放射が支配する宇宙の初期温度の上限
重力波（GW）は、電磁制動放射の重力アナログを介して粒子を衝突させることによって生成されます。確率論的なGWバックグラウンドに対する、放射が支配的な宇宙での自由自由放出の寄与を計算します。結果のGW放射のエネルギー密度は、素粒子の数$N_{\mathrm{tot}}$と最大初期温度$T_{\mathrm{max}}$に大きく依存していることがわかります。$T_{\mathrm{max}}\simT_{\mathrm{Planck}}\approx10^{19}$の$N_{\mathrm{tot}}\gtrsimN_{\mathrm{SM}}$を除外しますGeVおよび$N_{\mathrm{tot}}\gtrsim10^{13}\timesN_{\mathrm{SM}}$for$T_{\mathrm{max}}\sim10^{16}$GeV、ここで$N_{\mathrm{SM}}$は標準モデルの粒子の数です。インフレの場合、既存の宇宙論データは$T_{\mathrm{max}}\lesssim10^{16}$GeVを制約します。ただし、バウンス宇宙論などのインフレの代替モデルでは、$T_{\mathrm{Planck}}$に近い$T_{\mathrm{max}}$が可能です。私たちが検討しているエネルギースケールでは、余分な数の粒子が余分な次元のモデルで自然に発生します。
CMBおよび大規模構造が直面しているインフレ後のアキシオン等曲率摂動
| Title |
Post-inflationary_axion_isocurvature_perturbations_facing_CMB_and_large-scale_structure |
| Authors |
Martin_Feix,_Steffen_Hagstotz,_Andreas_Pargner,_Robert_Reischke,_Bjoen_Malte_Schaefer,_Thomas_Schwetz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02926 |
インフレ後のシナリオの再調整メカニズムによって生成されたアキシオンのような粒子（ALP）で構成される暗黒物質は、原始的な等曲率変動につながります。これらの変動のパワースペクトルは、小さな波数ではフラットであり、宇宙論調査でアクセス可能なスケールまで拡張されます。CosmicMicrowaveBackground（CMB）プライマリ異方性の最新の測定値をCMBレンズ、BaryonicAcousticOscillations（BAO）およびSunyaevZel'dovich（SZ）クラスターカウントとともに使用して、等曲率コンポーネントの振幅と傾斜を測定します。CMBの一次異方性において、ホワイトノイズの等曲率コンポーネントが優先されます。ただし、この結論は、現在の大規模構造（LSS）データによって弱められています。結果を等曲率成分の控えめな上限として解釈すると、すべてのプローブからのALP質量の結合限界は$m_{a}\gtrsim10^{-19}$eVであり、$m_{a}の依存性があります。$は温度とともに進化します。将来のLSS実験とCMBレンズによる宇宙シアーと銀河クラスタリングの予想される感度は、$m_{a}\gtrsim10^{-18}$-$10^{-13}$eVの範囲の改善を示唆しています。非線形性とALP質量温度依存性を回避します。
パッチ状再イオン化によって引き起こされるCMB $ B $モード分極の推定値の修正
| Title |
Revised_estimates_of_CMB_$B$-mode_polarization_induced_by_patchy_reionization |
| Authors |
Anirban_Roy,_Girish_Kulkarni,_P._Daniel_Meerburg,_Anthony_Challinor,_Carlo_Baccigalupi,_Andrea_Lapi,_Martin_G._Haehnelt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02927 |
CMBの$B$モードの偏光パターンによる原始重力波の探索は、現在および将来のCMB実験の主要な目標の1つです。前景に加えて、この検索の潜在的なハードルは、パッチ状宇宙再イオン化中に生成された自由電子からのCMB光子の散乱によって生成される異方性の2次$B$モード分極です。これらの二次異方性のロバストな予測は、再イオン化の歴史が不確実であるために困難です。このホワイトペーパーでは、Lyman-$\alpha$フォレストの観測を通じて再イオン化の理解における最近の進歩を組み込むことにより、再イオン化によって誘発された$B$モード信号の推定値を修正します。これらの$B$モードの推定値を導き出すために、Ly$\alpha$データに合わせて調整された再イオン化の高ダイナミックレンジ放射伝達シミュレーションを使用します。これらのシミュレーションは、他のさまざまな高赤方偏移の観測とも一致しています。多重極$\ell\approx100$の周りで、再イオン化が$\ell（\ell+1）C_\ell^{BB}/2\pi\approx4\times10^{で$B$モードの電力を誘導することがわかります-6}\、\mu$K$^2$。したがって、この二次信号はテンソルとスカラーの比率が$r<10^{-4}$の原始信号のレベルにあり、高度にクラスター化されて再イオン化が発生している場合は$\sim50$の係数で増加します。質量$\sim10^{11}$M$_\odot$のハローにあるソース。私たちの調査結果は、原始重力波の探索へのパッチ状再イオン化の寄与は、現在計画されているCMB実験では問題になりそうにないことを示唆しています。
CMBのハッブルテンションと異常なコールドスポットの共通の原因
| Title |
The_common_origin_of_the_Hubble_tension_and_anomalous_cold_spots_in_the_CMB |
| Authors |
Andr\'as_Kov\'acs,_R\'obert_Beck,_Istv\'an_Szapudi,_Istv\'an_Csabai,_G\'abor_R\'acz,_L\'aszl\'o_Dobos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02937 |
標準の宇宙論的パラダイムは、現在謎めいた暗黒エネルギー成分によって支配されている宇宙の心強い話を物語っています。不穏なことに、その普遍的な説明力は最近、とりわけ、ハッブル定数の値の$\sim4\sigma$張力に挑戦されています。$R_v>100\、h^{-1}Mpc$の$\Lambda$CDMモデルで予想よりも強力な統合されたSachs-Wolfeインプリントの繰り返し観察は、より耐久性がありますが、あまり研究されていません。スーパーストラクチャー。ここでは、出現する曲率の不均一なAvERAモデルが、暗黒エネルギーなしで両方の観測異常を説明する根本的に異なるストーリーであるにもかかわらず、もっともらしい話をすることができることを示します。宇宙のマイクロ波背景温度マップの$R_v>100\、h^{-1}Mpc$スーパーボイドのスタックインプリントはAvERAモデルと$\Lambda$CDMモデルを区別できるが、それらの特性の違いは代替ボイドを使用して非表示のままにできることを示します定義とスタック方法。両極端をテストし、CMBコールドスポットがISWインプリントとしてAvERAモデルで説明できることも示します。したがって、スーパーボイドの異常な痕跡は炭鉱のカナリアである可能性が高いと結論付け、暗黒エネルギーに関する既存の観測的証拠は、代替モデルをさらにテストするために再解釈する必要があります。
トモグラフィー宇宙剪断調査におけるバリオニック音響振動の観察
| Title |
Observing_Baryonic_Acoustic_Oscillations_in_tomographic_cosmic_shear_surveys |
| Authors |
Francis_Bernardeau,_Takahiro_Nishimichi,_Atsushi_Taruya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03201 |
ヌル変換がデータに適用されると、バリオニック音響振動（BAO）機能を示すトモグラフィック宇宙シア観測で有効物質密度パワースペクトルを構築できることを示します。これらの特徴の振幅と位置を再構築できる精度は、空のカバレッジ、固有の形状ノイズ、中央値の光源の赤方偏移、および光源の数密度によって定量化されます。EuclidまたはLSSTでの幅広い調査のようなBAO検出は、適度な信号対雑音比で可能になります。少し深い調査では劇的に改善されます。
空間相関関数と投影相関関数について
私たちの目標は、銀河の投影および空間密度フィールドの2点相関関数間の関係、および宇宙ウェブのバイアス、フラクタル、およびその他の幾何学的特性への影響を見つけることです。空間（3D）および投影（2D）密度フィールドを使用して、銀河の3Dおよび2D相関関数、$\xi（r）$、構造関数、$g（r）=1+\xi（r）$、およびフラクタルを計算します関数、$\gamma（r）=d\logg（r）/d\logr$、バイアスされた$\Lambda$冷暗黒物質（CDM）シミュレーション。これらの関数が、宇宙ウェブのバイアス、フラクタル、およびその他の特性をどのように説明するかを分析します。宇宙と投影密度フィールドの相関関数を宇宙ウェブの記述子として比較します。宇宙ウェブの主要な要素は、クラスターとフィラメントであり、ほとんどのボリュームを埋めるボイドによって分離されています。個々の2Dシートでは、クラスターとフィラメントの位置が一致しません。その結果、投影ではクラスターとフィラメントが2Dボイドを埋めます。これにより、投影における相関関数（およびパワースペクトル）の振幅が減少します。このため、2D相関関数の振幅は3D相関関数の振幅よりも低く、違いは大きく、2Dサンプルは厚くなります。銀河の空間相関関数には、角度相関関数では利用できない宇宙ウェブの幾何学的特性に関する貴重な情報が含まれています。2D相関関数には、3D密度フィールドのボイドに関する情報が含まれていないため、2D相関関数から3D相関関数を計算することはできません。
$ L _ {\ text {X}}-T $スケーリング関係を介して新しいX線銀河クラスターサンプルで宇宙の等方性を調べる
| Title |
Probing_cosmic_isotropy_with_a_new_X-ray_galaxy_cluster_sample_through_the_$L_{\text{X}}-T$_scaling_relation |
| Authors |
K._Migkas,_G._Schellenberger,_T._H._Reiprich,_F._Pacaud,_M._E._Ramos-Ceja,_L._Lovisari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03305 |
後期宇宙の等方性は、天文学で大いに使用される仮定です。しかし、最近多くの研究が等方性からの逸脱を報告しており、決定的な結論はまだ出されていません。宇宙の等方性をロバストにテストする新しい独立した方法は非常に重要です。この作業では、銀河クラスターのX線光度-温度（$L_X-T$）関係の方向性のある振る舞いを調査します。X線を発するクラスター内媒体の光度と温度の間には密接な相関関係があります。測定された光度は基礎となる宇宙論に依存しますが、温度は宇宙論的な仮定なしに決定できます。この特性を利用することにより、銀河系外の空全体の宇宙論的パラメーターの等方性を効果的にテストすることができます。ここでは、MCXCカタログから313の均質に選択されたX線銀河クラスターを使用し、それらすべてのコア切除温度を取得しました。$L_X-T$関係の動作は、空の方向に大きく依存していることがわかります。強い異方性が$\sim4\sigma$レベルで$（l、b）\sim（280^{\circ}、-20^{\circ}）$に向かって検出されます。これらの異方性を説明する可能性のあるいくつかのX線およびクラスター関連の影響が調査されましたが、どれもそうではありませんでした。興味深いことに、他の2つの利用可能なクラスターサンプルは、空全体で同様の動作をしているように見えますが、お互いおよびサンプルから完全に独立しています。3つのサンプルの共同分析を実行すると、最終的な異方性はさらに強化され（$\sim5\sigma$）、$（l、b）\sim（303^{\circ}、-27^{\circ}）に向かって増加します$、これは他の宇宙論的プローブとよく一致しています。この結果は、完全な等方性を仮定するX線銀河クラスターの研究が、根本的な理由が宇宙論的であるか、X線に関連しているかに関係なく、強くバイアスされた結果を生成できることを示しています。したがって、これらの異方性の正確な性質を特定することが重要です。
統合された角度バイスペクトル
位置依存のパワースペクトルと、球体上の2D宇宙フィールドの統合されたバイスペクトル統計（統合された角度バイスペクトル）を調べます。最初に、方位角対称のパッチの構築に基づいて、全天積分角バイスペクトルの$m$に依存しない有用な式を導出します。次に、統合された角度バイスペクトル推定用のパイプラインを実装します。これには、現実的な条件（たとえば、不均一なノイズ、空のマスキング）での擬似等方性の破れの影響を説明する平均フィールド補正が含まれます。最後に、シミュレーションと実際のPlanckデータの両方を使用して、この推定量をCMB分析に適用する例を示します。そのような例には、$f_\mathrm{NL}$推定、二次異方性からの非ガウス性の分析（ISWレンズおよびISW-tSZ-tSZバイスペクトル）、および前景汚染からの非ガウスシグネチャの研究が含まれます。
進化する原始惑星系円盤における放射状ドリフトによるダスト除去
| Title |
Dust_clearing_by_radial_drift_in_evolving_protoplanetary_disks |
| Authors |
Johan_Appelgren,_Michiel_Lambrechts,_Anders_Johansen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02918 |
最近の調査では、原始惑星系円盤には通常、塵の質量があり、これは太陽系外惑星システムの高い発生率を説明するには不十分であるように見えます。この観測されたダストの減少は、小石の放射状ドリフトと一致していることを示しています。モンテカルロ法を使用して、原始惑星系円盤のクラスターの進化をシミュレーションします。1D数値法を使用して、サイズが100$\mu$mに成長したダスト粒子の放射状ドリフトとともに各ガス円盤を粘性的に進化させます。2Myrの古い星団の場合、ガスディスクの質量とガス降着率（$M_\mathrm{g}\propto\dot{M}^{0.9}$）の間のやや線形に近いスケーリングが見つかります。ただし、ダストの質量については、進化したダストディスクのガス降着率のスケーリングがはるかに弱いことがわかります。正確なスケーリングは、クラスターがサンプリングされた年齢とクラスター内のディスクの固有の年齢分布に依存します。最終的に、原始惑星系円盤に存在するダストの質量は、1〜3Myrの古い星形成領域で10〜100の地球質量であり、元のダストバジェットから10〜100倍減少していることがわかります。ダストが外側のディスクから排出されると、小石が内側のディスクに蓄積し、ダストとガスの比率を初期値の4倍まで局所的に増加させます。これらの高ダスト対ガス比の地域では、ストリーミングの不安定性と小石の付着によるその後の成長を介して微惑星形成に有利な条件が見つかります。また、1〜2Myrの古いクラスター内の恒星の質量に関する次のスケーリング関係が見つかります。ガス降着率と恒星の質量の間のやや超線形のスケーリング（$\dot{M}\proptoM_\star^{1.4}$）、ガス円盤の質量と恒星の質量（$M_\mathrm{g}\proptoM_\star^{1.4}$）の間のやや超線形のスケーリングと、ダスト円盤の質量と恒星の質量の間の超線形関係（$M_\mathrm{d}\proptoM_\star^{1.4-4.1}$）。
大気対流は潮汐で固定された地球外惑星の気候において重要な役割を果たす：高解像度シミュレーションからの洞察
| Title |
Atmospheric_convection_plays_a_key_role_in_the_climate_of_tidally-locked_terrestrial_exoplanets:_insights_from_high-resolution_simulations |
| Authors |
Denis_E._Sergeev,_F._Hugo_Lambert,_Nathan_J._Mayne,_Ian_A._Boutle,_James_Manners_and_Krisztian_Kohary |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03007 |
