流体力学シミュレーションを使用して、原始星の形成とそれに続く100万年を超える長期の質量降着段階を追跡します。最終的な質量を設定する重要な物理プロセスは、双極HII領域の形成と拡張であることを示します。このプロセスは、大規模な原始星の形成に似ていますが、ダスト粒子に加えられる放射圧も、低金属の場合の降着流の停止に寄与します。金属性$Z=10^{-2}〜Z_{\odot}$の場合の正味フィードバック効果は、$Z\sim1〜Z_{\odot}$の場合よりも強いことがわかります。金属性が低下すると、放射圧の影響は弱くなりますが、塵の減衰が減少するため、星周囲ガスの光イオン化加熱がより効率的になります。$Z=10^{-2}〜Z_{\odot}$の場合、中心の星は、原始的な星の形成の場合と同様に、200の太陽質量と同じくらい大きくなります。強い放射フィードバックにもかかわらず、数百の太陽質量をもつ金属に乏しい星は、ガスの降着によって形成される可能性があると結論します。
部分的に覆い隠されたクエーサーにおけるダストトーラスを超えた超高密度ガス
| Title |
Ultradense_Gases_beyond_Dusty_Torus_in_a_Partially_Obscured_Quasar |
| Authors |
Zhenzhen_Li,_Hongyan_Zhou,_Lei_Hao,_Xiheng_Shi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02436 |
ブラックホールと銀河の間の共進化は、放射銀河と運動エネルギーを周囲に放出することにより、アクティブな銀河核のフィードバックがホスト銀河に影響を与えることを示唆しています。局所宇宙における大規模な流出は、空間分解分光法によって頻繁に観測されますが、小規模な流出は、現在の観測では直接解決できません。ほこりっぽいトーラスのスケールで、中央のアクティブな核から放出された放射エネルギーと運動エネルギーが物質と相互作用します。ただし、このような流出の観測は、ガスの排出が明確に検出されていないため、ほとんど報告されていません。ここでは、部分的に覆い隠されたクエーサーでのほこりっぽいツアーのスケールに由来する明確で豊かな輝線の検出を報告します。線は共通の中間幅を共有し、半値幅は約1900\kmps\であり、2つのシステムで表示されます。メジャーシステムはシフトなし、マイナーシステムは約2600\kmpsのブルーシフトです。光イオン化シミュレーションを組み合わせたライン強度比は、$\sim$$10^{13}〜\rmcm^{-3}$の密度の超高密度ライン放出領域を示します。これは、中央降着円盤によって光イオン化されるのではなく、ダストとトーラスのスケールで高密度高温ガスによって引き起こされる衝撃によって線が励起されると解釈します。降着円盤から放出された流出は、ダストトーラスの内壁に衝突し、ガスを衝撃加熱して主要な輝線を引き起こしたと推測しています。流出するガスは周囲の孤立した雲に衝突し、ブルーシフトしたマイナーな輝線を発生させる可能性があります。
赤方偏移z = 0.89での新しい分子種
私たちはCH3SH、C3H+、C3N、HCOOH、CH2CHCN、およびH2CNの最初の検出を銀河系外の光源で提示します。つまり、電波の大きいクエーサーPKS1830-211の視線上のz=0.89にある銀河の渦状腕。OCS、SO2、およびNH2CNも検出され、その初期の銀河で特定された分子種の総数が54に増え、アイソトポログはカウントされませんでした。検出は、銀河中心から2kpcでSWクエーサー画像に対して吸収され、Yebes40m望遠鏡（レストフレーム周波数：58.7-93.5GHz）で行われたQバンドスペクトル線調査の過程で行われました。これらの種の回転温度とカラム密度を導出しました。分子存在量、特にC3H+および以前に報告されたいくつかのカチオンの存在量は、UV放射または強い衝撃を伴う拡散または半透明の雲に特徴的です。
近隣の6つの銀河における巨大分子雲と若い星団の質量関数
| Title |
Mass_Functions_of_Giant_Molecular_Clouds_and_Young_Star_Clusters_in_Six_Nearby_Galaxies |
| Authors |
Angus_Mok,_Rupali_Chandar,_S._Michael_Fall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02698 |
質量、金属性、星形成率（LMC、M83、M51、NGC）の広い範囲をカバーする6つの銀河の若い星団（年齢$\leq10$Myr）と巨大分子雲（GMC）の質量関数を比較します3627、アンテナ、およびNGC3256）。両方の母集団に対して、Schechter関数$\psi（M）=dN/dM\proptoM^{\beta}\exp（-M/M_*）$の最尤近似を実行します。サンプルのGMCとクラスターの質量関数のほとんどは、純粋なべき乗分布（$M_*\rightarrow\infty$）と一致していることがわかります。M51は、両方の集団で上限カットオフ（$M_*$）の証拠を示す唯一の銀河です。したがって、GMCとクラスターの両方の母集団における物理的な上部質量カットオフは、規則というよりも例外である可能性があります。べき法則近似を実行すると、GMCサンプルのインデックス$\beta_{\rmPL}=-2.3\pm0.3$と$\beta_{\rmPL}=-2.0\pm0.3の範囲のインデックスが見つかりますクラスタサンプルの場合は$。この結果、$\beta_{\rmClusters}\approx\beta_{\rmGMC}\approx-2$は、クラスター形成の理論的予測と一致しており、星形成効率は、GMC。
EAGLEシミュレーションにおける赤外線光度関数とダスト質量関数
| Title |
Infrared_luminosity_functions_and_dust_mass_functions_in_the_EAGLE_simulation |
| Authors |
Maarten_Baes,_Ana_Tr\v{c}ka,_Peter_Camps,_James_Trayford,_Antonios_Katsianis,_Lucia_Marchetti,_Tom_Theuns,_Mattia_Vaccari,_Bert_Vandenbroucke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02713 |
EAGLE宇宙シミュレーションの赤外線光度関数とダスト質量関数を、SKIRT放射伝達コードで生成された合成多波長観測に基づいて提示します。局所宇宙では、観測された赤外光度とダスト質量関数を非常によく再現します。EAGLE-SKIRTの光度は穏やかに機能しますが、系統的には観測された光度を過小評価している、主に高光度領域で、いくつかのマイナーな不一致が発生します。EAGLE-SKIRT赤外線光度関数と観測された関数の間の一致は、ルックバック時間の増加に伴って徐々に悪化します。変更されたSchechter関数を、最大$z=1$までの異なる赤方偏移でのEAGLE-SKIRT明度とダスト質量関数に当てはめると、進化が純粋な明度/質量の進化と互換性があることがわかります。進化は比較的穏やかです。この赤方偏移の範囲内で、$L_{\star、250}\propto（1+z）^{1.68}$、$L_{\star、\text{TIR}}\の進化を見つけます特性光度/質量のpropto（1+z）^{2.51}$および$M_{\star、\text{dust}}\propto（1+z）^{0.83}$。明度/質量密度については、$\varepsilon_{250}\propto（1+z）^{1.62}$、$\varepsilon_{\text{TIR}}\propto（1+z）^{2.35}$および$\rho_{\text{dust}}\propto（1+z）^{0.80}$、それぞれ。ダストの質量密度の穏やかな変化は観測値と比較的よく一致していますが、赤外光度の遅い変化は、観測された光度の変化を著しく過小評価しています。これらの違いは、EAGLEシミュレーションでのSFR密度の観測よりも遅い進化と、EAGLE-SKIRTポストでのAGN放出の欠如が組み合わさって、解像度がますます低下することによる放射伝達処理の制限の増加に起因している可能性があると主張します。処理レシピ。
Kilo Degree Surveyでディープラーニングを行う新しい高品質の強力なレンズ候補
| Title |
New_high-quality_strong_lens_candidates_with_deep_learning_in_the_Kilo_Degree_Survey |
| Authors |
R._Li,_N._R._Napolitano,_C._Tortora,_C._Spiniello,_L._V._E._Koopmans,_Z._Huang,_G._Vernardos,_S._Chatterjee,_B._Giblin_and_F._Getman,_G._Covone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02715 |
