自己相似性を使用した暗黒物質ハロー特性のテスト
スケールフリーモデルのN体シミュレーションで自己相似性を使用して、暗黒物質ハローの質量関数と2点相関関数の解像度依存性をテストします。ABACUSN-bodyコードで実行される1024$^3$粒子シミュレーションを使用し、「友達の友達」（FOF）とROCKSTARの2つの異なるアルゴリズムでハローを定義します。FOF質量関数は、自己相似性からの体系的な偏差を示します。これは、以前に文献で報告されたFOF質量割り当ての解像度依存性によって説明されます。収束の証拠は、数千の粒子のハローからのみ観測され、質量関数は、50の粒子のハローでは20〜25％ほど過大評価されます。一方、ROCKSTARハローの質量関数は、ハローあたり50から100粒子程度の良好な収束を示します。粒子数が大きい場合、系統的依存の1％レベルでは検出可能な証拠はありません。テストは、ROCKSTARでの質量結合解除手順が、この大幅に改善された解像度を得るための重要な要素であることを示しています。同じ分析をハローとハローの2点相関関数に適用すると、ハローがオーバーラップしないように十分に大きな分離で、ロックスターハローのみの収束の強力な証拠が再び見つかります。これらの分離では、ハローの粒子数が50〜100になると、解像度への依存を数パーセントレベルで除外できます。分離が小さい場合、粒子数が大幅に大きくても結果は収束せず、収束に必要な解像度を確立するには、より大きなシミュレーションが必要になります。
模擬宇宙ウェブの多波長相互相関分析
磁気流体力学宇宙シミュレーションを使用して、拡散性物質分布のプローブとして、異なる観測量（つまり、X線放射、21cmでのSunyaev-Zeldovich信号、HI温度低下、拡散シンクロトロン放射、およびファラデー回転）間の相互相関を調査しました。宇宙のウェブで。さまざまな波長で合成観測を作成するために均一で単純なアプローチを採用し、相互に、およびボリューム内の基礎となる銀河分布と相関する観測値の異なる組み合わせの検出機会を比較します。現在利用可能な銀河と既存の機器の調査では、ハローの外側にある宇宙ウェブの拡散ガスを検出する最良の機会は、銀河の分布とスニャエフ-ゼルドビッチの観測を相互相関させることです。また、銀河ネットワークと電波放射またはファラデー回転の間の相互相関は、銀河外磁場の振幅を制限するためにすでに使用されており、通常、既存の電波観測によって探査されているクラスターボリュームのかなり外側にあり、宇宙探査の将来の世代と宇宙磁気の起源。
宇宙の正午に観測された成熟した銀河団からの初期構造形成に関する教訓
| Title |
Lessons_on_early_structure_formation_from_a_mature_galaxy_cluster_observed_at_cosmic_noon |
| Authors |
Boyuan_Liu,_Anna_T._P._Schauer_and_Volker_Bromm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08479 |
例としてクラスターXLSSC122を使用して、宇宙正午（z〜2）で成熟した銀河クラスターを介して初期の星と構造の両方を間接的に制約する新しいアプローチを示します。標準のプレスシェクター式で、ポスト形成における星の年齢分布に基づいて、z〜20-13の間に10^-4から0.01への星形成効率（恒星とハローの質量の比）の急速な進化を推測します。XLSSC122のスターバースト銀河、ダストの消滅がないと仮定してHST測光で測定。ここでは、最初の星と銀河（5*10^5Msun<M_halo<10^10Msun）をホストする、ミニハロを含むすべての低質量ハロを考慮します。また、XLSSC122でz>13の星形成を伴う銀河の存在量から、超軽量ボソン質量に対するm_a<5*10^-21eV/c^2のファジー暗黒物質モデルに新しい制約を課します。結果は既存の制約と一致しています。私たちのアプローチがクラスターの大規模なサンプルまたは宇宙正午のフィールドポストスターバースト銀河に拡張された場合、より包括的な結果が得られます。
| Title |
Evolving_Ultralight_Scalars_into_Non-Linearity_with_Lagrangian_Perturbation_Theory |
| Authors |
Alex_Lagu\"e,_J._Richard_Bond,_Ren\'ee_Hlo\v{z}ek,_David_J._E._Marsh,_and_Laurin_S\"oding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08482 |
高エネルギー物理学の多くのモデルは、宇宙の暗いセクターが1つだけでなく、対数的に分布した質量を持つ超軽量スカラー粒子のスペクトルで構成されることを示唆しています。低濃度の超軽量アキシオン（ファジーとも呼ばれる）暗黒物質の潜在的な兆候を調べるために、さまざまな暗黒物質種の軌跡を区別することにより、ラグランジュ摂動論（LPT）を変更します。さらに、LPTを適用して、超軽量アキシオンシミュレーションの正しい初期条件を生成するために必要な量子圧力の影響を含めます。LPTに基づいて、私たちの変更されたスキームは大規模で非常に効率的で、非常に少ない計算コストで任意の数の粒子種に拡張できます。これにより、混合暗黒物質モデルの自己矛盾のない初期条件の計算が可能になります。さらに、超軽量粒子のシェルクロッシングが遅延していること、およびLPTから抽出された変形テンソルを使用して、ファジー暗黒物質のマデルング形式が信頼できる近似である赤方偏移とスケールの範囲を特定できることがわかります。
強力な重力レンズ効果を使用した微細構造定数の変化のプロービング
| Title |
Probing_variation_of_the_fine-structure_constant_using_the_strong_gravitational_lensing |
| Authors |
L._R._Cola\c{c}o,_R._F._L._Holanda,_and_R._Silva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08484 |
微細構造定数（$\alpha$）の可能な時間変化を調べるために、強力な重力レンズ効果とタイプIa超新星観測に基づく新しい方法を提案します。$\frac{\Delta\alpha}{\alpha}=-g\ln{（1+z）}$（$g$はモデルの物理的特性を取り込む）であるディラトン暴走モデルのクラスを検討することにより、$g\約10^{-2}$のレベルで$\frac{\Delta\alpha}{\alpha}$の制約を取得します。データセットは赤方偏移の範囲$0.075\leqz\leq2.2649$をカバーするため、ここで導出される制約は、低、中、高の赤方偏移での$\alpha$の可能な時間変動に独立した境界を提供します。
大きな角度スケールでのCMB Eモード偏光の関節後方の前景モデルに依存しない推定
| Title |
A_Foreground_Model_Independent_Estimation_of_Joint_Posterior_of_CMB_E_mode_Polarization_over_Large_Angular_Scales |
| Authors |
Ujjal_Purkayastha,_Vipin_Sudevan,_Rajib_Saha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08521 |
CosmicMicrowaveBackground（CMB）信号がさまざまな衛星ベースの観測によって実験精度を高めて測定されて以来、CMB信号の正確な推定とそれに沿った理論的な角度パワースペクトルを提供できるCMB再構成手法の需要が並行して増加していますそれらに関連する信頼できる統計誤差推定値を使用します。この作業では、将来の世代のCOrE衛星ミッションのシミュレートされた偏波観測を考慮して、CMBEモード信号（S）と対応する理論的な角度パワースペクトル（C^E_l）の共同事後を大きな角度スケールで推定します。共同分布からサンプルを生成するために、ギブスサンプリング技術によって拡張されたCMBEモード共分散行列の事前情報を使用してILC技術を採用します。完全後方からのサンプルを使用して、SとC^E_lの周辺化密度を推定します。最適なクリーンEモードマップと対応する角度パワースペクトルは、入力Eモードマップと上空パワースペクトルとよく一致し、COrEのような観測を使用した正確な再構成を意味します。すべてのギブスチェーンのサンプルC^E_lを使用して、Blackwell-Rao推定器に続くCOrEミッションのシミュレーション観測マップ（D）が与えられれば、任意のC^E_lの尤度関数P（C^E_l|D）を推定します。尤度関数は、宇宙論的パラメーター推定法にシームレスに統合できます。大きな角度スケールでEモード信号の正確な推定値を生成することとは別に、この方法では、コンポーネントの再構築と、大きな角度スケールでのCMBEモード観測を使用した信頼性の高い宇宙パラメータ推定の間の接続も構築します。メソッド全体では、Eモードのフォアグラウンドコンポーネントを明示的に削除してそれらを削除することを想定していません。これは、フォアグラウンドモデリングの不確実性がこの場合の課題ではないため、魅力的なプロパティです。
インフレ前のシナリオでアクシオンの束を形成できますか？
QCDアキシオンとアキシオン様粒子（ALP）は、暗黒物質の有力な候補です。QCDアキシオンの場合、インフレ後にPeccei-Quinn（PQ）対称性が自発的に破られると、大きな初期変動がアクシオンの塊の形成につながる可能性があることが知られています。一方、インフレ中に対称性が既に破られている場合、初期のアキシオン変動の振幅が小さいために、アキシオンクランプの形成は発生しないと考えられていました。QCDアキシオンとALPの両方を考慮して、この一般的な理解を再検討します。QCDアキシオンでは、非常に微調整された初期条件を考慮しても、クランプの形成は発生しません。一方、より一般的なポテンシャル形式を可能にするALPの場合、多重コサインポテンシャルを考慮して、タキオン不安定性および/または共振不安定性を介してクランプ形成が発生する可能性があることがわかります。
確率分布の部分空間への重力ダイナミクスの射影：カールのないガウス仮説
大規模構造の重力ダイナミクスをモデル化する新しいアプローチを提示します。有限摂動次数まで運動方程式を解いたり、現象論モデルを構築したりする代わりに、近似部分空間内の変位場と速度場の確率分布の進化を追跡します。完全な非線形性を備えた正確な運動方程式を維持することで、シェルの交差を超える非摂動スキームを実現します。変位場と速度場のカールのないガウス仮説の最も単純なケースに焦点を当てると、非線形スケールでのパワースペクトルの打ち切りは、運動方程式から直接生じることがわかります。これにより、密度パワースペクトルの打ち切られたゼルドビッチ近似が導き出されますが、事前に設定されていない打ち切りと、変位フィールドと速度フィールドの異なるパワースペクトルが使用されます。それらの自動パワースペクトルの正も動きの方程式から従います。密度パワースペクトルはBAOスケールでスムーズなドリフトまでしか回復しませんが、予測密度相関関数は、BAOスケールから$7h^{-1}{\rmMpc}$までの$2\％$以内の数値シミュレーションと一致します$z\geq0.35$、自由パラメーターなし。