3D大循環モデル（GCM）を使用して、対流パラメタリゼーションの選択に対する、潮汐でロックされた地球のような太陽系外惑星、トラピスト1eおよびプロキシマケンタウリbの気候の感度を調査します。質量流束の対流パラメーター化と比較して、単純化された対流調整パラメーター化により、雲のアルベドが$>$60％減少し、平均日側温度が$\約$10K増加します。対流の表現は、大気条件にも影響します惑星規模の波パターンの変化を介して、夜側の。その結果、対流調整スキームを使用すると、シミュレーションの惑星の夜側コールドトラップが17〜36K暖かくなります。昼夜の熱コントラストは、3DGCMシミュレーションでの対流の表現に敏感なので、放出相曲線を解釈するときは注意が必要です。ただし、対流処理の選択は、少なくとも私たちの研究で使用された大気組成と惑星パラメータについて、居住可能な条件からの逸脱をもたらすほど十分にシミュレートされた気候を変更しません。Trappist-1eとProximabの両方のケースの地表近くの状態は温和なままで、活発な水循環を可能にします。大気対流を明示的にシミュレートする高解像度モデル実験を使用して、分析をさらに進めます。私たちの結果は、架空の対流を許可するシミュレーションでは、表面温度のコントラストが、パラメーター化された対流を使用した粗い解像度のシミュレーションよりも高くなることを示唆しています。言い換えると、パラメータ化された対流を持つモデルは、半球間の熱再分配効率を過大評価する可能性があります。
回転する熱い木星の潮汐振動
ほぼ等エントロピーの対流コアと幾何学的に薄い放射エンベロープで構成される均一に回転する熱い木星の小振幅の重力と熱の潮汐を計算します。対流コア内の流体を粘性流体として扱い、線形化されたナビエストークス方程式を解いてコアの潮汐応答を取得します。エクマン数${\rmEk}$は定数パラメーターであると仮定します。放射エンベロープでは、放射散逸が応答に及ぼす影響を考慮します。潮汐応答のプロパティは、エンベロープの熱タイムスケール$\tau_*$とコアのエクマン数Ekに依存し、気象の強制周波数$\omega$は慣性範囲にあるかどうかであり、慣性範囲は$で定義されます|\omega|\le2\Omega$は回転周波数$\Omega$です。${\rmEk}\gtrsim10^{-7}$の場合、コアの粘性散逸が$\tau_*\gtrsim1$日間のエンベロープの熱寄与を支配しています。ただし、${\rmEk}\lesssim10^{-7}$の場合、粘性散逸は熱寄与に匹敵するかそれよりも小さく、エンベロープは潮汐トルクを決定するために重要な役割を果たします。強制が慣性範囲にある場合、コア慣性モードによる潮汐強制の周波数共振は、潮汐トルクに大きく影響し、トルクの多数の共振ピークを生成します。ピークのトルクの符号に応じて、コアの慣性モードとの共振が惑星のスピンと軌道運動の間の同期プロセスを妨げる場合があることを示唆しています。
巨大惑星形成に対する小石フラックス制御の微惑星形成の影響
| Title |
The_impact_of_pebble_flux_regulated_planetesimal_formation_on_giant_planet_formation |
| Authors |
Oliver_Voelkel,_Hubert_Klahr,_Christoph_Mordasini,_Alexandre_Emsenhuber,_Christian_Lenz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03492 |
直径100kmの遊星体の降着によってガス巨大惑星を形成することは、自己重力支援の遊星体形成に起因する典型的なサイズであり、非効率的であるとしばしば考えられています。したがって、多くのモデルは小さなkmサイズの惑星を使用するか、小石の降着を引き起こします。さらに、微惑星降着に基づくモデルでは、最小質量の太陽系星雲の方法で放射状に分布する微惑星のアドホック仮定をしばしば使用します。結果として生じる惑星の母集団に対する微惑星の形成の動的モデルを用いて、微惑星におけるさまざまな初期の半径方向密度分布の影響を調査したいと思います。そうすることで、我々は、次の惑星形成上の星状円盤内の小石と微惑星へのダスト進化の初期段階の指示的な役割を強調します。固体進化の2つの人口モデルと、惑星形成のための小石フラックス規制モデルを、惑星人口合成のグローバルモデルに実装しました。このフレームワークは、惑星形成に対する惑星形成の地球規模の影響を研究するために使用されます。参考として、動的に形成された惑星表面密度を、惑星の異なる半径方向密度勾配のアドホックセット分布と比較します。必要であるとしても、それは惑星全体の円盤質量だけではなく、惑星表面密度勾配と、その後の惑星形成メカニズムによって、惑星降着による惑星の成長を可能にします。星間円盤の内側の領域にある、わずか100kmのサイズの微惑星の高度に凝縮された領域は、巨大ガスの成長につながる可能性があります。小石フラックスによって調整された微惑星形成は、急な微惑星密度プロファイルを作成するための非常に効果的なメカニズムであるため、惑星形成を強力に後押しします。これは、純粋な微惑星の降着によって、1au以内に100kmの巨大惑星の形成につながることがわかりました。
暖かい亜土星HAT-P-12bの光から近赤外線までの透過スペクトル
| Title |
Optical_to_near-infrared_transmission_spectrum_of_the_warm_sub-Saturn_HAT-P-12b |
| Authors |
Ian_Wong,_Bj\"orn_Benneke,_Peter_Gao,_Heather_A._Knutson,_Yayaati_Chachan,_Gregory_W._Henry,_Drake_Deming,_Tiffany_Kataria,_Graham_K._H._Lee,_Nikolay_Nikolov,_David_K._Sing,_Gilda_E._Ballester,_Nathaniel_J._Baskin,_Hannah_R._Wakeford_and_Michael_H._Williamson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03551 |
ハッブル宇宙望遠鏡宇宙望遠鏡イメージングスペクトログラフ（STIS）と広視野カメラ3（WFC3）から得られたデータと波長範囲0.3-5.0をカバーするスピッツァーの共同分析を通じて、HAT-P-12bの透過スペクトルを示します$\mu$m。雲によって減衰された1.4$\mu$mでミュートされた水蒸気の吸収特性、および小さな粒子を示す光学的指標のレイリー散乱勾配を検出します。最先端の大気取得コードSCARLETとエアロゾル微物理モデルCARMAの両方を使用して、透過スペクトルを解釈します。これらのモデルは、HAT-P-12bの大気が、数十から数百倍の太陽の金属量、ほぼ太陽のC/O比、および適度に効率的な垂直混合と一致していることを示しています。凝縮雲を含む雲モデルは、観測されたレイリー散乱勾配を再現するために必要なサブミクロン粒子を容易に生成しませんが、すすやトリンで構成される光化学ヘイズを組み込んだモデルは、完全な透過スペクトルに一致できます。Spitzerによる二次食の補完的な分析から、測定された深さ$0.042\％\pm0.013\％$および$0.045\％\pm0.018\％$をそれぞれ3.6および4.5$\mu$mで取得します。$890^{+60}_{-70}$Kの黒体温度と一致し、効率的な昼夜の熱再循環を示します。HAT-P-12bは、太陽系外の大気の理解における雲と霞の重要性を強調する、よく特徴付けられた暖かい惑星に加わります。
埋め込まれたブラックホール成長のトレーサーとしてのHCN強化の硬X線テスト
| Title |
A_Hard_X-ray_Test_of_HCN_Enhancements_as_a_Tracer_of_Embedded_Black_Hole_Growth |
| Authors |
G._C._Privon,_C._Ricci,_S._Aalto,_S._Viti,_L._Armus,_T._D\'iaz-Santos,_E._Gonz\'alez-Alfonso,_K._Iwasawa,_D._L._Jeff,_E._Treister,_F._Bauer,_A._S._Evans,_P._Garg,_R._Herrero-Illana,_J._M._Mazzarella,_K._Larson,_L._Blecha,_L._Barcos-Mu\~noz,_V._Charmandaris,_S._Stierwalt,_M._A._P\'erez-Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02884 |
（HCO$^+$に関連する）高密度ガストレーサーHCNからの強化された放出は、アクティブな銀河核（AGN）の特徴として提案されています。以前の1皿ミリ線調査では、HCN/HCO$^+$（1-0）の強度比が多くのAGNの強度比と一致しているが、中赤外スペクトル診断がほとんどない（$\lesssim15\％$）ボロメータの光度に対するAGNの寄与。非常に覆い隠されたAGNの推定を検索するために、大天文台全天LIRGサーベイからの4つの銀河の\nustar硬X線（3-79keV）観測を提示および分析します。3つのシステムでAGNのX線の証拠は見つからず、非常に不明瞭なもの（$N_{\rmH}>10^{24}$cm$^{-2}のエネルギー寄与に強い上限を設定します$）ボロメータの光度に対するAGN。現在、X線フラックスの上限は、HCNの機能強化を推進するために必要なXDR駆動化学モデルの予測よりも1桁低いです。4番目のシステムでは、AGNの存在と一致する硬いX線の超過が見つかりましたが、ボロメータの光度の$\sim3\％$のみを寄与しています。AGNが空間的にHCNの強化に関連付けられているかどうかも不明です。HCN/HCO$^+$（いくつかの$\mathrm{J}_\mathrm{upper}$レベルの場合）と$L_\mathrm{AGN}/L_\mathrm{IR}$の関係をさらに調査します文献のシステムのサンプル。X線から導出された線の比率とAGN比率の相関関係の証拠は見つかりません。これは、HCN/HCO$^+$強度比がAGNのエネルギー優位性によって駆動されておらず、SMBH降着かどうかの信頼できる指標でもないことを示しています。進行中です。
核から周辺銀河へ：SINFONIを使用したz〜2.2でのAGN駆動のアウトフローの拡大
| Title |
From_Nuclear_to_Circumgalactic:_Zooming_in_on_AGN-Driven_Outflows_at_z~2.2_with_SINFONI |
| Authors |
Rebecca_L._Davies,_N._M._F\"orster_Schreiber,_D._Lutz,_R._Genzel,_S._Belli,_T.T._Shimizu,_A._Contursi,_R.I._Davies,_R._Herrera-Camus,_M.M._Lee,_T._Naab,_S.H._Price,_A._Renzini,_A._Schruba,_A._Sternberg,_L.J._Tacconi,_H._\"Ubler,_E._Wisnioski,_S._Wuyts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02891 |
VLT上のSINFONIからの深部適応光学支援積分フィールド分光法を使用して、z〜2.2-K20-ID5、COS4-11337、およびJ0901の3つの銀河の活動銀河核（AGN）によって駆動されるイオン化ガス流出の空間分解特性を研究します+1814。これらのシステムは、核から銀河系スケールまでのAGNフィードバックをプローブし、AGN駆動の流出がホスト銀河と相互作用するさまざまなメカニズムへのユニークな洞察を提供します。K20-ID5およびCOS4-11337は、核のH$\alpha$放出を支配する強力な$\sim$1500kms$^{-1}$AGN駆動の流出を伴うコンパクトな星形成銀河です。流出は、ホスト銀河の瞬間的な星形成活動に影響を与えるようには見えませんが、それらは、ハロガスを加熱し、潜在的に冷たいガスの降着速度の低下につながるかなりの量の運動エネルギーを運びます銀河。COS4-11337からの流出は、5.4kpcの予測距離で、その伴銀河COS4-11363に向かって直接伝播しています。COS4-11363は、COS4-11337からの流出によっておそらく引き起こされた可能性がある、衝撃波の励起と星形成活動の最近の切り捨ての兆候を示しています。J0901+1814は重力レンズ付きで、コンパクト（R=470$\pm$70pc）、比較的低速（$\sim$650kms$^{-1}$）AGN駆動の流出のユニークなビューを提供します。J0901+1814は、COS4-11337と同様のAGN光度を持っています。これは、流出特性の違いが現在のAGN光度とは関係なく、代わりに、流出の進化段階の違いおよび/またはAGN電離放射線場と核領域のガス。
超大質量ブラックホール連星の増加におけるバーディーン・ペッターソン効果：系統的アプローチ
| Title |
The_Bardeen-Petterson_effect_in_accreting_supermassive_black-hole_binaries:_a_systematic_approach |
| Authors |
Davide_Gerosa,_Giovanni_Rosotti,_Riccardo_Barbieri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02894 |
ディスク駆動型の移行は、ガスに富む銀河でホストされている超大質量ブラックホールバイナリの重要な進化段階です。インスピレーションを促進することに加えて、粘性相互作用は、ブラックホールのスピンをディスクの軌道角運動量に合わせる傾向があります。Bardeen-Petterson効果としても知られているこの問題の重要かつ体系的な調査を示します。相対論的フレームドラッグとバイナリコンパニオンの両方の影響下で、反りのある降着円盤の非線形ダイナミクスを解決する新しい反復方式を設計します。実行可能な進化のパスが存在しなくなるパラメーター空間の領域をマークするディスク「クリティカルオブリキー」の影響を特徴付けます。ブラックホールスピンは完全な整列または重要な構成のいずれかに到達することがわかります。私たちの発見は、超大質量ブラックホールバイナリーが重力波駆動レジームに入り、LISAによって検出可能になるスピン構成を予測するために重要です。
銀河形成に対する異なる宇宙線輸送モデルの影響
| Title |
Effects_of_Different_Cosmic_Ray_Transport_Models_on_Galaxy_Formation |
| Authors |
Philip_F._Hopkins_(Caltech),_T._K._Chan_(ICC_Durham),_Jonathan_Squire_(Otago),_Eliot_Quataert_(Berkeley),_Suoqing_Ji_(Caltech),_Dusan_Keres_(UCSD),_Claude-Andre_Faucher-Giguere_(Northwestern) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02897 |
〜GeVエネルギーの宇宙線（CR）は、星間、銀河間、および銀河間媒質（ISM、CGM、IGM）のエネルギーおよび圧力バジェットに大きく寄与する可能性があります。最近の宇宙論的シミュレーションはこれらの効果を探求し始めましたが、ほとんどすべての研究は一定のCR拡散率やストリーミング速度を持つ単純化されたモデルに制限されています。外因性乱流と自己励起波によるCR伝播/散乱の物理モデルは、局所プラズマ特性の複雑な関数である輸送係数を予測します。コンパニオンペーパーでは、詳細な天の川（MW）と銀河系外の$\gamma$-ray制約の両方を満たす物理的に動機付けされた宇宙線伝搬スケーリングの提案を特定するために、さまざまな観測制約を検討します。ここでは、これらのモデルの効果を、MW質量スケールを介して矮星での銀河とCGMのプロパティに対するより単純な「拡散+ストリーミング」モデルと比較して比較します。物理モデルはCR拡散率の大きな局所変動を予測し、中央拡散率は銀河中心の半径で増加し、銀河質量と赤方偏移で減少します。これらの効果は、CGMのCRエネルギー密度のより急速な低下につながり（より単純なモデルと比較して）、次に銀河の星形成率（SFR）、CGM吸収プロファイル、および銀河の流出に対するCRの弱い効果を生み出します。より物理的なCRモデルの予測は、CRを完全に無視するモデルと、拡散率が一定のCRを扱うモデルとの間にある傾向があります。
衝撃流からの自己重力フィラメント形成：フィラメントを横切る速度勾配
| Title |
Self-gravitating_Filament_Formation_from_Shocked_Flows:_Velocity_Gradients_across_Filaments |
