銀河団の熱力学的特性の1.8の赤方偏移への進化
| Title |
Evolution_of_the_Thermodynamic_Properties_of_Clusters_of_Galaxies_out_to_Redshift_of_1.8 |
| Authors |
V._Ghirardini,_E._Bulbul,_R._Kraft,_M._Bayliss,_B._Benson,_L._Bleem,_S._Bocquet,_M._Calzadilla,_D._Eckert,_W._Forman,_J._Gonzalez,_G._Khullar,_G._Mahler,_M._McDonald |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04747 |
銀河団の高温プラズマの熱力学的特性は、深部暗黒物質ポテンシャル井戸でのガスの形成と進化につながるプロセスに関する情報を保持しています。これらのプロセスは、重力だけでなく、ガス物理学、たとえばAGNフィードバックと乱気流。この作業では、熱力学特性を調べます。最も密度が高く、最も遠い（$z>1.2$）SPTで選択されたクラスターの密度、温度、圧力、エントロピー、およびそれらを近くのクラスター（$z<0.1$）と比較して、それらの進化を次のように制約します。時間と半径の関数。高赤方偏移クラスターの周辺の熱力学的特性は低赤方偏移クラスターと著しく類似しており、それらの進化は自己相似モデルの予測に従います。それらの固有の分散はより大きく、クラスター周辺の形成とビリアル化につながる物理的特性が変化する分散を示していることを示しています。一方、クラスターコアの熱力学的特性は自己相似性から大幅に逸脱しており、コアを制御するプロセスがこれらの非常に高い赤方偏移クラスターに既に配置されていることを示しています。この結果は、クラスターコア内のすべての熱力学的量の変化しない物理的な分散によってサポートされています。
EoR 21 cm信号バイスペクトルに対する暗黒物質モデルの影響
暗黒物質の性質は、最初に崩壊したハローの形成のタイムラインを設定し、したがって再イオン化のソースに影響を与えます。ここでは、ダークマターの2つの異なるモデルを検討します。コールドダークマター（CDM）とサーマルウォームダークマター（WDM）であり、再イオン化の時代（EoR）とその21cmの観測値にどのように影響するかを調べます。一連のシミュレーションを使用すると、WDMシナリオでは、小規模の構造形成が抑制され、CDMシナリオと比較して、低質量暗黒物質ハローの数が少なくなります。電離光子の生成における線源の効率が同じであると仮定すると、これは、任意の所与の宇宙時間で生成される総電離光子の数が少なくなり、したがって再イオン化プロセスの遅延につながります。CDMと比較したWDMの場合、中性水素（HI）トポロジーと21cmマップの視覚的な違いもわかります。ただし、同じ中性画分での21cmパワースペクトルの違いは小さいことがわかります。したがって、バイスペクトルを通じて定量化されたEoR21cm信号の非ガウス性に焦点を当てます。21cmのバイスペクトル（HIトポロジーによって駆動される）は、CDMと比較した場合、同じ質量平均のニュートラルフラクションであっても、WDMモデルでは大幅に異なることがわかります。これは、21cmのバイスペクトルが異なる暗黒物質モデルを区別するためのユニークで有望な方法であり、将来のEoR観測で暗黒物質の性質を制約するために使用できることを示しています。
2D-FFTLog：銀河のクラスタリングと弱いレンズ効果のための実空間共分散行列の効率的な計算
| Title |
2D-FFTLog:_Efficient_computation_of_real_space_covariance_matrices_for_galaxy_clustering_and_weak_lensing |
| Authors |
Xiao_Fang,_Tim_Eifler,_Elisabeth_Krause |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04833 |
2点関数の正確な共分散行列は、大規模構造調査の尤度分析で宇宙論パラメーターを推定するために重要です。共分散を取得するためのさまざまなアプローチの中で、分析計算は、データやシミュレーションからの推定よりもはるかに高速で、ノイズが少なくなります。ただし、共分散のフーリエ空間から実空間への変換には、2つのベッセル積分を伴う積分が含まれます。これらは数値的に遅く、数値の不確実性の影響を受けやすくなります。不正確な共分散は、宇宙論的パラメーターの推定に重大なエラーを引き起こす可能性があります。このペーパーでは、非ガウス実空間共分散の効率的で正確かつ数値的に安定した計算のための2D-FFTLogアルゴリズムを紹介します。2D-FFTLogアルゴリズムは、実空間ビン平均化を実行するように簡単に拡張できます。DESY3のような調査とLSSTY1のような調査の銀河クラスタリングと弱いレンズ効果の共分散にアルゴリズムを適用し、両方の調査について、私たちのアルゴリズムが平らな空の限界で数値的に安定した角度ビン平均共分散を生成できることを示します、宇宙論的パラメータを推測するのに十分正確です。
$ H_0 $テンション：$ \ Delta G_N $対$ \ Delta N _ {\ rm eff} $
| Title |
The_$H_0$_tension:_$\Delta_G_N$_vs._$\Delta_N_{\rm_eff}$ |
| Authors |
Guillermo_Ballesteros,_Alessio_Notari_and_Fabrizio_Rompineve |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05049 |
SH$_{0}$ES2019とPlanck2018の間の$H_0$の$4.4\sigma$テンションが、初期宇宙と後期宇宙の間のニュートンの定数$G_N$の変動によって緩和できるかどうかを調査します。これにより、$\DeltaN_{\rmeff}$の追加の相対論的自由度と同様に、再結合前の拡張率が変更されます。$（M^2+\beta\phi^2）R$の形式の非最小結合を使用して、重力のスカラーテンソル理論にさまざまな$G_N$を実装します。スカラー$\phi$が放射線時代に初期値$\phi_I\約0.3\、M_{Pl}$で始まり、$\beta\約-0.8$である場合、動的な遷移が物質の時代を中心に自然に発生します。-放射線の平等とフィールドは、遅い時間でゼロに向かって進化します。結果として、$\DeltaN_{\rmeff}$モデルのように、SH$_{0}$ES（2019）とPlanck2018+BAOの間の$H_0$テンションが減少します。ただし、主にポストニュートン（PN）局所重力による遅い制約のため、張力は3.5$\sigma$レベルまでしか低下しません。SH$_{0}$ESデータもフィットに含める場合、さまざまな$G_N$モデルには$H_0=69.2_{-0.75}^{+0.62}$があり、$\Delta\chi^2が改善されています=-3.6$は、$\Lambda$CDMと比較して、2つの追加パラメーターが必要です。これは、放射線の時代から現在までの$G_N$の値が$7_{-6}^{+3}$パーセント減少したことに相当します。比較のために、$\DeltaN_{\rmeff}$モデルの近似を同じデータセットに更新します。$\DeltaN_{\rmeff}$モデルは、$H_0=70_{-0.95}^{+0.93}$と$\Delta\chi^2=の最も単純な変動$G_N$シナリオよりもパフォーマンスが優れていることがわかります-5.5$。$\DeltaN_{\rmeff}$モデルの$\Lambda$CDM制限は、$\DeltaN_{\rmeff}=0.316_{-0.15}^であるため、2$\sigma$をわずかに超えたところで好ましくありません。{+0.15}ドル。
原始惑星系円盤における熱化学プロセスのモデリングI：数値的方法
| Title |
Modelling_thermochemical_processes_in_protoplanetary_disks_I:_numerical_methods |
| Authors |
T._Grassi,_B._Ercolano,_L._Sz\H{u}cs,_J._Jennings,_G._Picogna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04748 |