ジェネレーティブアドバーサリネットワークを使用したLyman $ \ alpha $エミッター分布からの21cmラインマップの予測
| Title |
Predicting_21cm-line_map_from_Lyman_$\alpha$_emitter_distribution_with_Generative_Adversarial_Networks |
| Authors |
Shintaro_Yoshiura,_Hayato_Shimabukuro,_Kenji_Hasegawa_and_Keitaro_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09206 |
再イオン化の時代（EoR）からの21cmライン信号の電波観測により、初期宇宙における銀河や銀河間物質の進化を探ることができます。ただし、21cmのライン信号の検出とイメージングは、前景と計測器の体系により困難です。これらの障害を克服するために、新しいアプローチとして、観測された21cmラインデータと機械学習を通じてLyman-$\alpha$エミッター（LAE）の分布から生成された21cmラインイメージとの相互相関を取ることを提案します。LAE分布から21cmのラインマップを作成するために、数値シミュレーションの結果でトレーニングされた条件付き生成的敵対的ネットワーク（cGAN）を適用します。21cmラインの輝度温度マップとニュートラルフラクションマップは、大規模でよく再現できることがわかります。さらに、我々は相互相関が$k<0.2〜{\rmMpc}^{-1}$で検出可能であることを示しています。これは、400時間のMWAフェーズII観測とスバルハイパースプリムカメラのLAEディープサーベイを組み合わせたものです。cGANを使用した画像構成との相互相関の新しいアプローチは、EoR21cmライン信号の検出可能性を高めるだけでなく、21cmラインの自動パワースペクトルを推定することもできます。
最新の超新星サンプルを使用して、宇宙曲率とダークエネルギーモデルの関係を調査する
| Title |
Investigating_the_relationship_between_cosmic_curvature_and_dark_energy_models_with_the_latest_supernova_sample |
| Authors |
Chao_Gao,_Yun_Chen,_Jie_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09291 |
最近のタイプIa超新星（以下、SNeIa）データ、つまり$0.01<z<2.3$の1048SNeIaを含むパンテオンサンプルを使用して、宇宙の曲率と暗黒エネルギーのモデル（以下DE）の関係を調査します。今日、無次元空間曲率密度の測定値を取得します。つまり、$\Omega_{k0}=-0.062^{+0.189}_{-0.169}、-0.004^{+0.228}_{-0.134}、0.127^{+0.280}_{-0.276}$と$0.422^{+0.213}_{-0.338}$は、それぞれ$\Lambda$CDM、$\phi$CDM（つまり、スカラーフィールドダークエネルギー）、$\omega$CDMおよび$\omega_0\omega_a$CDMモデル。$\Lambda$CDMモデルのシナリオでは、パンテオンサンプルでは閉鎖宇宙が優先されます。これは、PlanckCMBスペクトルからのそれと一致しています。ただし、パンテオンSNeサンプルからの$\Omega_{k0}$の不確実性は、プランクデータからの不確実性の約8倍であるため、前者は後者よりもはるかに低いCLで閉じた宇宙をサポートします。$\omega$CDMモデルと$\omega_0\omega_a$CDMモデルのパンテオンサンプルでは、それぞれ$\sim$32\％CLと$\sim$78\％CLでオープンユニバースがサポートされています。これらのモデルの中で、$\phi$CDMモデルは、フラットユニバースを最も強力にサポートするモデルです。これは、$\Omega_{k0}$が暗黒エネルギーの採用モデルに大きく依存しており、$\Omega_{k0}$とDEの状態方程式の間に負の相関があることを示しています。
原始的な磁場でハッブルの緊張を和らげる
Planck衛星によって行われた正確な宇宙マイクロ波背景測定から決定された標準宇宙論モデルは、ハッブル定数$H_0$の値を意味します。これは、タイプIa超新星から決定されたものより標準偏差が$4.4$低くなります。Planckの最適モデルは、ダークエネルギー調査の1年目のデータから取得したものと比較して、物質密度の割合$\Omega_m$とクラスタリングの振幅$S_8$の値も高く予測します。ここでは、バリオン密度の追加の小規模な不均一性による強化された再結合率を考慮することで、$H_0$と$S_8-\Omega_m$の両方の張力を解決できることを示しています。追加のバリオン不均一性は、再結合前のプラズマに存在する原始磁場によって誘発される可能性があります。ハッブル張力を解決するために必要な磁場強度は、ダイナモ増幅に依存せずに銀河、クラスター、および銀河外磁場の存在を説明するために必要なものです。私たちの結果は、この効果の明確な証拠を示し、原始磁場のさらに詳細な研究を動機付け、将来の観測のためにいくつかの明確な目標を設定します。
全球超回転の惑星回転速度への依存性
大気が、その全帯状角運動量が、基礎をなす惑星との固体共回転に関連するものを超える場合、グローバルに超回転していると説明できます。この論文では、地球大気中の全球超回転の惑星回転速度への依存性について議論します。この依存性は、太陽系の大気におけるグローバルな超回転の推定値と比較して、時間に依存しない軸対称の強制による理想化された大循環モデル実験におけるグローバルな超回転の分析を通じて明らかになります。軸対称および三次元実験が行われます。3次元実験におけるグローバルな超回転の程度は、軸対称実験のそれと密接に関連しており、詳細にいくつかの違いがあります。軸対称大気におけるグローバルな超回転のスケーリング理論は、Held-Houモデルから導出されます。高回転率では、数値実験は地球規模の超回転が地衡的にスケーリングする領域に生息し、地球と火星がこの領域を占めることを示唆しています。低い回転速度では、実験は角運動量保存によって決定された領域を占めます。この場合、グローバルな超回転は回転速度に依存しません。私たちの実験でのグローバルな超回転は、金星とタイタンの大気で達成される値よりも大幅に低い値で飽和します。代わりに、グローバルな超回転が循環栄養的にスケーリングする領域を占めます。このレジームにアクセスできるのは、渦によって引き起こされた上り勾配角運動量の輸送が十分に大きい場合のみです。これは、理想的な数値実験では当てはまりません。ゆっくりと回転する惑星の「デフォルト」領域は、角運動量を保存する領域であり、穏やかなグローバル（およびローカル）超回転を特徴とします。
EXPRESを使用したMASCARA-2 bの高解像度透過分光法
| Title |
High-resolution_Transmission_Spectroscopy_of_MASCARA-2_b_with_EXPRES |
| Authors |
H._Jens_Hoeijmakers,_Samuel_H._C._Cabot,_Lily_Zhao,_Lars_A._Buchhave,_Ren\'e_Tronsgaard,_Daniel_Kitzmann,_Simon_L._Grimm,_Heather_M._Cegla,_Vincent_Bourrier,_David_Ehrenreich,_Kevin_Heng,_Christophe_Lovis,_Debra_A._Fischer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08415 |
新しく委託されたEXPRESスペクトログラフで得られた最初のトランジット観測を使用して、MASCARA-2bの大気中の原子種の検出を報告します。EXPRESは、高度に安定化された光学エシェルスペクトログラフで、振幅が30cm/sまでの恒星反射運動を検出するように設計されており、最近ローウェルディスカバリー望遠鏡に配備されました。相互相関法を使用して超高温木星MASCARA-2bの透過スペクトルを分析することにより、膨張した大気の上部領域で発生する可能性が高いFeI、FeII、およびNaIの以前の検出を確認します。さらに、MgIおよびCrIIの有意な検出を報告します。吸収強度は時間とともにわずかに変化し、おそらく昼側と夜側のターミネーターの異なる温度と化学的性質を示します。通過する惑星によって引き起こされる恒星の効果的な線形変化を使用して、システムの予測されたスピン軌道のミスアライメントを、整列した軌道と一致する$1.6\pm3.1$度に制限します。EXPRESが、太陽系外惑星の大気の位相分解分光が可能な一連の機器に加わることを示します。
新しいHSTデータとモデリングは、Fomalhautの周りの大規模な惑星衝突を明らかにします
| Title |
New_HST_data_and_modeling_reveal_a_massive_planetesimal_collision_around_Fomalhaut |
| Authors |
Andras_Gaspar_and_George_H._Rieke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08736 |
Fomalhautbを周回している太陽系外惑星の見かけ上の検出は2008年に発表されました。しかし、その後のFomalhautbの観測は、その状態についての疑問を投げかけました。予想される重力の摂動なしに星の周りを回ります。以前に公開されたデータを再検討し、追加のハッブル宇宙望遠鏡（HST）データを分析し、ソースが放射状軌道上にある可能性が高く、消えて拡大していることを発見しました。最近生成されたダストクラウドの動的および衝突モデリングにより、観測と一致する結果が得られます。Fomalhautbは、太陽系外の惑星系における2つの大きな微惑星間の直接画像化された壊滅的な衝突のようです。同様の事象は、フォーマルハウト時代の静止惑星系では非常にまれであるはずです。これは、星の周りの仮想惑星の軌道進化による重力攪拌の影響を目撃している可能性があることを示唆しています。
磁気駆動円盤風による原始惑星系円盤内のダスト粒子の新しい成長メカニズム