| Authors |
Che-Yu_Chen,_Lee_G._Mundy,_Eve_C._Ostriker,_Shaye_Storm_and_Arnab_Dhabal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02898 |
星を形成する雲の典型的な環境では、収束する超音速乱流は衝撃圧縮領域を生成し、強く磁化されたシート状の層を作成できます。数値MHDシミュレーションは、これらのポストショック層内で、密度の高いフィラメントと埋め込まれた自己重力コアが、磁力線に沿って材料を集めることによって形成されることを示しています。優先方向の質量収集の結果、フィラメントの主軸に垂直な速度勾配は、シミュレーションで見られる一般的な機能です。この予測は、CARMAの大面積星形成調査（CLASSy）からの最近の観測とよく一致していることを示しています。ここから、主軸に垂直な顕著な速度勾配を持ついくつかのフィラメントを特定しました。サーペンスサウスの北西部のフィラメントを強調表示して、シミュレーション結果と観測データの質的および量的比較を提供します。特に、無次元比$C_v\equiv{\Deltav_h}^2/（GM/L）$であることを示します。ここで、$\Deltav_h$は、フィラメント全体で観測された垂直速度差の半分であり、$M/L$は単位長さあたりのフィラメントの質量であり、乱流圧縮によって純粋に形成されたフィラメントと重力によって引き起こされた付着によって形成されたフィラメントを区別できます。Serpens南北西フィラメントで観測された垂直方向の速度勾配は、平坦化された層からの重力による異方性の物質の付着によって引き起こされる可能性があると結論付けます。シミュレーションされたフィラメントの合成観測を使用して、密度選択効果が観測されたサブフィラメント（1つのフィラメントが速度空間で2つの成分に分かれる）を説明する可能性があることも提案します。（2018）。
銀河球状星団の恒星質量関数への新しい洞察
| Title |
New_Insight_into_the_stellar_mass_function_of_Galactic_globular_clusters |
| Authors |
H._Ebrahimi,_A._Sollima,_H._Haghi,_H._Baumgardt,_M._Hilker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02906 |
32銀河球状星団の深い測光データの分析結果を提示します。ハッブル宇宙望遠鏡の調査用アドバンストカメラのワイドフィールドチャネルで観測された69個の平行視野画像を分析しました。これは、これらのクラスターの中心領域をカバーする球状星団プロジェクトからすでに利用可能な測光を補完しました。この前例のないデータセットを使用して、クラスターのメインシーケンスに沿って、および分析された視野全体で観測された星の分布を比較することにより、これらのクラスターにおける異なる質量（つまり、現在の質量関数）での星の相対的割合を計算しましたマルチマス動的モデルの予測。31クラスターのサブサンプルの場合、利用可能な動径速度情報を使用して、半質量半径、質量対光比、暗い残骸の質量分率も取得できました。球状星団の大部分は、質量範囲$0.2<m/\text{M}_{で勾配$\alpha>-1$を持つ単一べき乗則質量関数$F（m）\proptom^\alpha$を持っていることがわかりました\odot}<0.8$。構造的/力学的および軌道パラメーター間の相関関係を調査することにより、質量関数の勾配と以前の研究ですでに報告されている半質量緩和時間、およびクラスター金属性への可能な2次依存性の間の密接な反相関を確認します。これは、質量関数の現在の形状に対する初期条件と進化的影響の両方の相対的な重要性を示している可能性があります。
時計回りと反時計回りの銀河間の大規模非対称性の再検討
大量のデータを収集して保存するデジタルスカイサーベイの機能は、ローカルユニバースを研究するまったく新しい方法を提供します。おそらく、そのようなツールで報告された最も挑発的な観察の1つは、時計回りと反時計回りのスピンパターンを持つ銀河間の非対称性です。ここでは、SDSSの$\sim1.7\cdot10^5$渦巻銀河を使用し、それらをスピンパターン（時計回りまたは反時計回り）で並べ替えて、地球から観測された銀河スピンパターンの分布の可能な大規模パターンを識別してプロファイルします。。分析は、SDSSによって画像化された時計回りと反時計回りの渦巻銀河の数と双極子軸の間の非対称性を示しています。これらの調査結果は、より小さなデータセットを使用した以前のレポートとほぼ一致しています。偶然に発生する銀河の数の違いの確率は（P<4*10^-9）であり、単なる偶然に非対称軸が発生する確率は（P<1.4*10^-5）です。
渦巻銀河のスピン方向の大規模分布における多重極整列
以前の観測では、スーパークラスターのサイズよりはるかに大きいスケールでの銀河のスピン方向のランダムでない分布が示唆されていました。ここでは、SDSSの$\sim1.7\cdot10^5$渦巻銀河とPan-STARRSの$3.3\cdot10^4$渦巻銀河を使用して、地球から観測された渦巻銀河の銀河スピンパターンの分布を分析します。分析は、SDSSとPan-STARRSの両方で、銀河スピン方向の分布が非ランダムパターンを形成し、単なる偶然よりもはるかに高い確率で双極子軸に適合できることを示しています。これらの観察は以前の発見と一致しますが、より多くのデータと2つの異なる望遠鏡に基づいています。分析はまた、銀河のスピン方向の分布が大規模な多極子配列に適合し、偶然にそのような分布が存在する可能性がある$\sim6.9\sigma$の確率で四重極配列に最適であることも示しています。SDSSとPan-STARRSの2つの個別のデータセットを比較すると、両方のデータセットの銀河に同じような赤方偏移の分布があるため、ほぼ同じ四重極パターンが得られます。
芳香族赤外線バンド担体のメカノケミカル合成。星間炭素質ダスト粒子類似体のトップダウン化学
| Title |
Mechanochemical_synthesis_of_Aromatic_Infrared_Band_carriers._The_top-down_chemistry_of_interstellar_carbonaceous_dust_grain_analogues |
| Authors |
Emmanuel_Dartois,_Emeline_Charon,_C\'ecile_Engrand,_Thomas_Pino,_Christophe_Sandt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02993 |
星間空間は、ナノメートルからミクロンサイズのダスト粒子をホストします。これらの穀物集団の炭素質に富む成分は赤外線バンドで放出され、望遠鏡や衛星で何十年もの間リモートで観測されました。それらは、天体化学ダストの進化の重要な要素です。これらのバンドのほとんどの正確なキャリアはまだ不明であり、研究室では十分に再現されていません。この作業では、無秩序な芳香族および脂肪族類似体の高エネルギーのメカノケミカル合成が、星間関連のダスト粒子を提供することを示します。水素雰囲気下での炭素系固体のメカノケミカルミリングは、芳香族赤外バンド（AIB）放出の天体物理学的観測と分光学的に一致する粒子を生成します。これらの天文赤外観測を最もよく再現するアナログのH/C比は、5$\pm$2％の範囲にあります。この値は、吸収で観測された別の銀河ダスト粒子成分である拡散星間水素化アモルファスカーボンよりもはるかに低く、おそらく最も芳香族の炭素質ダスト粒子キャリアの水素化度に制約を提供します。7.4-8.3$\mu$mの範囲のAIBで観測されたブロードバンドは、水素含有量と相関しており、したがって生成された類似体の構造進化が相関しています。メカノケミカルプロセスは、局所的なエネルギー化学反応を刺激する実験リアクターと見なすことができます。生成された欠陥に結合無秩序と水素化学的付着が導入され、星間空間と同様の効果が固体との非常に局所的な化学反応をもたらします。天体物理学の観点から、これらの実験室の星間ダスト類似物は、過酷な放射環境を含むシミュレートされた星間条件下でのダスト粒子の進化を予測するために使用されます。このような星間類似体は、他の星形成システムにおける物質の循環に関する世界的な見解を導き出す機会を提供します。
おおぐま座での30度の長い紫外線アークの発見
| Title |
Discovery_of_a_Thirty-Degree_Long_Ultraviolet_Arc_in_Ursa_Major |
| Authors |
A._Bracco,_R._A._Benjamin,_M.I.R._Alves,_A._Lehmann,_F._Boulanger,_L._Montier,_D._Mittelman,_D._di_Cicco,_and_S._Walker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03175 |
天の川とその先の宇宙の星間媒質に対する私たちの見方は、ソーラー周辺の局所環境の構造に影響されます。ここでは、ほんの数分角の厚さである30度の長い紫外線放射のアーク、つまりアーサ大アークの発見を紹介します。GALEX衛星の近紫外および遠紫外バンドに見られるいくつかのアークレットで構成されています。アークの2度の断面は、1997年にH{\alpha}光スペクトル線で最初に検出されました。この作品に含まれているアマチュア天文学者のチームによって光学の追加のセクションが見られました。この空の方向は、水素柱の密度が非常に低く、ダストが消滅することで知られています。銀河系外宇宙研究の多くの深い分野がこの方向にあります。拡散紫外線と光学星間放射は、星間塵による光の散乱に起因することがよくあります。しかし、おおぐま座とプランク衛星で観測された熱ダスト放出の間に相関関係がないことは、他の放出メカニズムが働いているに違いないことを示唆しています。ソーラー周辺での星間衝撃の結果としての、おおぐま座の起源について説明します。
MUSEを使用した惑星状星雲の積分場分光法
Multi-UnitSpectroscopicExplorer（MUSE）は、ESO超大型望遠鏡に取り付けられた大きな一体型フィールドユニットです。その空間（60秒角フィールド）と波長（4800-9300A）の範囲は、銀河などの拡張された惑星状星雲の詳細なイメージング分光法に適しています。惑星状星雲（PNe）に適用されるMUSEの機能の概要を、具体的な長所と短所とともに示します。PNeのアーカイブMUSE観測の例をいくつか示します。2つのターゲット（NGC3132およびNGC7009）のMUSEデータキューブは詳細に分析され、惑星状星雲の研究で達成可能な進歩を示すために使用されています。PNeのさらなるMUSE観測と既存のデータセットのより広範な分析の見通しを概説します。
ESO137-006の無線ローブをリンクするコリメートされたシンクロトロンスレッド
| Title |
Collimated_synchrotron_threads_linking_the_radio_lobes_of_ESO137-006 |
| Authors |
M._Ramatsoku,_M._Murgia,_V._Vacca,_P._Serra,_S._Makhathini,_F._Govoni,_O._Smirnov,_L._A._L._Andati,_E._de_Blok,_G._I._G._J\'ozsa,_P._Kamphuis,_D._Kleiner,_F._M._Maccagni,_D._Cs._Moln\'ar,_A._J._T._Ramaila,_K._Thorat,_S.V._White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03203 |
南半球の明るい電波銀河のESO〜137-006のMeerKAT1000MHzおよび1400MHzの観測を示します。銀河は、巨大で融合しているノルマ銀河団の中心にあります。MeerKAT連続体画像（rms〜0.02mJy/ビーム〜10インチの解像度）は、これまで電波銀河で見られなかった新しい機能を明らかにします。ESOの拡張および曲がった無線ローブをリンクする、まだ未知の起源の視準シンクロトロンスレッド137-006。これらのスレッドの最も顕著なものは、投影で約80kpc伸び、幅は約1kpcです。スレッドの無線スペクトルは急勾配で、スペクトルインデックスは最大$\alpha\simeq2$で、1000の間です。MHzおよび1400MHz。
Gaia-DR2を使用した外部銀河円盤の構造
エイムス。視差のデコンボリューション手法を使用して、GaiaDR2からガラクトセントリック距離R=20kpcまでのスター数を使用して恒星密度を計算します。次に、密度を分析して、主にワープである外側の銀河円盤の構造を調べます。メソッド。デコンボリューションを実行するために、ルーシーの反転手法を使用して、修正された星の数を回復しました。また、星数から星の密度を抽出するために、$M_G<10$の星のガイア光度関数を使用しました。結果。恒星密度マップは、半径方向の指数ディスク$h_r=2.07\pm0.07$kpcでフィットできます。方位角への依存度が低く、カットオフなしで最大20kpcまで拡張できます。フレアとワープがはっきりと見えます。対称S字ワープの最適なフィットは、$z_w=z_\odot+（37\pm4.2（stat。）-0.91（syst。））$pc$（R/R_\odot）^{2.42\pm0.76（統計）+0.129（システム）}sin（\phi+9.3\pm7.37（統計）+4.48（システム））$全母集団。北と南のワープを別々に分析すると、北で$\sim25\％$大きい振幅の非対称性が得られます。ガイアGバンドは消滅バイアスが非常に発生しやすいため、この結果は消滅の影響を受ける可能性があります。ただし、使用した消光マップの精度をテストしました。これは、消光が外側のディスクで非常によく決定されていることを示しています。それでも、完全な消滅エラーはわかっていません。また、最終的な結果に影響を与える可能性のあるマップの系統的エラーもわかりません。分析はまた、平均して若い集団を表す非常に明るい星（$M_G<-2$）に対しても実行されました。ワープの最大振幅は母集団全体よりも$20-30\％$大きいのに対し、同様のスケール長の値を取得します。南北の非対称性が維持されます。
電波に強くて静かなクエーサーの分光特性
調査によると、電波騒動（RL）クエーサーは全クエーサー人口の10％〜15％を占め、残りは電波静か（RQ）です。ただし、このラジオラウドフラクション（RLF）が異なるパラメーター空間間で一貫性を保つかどうかは不明です。この研究は、H$\beta$幅広い輝線（z<0.75）の半値全幅（FWHM）の速度が増加するとRLFが増加することを示しています。理由を分析するため、H$\beta$エミッションのFWHMを持つ15000km/s（HighBroadLineまたはHBL）を超えるH$\beta$ブロードエミッションラインのFWHMを持つRLおよびRQクエーサーサンプルのボロメータ光度を比較しました2,500km/s未満の路線（低ブロードラインまたはLBL）。分布から、HBL、RQおよびRLクエーサーは別々にピークになり、RLクエーサーはより高い値を持っていると結論付けることができますが、LBLのピークはほとんど区別がつきません。選択の影響が原因である可能性があると予測しましたが、結論を出すにはさらに分析が必要です。次に、Wills＆Browne（1986）と結果を比較し、サンプルの一部のオブジェクトがlogR対FWHMプロットのパターンに従っていないことを示しました。ここで、Rは、5GHz無線コアフラックス密度と拡張無線ローブフラックスの比です。密度。
M31の元素存在量：Coaddedスペクトルを使用したM31ドワーフ銀河の[Fe / H]および[{\ alpha} / Fe]
| Title |
Elemental_abundances_in_M31:_[Fe/H]_and_[{\alpha}/Fe]_in_M31_Dwarf_Galaxies_Using_Coadded_Spectra |
| Authors |
Jennifer_Wojno,_Karoline_M._Gilbert,_Evan_N._Kirby,_Ivanna_Escala,_Rachael_M._Beaton,_Erik_J._Tollerud,_Steven_R._Majewski,_Puragra_Guhathakurta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03425 |