中心星からの照射によって駆動される風および/または円盤自体の磁場を介した惑星形成円盤の分散相は、惑星系の形成および進化において重要な役割を果たすと思われます。現在の理論モデルには、観測を適切に制約する予測力がありません。PRIZMOは、流体力学および多周波数の放射伝達コードと組み合わせることができる原始惑星系円盤の熱化学を進化させるためのコードです。ガスと表面の化学、光化学、微物理、および主要な冷却と加熱のプロセスを含む、コードの主な機能について説明します。光子が支配的な領域、X線を含む放射スペクトルで照らされたスラブ、さまざまな温度で評価された十分に確立された冷却関数を含む一連のベンチマークの結果は、化学構造と熱構造の両方の点で良い一致を示しています。このコードの開発は、円盤風の定量的分光法を実行するための重要なステップであり、最終的には観測された円盤風の性質に光を当てるために緊急に必要とされるラインプロファイルの計算です。
CKS IX：正確な恒星パラメーターを使用した最小質量の太陽系外星雲の再検討
| Title |
CKS_IX:_Revisiting_the_Minimum-Mass_Extrasolar_Nebula_with_Precise_Stellar_Parameters |
| Authors |
Fei_Dai,_Joshua_N._Winn,_Kevin_Schlaufman,_Songhu_Wang,_Lauren_Weiss,_Erik_A._Petigura,_Andrew_W._Howard_and_Min_Fang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04847 |
最小質量の太陽系外星雲（MMEN）の固体表面密度$\Sigma$とホスト星の質量$M_\star$および金属性[Fe/H]の間の可能な相関を調査します。California-{\itKepler}-Survey（CKS）からの正確なホストスタープロパティを活用して、$\Sigma=$50^{+33}_{-20}\rm{〜g〜cm}^{-2}$（a/1AU）^{-1.75\pm0.07}$$（M_\star/M_\odot）^{1.04\pm0.22}$$10^{0.22\pm0.05{\rm[Fe/H]}}$は{\itKepler}のようなシステム用（1-4$R_\oplus$;$a<$1AU）。$M_\star$への強い依存は、固体ディスクの質量が$M_\star$に比例するという以前のダスト連続体の結果を思い起こさせます。[Fe/H]依存性が弱いことは、巨大惑星とは異なり、海王星以下の惑星が低金属環境で容易に形成されることを示しています。MMENの最も内側の領域（$a<$0.1AU）は、惑星の発生率の急激な低下にもかかわらず、滑らかなプロファイルを維持します。ほこりの昇華。{\itKepler}マルチトランジットシステムの$\Sigma$は、シングルよりも$M_\star$および[Fe/H]との相関がはるかに強くなっています。これは、単一システムを生成した動的にホットな進化が、ディスク内の形成のメモリも部分的に削除したことを示唆しています。半径速度の惑星は、CKS惑星と非常によく似たMMENを生み出しました。通過タイミング変動惑星の仮定された収束移動の歴史は、それらの不十分に制約されたMMENによってサポートされています。質量の小さい星ほど惑星の形成/保持の効率が高いことがわかりました。太陽のような星の場合、$\sim$1AU内の固体質量の約20\％が70\％に比べてサブネプチューンとして変換/保存されます後期K-初期-Mの星のために。これは、より低い連星の割合、より低い巨大惑星の発生、またはより低い質量の星のより長いディスク寿命によるかもしれません。
環状円盤における小石の降着による惑星形成
コンテキスト：ペブルの降着は、巨大惑星や超地球のコアなど、巨大な固体惑星を形成するための主要なプロセスであると予想されます。これまでのところ、このプロセスは、ダストが完全な原始惑星系円盤全体で凝固してドリフトするという仮定の下で研究されてきました。ただし、多くのディスクが最大圧力が原因でリング状に構造化されており、ダストの全体的な半径方向のドリフトを防止していることが観察によって示されています。目的：ほこりがリングに閉じ込められている場合、小石の付着パラダイムがどのように変化するかを調査します。結果：惑星Type-Iの移動はリングで停止しますが、必ずしもその中心で停止するとは限りません。エントロピー駆動の共回転トルクが不飽和化されると、惑星はダストの密度が低い領域に位置し、その降着率が大幅に制限されます。代わりに惑星がリングの中心の近くにある場合、その降着率は、同等のダスト密度の古典的な（リングのない）ディスクにあるのと同じである可能性があります。ただし、惑星の成長率はリング内のダストの拡散によって制限され、最終的な惑星の質量はリングの総質量によって制限されます。DSHARPリングは星から離れすぎているため、ディスクの寿命内で巨大な惑星を形成することはできません。ただし、5AUに再スケーリングされた同様のリングは、完全なリングの質量が1/2My未満で組み込まれた惑星の形成につながる可能性があります。結論：リングの存在は、小石の付着による惑星形成の障害にはならないかもしれません。ただし、降着が効果的であるためには、惑星の静止位置がリングの中心に比較的近く、リングが中心の星からそれほど離れていない必要があります。リング状の惑星の形成は、いわゆる小石分離質量よりも小さいコア質量を持つ巨大惑星の存在を説明できます。
地球に近いオブジェクトの集団の組成分布と進化過程：MIT-Hawaii地球に近いオブジェクトの分光調査（MITHNEOS）の結果
| Title |
Compositional_distributions_and_evolutionary_processes_for_the_near-Earth_object_population:_Results_from_the_MIT-Hawaii_Near-Earth_Object_Spectroscopic_Survey_(MITHNEOS |
| Authors |
Binzel_R.P.,_DeMeo_F.E.,_Turtelboom_E.V.,_Bus_S.J.,_Tokunaga_A.,_Burbine_T.H.,_Lantz_C.,_Polishook_D.,_Carry_B.,_Morbidelli_A.,_Birlan_M.,_Vernazza_P.,_Moskovitz_N.,_Slivan_S.M.,_Thomas_C.A.,_Rivkin_A.S.,_Hicks_M.D.,_Dunn_T.,_Reddy_V.,_Sanchez_J.A.,_Granvik_M.,_Kohout_T |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05090 |
現在発見されている母集団の5％を超える1000を超えるNEOの測定されたスペクトルプロパティを報告します。2.5{\mu}m未満で検出された熱流束により、2つの彗星を含むほぼ50のオブジェクトのアルベド推定を行うことができます。追加のスペクトルデータは、350を超える火星を横断する小惑星について報告されています。これらの測定値のほとんどは、マウナケアのNASA赤外線望遠鏡施設（IRTF）の全面的な協力を得て、マサチューセッツ工科大学とハワイ大学の研究者が共同で実施したものです。このプロジェクトをMIT-ハワイ近地球オブジェクト分光法調査（MITHNEOS;myth-neos）と呼びます。
SpeXの20年：小惑星分光法におけるスペクトル勾配測定の精度限界
| Title |
Twenty_years_of_SpeX:_Accuracy_limits_of_spectral_slope_measurements_in_asteroid_spectroscopy |
| Authors |
Michael_Marsset,_Francesca_E._DeMeo,_Richard_P._Binzel,_Schelte_J._Bus,_Thomas_H._Burbine,_Brian_Burt,_Nicholas_Moskovitz,_David_Polishook,_Andrew_S._Rivkin,_Stephen_M._Slivan_and_Cristina_Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05158 |
小型メインベルト小惑星分光調査（SMASS）とMIT-ハワイ近地球物体分光調査（MITHNEOS）からの20年間のSpeX/NASA赤外線望遠鏡施設の観測結果を調べ、小惑星。小惑星スペクトルのキャリブレーションに使用された11の太陽アナログの628スペクトルから、0.8〜2.4ミクロンを超える勾配測定で4.2％/ミクロンの不確実性を導き出しました。エアマスは、小惑星とソーラーアナログの間の0.1単位のエアマス差あたり-0.92％/ミクロンに寄与します。したがって、1.0〜1.3のエアマス内で動作するように設計されたSMASSおよびMITHNEOSの全体的な2.8％/ミクロンのスロープ変動に対して。追加の観測条件（視差角、視界、湿度など）が体系的に傾斜の変化に寄与することはありませんでした。小惑星の分類学的研究への影響について議論します。この研究で提供された不確実性は、内因性の不均一性を可能な機器の影響から区別するために、将来の小天体の組成調査で説明する必要があります。