私たちは、原始惑星系円盤内のkmサイズの物体へのダスト粒子の新しい成長モードを発見しました。これは、粘性降着と磁気駆動円盤風（MDW）によって進化します。一次元モデルにより、気体成分と固体成分の両方からなる時間発展円盤を用いて、ダスト粒子の近似凝集方程式を解きました。ダスト粒子の衝突成長に伴い、すべての固体粒子は最初にガスの抗力によって中心星に向かって内向きにドリフトします。ただし、ガス圧力の半径方向のプロファイル$P$は、ガスを裏返しに分散させるMDWによって変更されます。その結果、固体粒子の局所的な集中は、$P$の凸状の上向きプロファイルを持つ位置でドリフトするダスト粒子の収束する放射状フラックスによって作成されます。無次元停止時間、またはストークス数Stが1を超えると、抑制された放射状ドリフトと外側部分からドリフトするダスト粒子の強化された蓄積との間の正のフィードバックにより、固体粒子は自発的に成長支配状態に達します。これらの連続的なプロセスは、エプスタインガス抵抗下で球状のダスト粒子に対しても進行します。固体粒子がドリフト制限状態になると、ダストの成長に対する上記のSt$\gtrsim1$の条件は、\begin{equation}\Sigma_{\rmd}/\Sigma_{\rmg}\と同等になります。gtrsim\eta、\nonumber\end{equation}ここで、$\Sigma_{\rmd}/\Sigma_{\rmg}$はダストとガスの表面密度比で、$\eta$は無次元の半径方向圧力です。勾配力。ダスト粒子の成長が成功した結果、原始惑星系円盤の内部に、惑星サイズの物体を含むリング状の構造が形成されます。このような環形の微惑星の集中は、その後の惑星形成において重要な役割を果たすと期待されています。
準ヒルダ彗星231P / LINEAR-NEAT：ヒマラヤチャンドラ望遠鏡（HCT）を使用した遠日点の観測
| Title |
Quasi-Hilda_Comet_231P/LINEAR-NEAT:_Observation_at_aphelion_using_Himalayan_Chandra_Telescope_(HCT) |
| Authors |
Dhanraj_S._Warjurkar,_Prasad_V._Arlulkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08928 |
231P/LINEAR-NEAT彗星は、遠方の4.88AUで2.0mのヒマラヤチャンドラ望遠鏡を使用して、4.88AUで観測しました。サラスワティ、ハンレ、インド。CCDアパーチャ測光が実行され、$R_{C}$バンドの大きさ$21.37\pm0.08$magが得られました。彗星231Pの表面輝度プロファイルは、フィールドスターと比較して、データの低レベルノイズ内で類似していることがわかりました。彗星活動はありません。5.0cmと推定される量$Af\rho$の観点からダスト生成レベルを測定しました。近日点では観測されるが遠日点では観測されないほとんどの彗星。太陽系における彗星ダストの寄与を計算する必要がある場合、このタイプの研究は重要な役割を果たす可能性があります。
一酸化炭素が豊富な星間彗星2I / Borisov
| Title |
The_carbon_monoxide-rich_interstellar_comet_2I/Borisov |
| Authors |
D._Bodewits,_J._W._Noonan,_P._D._Feldman,_M._T._Bannister,_D._Farnocchia,_W._M._Harris,_J.-Y._Li,_K._E._Mandt,_J._Wm._Parker,_Z._Xing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08972 |
星間彗星は、遠方の原始惑星系円盤からの揮発性物質の直接サンプルを提供します。2I/Borisovは、太陽系で発見された最初の顕著に活発な星間彗星です[1]。彗星は、惑星の形成中に星の原始惑星系円盤にあったガス、氷、塵の凝縮したサンプルであり、中心の星からの距離によって化学組成と存在量がどのように変化するかについての理解を伝えます。彼らの軌道移動は、揮発性物質[2]、有機物質、およびプレバイオティック化学物質をホストシステム[3]に移動させます。私たちの太陽系では、何百もの彗星が遠隔で観測されており、いくつかは宇宙ミッションによって近くで研究されています[4]。しかし、太陽系外彗星の知識は、一酸化炭素の検出[1]のみで、他の星の周りの彗星領域の遠方の未解決の観測から収集できるものに限定されていました。ここでは、2I/Borisovのコマに含まれるCOがH2Oガスよりも大幅に多く、存在量が少なくとも173％であり、内部（<2.5au）太陽系の彗星で以前に測定されたものより3倍以上多い[4]。2I/ボリソフの私たちの紫外線観測は、私たちのものとは実質的に異なる別の星の原始惑星系円盤の氷の含有量と化学組成を最初に垣間見せます。
OGLE-2017-BLG-0406：$ {\ it Spitzer}
$マイクロレンズパララックスが内部銀河円盤内のM矮星ホストを周回する土星の質量惑星を明らかにする
| Title |
OGLE-2017-BLG-0406:_${\it_Spitzer}$_Microlens_Parallax_Reveals_Saturn-mass_Planet_orbiting_M-dwarf_Host_in_the_Inner_Galactic_Disk |
| Authors |
Yuki_Hirao,_David_P._Bennett,_Yoon-Hyun_Ryu,_Naoki_Koshimoto,_Andrzej_Udalski,_Jennifer_C._Yee,_Takahiro_Sumi,_Ian_A._Bond,_Yossi_Shvartzvald,_Fumio_Abe,_Richard_K._Barry,_Aparna_Bhattacharya,_Martin_Donachie,_Akihiko_Fukui,_Yoshitaka_Itow,_Iona_Kondo,_Man_Cheung_Alex_Li,_Yutaka_Matsubara,_Taro_Matsuo,_Shota_Miyazaki,_Yasushi_Muraki,_Masayuki_Nagakane,_Kohji_Onishi,_Clement_Ranc,_Nicholas_J._Rattenbury,_Haruno_Suematsu,_Hiroshi_Shibai,_Denis_J._Sullivan,_Daisuke_Suzuki,_Paul_J._Tristram,_Atsunori_Yonehara,_J._Skowron,_R._Poleski,_P._Mroz,_M.K._Szymanski,_I._Soszynski,_S._Kozlowski,_P._Pietrukowicz,_K._Ulaczyk,_K._Rybicki,_P._Iwanek,_Michael_D.Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Andrew_Gould,_Cheongho_Han,_Kyu-Ha_Hwang,_Youn_Kil_Jung,_In-Gu_Shin,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Hyoun-Woo_Kim,_et_al._(46_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09067 |
地上と太陽軌道の${\itSpitzer}$衛星の両方で観測された惑星マイクロレンズ現象OGLE-2017-BLG-0406の発見と分析を報告します。高倍率では、光度曲線の異常が地上調査グループと追跡グループによって密に観察され、惑星/ホストの質量比が$q=7.0の惑星レンズで説明されていることがわかりました。光曲線モデリングの10^{-4}$。地面のみのデータと${\itSpitzer}$-"only"データはそれぞれ、2次元マイクロレンズ視差ベクトル$\bf{\pi_{\rmE}}に対して非常に強力な1次元（1-D）制約を提供します$。これらを組み合わせると、$\bf{\pi_{\rmE}}$の正確な測定値が得られるため、ホストの質量$M_{\rmhost}=0.56\pm0.07\、M_\odot$惑星$M_{\rmplanet}=0.41\pm0.05\、M_{\rmJup}$。システムは、太陽から銀河系のふくらみに向かって$D_{\rmL}=5.2\pm0.5\{\rmkpc}$の距離にあり、ホストは、レンズ。ホストからの惑星の予測される分離は$a_{\perp}=3.5\pm0.3\{\rmau}$です。つまり、雪の線の2倍をわずかに超えています。銀河円盤運動学は、部分的には、OGLE-IVデータに基づいたソース固有運動の正確な測定から確立されます。対照的に、ソースの${\itGaia}$固有運動測定では、壊滅的な$10\、\sigma$エラーが発生します。
火星気候サイクリングによる温暖化：CO2-H2衝突による吸収の影響
| Title |
Warming_Early_Mars_with_Climate_Cycling:_The_Effect_of_CO2-H2_Collision-induced_Absorption |
| Authors |
Benjamin_P.C._Hayworth,_Ravi_Kumar_Kopparapu,_Jacob_Haqq-Misra,_Natasha_E._Batalha,_Rebecca_C._Payne,_Bradford_J._Foley,_Mma_Ikwut-Ukwa,_James_F._Kasting |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09076 |
ノアキア時代後期の太陽の光量は約30％少なかったため、火星の初期の地表液体水の証拠を説明することは、気候モデル作成者にとって課題でした。CO2とH2の衝突による吸収を温室に強制することで、表面温度を氷点下に引き上げることができ、初期の火星を限界循環状態にすることができることを提案します。リミットサイクルは、日射量が低く、温暖な気候の期間中にCO2の放出速度がCO2の急速なドローダウンとバランスをとれない場合に発生します。この体制の惑星は、地球の氷河期と一過性の温暖な気候のフェーズを交互に繰り返します。このメカニズムは、火星の記録における一時的な温暖期の地形学的証拠を説明することができます。以前の研究では、CO2-H2の衝突による吸収は、火星の初期に氷河を脱氷することができたが、H2のガス放出率が高く（600Tmol/年以上）、表面圧力が高い（3〜4バール）場合のみでした。初期の火星の気候限界循環仮説を再評価するために、CO2-H2の新しい理論的に導出された衝突誘起吸収係数を使用しました。1次元の放射対流モデルとエネルギーバランスモデルで新しく強力な吸収係数を使用すると、3bar未満の表面圧力でH2ガス放出率が約300Tmol/年と低くなり、限界循環が発生することがわかります。私たちの結果は、火星の初期表面圧力と水素存在量の古パラメータとより密接に一致しています。
129のトランジットの包括的なセットからのWASP-4トランジットタイミング変動
| Title |
WASP-4_transit_timing_variation_from_a_comprehensive_set_of_129_transits |
| Authors |
R.V._Baluev,_E.N._Sokov,_S._Hoyer,_C._Huitson,_Jos\'e_A.R.S._da_Silva,_P._Evans,_I.A._Sokova,_C.R._Knight,_V.Sh._Shaidulin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09109 |