KeckII望遠鏡とDEIMOSで取得した中解像度（R$\sim6000$）スペクトルのスペクトル合成を使用して、Andromeda（M31）の矮小回転楕円体（dSph）衛星システムにおける赤い巨大枝（RGB）星の化学的存在量を提示しますアンドロメダの恒星ハロー（SPLASH）調査の分光および測光景観による分光器。平均的な[Fe/H]と[$\alpha$/Fe]の存在量を測定するのに十分高い信号対雑音比（S/N）を取得するために、測光金属性または有効温度の類似性に従って星を追加します。天の川の球状星団のRGB星の高S/Nスペクトルと、サンプルのM31dSphのサブセットの詳細な観測を使用して、メソッドを検証します。この検証coaddのセットでは、個々の星の加重平均存在量をcoaddから決定された存在量と比較します。AndIX、XIV、XV、およびXVIIIの最初の[$\alpha$/Fe]測定を含む、10個のM31dSphの星の[Fe/H]と[$\alpha$/Fe]の個別および追加の測定を提示します。これらのかすかな、より大規模なdSphは、[Fe/H]に比べて[$\alpha$/Fe]が減少していることを示しており、星形成の歴史が長いことを示しています。さらに、これらのdSphは、他のローカルグループの衛星で見られるのと同じ質量-金属関係にも従います。共添加スペクトルから推測する結論は、個々のアバンダンス測定による明るいM31dSphでの以前の測定からの結論、および測光研究からの結論と一致します。これらの豊富さにより、M31のそれほど質量の小さい矮小衛星の化学組成の分光測定の数が大幅に増加します。これらは、星形成の歴史とM31システムとの相互作用を理解するために重要です。
分子雲S（GEMS）の気相元素存在量。 II。分子雲の硫黄貯留層の探求：$ H_ {2} S $ケース
| Title |
Gas_phase_Elemental_abundances_in_Molecular_cloudS_(GEMS)._II._On_the_quest_for_the_sulphur_reservoir_in_molecular_clouds:_the_$H_{2}S$_case |
| Authors |
D._Navarro-Almaida,_R._Le_Gal,_A._Fuente,_P._Rivi\`ere-Marichalar,_V._Wakelam,_S._Cazaux,_P._Caselli,_Jacob_C._Laas,_T._Alonso-Albi,_J._C._Loison,_M._Gerin,_C._Kramer,_E._Roueff,_R._Bachiller,_B._Commer\c{c}on,_R._Friesen,_S._Garc\'ia-Burillo,_J._R._Goicoechea,_B._M._Giuliano,_I._Jim\'enez-Serra,_J._M._Kirk,_V._Lattanzi,_J._Malinen,_N._Marcelino,_R._Mart\'in-Dom\`enech,_G._M._Mu\~noz_Caro,_J._Pineda,_B._Tercero,_S._P._Trevi\~no_Morales,_O._Roncero,_A._Hacar,_M._Tafalla,_and_D._Ward-Thompson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03475 |
硫黄は宇宙で最も豊富な要素の1つです。驚くべきことに、硫化された分子は星間媒質で予想されるほど豊富ではなく、主な硫黄貯留層の正体は依然として未解決の問題です。この安定した分子は潜在的な硫黄の貯留層であるため、私たちの目標は暗い雲の中のH$_{2}$S化学を調査することです。CS、SO、H$_{2}$S、およびそれらのアイソトポログのミリメートル観測を使用して、コアTMC1-C、TMC1-CP、およびコアに沿った物理的条件およびH$_{2}$S存在量を決定します。バーナード1b。次に、ガス粒子モデルNautilusを使用して硫黄化学をモデル化し、H$_2$Sの存在量に対する光脱離と化学脱離の影響を調べます。私たちのモデルは、化学的脱着が暗いコアの気相H$_2$Sの主な発生源であることを示しています。測定されたH$_{2}$S存在量は、$n_{\rmH}>2\times10^{4}$のときに化学脱着速度が10倍以上減少すると仮定した場合にのみ当てはめることができます。この脱着速度の変化は、粒子表面での厚いH$_2$OおよびCOアイスマントルの形成と一致しています。観測されたSOとH$_2$Sの存在量は、硫黄の存在量の枯渇していない値を採用する予測とよく一致しています。ただし、CSの存在量は$5-10$の係数で過大評価されます。3つのコアに沿って、原子Sが主要な硫黄貯留層であると予測されています。ガスのH$_2$Sの存在量は、H$_2$Sの主な供給源として、枯渇していない硫黄の存在量と化学的脱着を想定して、十分に再現されていると結論します。観測されたH$_{2}$Sの存在量の挙動は、脱着効率の変化を示唆しており、これらのコアのスノーラインを調査します。ただし、私たちのモデルは、観測された気相のCS存在量を過大評価しています。硫黄化学の不確実性を考えると、我々のデータは、10倍の不確実性を持つ宇宙元素Sの存在量と一致しています。
CARMA-NROオリオン調査：原始星の流出、エネルギー論、および糸状の配置
| Title |
The_CARMA-NRO_Orion_Survey:_Protostellar_Outflows,_Energetics,_and_Filamentary_Alignment |
| Authors |
Jesse_R._Feddersen,_H\'ector_G._Arce,_Shuo_Kong,_S\"umeyye_Suri,_\'Alvaro_S\'anchez-Monge,_Volker_Ossenkopf-Okada,_Michael_M._Dunham,_Fumitaka_Nakamura,_Yoshito_Shimajiri,_John_Bally |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03504 |
CARMA-NROオリオン調査から、オリオンA巨大分子雲のCOマップにおける45の原始星の流出を特定します。サンプルには、11個の新しく検出された流出が含まれています。雲の寄与を補正することにより、低速での材料を含む流出の質量とエネルギー論を測定します。流出の総運動量と運動エネルギー注入率は、雲の乱流散逸率に匹敵します。また、流出位置角度をC$^{18}$Oフィラメントの方向と比較します。流出の完全なサンプルは、フィラメントに対してランダムに配向していることと一致していることがわかります。最も信頼性の高い測定のサブサンプルは、適度に垂直な流出フィラメントの配置を示しています。これは、フィラメント全体および原始星コアへの質量の付着を反映している可能性があります。
シンクロトロン放射偏光による星間プラズマのMHD圧縮性モードの同定
| Title |
Identification_of_MHD_compressible_modes_in_interstellar_plasma_with_synchrotron_emission_polarization |
| Authors |
Alexey_Chepurnov,_Alex_Lazarian,_Reinaldo_Santos_de_Lima,_Sarah_Appleby |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03514 |
私たちは、銀河オブジェクトのシンクロトロン放射偏光マップにおける支配的な圧縮性およびアルフベンMHDモードまたは等方性乱流の識別のための手順を提供します。北銀河極、オリオン分子雲複合体、星形成複合体シグナスXの領域の結果が表示されます。
PSR J1012 + 5307：非常に低質量の白色矮星の伴侶を持つミリ秒パルサー
| Title |
PSR_J1012+5307:_a_millisecond_pulsar_with_an_extremely_low-mass_white_dwarf_companion |
| Authors |
D._Mata_S\'anchez_(1),_A._G._Istrate_(2),_M._H._van_Kerkwijk_(3),_R._P._Breton_(1),_D._L._Kaplan_(4)_((1)_Jodrell_Bank_Centre_for_Astrophysics,_Department_of_Physics_and_Astronomy,_The_University_of_Manchester,_M13_9PL,_UK,_(2)_Department_of_Astrophysics/IMAPP,_Radboud_University,_PO_Box_9010,_NL-6500_GL_Nijmegen,_The_Netherlands,_(3)_Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_University_of_Toronto,_50_St._George_Street,_Toronto,_ON_M5S_3H4,_Canada,_(4)_Center_for_Gravitation,_Cosmology_and_Astrophysics,_Department_of_Physics,_University_of_Wisconsin-Milwaukee,_PO_Box_413,_Milwaukee,_WI_53201,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02901 |
ミリ秒のパルサーを含むバイナリは、中性子星の質量を決定するための独自の経路を可能にします。電波脈動は中性子星の動きを明らかにし、コンパニオンの動きは光学範囲での研究を通じて特徴付けることができます。PSRJ1012+5307は、14.5時間軌道のミリ秒パルサーで、ヘリウムコアの白色矮星の仲間です。この作業では、光学分光キャンペーンの分析を紹介します。コンパニオンスターの吸収機能により、最も軽い既知の白色矮星の1つが明らかになります。K_2=218.9+-2.2km/sの白色矮星半径速度半振幅を決定します。これは、正確な無線タイミングから導出されたパルサーのそれと組み合わせて、q=10.44+-0.11の質量比をもたらします。また、超低質量白色矮星の新しいバイナリ進化モデルを使用して、観測制約から白色矮星の質量を推測しようとしますが、観測されたすべてのパラメータを同時に再現することはできません。特に、バイナリ進化から予測された半径を、測光分析からの測定値と調整することはできません（R_WD=0.047+-0.003Rsun）。したがって、このシステムで白色矮星の質量を測定できる精度を制限する主な要因として、バイナリ相互作用の結果である極低質量の白色矮星の進化についての理解が限られています。M_WD=0.165+-0.015Msunの控えめな白色矮星の質量推定値と質量比により、M_NS=1.72+-0.16Msunのパルサー質量を推定できます。この値は明らかに標準の1.4Msunを上回っているため、PSRJ1012+5307が大量のミリ秒パルサーの増加するリストに追加されています。
IceCubeは、LIGO-Virgoの最初の重力波トランジェントカタログから、コンパクトなバイナリ合併と一致するニュートリノを検索します
| Title |
IceCube_Search_for_Neutrinos_Coincident_with_Compact_Binary_Mergers_from_LIGO-Virgo's_First_Gravitational-Wave_Transient_Catalog |
| Authors |
M._G._Aartsen,_M._Ackermann,_J._Adams,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_M._Ahrens,_C._Alispach,_K._Andeen,_T._Anderson,_I._Ansseau,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_J._Auffenberg,_S._Axani,_H._Bagherpour,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_A._Barbano,_I._Bartos,_S._W._Barwick,_B._Bastian,_V._Baum,_S._Baur,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_C._Bohm,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_J._Bourbeau,_F._Bradascio,_J._Braun,_S._Bron,_J._Brostean-Kaiser,_A._Burgman,_J._Buscher,_R._S._Busse,_T._Carver,_C._Chen,_E._Cheung,_D._Chirkin,_S._Choi,_B._A._Clark,_K._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_J._M._Conrad,_P._Coppin,_K._R._Corley,_P._Correa,_S._Countryman,_D._F._Cowen,_R._Cross,_P._Dave,_et_al._(312_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02910 |
IceCubeニュートリノ天文台を使用して、LIGOと乙女座重力波（GW）検出器が最初と2番目の観測の実行中に観測したコンパクトなバイナリマージャーと一致する高エネルギーニュートリノ放出を検索します。報告されたマージ時間を中心とした1000秒の時間枠内での各重力波イベントの空の位置特定と一致する放出をターゲットとする2つの検索の結果を示します。1つの検索では、モデルに依存しないアンビニング最尤分析を使用します。この分析では、IceCubeからのニュートリノデータを使用して、GWイベントの空の位置特定と一致する点のようなニュートリノソースを検索します。もう1つは、低レイテンシアルゴリズムをマルチメッセンジャー天体物理学に使用します。これは、ベイジアンフレームワークを通じて天体物理学の事前知識を組み込み、GWソースとニュートリノの間の関連付けを決定するLIGO-Virgo検出器の特性を含みます。LIGO-Virgo検出器の最初の2つの観測実行中のどちらの検索でも、ニュートリノの有意な一致は見られません。11GWの各イベントについて、1000秒のウィンドウ内で時間積分ニュートリノ放出に上限を設定しました。これらの制限の範囲は0.02-0.7$\mathrm{GeV〜cm^{-2}}$です。また、各GWイベントによって高エネルギーニュートリノで放出される総等方性等価エネルギー$E_{\mathrm{iso}}$に制限を設定します。これらの制限の範囲は、1.7$\times$10$^{51}$-1.8$\times$10$^{55}$ergです。最後に、LIO-VirgoでO3を観察する見通しを示します。この間、両方の分析はリアルタイムで実行されます。
X線エネルギーで見た$ \ gamma $線の空I. Fermi BL Lacオブジェクト内のX線と$ \ gamma $線の間の接続の検索
| Title |
The_$\gamma$-ray_sky_seen_at_X-ray_energies_I._Searching_for_the_connection_between_X-rays_and_$\gamma$-rays_in_Fermi_BL_Lac_objects |
| Authors |
E._J._Marchesini_(UniTO,_UniLP,_INFN-To,_CONICET-UNLP,_INAF-OATo),_A._Paggi_(UniTO),_F._Massaro_(UniTO),_N._Masetti_(INAF-OAS),_R._D'Abrusco_(SAO),_I._Andruchow_(UniLP,_CONICET-UniLP),_R._de_Menezes_(UniTO,_Universidade_de_Sao_Paulo) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02968 |
BLラックオブジェクトは、極端なタイプのアクティブな銀河核（AGN）であり、最大の$\gamma$線源であるブレーザーに属します。このクラスのAGNは、シンクロトロンセルフコンプトン（SSC）放出プロセスの観点から一般的に説明されるダブルバンプスペクトルエネルギー分布を示しますが、赤外線とX線バンド間の放出を支配する低エネルギー成分は$\gamma$線でピークになる高エネルギー成分に密接に接続されています。ブレーザーの無線および中赤外放射を$\gamma$線バンドの放射にリンクする2つの強力な接続が確立されています。それらは、$\gamma$線源を低エネルギーの対応物と関連付けるための基礎を構成します。351のソースの選択したサンプルのフェルミデータと組み合わせたすべてのアーカイブSwift/XRT観測を使用して、BLLacsのサブクラスのX線と$\gamma$-ray放射間の可能なリンクを検索しました。2018年12月までに行われた$\sim$2400ksのSwift/XRT観測を分析したところ、$\gamma$-rayフラックスしきい値を超えると$F_{\gamma}\approx3\times10^{-12}\、\rm{erg}\、\rm{cm}^{-2}\、\rm{s}^{-1}$、すべての\emph{Fermi}BLラックの96\％には、X線と$\gamma$線のフラックスおよび/またはスペクトル形状の間に相関関係や明確な傾向は見つかりませんでしたが、X線フラックスの間に相関関係が見つかりましたそして中赤外色。最後に、SSCフレームワークでの結果の可能な解釈について説明します。