機械学習を使用したキロ度数調査データリリース4で見つかった新しい高品質の銀河スケールの強力なレンズ候補を報告します。ペトリロらの処方に従い、重力弧を検索するための新しい畳み込みニューラルネットワーク（CNN）分類器を開発しました。2019および$r-$band画像のみを使用。CNNを2つの「予測サンプル」に適用しました：明るい赤い銀河（LRG）と「明るい銀河」（BG）のサンプル（$r<21$）。286の新しい高確率候補が見つかりました。LRGサンプルから133、BGサンプルから153です。次に、CNNのレンズである可能性と目視検査の結果得られた人間のスコア（P値）を組み合わせた値に基づいてこれらの候補をランク付けし、P値$\ge0.5$で最も高い82ランクの候補を提示します。これらすべての高品質の候補者は、中央の赤い脱北者の周りに明らかな弧または点のような特徴を持っています。さらに、最高の26個のオブジェクトを定義します。すべてのオブジェクトはスコアP値$\ge0.7$を候補の「ゴールデンサンプル」として定義します。このサンプルには偽陽性がほとんど含まれていないことが予想されるため、フォローアップ観察に適しています。新しいレンズ候補は、一部は以前の分析に関してここで採用されたより拡張されたフットプリントから、一部はより大きな予測サンプル（BGサンプルも含む）から得られます。これらの結果は、機械学習ツールが大規模な調査で強力なレンズを見つけるのに非常に有望であり、LRGの標準的な想定を超えて予測サンプルを拡大することで見つけられる候補が増えることを示しています。今後、CNNを大規模総観観測望遠鏡、ユークリッド、中国宇宙ステーションの光学測量などの次世代測量のデータに適用する予定です。
GW170817のLOFAR 144 MHz追跡調査
| Title |
LOFAR_144-MHz_follow-up_observations_of_GW170817 |
| Authors |
J._W._Broderick,_T._W._Shimwell,_K._Gourdji,_A._Rowlinson,_S._Nissanke,_K._Hotokezaka,_P._G._Jonker,_C._Tasse,_M._J._Hardcastle,_J._B._R._Oonk,_R._P._Fender,_R._A._M._J._Wijers,_A._Shulevski,_A._J._Stewart,_S._ter_Veen,_V._A._Moss,_M._H._D._van_der_Wiel,_D._A._Nichols,_A._Piette,_M._E._Bell,_D._Carbone,_S._Corbel,_J._Eisl\"offel,_J.-M._Grie{\ss}meier,_E._F._Keane,_C._J._Law,_T._Mu\~noz-Darias,_M._Pietka,_M._Serylak,_A._J._van_der_Horst,_J._van_Leeuwen,_R._Wijnands,_P._Zarka,_J._M._Anderson,_M._J._Bentum,_R._Blaauw,_W._N._Brouw,_M._Br\"uggen,_B._Ciardi,_M._de_Vos,_S._Duscha,_R._A._Fallows,_T._M._O._Franzen,_M._A._Garrett,_A._W._Gunst,_M._Hoeft,_J._R._H\"orandel,_M._Iacobelli,_E._J\"utte,_L._V._E._Koopmans,_A._Krankowski,_P._Maat,_G._Mann,_H._Mulder,_A._Nelles,_H._Paas,_M._Pandey-Pommier,_R._Pekal,_W._Reich,_H._J._A._R\"ottgering,_D._J._Schwarz,_O._Smirnov,_M._Soida,_M._C._Toribio,_M._P._van_Haarlem,_R._J._van_Weeren,_C._Vocks,_O._Wucknitz,_P._Zucca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01726 |
高度なLIGO-Virgoによって検出された最初のバイナリ中性子星の合併であったGW170817の電磁対応物であるAT2017gfoの低無線周波数の追跡観察を示します。これらのデータは、中心周波数が144MHzで、LOFAR、低周波数アレイで取得されました。LOFARで観測すると、ターゲットの最大標高は13.7度に過ぎないため、観測を調整することは特に困難であり、達成可能な感度が大幅に制限されます。合併イベントから130〜138日および371〜374日のタイムスケールで、それぞれ6.6および19.5mJyビームの残光成分の3$\sigma$上限を取得します$^{-1}$。最高の上限と以前に公開された同時の高周波無線データを使用して、610MHzと144MHzの間の無線スペクトルの急峻化を制限します。2点スペクトルインデックス$\alpha^{610}_{144}\gtrsim-2.5$。また、LOFARは、より好ましい標高で発生する将来の連星中性子星合併イベントの残光を検出できることも示しています。
M87のシミュレートされた偏光測定画像における回転対称性による降着状態の識別
| Title |
Discriminating_Accretion_States_via_Rotational_Symmetry_in_Simulated_Polarimetric_Images_of_M87 |
| Authors |
Daniel_C._M._Palumbo,_George_N._Wong,_Ben_S._Prather |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01751 |
2017年4月、イベントホライズン望遠鏡は楕円銀河メシエ87の中心にある超巨大ブラックホールの影を観測しました。元の画像は全強度の測定値から作成されましたが、完全な偏光データも収集され、直線偏光画像近い将来に期待されています。電気ベクトル位置角の方位角依存性が変化する基底関数への線形分極フィールドのモーダル画像分解を提案します。この分解を、メシエ87降着円盤のレイトレースされた一般相対論的電磁流体力学シミュレーションの画像に適用します。以前の観測と物理的に整合性のあるシミュレートされた画像の場合、回転対称に関連する係数の大きさ$\beta_2$は、降着状態間の有用な判別子です。20$\mu$の解像度で、安定した降着を妨害するのに十分な大きさの地平線規模の磁気圧力を持つディスクのモデルに対してのみ、$|\beta_2|$が0.2より大きいことがわかります。また、より放射状に方向付けられた電気ベクトル位置角度を持つ画像は、より高いブラックホールスピンを持つモデルに対応していることもわかります。私たちの分析は、理論モデルの制約を改善するための診断フレームワークとして提案された分解の有用性を示しています。
超広帯域X線源M81 X--6の広帯域X線スペクトル研究
超発光X線源（ULX）は、$\sim10^{39}$〜ergs$^{からのX線光度を持つ銀河系外の点状核外X線源のクラスです。-1}$〜$10^{41}$〜ergs$^{-1}$。\textit{Suzaku}と\textit{NuSTAR}の同時観測を使用して、ULXM81〜X--6の時間的および広帯域X線スペクトル特性を調査しました。ソースの性質を理解するために、\textit{NuSTAR}観測を使用して、ソースからの脈動信号を検索しました。しかし、発生源からの強い脈動信号を特定することはできませんでした。あるいは、磁気中性子星連続体モデルを付加する広帯域スペクトルモデリングは、統計的に許容できる適合を提供し、推定されるスペクトルパラメーターとX線の色は、他の脈動ULXと一致します。したがって、私たちの分析は、M81〜X--6がもう1つの候補ULXパルサーであることを示唆しています。
ブラックホールの回転の完全なMHDジェットモデルに向けて-II：運動学とM87ジェットへの応用
| Title |
Toward_a_Full_MHD_Jet_Model_of_Spinning_Black_Holes--II:_Kinematics_and_Application_to_the_M87_Jet |
| Authors |
Lei_Huang,_Zhen_Pan,_Cong_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01827 |
この論文では、電磁場と流体運動がそれぞれGrad-Shafranov方程式とBernoulli方程式によって支配される、回転するブラックホールによって駆動されるジェットの電磁流体力学構造を調査します。安定した軸対称のジェット構造を仮定すると、グローバルソリューションは、ジェットへの所定のプラズマ負荷と最も外側の磁力線のポロイダル形状で一意に決定されます。このモデルを近くの電波銀河M87の中心にあるジェットに適用すると、中央のブラックホールから$10^5$の重力半径内の遅い流れの加速と流速の成層化を自然に説明できることがわかります。特に、ジェットへのプラズマ負荷がジェットベースでの電子/陽電子ペアの生成によって支配されている場合、極端なブラックホールスピンが流速測定によって不利になることがわかります。
