巨大電波銀河のある銀河間磁場のLOFARビュー
| Title |
The_LOFAR_view_of_intergalactic_magnetic_fields_with_giant_radio_galaxies |
| Authors |
C._Stuardi,_S.P._O'Sullivan,_A._Bonafede,_M._Br\"uggen,_P._Dabhade,_C._Horellou,_R._Morganti,_E._Carretti,_G._Heald,_M._Iacobelli,_and_V._Vacca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05169 |
巨大電波銀河（GRG）は、ホスト銀河環境をはるかに超えて広がる物理的に大きな電波源です。それらの偏光特性は、Mpcスケールで銀河間媒質に浸透する不十分に制約された磁場の影響を受けます。LOFARを使用すると、このクラスの無線ソースの低周波数（$<$200MHz）偏波研究が可能になります。ここでは、LoTSSで検出されたGRGのカタログの偏光特性とファラデー回転測定（RM）を調査します。これは、物理的なサイズで選択された電波銀河の大きなサンプルの最初の低周波偏波研究です。私たちは、それらの低密度環境の磁気イオン特性を調査し、それらの電波ローブのファラデー回転特性を使用して銀河間磁場を調査します。120-168MHz帯域でRM合成を使用して、偏光放射を検索し、検出された各ソースコンポーネントのRMと分数偏光を導出します。NVSSからの画像を使用して、1.4GHzと144MHzの間の偏光解消を調べます。240GRGのサンプルから、37の偏光源を検出し、すべての磁束密度が56mJyを超えていました。1.4GHzおよび144MHzで検出されたGRGの分数偏光は、少量のファラデー脱分極（ファラデー分散$<$0.3radm$^{-2}$）と一致しています。私たちの分析は、ローブが低磁場（$<10^{-5}$cm$^{-3}$）ローカル環境に拡大し、弱い磁場（$<$0.1$\mu$G）が浸透することを示しています。3〜25kpcのスケールの変動。前景銀河団の存在は、最大2R$_{500}$までの偏光検出率に影響を与えるようです。一般に、この作業は、LOFARがこれらのGRGが存在する希薄な環境を定量化する能力を示し、銀河間媒質および天の川の磁場の高精度プローブとして使用する優れた統計サンプルとして強調表示します。
放射光子に崩壊するコンパクトなアキシオン暗黒物質構造のパラメトリック不安定性を研究します。対応するオブジェクト-ボーズ（アキシオン）星、それらのクラスター、および散在性アキシオンの雲-は、インフレ後のペッチェ・クインシナリオで豊富に形成されます。有限体積効果、逆反応、アキシオン速度およびそれらの（非）コヒーレンスを組み込んだパラメトリック共振の一般的な説明を作成します。追加の粗視化により、私たちの定式化は、光子と相互作用するビリアル化された軸索の運動方程式を再現します。上記の各オブジェクトのパラメトリック不安定性の条件を導出するとともに、アキシオン星の崩壊において、光子共鳴モードとそれらの成長指数を評価します。副産物として、ボーズ星と拡散アキシオンの誘導放出を計算し、前者はラジオバックグラウンドにより大きな貢献をすることができると主張します。QCDアキシオンの場合、アクシオンと光子のカップリングが元のKSVZ値を2桁超えると、ボーズ星は輝き、崩壊星はラジオバーストを起こします。後者の制約は、共鳴しているいくつかの近くのアキシオン星では緩和され、アキシオン様粒子には存在しません。我々の結果は、パラメトリック効果が、FRBから過剰なラジオバックグラウンドまでの観測で明らかになることを示しています。
自然な数のeフォールディングによる自然なインフレ
物理的なeフォールドの数$\ln（a_eH_e/aH）$を考慮して、標準のスローロール近似を使用せずに自然なインフレを調べます。$\tilde{H}=aH\propto\cos（A\phi/2）^{2/A^2}\sin（A\phi/2）$が自然なインフレシナリオを生成することを示します。このモデルは正確に解かれ、スローロール近似がテンソルとスカラーの比率を$n_s\約0.96$および$50-60$$e$フォールドで約$13-19\％$過大評価することを示しています。
広視野赤外線サーベイ望遠鏡による宇宙論-マルチプローブ戦略
| Title |
Cosmology_with_the_Wide-Field_Infrared_Survey_Telescope_--_Multi-Probe_Strategies |
| Authors |
Tim_Eifler,_Hironao_Miyatake,_Elisabeth_Krause,_Chen_Heinrich,_Vivian_Miranda,_Christopher_Hirata,_Jiachuan_Xu,_Shoubaneh_Hemmati,_Melanie_Simet,_Peter_Capak,_Ami_Choi,_Olivier_Dore,_Cyrille_Doux,_Xiao_Fang,_Rebekah_Hounsell,_Eric_Huff,_Hung-Jin_Huang,_Mike_Jarvis,_Dan_Masters,_Eduardo_Rozo,_Dan_Scolnic,_David_N._Spergel,_Michael_Troxel,_Anja_von_der_Linden,_Yun_Wang,_David_H._Weinberg,_Lukas_Wenzl,_Hao-Yi_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05271 |
私たちは、暗黒エネルギーと修正された重力に対する広視野赤外線調査望遠鏡（WFIRST）高緯度調査（HLS）の科学的性能をシミュレートします。1.6年HLS参照調査では、現在、Y、J、Hで$\sim$26.5の深さまで複数のバンドで2000deg$^2$を画像化し、z=3を超えるスリットのない分光法で同じ領域をカバーすることが想定されています。ディープマルチバンドフォトメトリーとディープスペクトロスコピーの組み合わせにより、科学者はさまざまな宇宙探査（例：弱いレンズ効果、銀河団、銀河団、BAO、タイプIa超新星）を通じて宇宙の成長と形状を測定できます。同様に、それは観測的および天体物理学的な系統的影響の精巧な制御を可能にします。このホワイトペーパーでは、WFIRSTの機器機能を考慮して実装できるマルチプローブ戦略について説明します。宇宙論的プローブを個別かつ共同でモデル化し、密度場の高次モーメントに起因する相関体系と統計的不確実性を考慮します。WFIRSTサーベイ（photo-zおよびシアーキャリブレーション）のさまざまなレベルの観測体系を調査し、最終的にN次元パラメーター空間で共同尤度分析を実行します。WFIRSTリファレンス調査のみ（外部データセットなし）では、すべてのプローブを含めると、標準のダークエネルギーFoM>300を達成できることがわかります。これは、外部データセットからの情報がないこと、および体系に関する現実的な仮定を前提としています。HLS参照調査に関する私たちの調査は、WFIRSTの科学的リターンをシミュレートおよび最適化するための、将来のコミュニティ主導の取り組みの一部と見なされるべきです。
重力波背景とパルサータイミング配列のキラリティー
パルサータイミングアレイで得られたタイミング残差の円偏光重力波背景のシグネチャについて説明します。最も一般的には、円偏波は重力波の方向に依存するため、この角度依存性を球面調和関数の観点から説明します。モノポールの振幅（重力波背景の全体的なキラリティー）は検出できませんが、異方性の測定は理論的には考えられます。円偏光異方性の最小分散推定量の式を提供します。調査では、等方性GW信号が検出されるS/N比とパルサーの数（空全体にほぼ均一に広がると想定）の関数として、最小の検出可能な信号を評価します。円偏波の全体的な双極子といくつかのより高い全体的な多極子は、振幅が最大に近く、信号対雑音比で等方性信号が確立されると、$\gtrsim100$パルサーを使用した調査で検出できることがわかります$\gtrsim400$。ただし、異方性が確立できたとしても、その方向に関する情報は限られています。同様の議論は、重力波の天文学的検索にも当てはまります。
ハッブルフロンティアフィールドの質量と倍率の系統的不確実性と統計的不確実性
| Title |
Systematic_vs._Statistical_Uncertainties_in_Masses_and_Magnifications_of_the_Hubble_Frontier_Fields |
| Authors |
Catie_A_Raney,_Charles_R_Keeton,_Sean_Brennan,_Hsin_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05952 |
ハッブルフロンティアフィールズのデータは、他の望遠鏡によって取得された複数のデータセットとともに、これまでのクラスターレンズに最も広範な制約のいくつかを提供しています。複数のレンズモデリングチームがフィールドを分析し、多数の成果物を公開しました。これらの結果を比較することにより、クラスターレンズモデリングの状態のユニークで重要なテストを行うことができます。具体的には、異なるチームが同様の倍率と質量プロファイルをどれだけうまく再現できるかがわかります。フィールドの循環平均された質量プロファイルは、クラスターコアから1分角の距離で著しく制約されている（散乱<5％）が、倍率は大幅に異なる可能性があることがわかります。6つのフィールドで平均すると、3（10）の適度な倍率で-6％（-17％）のバイアスと〜40％（〜65％）のばらつきが見つかります。個々のチームによって報告される統計的エラーは、多くの場合、すべてのチーム間の差異よりも大幅に小さいため、クラスターレンズの継続的な体系的研究の重要性を示しています。
ガウス過程回帰による前景モデリング：HERAデータへの応用
| Title |
Foreground_modelling_via_Gaussian_process_regression:_an_application_to_HERA_data |
| Authors |
Abhik_Ghosh,_Florent_Mertens,_Gianni_Bernardi,_M\'ario_G._Santos,_Nicholas_S._Kern,_Christopher_L._Carilli,_Trienko_L._Grobler,_L\'eon_V._E._Koopmans,_Daniel_C._Jacobs,_Adrian_Liu,_Aaron_R._Parsons,_Miguel_F._Morales,_James_E._Aguirre,_Joshua_S._Dillon,_Bryna_J._Hazelton,_Oleg_M._Smirnov,_Bharat_K._Gehlot,_Siyanda_Matika,_Paul_Alexander,_Zaki_S._Ali,_Adam_P._Beardsley,_Roshan_K._Benefo,_Tashalee_S._Billings,_Judd_D._Bowman,_Richard_F._Bradley,_Carina_Cheng,_Paul_M._Chichura,_David_R._DeBoer,_Eloy_de_Lera_Acedo,_Aaron_Ewall-Wice,_Gcobisa_Fadana,_Nicolas_Fagnoni,_Austin_F._Fortino,_Randall_Fritz,_Steve_R._Furlanetto,_Samavarti_Gallardo,_Brian_Glendenning,_Deepthi_Gorthi,_Bradley_Greig,_Jasper_Grobbelaar,_Jack_Hickish,_Alec_Josaitis,_Austin_Julius,_Amy_S._Igarashi,_MacCalvin_Kariseb,_Saul_A._Kohn,_Matthew_Kolopanis,_Telalo_Lekalake,_Anita_Loots,_David_MacMahon,_Lourence_Malan,_Cresshim_Malgas,_Matthys_Maree,_Zachary_E._Martinot,_Nathan_Mathison,_Eunice_Matsetela,_Andrei_Mesinger,_Abraham_R._Neben,_Bojan_Nikolic,_Chuneeta_D._Nunhokee,_Nipanjana_Patra,_Samantha_Pieterse,_Nima_Razavi-Ghods,_Jon_Ringuette,_James_Robnett,_Kathryn_Rosie,_Raddwine_Sell,_Craig_Smith,_Angelo_Syce,_Max_Tegmark,_Nithyanandan_Thyagarajan,_Peter_K._G._Williams_and_Haoxuan_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06041 |
宇宙の再電離による赤方偏移21cm信号の観測における主な課題は、はるかに明るい前景の放射からの分離です。このような分離は、2つのコンポーネントの異なるスペクトル特性に依存しますが、前景固有のスペクトルの滑らかさは、多くの場合、そのような分離をはるかに困難にする機器の応答によって損なわれます。このペーパーでは、GaussianProcessRegressionを適用して、再イオン化アレイの水素エポックからの$\sim2$時間のデータを使用してフォアグラウンド放出をモデル化します。3つの成分を持つ単純な共分散モデルがデータによく一致し、残差がノイズのようであることがわかります。これらは、それぞれ20MHzと2.4MHzのコヒーレンススケールを持つ「本質的」で機器的に破損したコンポーネントで構成されています（スケール全体の視線パワースペクトルを支配します$k_{\parallel}\le0.2\、$hcMpc$^{-1}$）および$\sim$1MHz（$k_{\parallel}\sim0.4-0.8\、$hcMpc$^{-1}$を支配する）の周期を持つベースライン依存の周期信号一般的なコヒーレンススケールが$\sim0.8$MHzである21cmEoR信号から。
マルチフィールドインフレにおける原始ブラックホールの種まき
| Title |
Seeding_primordial_black_holes_in_multi-field_inflation |
| Authors |
Gonzalo_A._Palma,_Spyros_Sypsas_and_Cristobal_Zenteno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06106 |