ローカル宇宙の電波銀河の大規模環境の解読II。環境特性の統計分析
| Title |
Deciphering_the_Large-Scale_Environment_of_Radio_Galaxies_in_the_Local_Universe_II._A_Statistical_Analysis_of_eEnvironmental_Properties |
| Authors |
F._Massaro_(UniTO,_INAF-OATo,_INFN-To,_CIFS),_A._Capetti_(INAF-OATo),_A._Paggi_(UniTO,_INAF-OATo,_INFN-To),_R._D._Baldi_(UniTO,_Univ._of_Southampton),_A._Tramacere_(Univ._Geneve),_I._Pillitteri_(INAF-OAPa),_R._Campana_(INAF-OAS),_A._Jimenez-Gallardo_(UnitO,_INAF-OATo),_V._Missaglia_(SAO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02969 |
以前の分析では、ローカルユニバース（つまり赤方偏移z<0.15）の電波銀河（RG）の2つのサンプルの大規模な環境を調査し、それらの電波形態に基づいてFRIおよびFRIIとして分類しました。分析は、i）非常に均質なカタログとii）宇宙論的過密度と呼ばれる新しい方法を使用して、それらの大規模環境を調査して行われました。我々は、それらの無線拡張構造の形状によって独立して、RGは類似の特性と豊富さを持つ銀河の豊富な大規模環境に生息していると結論付けました。現在の作業では、最初に、宇宙論的バイアスやアーティファクトの影響を受けない手順の追加の利点を強調し、次に、追加の統計テストを実行して以前の結果を強化します。また、宇宙論的近隣の特性を使用して、RG環境の特性を調査します。FRIとFRIIの両方の大規模環境は、中央RGのプロパティに著しく類似しており、独立していることがわかります。最後に、大規模環境の完全な概要を取得するために、同じ赤方偏移ビン内の無線ソースを比較することの重要性を強調します。
RX J0209.6-7427の2019 Super-Eddingtonバースト：脈動の検出と磁場強度の制約
| Title |
The_2019_super-Eddington_outburst_of_RX_J0209.6-7427:_Detection_of_pulsations_and_constraints_on_the_magnetic_field_strength |
| Authors |
G._Vasilopoulos,_P._S._Ray,_K._C._Gendreau,_P._A._Jenke,_G._K._Jaisawal,_C._A._Wilson-Hodge,_T._E._Strohmayer,_D._Altamirano,_W._B._Iwakiri,_M._T._Wolff,_S._Guillot,_C._Malacaria,_A._L._Stevens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03022 |
2019年11月、MAXIは小マゼラン星雲の外翼にある既知のBeX線バイナリシステムRXJ0209.6-7427からX線バーストを検出しました。システムの爆発をNICERで追跡し、9.3秒の周期でX線脈動を発見しました。NuSTARとNICERで得られた同時X線データを分析して、スペクトルを特徴付け、ボロメータの光度を正確に推定できるようにしました。バースト中に、システムの最大ブロードバンドX線光度は$1-2\times10^{39}$erg/sに達し、通常の1.4$M_{\odot}$のEddington制限を約1桁超えました質量中性子星（NS）。Fermi/GBMとNICERで観測を監視することで、NSのスピン進化を研究し、標準の降着トルクモデルと比較することができました。NS磁場は$3\times10^{12}$Gのオーダーである必要があることがわかりました。RXJ0209.6-7427は、マゼラン星のBeX線バイナリパルサーから観測された最も明るいバーストの1つを示したと結論付けました。雲、SMCX-3の2016年バーストと同等の明度レベルに達しています。RXJ0209.6-7427の超エディントン光度にもかかわらず、NSには中程度の磁場強度しかないようです。
ミリ秒パルサーの高エネルギー放出
この章では、ミリ秒パルサーの高エネルギー放出の現象論的評価を提供します。母集団としてのそれらの特性のいくつかについてコメントするとともに、過渡的なパルサー、その他のレッドバック、および黒の未亡人システムの特殊なケースを検討します。
内部エジェクタの形状を調査するための超光速超新星SN 2017egmの後期分光偏光測定観測
| Title |
Late-Phase_Spectropolarimetric_Observations_of_Superluminous_Supernova_SN_2017egm_to_Probe_the_Geometry_of_the_Inner_Ejecta |
| Authors |
Sei_Saito,_Masaomi_Tanaka,_Takashi_J._Moriya,_Mattia_Bulla,_Giorgos_Leloudas,_Cosimo_Inserra,_Chien-Hsiu_Lee,_Koji_S._Kawabata,_Paolo_Mazzali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03140 |
近銀河NGC3191のタイプI超光速超新星（SLSN-I）であるSN2017egmの分光偏光観測結果を、gバンド最大光の185.0日後にすばる望遠鏡で表示します。これは、後期のSLSNeの最初の分光偏光観測です。後期段階の分極の程度は、前段階で測定されたものから大幅に変化することがわかります。後期フェーズのスペクトルは強いCa輝線を示しているため、輝線が本質的に無偏光であると仮定して、星間偏光成分を確実に推定します。推定された星間偏光を差し引くと、初期段階での固有偏光は約0.2％にすぎず、軸比が約1.05のほぼ球形の光球であることを示しています。後期の固有偏光は、0.8％まで増加します。これは、軸比1.2の光球に対応します。偏光のほぼ一定の位置角度は、内部イジェクタがほぼ軸対称であることを示唆しています。これらの観察により、内側のイジェクタは外側のイジェクタよりも非球面であると結論付けます。これは、非球面の内部噴出物を生成する中央エネルギー源の存在を示唆している可能性があります。
EGRETの未確認のガンマ線源の中の潜在的なブレザー候補のK4000の決定
| Title |
Determination_of_K4000_of_potential_blazar_candidates_among_EGRET_unidentified_gamma-ray_sources |
| Authors |
Emmanuel_Uwitonze,_Pheneas_Nkundabakura,_Tom_Mutabazi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03154 |
ブレイザーは、観測者の視線に向けられた相対論的ジェットを備えたラジオラウドのアクティブ銀河核（AGN）です。それらの光学スペクトルに基づいて、ブレーザーはフラットスペクトル無線クエーサー（FSRQ）またはBLラックに分類される場合があります。FSRQは、発光ラインと吸収ラインが狭くて広い、より明るいブザーであり、BLLacは明るくなく、機能がありません。最近の研究では、ブレーザーが既に特定されたEGRETソース（142）を支配していること（93％）を示しており、未確認のソース（129）の中にまだかすかなブレーザーが存在する可能性があることを示唆しています。ジェット内に強い非熱成分が存在するため、ブレーザーは4000{\AA}（K4000<0.4）でより弱い窪みを示すことがわかりました。この研究では、未確認のEGRETソースからの潜在的なブレザー候補の中から選択したサンプルのK4000ブレークを決定して、ブザーの性質を確認することを目的としました。無線の対応物、J1802-0207とJ1713-0817にそれぞれ関連付けられた2つのblazar候補、3EGJ1800-0146と3EGJ1709-0817を使用しました。彼らの光学的対応物は、南アフリカの南部アフリカ大型望遠鏡（SALT）でRobertStobie分光器（RSS）を使用した分光観測を通じて得られました。これらの光源のスペクトルの4000{\AA}で観測されたCaIIH＆K線の落ち込みは、浅い落ち込みを示し、それぞれK4000=0.35+-0.02および0.24+-0.01であり、これらの光源がブレザー候補であることを示唆しています。さらに、それらのスペクトルで測定された赤方偏移z=0.165および0.26は、これらのソースの銀河系外の性質を確認します。キーワード：ライン：識別、放射メカニズム：非熱的、手法：分光、銀河：アクティブ、銀河：ジェット、銀河：BLLacertaeオブジェクト
IceCubeを使用した高エネルギー光暗黒物質の調査
核子による散乱による粒子暗黒物質の直接検出は、DMの性質を理解する上で基本的に重要です。この研究では、IceCubeのような高エネルギーニュートリノ検出器を使用して、$\sim$PeVの高エネルギーDMのDM核子断面積を一意にプローブし、高エネルギー宇宙線によって上方散乱することを提案します。。私たちは初めて、サブGeVDM候補のこのエネルギースケールで、DM\核子の断面積を$\sim10^{-32}$cm$^2$にまで強力に制限しました。したがって、他の既存の直接検出実験をはるかに超えるエネルギースケールでのこのような独立したプローブは、他の検索を補足する有用な洞察を提供できます。
大規模なブラックホールトランジェントMAXI J1348-630の発見
| Title |
Discovery_of_the_massive_black_hole_transient_MAXI_J1348-630 |
| Authors |
Mayu_Tominaga,_Satoshi_Nakahira,_Megumi_Shidatsu,_Motoki_Oeda,_Ken_Ebisawa_and_Yasuharu_Sugawara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03192 |
2019年1月26日にガススリットカメラ（GSC）搭載MAXIで発見された新しい銀河ブラックホール候補MAXIJ1348-630の最初の半年間の監視を報告します。監視期間中、ソースは2つのピークを示し、最初のピークフラックス（T=0の発見からT=14日）は〜4カニ（2-20keV）であり、2番目のピークフラックス（T=132日）でした。）はその約10％でした。ソースは、ハイ/ソフト状態とロー/ハード状態の間の明確なスペクトル遷移と、硬度-強度図上の見かけの「q」形状曲線を示しました。どちらもブラックホールバイナリのよく知られた特性です。他の明るいブラックホールトランジェントと比較して、MAXIJ1348-630は、ディスク温度が低く（最大で0.75keV）、ハイ/ソフト状態でのピークフラックスが高いという特徴があります。ピーク温度が低いと、最も内側の半径が大きくなり、ブラックホールの周りの最も内側の安定した円軌道（ISCO）として識別されます。ブラックホールの質量は、ISCOから約16（D/5kpc）Moと推定されます。ここで、Dは、降着円盤の正面の形状と回転しないブラックホールを想定して、ソースまでの距離です。ディスクが傾いていたり、ブラックホールが回転している場合、ブラックホールはさらに大きいと見なされます。ソースは、銀河のScutum-Centaurusアームの方向に約4〜8kpcであり、その距離は観測された水素柱密度と一致しています。これらの推定された質量と距離の値は、（L_peak）/（L_Edd）=0.2-0.4のように、ピーク光度（L_peak）とエディントン光度（L_Edd）の間の経験的関係に沿っています。私たちは、MAXIJ1348-630がGalaxyの既知のブラックホールバイナリの中で最も大規模なブラックホールをホストすることをお勧めします。
Kerr-Taub-NUT時空における相対論的降着流の研究
| Title |
Study_of_relativistic_accretion_flow_in_Kerr-Taub-NUT_spacetime |
| Authors |
Indu_K._Dihingia,_Debaprasad_Maity,_Sayan_Chakrabarti,_and_Santabrata_Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03195 |
Kerrパラメーター（$a_{\rmk}$）とNUTパラメーター（$n$）によって特徴付けられるKerr-Taub-NUT（KTN）時空における相対論的降着流の特性を研究します。$a_{\rmk}$と$n$の値に応じて、KTN時空は黒または裸の特異点を表します。KTN時空における相対論的降着流を表す支配方程式を解き、エネルギー$（{\calE}）$および角運動量$（\lambda）$の観点からKTNブラックホール周辺のすべての可能な全遷音速降着解を取得します流れ。$\lambda-{\calE}$平面内のパラメーター空間の領域を特定します。これは、フローがKTNブラックホールの複数の臨界点を持つことを認めます。$a_{\rmk}$と$n$によるパラメータースペースの変更を調べ、パラメータースペースの決定における$a_{\rmk}$と$n$の役割が互いに逆であることを見つけます。これは、NUTパラメータ$n$が降着流構造を決定する際のブラックホール回転の影響を効果的に軽減することを明確に示しています。さらに、裸の特異点の周りのすべての可能なフロートポロジーを調査し、流れにアクセスできないままの裸の特異点の周りに領域が存在することを確認します。裸の特異点の臨界点特性を研究し、流れが最大4つの臨界点を持っていることを見つけます。最後に、裸の特異点の複数の臨界点のパラメーター空間を取得し、$a_{\rmk}$が増加するにつれて、パラメーター空間が縮小され、$\lambda$より低く、${\calE}$側にシフトすることを確認します最終的には消えます。
パルサー進化の重要なテストとしての直交パルサー
| Title |
Orthogonal_pulsars_as_a_key_test_for_pulsar_evolution |
| Authors |
E.M._Novoselov,_V.S._Beskin,_A.K._Galishnikova,_M.M._Rashkovetskyi_and_A.V._Biryukov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03211 |
現在のところ、電波パルサーの磁気軸と回転軸の間の傾斜角$\chi$の変化に関する直接的な情報はありません。パルサーの進化の理論モデルについては、傾斜角$\chi$から$0^{\circ}$への進化と、その対角整列、つまり$90^{\circ}$への進化の両方を予測します。このペーパーでは、パルス間パルサーの統計が、直交パルス間パルサー（$\chi\約90^{\circ}$）の数に大きく依存するため、整列/カウンター整列問題を解決するための重要なテストを提供できることを示します進化の軌跡について。
Fermi-GBMバーストにおけるGRB前駆体の同定
11年以上のフェルミGBMデータの分析を提示します。ここでは、メインバーストの前に前駆体フラッシュが発生する217のガンマ線バースト（GRB）が見つかりました。短いGRB（$<$2s）は、長いGRBの10倍も前駆体を生成する可能性が低いことがわかります。静止時間プロファイルは二重ガウス分布によってよく説明され、観測された前駆体には2つの異なる物理的前駆細胞があることを示しています。識別された前駆体GRBの光度曲線は、オンラインカタログ（https://icecube.wisc.edu/~grbweb_public/Precursors.html）で公開されています。
未知の赤方偏移の2つのブレザーとそれらの距離の上限からの非常に高いエネルギーの$ \ gamma $線放出
| Title |
Very_high_energy_$\gamma$-ray_emission_from_two_blazars_of_unknown_redshift_and_upper_limits_on_their_distance |