WASP-4bホットジュピターの124ドルの通過光曲線を均一に再分析します。このセットには、2019年に確保された新しい観測と、2011年から2014年の高精度GEMINI/GMOS透過分光法および2018年のTESS観測を含む、文献で言及されているほぼすべての観測が含まれていました。分析により、$P/|\dotで非線形TTVトレンドが確認されましたP|\sim（17-30）$Myr（1-sigmarange）、初期の減衰率推定の半分のみを意味します。傾向の重要性は、積極的な保守的な扱いで少なくとも$3.4$シグマです。2007-2014年の7年間をカバーするドップラーデータでは、目に見えないコンパニオンが原因で発生する可能性のあるラジアル加速度は明らかにされていません。他のチームは確認されていません。存在する場合、それは非常に非線形のRV変動です。TTV全体が潮汐であると仮定すると、潮汐品質係数$Q_\star'\sim（4.5-8.5）\cdot10^4$は、利用可能な理論予測との説得力のある不一致を明らかにしません。
Dekel +プロファイル：質量に依存する暗黒物質の密度プロファイルで、柔軟な内部傾斜と分析ポテンシャル、速度分散、レンズ特性を備えています
| Title |
The_Dekel+_profile:_a_mass-dependent_dark-matter_density_profile_with_flexible_inner_slope_and_analytic_potential,_velocity_dispersion,_and_lensing_properties |
| Authors |
Jonathan_Freundlich,_Fangzhou_Jiang,_Avishai_Dekel,_Nicolas_Cornuault,_Omry_Ginzburg,_R\'emy_Koskas,_Sharon_Lapiner,_Aaron_A._Dutton,_Andrea_V._Macci\`o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08395 |
宇宙論的ズームインシミュレーションのNIHAOスイートを使用して、バリオン効果の影響を受ける暗黒物質ハロー密度プロファイルのパラメトリック関数を探索します。このプロファイルには可変の内部勾配と濃度パラメーターがあり、重力ポテンシャル、速度分散、およびレンズ効果のプロパティの分析式を可能にします。このプロファイルは、Einastoプロファイルや、特にハロー中心に向かって変化する内部勾配を持つ一般化されたNFWプロファイルよりもシミュレートされたプロファイルによりよく適合し、そのパラメーターは恒星とハローの質量比$M_{と相関していることを示します。\rmstar}/M_{\rmvir}$。これは、すべての銀河の暗黒物質プロファイルを表す質量依存密度プロファイルを定義します。これは、銀河の観測された回転曲線、重力レンズ、および銀河形成と衛星銀河の進化の半解析モデルに直接適用できます。バリオンの影響は、内部密度勾配の急激な低下と$\log（M_{\rmstar}/M_{\rmvir}）$の濃度パラメーターの20％減少によってプロファイルパラメーターに現れます-3.5と-2、これは$10^7$と$10^{10}〜\rmM_\odot$の間の$M_{\rmstar}$に対応します。このプロファイルがシミュレートされた銀河に適合する精度は、特定のマルチパラメータの質量依存プロファイルに似ていますが、そのパラメータと分析的性質が少ないため、多くの目的に最適です。
宇宙の銀河形成シミュレーションにおけるライマンアルファBlobの起源と進化
| Title |
The_Origin_and_Evolution_of_Lyman-alpha_Blobs_in_Cosmological_Galaxy_Formation_Simulations |
| Authors |
Benjamin_Kimock,_Desika_Narayanan,_Aaron_Smith,_Xiangcheng_Ma,_Robert_Feldmann,_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar,_Romeel_Dave,_James_E._Geach,_Philip_Hopkins,_Du\v{s}an_Kere\v{s} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08397 |
高赤方偏移ライマンアルファブロブ（LAB）は、多くの観測的および理論的調査の対象となっているオブジェクトの謎めいたクラスです。アクティブな銀河核（AGN）の存在に起因するHII領域、冷却ガス、および蛍光からの直接放出がすべて大きく寄与する可能性があるため、豊富な光度の主要な電源を決定することは特に興味深いことです。この論文では、高zLABの起源の進化モデルを開発するために、これらすべての物理プロセスを検討する最初の理論モデルを提示します。これは、一連の高解像度宇宙ズームインシミュレーションとイオン化およびライマンアルファ（Lya）放射伝達モデルを組み合わせることによって実現されます。観測されたLABと一貫した光度とサイズを定期的に示していますが、大規模な銀河は、一連のLya光度と空間範囲（使用される制限表面輝度に強く依存）を表示します。モデルLABは通常、星形成銀河での再結合と、降着に関連するガスからの冷却放出を組み合わせて駆動されます。AGNがモデルに含まれている場合、AGN駆動のイオン化によって引き起こされる蛍光は、Lyaの総光度にも大きく影響します。AGNの存在は、ブロブの表面輝度のジニ係数から予測できることを提案します。モデル化された質量範囲内では、LABの外観を予測する明確なしきい値の物理的特性はなく、ホスト銀河の物理的特性と光度の弱い相関のみがあります。これは、システムから出現するLya光度が、ガス温度、イオン化状態、およびLyaエスケープ率の複雑な関数であるためです。
宇宙論的な距離にある一時的な光学レーザーが、ビッグバンの2.8 Gyr後に、恒星周辺の物質を探査します
| Title |
A_transient_optical_laser_at_cosmological_distance_probes_the_circum-stellar_material_2.8_Gyr_after_the_Big_Bang |
| Authors |
E._Vanzella,_M._Meneghetti,_A._Pastorello,_F._Calura,_E._Sani,_G._Cupani,_G.B._Caminha,_M._Castellano,_P._Rosati,_V._D'Odorico,_S._Cristiani,_C._Grillo,_A._Mercurio,_M._Nonino_and_G.B._Brammer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08400 |
私たちは、z=2.37のサンバーストアークでホストされている、強くレンズ化された（$\mu>20$）一時的な恒星オブジェクトから生じるボーエン放出を発見しました。トランジェントの場所に独特の紫外線線が現れます。特に、いくつかの化学種（Fe、C、Si）の狭い（$\sigma_v$〜40km/s）電離線は、ライマンシリーズ（Ly$\alpha$、Ly$\beta$など）に曝された後に蛍光を発します原子レベルを選択的にポンピングするH、HeI、HeIIのEta〜Carinaeの恒星周辺のWeigeltブロブで観察された共鳴増強2光子イオン化（RETPI）スペクトルの特徴との類似性が観察されます。VLT/MUSE、X-Shooter、ESPRESSOの観測（後者は4つのUTの焦点に置かれます）からのデータで、それぞれR=2500、11400、R=70000のスペクトル分解能の増加により、少なくとも3.3年以降のレーザー動作が確認されています（約1年の休憩フレーム）、そして、放射線に富んだ状態での恒星周辺の高密度ガス凝縮を調べます。不明なままである一時的なイベントの物理的な起源について説明します。特に適度な（$\mu<3$）拡大領域では、補償光学と大きな収集領域によって提供される高い角度分解能により、そのような一時的なイベント（超新星や詐欺師を含む）がELTで簡単に認識されると予想しています。
アストラエウスI：銀河形成と再イオン化の相互作用
| Title |
Astraeus_I:_The_interplay_between_galaxy_formation_and_reionization |
| Authors |
Anne_Hutter,_Pratika_Dayal,_Gustavo_Yepes,_Stefan_Gottl\"ober,_Laurent_Legrand,_Graziano_Ucci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08401 |
銀河の進化と再イオン化の新しい自己矛盾のないモデルであるASTRAEUS（最先端のN体シミュレーションを結合する、N体のダークマットでの銀河形成と再イオン化の半数値変換結合）を紹介します半解析的銀河進化DELPHIおよび半数値再イオン化スキームCIFOGを使用します。ASTRAEUSには、銀河の形成と進化（降着、合併、超新星、放射フィードバックを含む）のすべての主要なプロセスが含まれており、銀河間媒質（IGM）のイオン化領域の時間と空間の進化を追跡します。重要なのは、物理的にもっともらしいパラメーター空間をカバーするさまざまな放射フィードバックモデルを調査することです。これは、弱くて遅れているものから、星形成に利用できるガス質量の強くてすぐに減少するものまであります。さまざまな放射フィードバック処方とイオン化トポロジーをカバーするシミュレーションスイートから、放射フィードバックは、局所再イオン化時に$M_h<10^{9.5}M_{\odot}$を使用して銀河の星形成を継続的に低減することがわかります。より大きな質量のハローは、再イオン化中の最強かつ即時の放射フィードバックの場合でも影響を受けません。このため、さまざまな放射フィードバックシナリオのイオン化トポロジは$1-2$Mpc未満のスケールでのみ異なり、有意な偏差は、銀河の特性に基づいて物理パラメーター（たとえば、電離光子の脱出率）が変更された場合にのみ検出されます。最後に、観測値（紫外光度関数、恒星質量関数、再イオン化履歴、および電離トポロジー）は、単一の星または連星をモデル化する、使用されている恒星個体群合成モデルの選択によってほとんど影響を受けません。
タイプ2活動銀河核の化学的存在量を導き出すための新しいツール
| Title |
A_new_tool_to_derive_chemical_abundances_in_Type-2_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