銀河系外背景光モデルとブレーザーのGeV-TeV観測
この作業では、2つの異なる方法を使用して、光子-光子相互作用によるe-e+生成を介した銀河系外光（EBL）によって引き起こされるTeVガンマ線の不透明度を決定します。最初の方法であるモデル依存アプローチでは、さまざまなEBLモデルを使用して、不透明度を赤方偏移とTeV光子のエネルギーの関数として推定します。2番目の方法であるモデルに依存しないアプローチは、Fermi-LATからのMeV-GeVエネルギー範囲と地上のガンマ線望遠鏡からのTeVバンドでのブザーの同時観測の使用に依存しています。ブザーのLATスペクトルからTeVエネルギーへの外挿は、適切な推定値であるか、線源の固有TeVスペクトルの上限であるという仮定に下線を引きます。異なる赤方偏移でのいくつかのブレザーの同時観測にこの方法を適用して、6つの顕著なEBLモデルの比較研究を示します。モデルに依存しないアプローチによって予測されるTeV光子の不透明度は、モデルに依存する方法から推定されるものよりも系統的に大きくなります。したがって、ブレーザーのガンマ線観測を使用して、特定の赤方偏移でTeV光子に対する宇宙の不透明度の厳密な上限を設定できます。
Sgr A *履歴フレアの固有偏光がX線エコーの（偏光）特性に及ぼす影響
| Title |
Impact_of_intrinsic_polarisation_of_Sgr_A*_historical_flares_on_(polarisation)_properties_of_their_X-ray_echoes |
| Authors |
Ildar_Khabibullin,_Eugene_Churazov,_Rashid_Sunyaev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01960 |
私たちの銀河の内側の$\sim$100pcの分子雲でのX線放射の反射は、現時点では非常に静かであるにもかかわらず、私たちの超大質量ブラックホールSgrA*がX線放射の明るいフレアを経験したはずであることを明らかにしています最近の過去。反射信号の特性が改善されたおかげで、最新のフレアのパラメーター（年齢、継続時間、光度）と、最も明るい個々の分子複合体の相対的な見通し内配置を推測できます。これらのデータを反射X線連続体の偏光の測定値と組み合わせると、SgrA*を主な光源として正当化するだけでなく、フレア発光の固有の偏光特性を導き出すことができることを示しています。これは、放射メカニズムと、その背後にある根本的な天体物理学的現象を特定するのに役立ちます。現在最も明るい反射分子複合体であるSgrAの場合、必要なレベルの感度は、今後のX線偏光計ですでにアクセスできる可能性があります。
超新星以前のニュートリノ：指向性感度と前駆体同定の見通し
| Title |
Presupernova_neutrinos:_directional_sensitivity_and_prospects_for_progenitor_identification |
| Authors |
Mainak_Mukhopadhyay,_Cecilia_Lunardini,_F._X._Timmes,_Kai_Zuber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02045 |
O（10）kt質量の現在および将来の液体シンチレータニュートリノ検出器の可能性を探索し、空の超新星前ニュートリノ信号を特定します。（距離D<1kpcの）近くの星のコア崩壊の数時間前に、数十から数百の逆ベータ崩壊イベントが記録され、検出器でそれらの再構築されたトポロジーを使用して、星への方向を推定できます。逆ベータ崩壊の方向性は弱いですが（現在利用可能な液体シンチレータの場合、〜8％前後非対称）、200のイベントの基準信号（ベテルギウスでは現実的です）の場合、〜60度の位置誤差で達成され、潜在的な恒星候補のリストを通常10未満に絞り込む可能性があります。前方-後方非対称性が改善された構成（リチウムを搭載した液体シンチレーターで予想されるように〜40％）の場合、角度感度は〜15度に向上し、-全体のイベントレートから距離の上限が得られると-原理的には、始原星を一意に識別することが可能です。初期の超新星警報に伴うローカリゼーション情報は、マルチメッセンジャーの観測や崩壊する星を使用した素粒子物理学のテストに役立ちます。
完全なボルツマンニュートリノ輸送を伴う三次元空間におけるコア崩壊超新星の初期のバウンス後の段階のシミュレーション
| Title |
Simulations_of_the_Early_Post-Bounce_Phase_of_Core-Collapse_Supernovae_in_Three-Dimensional_Space_with_Full_Boltzmann_Neutrino_Transport |
| Authors |
Wakana_Iwakami,_Hirotada_Okawa,_Hiroki_Nagakura,_Akira_Harada,_Shun_Furusawa,_Kosuke_Sumiyoshi,_Hideo_Matsufuru,_Shoichi_Yamada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02091 |
フルボルツマンニュートリノトランスポートを備えた放射流体力学コードを使用して、バウンス後最大20ミリ秒まで、3次元空間で11.2M前駆モデルに対して行ったコア崩壊超新星シミュレーションについて報告します。3つのニュートリノ種の6次元ボルツマン方程式と、古澤および富樫の核状態方程式を使用した3次元圧縮性オイラー方程式を解きます。バウンス後の約10msでの迅速な対流に焦点を当て、ニュートリノが対流物質でどのように輸送されるかを調査します。エディントンテンソルの固有値と固有ベクトルに基づいて新しい分析を適用し、ボルツマン輸送の結果と光学的に厚い境界と薄い境界の間の遷移領域でのM1閉包近似を比較します。楕円体を使用して固有値と固有ベクトルを可視化します。各主軸は固有ベクトルの1つに平行で、対応する固有値に比例する長さを持っています。このアプローチにより、ボルツマンシミュレーションから直接導出されたエディントンテンソルとM1処方によって与えられたエディントンテンソルの違いを新しい視点から理解することができます。楕円体の最長主軸は、ほとんど常にM1閉包近似のエネルギーフラックスにほぼ平行であるのに対し、ボルツマンシミュレーションでは、平均自由行程が半径の約0.1倍である一部の遷移領域で垂直になります。3つの空間次元では、対流運動により、これがどこで発生するかを予測することが困難になり、場合によってはそこでの閉鎖関係が改善されます。
XTE J1118 + 480の2005年爆発時の降着流特性
| Title |
Accretion_Flow_Properties_of_XTE_J1118+480_During_Its_2005_Outburst |
| Authors |
Dipak_Debnath,_Debjit_Chatterjee,_Arghajit_Jana,_Sandip_K._Chakrabarti,_Kaushik_Chatterjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02408 |
銀河系の短軌道周期過渡ブラックホールXTEJ1118+480の2005年の爆発時のスペクトルおよび時間特性を、3から100ドルのkeVのエネルギー範囲でRXTEPCAおよびHEXTE機器のアーカイブデータを使用して研究します。物理的2成分移流（TCAF）モデルを使用したスペクトル解析により、発生源の降着流特性を理解できます。このXTEJ1118+480のバーストは、ソースがハードステート（HS）にしか存在しないため、型破りなバーストであることがわかりました。私たちのスペクトル分析は、全バーストの間、光源が低角運動量のサブケプラーハローレートによって非常に支配されていたことを示唆しています。ソースはバースト全体を通して無線でアクティブだったので、TCAFモデルを使用したスペクトル分析から観測されたX線放出全体におけるジェットのX線寄与を推定するために努力します。総X線強度は、ラジオおよびジェットX線フラックスと同様の進化の性質を示します。これにより、この「爆発」をジェット支配の「爆発」として定義することもできました。ジェット活動がなくなると、総X線フラックスもおさまることがわかりました。また、詳細なスペクトル分析では、バースト中はソースがHSにのみ存在していましたが、ケプラーのディスクレートのゆっくりとした上昇により、後半の下降フェーズではスペクトルがわずかに柔らかくなったことがわかりました。
Fermi-LATの未確認のガンマ線源の間の潜在的なブザー候補の多波長研究
| Title |