| Authors |
H.E.S.S._Collaboration,_H._Abdalla,_R._Adam,_F._Aharonian,_F._Ait_Benkhali,_E.O._Ang\"uner,_M._Arakawa,_C._Arcaro,_C._Armand,_T._Armstrong,_H._Ashkar,_M._Backes,_V._Baghmanyan,_V._Barbosa_Martins,_A._Barnacka,_M._Barnard,_Y._Becherini,_D._Berge,_K._Bernl\"ohr,_M._B\"ottcher,_C._Boisson,_J._Bolmont,_S._Bonnefoy,_J._Bregeon,_M._Breuhaus,_F._Brun,_P._Brun,_M._Bryan,_M._B\"uchele,_T._Bulik,_T._Bylund,_S._Caroff,_A._Carosi,_S._Casanova,_T._Chand,_S._Chandra,_A._Chen,_G._Cotter,_M._Cury{\l}o,_I.D._Davids,_J._Davies,_C._Deil,_J._Devin,_P._deWilt,_L._Dirson,_A._Djannati-Ata\"i,_A._Dmytriiev,_A._Donath,_V._Doroshenko,_J._Dyks,_K._Egberts,_F._Eichhorn,_G._Emery,_J.-P._Ernenwein,_K._Feijen,_S._Fegan,_A._Fiasson,_G._Fontaine,_S._Funk,_M._F\"u{\ss}ling,_S._Gabici,_Y.A._Gallant,_G._Giavitto,_L._Giunti,_et_al._(165_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03306 |
高エネルギー立体システムを使用したBLLacオブジェクトKUV00311-1938およびPKS1440-389からの超高エネルギー（VHE;$E>100$〜GeV）$\gamma$線の検出について報告します（HESS）。H.E.S.S.観測の前または後に、Swift衛星搭載のFermi/LAT、XRT、UVOT、ATOMによる多波長観測が行われました。VHE$\gamma$-rayレジームに向けたフェルミ/LATスペクトルの外挿に基づいて、KUV00311-1938の未知の赤方偏移（z<0.98、およびPKS1440-389）の95％信頼レベルの上限を推定しますz<0.53。以前の分光結果と組み合わせると、KUV00311-1938の赤方偏移は$0.51\leqz<0.98$に制限され、PKS1440-389の場合は$0.14\lessapproxz<0.53$に制限されます。
覆い隠された$ pp $チャネルニュートリノソース
天体物理学的ニュートリノが、ビームダンプとして機能するソース近くのガス雲との$pp$相互作用で生成される可能性を探ります。このようにして、そのような線源は、銀河系外のガンマ線背景への非ブザーの寄与に対する既存の制約を回避しながら、天体物理学的ニュートリノフラックスを潜在的に供給することができます。モデルを定義したら、モンテカルロシミュレーションを実装し、これをさまざまなシナリオに適用します。最初に、覆い隠しの兆候を示すアクティブな銀河のセットを調査します。現在、モデル内のこれらのオブジェクトからの予想されるニュートリノフラックスは既存の除外限界を下回っていますが、そのようなソースで加速された陽子の量はすでに制限されていることがわかります。次に、不明瞭なソースの母集団によって生成された拡散ニュートリノフラックスを調査します。そのような集団は確かに銀河系外の背景光で緊張を緩和できることがわかります。超高輝度赤外線銀河がこのようなソースクラスを表す可能性について説明します。
60〜600 MeVの高速減光カニ星雲のフェルミ大面積望遠鏡観測
| Title |
Fermi_Large_Area_Telescope_Observations_of_the_Fast-dimming_Crab_Nebula_in_60-600_MeV |
| Authors |
Paul_K._H._Yeung_and_Dieter_Horns |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03562 |
コンテキスト：カニのパルサーとその星雲は、シンクロトロンと逆コンプトン放出を通じて観測できる相対論的電子の起源です。シンクロトロンが支配的な放射と逆コンプトンが支配的な放射との間の遷移は、$\約10^9$〜eVで発生します。目的：最もエネルギッシュな電子からのシンクロトロン放射の短期（数週間から数か月）のフラックス変動性は、60〜MeVから600のエネルギー範囲でのフェルミ大面積望遠鏡（LAT）による10年間の観測からのデータで調査されます。MeV。方法：オフパルス光曲線は、位相分解データから再構築されました。フラックス測定の対応するヒストグラムは、フラックス状態の分布を特定するために使用され、低フラックス成分の統計的有意性は、模擬光度曲線の専用シミュレーションで推定されます。異なる磁束状態のエネルギースペクトルが再構築されます。結果：対数正規フラックス分布に従うフレア状態の存在を確認します。さらに、フラックスが時間平均フラックスの16.8〜\％未満に低下し、数週間そこに留まる低フラックス状態を発見します。移行時間は2日間と短いことが観察されています。低フラックス状態中のエネルギースペクトルは、いくつかのGeVエネルギーを超えるエネルギーで測定された逆コンプトンスペクトルの外挿に似ており、シンクロトロン放射の高エネルギー部分がほぼ静止していることを意味します。結論：ここで見つかった低フラックス状態と最大10日の遷移時間は、$10^8$〜eVを超えるシンクロトロン放射のバルク（$>75$\％）が、見かけの角度サイズのコンパクトボリュームに起因していることを示しています。$\theta\approx0.4"〜t_\mathrm{var}/（5〜\mathrm{d}）$の値です。いわゆる内部ノットフィーチャをガンマ線放射のバルクの起点として暫定的に特定しますKomissarov＆Lyutikov（2011）が予測したとおり。
HD 165054：Baadeのウィンドウ内の高コントラストイメージャー用の天文キャリブレーションフィールド
| Title |
HD_165054:_an_astrometric_calibration_field_for_high-contrast_imagers_in_Baade's_Window |
| Authors |
Meiji_M._Nguyen,_Robert_J._De_Rosa,_Jason_J._Wang,_Thomas_M._Esposito,_Paul_Kalas,_James_R._Graham,_Bruce_Macintosh,_Vanessa_P._Bailey,_Travis_Barman,_Joanna_Bulger,_Jeffrey_Chilcote,_Tara_Cotten,_Rene_Doyon,_Gaspard_Duch\^ene,_Michael_P._Fitzgerald,_Katherine_B._Follette,_Benjamin_L._Gerard,_Stephen_J._Goodsell,_Alexandra_Z._Greenbaum,_Pascale_Hibon,_Justin_Hom,_Li-Wei_Hung,_Patrick_Ingraham,_Quinn_Konopacky,_James_E._Larkin,_J\'er\^ome_Maire,_Franck_Marchis,_Mark_S._Marley,_Christian_Marois,_Stanimir_Metchev,_Maxwell_A._Millar-Blanchaer,_Eric_L._Nielsen,_Rebecca_Oppenheimer,_David_Palmer,_Jennifer_Patience,_Marshall_Perrin,_Lisa_Poyneer,_Laurent_Pueyo,_Abhijith_Rajan,_Julien_Rameau,_Fredrik_T._Rantakyr\"o,_Bin_Ren,_Jean-Baptiste_Ruffio,_Dmitry_Savransky,_Adam_C._Schneider,_Anand_Sivaramakrishnan,_et_al._(8_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02923 |
GeminiPlanetImagerで定期的に観測されているHD165054天体キャリブレーションフィールドの研究を紹介します。HD165054は、バーデの窓内にある明るい星で、銀河面の領域であり、星間塵による消滅が比較的低くなっています。ジェミニの視野が小さいために必要なこの領域内の星の数密度が高い（$H<22$で平方秒あたり$\sim3$星）ため、HD165054がキャリブレーターターゲットとして選択されましたプラネットイメージャー。5年間に及ぶ9つのエポックを使用して、標準の5パラメータの天文学モデルを、HD165054に近接する7つの背景の星の天文学に適合させました（角分離$<2$arcsec）。$\sim0.3$mas/yrの適切なモーション精度を達成し、各スターの視差を$\lesssim1$massに制限しました。測定された適切な動きと視差の制限は、銀河の隆起の一部である背景の星と一致しています。これらの測定値を使用して、2014年と2019年の間のプレートスケールまたはGPIの北角オフセットのいずれかの体系的な傾向の証拠は見つかりません。7つの背景の星の動きを表すモデルを、2014年と2018年の同じフィールドの観測と比較しました。Keck/NIRC2で得られました。2つの機器のキャリブレーションの不確実性の範囲内で、バックグラウンドソースの予測位置がNIRC2で測定された位置と一致していることがわかります。将来的には、このフィールドを、GPIのアップグレードのため、および場合によっては他の高コントラストイメージャのための標準的な天体キャリブレータとして使用します。
MPI-AMRVAC：グリッド対応の並列PDEツールキット
特に、双曲線/放物型偏微分方程式（PDE）の一般的なツールキットである、オープンソースのブロックグリッド適応フレームワークMPI-AMRVACへの最新の追加について報告します。アプリケーションは伝統的に、ニュートニアンまたは特別な相対論的（磁気）流体力学によって記述される、衝撃が支配的な磁化プラズマダイナミクスに焦点を当てていましたが、その用途の広い設計はさまざまなPDEシステムに簡単に拡張できます。ここでは、システムPDEへの任意の次元のスカラーをカバーするアプリケーションを示します。Korteweg-deVriesソリューションは、ソリトンの挙動、円形または正方形のプールでの浅水アプリケーション、流体力学的収束テスト、および困難な計算流体とプラズマダイナミクスアプリケーションに関する初期の発見を一般化します。並列マルチグリッドソルバーの最近の追加により、楕円制約または硬いソース項も中心的な役割を果たす新しい道が開かれました。これは、いくつかの多次元反応拡散型方程式を解くことによって、ここで説明されています。非線形PDEシステムによって管理される新しい物理モジュールを追加するための最小要件を文書化します。これにより、さまざまな時間的および空間的離散化スキームを組み合わせる際のコードの柔軟性から直接メリットを得ることができます。GitHubを介して配布されたMPI-AMRVACを使用して、並列ドメイン分解を使用するか、完全に動的なブロックquadtree-octreeグリッドを利用して、デカルト、円筒または球座標系で1D、1.5D、2D、2.5Dまたは3Dシミュレーションを実行できます。
| Title |
Aerosol_characterization_using_satellite_remote_sensing_of_light_pollution_sources_at_night |
| Authors |
Miroslav_Kocifaj,_Salvador_Bar\'a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03467 |
大気研究における厳しい課題は、受動的手法を使用した、つまり観測者が放出していない散乱光から情報を抽出することによる、エアロゾルの夜間の特性評価です。人工夜間照明の衛星観測は、エアロゾルの光学的深度など、いくつかの基本的な積分パラメータを取得するために使用されています。ただし、散乱プロセスの徹底的な分析により、エアロゾルの特性に関する実質的により詳細な情報を得ることができます。この手紙では、低地球から記録された、都市や町の夜間照明によって放出される散乱光の角放射輝度分布の測定に基づいて、気柱内のエアロゾルの粒子数分布関数を決定するための実用的なアプローチを示します軌道。この方法は自己校正であり、都市の絶対的な排出量の知識を必要としません。入力放射輝度データは、Suomi-NPP衛星に搭載されたVIIRS-DNB放射計など、いくつかの宇宙搭載プラットフォームから容易に利用できます。
統合された光過渡ユーティリティに向けて
進行中の光学時間領域天文学調査では、1晩に50の一時的な候補が定期的に報告されています。ここでは、2019年にTransientNameServerに報告された天文トランジェントと超新星分類の人口統計を調査します。トランジェントの10分の1のみがスペクトル的に分類されていることがわかりました。この深刻な「ボトルネック」の問題は、天文学者や資金提供機関にも関係するはずです。ここで、この問題の詳細な調査を行った後、いくつかの解決策を提供します。今後、天文学者は2つの異なる方法論を採用します。（1）非常に大規模で数万のかすかな過渡現象のサンプルの研究に適したマルチバンド測光法。（2）浅い、毎晩のケイデンスによる広視野測光調査で発見された数千の明るいトランジェントのスペクトル分類と、ローカル宇宙の銀河に関連するトランジェント。後者のプログラムは、新しいタイプの過渡現象を発掘し、興味深い過渡現象の広範なフォローアップを行う機会を天文学者に提供することに加えて、前者のステージを設定するために必要です。具体的には、明るい超新星（約19.5等未満）の完全なサンプルとローカル宇宙（半径200Mpc未満）内のトランジェントのスペクトルを分類するためのグローバルに調整された取り組みを提案します。提案されたプログラムは、継続的な広視野調査、分類用に調整された新しい分光器の開発、分光器のスループットの大幅な改善、およびロボット望遠鏡の利用可能性のおかげで、手の届くところにあります。
系統的エージング方法I：NGC 300のHII領域D118およびD119
| Title |
A_systematic_aging_method_I:_HII_regions_D118_and_D119_in_NGC_300 |
| Authors |
H.F._Stevance,_J.J._Eldridge,_A._McLeod,_E._R._Stanway,_A._A._Chrimes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02883 |
H\、{ii}リージョンとそれらがホストするスターの年齢を正確に決定することは、挑戦的であるのと同じくらい重要です。歴史的に最も人気のある方法は、ヘルツスプルングラッセル図またはカラーマグニチュード図に等時フィッティングすることです。ここでは、BPASSとhokiを使用して年齢を決定する別の方法を紹介します。領域D118およびD119NGC300の最も可能性の高い年齢はlog（age/years）=6.86$^{0.05}_{0.16}$であると推定し、BPASSモデルとの比較により恒星の質量および数のカウントも推定します。バイナリスターモデルとシングルスターモデルのパフォーマンスを比較したところ、後者ではサンプルの20％（$\pm$10％）を予測できないことがわかりました。また、等時性フィッティングから得られた結果がどのように異なるかについても説明します。年齢は〜0.2dexで過小評価される可能性があり、等時線法の制限は連星の欠如によるものだけではないと結論付けます。ここで紹介する方法は、より小さなサンプルで使用できるため、信頼性が高く、より広く適用できると考えられます。この調査に加えて、このメソッドの簡単な実装を可能にする新しいホキ機能をリリースします。
M個の矮星におけるX線活動と回転の関係およびX線光度の予測された時間発展