原始ブラックホール（PBH）のインフレの起源は、宇宙マイクロ波背景異方性よりもはるかに短い波長でのパワースペクトル$\Delta_\zeta$の曲率変動$\zeta$の大幅な増強に依存しています。これは通常、追加の（等曲率）スカラー自由度と大きく相互作用することなく$\zeta$が進化するモデルで実現されます。ただし、量子重力に触発されたモデルは、非常に湾曲したジオメトリと$\zeta$と激しく相互作用する可能性のある多数のスカラーフィールド（宇宙論的コライダーの図のように）を持つモジュライ空間によって特徴付けられます。ここでは、等曲率変動が$\zeta$と混ざり合い、その振幅が大幅に向上することを示しています。これは、インフレ軌道がモデルのフィールド空間で急速なターンを経験するときに必ず発生し、ターンによって掃引される合計角度に指数関数的に敏感な増幅につながり、これにより$\Delta_\zeta$に観測可能な特徴的な特徴が現れます。正確な分析予測を導き出し、PBHに必要な大幅な機能強化には、マルチフィールドシステムの作用において非標準的な速度論的条件が必要であることを示します。
VHS J1256-1257 bのスペクトル変動1〜5 $ \ mu $ m
| Title |
Spectral_Variability_of_VHS_J1256-1257_b_from_1_to_5_$\mu$m |
| Authors |
Yifan_Zhou,_Brendan_P._Bowler,_Caroline_V._Morley,_D\'aniel_Apai,_Tiffany_Kataria,_Marta_L._Bryan,_and_Bj\"orn_Benneke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05168 |
褐色矮星と巨大太陽系外惑星からの回転変調変動の多波長時間分解観察は、それらの不均質な大気構造を制約するための最も効果的な方法です。コンパニオンペーパー（Bowleretal。2020）で、非常に赤いL型矮星のコンパニオンVHSJ1256-1257bのHST/WFC3/G141光度曲線に強い近赤外線変動があることを発見したことを報告しました。このペーパーでは、HSTおよびSpitzerデータの詳細な分析とともに、フォローアップの36時間のSpitzer/IRACChannel2光度曲線を示します。結合されたデータセットは、VHS1256bサンプリング1.1〜4.5$\mu$mの時間分解光度曲線を提供します。Spitzerの光度曲線は、22.04\pm0.05$hrの周期と$5.76\pm0.04$％のピークツーピークの振幅を持つ単一の正弦波に最適です。周期を以前に測定された予測回転速度（$v\sini$）と組み合わせると、VHS1256bが赤道ビューのジオメトリと最も一致することがわかります。HST/G141+Spitzerスペクトルエネルギー分布は、$T_{\rmeff}$の1000〜Kの不平衡化学を伴う低表面重力モデルを支持します。VHS1256bのスペクトル変動性は、部分的に曇ったモデルからの予測と一致しており、不均一な雲が観測された変調の主要なソースであることを示唆しています。$3.3\sigma$レベルで1.67$\mu$mCH$_{4}$帯域内の振幅変動の証拠が見つかりました。これは、可変L型矮星の最初の検出です。3つの赤いL矮星のHST/G141時間分解スペクトルを高振幅近赤外回転変調と比較し、それらの時間平均スペクトルは類似していますが、それらの分光学的変動は顕著な違いを示しています。この多様性は、褐色矮星と直接画像化された太陽系外惑星の大気を理解するための時間分解分光観測の利点を強化します。
若い曇りのLドワーフコンパニオンVHS J1256-1257 bの強い近赤外スペクトル変動
| Title |
Strong_Near-Infrared_Spectral_Variability_of_the_Young_Cloudy_L_Dwarf_Companion_VHS_J1256-1257_b |
| Authors |
Brendan_P._Bowler,_Yifan_Zhou,_Caroline_V._Morley,_Tiffany_Kataria,_Marta_L._Bryan,_Bj\"orn_Benneke,_Konstantin_Batygin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05170 |
褐色矮星と巨大惑星の回転変調変動は、表面輝度の不均一性、大気循環、雲の進化、垂直大気構造、回転角運動量に関するユニークな情報を提供します。ハッブル宇宙望遠鏡/広視野カメラ3からの結果を報告します。惑星レジーム内またはその近くに質量がある3人の伴侶の近赤外時系列分光観測：VHSJ125601.92-125723.9b、GSC6214-210B、およびROXs42Bb。VHSJ1256-1257bは、8.5時間にわたって1.1〜1.7$\mu$mの輝度差が19.3％であり、1.27$\mu$mの24.7％レベルでさらに高い変動性を示し、全体的な強度とスペクトルの強い変動性を示します。VHSJ1256-1257bの光度曲線は、観測シーケンスの最後に上昇し続けているため、これらの値は、このエポックでの全変動振幅の下限を表しています。この観測された変動性ライバルは、現在知られている最も変動性の高い褐色矮星である2MASSJ21392676+0220226に匹敵します（超える可能性があります）。正弦波変調を仮定すると、VHSJ1256-1257bの暗黙の回転周期は$\約$21-24時間であり、これは恒星下のオブジェクトでは異常に長くなります。GSC6214-210B（$<$1.2％）とROXs42Bb（$<$15.6％）の光度曲線では、有意な変動は明らかではありません。L7のスペクトルタイプ、特に赤いスペクトル、および若い年齢で、VHSJ1256-1257bは、高変動性振幅、低表面重力、およびL/T遷移付近の進化段階の間の出現パターンを強化します。
ケプラーデータ全体の検索。 II。 FGKスターの発生率推定
半径が0.5-16$R_{\bigoplus}$で、周期が0.78-400日で、FGKドワーフスターを周回する惑星の近似ベイズ計算で推定された太陽系外惑星の発生率を示します。私たちは、ケプラーミッションで観測された200,000を超えるすべての星の調査から集められた独立した惑星カタログに基づいて、GaiaDR2を組み込んだ正確な惑星半径とGaiaDR2を組み込んだ恒星半径を組み合わせた結果を基にしています。検出と検査の効率、惑星半径の不確実性、およびデータ内の通過のようなノイズ信号に対する信頼性を考慮に入れます。FGKの発生率と、F、G、およびKタイプの星を分離した後に計算された発生率を分析することにより、恒星の実効温度、惑星半径、および軌道周期への依存性を調べます。〜1.5-2$R_{\bigoplus}$の間の光蒸発駆動の「半径ギャップ」の新しい特性を明らかにします。これは、以前に明らかにされた$P$<100日間の二峰性分布がはるかに狭い軌道期間にのみ存在することを示しています、その上はサブネプチューンが支配し、その下はスーパーアースが支配します。最後に、「eta-Earth」値の推定値をいくつか提供します。これは、太陽のような星を周回する、潜在的に居住可能な岩石の多い惑星の頻度です。サイズが0.75から1.5の惑星$R_{\bigoplus}$がGタイプの星の周りに保守的に定義されたハビタブルゾーン（0.99-1.70AU）で周回する場合、星あたり0.18未満の惑星の上限（84.1パーセンタイル）を設定します。
3体問題におけるカオスとレヴィ飛行
一般的な重力三体問題のカオスとレヴィ飛行を研究します。Agekyan-Anosovaマップとホモロジー半径$R_から導出された、時間の進化と最終的な寿命の分布を特徴付ける新しいメトリック、つまりスクランブル密度$\mathcal{S}$とLFインデックス$\mathcal{L}$を導入します{\mathcal{H}}$。これらの測定基準に基づいて、エルゴディック相互作用とL\'evy飛行相互作用を分離する詳細な手順を開発します。これにより、さまざまな種類の相互作用から個々の分布に分解することにより、3体の寿命の分布をより詳細に調べることができます。エルゴード相互作用は、放射性崩壊の場合と同様の指数関数的崩壊分布に従うことがわかります。一方、L\'evyフライトの相互作用は、べき乗則の分布に従います。実際、L''evyフライトは一般的な3体寿命分布の裾を支配し、べき乗則の尾とL\'evyフライトの相互作用の間の推測された接続の決定的な証拠を提供します。3体システムの寿命分布の物理的に動機付けされた新しいモデルを提案し、それを使用して基礎となるエルゴードとL\'evyの飛行相互作用に関する情報を抽出する方法を説明します。エルゴード極限での3体系の質量放出確率について議論し、それを以前のエルゴード形式と比較します。三体緩和プロセスの新しいメカニズムを紹介し、一般的な三体システムにおけるその関連性について議論します。
EAGLEシミュレーションでX線とUV線吸収で調べられた銀河と暖かい高温の銀河系間の関係
| Title |
The_relation_between_galaxies_and_the_warm-hot_circumgalactic_medium_probed_with_X-ray_and_UV_line_absorption_in_the_EAGLE_simulation |
| Authors |
Nastasha_A._Wijers,_Joop_Schaye,_Benjamin_D._Oppenheimer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05171 |
EAGLE宇宙シミュレーションを使用して、バリオンの分布、およびFUV（OVI）、EUV（NeVIII）およびX線（OVII、OVIII、NeIX、およびFeXVII）ライン吸収体を、低赤方偏移の周りで研究します。質量の異なる銀河とハロー。カラム密度で作業しますが、仮想スペクトルを分析することにより、同等の幅との関係を定量化します。Haloガスは、X線の最高カラム密度吸収を支配しますが、低密度ガスは、OVIおよびNeVIIIからの強力なUV吸収線に寄与します。AthenaX-IFUブラインド調査で検出可能なOVII（OVIII）吸収体のうち、41（56）％が$\mathrm{M}_{\mathrm{200c}}=10^{のハローから発生していることがわかります12.0-13.5}\、\mathrm{M}_{\odot}$。私たちは、AthenaX-IFUが$\mathrm{M}_{\star}=10^{10.5-11.0あたり77（46）パーセントの100pkpc以内のフラクションをカバーするOVII（OVIII）を観測できると予測します}\、\mathrm{M}_{\odot}$銀河（$\mathrm{M}_{\star}の59（82）パーセント>10^{11.0}\、\mathrm{M}_{\odot}$）、現在のUV分光器でOVIとNeVIIIに観測可能なカバー率に匹敵します。銀河系の媒体（CGM）には、ハローの塊全体で星間媒体よりも多くの金属が含まれています。ここで研究するイオンは、CGMの暖かくてボリューム充填の段階をたどりますが、各イオンの衝突イオン化ピークに対応する温度のガスと高金属ガスに偏っています。ビリアル半径内のガスはほとんど衝突してイオン化されますが、この半径の周囲とそれを超えると、OVIの場合、光イオン化が重要になります。ビリアル温度衝突イオン化平衡イオン分率は、ハロー質量によるカラム密度の傾向の優れた予測因子ですが、ハローには、この単一温度モデルが予測するよりも多様なイオンが含まれています。
星間空間における臨界電離速度効果の役割と導出されたヘリウムの存在量
| Title |
The_Role_of_the_Critical_Ionization_Velocity_Effect_in_Interstellar_Space_and_the_Derived_Abundance_of_Helium |
| Authors |
Gerrit_L._Verschuur,_Joan_T._Schmelz,_Mahboubeh_Asgari-Targhi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05257 |
新しい高角分解能星間21cm中性水素放出プロファイル構造のガウス分析により、以前に報告されたヘリウム（34kms$^{）の臨界イオン化速度（{\itCIV}）の署名の存在がより明確に明らかに-1}$）。現在の分析には、銀河面からかなり離れた、銀河緯度$-$50$^\circ$の2つの空の領域における178の中性水素プロファイルの1496成分線幅が含まれています。ここで考慮される新しいデータにより、ヘリウムの星間存在量を計算できます。0.095$\pm$0.020の派生値は、太陽データに基づく宇宙存在量の0.085の値と非常によく比較されます。星間空間で{\itCIV}効果を引き起こす正確なメカニズムはまだ理解されていませんが、我々の結果はメカニズムがどのように動作するかについてのさらなる理論的研究のためのさらなる動機を提供するかもしれません。
銀河面に近い拡散紫外背景
| Title |
The_Diffuse_Ultraviolet_Background_Close_to_the_Galactic_Plane |
| Authors |
Jayant_Murthy,_R._C._Henry,_and_James_Overduin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05347 |
VoyagerとGalexの観測を使用して、銀河赤道付近の拡散銀河光をマッピングしました。ほとんどの観測結果は、表面の輝度が5,000フォトンユニット未満であり、比較的暗いことがわかります。多くの紫外線望遠鏡は、明るい拡散放射の恐れがあるため、低銀河緯度で観測していないため、これは重要です。私たちのデータは、アルベド（$a$）が0.2-0.3で位相関数（$g$）$<0.7$が1100\AAの星間ダスト粒子からの放出と一致しています。$0.2<a<0.5;g<0.8$at1500\AA;そして$0.4<a<0.6;g<0.4$at2300\AA。
球状星団に共生星が存在しないこととそれらを同定するための観測の見通しを説明する
| Title |
Explaining_the_absence_of_symbiotic_stars_in_globular_clusters_and_observational_prospects_for_their_identification |
| Authors |
Diogo_Belloni,_Joanna_Miko{\l}ajewska,_Krystian_I{\l}kiewicz,_Matthias_R._Schreiber,_Mirek_Giersz,_Liliana_E._Rivera_Sandoval_and_Claudia_V._Rodrigues |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05453 |