R._Garc\'ia-Benito,_E._P\'erez-Montero,_O.L._Dors,_J.M._V\'ilchez,_M.V._Cardaci,_G.F._H\"agele |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08405 |
活動銀河核（AGN）の周りの狭線域（NLR）のガスの光輝線を分析するための新しいツールを紹介します。この新しいツールは、O/H-N/O関係からの可能な変動を考慮に入れて、異なる一連の光学輝線を使用して、一貫した方法でオブジェクトの大きなサンプルで使用できます。このコードは、特定の観測された輝線比を、AGNのNLRの最も通常の条件下で計算された光イオン化モデルの大グリッドからの予測と比較して、総酸素量、窒素対酸素比、およびイオン化パラメーターを計算します。文献からの光輝線フラックスを使用してセイファート2銀河のサンプルにこの方法を適用しました。私たちの結果は、サンプルのオブジェクトの高い金属性を確認し、直接法で一貫した値を提供します。正確なICFを計算するためのモデルの使用は、AGNのNLRで直接法を使用して化学物質の存在量を導き出すために光輝線のみが利用可能な場合に必須です。
銀河団周辺の宇宙フィラメントのマッピングと特性化：シミュレーションによる観測の戦略と予測
| Title |
Mapping_and_characterisation_of_cosmic_filaments_in_galaxy_cluster_outskirts:_strategies_and_forecasts_for_observations_from_simulations |
| Authors |
Ulrike_Kuchner,_Alfonso_Arag\'on-Salamanca,_Frazer_R._Pearce,_Meghan_E._Gray,_Agust\'in_Rost,_Chunliang_Mu,_Charlotte_Welker,_Weiguang_Cui,_Roan_Haggar,_Clotilde_Laigle,_Alexander_Knebe,_Katarina_Kraljic,_Florian_Sarron,_Gustavo_Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08408 |
今後の広視野調査は、宇宙のフィラメントに沿って銀河とガスの降着を追跡することにより、銀河団の成長を研究するのに適しています。\textsc{TheThreeHundred}プロジェクトの324クラスターを取り巻くボリュームの流体力学的シミュレーションを使用して、これらのフィラメント構造を識別および特徴付け、銀河をそれらに関連付けるためのフレームワークを開発します。基礎となるガス分布に基づいて$5R_{200}$に達する3次元参照フィラメントネットワークを定義し、WEAVEWide-FieldClusterSurveyなどの観測を模倣した模擬銀河サンプルを使用して、それらの回復を定量化します。大規模な銀河はフィラメントをトレースするので、銀河の質量に重みを付けるか、銀河の選択に明るい制限（たとえば、$>L^*$）を課すことによって最もよく回復されます。フィラメントの横方向ガス密度プロファイルを測定し、$\simeq0.7$-$1〜h^{-1}\rm{Mpc}$の特徴的なフィラメント半径を導出し、これを使用して銀河をフィラメントに割り当てます。さまざまなフィラメント抽出方法について、$R>R_{200}$で$M_*>3\times10^9M_{\odot}$の$\sim15$-$20％$の銀河がフィラメント内にあることがわかります。ミルキーウェイよりも巨大な銀河の場合、$\sim60％$に増加します。フィラメント内の銀河の割合は、クラスターの質量と動的状態に依存せず、クラスター中心の距離の関数であり、$5R_{200}$の$\sim13$％から$1.5R_{200の$\sim21$％に増加します}$。観察研究の設計への架け橋として、さまざまなフィラメント銀河選択戦略の純度と完全性を測定します。励みに、全体的な3次元フィラメントネットワークとそれに関連付けられている銀河の$\sim67$％が2次元銀河の位置から回復されます。
| Title |
Self-Interacting_Dark_Matter_and_the_Delay_of_Super-Massive_Black_Hole_Growth |
| Authors |
Akaxia_Cruz,_Andrew_Pontzen,_Marta_Volonteri,_Thomas_R._Quinn,_Michael_Tremmel,_Alyson_M._Brooks,_Nicole_N._Sanchez,_Ferah_Munshi_and_Arianna_Di_Cintio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08477 |
超大質量ブラックホール（SMBH）の形成と成長の物理的に動機付けられたモデルで宇宙流体力学シミュレーションを使用して、天の川の質量（$M_{\mathrm{vir}}\約7\回10^{11}のアセンブリを比較します$$M_{\odot}$at$z=0$）冷たい暗黒物質（CDM）および自己相互作用する暗黒物質（SIDM）モデルの銀河。私たちのSIDMモデルは、1cm$^2$/gの一定の断面積を採用しています。初期の宇宙では、SIDMコアリングが原因でSMBH形成が抑制されていることがわかります。SMBHとSMBHの合併は、形成されるSMBHの数が少ないため、SIDMでも抑制されます。最初の合併主導のSMBH成長の欠如は、CDMと比較して、SIDMでのSMBH成長を数十億年遅らせます。さらに、この成長の遅延により、主なSIDM銀河の最初の5年間の進化の間に、最大の前駆細胞でSMBHの降着が抑制されることがわかりました。それにもかかわらず、$z=0.8$の場合、CDMとSIDMのSMBH質量は約0.2デックスだけ異なるため、どちらも$M_{BH}-M_{*}$の関係と互換性を保ちます。減少した降着により、SIDMSMBHはホスト銀河での星形成をCDM銀河よりも積極的に調整せず、その結果、CDM銀河と比較してSIDM銀河の寿命全体で3つ以上の星が生成されることになります。私たちの結果は、SIDMがSMBHの成長と合併の歴史に影響を与え、最終的には古典的なCDMモデルとは非常に異なる銀河の進化をもたらす新しい方法を強調しています。
Planckデータから選択された候補プロトクラスターに関連付けられたSCUBA-2の密度
| Title |
SCUBA-2_overdensities_associated_with_candidate_protoclusters_selected_from_Planck_data |
| Authors |
T._Cheng,_D._L._Clements,_J._Greenslade,_J._Cairns,_P._Andreani,_M._Bremer,_L._Conversi,_A._Cooray,_H._Dannerbauer,_G._De_Zotti,_S._Eales,_J._Gonz\'alez-Nuevo,_E._Ibar,_L._Leeuw,_J._Ma,_M._J._Micha{\l}owski,_H._Nayyeri,_D._A._Riechers,_D._Scott,_P._Temi,_M._Vaccari,_I._Valtchanov,_E._van_Kampen,_L._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08560 |
Herschel-SPIREとSCUBA-2で追跡されたPlanckHigh-zカタログ（PHz）とPlanckCatalogofCompactSources（PCCS）から選択された46個の候補プロトクラスターの850-$\mu$mソース密度を測定します。このペーパーは、本物のプロトクラスターである可能性が最も高いフィールドを選択するために、850-$\mu$mソースの高密度を検索することを目的としています。46のプロトクラスター候補のうち、25は有意な過密度（$>$5倍のフィールドカウント）、11は中間の過密度（3から5倍のフィールドカウント）、10は過密度なし（$<$3倍のフィールドカウント）の850です。-$\mu$mソース。拡張された数密度は、サンプル分散の結果である可能性は低いことがわかります。Planckのコンパクトソースカタログから選択された別のサンプルの数カウントと比較すると、この[PHz+PCCS]で選択されたサンプルは、かなりの密度の高い候補プロトクラスターの割合が高くなっていますが、どちらのサンプルも上記の850-$\mu$mソースの密度が高くなっています。中間レベル。推定星形成率密度（SFRD）に基づいて、両方のサンプルが、グローバルフィールドSFRDがピークとなる赤方偏移（$2<z<3$）の近くの赤方偏移に近い星型銀河を持つプロトクラスターを効率的に選択できることをお勧めします。ここで見つかった密度の確認に基づいて、他のPHzターゲットでの今後のフォローアップ観察により、本物のDSFGが豊富なクラスター/プロトクラスターの数が大幅に増える可能性があります。
EAGLEシミュレーションの運動学的分析：$ {\ lambda} _ {Re} $の進化と、合併やガス降着との関係
| Title |
Kinematic_analysis_of_EAGLE_simulations:_Evolution_of_${\lambda}_{Re}$_and_its_connection_with_mergers_and_gas_accretion |
| Authors |
Daniel_Walo-Mart\'in,_Jes\'us_Falc\'on-Barroso,_Claudio_Dalla_Vecchia,_Isabel_P\'erez,_Andrea_Negri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08598 |
観測にできるだけ近いEAGLEシミュレーションで銀河を分析するための新しいツールを開発しました。角運動量プロキシーパラメーター$\lambda_{Re}$$M_{*}\ge5\times10^{9}M_{\odot}$は、RefL0100N1504シミュレーションで最大2シフト（z=2）します。シミュレーションの銀河は、さまざまな運動学的特徴を示しており、積分フィールド分光法の研究で見られるものと同様です。z=0では、${\lambda}_{Re}-{\epsilon}$平面内の銀河の分布も観測結果とよく一致しています。z=0でのスケーリング関係は、臨界質量があることを示し、$M_{crit}=10^{10.3}M_{\odot}$は、${\lambda}_{Re}$を含めると2つの異なる体制を分割しますパラメータ。シミュレーションにより、${\lambda}_{Re}-{\epsilon}$平面内の銀河の分布は、銀河が${\lambda}_{Re}$に均等に分布している場合、z=2になるまで時間とともに進化することがわかりますおよび${\epsilon}$。時間とともに${\lambda}_{Re}$の進化を調査したところ、z=2とz=0での角運動量の間には関係がないことがわかりました。すべてのシステムが最大${\lambda}_{Reに達しています}$はz=1であり、その後、それらのマージ履歴に関係なく、角運動量を着実に失います。ただし、時間の経過とともにその最大値を維持する高星形成システムを除きます。過去10年間に合併を経験していない銀河におけるReの進化は、それらのガス降着のレベルによって説明できます。