Multiwavelength_study_of_potential_blazar_candidates_among_Fermi-LAT_unidentified_gamma-ray_sources |
| Authors |
Jean_Damasc\`ene_Mbarubucyeye,_Felicia_Krau{\ss},_Pheneas_Nkundabakura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02508 |
未知の{\gamma}線源を研究することは、新しい発見を隠す可能性があるため重要です。既知の対応物（UnidentifiedGamma-raySources、UnIDs）がない3FGLカタログの13の未確認のフェルミLAT光源の多波長分析を実施しました。サンプルは、不確実性の楕円にラジオとX線の候補の対応物が1つある線源に対して選択されました。この研究の目的は、可能性のあるブレザーのシグネチャを見つけ、経験的対数放物線モデルを使用して、選択したソースのスペクトルエネルギー分布（SED）をモデル化することです。結果は、すべての光源のシンクロトロン放射が赤外線（IR）帯域でピークになり、高エネルギー放射がMeVからGeV帯域にピークになることを示しています。私たちのサンプルのソースのSEDはすべてブレザーのようなものです。さらに、サンプルのピーク位置は、6つのソース（46％）が低シンクロトロンピーク（LSP）ブレーザーであり、そのうちの4つ（31％）が高シンクロトロンピーク（HSP）ブレーザーであり、そのうち3つ（23％）中間シンクロトロンピーク（ISP）ブレザーです。
コア崩壊超新星における加速粒子からの時間依存の高エネルギーガンマ線信号：SN 1993Jの事例
| Title |
Time-dependent_high-energy_gamma-ray_signal_from_accelerated_particles_in_core-collapse_supernovae:_the_case_of_SN_1993J |
| Authors |
Pierre_Cristofari,_Matthieu_Renaud,_Alexandre_Marcowith,_Vikram_V._Dwarkadas,_Vincent_Tatischeff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02650 |
いくつかのコア崩壊超新星は、PeV範囲までの効率的な宇宙線加速器である可能性が高く、したがって、銀河宇宙線全体で重要な役割を果たす可能性があります。TeVガンマ線ドメインを使用して、マルチTeVおよびPeV範囲の粒子加速を研究できます。これは、現在および将来のガンマ線施設によるそのような超新星の検出可能性の研究の動機となります。コア崩壊超新星のガンマ線放出は、2光子消滅プロセスのレベルに強く依存します。超新星爆発に続く膨張衝撃波で放出された高エネルギーガンマ線光子は、超新星光球からの軟光子と相互作用できます。ペア生成チャネル。これにより、システムから出るガンマ線のフラックスを強く抑制します。その光球および衝撃関連パラメーターがよく測定されているSN1993Jの場合、時間的および幾何学的効果を考慮して、予想されるガンマ線減衰の時間的進化を計算します。SN爆発後の最初の数日間で、減衰は約$10$桁であることがわかります。チェレンコフ望遠鏡アレイでSN1993Jと同様の超新星が検出される確率は、ガンマ線の減衰が約$2$オーダーに減少する爆発の1日より前、または10日より後に観測が行われた場合に最も高くなります。大きさ。
TXS 2116 $-$ 077：銀河の合併でホストされているガンマ線放出相対論的ジェット
| Title |
TXS_2116$-$077:_A_Gamma-ray_Emitting_Relativistic_Jet_Hosted_in_a_Galaxy_Merger |
| Authors |
Vaidehi_S._Paliya,_Enrique_P\'erez,_Rub\'en_Garc\'ia-Benito,_Marco_Ajello,_Francisco_Prada,_Antxon_Alberdi,_Hyewon_Suh,_C._H._Ishwara_Chandra,_Alberto_Dom\'inguez,_Stefano_Marchesi,_Tiziana_Di_Matteo,_Dieter_Hartmann,_Marco_Chiaberge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02703 |
銀河の中心からのコリメートされた相対論的流出またはジェットをトリガーするものは、天体物理学の基本的な問題のままです。このようなジェットを銀河間媒体にうまく打ち上げて打ち込むための条件を実現するために、2つの銀河の融合が提案されています。ただし、このメカニズムの動作の証拠は乏しいです。ここでは、狭いラインのセイファート1銀河、TXS2116$-$077の進行中の合併の最初の明確な検出を報告します。近接した$\gamma$線を放射する相対論的ジェットを、セイファート2銀河と$離してホストしています\sim$12kpc、8.2mのすばる望遠鏡での観測を使用。その後の10.4mのグランテレスコピオカナリアス、4.2mのウィリアムハーシェル望遠鏡、およびチャンドラX線観測所でのフォローアップ観測により、密接に整列した相対論的ジェットをホストしている合流環境を初めて垣間見ることができました。ジェットが合併よりかなり若いという我々の発見は、ジェット活動が銀河の合併によって引き起こされる可能性があること、そして$\gamma$-rayが検出した狭い線のセイファート1銀河がその活動の初期段階を表していることを示しています。これらの結果は、宇宙論的進化における銀河の運命の形成における合併の重要な役割も強調しており、この銀河系の活動的な銀河核のホスト銀河イメージングに焦点を当てた最近の研究と一致しています。
ラジオからTeV光子エネルギーまでのBlazar変動性パワースペクトル：Mrk 421およびPKS 2155-304
電磁スペクトルの17桁をカバーする複数の周波数で高品質で高密度にサンプリングされた光曲線を使用して、ブレーザーMrk\、421およびPKS\、2155$-$304のパワースペクトル密度（PSD）分析の結果を示します。数週間から最大10年までの変動タイムスケール。データは、OVRO、光学および赤外線（B、V、R、I、J、H、およびKバンド）、{\itSwift}からのX線、および{\itRossi}X線タイミングエクスプローラー、{\itFermi}からの高エネルギーおよび超高エネルギー$\gamma-$rays、および非常に高エネルギーの放射線画像望遠鏡アレイシステム、ならびに高エネルギー立体システム。私たちの結果は次のとおりです。（1）無線、赤外線、および光周波数での変動性パワースペクトルのべき乗形式は、ランダムウォークタイプのノイズプロセスを示す勾配$\sim$1.8を持ちます。（2）ただし、X線から非常に高エネルギーの\、$\gamma$線までのより高い周波数での変動性パワースペクトルのべき乗形式は、傾斜$\sim$1.2を持ち、フリッカーノイズタイプのプロセスを示唆します。（3）X線、高エネルギーおよび非常に高エネルギーの$\gamma$線では、より低いエネルギーと比較して$\lesssim$100日のタイムスケールで大幅に変動力があります。私たちの結果は、単一のコンパクトな放射ゾーンが分析で調べられたすべてのタイムスケールにわたってブレザーの放射出力を支配している単純なモデルに簡単に適合しません。代わりに、変動性パワースペクトルの周波数依存の形状がより複雑な図を示しており、非常に不均一な流出により、拡張された成層体積にわたって非熱放射が生成されると主張します。
300 MHzの周波数までの繰り返しFRB 180916.J0158 + 65の検出
| Title |
Detection_of_Repeating_FRB_180916.J0158+65_Down_to_Frequencies_of_300_MHz |
| Authors |
P._Chawla,_B._C._Andersen,_M._Bhardwaj,_E._Fonseca,_A._Josephy,_V._M._Kaspi,_D._Michilli,_Z._Pleunis,_K._M._Bandura,_C._G._Bassa,_P._J._Boyle,_T._Cassanelli,_D._Cubranic,_M._Dobbs,_F._Q._Dong,_B._M._Gaensler,_D._C._Good,_J._W._T._Hessels,_T._L._Landecker,_C._Leung,_D._Z._Li,_H._-._H._Lin,_K._Masui,_R._Mckinven,_J._Mena-Parra,_M._Merryfield,_B._W._Meyers,_A._Naidu,_C._Patel,_M._Rafiei-Ravandi,_M._Rahman,_P._Sanghavi,_P._Scholz,_K._Shin,_K._M._Smith,_I._H._Stairs,_S._P._Tendulkar_and_K._Vanderlinde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02862 |