多くの共生星（SySts）が銀河系と近くの銀河で発見されていますが、銀河系球状星団（GC）で確認されたものは1つだけではありません。異なる初期プロパティを持ち、銀河GCの母集団を代表する、MOCCAコードで進化した144のGCモデルを分析することにより、GCでのこのようなシステムの欠如を初めて調査します。ここでは、2個体群合成コードで一貫してモデル化できる風付加チャネルを通じて形成されるSyStsに焦点を当てます。そのようなSyStの大部分の軌道周期は十分に長い（${\gtrsim10^3}$日）ため、非常に密度の高いGCモデルでは、動的相互作用が現在より前に前駆細胞を破壊する上で重要な役割を果たすことがわかりました（$\sim11-12$Gyr）。密度の低いGCモデルでは、一部のSyStがまだ存在すると予測されています。ただし、これらのシステムは、白色矮星の光度が比較的低くなる傾向があり（${\lesssim100}$L$_\odot$）、中央部分から遠くに位置しています（${\gtrsim70}$パーセントは半分の光をはるかに超えています半径）であり、十分に希少である（${\lesssim1}$がGCあたりMyrあたり）ため、現在の観測キャンペーンではそれらの特定がかなり困難になっています。今後のGCでのSyStsの検索は、高品質の分光法または測光法（HeIIとH$\alpha$またはラマン散乱OVIの輝線のいずれかに集中する狭帯域フィルターを使用）のいずれかで実行することを提案します。半質量緩和時間が十分に長く、ガラクトセントリック距離が比較的大きい、近くの低密度GC。最後に、$\omega$Cen（SOPSIVe-94）で提案された候補のスペクトルを取得し、このオブジェクトがSyStではないことを示しました。
フィラメントの形成における銀河HII領域の役割。 ArT \ 'eMiSを使用したRCW 120の高解像度サブミリ波イメージング
| Title |
The_role_of_Galactic_HII_regions_in_the_formation_of_filaments._High-resolution_submilimeter_imaging_of_RCW_120_with_ArT\'eMiS |
| Authors |
A._Zavagno,_Ph._Andr\'e,_F._Schuller,_N._Peretto,_Y._Shimajiri,_D._Arzoumanian,_T._Csengeri,_M._Figueira,_G.A._Fuller,_V._K\"onyves,_A._Men'shchikov,_P._Palmeirim,_H._Roussel,_D._Russeil,_N._Schneider,_and_S._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05604 |
大規模な星とそれらに関連するイオン化（HII）領域は、星の形成をホストするフィラメントの形成と進化に重要な役割を果たす可能性があります。ただし、H領域と相互作用するフィラメントの特性はまだよくわかっていません。フィラメントの形成に対するHII領域の影響を調査するために、アクティブな星形成が行われ、星形成プロセスに対するイオン化フィードバックの役割がすでに研究されている銀河HII領域RCW120とその周辺を画像化しました。APEX望遠鏡でArT\'eMiSカメラを使用し、350および450ミクロンのArT\'eMiSデータをHerschel-SPIRE/HOBYSと組み合わせました。RCW120の周りの密度の高いガス分布を8arcsec（1.34kpcの距離で0.05pc）の解像度で調べました。私たちの研究では、RCW120の高密度シェルの半径方向強度プロファイルの中央値を追跡できます。このプロファイルは非対称であり、シェルの内部のHII領域からの明確な圧縮を示しています。プロファイルは、シェルの両方の側面で同様に非対称であることが観察され、表面上の均一な圧縮を示しています。逆に、シェルに関連付けられているが、その外側にある放射状フィラメントのプロファイル分析は、対称プロファイルを明らかにし、イオン化領域からの圧縮が高密度シェルに限定されていることを示唆しています。シェルの内部部分の平均強度プロファイルは、低質量の星形成領域のフィラメントで観察されたように、0.09pcのデコンボリューションされたガウスFWHMを持つプロマーのようなプロファイルによって適切に適合されます。この研究は、HII領域によって発揮される圧縮がフィラメントの形成に重要な役割を果たす可能性があり、ホストされている星の形成にさらに作用する可能性があることを示唆しています。ArT\'eMiSデータは、RCW120が球形構造ではなく3Dリングである可能性も示唆しています
ローカルグループの矮小銀河のアイザックニュートン望遠鏡監視調査。アンドロメダIの調査概要と最初の結果
| Title |
The_Isaac_Newton_Telescope_monitoring_survey_of_Local_Group_dwarf_galaxies._I._Survey_overview_and_first_results_for_Andromeda_I |
| Authors |
Elham_Saremi,_Atefeh_Javadi,_Jacco_Th.van_Loon,_Habib_Khosroshahi,_Alireza_Molaeinezhad,_Iain_McDonald,_Mojtaba_Raouf,_Arash_Danesh,_James_R._Bamber,_Philip_Short,_Lucia_Su\'arez-Andr\'es,_Rosa_Clavero,_Ghassem_Gozaliasl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05620 |
近隣の矮小銀河における光学モニタリング調査は、2.5mのアイザックニュートン望遠鏡（INT）で行われました。広視野カメラ（WFC）で55個の矮小銀河と4つの孤立した球状星団（ローカルグループ（LG））が観測されました。この調査の主な目的は、脈動の不安定性に基づいて進化の終点で最も進化した漸近巨枝（AGB）星と赤い超巨星を特定し、その光度分布を使用して星形成履歴を再構築し、多波長のスペクトルエネルギー分布のモデル化によるダストの生成と質量の損失。これを光度と半径の変動に関連付けます。一連の最初の論文では、変動性調査の方法論を示し、調査の例としてAndromedaI（AndI）矮小銀河の測光カタログを説明し、特定された長周期変数（LPV）星について説明します。AndIの中心から2つの半分の光の半径内にある5581個の星を検出し、59個のLPV候補を特定しました。これらの候補の振幅は、$i$バンドで0.2から3等の範囲です。検出された線源の75％とLPV候補の98％が中赤外波長で検出されます。5つの極端なAGB（x-AGB）星を含む、この銀河でのダスト生成AGB星の存在の証拠を示し、それらのスペクトルエネルギー分布のいくつかをモデル化します。AndIの距離係数は24.41等で、赤い巨大枝（RGB）の先端に基づいて決定されました。また、3.2光度の半分の光の半径が計算されます。
NGC 1711の質量関数をモデル化するための修正対数正規べき則分布の使用
恒星クラスターの質量関数（MF）の決定は、測定された質量の範囲、フィッティング手法、およびデータに当てはめられている分析関数に大きく依存します。ここでは、大規模なマゼラン雲の恒星クラスターであるNGC1711のHST/WFPC2データをテストケースとして使用して、単一のデータセットからMFの可能な測定範囲を調査します。解析的に修正された対数正規指数法則（MLP）分布を使用します。これは、ピーク質量の対数正規法のようなボディと中間および高い質量で指数法則の尾を持つハイブリッド関数です。MLPを使用した近似には、結果の最適関数がハイブリッド関数、純粋な対数正規、または関数のさまざまな制限の純粋なべき乗則のいずれかになるという利点があります。観測の完全性制限は、データに$\sim0.90\、M_{\odot}$を超える質量が含まれていることを意味します。この場合、MLPフィットは本質的に純粋なべき乗則MFを生成します。基になる仮定が満たされていないため、非線形回帰/最小二乗アプローチが正当化されないことを示します。ビニングとは独立した最尤推定を使用することにより、$dN/d\lnm\proptom^{-\alpha}$で最適な関数形式を見つけます。ここで、$\alpha=1.72\pm0.05$または$1.75\pm0.05$は、それぞれ2つの異なる理論的等時線モデルです。さらに、観測の深さに起因するべき乗則指数の決定における系統誤差の可能性を探ります。観測データを$0.90\、M_{\odot}$未満の質量の対数正規ChabrierIMFから人工的に生成されたデータと組み合わせる場合、最適なMLPはハイブリッド関数ですが、より急な漸近勾配、つまり$\alpha=2.04\午後0.07$。これは、フィッティングされるデータの範囲に依存する可能性のある、一般的に使用されるMFパラメーターの体系的な不確実性を示しています。
フェニックスギャラクシークラスターセンターでの無線ジェットの発見
| Title |
Discovery_of_Radio_Jets_in_Phoenix_Galaxy_Cluster_Center |
| Authors |
Takuya_Akahori,_Tetsu_Kitayama,_Shutaro_Ueda,_Takuma_Izumi,_Kianhong_Lee,_Ryohei_Kawabe,_Kotaro_Kohno,_Masamune_Oguri,_and_Motokazu_Takizawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05724 |
オーストラリアの望遠鏡コンパクトアレイ（ATCA）15mm観測の結果を報告します。クラスター中心に極端なスターバーストの明るいクラスター銀河（BCG）を持つフェニックス銀河クラスターの観測です。私たちは、BCGの周囲の電波放射を空間的に解決し、BCGの活動銀河核（AGN）から延びるびまん性の双極および棒状の構造を発見しました。それらは無線ジェット/ローブである可能性が高く、そのサイズは約10〜20kpcであり、場所はX線キャビティと整列しています。無線ジェット/ローブが音速とともに拡大すると仮定すると、それらの年齢は約10ミリと推定されます。また、中心近くでコンパクトな電波放射を発見しました。これは、年齢が約1ミリである別の若い双極ジェットであることを示唆しています。さらに、AGNの周囲に広がる電波放射を発見し、分子凝集体によって部分的に吸収されたシンクロトロン放射、温かいイオン化ガスからの自由自由放射、および回転ダスト放射を考慮することにより、コンポーネントが冷却流の産物である可能性について議論しましたほこりっぽい銀河系から。
HSC広域調査によるAGNと明るい銀河のペアの周りの環境の特性
| Title |
Properties_of_environment_around_AGN_and_luminous_galaxy_pairs_through_HSC_wide_survey |
| Authors |
Yuji_Shirasaki,_Masayuki_Akiyama,_Yoshiki_Toba,_Wanqiu_He,_Tomotsugu_Goto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05888 |
AGN環境の特性、特に、発光銀河（LG）の関連付けがAGNから4〜Mpc以内にあり、赤方偏移が0.8-1.1である環境を調査しました。比較のために、3つの追加のAGN環境（つまり、すべてのタイプのAGN、X線および/またはラジオ検出を備えたタイプ1のAGN、タイプ2のAGN）、および青$M_{*}$の環境、特徴的な光度シェクター関数の銀河を調べた。周囲の銀河との相互相関関数が測定され、AGNと青い銀河のサンプル間で比較されました。また、そのようなターゲットオブジェクトの周りの銀河の色、絶対等級、恒星の質量の分布を比較しました。測光赤方偏移に基づいて選択された周囲の銀河を使用して検出されたクラスターの特性を調べ、さまざまなサンプルについて比較しました。ターゲットAGNはMillionQuasars（MILLIQUAS）カタログから描画され、青い銀河は6つの赤方偏移調査カタログ（SDSS、WiggleZ、DEEP2、VVDS、VIPERS、およびPRIMUS）から描画されました。ターゲット周辺の環境の指標として使用される銀河は、HyperSuprime-CamSubaruStrategicProgram（HSC-SSP）によってリリースされたS18a内部データから取得されます。検討した5つのAGNおよび青い銀河のサンプルの中で、AGN-LGペアの環境は、明るい銀河で最も豊かであることがわかりました。また、AGN-LGペアのサンプルでは、他のサンプルと比較して、質量選択されたクラスターの数が増加していることもわかりました。この研究で得られた結果は、AGNをホストする単一の大きな質量の暗黒物質ハローではなく、複数のクラスターの存在がAGNとLGの関連付けの主要なドライバーであることを示しています。
円盤銀河の回転曲線に対する相対論的補正
大きな質量からディスク銀河の回転曲線に生じる相対論的補正の影響を調査する方法を提示します。この方法は、平均場近似と重力レンズ効果を採用しています。これを円盤銀河の基本モデルに適用すると、これらの補正が重要になり、遠距離で拡大されることがわかります。影響の大きさは、大量の暗黒物質を必要とせずに銀河のミッシングマス問題を説明するのに十分です。モデルの予測は、推定された銀河の暗い質量と銀河の円盤の厚さの間に強い相関があるはずであるということです。これを検証するために、2つの独立したデータセットを使用します。
| Title |
Age_and_chemical_composition_of_the_globular_cluster_NGC_6652 |
| Authors |
M.E._Sharina_(SAO_RAS)_and_V.V._Shimansky_(Kazan_Federal_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05957 |
年代、ヘリウム質量分率（Y）、金属性（[Fe/H]）、および元素C、N、O、Na、Mg、Ca、Ti、C、Mnの存在量の測定結果を示します。銀河球状星団NGC6652。Schiavonのライブラリーからの中解像度の統合光スペクトルと、このタスクを実行するための母集団合成法を使用します。私たちは分析のために、観測されたバルマー線プロファイルの形状と強度の最良の近似を提供する進化的等時線と恒星の質量関数を選択します。決定された元素の存在量、年齢、および金属性は、銀河バルジの恒星の個体群の特徴です。
同じ渦巻銀河の宇宙論シミュレーション：バリオン物理学の影響
| Title |
Cosmological_simulations_of_the_same_spiral_galaxy:_the_impact_of_baryonic_physics |
| Authors |
Arturo_Nu\~nez-Casti\~neyra,_Emmanuel_Nezri,_Julien_Devriendt_and_Romain_Teyssier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06008 |