スターバースト後のE + A銀河における多相流出-II。中性とイオン化された流出フェーズ間の直接接続
| Title |
Multi-phase_outflows_in_post_starburst_E+A_galaxies_--_II._A_direct_connection_between_the_neutral_and_ionized_outflow_phases |
| Authors |
Dalya_Baron,_Hagai_Netzer,_Ric_I._Davies,_J._Xavier_Prochaska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04749 |
ポストスターバーストE+A銀河は、突然急冷された強力なスターバーストをホストしたシステムです。シミュレーションは、これらのシステムが主要な合併ULIRGと赤と死んだ楕円の間のミッシングリンクを提供することを示唆しています。AGNフィードバックは、分子ガスの放出または破壊の原因です。ただし、多くの詳細は未解決のままであり、この短期間のAGN駆動の風についてはほとんど知られていません。SDSSJ124754.95-033738.6のMUSE/VLTを使用した空間分解IFU分光法を示します。これは、70年前に開始し、30年前に終了し、SFRのピークが$\sim150である最近のスターバーストを持つポストスターバーストE+A銀河です。\、\mathrm{M_{\odot}/yr}$。視野全体にわたって妨害されたガスを検出し、小さな合併によるトリガーを示唆しています。イオン化された輝線と中性のNaID\emph{輝線}と吸収線によって追跡される、ダブルコーンの正面流出に埋め込まれた高速で移動する多相ガス雲を検出します。電離気相と中性気相の運動学、空間範囲、および線の明度の間の顕著な類似性を見つけ、それらが恒星とAGN放射の両方に曝される同じ流出雲の一部であるモデルを提案します。当社の光イオン化モデルは、一貫したイオン化線比、NaID吸収光学深度とEW、およびダストの赤化を提供します。このモデルを使用して、中性イオンとイオン化ガスの質量比（約20）、ナトリウム中性フラクション、流出する雲のサイズを初めて推定しました。これは、AGNで中性相とイオン化された流出相の間でこれまでに観測された直接接続の1つです。
GASP XXV：印象的なクラゲ銀河JO204の中性水素ガス
| Title |
GASP_XXV:_Neutral_Hydrogen_gas_in_the_striking_Jellyfish_Galaxy_JO204 |
| Authors |
Tirna_Deb,_Marc_A._W._Verheijen,_Marco_Gullieuszik,_Bianca_M._Poggianti,_Jacqueline_H._van_Gorkom,_Mpati_Ramatsoku,_Paolo_Serra,_Alessia_Moretti,_Benedetta_Vulcani,_Daniela_Bettoni,_Yara_L._Jaffe,_Stephanie_Tonnesen,_Jacopo_Fritz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04754 |
GASP調査で最も印象的なクラゲ銀河の1つであるJO204のHIガスのJVLA-C観測を示します。JO204は、z=0.04243の低質量クラスターAbell957にある巨大な銀河です。HIマップは、中性ガスの長い90kpcのラム圧ストリップされたテールを示し、30kpcの長いイオン化ガステールを超えて伸び、クラスターの中心から離れています。放出に見られるHI質量は（1.32$\pm0.13）\times10^{9}\rmM_{\odot}$で、主に尾にあります。銀河円盤の北部にはHIガスがいくらか残っていますが、南部はすでに完全に取り除かれ、拡張された片側尾に移動しています。尾部の中性ガスとイオン化ガスの分布と運動学を比較すると、乱流の激しい媒体であることがわかります。さらに、11mJyの中央電波連続体ソースに対する関連するHI吸収が観察され、推定HI吸収カラム密度は3.2$\times10^{20}$cm$^{-2}$です。吸収プロファイルは大幅に非対称であり、翼はより高速に向かっています。HIとイオン化ガスのディスクが中央の連続体光源の前で同じ運動学を持つと仮定してHI吸収をモデル化し、観測されたよりも広い吸収プロファイルを推定しました。したがって、観測された非対称吸収プロファイルは、中央の連続体ソースの前に部分的に見られるかたまりのある回転HIガスディスク、または中性ガスを連続体ソースの中心に向かって押し込み、AGNアクティビティをトリガーすることによって説明できます。
スタッキングによるHI-Halo質量関係の直接測定
| Title |
Direct_Measurement_of_the_HI-Halo_Mass_Relation_through_Stacking |
| Authors |
Hong_Guo,_Michael_G._Jones,_Martha_P._Haynes,_Jian_Fu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04762 |
AreciboFastLegacyALFASurveyからのグループ全体のHIスペクトルを積み重ねることにより、z〜0での異なる質量の暗黒物質ハローの総HI質量の正確な測定値を提示します。ハローは、SloanDigitalSkySurveyDR7MainGalaxyサンプルから作成された光学ギャラクシーグループカタログから選択され、ハロー質量とハローメンバーシップの信頼性の高い測定が可能です。HIハロの質量関係は、いくつかの理論モデルで想定されているように、単純な単調関数ではないことがわかります。ハロー質量の依存性に加えて、合計HIガス質量は、ハローリッチネスへの強い依存性を示します。HI質量が大きく、グループ内のメンバーが多いほど、ハロー質量が固定されます。さらに、グループカタログに3つ以上の銀河があるハローは、ビリアルハローショック加熱とAGNフィードバックによって潜在的に引き起こされるHI質量の急激な減少を示します。HIガスの主要な寄与は$M<10^{12.5}h^{-1}M_{\odot}$のハローの中心銀河からもたらされますが、衛星銀河はより大規模なハローを支配します。私たちの測定は、HIに富む銀河の三相形成シナリオと一致しています。円滑な冷たいガスの降着により、ハローの$M<10^{11.8}h^{-1}M_{\odot}$のHI質量増加が促進され、後期形成ハローの方がより多くのHIが付着しています。ビリアルハローショック加熱とAGNフィードバックは、ハローのHI供給を$10^{11.8}h^{-1}M_{\odot}<M<10^{13}h^{-1}削減するために有効になりますM_{\odot}$。$10^{13}h^{-1}M_{\odot}$よりも大規模なハローのHI質量は、一般に合併によって増加し、ハローの豊富さへの依存は非常に弱くなります。
〜16年ベースライン上の極端な変動性クエーサーの光学的光度曲線の特性評価
| Title |
Characterization_of_Optical_Light_Curves_of_Extreme_Variability_Quasars_Over_a_~16-yr_Baseline |
| Authors |
Yuanze_Luo,_Yue_Shen,_Qian_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04774 |