GreenBankTelescope（GBT）を使用して、300〜400MHzの周波数範囲で定期的にアクティブな高速無線バースト（FRB）ソースFRB180916.J0158+65からの7つのバーストの検出について報告します。複数のバーストでの放出は、GBT帯域の下部まで見えます。これは、FRB放出のカットオフ周波数（存在する場合）が300MHz未満であることを示しています。観測は、発生源の予測された活動期間中に行われ、低周波アレイ（LOFAR）およびカナダ水素強度マッピング実験（CHIME）望遠鏡のFRBバックエンドと同時にカバーされました。GBTで検出されたバーストの1つにCHIME帯域（400〜800MHz）での放出が関連付けられている可能性がありますが、LOFAR帯域（110〜190MHz）ではバーストが検出されず、$\alpha>-1.0の制限が設定されています光源からの広帯域放射のスペクトルインデックスの$。また、ソースからの放出は、帯域幅が厳しく制限されており、バースト帯域幅は$\sim$40MHzと低くなっています。さらに、350MHzでソースの観測可能な散乱に最も厳しい制約$<$1.7msを課します。これは、サーキュバースト環境に強い散乱特性がないことを示唆しています。さらに、サーカムバースト環境は300MHzで自由吸収に光学的に薄いことがわかっているため、超コンパクトHII領域または若い超新星残骸（年齢$<$50歳）とソースの関連付けに対する証拠が見つかりました。
単純な{\ Delta} V近似によるデブリからデブリへの移動の最適化
| Title |
Simple_{\Delta}V_Approximation_for_Optimization_of_Debris-to-Debris_Transfers |
| Authors |
Hong-Xin_Shen_and_Lorenzo_Casalino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02225 |
低地球軌道におけるデブリの除去のための移動コストの迅速な推定のための方法が提案されている。類似の傾斜値を持つ母集団間のデブリオブジェクトが考慮されます。提案された近似分析は、任意のデブリオブジェクトペア間の実際のDeltavの推定を時間の関数として提供できます。これらの推定により、削除するターゲットの大きなシーケンスのコストを迅速に評価できます。地球の偏角摂動（J2）の効果は、転送コストを削減するために利用されます。グローバル軌道最適化コンテストの第9版のデブリ除去問題は、推定精度を評価するために使用されます。オブジェクトペア間の転送のDeltav推定は、JPLの優勝チームが提案したGTOC9ソリューションと比較することで検証されます。結果の比較は、単純な近似の非常に優れた精度を示しています。キーワード：スペースデブリ。近似;軌道最適化;J2摂動
SADAS：SuperAGILE実験のデータ用の統合ソフトウェアシステム
| Title |
SADAS:_an_integrated_software_system_for_the_data_of_the_SuperAGILE_experiment |
| Authors |
Francesco_Lazzarotto_and_Ettore_Del_Monte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02237 |
SuperAGILE（SA）は、アジャイル衛星（Astro-rivelatoreGammaaImmaginiLEggero）に搭載された検出システムです。これは、小宇宙ミッションプログラムの最初のプロジェクトとしてイタリア宇宙機関（ASI）によって承認されたガンマ線天文学ミッションです。計器の開発とテストはソフトウェアの構築とアプリケーションに多大な労力を費やし、プロトタイプテストから飛行観測までの測定データを処理および分析する統合システムを実現しました。ソフトウェアシステムは、オブジェクト指向のソフトウェア設計アプローチで作成されました。これにより、他の研究チームによって開発された適切なライブラリを使用したり、過去の作業中に開発されたアプリケーションを統合したりできます。この方法により、スキーマと作成したコードをいくつかのプロトタイプに適用し、UMLスキーマなどの標準的なモデリング機器を使用して、さまざまな開発者間で作業を共有することができました。また、SQLベースのデータベーステクニックを使用して、アーカイブに保存された大量のデータにアクセスしました。これにより、宇宙観測からの科学的リターンが向上します。これらすべてにより、私たちのチームは、人的資源とリソースの観点から開発のコストを最小限に抑え、ミッションの将来のニーズに直面し、それを他の実験に投資するための柔軟なシステムを捨てることができました。
3つの中間年齢のオープンクラスターNGC 381、NGC 2360、およびバークレー68の測光および運動学的研究
| Title |
Photometric_and_Kinematic_study_of_the_three_intermediate_age_open_clusters_NGC_381,_NGC_2360,_and_Berkeley_68 |
| Authors |
Jayanand_Maurya_and_Y._C._Joshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01758 |
3つの中間年齢オープンスタークラスターNGC381、NGC2360、およびバークレー68（Be68）のUBVRcIc測光研究を提示します。最近リリースされたガイアDR2固有運動を使用して星のクラスターメンバーシップを調べ、これら3つのクラスターで合計116、332、および264のメンバースターを取得します。E（B-V）=0.36+/-0.04、0.08+/-0.03、および0.52+/-0.04等の平均赤化は、NGC381に向かって異常な赤化を観察するこれらのクラスターの方向に見られます。log（Age）=8.65+/-0.05、8.95+/-0.05、および9.25+/-0.05年であることが判明しているクラスターの年齢と距離を決定するための太陽金属アイソクロネスは、それぞれ957+/-の距離でクラスターNGC381、NGC2360、およびBe68の場合、152、982+/-132、および2554+/-387pc。質量関数（MF）勾配の2段階のべき則が、クラスターNGC381で観察されます。ただし、クラスターNGC2360とBe68では単一のMF勾配のみが観察されます。MFの勾配の可能な空間変動を調べるために、これらのクラスターの内側と外側の領域で別々に勾配を推定し、外側の領域の勾配が急であることに注目します。これらのクラスターの動的な研究は、それらのすべてのクラスターにおける質量分離プロセスを示唆しているそれらの内部領域における低質量星の欠陥を明らかにします。48.5、78.9、および87.6Myrの緩和時間は、クラスターNGC381、NGC2360、およびBe68でそれぞれ取得され、それぞれの年齢よりかなり低くなっています。これは、すべてのクラスターが動的にリラックスしていることを示唆しています。
太陽放射変動に対する静かな太陽の磁性の寄与について：静かな太陽の変動性と壮大な最小シナリオに関する制約
| Title |
On_the_contribution_of_quiet_Sun_magnetism_to_solar_irradiance_variations:_Constraints_on_quiet_Sun_variability_and_grand_minimum_scenarios |
| Authors |
M._Rempel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01795 |
静かな太陽の磁場は太陽周期でほとんど変化を示さないが、長期的な変化は第一原理から完全に除外することはできない。ゼロの垂直磁束不均衡（$\langleB_z\rangle=0$）とさまざまなレベルの小規模磁場強度を使用した一連の小規模ダイナモシミュレーションを通じて、スペクトル太陽放射照度に対する静かな太陽磁気の潜在的な影響を調査します。$\langleB_z\rangle=100$Gの磁束密度に対応する追加の磁束不均衡を伴う1つの弱いネットワークケース。これらのセットアップから、出力放射エネルギーフラックスの光球内の平均垂直磁場強度への依存性を計算します連続体の光学的深さ$\tau=1$（$\langle\vertB_z\vert\rangle_{\tau=1}$）。平均垂直磁場強度が$\langle\vertB_z\vert\rangle_{\tau=1}=69$Gである静かな太陽の設定は、非磁性基準の場合よりも約$0.6〜\％$明るいことがわかります。放射エネルギーフラックスの平均場強度$\langle\vertB_z\vert\rangle_{\tau=1}$に対する線形依存性が見つかり、相対勾配は$1.4\cdot10^{-4}$G$です。^{-1}$。この感度では、静かな太陽の場の強度が$10\％$だけ穏やかに変化するだけで、観測された太陽周期の変動に匹敵する総日射量の変動が生じます。これは、通常の太陽サイクル中に起こり得る静かな太陽の変動に強い間接的な制約を提供しますが、より長い時間スケールにわたる潜在的な変動は、長期の太陽放射照度の変動に大きく寄与する可能性があることも強調します。