銀河形成における星形成と超新星（SN）フィードバックの相互作用は、銀河の進化を理解するための重要な要素です。これらのプロセスは小規模で発生するため、宇宙シミュレーションによって到達した規模でその進化と環境への影響を回復するサブグリッドモデルが必要です。SNフィードバックと星形成のサブグリッドモデルを変更する宇宙環境で、天の川（MW）サイズのハローに生息する同じ渦巻銀河をシミュレートします。シュミットの法則と遅延冷却フィードバックまたは機械的フィードバックを使用したマルチフリーフォールベースの星形成の組み合わせをテストします。36Mpcのズームインボックスで35pcの解像度に達します。このために、時間内のガス乱流の実装でコードRAMSESを使用し、星形成ガスの局所的な流体力学的特徴を追跡します。最後に、赤方偏移0の銀河を、MWおよびローカルスパイラル銀河におけるグローバルおよび星間媒質観測と比較します。シミュレーションは、観測との比較の成功を示しています。それにもかかわらず、さまざまな銀河の形態は、異なる数値実装から得られます。特にシミュレーションの解像度を上げる場合、星の形成とフィードバックプロセスの詳細なモデリングの重要性を強調します。将来の改善により、さまざまなサブグリッドモデルでシミュレートされた銀河に見られる退化を緩和できる可能性があります。
| Title |
The_Fates_of_Merging_Supermassive_Black_Holes_and_a_Proposal_for_a_New_Class_of_X-Ray_Sources |
| Authors |
Charles_Zivancev,_Jeremiah_Ostriker_and_Andreas_H.W._Kupper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06083 |
$10^{12}M_{\odot}<M_{tot}<3\times10^{の範囲の総質量を持つ階層構造形成の宇宙論的シミュレーションから抽出されたいくつかの最も巨大な銀河に対してN体シミュレーションを実行します13}M_{\odot}$が$4\geqz\geq0$から。銀河系の合併後、ホストの中央BHの周りに降り注ぐブラックホール（BH）の動的進化を追跡します。11の異なるシミュレーションから、質量が$10^4M_{\odot}$の86個の落下するBHのうち、36個がホストの中央BHとマージし、13個がホスト銀河から排出され、37個がまだ$で周回していることがわかりますz=0$。すべての銀河にわたって、中央のBHバイナリまたは複数との密接な相互作用の後、33のBHがより高い軌道に蹴られ、その後、そのうちの1つだけがホストと結合しました。これらの周回BHは、それらの異常な（低質量X線バイナリではない）スペクトルによって検出可能でなければなりません。z=0で周回する質量BHのX線光度は$10^{28}-10^{43}$$\mathrm{erg}〜\mathrm{s}^{-1}$の範囲にあり、現在検出不可能な中央値$10^{33}$$\mathrm{erg}〜\mathrm{s}^{-1}$。ただし、最も明るい$\sim$5\％は既存のX線施設で検出できるはずです。
蛍光発光による銀河流出の系統的研究：それらのサイズと構造への影響
| Title |
A_systematic_study_of_galactic_outflows_via_fluorescence_emission:_implications_for_their_size_and_structure |
| Authors |
Bingjie_Wang,_Timothy_M._Heckman,_Guangtun_Zhu,_Colin_A._Norman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06105 |
銀河の流出は銀河の進化において主要な役割を果たしますが、根本的な物理的プロセスはよく理解されていません。これは主に、特に大規模な場合の流出構造に関する情報がほとんどないためです。この論文では、紫外分光法と蛍光輝線（励起された微細構造レベルへの遷移に関連する）のイメージングと対応する分光法の組み合わせを使用して、低$z$スターバーストの銀河流出の構造を調べます強くブルーシフトした共鳴吸収線。ほとんどの場合、観測された蛍光輝線は、星形成星間物質や内部流出の最もゆっくりと動く部分に起因する吸収線よりもはるかに弱く、狭いことがわかります。少数のケースでは、流出する吸収材料が蛍光発光に大きく貢献します。これらの後者のシステムは、強いLy$\alpha$輝線と弱い低イオン化吸収線の両方によって特徴付けられます（どちらもライマン連続体漏れの経験的な兆候であることが知られています）。ほとんどの場合に見られる流出からのエミッションの観測された弱点は、{\it{HubbleSpaceTelescope}}のアパーチャで囲まれたスケールよりも大きいスケールで発生するエミッションの欠落によるものであると私たちは主張します。これは、これらの流出における浅い半径方向密度プロファイルを意味し、観測された吸収材料のほとんどは、スターバーストの半径よりはるかに大きい半径で作成/注入する必要があることを示唆しています。これは、銀河流出の物理学の理解とそれらの主要な特性の推定の両方に重要な意味を持っています。
孤立したバイナリでのスーパーエディントン降着によるバイナリブラックホールのペア不安定質量ギャップの汚染
| Title |
Polluting_the_pair-instability_mass_gap_for_binary_black_holes_through_super-Eddington_accretion_in_isolated_binaries |
| Authors |
L.A.C._van_Son,_S._E._de_Mink,_F._S._Broekgaarden,_M._Renzo,_S._Justham,_E._Laplace,_J._Moran-Fraile,_D._D._Hendriks,_R._Farmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05187 |
単一恒星進化の理論は、ブラックホール（BH）の質量分布に約45--130\Msunのギャップ、いわゆる「ペア不安定性質量ギャップ」を予測します。BHがギャップを汚染できるかどうかを調べます恒星の仲間から降着した後、このために、集団合成コードを使用して孤立したバイナリの進化をシミュレートします。ここでは、スーパーエディントン降着が可能です。最も極端な仮定では、最大で約2\％マージするバイナリBHシステムには、ペア不安定質量ギャップに質量を持つBHが含まれており、マージするシステムの0.5\％未満の合計質量が90\Msunより大きいことがわかります。合計質量が100\Msunを超えています。この結果を、いくつかの動的経路からのペア不安定性質量ギャップイベントの予測と比較し、区別できる機能について説明します。古典的な孤立したバイナリ形成シナリオは、汚染に大きく寄与しないと結論付けますペア不安定性の質量ギャップの計算。孤立したバイナリチャネルの予測されるマスギャップの堅牢性は、（i）異なる形成チャネルの相対的な寄与、（ii）核反応率を含む前駆細胞の物理学、および（iii）に制約を課す見込みがあることを約束します。暫定的には、ハッブルパラメータです。
活動銀河における光学的Fe IIおよび近赤外線Ca II三重項放射：（I）光イオン化モデリング
| Title |
Optical_Fe_II_and_Near-Infrared_Ca_II_triplet_emission_in_active_galaxies:_(I)_Photoionization_modelling |
| Authors |
Swayamtrupta_Panda,_Mary_Loli_Mart\'inez-Aldama,_Murilo_Marinello,_Bo\.zena_Czerny,_Paola_Marziani,_Deborah_Dultzin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05201 |
光FeII放出は、広域領域（BLR）に由来するクエーサースペクトルの強力な機能です。複雑なFeII疑似連続体を理解するのが困難なため、CaIIなどの他の信頼性の高い、より単純なイオン種を探すようになりました。シリーズの最初の部分では、観測と光イオン化モデリングの両方から、2つの発光機能、光学FeIIとNIRCaIIの強さの強い相関関係を確認します。FeIIとNIRCaIIの両方の光学測定による観測の最新の編集を含めることで、より広くより拡張されたパラメーター空間に広がり、CLOUDYを使用した光イオン化モデルでこれら2種の共通の起源を確認します。モデリングへのダストの影響を考慮して、FeIIおよびCaII放出の強度の関数としてlogU-lognパラメータ空間を取得します。幅広い金属性と拡張された雲柱を組み込んで、この相関関係を復活させ、強いFeIIを放射する狭線セイファート1銀河（NLS1s）からの放射を説明します。
シンクロトロン偏光微分による局所磁場と磁気乱流の異方性の研究
| Title |
Studying_the_local_magnetic_field_and_anisotropy_of_magnetic_turbulence_by_synchrotron_polarization_derivative |
| Authors |
Jian-Fu_Zhang_(Xiangtan_Univ.),_Ke_Hu_(Xiangtan_Univ.),_Jungyeon_Cho_(Chungnam_National_Univ.)_and_Alex_Lazarian_(UW-Madison) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05270 |
観測された情報が視線の方向に必然的に蓄積されるため、MHD乱流の局所磁場を測定することは困難です。ただし、局所磁場を正しく理解することは、銀河3D磁場を再構築するための前提条件です。二乗波長$dP/d\lambda^2$に関するシンクロトロン偏光微分の統計に基づいて、局所的な磁場の方向と渦の異方性を明らかにする方法を研究します。低周波数で強力なファラデー回転レジームでは、構造関数、四重極比係数、スペクトル相関関数、相関関数異方性、空間勾配技法などの複数の統計技法を組み合わせて数値シミュレーションを実装します。私たちは、（1）$dP/d\lambda^2$の統計分析が、放射周波数の増加に伴って増加する程度の基礎となるMHD乱流の異方性を明らかに明らかにしていることを発見しました。（2）$dP/d\lambda^2$の相関関数異方性と勾配計算の相乗効果により、局所的な磁場方向の測定が可能になります。
GRB 111209A / SN 2011kl：rモード振動およびフォールバック降着を伴う超巨大マグネターの新生ブラックホールへの崩壊
| Title |
GRB_111209A/SN_2011kl:_Collapse_of_a_supramassive_magnetar_with_r-mode_oscillation_and_fall-back_accretion_onto_a_newborn_black_hole |
| Authors |
Jie_Lin,_Rui-Jing_Lu,_Da-Bin_Lin_and_Xiang-Gao_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05514 |
超長時間ガンマ線バーストGRB111209Aは、非常に明るい超新星（SNe）SN2011klに関連付けられていることが判明しました。GRB111209A/SN2011klの物理学は文献で広く研究されてきましたが、まだ解決されていません。GRB111209AのX線光度曲線の特性と、SN2011klで観測された時間的およびスペクトル的特徴を詳細に調査することにより、初期の浅いX線放出の原因として、短命の超巨大マグネターが考えられます。次に、ブラックホールからのスピンエネルギーの電磁抽出により、マグネターがブラックホール（BH）に崩壊すると、X線束が急激に減少します。エンベロープ材料の一部が後退し、新生BHへの降着を活性化します。これにより、X線再ブライトニングバンプが生成されます。このプロセス中に、遠心力で駆動されたバリオンに富んだ準等方性のブランドフォード\＆ペインが復活した降着円盤から流出すると、SNエジェクタにその運動エネルギーが蓄積され、SN2011klに電力を供給します。最後に、観測に基づいてマグネターの物理パラメーターに制限を課します。
新星における衝撃的な発光の直接的な証拠
| Title |
Direct_evidence_for_shock-powered_optical_emission_in_a_nova |
| Authors |
Elias_Aydi,_Kirill_V._Sokolovsky,_Laura_Chomiuk,_Elad_Steinberg,_Kwan_Lok_Li,_Indrek_Vurm,_Brian_D._Metzger,_Jay_Strader,_Koji_Mukai,_Ond\v{r}ej_Pejcha,_Ken_J._Shen,_Gregg_A._Wade,_Rainer_Kuschnig,_Anthony_F._J._Moffat,_Herbert_Pablo,_Andrzej_Pigulski,_Adam_Popowicz,_Werner_Weiss,_Konstanze_Zwintz,_Luca_Izzo,_Karen_R._Pollard,_Gerald_Handler,_Stuart_D._Ryder,_Miroslav_D._Filipovi\'c,_Rami_Z._E._Alsaberi,_Perica_Manojlovi\'c,_Raimundo_Lopes_de_Oliveira,_Frederick_M._Walter,_Patrick_J._Vallely,_David_A._H._Buckley,_Michael_J._I._Brown,_Eamonn_J._Harvey,_Adam_Kawash,_Alexei_Kniazev,_Christopher_S._Kochanek,_Justin_Linford,_Joanna_Mikolajewska,_Paolo_Molaro,_Marina_Orio,_Kim_L._Page,_Benjamin_J._Shappee_and_Jennifer_L._Sokoloski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05562 |
古典的な新星は、相互作用する連星系の白色矮星の表面で発生する熱核爆発です（Bode＆Evans2008）。古典的な新星の光度は、最初の暴走後の白い矮星の表面での継続的な核燃焼によってもたらされると長い間考えられてきました（Gallaher＆Starrfield1978）。しかし、古典的な新星からのGeV$\gamma$線の最近の観測は、新星の噴出物内部の衝撃が新星の放出を支配しているかもしれないことをほのめかしています。衝撃はまた、恒星の合併（Metzger＆Pejcha2017）、超新星（Moriyaetal。2018）、潮汐破壊イベント（Rothetal。2016）と同じくらい多様なイベントの光度に影響を与えることが示唆されていますが、観測による確認は欠けています。ここでは、2018novaV906Carinae（ASASSN-18fv）の空間ベースの光学観測と$\gamma$線の同時観測を報告します。これにより、両方のバンドで顕著な一連の異なる相関フレアが明らかになります。光学フレアと$\gamma$光線フレアは同時に発生し、ショックの共通の原因を意味します。フレアの間、新星の光度は2倍になり、光度の大部分が衝撃で駆動されていることを意味します。さらに、深く埋め込まれた衝撃からの弱いX線の同時放出を検出し、衝撃力がX線帯域に現れないことを確認し、より長い波長でのその出現をサポートします。ラジオから$\gamma$-rayまでのスペクトルに及ぶ私たちのデータは、衝撃が古典的な新星や他の過渡光のかなりの光度に影響を与える可能性があることを直接示しています。