XMM-NewtonとChandraで観測された14Mの矮星のサンプルを示します。このサンプルでは、ケプラー2輪（K2）ミッションライトカーブから回転周期も計算しました。文献からX線と回転のデータを収集し、すべてのデータセットを均質化して、これまでのX線活動と回転の研究でM個の矮星（302個の星）の最大の均一サンプルを提供しました。次に、3つの異なる質量ビンを使用して$L_{\rmx}-P_{\rmrot}$間の関係を近似し、部分的および完全な対流星を分離します。完全対流星の不飽和領域ではより急な勾配、すべての質量の飽和領域では不定の$L_{\rmx}$レベルが見つかりました。$L_{\rmx}/L_{\rmbol}-R_{\rmO}$スペースで、不連続な周期の進化に関連している可能性のある顕著なダブルギャップを発見しました。次に、角運動量進化モデルによって予測された$P_{\rmrot}$の進化を、経験的な$L_{\rmx}-P_{\rmrot}$関係に関する新しい結果と組み合わせて、年齢の推定値を提供しましたX線光度の減衰。この関係の予測を、100ミリから数十億年までの既知の年齢のM星の実際のX線光度と比較します。予測された$L_{\rmx}$と部分的に対流する星の観測値との間に非常に良い一致が見られます。ただし、数十億年の完全対流星の場合、角運動量進化モデルがこれらの星の回転周期を過小予測するため、構築された$L_{\rmx}-$age関係はX線光度を過大予測します。最後に、ロスビー数（$R_{\rmO}$）のさまざまなパラメーター化が$L_{\rmx}/L_{\rmbol}-R_{のアクティビティと回転の関係の形状に及ぼす影響を調べます。\rmO}$空間であり、不飽和レジームの勾配と双対べき乗則のブレークポイントの位置は、$R_{\rmO}$の選択に敏感に依存することがわかります。
原始惑星系円盤の内部領域の進化
| Title |
The_Evolution_Of_The_Inner_Regions_of_Protoplanetary_Disks |
| Authors |
Ezequiel_Manzo-Mart\'inez,_Nuria_Calvet,_Jes\'us_Hern\'andez,_Susana_Lizano,_Ramiro_Franco_Hern\'andez,_Christopher_J._Miller,_Karina_Mauc\'o,_C\'esar_Brice\~no_and_Paola_D'Alessio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02916 |
低質量星の周りの原始惑星系円盤の内側のいくつかの天文単位の進化の研究を提示します。年齢が1〜11Myrで、4つの年齢ビンに分散している、近くの恒星グループを検討します。PANSTARSS測光とスペクトルタイプを組み合わせて、各星の赤化を一貫して導き出します。これを使用して、（1）光球上の過剰放射を新しいIR過剰のインジケーターで測定し、（2）質量降着率（$\dot{M}$）は、H$\alpha$ラインの同等の幅から。観測された$\dot{M}$の減衰を制約として使用して、初期条件と粘性進化モデルの粘性パラメーターを修正し、近似ベイズモデリングを使用して、観測されたIR過剰の経年による減少をもたらすダストプロパティを推測します、4.5〜$24\、\mu$mの範囲。湾曲したダストの内側のエッジをエミュレートし、粘性進化によって予測された面密度と一致する垂直構造を得るために、2層壁の照射ディスクモデルの広範なグリッドを計算します。以前の研究と一致して、ディスク上層の塵の中央値は1.5Myrで$\epsilon\sim3\times10^{-3}$であり、$\epsilon\sim3\times10に減少します。^{-4}$7.5Myr。光蒸発をディスク進化の単純なモデルに含め、光蒸発風の質量損失率が$\sim1-3\times10^{-9}\、M_{\odot}yr^{-1}$であることを確認します経年によるディスクの割合の減少にかなりよく同意します。モデルは、H$_2$OおよびCOスノーラインの内向きの進化を示しています。
ケプラー食のバイナリのSDSS-HET調査。調査の説明と最初の結果
| Title |
The_SDSS-HET_Survey_of_Kepler_Eclipsing_Binaries._Description_of_the_Survey_and_First_Results |
| Authors |
Suvrath_Mahadevan,_Chad_F._Bender,_Kelly_Hambleton,_Scott_W._Fleming,_Rohit_Deshpande,_Kyle_Conroy,_Gal_Matijevi\v{c},_Leslie_Hebb,_Arpita_Roy,_Hasan_Ak,_Bla\v{z}_Leban,_Andrej_Pr\v{s}a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02962 |
ケプラーミッションは、非常に高い測光精度で観測され、数年にわたって継続的に観測されている、食のバイナリ（EB）の宝庫です。動的質量と半径を3％以上の精度で導き出すために、これらのEBの約100の調査を行っています。SDSS-IIIおよび-IVAPOGEE装置からの多重化近赤外Hバンド分光法と、HET高解像度分光器からの光学分光法を使用して、EBサンプルの二重線分光軌道と動的質量比を導き出します。この情報をケプラー測光と組み合わせて、軌道傾斜、コンポーネントの動的質量、半径、温度を導き出します。これらの測定は、対流効率の磁気抑制、更新された不透明度テーブル、微調整された状態方程式など、次世代の改善を統合する恒星モデルのベンチマークに直接適用できます。EBサンプルを選択して、低質量（$M\lt0.8\;M_{\odot}$）のプライマリコンポーネントまたはセカンダリコンポーネントを含むシステムを含めました。多くの場合、$0.5未満の比較的スパースなパラメーター空間に配置されると予想されます。M_{\odot}$。このホワイトペーパーでは、EBサンプルと使用している分析手法について説明し、質量半径の周期空間の特に過疎な領域に生息する2つのシステム、KIC2445134とKIC3003991の質量と半径を示します。KIC2445134（$q=0.411\pm0.001$）は、$M_A=1.29\pm0.03\の質量と半径を生成します。M_{\odot}$、$M_B=0.53\pm0.01\;M_{\odot}$、$R_A=1.42\pm0.01\;R_{\odot}$、$R_B=0.510\pm0.004\;R_{\odot}$、および温度比$T_B/T_A=0.635\pm0.001$;KIC3003991（$q=0.298\pm0.006$）を分析すると、$M_A=0.74\pm\になります。0.04M_{\odot}$、$M_B=0.222\pm\;0.007M_{\odot}$、$R_A=0.84\pm0.01\;R_{\odot}$、$R_B=0.250\pm0.004\;R_{\odot}$、および温度比$T_B/T_A=0.662\pm0.001$。
微分スペックル調査装置による連星の観測IX。既知および疑われるバイナリの観察、およびBeスターの部分調査
| Title |
Observations_of_Binary_Stars_with_the_Differential_Speckle_Survey_Instrument._IX._Observations_of_Known_and_Suspected_Binaries,_and_a_Partial_Survey_of_Be_Stars |
| Authors |
Elliott_P._Horch,_Gerard_T._van_Belle,_James_W._Davidson,_Jr.,_Daryl_Willmarth,_Francis_C._Fekel,_Matthew_Muterspaugh,_Dana_I._Casetti-Dinescu,_Frederick_W._Hahne,_Nicole_M._Granucci,_Catherine_Clark,_Jennifer_G._Winters,_Justin_D._Rupert,_Samuel_A._Weiss,_Nicole_M._Colton,_Daniel_A._Nusdeo,_and_Todd_J._Henry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03065 |
2015年から2017年にローウェル天文台のディスカバリーチャネル望遠鏡で微分スペックル調査機器を使用して行われたスペックルイメージング観測から得られた、バイナリおよびマルチスターシステムの170成分の370の測定値を報告します。調査されたシステムのうち、147はバイナリスターで、10が見られますトリプルシステムとして、4つの1システムが測定されます。私たちの観察では、76の高品質の非検出と15の新しく解決されたコンポーネントが示されています。相対天文測定の不確かさは、ローウェルでの以前の研究、つまり約2マスの線形測定の不確かさに類似しているようであり、相対測光は、0.1〜0.15等級レベルで不確かであるように見えます。これらの測定値と文献の測定値を使用して、Beスター66Ophの1つを含む6つの新しい視覚軌道と、2つの結合された分光視覚軌道を計算します。後者の2つの軌道（HD22451（YSC127）およびHD185501（YSC135）用）は、2％以上のレベルでコンポーネントの個々の質量を生成し、ある場合には検出された値と一致する独立した距離測定GaiaDR2と他の2-$\sigma$レベルでは反対です。HD22451は、軌道周期が$2401.1\pm3.2$日、質量が$1.342\pm0.029$および$1.236\pm0.026$$M_{\odot}$のF6V+F7Vペアで構成されていることがわかります。HD185501の場合、両方の星は周期が$433.94\pm0.15$日で相互に周回するG5矮星であり、質量は$0.898\pm0.012$および$0.876\pm0.012$$M_{\odot}$です。新しい発見と軌道オブジェクトの両方の詳細について議論します。
GW Ori：トリプルスターシステムと動作中のその3重円盤ディスク間の相互作用
| Title |
GW_Ori:_Interactions_Between_a_Triple-star_System_and_its_Circumtriple_Disk_in_Action |
| Authors |
Jiaqing_Bi,_Nienke_van_der_Marel,_Ruobing_Dong,_Takayuki_Muto,_Rebecca_G._Martin,_Jeremy_L._Smallwood,_Jun_Hashimoto,_Hauyu_Baobab_Liu,_Hideko_Nomura,_Yasuhiro_Hasegawa,_Michihiro_Takami,_Mihoko_Konishi,_Munetake_Momose,_Kazuhiro_D._Kanagawa,_Akimasa_Kataoka,_Tomohiro_Ono,_Michael_L._Sitko,_Sanemichi_Z._Takahashi,_Kengo_Tomida,_Takashi_Tsukagoshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03135 |
GWOriは、珍しい三重円盤を持つ階層的なトリプルシステムです。1.3mmのダストの連続体とディスクの12COJ=2-1分子ガス放出のAtacamaラージミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）の観測結果を示します。初めて、ディスク内の3つのダストリングを〜46、188、および338AUで特定しました。それぞれの推定ダスト量はそれぞれ70〜250地球質量です。私たちの知る限り、GWOriの外側のリングは、原始惑星系円盤でこれまでに発見された最大のダストリングです。ダストの連続体の可視性モデリングを使用して、ディスクにパーツの位置がずれており、最も内側のダストリングが偏心していることを示します。ディスクの不整合は、CO運動学モデリングによっても示唆されます。これらの部分構造を、三重星と三重円盤の間の継続的な動的相互作用の証拠として解釈します。
| Title |
The_formation_of_single_neutron-stars_from_double_white-dwarf_mergers_via_accretion-induced_collapse |
| Authors |
Dongdong_Liu,_Bo_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03157 |
二重の白色矮星（WD）の融合は、降着によって引き起こされた崩壊（AIC）のイベントを生成し、単一の中性子星（NS）を形成する可能性があります。一方、最近提案されたWD+Heサブジャイアントシナリオは、HeサブジャイアントコンパニオンからHeが豊富な材料を付加することによってプライマリWDが大量に成長する大規模なダブルWDの生産に大きく貢献していることも注目に値します。この作業では、古典的なシナリオと、ダブルWDの形成に対するWD+Heサブジャイアントシナリオの寄与を考慮することにより、ダブルWD合併からのAICイベントのバイナリポピュレーション合成（BPS）プロパティを研究することを目指します。最初に、二重WD合併シナリオを通じてAICイベントを生成するために、WD+He星系の密で大きなモデルグリッドを提供しました。次に、BPS計算のいくつかのセットを実行して、Galaxyのレートと単一のNS数を取得しました。GalaxyのダブルWD合併によるAICイベントの割合は、すべてのONe/COWD+ONe/COWD合併で1.4-8.9*10^-3yr^-1の範囲であり、0.3の範囲であることがわかりました-3.8*10^-3yr^-1（二重COWD合併が考慮されない場合）。また、銀河系のAICイベントからの単一のNSの数が0.1〜5.9*10^6の範囲であることもわかりました。AICイベントを生成するためのダブルWDのチャープマスは、0.55-1.25Msunの範囲で分布します。AICイベントを生成するためのダブルWDの半分以上は、将来の宇宙ベースの重力波検出器で観測できると推定しました。
太陽フレア診断研究のためのユニークなリソース：SMMベント結晶分光計
| Title |
A_Unique_Resource_for_Solar_Flare_Diagnostic_Studies:_the_SMM_Bent_Crystal_Spectrometer |
| Authors |
J._Sylwester,_B._Sylwester,_K._J._H._Phillips._A._Kepa,_C._G._Rapley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03241 |
NASAの{\emBentCrystalSpectrometer}\/（BCS）{\emSolarMaximumMission}\/宇宙船は、1980年2月から11月、および1984年から1989年までの期間に、多数の太陽フレアのX線スペクトルを観測しました。湾曲した結晶技術を使用した最初の装置であるHeのようなCa（\caxix）とFe（\fexxv）の共鳴線と隣接する衛星線を観測し、フレアプラズマ温度の急速な進化の研究を可能にしました。乱流、質量運動など。これまでのところ、同等のスペクトルおよび時間分解能を備えた太陽X線分光計はありませんが、その後の太陽サイクルでは、フレアがはるかに少なく、強度も低くなっています。したがって、BCSデータアーカイブは、フレア研究のための比類のないリソースを提供します。BCSキャリブレーションとその操作の最近の再評価は、1980年11月〜6のフレアの過程での宇宙船スキャン中のデータを使用して、ここで拡張されています。これは、重要なチャネルの結晶曲率の小さな変形を強調しています〜1\caxix\および衛星の）。結果は、過去に広く議論されてきたスペクトル線比の長期にわたる異常を説明しています。また、BCSの絶対強度のキャリブレーションを改善するBCSコリメーターの視野の飛行中の推定も提供します。BCSチャネル〜1のバックグラウンドは、完全に太陽の連続放射によるものであることが示されています。これは、Caの時間変動フレア量を示唆する以前の分析を裏付けるものです。BCS高解像度の\caxix\および\fexxv\ラインスペクトルを、非太陽光線源のX線スペクトルの分析用のテンプレートとして使用することをお勧めします。
衝突風バイナリWR 147の全体像
衝突風連星WR147のグローバルビューからの結果を提示します。光学的に薄いクランピングを説明する最新の大気モデルを利用して、GranTelescopioCANARIASで取得したWR147の新しい光学スペクトルとハッブル宇宙望遠鏡からのアーカイブスペクトルを分析しました。グリッドモデリングアプローチを採用して、WR147の両方の恒星コンポーネントのいくつかの基本的な物理的特性を導き出しました。現在受け入れられている630pcからWR147までの距離については、その光学スペクトルのモデリングから導き出された質量損失率の値は許容範囲内です。X線放射のモデリングからのそれと。しかし、それらは観測されたよりも低い電波束を与えます。この問題のもっともらしい解決策は、星（放射形成領域）から遠い距離での体積充填率が星（光学形成領域）の近くよりも小さい場合です。これを採用すると、モデルはWR147からの光学放射と熱放射の両方によく一致します。したがって、衝突風バイナリWR147の全体像は、さまざまなスペクトルドメインでの観測特性が自己矛盾のない物理的図で説明できることを示しています。