コア崩壊超新星の自己無どう着モデルにおける乱流の特性について
| Title |
On_the_character_of_turbulence_in_self-consistent_models_of_core-collapse_supernovae |
| Authors |
Jordi_Casanova,_Eirik_Endeve,_Eric_J._Lentz,_O._E._Bronson_Messer,_W._Raphael_Hix,_J._Austin_Harris,_and_Stephen_W._Bruenn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02055 |
ニュートリノ駆動の対流は、コア崩壊超新星（CCSN）爆発の発生に重要な役割を果たします。しかし、ショックのリバイバルとその後の爆発を引き起こす複雑なメカニズムは、何十年も不可解なままでした。多次元シミュレーションは、流体の不安定性の増大と乱流対流の発達が爆発の形態を決定することを示唆しています。乱れた角度の範囲（90度の計算領域）をカバーする球面極座標を使用し、2度、1度、1/2度、1/4度の角度分解能で3Dシミュレーションを実行して、乱流の発生を研究しました100msオーダーの時間スケールでのコア崩壊超新星爆発。詳細な核物理学とスペクトルニュートリノ輸送を含むマルチフィジックスキメラコードを採用しています。粗い分解能モデルは、おそらくボトルネック効果が原因で慣性範囲を発達させません。そのため、エネルギーが小規模にカスケードされ、大規模に蓄積される傾向があります。代わりに高解像度モデルを使用して、コルモゴロフ理論のk^{-5/3}スケーリングの回復を開始してください。確率論と少数のシミュレーションサンプルは、爆発の発生を予測する能力を制限します。シミュレートされた期間にわたって、角度分解能が増加するにつれて、爆発の条件が改善（または減少）するという明確な傾向はモデルに示されません。しかし、乱気流が衝撃の背後に有効な圧力（熱圧力の約40〜50％）を提供することがわかります。これは、衝撃の回復に寄与し、爆発の発生を助長する可能性があります。最後に、減少した角度範囲と完全な4piモデルの乱流エネルギーパワースペクトルが一貫していることを示します。これにより、90度の計算領域がCCSNeの乱流の特性を研究するのに適切な構成であることを示します。
タコクラインの再訪
太陽のタコクラインは、太陽の対流帯の底にあるせん断層です。タコクラインの水平剪断は乱流である可能性が高く、この乱流は局所的な成層化の結果として強く異方性であるとしばしば考えられています。この乱流がタコクラインのダイナミクスでどのような役割を果たすかは、まだ決定されていません。特に、それが乱流渦拡散率、または反拡散率、または何か他のものを完全にもたらすかどうかは明らかではありません。この論文では、回転と磁場を無視する理想化されたモデルで、低プラントル数での水平せん断流の乱流の最初の直接数値シミュレーションを示します。成層化、粘度、熱拡散率の相対的な重要性に応じて、いくつかの領域が存在することがわかります。タコクラインは、浮力、慣性、熱拡散のバランスによって制御される非常に特定の特性を持つ層状乱流領域にあることが示唆されました。
VLTI / PIONIERを使用した16個の南の星の正確な角直径
| Title |
Precision_angular_diameters_for_16_southern_stars_with_VLTI/PIONIER |
| Authors |
Adam_D._Rains,_Michael_J._Ireland,_Timothy_R._White,_Luca_Casagrande,_and_I._Karovicova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02343 |
ガイアの現在の時代と、大きな信号対雑音比の高い恒星分光測量では、正確な恒星の直径に基づいて基本的に校正された恒星の実効温度の信頼できるライブラリーに対する満たされていないニーズがあります。ここでは、VLTIのPIONIERビームコンバイナで観測された6個の小人、5個のサブジャイアント、および5個のジャイアントスターのサンプルの一連の精度の直径と温度を示します。科学ターゲットは、正確な可視性キャリブレーションと不良なキャリブレータの影響を軽減するために、それぞれ5つの一意のキャリブレーションスターを含む少なくとも2つのシーケンスで観察されました。標準のPIONIERデータ削減パイプラインを使用しますが、インターフェログラムのブートストラップに加えて、モンテカルロアプローチを使用して、恒星パラメーター、四肢暗化係数、フラックス、および予測されたキャリブレーターの角度直径をサンプリングすることにより、相関誤差を考慮します。次に、得られた直径を、広帯域ヒッパルコスティコ測光およびMARCSモデルボロメトリック補正から導出されたボロメトリックフラックスに加えて、ガイアからの視差を組み合わせて、観測された各星の有効温度、物理半径、および光度を生成しました。私たちの星の平均角直径と温度の不確実性はそれぞれ0.8％と0.9％であり、サンプルには、既存の干渉測定のない10個の星の直径が含まれています。残りの星は以前の測定と一致していますが、PIONIERでここで観測した単一の星を除いて、以前の研究で達成されたよりも高い解像度と高い感度の両方で観測されています。
星間分子雲におけるメタンの表面形成の実験的研究
| Title |
An_experimental_study_of_the_surface_formation_of_methane_in_interstellar_molecular_clouds |
| Authors |
D._Qasim,_G._Fedoseev,_K.-J._Chuang,_J._He,_S._Ioppolo,_E.F._van_Dishoeck,_and_H._Linnartz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02506 |
メタンは、豊富であり、宇宙全体に広く分布している最も単純な安定分子の1つです。これは、星形成周期の始まりに近い星間分子雲に由来すると考えられています。低質量および高質量の若い恒星天体に向けたCH$_4$氷の観測調査では、CH$_4$の多くはダスト粒子上のCの水素化によって形成されると予想され、CH$_4$氷は強い固体H$_2$Oと相関しています。しかし、星間氷の類似物の炭素原子化学は実験的に実現されていないため、これは制御された実験室条件下では調査されていません。この研究では、超高真空装置に実装されたC原子ビームを使用して、2つの別個の共蒸着実験でCH$_4$氷の形成を実証しました。10K表面でのC+HによりCH$_4$形成を模倣しますダスト粒子上にH$_2$O氷が形成される直前、およびH$_2$O氷と同時に形成されるCH$_4$を模倣するために10Kの表面にC+H+H$_2$O。原子CとHの反応によりCH$_4$が形成され、H$_2$Oが豊富な氷内でCH$_4$が形成されると、CH$_4$の形成率が2倍になることを確認しました。これは、極氷相で星間CH$_4$とH$_2$Oが形成されるという観測結果と一致しています。つまり、C原子とH原子がダスト粒子上のO原子と同時に付着する場合です。初めて、星間CH$_4$（およびCD$_4$）氷の形成につながる条件が報告され、星間媒体および他の領域でCH$_4$化学をさらに制約するために、宇宙化学モデルに組み込むことができます。CH$_4$が継承されます。
部分的にイオン化された等温成層大気における二流体衝撃波のモード変換
| Title |
Mode_conversion_of_two-fluid_shocks_in_a_partially-ionised,_isothermal,_stratified_atmosphere |
| Authors |
Ben_Snow_and_Andrew_Hillier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02550 |