不均一媒体に伝播する衝撃波における粒子加速
モンテカルロシミュレーションによって、拡散衝撃加速度に対する上流密度変動の影響を調査します。シミュレーションは、衝撃前線で生成された音波によって衝撃下流領域で粒子が再加速されることを示しています。音波による乱流加速の時間スケールが推定されます。衝撃波前部で加速された粒子の新しい反作用を提案します。加速された粒子は、ドルリー不安定性によって上流の密度変動を生成し、衝撃によって下流の音波に変換されます。下流の音波は、衝撃波の前面で加速された粒子の運動量スペクトルを変更します。この新しい反作用は、加速された粒子からの放出に影響を及ぼし、拡散衝撃加速の加速効率に新しい制約を与えます。
SAX J1712.6-3739のエネルギッシュな熱核爆発
中性子星の低質量X線連星SAXJ1712.6-3739は、過去のX線観測における非常に長くて硬い熱核バーストで知られています。その熱核爆発は非常にエネルギッシュで、Swift/BAT（E>15keV）の硬X線観測で数十分続くこともあります。SAXJ1712.6-3739の性質とその熱核爆発を調査するために、Swift/BATによってすべてキャプチャされた4つのバーストを分析しました。これらのバーストのピークフラックスとフルエンスは、Swift/BATおよびSwift/XRTのアーカイブ観測データを適用することによって得られます。Swiftによって観測されたピークフラックスに基づいて、SAXJ1712.6-3739の距離は4.6kpcと推定され、BeppoSAX観測による推定よりもはるかに近くなります。対応する絶対等級と平均降着率は、その超コンパクトなX線バイナリ性質に一致します。有効期間の測定により、2010年のバーストは通常のX線バーストに対応し、2011年のバーストは中間期間のバーストと一致しているのに対し、2014年と2018年のバーストは一般的な中間期間のバーストよりもエネルギッシュですが、スーパーバーストよりもエネルギーが少ない。SAXJ1712.6-3739の平均質量降着率は0.6％M_Eddにすぎなかったため、現在の理論では、非常に低い降着率ではバースターでの炭素生成は予測されていません。したがって、2014年と2018年のバーストは、深いヘリウムバーストである可能性が非常に高いです。Swiftの観測では、SAXJ1712.6-3739は、熱核爆発で少なくとも3つの異なるレベルの期間を示しています。これらの点火カラムの深さは、対応する降着率での純粋なヘリウムバーストの点火モデルの予測にほぼ従うため、それらは可変降着率によって引き起こされた可能性があります。
高密度媒質中の非常に巨大な星からの非常にエネルギッシュな超新星
| Title |
An_extremely_energetic_supernova_from_a_very_massive_star_in_a_dense_medium |
| Authors |
Matt_Nicholl,_Peter_K._Blanchard,_Edo_Berger,_Ryan_Chornock,_Raffaella_Margutti,_Sebastian_Gomez,_Ragnhild_Lunnan,_Adam_A._Miller,_Wen-fai_Fong,_Giacomo_Terreran,_Alejandro_Vigna-Gomez,_Kornpob_Bhirombhakdi,_Allyson_Bieryla,_Pete_Challis,_Russ_R._Laher,_Frank_J._Masci_and_Kerry_Paterson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05840 |
超新星と星周媒質（CSM）の相互作用は、運動エネルギーを熱エネルギーに変換することにより、放出される光度を劇的に増加させることができます。タイプIInの「超発光」超新星（SLSNe）では、スペクトルの狭い水素線にちなんで名付けられました-統合された放出は、従来の運動エネルギーのほとんどを熱化することによって達成できる$\sim10^{51}$エルグに到達できますSN。活動銀河の中心にあるいくつかの過渡現象は、同様のスペクトルとさらに大きなエネルギーを示していますが、超大質量ブラックホールへの降着と区別するのは困難です。ここでは、低質量銀河の中心からオフセットされた新しいイベントSN2016apsを提示します。これは、$\gtrsim5\times10^{51}$ergを放射し、超高エネルギー超新星爆発を必要としました。合計（SN噴出物$+$CSM）質量が50-100M$_\odot$を超える可能性があり、エネルギー$\gtrsim10^{52}$ergであり、ペア不安定超新星（PISNe）のいくつかのモデルと一致しています。または脈動PISNe-ヘリウムコアからの理論的に予測された熱核爆発$>50$M$_\odot$。爆発メカニズムとは関係なく、このイベントは非常に高い赤方偏移で検出可能な非常にエネルギッシュな恒星爆発の存在を示し、最も重い星の密なCSM形成への洞察を提供します。
広角タイプのIc SN 2020bvc：軸外ガンマ線バースト残光の特徴
| Title |
The_broad-line_type_Ic_SN_2020bvc:_signatures_of_an_off-axis_gamma-ray_burst_afterglow |
| Authors |
L._Izzo,_K._Auchettl,_J._Hjorth,_F._De_Colle,_C._Gall,_C._R._Angus,_S._I._Raimundo,_E._Ramirez-Ruiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05941 |
長時間のガンマ線バースト（GRB）は、ほぼ明確にタイプIc-BLの非常にエネルギッシュな広域超新星（SNe）に関連付けられています。ガンマ線放出は狭いジェットで放出されますが、SNは等方的に放射線を放出します。したがって、GRBに関連付けられていない一部のSNIc-BLは、軸外GRBやチョークジェットなどの内部エンジンのイベントから発生すると仮定されています。ここでは、このシナリオの直接的かつ説得力のある証拠を提供する、近隣（$d=120$Mpc）SN2020bvc（ASAS-SN20bs）の観察結果を示します。\textit{Swift}のUVOT観測では、初期の低下（爆発後最大2日）が明らかになっていますが、光学スペクトルでは、非常に高い膨張速度（$\約$70,000km/s）のSNIc-BLとして分類されています。GRB171205Aに関連するSN2017iukのジェット繭放出。さらに、減衰する\textit{Swift}X線望遠鏡と\textit{Chandra}X線観測所X線放出が検出されました（3日以降）、残光成分に起因します。繭とX線の放出は、どちらもジェット駆動のGRBの特徴です。SN2020bvcの場合、初期（$\約1$日）のX線放出がないため、ジェットが軸から外れている（$\約$23度分）ことがわかります。これは、偶然のGRBが検出されなかった理由を説明していますすぐに、またはアーカイブデータ内。したがって、SN2020bvcは、関連するSNエミッションを通じて検出された最初の孤立GRBです。
SN 1987AのNS 1987A
| Title |
NS_1987A_in_SN_1987A |
| Authors |
Dany_Page,_Mikhail_V._Beznogov,_Iv\'an_Garibay,_James_M._Lattimer,_Madappa_Prakash_and_Hans-Thomas_Janka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06078 |
SN1987Aの残骸からコンパクトオブジェクトが検出される可能性は、その初期の進化を追う前例のない機会を示しています。疑わしい検出は、コンパクトオブジェクトの予測位置近くのダストブロブからの過剰な赤外線放射に起因します。赤外線の過剰は、44Tiのような同位体の崩壊、中性子星またはブラックホールからの降着光度、パルサーのスピンダウンから発生する磁気圏放射または風、または埋め込まれた冷却中性子星（NS1987A）。他の説明が他の観察によって嫌われ、および/またはパラメータの微調整を必要とするので、後者の可能性が最も可能性が高いことが示されています。ダストブロブがキックされたコンパクトな残骸の予測された位置と重なる兆候があるだけでなく、その過剰な光度は、30年前の中性子星の予想される熱出力にも一致します。さらに、MinimalCoolingパラダイム内の冷却中性子星のモデルは、NS1987Aと次に若い既知の中性子星であるCasAの両方に容易に適合します。正しければ、NS1987Aはおそらく軽元素エンベロープと比較的小さな地殻n-1S0超流動ギャップを持っています。位置が重なっていない場合、パルサーのスピンダウンまたは降着が可能性が高くなりますが、パルサーの周期と磁場または降着速度をかなり細かく調整する必要があります。この場合、NS1987Aは冷却機能が強化されているか、重元素のエンベロープを備えている可能性があります。
反復する高速無線バーストのX線と無線の同時観測FRB 180916.J0158 + 65
| Title |
Simultaneous_X-ray_and_Radio_Observations_of_the_Repeating_Fast_Radio_Burst_FRB_180916.J0158+65 |
| Authors |
P._Scholz,_A._Cook,_M._Cruces,_J._W._T._Hessels,_V._M._Kaspi,_W._A._Majid,_A._Naidu,_A._B._Pearlman,_L._Spitler,_K._M._Bandura,_M._Bhardwaj,_T._Cassanelli,_P._Chawla,_B._M._Gaensler,_D._C._Good,_A._Josephy,_R._Karuppusamy,_A._Keimpema,_A._Yu._Kirichenko,_F._Kirsten,_J._Kocz,_C._Leung,_B._Marcote,_K._Masui,_J._Mena-Parra,_M._Merryfield,_D._Michilli,_C._J._Naudet,_K._Nimmo,_Z._Pleunis,_T._A._Prince,_M._Rafiei-Ravandi,_M._Rahman,_K._Shin,_K._M._Smith,_I._H._Stairs,_S._P._Tendulkar,_K._Vanderlinde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06082 |
カナダの水素強度マッピング実験（CHIME）、Effelsberg、およびディープスペースネットワーク（DSS-14およびDSS-63）ラジオを使用した、繰り返し高速ラジオバーストソースFRB180916.J0158+65の同時ラジオおよびX線観測について報告します。望遠鏡とチャンドラX線天文台。33ksのチャンドラ観測では、オーバーラップするエフェルスバーグ観測またはディープスペースネットワーク観測では無線バーストが検出されず、CHIME/FRBソースの通過中に1つの無線バーストが検出されました。チャンドラ観測では、バックグラウンドを超えるX線イベントは検出されません。これらの非検出は、その時点でのプロンプト放出のフルエンスが0.5〜10keVの場合、$$5\times10^{-10}$ergcm$^{-2}$の5-$\sigma$制限を意味しますFRB180916.J0158+65の位置でのチャンドラ観測中の任意の時点での無線バーストと$1.3\times10^{-9}$ergcm$^{-2}$ホスト銀河の赤方偏移がFRB180916.J0158+65（$z\sim0.034$）である場合、これらは$<1.6\times10^{45}$ergおよび$<4\times10^{45}のエネルギー制限に対応します$erg、それぞれ。また、吸収された0.5--10\、keVに$$8\times10^{-15}$ergs$^{-1}$cm$^{-2}$の5-$\sigma$制限を設定しますFRB180916.J0158+65の位置での永続的なソースのフラックス。これは、光度の制限$<2\times10^{40}$ergs$^{-1}$に対応します。フェルミ/GBMデータを使用して、FRB180916.J0158+65からの無線バースト時にプロンプトガンマ線放出を検索し、重要なバーストを見つけず、$4\times10^{-9}$ergcm$^{の制限を設定します-2}$、10〜100keVフルエンス。また、Fermi/LATデータを検索して、16.35日間の電波バースト活動でのガンマ線輝度の周期的な変調を検出し、有意な変調を検出していません。これらの深い制限をさまざまな高速無線バーストモデルの予測と比較しますが、理論を強く制約するには、より近い高速無線バーストソースに対する同様のX線制約が必要であると結論付けます。
アテナX線積分フィールドユニットの開発に関連する移動フットプリントの推定、監視、および最小化-科学コミュニティにリリースされたオンライン旅行フットプリント計算機
| Title |
Estimating,_monitoring_and_minimizing_the_travel_footprint_associated_with_the_development_of_the_Athena_X-ray_Integral_Field_Unit_--_An_on-line_travel_footprint_calculator_released_to_the_science_community |
| Authors |
Didier_Barret_(IRAP,_Toulouse,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05603 |