私たちは、主に降着円盤からの変動する放出を探査する-からの公衆データを使用して、約16年間の観測されたフレームのベースラインで最大900の極端な変動性クエーサー（EVQ、最大フラックス変動が1magを超える）の光学光度曲線を研究しましたSDSSStripe82、PanSTARRS-1、およびDarkEnergySurvey。EVQの複数年の長期光度曲線を、滑らかさの減少の順序で大まかに3つのカテゴリに分類します：単調減少または増加（3.7％）、単一の広いピークとディップ（56.8％）、およびより複雑なパターン（39.5％）。単調なケースの希少性は、極端な光学的変動を駆動する主要なメカニズムが数年よりもはるかに長い時間スケールで動作しないことを示唆しています。減衰ランダムウォークモデルを使用したシミュレートされた光度曲線は、一般的に、最初の2つのカテゴリの予測がより滑らかで、長期的な傾向を持っています。これらのEVQの長期的な動作はさまざまですが、長期トレンドが光度、BH質量、エディントン比などのクエーサーの物理的特性に依存することはほとんどありません。これらのEVQの複数年のタイムスケールにわたる光束変動の大きなダイナミックレンジにより、短期（6か月未満）の変動と10年間のベースライン全体にわたる季節平均光束（rms-平均流束関係）。X線変動性研究の結果とは異なり、線形の短期フラックス変動は季節平均フラックスに比例しないことから、降着円盤放射の短期的なちらつきと長期の極端な変動を引き起こすさまざまなメカニズムが示されています。。最後に、16のEVQのサンプルを提示します。光曲線のほぼベル型の大きな振幅変動は、単純なマイクロレンズモデルによって適度に適合させることができます。
フィラメントS242のエッジの崩壊とその後の縦方向の付着
| Title |
Edge_collapse_and_subsequent_longitudinal_accretion_in_Filament_S242 |
| Authors |
Lixia_Yuan,_Guang-Xing_Li,_Ming_Zhu,_Tie_Liu,_Ke_Wang,_Xunchuan_Liu,_Kee-Tae_Kim,_Ken'ichi_Tatematsu,_Jinghua_Yuan,_Yuefang_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04886 |
フィラメントS242は長さが25pcで、末端領域に集中した塊とYSOクラスターがあります。エッジの崩壊の良い例と考えられています。このフィラメントを$^{12}$CO（1-0）および$^{13}$CO（1-0）行にマッピングしました。フィラメントS242に沿った大規模な速度勾配が検出されました。2つの端の束の間の相対速度は$\sim$3kms$^{-1}$で、それらの間の接近運動を示します。これらのシグネチャは、「重力フォーカシング」として知られている効果がフィラメントの端を押しつぶす（エッジのつぶれ）ように駆動する単一の細長いエンティティのつぶれによって形成されるフィラメントS242と一致します。この図に基づいて、$\sim$4.2Myrの崩壊タイムスケールを推定します。これは、観測されたフィラメントS242に進化する有限の細長いエンティティに必要な時間です。フィラメント全体について、表面密度の増加が速度分散の増加につながることを発見しました。これは、自己重力の結果として一貫して説明できます。また、観測された速度分散に対する縦方向の崩壊の寄与を計算し、それが端部クランプ近くのガス運動を駆動する際の主要な効果であることがわかりました。私たちのフィラメントS242は、2段の折りたたみモデルによって形成されることを提案します。このモデルでは、切り詰められたフィラメントのエッジの折りたたみに続いて、縦方向の降着のステージが密な端の束に向かって進みます。
2006 $-$ 2019のアインシュタインクロスのリバプールマイダナック監視。 I. $ gVrRI $光学バンドの光度曲線とマイクロレンズ署名
| Title |
Liverpool-Maidanak_monitoring_of_the_Einstein_Cross_in_2006$-$2019._I._Light_curves_in_the_$gVrRI$_optical_bands_and_microlensing_signatures |
| Authors |
L._J._Goicoechea,_B._P._Artamonov,_V._N._Shalyapin,_A._V._Sergeyev,_O._A._Burkhonov,_T._A._Akhunov,_I._M._Asfandiyarov,_V._V._Bruevich,_S._A._Ehgamberdiev,_E._V._Shimanovskaya,_and_A._P._Zheleznyak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04991 |
クエーサーのマイクロレンズは、遠方の活動銀河核の小さな線源を解決し、レンズ銀河のコンパクトなオブジェクト集団を研究するユニークな機会を提供します。したがって、2.0mのリバプール望遠鏡と1.5mのマイダナック望遠鏡で撮影された4374光学フレームを使用して、重力レンズ付きクエーサーQSO2237+0305（アインシュタインクロス）のマイクロレンズ効果による変動を検索しました。2006$〜$2019の期間にわたるこれらの$gVrRI$フレームは、4つのクエーサー画像A〜Dの正確な長期マルチバンドライトカーブを生成するために均一に処理されました。差のある光の曲線を通して、強いマイクロレンズの特徴を発見しました。次に、画像Cの2つの推定苛性アルカリ交差イベントの分析モデリングに焦点を当て、この画像が二重苛性交差を経験したという説得力のある証拠を見つけました。さらに、私たちの全体的な結果は、標準の降着円盤が、UV連続体発光源の輝度プロファイルと、発光波長が増加したときの光源半径の増加を適切に説明していることを示しています：$R_{\lambda}\propto\lambda^{\alpha}$、$\alpha$=1.33$\pm$0.09。ただし、最初のコースティックスクロッシング中の$VRI$バンドモニタリングと2つの$\alpha$インジケーターの1つがいくつかの優れたソリューションにつながるため、UV放出シナリオで確実な結論に到達する前に数値マイクロレンズシミュレーションが必要になることに注意してください$\alpha\approx$1。
恒星の質量の条件付けは、形態と環境の間の相互情報を説明できますか？
| Title |
Can_a_conditioning_on_stellar_mass_explain_the_mutual_information_between_morphology_and_environment? |
| Authors |
Snehasish_Bhattacharjee,_Biswajit_Pandey_and_Suman_Sarkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05016 |
SDSSを使用した最近の研究では、形態と環境の間の統計的に有意な非ゼロの相互情報が数十Mpcまで持続することが示されています。これらのゼロ以外の相互情報の起源を理解することが重要です。異なる環境にある銀河は、降着と合体によって恒星の質量を獲得し、銀河の恒星の質量関数は、環境と形態の両方に依存することが知られています。当然ながら、恒星の質量は形態と環境の間の重要なリンクであり、2つの間のゼロでない相互情報を説明する可能性があります。恒星の質量を調整することによって形態と環境の間の相互情報を測定することで、この可能性をテストすることができます。SDSSDR16の体積制限および恒星質量制限のサンプルで恒星の質量を調整することにより、形態と環境の間の相互情報量を計算し、プローブされた全長スケール全体で非ゼロの条件付き相互情報量を見つけます。結果は、恒星の質量の環境と形態の依存性だけが、形態と環境の間で観測された相互情報を説明するには不十分であることを示唆しています。その結果を、ミレニアムシミュレーションに実装された2つの半解析モデルと比較します。半解析モデルの予測は、小さな長さスケールでのSDSS観測とかなりよく一致しますが、大きな長さスケールでは著しく小さくなります。
AstroSatを使用したBe / X線バイナリRX J0209.6-7427での最近のバーストの研究：マゼラン橋の新しい超発光X線パルサー？
| Title |
Study_of_Recent_outburst_in_the_Be/X-ray_binary_RX_J0209.6-7427_with_AstroSat:_A_new_ultraluminous_X-ray_pulsar_in_the_Magellanic_Bridge? |
| Authors |
Amar_Deo_Chandra,_Jayashree_Roy,_P._C._Agrawal,_Manojendu_Choudhury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04930 |