下部の太陽大気のプラズマはほとんど中性粒子で構成されていますが、上部の太陽大気はほとんどが電離粒子と電子です。したがって、太陽大気中で上方に伝播する衝撃は、支配的な流体が中性または電離のいずれかである遷移を受けます。上向きに伝播する衝撃も、音とアルフの速度が等しくなる点を通過します。この時点で、音響衝撃のエネルギーは高速成分と低速成分に分かれます。2つのモード間でエネルギーがどのように分配されるかは、磁場の角度に依存します。重力成層大気における中性種とイオン化種の分離を調べます。モード変換後の衝撃と摩擦加熱の構造に対する2流体効果の役割は、さまざまなレベルの衝突結合に対して定量化されます。二流体数値シミュレーションは、等温の部分的にイオン化された雰囲気内の衝撃波に急勾配になる波の（P\underline{I}P）コードを使用して実行されます。プラズマと中性種が弱く、強く、そして有限に結合している領域を調査するために、衝突係数が変化します。中性種と電離種によってホストされる圧縮波の伝播速度は変化するため、プラズマが中性種よりも速く伝播しようとすると、2つの種間の速度ドリフトが生じます。これは、高速モードの衝撃に対して最も極端です。衝突係数は、システムに存在する機能、特にモード変換の高さ、存在する衝撃のタイプ、および2流体効果によって生成される有限の衝撃の幅を劇的に変化させることがわかります。有限結合レジームでは、高速モードの衝撃幅が圧力スケールの高さを超えて、より低い太陽大気における2流体効果の観測可能な新しい可能性につながります。
下部太陽大気で観測された爆発イベントの速度応答：I.流れる冷却ループシステムの形成
| Title |
Velocity_Response_of_the_Observed_Explosive_Events_in_the_Lower_Solar_Atmosphere:_I._Formation_of_the_Flowing_Cool_Loop_System |
| Authors |
A.K._Srivastava,_Yamini_K._Rao,_P._Konkol,_K._Murawski,_M._Mathioudakis,_Sanjiv_K._Tiwari,_E._Scullion,_J.G._Doyle,_B.N._Dwivedi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02775 |
InterfaceRegionImagingSpectrometer（IRIS）に搭載されたSlit-JawImager（SJI）を使用して、クールループ内のプラズマフローを観察します。黄ら（2015）爆発的なイベント（EE）のシグネチャに起因するそのようなループのフットポイントで異常に広がったSiIV1403オングストロームのラインプロファイルを観察しました。私たちは、IRISによって観測されたこのような一方向に流れるクールループシステムを1つ選択しました。ここでは、フットポイントの1つが大幅に拡大されたSiIVラインプロファイルに関連付けられています。ラインプロファイルの広がりは、遷移領域（TR）の下の多数のEEの発生を間接的に示しますが、観測されたループシステムでプラズマの流れをさらに引き起こす大きな速度の増強/摂動を直接推論します。観測された機能は、低気圧の双極磁場システムが200km/sの最大振幅の速度パルスによって彩層で摂動されるモデル大気で実装されます。データ駆動型の2次元数値シミュレーションは、クールループシステムのスケルトンを満たすプラズマの流れの形でIRISによって観測されたのと同じようにプラズマの動きが進化することを示しています。モデルのフレームワークにおけるクールループシステムの時空間進化を観測と比較し、それらの形成は主に彩層/TRのフットポイントを超える過渡エネルギー放出の速度応答に関連していると結論付けます。私たちの観測とモデリングの結果は、EEに関連付けられている可能性が最も高い速度応答が、低太陽大気中を流れるクールループシステムのダイナミクスとエネルギー論の主要な候補の1つである可能性があることを示唆しています。
均質なアクシオン暗黒物質の背景における光子の伝播を研究します。アキシオン崩壊が2つの光子に刺激されると、光子フィールドは、アキシオン質量の半分を中心とする小さな帯域幅でパラメトリックな不安定性を示します。コヒーレントと非コヒーレントアキシオンフィールドの両方の強化を分析的に推定し、この効果がミニクラスターと銀河ハローのコンテキストに関連する可能性があることを見つけます。
可視および近赤外範囲のエレクトロルミネセンスを使用した二相アルゴン検出器のSiPMマトリックス読み取り
| Title |
SiPM-matrix_readout_of_two-phase_argon_detectors_using_electroluminescence_in_the_visible_and_near_infrared_range |
| Authors |
The_DarkSide_collaboration:_C._E._Aalseth,_S._Abdelhakim,_P._Agnes,_R._Ajaj,_I._F._M._Albuquerque,_T._Alexander,_A._Alici,_A._K._Alton,_P._Amaudruz,_F._Ameli,_J._Anstey,_P._Antonioli,_M._Arba,_S._Arcelli,_R._Ardito,_I._J._Arnquist,_P._Arpaia,_D._M._Asner,_A._Asunskis,_M._Ave,_H._O._Back,_V._Barbaryan,_A._Barrado_Olmedo,_G._Batignani,_M._G._Bisogni,_V._Bocci,_A._Bondar,_G._Bonfini,_W._Bonivento,_E._Borisova,_B._Bottino,_M._G._Boulay,_R._Bunker,_S._Bussino,_A._Buzulutskov,_M._Cadeddu,_M._Cadoni,_A._Caminata,_N._Canci,_A._Candela,_C._Cantini,_M._Caravati,_M._Cariello,_F._Carnesecchi,_A._Castellani,_P._Castello,_P._Cavalcante,_D._Cavazza,_S._Cavuoti,_S._Cebrian,_J._M._Cela_Ruiz,_B._Celano,_R._Cereseto,_S._Chashin,_W._Cheng,_A._Chepurnov,_C._Cical\`o,_L._Cifarelli,_M._Citterio,_F._Coccetti,_V._Cocco,_et_al._(253_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02024 |
希ガス中の比例エレクトロルミネセンス（EL）は、液相での粒子散乱によって誘導されたイオン化信号を（気相で）記録する暗黒物質検索の2相検出器で使用されます。「標準」のELメカニズムは、真空紫外（VUV）での希ガスエキシマ放出によるものと考えられています。これに加えて、2つの代替メカニズムがあり、可視および近赤外（NIR）範囲の光を生成します。1つは、中性原子で散乱した電子の制動放射（いわゆる中性制動放射、NBrS）によるものです。高電界でのNIRにおける電子なだれシンチレーションの原因である2番目は、励起された原子状態間の遷移によるものです。この研究では、中性制動放射または雪崩シンチレーション効果によるSiPMマトリックスとエレクトロルミネセンスを使用して、可視およびNIR範囲の2相アルゴン検出器の光学読み出しの2つの代替手法を初めて実証しました。振幅収量と位置分解能はこれらの読み出し手法で測定され、暗黒物質探索用の2相アルゴン検出器での電子と核反跳の検出しきい値を評価することができました。これは、検出科学におけるNBrS効果の最初の実用的なアプリケーションであることを強調する必要があります。
DEAP-3600暗黒物質実験のための光子タイミングを使用した位置再構成
DEAP-3600は、カナダのサドベリーにあるSNOLABで地下2kmで動作する単相液体アルゴン暗黒物質検出器です。検出器は、255の光電子増倍管を備えた球状のアクリル製クライオスタット内の3.3トンの超高純度液体アルゴンで構成されています。アクリル容器またはTPB波長シフター内の自然放射能汚染は、アルファ崩壊する可能性があります。検出器で行われる相互作用の位置の再構築は、各PMTで検出された光電子の数と、それらがいつ検出されたかに関する情報を使用します。この情報をカットのスイートに含めることで、表面のほとんどすべてのバックグラウンドイベントを識別して削除できます。ここでは、光子のタイミングを強調したイベント位置再構成の方法を紹介します。
標準モデルのPati-Salam拡張における一次相転移の発生を観察するために重力波検出器を使用することが可能であることを示します。予想される重力波信号のピーク周波数が$0.1-10$Hzの範囲であることを示します。次世代の重力波検出器は、現在および将来の粒子物理加速器ではアクセスできないエネルギースケールで発生する、標準モデルの時間を尊重した拡張を探求できることを興味深いものにしています。
| Title |
Interpreting_Binary_Neutron_Star_Mergers:_Describing_the_Binary_Neutron_Star_Dynamics,_Modelling_Gravitational_Waveforms,_and_Analyzing_Detections |
| Authors |
Tim_Dietrich_and_Tanja_Hinderer_and_Anuradha_Samajdar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02527 |