HSC SSP過渡調査におけるAGNマルチバンド光変動の特性
COSMOSフィールドでのハイパースプリムカムスバル戦略プログラム（HSCSSP）調査から得られたディープオプティカルマルチバンド測光データを使用して、アクティブな銀河核（AGN）の変動性を研究します。ここで分析された画像は、3年間でそれぞれ$g$、$r$、$i$、$z$バンドで8、10、13、15エポックで撮影されました。491のロバストな可変AGN候補が$i=25$まで、赤方偏移が最大$4.26$と特定されました。変動性によって選択されたAGNの90％は、ChandraCOSMOSLegacy調査で検出されたX線源で個別に識別されます。構造関数分析を使用してそれらの変動特性を調査し、低輝度AGN（$L_{\mathrm{bol}}\lesssim10^{45}$ergs$^{-1}$）の構造関数が示すことを見つけます光度と正の相関関係。これは、明るいクエーサーの反対の傾向です。この傾向は、光度の低いAGNに対するホスト銀河光の寄与が大きいために発生する可能性があります。銀河スペクトルのモデルテンプレートを使用して、構造関数分析へのホスト銀河の寄与の量を評価し、観測された光度依存性を説明するには若い恒星集団の優勢が必要であることを見つけます。これは、$0.8\lesssimz\lesssim1.8$の低輝度AGNが主に星形成銀河でホストされていることを示唆しています。X線スタッキング分析により、変動性が選択されたサンプル内の個別のX線未検出AGNからの有意な放出が明らかになりました。積み重ねられたサンプルは、積み重ねられたX線スペクトルで非常に大きな硬度比を示します。これは、これらの光学的に変化する光源が、無塵ガスによる大きな軟X線吸収を持っていることを示唆しています。
LOFARによって明らかにされた電波銀河のデューティサイクル：ロックマンホールの残存および再開された電波源集団
| Title |
The_duty_cycle_of_radio_galaxies_revealed_by_LOFAR:_remnant_and_restarted_radio_source_populations_in_the_Lockman_Hole |
| Authors |
Stanislav_Shabala,_Nika_Jurlin,_Raffaella_Morganti,_Marisa_Brienza,_Martin_Hardcastle,_Leith_Godfrey,_Martin_Krause,_Ross_Turner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08979 |
アクティブ銀河核（AGN）に関連付けられている無線ジェットからのフィードバックは、銀河の進化に大きな役割を果たしています。これらの無線ジェットの運動力は時間的変動を示すように見えますが、このプロセスに関与するメカニズムはまだ明確ではありません。最近、LOw周波数ARray（LOFAR）は、アクティブな、残された、再開されたラジオジェット集団の大規模な集団を発見しました。ロックマンホールのLOFARデータに焦点を当てることにより、この作業では、半分析環境（RAiSE）の動的AGNを使用して、アクティブ、残余、再開された無線ソース母集団の最初の自己無矛盾モデリング分析を提示します。他の最近の研究と一致して、私たちのモデルは、残りの無線ローブが急速にフェードインすることを予測しています。したがって、残存および再開された発生源の高い割合（>10％）が観測された場合、短命のジェットの支配的な母集団が必要です。これは、フィードバックによって調整される降着によって提供される可能性が高いと推測しています。
LOFARロックマンホールフィールドにおける電波銀河のライフサイクル
| Title |
The_life_cycle_of_radio_galaxies_in_the_LOFAR_Lockman_Hole_field |
| Authors |
N._Jurlin,_R._Morganti,_M._Brienza,_S._Mandal,_N._Maddox,_K._J._Duncan,_S._S._Shabala,_M._J._Hardcastle,_I._Prandoni,_H._J._A._R\"ottgering,_V._Mahatma,_P._N._Best,_B._Mingo,_J._Sabater,_T._W._Shimwell,_C._Tasse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09118 |
電波銀河は活動のサイクルを通過することが知られており、見かけの静止の段階の後に中央の超大質量ブラックホールの活動が繰り返されます。このサイクルをよりよく理解することは、ジェットがホスト銀河に及ぼすエネルギー的影響を確認するために重要ですが、それについてはほとんど知られていません。LockmanHole銀河系外界の150MHzのディープLOFAR画像を使用して、ジェットライフサイクルのさまざまなフェーズでサイズが$>60^{\prime\prime}$の158個の電波源のサンプルを選択しました。さまざまな基準を使用して（たとえば、主要な158個のソースの13％から15％を表す再起動された電波銀河の候補のサブサンプルを選択しました。サンプル。それらの特性を、残りの候補とアクティブな電波銀河から成る残りのサンプルと比較します。ホスト銀河の光学的識別と特徴付けは、再起動された、残された、アクティブな候補電波銀河について同様の特性を示し、それらはすべて同じ親母集団からのものであることを示唆しています。再起動された電波銀河の割合はレムナントに比べてわずかに高く、再起動されたフェーズは、比較的短いレムナントフェーズ（レムナントフェーズの期間が10$^{7}$年の数倍）の後に続くことが多いことを示唆しています。これは、残存位相と再起動位相が、巨大な楕円銀河のライフサイクルの不可欠な部分であることを確認します。予備調査では、このサイクルが特定の銀河を取り巻く環境に強く依存していることは示唆されていません。
Lyman AlphaリファレンスサンプルXI：効率的な乱流駆動Ly {\ alpha}エスケープとIR、CO、[C II] 158 {\ mu} mの分析
| Title |
The_Lyman_Alpha_Reference_Sample_XI:_Efficient_Turbulence_Driven_Ly{\alpha}_Escape_and_the_Analysis_of_IR,_CO_and_[C_II]158_{\mu}m |
| Authors |
J._Puschnig,_M._Hayes,_G._\"Ostlin,_J._Cannon,_I._Smirnova-Pinchukova,_B._Husemann,_D._Kunth,_J._Bridge,_E._C._Herenz,_M._Messa,_I._Oteo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09142 |
LymanAlphaReferenceSample（LARS）、つまり14個の局所的な星形成銀河で、全球のダストと（分子）ガス含有量を調べます。私たちはそれらの星間物質を特徴付け、新しく得られた特性をLy$\alpha$エスケープに関連する量に関連付けます。Herschel/PACS、SOFIA/FIFI-LS、IRAM30m望遠鏡、APEXでLARS銀河を観測し、遠赤外線（FIR）連続体と[CII]158$\mu$m、[OI]63$の輝線をターゲットにしました\mu$m、[OIII]88$\mu$m、低JCOライン。ベイジアン手法を使用して、ダストモデルパラメータを導出し、金属依存のガス対ダスト比を考慮して、すべてのLARS銀河の総ガス質量を推定します。星形成率は、FIR、[CII]158$\mu$m、[OI]63$\mu$mの光度から推定されました。LARSは$\sim$0.5-100$M_{\odot}\yr^{-1}$のFIRベースの星形成率、$\sim$15-80％のガス分率で、派生プロパティの広いダイナミックレンジをカバーしますガスの消耗時間は、数百ミリから10ギル以上です。$\Sigma_{gas}$対$\Sigma_{SFR}$（ケニカット・シュミット平面）でのLARS銀河の分布は、このように非常に不均一です。ただし、ガスの消耗時間が最も長いLARS銀河、つまり、比較的高いガス表面密度（$\Sigma_{gas}$）と低い星形成率密度（$\Sigma_{SFR}$）は、群を抜いて最も高いLy$\alpha$エスケープ分数。Ly$\alpha$エスケープ率と総ガス（HI+H$_2$）空乏時間の間には、強力な$\sim$linear関係が見られます。それらの銀河でのLy$\alpha$の脱出は、星形成ガスの乱流によって引き起こされ、Ly$\alpha$光子がそれらが発生する場所の近くの共鳴からシフトします。さらに、FIRの光度の$\sim$14$\pm$3％に対応するLARS5での極端な[CII]158$\mu$m超過、つまり最も極端な[CII]とFIRの比率について報告します。これまでAGNではない銀河で観測されました。
CFHTLSの化石グループ候補：確率論的アプローチ
化石グループ（FG）は25年前に発見され、現在X線の光度が$10^{42}\h_{50}^{-2}$ergs$^{を超える銀河グループとして定義されています。-1}$で、他のグループメンバーよりも少なくとも2等分明るい最も明るいグループ銀河です。ただし、彼らの形成のシナリオは物議を醸すままです。ここでは、Sarronらによって検出された候補グループとクラスターの大規模なカタログから抽出されたFGの確率分析を提案します。（2018）CFHTLS調査では、測光赤方偏移に基づいて、宇宙ウェブでの位置を調査し、環境を調査します。分光および測光の赤方偏移に基づいて、銀河が銀河構造に属する確率を推定し、最も明るいグループの銀河が他の銀河よりも2等分明るいという条件を課すことにより、特定の銀河構造の確率を計算しますFGになる。これらの候補FGの質量分布を分析し、それらが埋め込まれている宇宙ウェブのフィラメントとノードまでの距離を推定します。質量が$2.4\times10^{14}$M$_\odot$未満の構造が化石グループ（PFG）である確率が最も高いことがわかります。全体として、PFG$\geq$50％の構造は、宇宙ウェブフィラメントの近くに配置されます（87％は、最も近いフィラメントから1Mpc未満に配置されます）。それらは、最も近いフィラメントからよりも、最も近いノードから優先的に4倍離れています。FGは質量が小さく、まれであることを確認します。彼らは宇宙線フィラメントの近くに存在しているようであり、結節では生き残りません。したがって、劣悪な環境にいることがFG形成の原動力になる可能性があり、近くの銀河の数は中央グループ銀河の共食いを補償するのに十分ではありません。
{\ lambda} 21 cmの星間HIプロファイルのガウス分解