デジタル技術の進歩により、地球温暖化により、研究プログラムの環境への影響を最小化する義務に着手し、旅行のフットプリントを削減することが最も簡単な行動の1つになり、研究の進め方を振り返るように求められています。X線積分フィールドユニット（X-IFU）、欧州宇宙機関のアテナ宇宙X線観測所の極低温分光計は、大規模な国際コンソーシアムによって開発されます。X-IFUの開発に関連する移動フットプリントは最小限に抑えられます。そのために、トラベルフットプリント計算機が開発され、X-IFUコンソーシアムメンバーに最初にリリースされました。計算機は、同じ飛距離で最大5倍まで異なる7つの異なる排出係数と方法を使用します。観察された違いは、飛行旅行のフットプリントを計算するための標準と規制の欠如を示しており、CO2以外の影響の異なる会計処理によって部分的にではありますが、主に説明されています。計算機を使用すると、大規模な一連の旅行の移動フットプリントを計算でき、可能な都市ホストの大規模なセットの全体的な旅行フットプリントを最小化するミーティング場所を特定するのに役立ちます。大きな空港がある都市。計算機には、飛行が最も適切な輸送オプションと見なされる最小距離のオプションも含まれています。その選択された距離より下では、列車の旅の排出が考慮されます。完全な機能を実証するために、計算機は最初に最大の科学会議の1つで実行されます。AGUの秋の会議とIPCCの会議。旅行の足跡を最小限にする場所を計算するために使用されます。次に、X-IFUの移動フットプリントは、約500トンのCO2-eq/年と推定されます。このペーパーでは、オンライン旅行フットプリント計算機が科学コミュニティにリリースされています（要約）。
ダークエネルギー調査画像で検出されないソースからのノイズ
| Title |
Noise_from_Undetected_Sources_in_Dark_Energy_Survey_Images |
| Authors |
K._Eckert_(1),_G._M._Bernstein_(1),_A._Amara_(2),_A._Amon_(3),_A._Choi_(4),_S._Everett_(5),_D._Gruen_(6,3,7),_R._A._Gruendl_(8,9),_E._M._Huff_(10),_N._Kuropatkin_(11),_A._Roodman_(3,7),_E._Sheldon_(12),_B._Yanny_(11),_Y._Zhang_(11),_T._M._C._Abbott_(13),_M._Aguena_(14,15),_S._Avila_(16),_K._Bechtol_(17,18),_D._Brooks_(19),_D._L._Burke_(3,7),_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind_(8,9),_J._Carretero_(21),_M._Costanzi_(22,23),_L._N._da_Costa_(15,24),_J._De_Vicente_(25),_S._Desai_(26),_H._T._Diehl_(11),_J._P._Dietrich_(27),_T._F._Eifler_(28,10),_A._E._Evrard_(29,30),_B._Flaugher_(11),_J._Frieman_(11,31),_J._Garc\'ia-Bellido_(16),_E._Gaztanaga_(32,33),_J._Gschwend_(15,24),_G._Gutierrez_(11),_W._G._Hartley_(48,19,2),_D._L._Hollowood_(5),_K._Honscheid_(4,34),_D._J._James_(35),_R._Kron_(11,31),_K._Kuehn_(36,37),_et_al._(26_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05618 |
現在のCCDテクノロジーを使用した地上ベースの光学イメージングの場合、光源と空の背景光子の到達におけるポアソン変動がノイズバジェットを支配し、容易に推定されます。ただし、ノイズのもう1つの要素は、検出されていない星や銀河の集団からの信号です。画像への人工銀河の注入を使用して、暗黒エネルギー調査（DES）画像での（弱い重力レンズ効果測定に使用される）銀河モーメントの測定された分散が、最大で30\％ポアソン予測を大幅に超えていることを示します。背景の空のレベルが現在のソフトウェアによって過大評価されていること。「空」の空の領域の個別の画像を相互相関させることにより、平均してDES解像度で穏やかに解決される未検出の静的ソース（US）からの重要な画像ノイズの寄与があることを確立します。これらのUSを定常ノイズ源として扱い、ポアソンノイズから予測されるモーメント共分散行列の補正を計算します。修正された共分散行列は、注入されたDES画像で測定されたモーメント分散を5\％以内に一致させます。したがって、非常に深い空のシミュレーションを必要とするのではなく、弱いレンズ測定で米国を統計的に説明する経験的な方法があります。また、局所的な空の決定により、フラックス測定のバイアスが、追加の、ただし定量化可能なノイズの小さなペナルティで除去できることもわかりました。
FIREBall-2用のデルタドープ電子増倍CCD
| Title |
Delta-doped_Electron_Multiplying_CCDs_for_FIREBall-2 |
| Authors |
Gillian_Kyne,_Erika_T._Hamden,_Shouleh_Nikzad,_Keri_Hoadley,_April_Jewell,_Todd_Jones,_Michael_Hoenk,_Samuel_Cheng,_D._Christopher_Martin,_Nicole_Lingner,_David_Schiminovich,_Bruno_Milliard,_Robert_Grange,_Olivier_Daigle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05947 |
共同NASA/CNESバルーン搭載UVマルチオブジェクトスペクトログラフである、かすかな銀河間赤方偏移放出バルーン（FIREBall-2;FB-2）の進行中の検出器開発努力の状況を紹介します。FB-2は、低リスクの準軌道環境で、新しいUV検出器技術であるデルタドープ電子増倍CCD（EMCCD）を示し、将来の宇宙ミッションおよびテクノロジーレディネスレベル（TRL）の進歩に対するEMCCDのパフォーマンスを証明します。EMCCDをフォトンカウンティング（PC）モードで使用して、非常に低い読み出しノイズ（$<$1電子）を実現できます。私たちのテストは、波形整形とウェル深度の最適化を通じてクロック誘導電荷（CIC）を削減することに焦点を当てており、CICを0.001e$^{-}$/pixel/frameで測定します。この最適化には、冷却を介して暗電流を低減する方法、および基板電圧レベルも含まれます。これらの検出器によって増幅される宇宙線の除去の課題と、ノイズ測定の目的のために設計されたデータ削減パイプラインについても説明します。FB-2は2018年に飛行し、成層圏のUV観測にEMCCDが初めて使用されました。FB-2は現在、2020年に再び飛行するように構築されており、より優れたノイズ制御のためにパフォーマンスを最適化し続けるためにEMCCDに改善が加えられています。
CFHTおよびPan-STARRSからのVHS J1256-1257の視差1
| Title |
The_Parallax_of_VHS_J1256-1257_from_CFHT_and_Pan-STARRS_1 |
| Authors |
Trent_J._Dupuy,_Michael_C._Liu,_Eugene_A._Magnier,_William_M._J._Best,_Isabelle_Baraffe,_Gilles_Chabrier,_Thierry_Forveille,_Stanimir_A._Metchev,_Pascal_Tremblin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05180 |
CFHT赤外線視差プログラムと、Pan-STARRS3$\pi$ステラジアンサーベイによる若い（$\約150-300$Myr）トリプルシステムVHSJ125601.92$-$125723.9の新しい視差測定値を示します。このシステムは、ほぼ等フラックスのバイナリ（「AB」）と、幅の広い惑星質量コンパニオン（「b」）で構成されています。システムの公開された視差距離（$12.7\pm1.0$pc）は、既知の若い天体と比べて絶対的に等級が非常に低く、中央のバイナリ（$17.2\pm2.6$pc）の分光測光距離と緊張しています。CFHTとPan-STARRSの視差は一貫しており、より正確なCFHTの結果により、VHSJ1256-1257は$22.2^{+1.1}_{-1.2}$pcになります。新しい距離により、コンパニオンの質量（$19\pm5$M$_{\rmJup}$）と温度（$1240\pm50$K）の値が高くなり、3つすべてのコンポーネントの絶対マグニチュードがよりよく一致します。既知の若いオブジェクト。
恒星コロナ質量噴出のためのエキソ宇宙天気ラジオのチューニング
| Title |
Tuning_the_Exo-Space_Weather_Radio_for_Stellar_Coronal_Mass_Ejections |
| Authors |
Juli\'an_D._Alvarado-G\'omez_(1_and_2),_Jeremy_J._Drake_(2),_Federico_Fraschetti_(2_and_3),_Cecilia_Garraffo_(2_and_4),_Ofer_Cohen_(5),_Christian_Vocks_(1),_Katja_Poppenh\"ager_(1),_Sofia_P._Moschou_(2),_Rakesh_K._Yadav_(6)_and_Ward_B._Manchester_IV_(7)_((1)_Leibniz_Institute_for_Astrophysics_Potsdam,_(2)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian,_(3)_Dept._of_Planetary_Sciences-Lunar_and_Planetary_Laboratory_-_University_of_Arizona_(4)_Institute_for_Applied_Computational_Science_-_Harvard_University_(5)_University_of_Massachusetts_at_Lowell_(6)_Department_of_Earth_and_Planetary_Sciences_-_Harvard_University_(7)_Department_of_Climate_and_Space_Sciences_and_Engineering_-_University_of_Michigan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05379 |
太陽以外の星のコロナ質量放出（CME）は、検出が非常に難しいことがわかっています。1つの有望な経路は、タイプIIの無線バーストの検出にあります。それらの外観と独特の特性は、外向きに伝播するCME駆動型ショックの発生と関連しています。ただし、専用のラジオ検索では、これらの一時的な特徴を他の星で識別することができませんでした。大きな爆発速度と活発な星におけるCMEの磁気抑制は、恒星の噴火を「無線静穏」にするために提案されました。ここでは、3D電磁流体力学シミュレーションを使用して、コロナアルフの速度の分布を研究し、若い太陽のような星と活動中のM矮星（プロキシマケンタウリ）を表す2つのケースに焦点を当てます。これらの結果は、標準の太陽シミュレーションと比較され、恒星コロナと風の衝撃が発生しやすい領域を特徴付けるために使用されます。さらに、フラックスロープ噴火モデルを使用して、M矮星シミュレーション内で現実的なCMEイベントを駆動します。弱いエネルギーと部分的なCME磁気閉じ込めの領域を調査するために、さまざまなエネルギーの噴火を検討します。これらのCMEはコロナにショックを発生させることができますが、それらはそれらのソーラーカウンターパートと比較してはるかに遠くに押し出されます。これにより、結果として得られるタイプIIの無線バースト周波数が電離層のカットオフまで大幅に低下し、地上ベースの機器での検出が妨げられます。
パーカーソーラープローブ/ WISPRのコロナ構造の白色光画像のシミュレーション：総輝度プロファイルの研究
| Title |
Simulating_White-Light_Images_of_Coronal_Structures_for_Parker_Solar_Probe/WISPR:_Study_of_the_Total_Brightness_Profiles |
| Authors |
Giuseppe_Nistic\`o,_Volker_Bothmer,_Angelos_Vourlidas,_Paulett_Liewer,_Arnaud_Thernisien,_Guillermo_Stenborg,_Russell_Howard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05447 |
パーカーソーラープローブ（WISPR）用の広視野イメージャーは、太陽コロナと内部太陽圏の前例のない白色光画像をキャプチャします。パーカーソーラープローブ（PSP）軌道の独自性のおかげで、WISPRは高い空間分解能と時間分解能で「局所的に」コロナ構造をイメージングできます。しかし、観測された空の平面は、PSPの高い軌道速度のために急速に変化します。したがって、WISPRによって記録されたコロナ構造のダイナミクスの解釈は簡単ではありません。\citet{Liewer2019}が実施した最初の調査では、レイトレーシングシミュレーションによって、WISPRの視野にさまざまなコロナの特徴（ストリーマー、フラックスロープなど）がどのように表示されるかを示しています。特に、画像と関連する高さ-時間マップの両方に対する空間解像度の変化の影響を分析し、幾何学的三角測量の基礎を紹介します。このフォローアップペーパーでは、単純な球形のプラズマ密度構造の総輝度の研究に焦点を当て、コロナフィーチャの電子によるトムソン散乱放出の分析がどのようにして光を決定にもたらすかを理解します。その運動学的特性。次の2つのケースを調査します。{\it（a）}異なるヘリコグラフ経度で太陽から一定の距離にある密度球。{\it（b）}一定速度で外側に移動する密度球。この研究では、観測者の変動する太陽中心距離と散乱角度が観測される全輝度に及ぼす影響を特徴付けることができます。これは、WISPRによって観測されるコロナフィーチャの位置と速度のより良い決定に貢献するために利用します。
非対称磁気環境に埋め込まれた磁気スラブ内の磁気音波II：薄くて広いスラブ、高温および低温プラズマ
| Title |
Magneto-acoustic_waves_in_a_magnetic_slab_embedded_in_an_asymmetric_magnetic_environment_II:_Thin_and_wide_slabs,_hot_and_cold_plasmas |
| Authors |
No\'emi_Kinga_Zs\'amberger,_R\'obert_Erd\'elyi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05584 |