AstroSat衛星の軟X線望遠鏡（SXT）と大面積X線比例計数管（LAXPC）装置を使用した観測を使用した、2019年の珍しいバースト中のRXJ0209.6-7427のタイミングとスペクトルの研究を紹介します。周期が9.29秒の脈動が、NICERミッションによって0.2-10keVのエネルギーバンドで初めて検出され、ここで報告されているように、0.3〜80keVをカバーする広いエネルギーバンドにわたってAstroSatによって検出されました。パルサーは爆発中に急速なスピンアップを示します。また、パルサーの急速なスピンアップ中にグリッチを検出します。エネルギー分解折り返しパルスプロファイルは、3〜80keVのいくつかのエネルギーバンドで生成されます。私たちの知る限りでは、これはこのBeバイナリパルサーの硬X線におけるタイミングとスペクトル特性の最初のレポートです。エネルギーによるパルスプロファイルの進化の示唆があります。パルサーの降着レジームの遷移を示唆するパルスフラクションの広帯域減少の興味深いエポックが検出されます。パルサーのエネルギースペクトルが決定され、最適なスペクトル値から、RXJ0209.6-7427のX線光度は${1.6}\times10^{39}$ergss$^{-であると推定されます1}$。私たちのタイミングとスペクトルの研究は、この光源がマゼラン橋の超高輝度X線パルサーの特徴を持っていることを示唆しています。結果の詳細は、現在のアイデアの観点から提示され、議論されます。
| Title |
Neutrino_physics_in_slowly_rotating_black_hole_spacetime_and_nonlinear_electrodynamics |
| Authors |
H._Mosquera_Cuesta,_G._Lambiase,_and_J.P._Pereira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04964 |
超新星のダイナミクスの後期には、巨大な電磁界が存在することが知られています。したがって、この文脈で電気力学を扱う場合、非線形理論を探査する可能性が生じる可能性があります。電気力学の任意の非線形ラグランジアンに最小結合されたアインシュタインフィールド方程式は、低速回転のレジーム、つまり$a<<M$（ブラックホールの質量）で、$a/M$の1次まで解かれます。得られた結果をマクスウェルの対応物と比較するために、Born-InfeldLagrangianを使用します。ニュートリノフレーバーの振動（$\nu_e\to\nu_{\mu、\tau}$）とスピンフリップ（$\nu_L\to\nu_R$）の天体物理学と、その計算に焦点を当てています電子フラクション$Y_e$、つまり標準の電気力学に関して大幅に異なる可能性のあるrプロセス。
ブラックホールの宇宙スピンと質量進化とその影響
| Title |
Cosmic_spin_and_mass_evolution_of_black_holes_and_its_impact |
| Authors |
Dipanweeta_Bhattacharyya,_A._Mangalam_(Indian_Institute_of_Astrophysics) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05000 |
ガスの降着、星の捕獲、合併、電磁トルクのプロセスに依存する中央ブラックホールの進化モデルを構築します。冷却源の存在下でガスが降着する場合、流れは運動量によって駆動され、その後ブラックホールは飽和質量に達します。その後、それは恒星の捕獲と合併によってのみ成長します。質量とスピンの進化を初期シード質量でモデル化し、$\Lambda$CDM宇宙論でスピンします。恒星捕獲の場合、ブラックホールスピン、カーター定数、損失円錐角運動量、捕獲半径の影響を含む相対論的損失円錐理論の枠組みで、恒星カスプのべき法則密度プロファイルを仮定しました。これに基づいて、予測される捕獲率$10^{-5}$-$10^{-6}$yr$^{-1}$は観測範囲に近づきます。合併活動は$z\lesssim4$で効果的であると見なし、Blandford-Znajekトルクを自己矛盾なく含めています。ブラックホールの成長に対するこれらの影響を個別に、また組み合わせて計算し、進化を導き出します。飽和する前に、降着がブラックホールの成長（最終的な質量の$\sim95\％$）を支配し、その後、恒星の捕獲と合併がほぼ等しい寄与で引き継ぎます。これらの効果を使用した$M_{\bullet}-\sigma$関係の進化のシミュレーションは、利用可能な観測と一致しています。モデルを過去にさかのぼって実行し、形成時のパラメーターを遡及します。私たちのモデルは、ブラックホールの人口統計を構築するため、および恒星の捕獲を伴う形成シナリオにおいて有用な入力を提供します。
| Title |
Revisiting_the_thermal_relaxation_of_neutron_stars |
| Authors |
Thiago_Sales,_Odilon_Louren\c{c}o,_Mariana_Dutra,_Rodrigo_Negreiros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05019 |
この研究では、中性子星の熱緩和過程を再検討します。このようなプロセスは、中性子星のコアとクラストの間の熱結合に関連しています。約10〜100年で発生する熱緩和は、星の表面温度の急激な低下として現れます。このような落下は、徐冷物体では滑らかで、急冷物体では非常に鋭くなります。私たちの研究では特に、直接ウルカ（DU）プロセスが開始する値よりもわずかに大きい質量を持つ中性子星の冷却に焦点を当てています。星の各領域でのニュートリノ生成のさまざまなメカニズムを考慮し、異なる特性を持つ状態で、熱発展方程式を解き、中性子星質量の十分な範囲の熱緩和時間を計算します。直接のウルカプロセスの開始直前にある中性子星の包括的な研究を実行することにより、これらの条件下での星が独特の熱緩和挙動を示すことを示します。私たちは、そのような星が異常に遅い緩和時間を示し、その後の年齢で表面温度が2番目に低下することを特徴としています。DUプロセスの限られた空間分布に関連していることを示すことにより、そのような振る舞いはそのような星であると認定します。星の質量が増加すると、DU領域も成長し、最初は急速に冷却する星の予想される動作を示します。最後に、DUプロセスが3km以下の半径で行われる星の場合、高い緩和時間が期待できることを示します。
J0250 + 5854極性キャップの加熱に対する小規模磁場の影響
| Title |
The_influence_of_small_scale_magnetic_field_on_the_heating_of_J0250+5854_polar_cap |
| Authors |
D.P._Barsukov,_M.V._Vorontsov,_I.K._Morozov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05135 |
PSRJ0250+5854極性キャップの加熱に対する表面の小規模磁場の影響が考慮されます。極性キャップは、パルサーダイオードで加速された逆陽電子によってのみ加熱されると想定されています。パルサーダイオードは定常状態にあり、下部プレートが星表面近くにあると考えられ（極冠モデル）、すべてのパルサーチューブ断面を占有し、定常空間電荷制限電子流の領域で動作します。パルサーダイオード内部の電場に対する小規模磁場の影響が考慮されます。電子-陽電子対生成率を計算するために、一次電子の曲率放射と磁場でのその吸収のみを考慮に入れます。エレクトロポジトロン対の一部が束縛状態（ポジトロニウム）で生成される可能性があると想定されています。そして、そのようなポジトロニウムは、星表面からの熱光子によって光イオン化されます。
コンパクトバイナリソースの重力波パラメータ推定に対するパワースペクトル密度の不確実性の影響の定量化
| Title |
Quantifying_the_Effect_of_Power_Spectral_Density_Uncertainty_on_Gravitational-Wave_Parameter_Estimation_for_Compact_Binary_Sources |
| Authors |
Sylvia_Biscoveanu,_Carl-Johan_Haster,_Salvatore_Vitale,_Jonathan_Davies |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05149 |