科学の確立されたプロトコルに従って、その結果は再現可能でなければならない、2つの一見相補的な方法によって得られた銀河21cm放出プロファイルへのガウスフィットを調べます：Verschuur（2004）によって使用された方法に基づく半自動アプローチと自動ニデバーらの技術。（2008）。どちらの方法でも、ライデン/アルゼンチン/ボン全天調査のデータを使用します。自動化ルーチンの魅力は、半自動化されたフィットよりも時間を節約することにほかならないとすれば、すばらしいことです。ただし、落とし穴は予期しないことが多いため、アルゴリズムの最も重要な側面は結果の再現性です。比較により、Nideveretal。の4つの問題が特定されました。（2008）分析：（1）適合度を測定する簡約カイ2乗を計算するさまざまな方法。（2）低速ガスと中間速度ガスの間のギャップを埋める超広域コンポーネント。（3）課された空間コヒーレンスの欠如により、ビーム幅の一部によって分離されたプロファイルで異なるコンポーネントが現れたり消えたりすることができます。（4）北と南の両方の銀河極でのプロファイルの基本的に異なる複数のソリューション。2段階の方法はアルゴリズムを改善し、自動フィットの後に品質保証の目視検査が続きます。ヘリウムの臨界電離速度（CIV）で説明できる、34km/sの線幅の広域コンポーネントのこの研究から、証拠が確認されています。ニデバーら以来。（2008）論文には、CIVモデルと矛盾する査読済み文献の唯一の結果が含まれています。この矛盾を生じさせる分析の欠陥を理解することが重要です。
z $ \ sim $ 2サブミリメートル銀河で覆い隠されたAGNを検索する
| Title |
Searching_for_obscured_AGN_in_z_$\sim$_2_submillimetre_galaxies |
| Authors |
H._Chen,_M._A._Garrett,_S._Chi,_A._P._Thomson,_P._D._Barthel,_D._M._Alexander,_T._W._B._Muxlow,_R._J._Beswick,_J._F._Radcliffe,_N._H._Wrigley,_D._Guidetti,_M._Bondi,_I._Prandoni,_I._Smail,_I._McHardy,_and_M._K._Argo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09356 |
赤方偏移が高い（$z$$\sim$2）のサブミリメートルで選択された銀河（SMG）は、活動銀河核（AGN）の潜在的なホスト銀河です。地元の宇宙が良いガイドである場合、SMG集団のあいだに隠されたAGNの$\sim$50$\％$は、最も深いX線調査でも見落とされる可能性があります。電波観測は覆い隠しに対して鈍感です。したがって、非常に長いベースライン干渉法（VLBI）は、覆い隠されたシステムでAGNを識別するためのツールとして使用できます。星形成システムには、10$^5$Kの明るさ温度の確立された上限が存在するため、VLBI観測では、AGNを明るさ温度測定によって星形成システムと区別できます。AGNコアに関連するコンパクトな無線コンポーネントの証拠を検索するために、4つのSMG（測定された赤方偏移を伴う）の1.6GHz欧州VLBIネットワーク（EVN）観測を提示します。2つのソースについては、e-MERLINイメージも表示されます。観測された4つのSMGのうち、輝度温度が5.2$\pm$0.7$\に対応する201$\pm$15.2$\mu$Jyの統合されたEVN磁束密度を持つ1つのソースJ123555.14を検出します。times$10$^5$K.したがって、J123555.14からの電波放射がAGNに関連付けられていることがわかります。残りのソース（J123600.10、J131225.73、およびJ163650.43）では、AGNの可能性からのコンパクトな電波放射は検出されません。J131225.73の場合、これは特に驚くべきことであり、データは、これがVLBIによって解決される拡張されたジェット優位のAGNである可能性があることを示唆しています。かすかな電波源集団の形態はこれらのスケールではまだほとんどわかっていないため、$\sim$10マスの解像度では、VLBIはキロパーセクスケールで拡張された多くの無線AGNを見落とす（または解決する）可能性があります。
天の川の4-6 GHz無線再結合ライン調査
| Title |
A_4-6_GHz_Radio_Recombination_Line_Survey_in_the_Milky_Way |
| Authors |
Hong-Ying_Chen,_Xi_Chen,_Jun-Zhi_Wang,_Zhi-Qiang_Shen,_and_Kai_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09359 |
全天の広視野赤外線サーベイエクスプローラー（$\textit{All-WISE}$）に基づいて、天の川の星形成領域（HMSFR）のサンプルを構築するために、電波再結合ライン（RRL）調査を行いました）ポイントソースカタログ。調査は、上海の65mTianma電波望遠鏡（TMRT）で観測され、H98$\alpha$からH113$\alpha$（4.5$-$6.9GHzの残りの周波数に対応）までの10の水素RRL遷移を同時にカバーしています。選択された3348個のターゲットから、RRLによって追跡された517個のソースで構成されるHMSFRサンプルを特定しました。このサンプル（486）の大部分は銀河面（$|$$\textit{b}$$|$$<$の近くにあります2度）。水素のRRLに加えて、それぞれ49および23の線源に向かうヘリウムおよび炭素のRRLも検出されました。RRL検出と同じターゲットサンプルの以前の作業で構築された6.7メタノールメーザーソースをクロスマッチングしました。その結果、103のHMSFRソースが両方の排出を含むことがわかりました。この論文では、測定されたRRLライン特性と、以前の段階で大量の星を追跡していると思われるメタノールメーザーサンプルとの相関関係を伴うHMSFRカタログを示します。さまざまなトレーサーによって示されるさまざまな進化段階のソースで構成されるHMSFRサンプルの構築は、そのような領域での高質量星形成の将来の研究にとって基本です。
アルマ望遠鏡で発見された電波銀河NGC 1052のガス欠乏円盤内部の巨大分子トーラス
| Title |
A_Massive_Molecular_Torus_inside_a_Gas-Poor_Cirnumnuclear_Disk_in_the_Radio_Galaxy_NGC_1052_Discovered_with_ALMA |
| Authors |
Seiji_Kameno,_Satoko_Sawada-Satoh,_C._M._Violette_Impellizzeri,_Daniel_Espada,_Naomasa_Nakai,_Hajime_Sugai,_Yuichi_Terashima,_Kotaro_Kohno,_Minju_Lee,_Sergio_Mart\'in |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09369 |
ガスに乏しい活動銀河核（AGN）の質量降着を追求するNGC1052のALMA観測を報告します。ガスの質量が$5.3\times10^{5}$M$_{\odot}$のエッジで正面から見た回転リング状の核周囲円盤（CND）を表すCO排出を検出しました。CNDのガス質量は、核周囲の星が形成されている典型的なセイファート銀河のガス質量よりも小さく、質量が小さいため中央エンジンに降着できません。連続体放出は、CO、HCN、HCO$^+$、SO、SO$_2$、CS、CN、およびH$_2$Oの分子吸収機能をキャストし、H$^{13}$CNおよびHC$^{15}$Nおよび振動励起（v$_2=1$）HCNおよびHCO$^+$。CND輝線幅よりも広い吸収線幅は、半径が$2.4\pm1.3$pc、厚さの比が$0.7\pm0.3$の幾何学的に厚い分子トーラスの存在を意味します。H$^{12}$CN、H$^{13}$を使用して、$（3.3\pm0.7）\times10^{25}$cm$^{-2}$のH$_2$列密度を推定しますCN、およびHCO$^{+}$吸収機能と$^{12}$C-to-$^{13}$CおよびHCO$^{+}$-to-H$_2$の存在比の採用、そして中心のブラックホールの質量の$\sim9$\％である$（1.3\pm0.3）\times10^7$M$_{\odot}$のトーラスガスの質量を導き出しました。トーラス内の分子ガスは塊であり、推定カバーファクターは$0.17^{+0.06}_{-0.03}$です。トーラス内部の塊のガス密度は$（6.4\pm1.3）\times10^7$cm$^{-3}$であると推定され、H$_2$Oメーザーの励起条件を満たす。トーラスの特定の角運動量は、CNDのそれから外挿されたフラット回転曲線を超えています。これは、14.4pcの影響範囲内のケプラー回転を示しています。
スターバーストの大規模モデリングの光に基づく超風によって生成された超高エネルギー宇宙線の実現可能性
| Title |
Feasibility_of_superwinds-generated_ultrahigh-energy_cosmic_rays_upon_the_light_of_large-scale_modeling_of_starbursts |
| Authors |
Luis_A._Anchordoqui_and_Diego_F._Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09378 |
ピエールオージェコラボレーションは、超高エネルギー宇宙線と近くのスターバースト銀河の到来方向の間の可能な相関について説得力のある指標を提供しました。ここでは、スターバースト銀河の最新の大規模なモデリングが、超風の最終衝撃で加速される異方性信号を生成する宇宙線とどのように互換性があるかを示します。
銀河円盤の放射状移動のトレーサーとしてのクラスターを開く
放射状の移動は銀河円盤の重要なプロセスです。いくつかの散開星団は、このメカニズムに関するいくつかの証拠を示していますが、体系的な研究はありません。この作業では、均一な金属性とNetopilらの年齢を持つ146の散開星団の大規模なサンプルに基づいて、銀河円盤上の放射状マイグレーションの役割を調査します。ガイアDR2から計算された運動学。出生地点Rb、誘導半径Rg、およびその他の軌道パラメータが計算され、移動距離|Rg-Rb|が計算されます。金属性、運動学、年齢情報の組み合わせであるが得られます。44％の散開星団には|Rg-Rb|<1kpcがあり、放射状の移動（チャーン）は重要ではないことがわかります。|Rg-Rb|>1kpcの残りの56％散開星団のうち、t<1.0Gyrの若い星団は内側に移動する傾向がありますが、古い星団は通常外側に移動します。若いクラスターと古いクラスター間の放射状の移動の異なるメカニズムは、それらの異なる移動速度、銀河の位置、および軌道パラメーターに基づいて提案されています。古いグループでは、移行率を推定し、外側のディスクにある10個の中年クラスターに基づいて1.5（+-0.5）kpc/Gyrの妥当な値を取得するためのもっともらしい方法を提案します。いくつかの特別なクラスターの存在は、複雑な形成の歴史。