磁気的に構造化された大気中の波動伝播は、徹底的に研究されていますが、太陽磁気地震学の分野での調査の実質的に無尽蔵の井戸です。単純ですが強力な例は、磁気スラブ内の波の挙動の調査です。私たちの以前の研究（Zs\'amberger、AllcockandErd\'elyi、Astrophys。J.、853、p。136、2018）は、均質な磁気スラブにおける磁気音響波の一般的な分散関係を導き出すために分析アプローチを使用しました非対称の磁気環境に囲まれたプラズマ。本研究では、太陽および宇宙プラズマまたは天体物理学に適用可能なさまざまな制限ケースにおける波動伝播の分析に焦点を当てます。薄いスラブと広いスラブの近似、およびプラズマベータ値の下限と上限が考慮されます。弱く非対称なスラブでは、分散関係を分離できるという事実を利用して、準ソーセージモードと準ねじれモードの動作をさらに分析し、数値の詳細で研究し、それらの回避された交差について説明します。結果は、非対称性が波の特性にどのように影響するかを強調しています。固有モードの位相速度。外部密度と内部密度の比率と両側の磁場に依存します。特に、表面モードの位相速度は、ワイドスラブリミットで準ソーセージモードと準ねじれモードの異なる値に収束し、カットオフ周波数は、表面モードと物体モードの両方に関して、薄いモードと同様に導入されます。広いスラブ、それを超えるとソリューションが漏れやすくなります。これらのMHD波の振る舞いの特性は、将来、適切な高解像度機器で測定できるようになります。
EC 53の放射伝達モデリング：突発的に付着するクラスIの若い恒星オブジェクト
| Title |
Radiative_Transfer_modeling_of_EC_53:_An_Episodically_Accreting_Class_I_Young_Stellar_Object |
| Authors |
Giseon_Baek,_Benjamin_A._MacFarlane,_Jeong-Eun_Lee,_Dimitris_Stamatellos,_Gregory_Herczeg,_Doug_Johnstone,_Carlos_Contreras_Pena,_Watson_Varricatt,_Klaus_W._Hodapp,_Huei-Ru_Vivien_Chen,_and_Sung-Ju_Kang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05600 |
一時的な降着シナリオでは、原始星の質量の大部分が、繰り返しの大きな降着バーストの間に降着します。プロトスターのバーストは通常、特定の波長で識別されるため、これらのバーストを解釈するには、この光束の変化を総光度の変化に変換する必要があります。SerpensのメインクラウドにあるClassIの若い恒星オブジェクトEC53は、850$\mu$mで繰り返し輝度が増加しました。これは、降着のバーストによって引き起こされた可能性があります。この研究では、2次元および3次元の連続放射伝達モデリングを実行して、ECの内部光度上昇を定量化します。静止フェーズとバーストフェーズの両方で、スペクトルエネルギー分布と動径強度プロファイルをモデル化します。バーストフェーズの内部光度は、静止フェーズの光度より$\sim3.3$倍明るいです。放射状強度プロファイル分析は、EC53の検出されたサブmmフラックス変動が、降着バーストによって加熱されたエンベロープに由来することを示しています。また、星間放射フィールドによるEC53エンベロープの外部加熱の役割は重要ではないこともわかりました。
紫外領域と光学領域の橋渡し：{\ it GALEX}と{\ it UBV}測光システム間の変換方程式
| Title |
Bridging_the_Ultraviolet_and_Optical_Regions:_Transformation_Equations_between_{\it_GALEX}_and_{\it_UBV}_Photometric_Systems |
| Authors |
S._Bilir,_N._Alan,_S._Tuncel_Guctekin,_M._Celebi,_T._Yontan,_O._Plevne,_S._Ak,_T._Ak,_S._Karaali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05605 |
556個の星の信頼できるデータを使用して、GALEXとUBVの色間の変換式を導出します。2組の方程式を示します。（のみ）明度クラスの関数として、および明度クラスと金属性の両方の関数として。金属性は文献から提供されていますが、光度クラスは、この研究でPARSEC質量トラックを使用して決定されています。小さな色の残差と高い二乗相関係数は、正確な派生色を約束します。信頼できるデータを持つ70個の星への変換方程式の適用は、金属がより正確な色の推定に重要な役割を果たすことを示しています。
太陽の光球の小さな出現双極子のねじれのない磁場の署名
| Title |
Signatures_of_Untwisting_Magnetic_Field_in_a_Small_Emerging_Bipole_in_the_Solar_Photosphere |
| Authors |
C._R._Sangeetha,_Durgesh_Tripathi_and_S._P._Rajaguru |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05615 |
太陽力学天文台（SDO）に搭載されたヘリオイズミックおよびマグネティックイメージャー（HMI）による観測を使用して、小さな双極出現フラックス領域内およびその周辺の流体運動とその時間的進化の研究を行います。水平流体の動きを追跡するためにドップラー観測の局所相関追跡を採用し、磁束の出現を追跡するために見通し内磁力図を採用します。垂直方向の渦度と水平方向の発散の変化を使用して、磁場内で発生するねじれの兆候を導き出します。私たちの分析は、磁束の2つの極性が、磁束の出現の初期段階で反対方向に渦巻くことを示しており、磁場の出現前のねじれがほどけていることを示しています。さらに、出現時には、隣接する非磁性領域で渦巻き運動が増加していることがわかります。磁気エネルギーと運動エネルギーを推定し、磁気エネルギーが運動エネルギーよりも約10倍大きいことを確認します。進化の間に、磁気エネルギーが減少すると、運動エネルギーの増加が観察され、磁束管の巻き戻しから周囲の流体運動へのエネルギーの移動を示します。したがって、私たちの結果は、このコンテキストで詳細な統計的研究を保証する半球ヘリシティルールのコンテキストで重要である出現磁場における出現前のねじれの存在を示しています。さらに、私たちの観察は、コロナへの上向きのエネルギー輸送に影響を与えるねじれのない磁場が原因で、出現する磁束領域でねじれ波が発生する可能性があることを示しています。
AIA / SDOで観測されたファンループの波振幅変調
| Title |
Wave_amplitude_modulation_in_fan_loops_as_observed_by_AIA/SDO |
| Authors |
Aishawnnya_Sharma,_Durgesh_Tripathi,_Robertus_Erdelyi,_G._R._Gupta,_G._A._Ahmed |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05797 |
孤立した太陽黒点領域AR12553に固定されたファンループシステムの多波長時間距離分析を実行します。アクティブ領域は、太陽力学天文台に搭載された大気イメージングアセンブリによって観測されました。相互相関分析を使用することによって、およびxtプロットの勾配を取得することによって、伝播する強度の乱れの位相速度を測定します。時間距離マップのさまざまな高さでトレンド除去された元のライトカーブと取得されたライトカーブを取得し、それぞれフーリエ解析とウェーブレット解析を実行してそれらを特徴付けます。時間距離マップは、AIA94および335〜{\AA}を除くすべてのコロナEUVチャネルにおける強度振動の明確な伝播を明らかにします。その位相速度を測定することにより、低速磁気音響波としての強度外乱の性質を決定します。時間距離マップとトレンド除去されたライトカーブは、時間の経過に伴う3分間の振動の振幅の増加と減少を示しています。振幅変動は、AIA171〜{\AA}で最も顕著に現れますが、他のEUVチャネルもそのようなシグネチャを示しています。フーリエパワースペクトルは、2〜3分（5〜8mHz）の近くにいくつかの周波数を持つ重要なパワーの存在と、2〜4分の間の他の多くの小さなピークをもたらします。ウェーブレット分析は、振幅変動と同時に約3分の振動パワーの増加と減少を示しています。20〜30分の範囲の変調周期を取得します。我々の結果は、観測された振幅変調を生じさせる近くの周波数間で「ビート」のような現象の発生の実行可能性を提供します。ただし、この段階では、基になる未知のソースの変動性によって変調が駆動される可能性を排除することはできません。
高解像度での2〜13 $ \ mu $ mの大規模なProtostar AFGL 2136 IRS 1のH $ _2 $ Oスペクトル：星状円盤の調査
| Title |
The_H$_2$O_Spectrum_of_the_Massive_Protostar_AFGL_2136_IRS_1_from_2_to_13_$\mu$m_at_High_Resolution:_Probing_the_Circumstellar_Disk |
| Authors |
Nick_Indriolo,_D._A._Neufeld,_A._G._Barr,_A._C._A._Boogert,_C._N._DeWitt,_A._Karska,_E._J._Montiel,_M._J._Richter_and_A._G._G._M._Tielens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05818 |
VLT+CRIRES、SOFIA+EXESを使用して、高（$\sim3$kms$^{-1}$）スペクトル解像度で近赤外線から中赤外線の複数の波長ウィンドウで大規模なプロトスターAFGL2136IRS1を観察しました、およびGeminiNorth+TEXES。$\nu_1$と$\nu_3$の振動帯からの2.7$\mu$mのH$_2$O吸収線、6.1$\mu$mの$\nu_2$の振動帯からの豊富なH$_2$O吸収線、および10-13$\mu$m付近の純粋な回転遷移から。解決された吸収機能から導き出された状態固有のカラム密度の分析は、等温吸収スラブモデルが異なる吸収機能の相対的な深さを説明できないことを明らかにします。特に、最も強い吸収機能は予想よりもはるかに弱く、観測されたすべての波長で「バックグラウンド」の連続光源として機能する暖かいダストと吸収ガスがよく混合されているために生じる光学深度効果を示しています。最も強いH$_2$O吸収が発生する速度は、ALMAでH$_2$O放出で最近観測されたケプラー回転でのコンパクトディスクの短軸に沿った速度重心と一致します。このダストディスクの暖かい領域が近中赤外波長の連続体放射を支配し、吸収で観察されたH$_2$Oと他のいくつかの分子がこのディスクを調査していると仮定します。吸収線プロファイルは対称的ではありません。おそらく、赤外連続体を生成するディスク内の暖かいダストが、1.3mmの連続体放射で観察された下部構造と同様の不均一な分布を持っていることを示しています。
大規模なバイナリの爆発的な生活
大規模な星は、主に連星（またはより高い多重度）システムのメンバーとして生まれ、伴侶の存在は、その生命と最終的な運命を大きく変える可能性があります。したがって、観測された大規模な星または関連するトランジェントのサンプルは、2値性の影響に大きく影響される可能性があります。ここでは、大規模なバイナリ進化とコア崩壊超新星イベントとの関係に焦点を当てます。ほとんどの場合、バイナリシステムで発生する最初のコア崩壊イベントにより、2つの星の結合が解除されます。超新星サイトで、または爆発のずっと後に「未亡人」の星として、伴星の個体数を調べることは、連星前駆体の以前の軌道進化と、それらの元の伴星の爆発物理学を制約するために使用できます。具体的には、「未亡人」の星の母集団は、ブラックホールやブラックホールの形成に関連する可能性のあるトランジェントのいずれも見ずに、ブラックホールナタルキックの典型的な振幅に統計的制約を与える可能性があります。二元性はまた、水素リッチII型超新星を含む超新星サブタイプの予測される個体数に大きな影響を及ぼし、爆発時の水素リッチスターのかなりの部分が、マージ製品またはアクレターのいずれかになります。
ジェミニプラネットイメージャーのHD 32297破片ディスクのビュー
| Title |
The_Gemini_Planet_Imager_view_of_the_HD_32297_debris_disk |
| Authors |
Gaspard_Duchene,_Malena_Rice,_Justin_Hom,_Joseph_Zalesky,_Thomas_M._Esposito,_Maxwell_A._Millar-Blanchaer,_Bin_Ren,_Paul_Kalas,_Michael_Fitzgerald,_Pauline_Arriaga,_Sebastian_Bruzzone,_Joanna_Bulger,_Christine_H._Chen,_Eugene_Chiang,_Tara_Cotten,_Ian_Czekala,_Robert_J._De_Rosa,_Ruobing_Dong,_Zachary_H._Draper,_Katherine_B._Follette,_James_R._Graham,_Li-Wei_Hung,_Ronald_Lopez,_Bruce_Macintosh,_Brenda_C._Matthews,_Johan_Mazoyer,_Stan_Metchev,_Jennifer_Patience,_Marshall_D._Perrin,_Julien_Rameau,_Inseok_Song,_Kevin_Stahl,_Jason_Wang,_Schuyler_Wolff,_Ben_Zuckerman,_S._Mark_Ammons,_Vanessa_P._Bailey,_Travis_Barman,_Jeffrey_Chilcote,_Rene_Doyon,_Benjamin_L._Gerard,_Stephen_J._Goodsell,_Alexandra_Z._Greenbaum,_Pascale_Hibon,_Patrick_Ingraham,_Quinn_Konopacky,_Jerome_Maire,_Franck_Marchis,_Mark_S._Marley,_Christian_Marois,_Eric_L._Nielsen,_Rebecca_Oppenheimer,_David_Palmer,_Lisa_Poyneer,_Laurent_Pueyo,_Abhijith_Rajan,_Fredrik_T._Rantrakiro,_Jean-Baptiste_Ruffio,_Dmitry_Savransky,_Adam_C._Schneider,_Anand_Sivaramakrishnan,_Remi_Soummer,_Sandrine_Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06027 |