ベイズパラメータ推定を実行してコンパクトなバイナリ合体（CBC）から重力波のソースプロパティを推測するには、検出器のノイズ特性を理解する必要があります。通常、検出器のノイズは定常的でガウスであり、無限の精度で測定されるパワースペクトル密度（PSD）によって特徴付けられると想定されています。バイナリソースパラメーターのベイズ推定にパワースペクトル密度推定の不確実性を組み込む新しい方法を紹介します。ベイズラインアルゴリズムを使用して分析的にモデル化されたPSDの事後サンプルを取得するために、分析セグメントからのデータのみを使用して、オンソースメソッドでLIGOおよびVirgoによって報告された最初の11個の重力波検出のPSDを計算します[1]ローレンツのセットとブロードバンドスプラインの合計として。これらの最初の11CBC検出の完全なPSD後方に含まれる不確実性を無視する方法を示し、PSD不確実性を組み込むと、バイナリパラメーターの事後分布の位置と幅が数パーセント程度しか変化しないことがわかります。
Mon-735：NGC 2264の新しい低質量プリメインシーケンス食バイナリ
| Title |
Mon-735:_A_new_low-mass_pre-main_sequence_eclipsing_binary_in_NGC_2264 |
| Authors |
Edward_Gillen,_Lynne_A._Hillenbrand,_John_Stauffer,_Suzanne_Aigrain,_Luisa_Rebull_and_Ann_Marie_Cody |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04753 |
Spitzerによって検出された$\sim$3Myr古いNGC2264星形成領域の分離された二重線食バイナリ（EB）メンバーであるMon-735を紹介します。両方の星の自己矛盾のない質量、半径、および有効温度を決定するために、Spitzerの光度曲線、フォローアップのKeck/HIRES放射速度、およびシステムのスペクトルエネルギー分布を同時にモデル化します。Mon-735は、成分質量が$M=0.2918\pm0.0099$および$0.2661\pm0.0095$$\rm{M}_{\odot}$、半径が$R=0.762\pm0.022$および$0.748\pm0.023$$\rm{R}_{\odot}$、および$T_{\rmeff}の有効温度=3260\pm73$および$3213\pm73$$\rm{K}$。2つの星は、共通の重心を中心とする円軌道を$P=1.9751388\pm0.0000050$日で移動します。Mon-735の結果を、NGC2264の別のEB（CoRoT223992193）とともに、5つの恒星進化モデルの予測と比較します。これらは、低質量のEBシステムMon-735が質量半径図（MRD）でCoRoT223992193よりも古く、ヘルツスプルングラッセル図（HRD）で古いことを示唆しています。Mon-735およびCoRoT223992193のMRD年齢はそれぞれ$\sim$7-9および4-6Myrであり、各EBシステムの2つのコンポーネントは一貫した年齢を持っています。
星の合併M31-LRN-2015のほこりっぽい残党の前駆体、前駆体、進化
| Title |
Progenitor,_Precursor_and_Evolution_of_the_Dusty_Remnant_of_the_Stellar_Merger_M31-LRN-2015 |
| Authors |
Nadejda_Blagorodnova,_Viraj_Karambelkar,_Scott_M._Adams,_Mansi_M._Kasliwal,_Christopher_S._Kochanek,_Subo_Dong,_Heather_Campbell,_Simon_Hodgkin,_Jacob_E._Jencson,_Joel_Johansson,_Szymon_Kozlowski,_Russ_R._Laher,_Frank_Masci,_Peter_Nugent,_Umaa_D._Rebbapragada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04757 |
M31-2015-LRNは、2015年にアンドロメダ銀河で発見された可能性のある恒星の合併です。このイベントでは、新しい光学から中赤外の測光と光学分光法を紹介します。一過性は、その先祖と比較して$\sim$3等ほど明るくなりました。novaイベントの2年前に$\sim$から始まった複雑な前駆体の放出は、ロシュローブオーバーフローが発生したバイナリによって説明される可能性があります。外側のラグランジュポイントL2からの動的な質量損失により、光学的に厚い流出が発生し、観測されたシステムの増光が促進されます。前駆体のライトカーブの異なるフェーズで、16$\pm$0.3と28.1$\pm$1.4日の2つの可能な期間が見つかりました。これは、バイナリからの質量損失のジオメトリに関連している可能性があります。前駆体のスペクトルエネルギー分布は、システム内に既存の暖かいダストの形跡を示していませんが、残骸は、バーストのピークの2ヶ月後から4ヶ月後に光学的に厚いダストシェルを形成します。シェルの光学的深さは1.5年後に増加し、ダスト形成プロセスを強化する衝撃の存在を示唆しています。合併の残骸は、一般的なエンベロープフェーズの開始時に質量$\sim0.2$$M_{\odot}$が噴出するガスの冷却シェルによって覆い隠された膨張した巨人であると考えられます。
EXOTIMEプロジェクト：急速に脈動する副小惑星DW Lyn、V1636 Ori、QQ Vir、およびV541 Hyaの$ O-C $ダイアグラムの信号
| Title |
The_EXOTIME_project:_Signals_in_the_$_O-C_$_diagrams_of_the_rapidly_pulsating_subdwarfs_DW_Lyn,_V1636_Ori,_QQ_Vir,_and_V541_Hya |
| Authors |
F._Mackebrandt_and_S._Schuh_and_R._Silvotti_and_S.-L._Kim_and_D._Kilkenny_and_E._M._Green_and_R._Lutz_and_T._Nagel_and_J._L._Provencal_and_T._Otani_and_T._D._Oswalt_and_S._Benatti_and_L._Lanteri_and_A._Bonanno_and_A._Frasca_and_R._Janulis_and_M._Papar\'o_and_L._Moln\'ar_and_R._Claudi_and_R._H._{\O}stensen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04764 |
光の移動時間の影響によるコヒーレントな恒星の脈動の到着時間の変動を調査して、恒星下の伴侶の存在をテストします。これらの仲間は、明らかに単一の準矮星B星の1つの可能な形成シナリオの鍵となります。4つの大振幅PモードパルセーターDWLyn、V1636Ori、QQVir、およびV541Hyaの広範囲にわたる地上観測を利用しました。TESS宇宙望遠鏡の観測は、2つのターゲットで利用できます。タイミング法は、正弦波近似の完全なマルチエポックライトカーブの位相を、元の時系列のいくつかのサブセットの近似の位相と比較します。TESSミッションの観測では、（現在）固定された2分のケイデンスのために、脈動を十分にサンプリングしていないため、有用ではありません。地上観測から、到着時間から進化パラメータを推測します。残差信号は多くの統計的に有意な周期的信号を示しますが、恒星下の仲間によって引き起こされた到着時間の変化の明確な証拠はありません。信号は、モードビーティング効果によって部分的に説明できます。観測キャンペーンによって設定されたコンパニオンマスの上限を導出します。
| Title |
Searching_for_Molecular_Outflows_with_Support_Vector_Machines:_Dark_Cloud_Complex_in_Cygnus |
| Authors |
Shaobo_Zhang,_Ji_Yang,_Ye_Xu,_Xuepeng_Chen,_Yang_Su,_Yan_Sun,_Xin_Zhou,_Yingjie_Li,_and_Dengrong_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04887 |