片側パルセーターCO〜Camelopardalis
| Title |
The_single-sided_pulsator_CO~Camelopardalis |
| Authors |
D._W._Kurtz,_G._Handler,_S._A._Rappaport,_H._Saio,_J._Fuller,_T._Jacobs,_A._Schmitt,_D._Jones,_A._Vanderburg,_D._LaCourse,_L._Nelson,_F._Kahraman_Ali\c{c}avu\c{s}_and_M._Giarrusso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03471 |
CO〜Cam（TIC160268882）は、発見された2番目の「片面パルセーター」です。これらは、一方の半球が星の反対側よりも著しく高い振幅で脈動している星です。CO〜Camは、$T_{\rmeff}=7070\pm150$\、KのAm$\delta$〜Sct主星と分光的に検出されていないG主系列副星で構成されるバイナリスターです。主星の支配的な脈動側は、L$_1$ポイントを中心とします。半径方向の速度と組み合わされたスペクトルエネルギー分布をモデル化し、半径方向の速度と組み合わされた{\emTESS}光度曲線を個別にモデル化しました。これらの両方は、両方の星に対して優れた一致と堅牢なシステムパラメータを提供します。$\delta$〜Sctスターは、少なくとも4つの低ラジアル倍音（おそらく）のfモードを備えた斜めのパルセーターであり、脈動軸は星の潮汐軸と一致しています。予備的な理論的モデリングは、モードがL$_1$ポイントの近くではるかに大きな磁束摂動を生成する必要があることを示していますが、脈動する星がロシュローブを満たすのに近づかないため、これは理解が困難です。歪んだ脈動星のより詳細なモデルを開発する必要があります。これらの新しく発見された片側パルセーターは、接近した連星の斜めパルセーターである星からの天体物理学的推論の新しい機会を提供します。
Cosmological Colliderでのゲージボソン信号
アキシオン型結合からインフロンへのインフレーション時の大規模ゲージボソンの生成と、原始非ガウス性における対応する振動特性を研究します。ゲージボソンの質量と化学ポテンシャルの両方が大きいウィンドウでは、信号は近未来の大規模構造プローブによって到達できる可能性があります。このシナリオは、以前に知られている宇宙論的コライダーモデルが存在しない振動周波数の新しい領域をカバーしています。また、指数係数を適切に含める方法を示し、信号の推定でゲージボソンの質量のパワー依存性を取得する際の微妙な点について説明します。
原始重力波スペクトルにおける低スケールレプトン生成の指紋
| Title |
Fingerprint_of_Low-Scale_Leptogenesis_in_the_Primordial_Gravitational-Wave_Spectrum |
| Authors |
Simone_Blasi,_Vedran_Brdar,_Kai_Schmitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02889 |
初期宇宙における右手ニュートリノ（RHN）質量の動的な生成は、重力波（GW）で観測可能な信号を発生させる宇宙ストリングの形成を必然的に伴います。ここでは、GWスペクトルの特徴的なブレークが、宇宙論的膨張の歴史の新しい段階と、自発的な対称性の破れのスケールと比較したRHN質量スケールの抑制の証拠を提供することを示します。したがって、そのようなスペクトル特徴の検出は、低スケールのレプトン形成に関連するRHN質量を調査するための新規でユニークな可能性を表します。
| Title |
Hairy_Black-holes_in_Shift-symmetric_Theories |
| Authors |
Paolo_Creminelli,_Nicol\'as_Loayza,_Francesco_Serra,_Enrico_Trincherini,_Leonardo_G._Trombetta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02893 |
シフト対称性を持つ理論のブラックホールのスカラーヘアは、球対称、スカラーフィールドの時間非依存性、漸近的な平坦性を仮定して、HuiとNicolisの無毛定理によって制約されます。最もよく研究されている反例は、スカラーとガウスボンネット不変量の線形結合です。ただし、この場合、シフト対称性電流$J^2$のノルムは地平線で発散し、解が物理的に健全であるかどうかに疑問を投げかけます。$J^2$はスカラー量ではないため、これは問題ではないことを示します。$J^\mu$は、Gauss-Bonnetが存在する場合、差分不変電流ではないためです。同じ理論は、非分析関数$G_5\sim\logX$を使用してHorndeski形式で記述できます。この場合、シフト対称電流は差分不変ですが、分母に$X$の累乗が含まれているため、水平線での発散は重要ではありません。非分析のHorndeski関数が存在する他の毛深いソリューションは、時間依存性と球対称性から離れるとすぐに、物理量の発散を特徴とする病理学的であることを確認します。毛のない定理をBeyondHorndeski理論とDHOST理論に一般化し、毛を持つにはGauss-Bonnetとの結合が必要であることを示します。
多分数時空における暗黒エネルギー
特に、q導関数と重み付き導関数を使用する、いわゆるマルチフラクショナル理論で、スケールによって変化するジオメトリから宇宙の加速を取得する可能性を検討します。q導関数を使用した理論では、光度距離は一般相対論と同じであるため、ジオメトリは暗黒エネルギーとして機能できません。重み付き導関数を使用した理論では、ジオメトリのみが微調整なしで後期加速フェーズを維持できる一方で、構造形成やビッグバン元素合成境界と互換性があります。これは、理論を自然な方法で、小規模な重力から大規模な重力の修正に拡張することを示唆しています。驚くべきことに、時空のハウスドルフ次元はトポロジー次元4に近づくように制約されています。この発見を原理に昇格させると、今日の加速は時空ジオメトリの新しい復元則の効果と見なすことができると結論付けます。
イオンスケール波と同時に陽子ビームのパーカーソーラープローブ観測
| Title |
Parker_Solar_Probe_observations_of_proton_beams_simultaneous_with_ion-scale_waves |
| Authors |
J._L._Verniero,_D._E._Larson,_R._Livi,_A._Rahmati,_M._D._McManus,_P._Sharma_Pyakurel,_K._G._Klein,_T._A._Bowen,_J._W._Bonnell,_B._L._Alterman,_P._L._Whittlesey,_David_M._Malaspina,_S._D._Bale,_J._C._Kasper,_A._W._Case,_K._Goetz,_P._R._Harvey,_K._E._Korreck,_R._J._MacDowall,_M._Pulupa,_M._L._Stevens,_and_T._Dudok_de_Wit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03009 |
NASAの最新かつ最も近い太陽への使命であるパーカーソーラープローブ（PSP）は、内部太陽圏の基本的な謎を調査する旅に出ています。このペーパーでは、太陽風電子アルファおよび陽子（SWEAP）機器スイートの機器の1つであるイオン用ソーラープローブアナライザー（SPAN-I）によって行われた初期観測について報告します。電磁界計測器スイートであるFIELDSによって観測されたイオンスケール波と協調して、二次陽子ビームの存在に対処します。PSPの第2軌道からの2つのイベントを示し、波動粒子相互作用と一致するシグネチャを示します。イオンスケールで強い波力の時間中にSPAN-Iによって測定された3D速度分布関数（VDF）を紹介します。最初の不安定性分析から、VDFは局所的な熱力学的平衡（LTE）から十分離れて、局所的に波を生成するのに十分な自由エネルギーを提供したと推測します。これらのイベントは、存在する可能性のある不安定性のタイプを例示し、そのため、異なる波動-粒子相互作用を特徴付け、区別する将来のデータ分析を導く可能性があります。
重イオン衝突および恒星条件下での電荷およびアイソスピン軸を含むQCD状態図
| Title |
QCD_Phase_Diagrams_with_Charge_and_Isospin_Axes_under_Heavy-Ion_Collision_and_Stellar_Conditions |
| Authors |
K._Aryal,_C._Constantinou,_R._L._S._Farias,_V._Dexheimer} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03039 |
弱い崩壊に関して化学平衡を仮定せずに、ハドロンからクォーク物質への相転移を一般的なケースで調査します。電荷とアイソスピンの割合、化学ポテンシャル、および温度に対する正味の奇妙さの影響は、カイラル対称性の回復と閉じ込めを組み込んだカイラル平均場（CMF）モデルのコンテキストで調査されます。陽子中性子星、連星中性子星の併合、重イオン衝突での存在が予想される条件での閉じ込め中にこれらの量がプローブされる範囲は、3次元状態図の構築によって定量的に分析されます。
スカラー-テンソル理論は、スカラー場の再定義と共形に関連しているヨルダンとアインシュタインの両方のフレームで定式化できます。ヨルダンフレームのスカラーフィールドの方程式の解は、アインシュタインフレームのそれと1対1で対応していないため、アインシュタインフレームのスカラーフィールドかどうかを確認するための基準をいくつかの特定のモデルと共に示しますこのフィールドがJordanフレームに戻せるかどうかを確認することで、実行可能かどうかを確認できます。さらに、最初のパラメーター化されたポストニュートン近似の基準は、アインシュタインフレームの結合関数の接触近似のパラメーターによって決定でき、スカラーテンソルシナリオの数値研究の実行可能な制約として扱うことができることを示します。。また、無限定数パラメーター$\omega_{\text{BD}}$を使用するBrans-Dicke理論が、実行可能な制約違反による2つのコンフォーマルフレーム間の同等性の反例であることも示します。
重力波によるコンパクト化された余分な次元のプロービング
重力波の光度と波形に対するコンパクトな追加寸法の影響を調べます。コンパクト化された5次元のおもちゃモデルを考え、問題はブレーンに限定されます。5次元（$5d$）の一般相対論のコンテキストで作業しますが、対応するKaluza-Kleinの有効な$4d$理論と関係があります。$4d$バイナリーと同じ特性（同じ質量と分離距離）を持つバイナリーによって$5d$重力で放出される重力波の光度は、$4d$の場合と比較して20.8\％小さいことを示しています。-ニュートンの順序。重力波形の位相は、$4d$の場合と比べて26\％異なり、ポストニュートンの次数が大きくなっています。このような補正は、主に有効な$4d$画像の物質とディラトンフィールド間の結合が原因で発生し、ブラックホールのスカラー電荷をKaluza-Klein還元から計算されたものに設定したときの以前の計算と一致します。上記の補正は、最近の重力波の観測と一致していないため、このような単純なコンパクト化された高次元のシナリオの可能性を事実上排除しています。また、コンパクト化された余分な次元がいくつかある場合の結果の変化についてもコメントし、$4d$の一般相対論との不一致が増加するだけであることを示しています。
| Title |
Gravitational_misalignment_mechanism_of_Dark_Matter_production |
| Authors |
Eugeny_Babichev,_Dmitry_Gorbunov,_Sabir_Ramazanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03410 |
振動する一重項スカラー場で構成されるダークマターを考えます。質量項に加えて、スカラーには、Z_2対称性が自発的に破れる可能性があります。この可能性は初期に支配的であり、スカラーの時間依存期待値につながり、拡大する宇宙では減少します。臨界値を下回ると、対称性が回復し、ダークマターフィールドがゼロ付近で振動し始めます。スカラーとリッチ曲率の相互作用を介して、自発的な対称性の破れを整えます。このようにして、非常に重いダークマターを非常に早い時期に生産できます。その質量に応じて、生産はインフレ（大統一スケールまでの非常に大きな質量）、予熱、または放射が支配的な段階（質量10^{6}-10^{7}Gev）で行われます。
COSINE-100液体シンチレータVetoシステム
| Title |
The_COSINE-100_Liquid_Scintillator_Veto_System |
| Authors |
G._Adhikari,_E._Barbosa_de_Souza,_N._Carlin,_J._J._Choi,_S._Choi,_M._Djamal,_A._C._Ezeribe,_L._E._Franca,_C._Ha,_I._S._Hahn,_E._J._Jeon,_J._H._Jo,_W._G._Kang,_M._Kauer,_H._Kim,_H._J._Kim,_K._W._Kim,_S._K._Kim,_Y._D._Kim,_Y._H._Kim,_Y._J._Ko,_E._K._Lee,_H._S._Lee,_J._Lee,_J._Y._Lee,_M._H._Lee,_S._H._Lee,_D._S._Leonard,_B._B._Manzato,_R._H._Maruyama,_R._J._Neal,_S._L._Olsen,_B._J._Park,_H._K._Park,_H._S._Park,_K._S._Park,_R._L._C._Pitta,_H._Prihtiadi,_S._J._Ra,_C._Rott,_K._A._Shin,_A._Scarff,_N._J._C._Spooner,_W._G._Thompson,_L._Yang,_G._H._Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03463 |
このペーパーでは、COSINE-100暗黒物質実験用の液体シンチレータ拒否システムとそのパフォーマンスについて説明します。COSINE-100検出器は、2,200〜Lの線形アルキルベンゼンベースの液体シンチレーターに浸された8つのNaI（Tl）結晶で構成されています。液体シンチレータは、2〜6〜keVのエネルギー領域で内部の$^{40}$Kバックグラウンドの65〜75\％をタグ付けします。また、液体シンチレータのバックグラウンドモデルについても説明します。これは、主にエネルギーキャリブレーションとしきい値の評価に使用されます。
弱い電磁流体力学的乱流の2時間のエネルギースペクトル
| Title |
The_two-time_energy_spectrum_of_weak_magnetohydrodynamic_turbulence |
| Authors |
Jean_C._Perez,_Augustus_A._Azelis_and_Sofiane_Bourouaine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03518 |
この作業では、弱乱流クロージャを初めて使用して、ダイナミクスを記述する非線形方程式から弱電磁流体力学（MHD）乱流の2時間パワースペクトルの構造を決定します。2回のエネルギースペクトルは、乱流理論の基本的な量であり、そこから均一な乱流システムのほとんどの統計的特性を導き出すことができます。空間フーリエ変換を介して取得される密接に関連する量は、乱流変動の基礎となるダイナミクスから生じる時空間相関を表す2点、2時間相関関数です。両方の量は、基本的な乱流理論だけでなく、乱流の実験やシミュレーションの分析でも中心的です。ただし、これらの量の第一原理の導出は、統計的閉包の問題のためにとらえどころがありません。この問題では、次数$n$の相関の動的方程式は、次数$n+1$の相関に依存します。\emph{パーカーソーラープローブ}（PSP）の最近の立ち上げは、太陽風が生まれる太陽に近い領域を探索するものであり、宇宙の構造と可能な普遍的な特性を理解するための科学界への関心を新たにしました。時間の相関。この作業で検討する弱いMHD乱流領域は、2タイムスペクトルの自然漸近的閉鎖を可能にします。これは、流体やプラズマで見られる他の弱い乱流領域に適用できる可能性があります。スケールに依存する時間相関関数の積分微分方程式は、非線型ダイナミクスが還元型MHD方程式で記述される非圧縮性アルフの変動に対して導出されます。