GeminiPlanetImager（GPI）で取得したHD32297エッジオンデブリスディスクの新しい$H$バンド散乱光画像を紹介します。ディスクは合計で検出され、0.15インチまたは20auの投影角度分離までの偏光強度が検出されます。一方、大規模な後退後のハローは検出されずに残ります。これは、親の本体に比べて著しく青色が強いためと考えられます。ベルト。脊椎の曲率を分析し、親ボディベルトの半径を$\約$100auと推定します。これは、過去の散乱光の研究よりも小さいですが、システムの熱放射マップと一致しています。3つの異なる磁束保持ポストを採用しています。-残留星光を抑制し、ディスクスパインに沿って表面の輝度と偏光プロファイルを評価するための処理方法。これまでのシステムの研究とは異なり、私たちの高忠実度画像は、ディスクが非常に対称的であり、形態学的および表面輝度の摂動がないことを示しています。システムのダスト散乱特性は、HR4796を除いて、他のデブリディスクで観察されたものと一致します。最後に、直接的なエビデンスは見つかりませんeシステムに惑星質量オブジェクトが存在する場合。
イプシロンCrAの時系列分光法。ブロードニング関数で分析された518 nmのMg I三重項領域
| Title |
Time_sequence_spectroscopy_of_Epsilon_CrA._The_518_nm_Mg_I_triplet_region_analyzed_with_Broadening_Functions |
| Authors |
Slavek_M._Rucinski_(Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_University_of_Toronto) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06086 |
2週間以内に4泊と4泊の部分的な時間監視シーケンスとして取得されたWUMaタイプのバイナリイプシロンCrAの高解像度分光観測は、システムの軌道要素を導き出し、説明のためのルーシーモデルの有効性を議論するために使用されています半径速度データの。観測値は、接触バイナリAWUMaの同様の時系列観測値よりも広範囲の時間的範囲と優れた品質を備えていました。2つのバイナリはいくつかの物理的特性を共有しており、どちらもルーシーモデルからの非常に類似した偏差を示しています。主な構成要素は急速に回転する星であり、副構成要素の存在にほとんど影響されませんが、後者は複雑なガス流に埋め込まれており、モデルとは異なり、独自の回転速度フィールドがあります。分光質量比は、他の多くのWUMaタイプのバイナリと同様に、光度曲線分析から得られたものよりも大きいことがわかりますが、このEpsilonCrAの不一致は比較的小さいため、観察方法の1つに体系的な問題があることを示唆しています一般的に他の決定に影響を与えます。固体の回転の仮定と矛盾する複雑な速度の流れの存在は、おそらくバイナリコンポーネント間のエネルギー移動の概念でStepien（2009）によって概説された線に沿って、ルーシーモデルへの変更の必要性を示唆しています。
質量の範囲が$0.1$から$10^9$gの原始ブラックホールが初期宇宙に存在していた可能性があります。それらの蒸発メカニズム（ビッグバン元素合成の前に完了）を介して、標準モデルを超えて安定した粒子を放出した可能性があります。そのような粒子が今日観測されている暗黒物質の主要部分または一部を構成している可能性を再考し、暖かい暗黒物質の制約からこのシナリオへの影響を更新します。十分に明るい場合、原始ブラックホールの蒸発による安定した粒子も、暗い放射に大きな影響を与える可能性があります。降着の影響と非保存のエントロピーの可能性のある量を含めることにより、この興味深い暗黒物質と暗黒放射の生成メカニズムに関する以前の研究を一般化します。また、標準モデルを超えた安定粒子候補の特定の例についても詳しく説明します。
| Title |
Cosmic_Gamma_Ray_Constraints_on_the_Indirect_Effects_of_Dark_Matter |
| Authors |
Konstantin_M._Belotsky,_Airat_Kh._Kamaletdinov,_Ekaterina_S._Shlepkina,_Maxim_L._Solovyov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05165 |
観測された異常な高エネルギー宇宙線（CR）陽電子の過剰は、暗黒物質（DM）の可能な間接的な証拠として広く議論されています。しかしながら、宇宙陽電子のいかなる源も必然的にガンマ線の源です。DM粒子の崩壊（または消滅）を介したCR異常解釈のモデル依存性が最も低いテストは、そのようなプロセスでのガンマ過剰によるガンマ線バックグラウンドと関連しています。この作業では、DMからのガンマ線生成に観測上の制約を課します。次に、DM崩壊におけるガンマ収量の抑制の可能性を、同一の最終フェルミオンに研究します。このようなDM粒子は、多成分ダークアトムモデルで発生します。ガンマ抑制に対する相互作用頂点の影響も考慮されました。本質的なガンマ抑制効果は見つかりません。しかし、いくつかのマイナーなものが明らかにされています。
超放射不安定性のおかげでブラックホールは超軽量スカラーを探すために宇宙実験室に変わりました。このホワイトペーパーでは、ブラックホールの影に対する超放射の進化の影響の詳細な研究を紹介し、非常に長いベースライン干渉法の将来の観測でそれを探るエキサイティングな可能性を調査します。私たちは断熱レジームで超放射進化を数値的にシミュレートし、プロセスをモデル化する分析近似を導き出しました。超放射によって駆動されて、ブラックホールの影の直径を進化させ、（i）現実の観測時間よりも長いタイムスケールではありますが、イベントホライズン望遠鏡の現在の解像度をわずかに下回る、数$\mu$だけ変化することがわかります;（ii）影の直径が縮小または拡大できることを示します。（iii）シャドウの最終状態が初期パラメータとカップリングによってどのように決定されるかを詳細に調査します。
超対称時計仕掛けのアクシオンモデルとAxino Dark Matter
時計仕掛けのアクシオンを超対称化することの影響は助長されています。超対称性は、サクシオンとアクシノが時計仕掛けのアキシオンと同じ結合階層のパターンを持つことを保証します。超対称性の破れが時計仕掛けのサイト全体で普遍的であると仮定すると、結合構造は保持されますが、サクシオンとアクシノスの質量順序は超対称性の破れのスケールによって異なります。大規模なサクシオンとアキシオンはすぐに崩壊しますが、最軽量のアキシノは安定しているため、暗黒物質の候補になります。熱生成によるアキシノ暗黒物質の残存量は、通常の質量秩序における重いアキシノの崩壊によって主に決定されます。これにより、従来のaxinoシナリオに比べて熱収量が飛躍的に向上します。いくつかの宇宙論的問題が議論されています。
多層検出器での荷電粒子の識別のためのニューラルネットワークアプローチでの欠損データの処理
| Title |
Handling_missing_data_in_a_neural_network_approach_for_the_identification_of_charged_particles_in_a_multilayer_detector |
| Authors |
S._Riggi,_D._Riggi_and_F._Riggi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05374 |
エネルギー損失技術による多層検出器内の荷電粒子の識別は、ニューラルネットワークを使用して行うこともできます。たとえば検出器の非効率性が原因で、情報の大部分が失われると、ネットワークのパフォーマンスが低下します。失われた情報を補完する方法を提供するアルゴリズムは、過去数年にわたって開発されてきました。さまざまなアプローチの中で、標準的な平均補完法および複数の補完法と比較して、通常の混合モデルに焦点を当てました。さらに、エネルギー損失データの本質的な非対称性を説明するために、歪正規混合モデルを検討し、欠落したパターンを処理するために期待値最大化（EM）アルゴリズムフレームワークに閉形式の実装を提供しました。この方法は、6層シリコン検出器でのパイ中間子、カオン、陽子のエネルギー損失がニューラルネットワークへの入力ニューロンと見なされるテストケースに適用されています。結果は、さまざまな運動量ビン内のさまざまな種の再構成効率と純度の観点から示されます。
内部太陽圏を通る反転磁場の進化
| Title |
The_Evolution_of_Inverted_Magnetic_Fields_Through_the_Inner_Heliosphere |
| Authors |
Allan_Macneil,_Mathew_Owens,_Robert_Wicks,_Mike_Lockwood,_Sarah_Bentley,_Mathew_Lang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05449 |
局所反転はしばしば太陽圏磁場（HMF）で観察されますが、それらの起源と進化はまだ完全には理解されていません。コロナジェットの可能な残党として解釈されました。逆HMFは、太陽に近いインターチェンジの再接続によって生成される可能性があることも示唆されています。遅い太陽風放出のために提案されたメカニズムの重要なプロセス。これらの事例は、逆HMFの発生源が太陽の近くにあることを示唆しており、これらの逆転が太陽圏を介して伝播するにつれて、これらの逆転が徐々に減衰してまっすぐになることになります。あるいは、太陽風の通過中に、速度シア、噴出物を覆う現象、または波と乱流などの現象により、HMFの反転が発生する可能性があります。このようなプロセスは、逆HMF構造の質的放射状進化につながると予想されます。0.3〜1AUにわたるHelios測定を使用して、半径方向距離Aの関数として、逆HMFと他の磁場形態の発生率を調べ、それが継続的に増加していることを確認します。この傾向は、0.3〜1AUの間で観測された逆HMFが、太陽で生成されたのではなく、主に上記の移動中のプロセスの1つ以上によって駆動されていることで説明できます。反転HMFに関連する磁場特性の変化に基づいて、これらの異なるプロセスの相対的な重要性について提案します。また、観察された傾向につながる可能性のある、推奨される運転プロセス以外の代替説明についても説明します。
創発ゲージ対称性を持つ宇宙定数とヒッグス質量
ゲージの対称性が極端紫外で「溶解」する緊急標準モデルのコンテキストで、ヒッグス質量と宇宙定数について説明します。このシナリオでは、宇宙定数のスケールは大規模な出現の力によって抑制され、ニュートリノの質量と同様のサイズになると予想されます。宇宙論の制約は、ヒッグス質量に人為的な上限を与えます。
中周波重力波の検出と発生源
中周波重力波検出の簡単な歴史とさまざまなテーマが、歴史的な順序-レーザー干渉法、原子干渉法（AI）、ねじれバーアンテナ（TOBA）、および超伝導全方向重力放射天文台（SOGRO）に従って、多かれ少なかれ提示されます。地球ベースと宇宙搭載の両方の概念が、予想される天体物理学上の情報源の見通しとともにレビューされます
ブレーンワールド重力における超薄銀河 `UGC 7321 'の円盤垂直構造の動的モデリング：MCMC研究
| Title |
Dynamical_modelling_of_disc_vertical_structure_in_superthin_galaxy_`UGC_7321'_in_braneworld_gravity:_An_MCMC_study |
| Authors |
K._Aditya,_Indrani_Banerjee,_Arunima_Banerjee_and_Soumitra_SenGupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05627 |
低表面輝度（LSB）の超薄層は、非常に遅いタイプの銀河の古典的な例であり、そのディスクダイナミクスは暗黒物質ハローによって強く制御されています。この研究では、3ブレーンに投影された高次元のワイル応力項が暗黒物質のソースとして機能する、ブレーン世界シナリオでの暗黒物質の重力起源を考慮します。ブレーンワールドモデルのコンテキストでは、この暗黒物質は\emph{`ダークマス'}と呼ばれます。このモデルは、いくつかの低表面輝度と高表面輝度の銀河の回転曲線の再現に成功しています。したがって、これまで文献で探究されていなかった銀河の垂直構造を説明する上で、このモデルの展望を研究することは興味深いことです。この\emph{暗い質量}の外力場で重力結合された星とガスの2成分モデルを使用して、超薄銀河`UGC7321'の恒星と原子水素（HI）ガスの観測されたスケールの高さを当てはめます。マルコフ連鎖モンテカルロ法。「UGC7321」の観測された縮尺高さは、braneworldシナリオのコンテキストで正常にモデル化できることがわかります。さらに、モデルの予測回転曲線も観測されたものと一致します。モデルパラメータへの影響について説明します。
ダークトーションによる宇宙論的暗黒物質の増幅
現在の観測データに基づいて除外されていない可能性のあるファントムの進化を説明するオプションを提供するために、ゼロでないねじれを持つ宇宙背景を考慮することに基づく宇宙論的アプローチが示されています。ねじれに関する形式的なスキームのいくつかの側面を修正し、それに従って、宇宙論を探索するための興味深い代替手段となり得る形式主義を発展させます。
GW170817に照らした宇宙論と修正重力の合同テスト
| Title |
Joint_tests_of_cosmology_and_modified_gravity_in_light_of_GW170817 |
| Authors |
S._Mastrogiovanni,_D._A._Steer,_M._Barsuglia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06102 |
この手紙では、GW170817のGWと電磁観測を組み合わせることにより、宇宙論と修正重力理論の両方を初めて制約します。ハッブル定数$H_0$と、修正重力に典型的な2つの物理的影響の共同事後分布を提供します。パラメーター$\alpha_M$でエンコードされた重力波（GW）摩擦と、いくつかのGW分散関係です。この分析の結果の中で、同じイベントを使用して、$H_0$を修正し、測定に関して重力質量の境界を15\％改善できます。$m^2_g=2.08_{-4.25}^{+13.90}\cdot10^{-44}\rm{eV^2/c^4}$の値を99.7\％信頼レベル（CL）で取得します、ハッブル定数とGW摩擦項$\alpha_M$を取りやめるとき。$\alpha_M$の制約は不十分ですが、考慮されているすべてのGW分散関係（大規模な重力を含む）では、GWはガンマ線バースト（GRB）の前に$\sim$1.74秒放出されなければならず、GWが合併することを示しています。$c$からのピークグループ速度の一部の差異は$\lesssim10^{-17}$です。