中性子星連星の合体から放出された重力波は、未知の極端な領域で物質と基本物理学を探査するための新しいウィンドウを開きます。中性子星内部の核上物質とコンパクトな連星系の特性に関する情報を抽出するには、堅牢な理論的処方箋が必要です。ダイナミクスの一般的な特徴と連星中性子星合体中の重力波信号について概要を説明します。合併の際の非常に動的な強磁場領域を調査するための既存の分析的および数値的アプローチについて簡単に説明します。既存の波形近似をレビューし、個々の波形モデルの特性と考えられる長所と短所、および実際の重力波データ分析へのそれらの適用について説明します。
| Title |
Orbital_mechanics_for,_and_QPOs'_resonances_in,_black_holes_of_Einstein-{\AE}ther_theory |
| Authors |
Mustapha_Azreg-A\"inou,_Zihang_Chen,_Bojun_Deng,_Mubasher_Jamil,_Tao_Zhu,_Qiang_Wu,_Yen-Kheng_Lim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02602 |
この論文では、アインシュタイン-{\AE}ther理論における2つの正確に帯電したブラックホール解の周りのテスト粒子の動きを研究します。具体的には、最初に、準周期振動（QPO）と、アインシュタイン-{\AE}therブラックホール内を移動する粒子によって生成されるそれらの共振について検討し、次に、巨大粒子の周期軌道を調べます。QPOの場合、通常採用されている仮定$\nu_U=\nu_\theta$、$\nu_L=\nu_r$、および$\nu_U/\nu_L=3/2$を$\nu_U$（$\nu_L$）で削除します$\nu_r$（$\nu_\theta$）は、それぞれQPOの上位（下位）周波数と軌道を回る粒子の放射状（垂直）エピサイクリック周波数です。代わりに、ケプラーの半径が最も内側の安定した円軌道の半径に非常に近い新しい実用的なansatzを転送し、QPOの周波数に対する{\ae}therフィールドの影響を詳しく調べます。次に、回転と磁場の影響を無視することにより、3つのマイクロクエーサーのデータに非常によく適合するQPOの周波数の良好な曲線を実現します。2つのEinstein-{\AE}therブラックホールソリューションで移動する巨大粒子の周期軌道の研究では、最初に2つのブラックホールの測地方程式を考慮し、ブラックホールの1つ（ブラックホール）の測地方程式を解きます。\ae{}therパラメータ$c_{14}=0$を使用しますが、$c_{123}\neq0$）を分析的に使用します。最も内側の安定した円軌道も分析され、最初のタイプのブラックホールでは$c_{13}$が増加するとisco半径が増加し、2番目のタイプでは$c_{14}$が増加すると減少することがわかります。また、いくつかの周期的軌道を取得し、それらがSchwarzschild/Kerrメトリックの周期的赤道軌道と同様の分類体系を共有していることを確認しました。ヌル測地線の方程式も簡単に検討されます。ここでは、重力レンズ効果の円形光子軌道と曲げ角度を調べます。
二次回転する極端な質量比インスパイラル：赤道円運動の詳細な研究
| Title |
Extreme_mass_ratio_inspirals_with_spinning_secondary:_a_detailed_study_of_equatorial_circular_motion |
| Authors |
Gabriel_Andres_Piovano,_Andrea_Maselli,_Paolo_Pani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02654 |
将来のレーザー干渉計スペースアンテナによって検出可能な極端な質量比のインスパイラルは、一般的な相対性理論と基礎物理学をテストするためのユニークな方法を提供します。この可能性に動機付けられて、ここでは、スピニングセカンダリの存在下でEMRIダイナミクスを詳細に研究し、前の作業で現れたさまざまな結果を収集して拡張し、初めて有用な中間ステップと新しい関係を提供します。（反）整列したスピンをもつ円、赤道軌道の場合の重力波フラックスと断熱軌道進化を計算する周波数領域コードの結果を提示します。二次のスピンは、質量比の次の先頭への重力波の位相に影響を与え始め（したがって、自己力の先頭の保守的な部分と2次の散逸部分に匹敵します）、そして導入します個々のスピンに応じて$5-25\％$レベルでそれを測定するために使用できる検出可能なディフェージング。コンパニオンペーパーでは、この効果がカー境界のテストに与える影響について説明します。
複数の非破壊信号サンプリングを使用した単一光子CMOSイメージングピクセルのシミュレーションと設計
| Title |
Simulations_and_Design_of_a_Single-Photon_CMOS_Imaging_Pixel_Using_Multiple_Non-Destructive_Signal_Sampling |
| Authors |
Konstantin_D._Stefanov,_Martin_Prest,_Mark_Downing,_Elizabeth_George,_Naidu_Bezawada,_and_Andrew_D._Holland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02675 |
複数の電荷転送とサンプリングを備えた固定フォトダイオード（PPD）に基づく単一光子CMOSイメージセンサーの設計について説明します。提案されたピクセルアーキテクチャでは、光生成信号が非破壊的に複数回サンプリングされ、結果が平均化されます。各信号測定は統計的に独立しており、平均化することにより、電子読み出しノイズは、単一光子を確実に区別できるレベルまで低減されます。この方法を使用したピクセル設計はTCADでシミュレーションされ、180nmCMOSイメージセンサープロセス用にいくつかのレイアウトが生成されています。シミュレーションを使用して、ピクセルのノイズ性能は、サンプル数、センスノード容量、サンプリングレート、およびトランジスタ特性の関数として決定されました。提案された設計の長所と制限について、ノイズ性能と読み出し速度のトレードオフ、および電荷移動の非効率性の影響を含め、詳細に説明します。最初のプロトタイプデバイスの予測される性能は、単一光子イメージングが手の届く範囲にあり、多くの科学および産業用イメージングアプリケーションで画期的なパフォーマンスを実現できることを示しています。
中性子と陽子への重陽子のアキシオン誘起解離を介して、核子との結合のみに依存する太陽アキシオンの新しい検出の可能性を探ります。このプロセスの適切な目標は、現在完了しているサドベリーニュートリノ天文台（SNO）実験で、太陽ニュートリノの問題を解決するために大量の重水に依存していました。完全なSNOデータセットから、モデルに依存しない方法でアイソベクトルアクシオン-核子結合を除外します$|g^3_{aN}|\equiv\frac{1}{2}|g_{an}-g_{ap}|>2\times10^{-5}$GeV${}^{-1}$で95％CLサブMeVのアキシオン質量の場合、これまで探索されていなかったアキシオンパラメータ空間の領域をカバーします。$g_{an}$と$g_{ap}$の間に正確なキャンセルがない場合、この結果は他の実験室の実験からの同等の制約も超え、SN1987Aと中性子星の冷却による天体物理学的制約が存在するパラメーター空間の領域を除外しますアクシオントラッピングのため適用外。
影と降着に関連する観測に関するJanis-Newman-Winicour時空の痕跡
巨大な星の重力崩壊の最終的な運命は、そのような崩壊がブラックホールや裸の特異点につながる可能性があるため、長い間関心の対象でした。裸の特異点の形成は宇宙検閲予想によって禁じられているため、ブラックホールとの観測上の違いを探ることは、これらのエキゾチックなオブジェクトを検索するための可能な道かもしれません。可能な限り単純な裸特異点時空は、アインシュタインの質量のないスカラー場の理論から現れ、スカラー電荷の変化によってシュワルツシルト解にスムーズに変換されるという利点があります。この背景は、Janis-Newman-Winicour時空として知られており、この作品で関心の対象となっています。ブラックホールの降着と影の特性を調査することを含む、このメトリックの周りの電磁観測を探索します。この時空でシャドウ半径を計算し、EventHorizonTelescopeCollaborationによって最近リリースされたM87*の画像と比較します。同様に、降着円盤から光度の式を導き出し、それを80個のPalomarGreenクエーサーの観測された光度と比較します。私たちの分析は、M87*の影がシュヴァルツシルト背景を好む一方で、クエーサーは降着データからの非自明なスカラー電荷の存在を示し、それによってJanis-Newman-Winicour時空をサポートすることを示しています。この結果の影響について説明します。