天の川イメージングスクロールペインティング（MWISP）調査からのCO同位体データの46.75deg^2フィールドに基づいて、シグナス領域の暗い雲の複合体を横切る分子流出の調査を提示します。12COおよび13COJ=1-0エミッションのデータキューブ内の流出機能の視覚的評価を加速するために、教師あり機械学習アルゴリズムであるサポートベクターマシン（SVM）が導入されています。合計130の流出候補が特定され、そのうち77が双極構造を示し、118が新しい検出です。空間的に、これらの流出は密な分子雲の内部にあり、それらのいくつかは、クラスター内または基になるガスフィラメントの形態をたどる細長い線形構造で見つかります。視線に沿って、それぞれ97人、31人、2人の候補者がローカル、ペルセウス、およびアウターアームに居住しています。アウトフロードライバーとしての若い恒星オブジェクトはほとんどのアウトフローの近くにありますが、36の候補は関連するソースを示しません。私たちが検出する流出のクラスターは、その特性が不均一です。それにもかかわらず、流出は乱流エネルギーを雲のスケールに注入できないことを示します。その代わり、せいぜい、いわゆる「クランプ」および「コア」スケールへの影響に制限されており、これは短い（〜0.3Myr）推定タイムスケールでのみ有効です。文献の流出サンプルと組み合わせると、私たちの研究は、厳密な流出質量サイズ相関を示しています。
太陽フィラメントの活性化に関連する極端な紫外線
| Title |
An_Extreme_Ultraviolet_Wave_Associated_with_A_Solar_Filament_Activation |
| Authors |
Ruisheng_Zheng,_Yao_Chen,_Bing_Wang,_and_Hongqiang_Song |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04904 |
極端紫外線（EUV）波は、印象的なコロナ伝播障害です。それらはさまざまな噴火と密接に関連しており、全球コロナ地震学および太陽エネルギー粒子の加速に使用できます。したがって、EUV波の研究は、太陽の噴火や宇宙天気で重要な役割を果たします。ここでは、噴火に発展しなかったフィラメントの活性化に関連するEUV波を示します。一端での連続的な磁束の発生と相殺により、フィラメントはねじれのない動きで上昇し、フィラメントの質量は上昇する磁場に沿って別の端に向かって流れました。興味深いことに、フィラメントの活性化に続いて、マスフローの前に高速一定速度（$\sim$500kms$^{-1}$）でEUV波が形成され、上にあるコロナループが横方向と半径方向の両方に拡大しました。リモートフレアの可能性とコロナマス放出の欠如の可能性を除外すると、EUV波はフィラメントの活性化とのみ密接に関連していたことが示唆されます。さらに、彼らの親密な空間的および時間的関係は、EUV波が上にあるループの横方向の拡張によって直接引き起こされた可能性が高いことを示しています。EUV波は線形高速モード波として解釈できることを提案します。EUV波を正常に生成するための最も重要なキーは、活性化されたフィラメントマスフローによって駆動された、上にあるループの衝撃的な初期フェーズ横方向膨張です。噴火。
汚染された白色矮星G29-38の偏光測定
| Title |
Polarization_measurements_of_the_polluted_white_dwarf_G29-38 |
| Authors |
Daniel_V._Cotton,_Jeremy_Bailey,_J._E._Pringle,_William_B._Sparks,_Ted_von_Hippel,_Jonathan_P._Marshall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04952 |
汚染された白色矮星G29-38の高精度偏光測定を高精度偏光測定装置2で行いました。観測は、8.1mジェミニ北望遠鏡と3.9mアングロオーストラリア望遠鏡を使用して、2つの異なる観測所で行われました。そして、お互いに一貫しています。少量の星間偏光を可能にした後、システムの固有の線形偏光は、SDSSg'バンドの位置角度90.8+/-3.8度で275.3+/-31.9ppmであることがわかります。観測された分極を星間円板モデルの予測と比較します。測定された偏光は、私たちが開発したモデルのコンテキストでは小さいため、光学的に薄いディスク形状のディスク傾斜とボンドアルベドにのみ制限を設けることができます。この場合、傾斜は正面に近いか、アルベドが小さい（おそらく0.05〜0.15の範囲）か、他のデブリディスク測定と一致しています。偏波信号におけるG29-38の脈動の影響を予備的に調査したところ、一貫性のない結果が得られました。これは、ビーティング効果によって引き起こされたり、かさばったダスト分布を示したり、測定体系の結果である可能性があります。
不明瞭なB [e]超巨大高質量X線バイナリIGR J16318-4848の光学および赤外線による研究
| Title |
Optical_and_infrared_study_of_the_obscured_B[e]_supergiant_high-mass_X-ray_binary_IGR_J16318-4848 |
| Authors |
Francis_Fortin,_Sylvain_Chaty,_Andreas_Sander |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04997 |
超巨大高質量X線バイナリIGRJ16318-4848は、2003年にINTEGRAL衛星によって検出された最初の線源であり、その高い固有吸収とB[e]現象によって区別されます。連星相互作用と超巨大B[e]星の環境の両方を研究するのに最適な候補です。この研究は、IGRJ16318-4848のローカルプロパティを対象としています。このシステムのジオメトリを明確にし、バイナリで異なる主要な発光領域を区別することを目指しています。VLT/X-Shooterから光学スペクトルから近赤外スペクトルを提供し、アーカイブの中赤外SpitzerとHerschelデータを追加することにより、ラインの微細構造と広帯域スペクトルエネルギー分布の両方を分析します。また、PoWRコードを使用して、光学スペクトルから近赤外スペクトルの恒星大気および風のモデリングを実行しました。ほこりっぽい円盤の照射された内縁の寄与を決定し、赤道恒星風の速度を導き、星と円盤の間の空洞内のコンパクトな物体の軌道を提案します。球状対称円盤風に由来するフラットトップラインと、星風の極成分である可能性が高いものの最初の検出とともに報告します。恒星の大気と風のモデリングは、中心の星がヘリウムで増強された大気を持っている可能性があることを示しています。これは、水素エンベロープの一部が強い風が遮られているためと考えられます。最後に、IGRJ16318-4848のプロパティを同様のソースであるCICameleopardisと比較します。
主要な太陽フレアにおける彩層凝縮のスペクトルの特徴
| Title |
Spectral_signatures_of_chromospheric_condensation_in_a_major_solar_flare |
| Authors |
David_R._Graham,_Gianna_Cauzzi,_Luca_Zangrilli,_Adam_Kowalski,_Paulo_Sim\~oes,_and_Joel_Allred |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05075 |
XクラスSOL2014-09-10T17：45太陽フレアの衝動期における彩層線と連続体放射の進化を調べます。このフレアの以前の分析を、IRISで観測されたFeI、FeII、MgII、CI、およびSiIIの複数の彩層線に拡張し、放射流体力学（RHD）モデリングと組み合わせます。複数のフレアカーネルの場合、線はすべて、急速に進化する2成分構造を示します。静止時の強化された放出成分と、同等の強度の広く高度にシフトした成分です。赤方偏移したコンポーネントは、25〜50kms$^{-1}$から$\sim$30秒以内に残りの波長に向かって移動します。フェルミ硬X線観測を使用して、高密度の彩層に影響を与える加速電子ビームのパラメーターを導出し、それらを使用してRADYNコードでRHDシミュレーションを駆動します。コワルスキーらのように。2017a、私たちのシミュレーションは、最もエネルギーの高い電子が深い彩層に侵入し、それをT$\sim$10,000Kに加熱する一方で、電子の大部分がエネルギーをより多く放散させ、爆発的な蒸発とそれに対応する凝縮を引き起こしていることを示しています-非常に密（n$_e\sim2\times10^{14}$cm$^{-3}$）、薄層（30--40kmの厚さ）、8-12,000Kに加熱、静止した彩層に向かって移動最大50kms$^{-1}$。合成FeII2814.45Aプロファイルは、連続体の強化、静止成分と高度に赤方偏移した成分の両方を含む観測データによく似ており、残りの波長に向かって急速に移動します。重要なのは、連続体の絶対強度、コンポーネントの強度の比、相対的な出現時間、および赤方偏移の振幅がモデル入力パラメーターに敏感であり、診断として大きな可能性を示していることです。
| Title |
Cosmic-Ray_Signatures_of_Dark_Matter_from_a_Flavor_Dependent_Gauge_Symmetry_Model_with_Neutrino_Mass_Mechanism |
| Authors |
Holger_Motz,_Hiroshi_Okada,_Yoichi_Asaoka_and_Kazunori_Kohri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04304 |
追加の${U（1）_{e-\mu}\timesZ_3\timesZ_2}$対称性が${U（1）_である場合のディラック中性フェルミオンとマヨラナフェルミオンの2つのファミリに対応する標準モデルへの拡張を提案します{e-\mu}}$は、レプトンセクターの1番目と2番目のファミリーに関連するフレーバー依存ゲージ対称性であり、2ループ誘導ニュートリノ質量モデルを備えています。2つのファミリは、現在のニュートリノ振動データと2つの質量差の2乗を最小限に再現し、同時にゲージの異常をキャンセルすることで好まれます。その結果、ニュートリノの質量を予測できるようになりました。最軽量のディラック中性フェルミオンは、ダークレベルの候補であり、ツリーレベルの相互作用が電子、ミューオン、ニュートリノに制限されているため、直接的なダークマター検索および${\tau}$チャネルに焦点を当てた間接的な検索では検出が困難です。、${\gamma}$-raysなどを使用します。しかし、電子線と陽電子宇宙線の暗黒物質シグネチャを検索することで探索でき、ブースト係数$\約$40Breitで、CALET電子+陽電子スペクトルに現れる構造をそのシグネチャとして解釈できます。-消滅断面積のウィグナー強化。
物質における高エネルギーニュートリノ伝搬の完全な予測
| Title |
Complete_predictions_for_high-energy_neutrino_propagation_in_matter |
| Authors |
Alfonso_Garcia,_Rhorry_Gauld,_Aart_Heijboer,_Juan_Rojo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04756 |
大量の検出器に向かって地球を伝播する際の、エネルギーニュートリノと物質の相互作用の完全な予測を提示します。私たちの結果は、GENIEのHEDISモジュールで実装した、高エネルギーニュートリノと物質の相互作用断面積に関する最新の計算に基づいています。支配的な相互作用プロセス、クォークおよびグルオンからの深い非弾性散乱に加えて、関連するサブドミナントチャネルを含めます。核子の光子場からの（非）弾性散乱、核の光子場からのコヒーレント散乱、およびGlashow共鳴による原子電子。ニュートリノの減衰率の予測は、この完全で信頼できる計算に基づいており、新しいソフトウェアパッケージであるNuPropEarthによって提供されます。核補正、入射角、スペクトルインデックスなどの断面モデルに対する結果の依存性を定量化し、他の公に利用可能なツールと比較します。私たちの結果は、進行中および次世代の高エネルギーニュートリノ検出実験の科学的収穫に重要な貢献をします。
Einstein-complex-scalar-Gauss-Bonnet重力には静的な規則的なブラックホールはありません
| Title |
No_static_regular_black_holes_in_Einstein-complex-scalar-Gauss-Bonnet_gravity |
| Authors |
Kai_Lin,_Shaojun_Zhang,_Chao_Zhang,_Xiang_Zhao,_{Bin_Wang,_and_Anzhong_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04773 |
この簡単なレポートでは、任意のポテンシャル$V（\phi）$とカップリングを持つEinstein-complex-scalar-Gauss-Bonnet（EcsGB）重力における4次元静的球対称ブラックホール（BH）の存在を調査します。$f（\phi）$は、スカラーフィールド$\phi$とGauss-Bonnet（GB）項の間です。複雑なスカラーヘアを持つ静的な通常のBHソリューションは存在しないことがわかります。この結論は、GB項とスカラーフィールド間の結合、スカラーポテンシャル$V（\phi）$、および宇宙定数$\Lambda$（正または負のいずれか）の存在に依存しません。スカラーフィールドが複雑で、地平線全体で規則的である限り、長くなります。
圧縮駆動された天体物理学のジャイロ運動論的乱流におけるイオン対電子加熱
| Title |
Ion_versus_electron_heating_in_compressively_driven_astrophysical_gyrokinetic_turbulence |
| Authors |
Y._Kawazura,_A._A._Schekochihin,_M._Barnes,_J._M._TenBarge,_Y._Tong,_K._G._Klein,_and_W._Dorland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04922 |
圧縮駆動（ただし、亜音速）無衝突乱流におけるイオンと電子の間の不可逆加熱の分配を、非線形ジャイロ運動論シミュレーションによって調べます。イオン対電子加熱比$Q_{\text{i}}/Q_{\text{e}}$の処方を、圧縮対Alfv\'enic駆動力比$P_の関数として導出します{\text{compr}}/P_{\text{AW}}$、イオン熱圧力と磁気圧力の比率$\beta_{\text{i}}$、およびイオンと電子の比率背景温度$T_{\text{i}}/T_{\text{e}}$。$Q_{\text{i}}/Q_{\text{e}}$が$P_{\text{compr}}/P_{\text{AW}}$の増加関数であることを示しています。圧縮駆動が十分に大きい場合、$Q_{\text{i}}/Q_{\text{e}}$は$\simeqP_{\text{compr}}/P_{\text{AW}}$に近づきます。これは、大きな圧縮変動を伴う乱流では、加熱の分配が速度論的スケールではなく、注入スケールで決定されることを示しています。位相空間スペクトルの分析は、慣性範囲の圧縮ゆらぎからサブラーモアスケールの運動論的Alfv\'en波へのエネルギー移動が、低と高の両方の$\beta_{\text{i}}$に存在しないことを示しています。圧縮駆動は、イオン熱エネルギーに変換されるイオンエントロピー変動に直接関連しています。この結果は、優先電子加熱が$\beta_{\text{i}}$が低く、圧縮駆動がないか弱い駆動を必要とする非常に特殊なケースであることを示唆しています。当社の暖房処方は、太陽風やM87やSgrA*などの高温降着円盤など、幅広い用途に使用できます。
$ U（1）$対称性の破れを持つ新しい厚いブレーンソリューション
| Title |
Novel_thick_brane_solutions_with_$U(1)$_symmetry_breaking |
| Authors |
Marzieh_Peyravi,_Nematollah_Riazi,_Francisco_S._N._Lobo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05121 |
この作業では、4+1次元の重力に結合した2つのスカラーフィールド（$\phi$、$\psi$）を使用して、明示的な$U（1）$対称性の破れの項を通じて新しいトポロジカルブレーンソリューションを構築します。このモデルの可能性は、$\phi^{4}$の可能性と同様に、$\phi$フィールドに2つの異なる退化した真空が存在するように構築されます。したがって、$\phi$フィールドの真空構造により、ブレーンソリューションが表示されます。ただし、トポロジーと$\psi$方向の真空構造は、対称破壊パラメーター$\beta^{2}$に依存するため、ブレーンの種類が異なります。その結果、現在のモデルを$\phi^{4}$ブレーンと補助フィールドの組み合わせとして解釈することができます。これにより、ブレーンがより豊かになる$\phi^{4}$システムからの逸脱が発生します。内部構造。さらに、超ポテンシャル、ワープ因子、リッチおよびクレッチマンスカラー、およびアインシュタインテンソル成分の動作を詳細に分析します。これに加えて、モデルの自由パラメーターの観点からブレーンの安定性を調査します。ここで紹介する分析は、以前の研究を補足するものであり、興味深いものになるほど十分に斬新です。