A963での環境影響の作用のマッピング
| Title |
Mapping_the_working_of_environmental_effects_in_A963 |
| Authors |
Boris_Deshev,_Christopher_Haines,_Ho_Seong_Hwang,_Alexis_Finoguenov,_Rhys_Taylor,_Ivana_Orlitova,_Maret_Einasto,_Bodo_Ziegler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09391 |
前処理とクラスター関連プロセスの相対的な寄与を定性的に評価し、内部に星形成銀河の異常に高い割合を示すz=0.2の大規模クラスターであるA963の蓄積にマッピングします。A963の中心領域と落下領域の銀河特性の2D変動をマッピングするために、空の平面上のクラスターメンバーの位置のボロノイビニングを使用します。完全なSEDフィッティング、21cmイメージング、および光学分光法に基づいて、4つの銀河パラメーター（星形成銀河の割合、特定の星形成率、HI欠乏および恒星集団の年齢）をマッピングします。大規模な構造の既知のフィラメントに関連付けられている可能性がある、クラスターの中心を横切る南北軸に沿った受動銀河によって支配されている拡張領域を見つけます。この領域の受動銀河は、クラスターの近くに到着するずっと前に消光された兆候があります。それとは逆に、クラスター中心の東と西には、ガスの豊富で活発な星形成銀河が支配する最近の降着の領域があり、下部構造やフィラメントには関連付けられていません。この地域の少数の受動銀河は最近消滅しているように見え、一部のガスに富む銀河は継続的なラム圧ストリッピングの兆候を示しています。大規模構造のフィラメントに沿ってクラスターに低エントロピーガスの流入が観測されたのと同様に、z=0.2で進行中のラム圧力ストリッピングの21cmでの最初の暫定観測を報告します。観測されたA963の銀河含有量は、さまざまな特性を持つ銀河の非常に異方的な降着の結果です。ガスの豊富な星形成銀河は、クラスターの東と西から降着しており、これらの銀河はr<R200で急冷されています。一方、複数のグループを含む降着の大部分は、南北軸に沿って起こり、ほとんど受動的です銀河。
$ Chandra $とALMAによって明らかにされたNGC 2110のCOガスのAGN X線照射
$Chandra$とALMAが$でそれぞれ明らかにしたNGC2110の230.538GHzでの6.4keVのFe-K$\alpha$ラインとCO（$J$=2--1）ラインの空間分布を報告します。\約$0.5秒。$Chandra$6.2--6.5keVから3.0--6.0keVの画像は、Fe-K$\alpha$放出が北西から南東の方向に優先的に$\sim$3arcsec、つまり500まで広がることを示唆していますPC、両側。空間分解スペクトル分析は、北西と南東の地域でのみ重要なFe-K$\alpha$輝線を見つけることによってこれをサポートします。さらに、それらの同等の幅は$\sim$1.5keVであり、物理的起源としての核X線照射による蛍光を示しています。対照的に、CO（$J$=2--1）の排出量は弱いです。定量的な議論のために、X線支配領域（XDR）モデルに従ってイオン化パラメーターを導出します。次に、COやH$_2$のX線解離の結果としての弱点を解釈するのに十分な高さを見つけます。また、CO分子が超熱分布に従うため、より高い$J$線でより明るい放射が発生する可能性もあります。さらにフォローアップ観察を行って、主に星間物質の特性を変更するもの、およびX線照射が最終的にAGNフィードバックとして周囲の星形成に影響を与えるかどうかについて結論を出すことが推奨されます。
拡散銀河系外紫外線背景への銀河団の寄与
| Title |
Galaxy_Cluster_Contribution_to_the_Diffuse_Extragalactic_Ultraviolet_Background |
| Authors |
Brian_Welch,_Stephan_McCandliss,_Dan_Coe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09401 |
拡散紫外線背景放射は、\textit{GALEX}調査のデータを使用して、2\arcmin\の解像度でほとんどの空にマッピングされています。このマップを使用して、UVバックグラウンドと\textit{Planck}調査のスニヤエフ-ゼルドビッチ効果によって発見された銀河のクラスターの間の相関関係を調査します。高銀河緯度（$|b|>60^{\circ}$）銀河クラスターのみを使用して、銀河前景による汚染を回避し、測定された赤方偏移を持つクラスターのみを分析します。これにより、赤方偏移の範囲$0.02\leqz\leq0.72$にわたる142個のクラスターのサンプルが残り、さらに4つの赤方偏移ビンに細分されます。赤方偏移によってビニングされたスタックされたサンプルを分析すると、$z<0.3$のクラスターのローカルバックグラウンドと比較して、UVバックグラウンドライトが中央で過剰である証拠が見つかります。次に、これらの$z<0.3$クラスターを積み重ねて、統計的に有意な過剰な$12\pm2.3$光子cm$^{-2}$s${-1}$sr$^{-1}$\AA$^を見つけました{-1}$\中央値$\sim380$光子cm$^{-2}$s${-1}$sr$^{-1}$\AA$^{-1}$\測定ランダムな空白フィールドの周り。これらのクラスターの積み重ねられた放射状プロファイルを測定し、余分なUV放射が$\sim1$Mpcの半径でバックグラウンドのレベルまで減衰し、クラスターの最大半径範囲とほぼ一致していることを確認します。過剰なUV輝度に寄与する可能性のある物理プロセスの分析は、クラスター内媒質内の相対論的電子からの非熱放射と、クラスターメンバーの銀河とクラスター内光からのかすかな未解決のUV放射が支配的な原因である可能性が高いことを示しています。
銀河のサイズと恒星の質量の関係の分析
| Title |
Analysis_of_the_galaxy_size_versus_stellar_mass_relation |
| Authors |
J._Sanchez_Almeida_(1,2)_((1)_Instituto_de_Astrofisica_de_Canarias,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(2)_Departamento_de_Astrofisica,_Universidad_de_La_Laguna,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09433 |
銀河のサイズと恒星の質量（Mstar）の関係のばらつきは、半質量半径Reではなく、固定表面密度でのサイズを使用すると大幅に減少します。ここでは、これが発生する理由について説明します。同じMstarを持つ2つの銀河には、同じ表面密度の半径が少なくとも1つあり、銀河が同じサイズであるため、削減がどのように予想されるかを示します。ただし、散乱が観測されたレベルに減少する理由は自明ではないため、ReおよびSersicインデックス（n）が反相関している（つまり、Mstarが与えられた場合に）Sersicプロファイルにほぼ続く銀河表面密度プロファイルにピン留めしますReが減少するとnは増加します）。私たちの分析結果は、NASAスローンアトラス（NSA）で描写されている7<log（Mstar/Msun）<11.5の50万以上のローカルオブジェクトを含む、観測された銀河の動作を非常によく説明しています。NSA銀河との比較により、散乱を最小化する質量表面密度（2.4m0.9p1.3Msun/pc2）と表面輝度（r-バンド24.7pm0.5mag/arcsec2）の最適値を見つけることもできますが、実際の値は、最適化に使用されるNSA銀河のサブセットに何らかの形で依存します。最適値が存在する物理的理由は不明ですが、Trujillo+20が指摘するように、それらはガス表面密度のしきい値に近く、星を形成しているため、銀河の物理的な端をたどる可能性があります。私たちのNSAベースのサイズ-質量関係は、散乱の大きさだけでなく、勾配についてもそれらと一致します。サイズの狭さの副産物-質量の関係（0.06dexのみ）として、銀河のサイズを使用してその恒星の質量を測定することを提案します。時間の観察という点では、通常の測光技術よりも要求が厳しくなく、特定の場合に実用的な利点をもたらす可能性があります。
衝突する流れによる若い大規模なクラスターの形成
若い大規模クラスター（YMC）は、銀河における星形成の最も激しい領域です。ただし、YMC形成のモデルを定式化すると同時に、観測からの制約を満たすことは非常に困難です。YMCを形成するには、高密度$\gtrsim$100cm$^{-3}$の雲が高速（$\gtrsim$20kms$^{-1}$）と衝突する必要があることを示しています。中程度の雲密度$\sim100$cm$^{-3}$から始まり、約1ミリアールの期間にわたって大量の星を星に変換し、高密度の塊を生成できる最初のシミュレーションを提示します観察されたものと同様のクラスター。このような条件は、YMCが一般的であるより極端な環境では一般的ですが、YMCがまれである私たちのGalaxyでは異例です。
銀河の金属性勾配に対する空間分解能とノイズの影響の定量化
| Title |
Quantifying_the_effects_of_spatial_resolution_and_noise_on_galaxy_metallicity_gradients |
| Authors |
Ayan_Acharyya,_Mark_R._Krumholz,_Christoph_Federrath,_Lisa_J._Kewley,_Nathan_J._Goldbaum,_Rob_Sharp |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09482 |
金属勾配は、合併、ガス流入、星形成などのイベントの履歴を記録するため、銀河の進化の重要な診断です。ただし、勾配を測定できる精度は空間分解能とノイズによって制限されるため、そのような影響を測定するには補正する必要があります。光イオン化モデルと組み合わせた、正面向きの天の川銀河の高解像度（〜20pc）シミュレーションを使用して、合成高解像度積分フィールド分光（IFS）データキューブのスイートを生成します。次に、空間解像度（銀河スケールの長さあたり2から16ビーム）とノイズのさまざまな現実的なモデルを使用してデータキューブを劣化させ、入力金属性勾配が解像度と信号の関数としてどれだけ適切に回復できるかを調査および定量化します。-ノイズ比（SNR）は、MaNGAやSAMIなどの最新のIFS調査と比較するためのものです。不確実性の適切な伝播と低SNRピクセルの剪定を考えると、銀河スケールの長さあたり3〜4個の望遠鏡ビームの解像度で、勾配を約10〜20％の不確実性に回復できることがわかります。不確実性は、解像度を下げると約60％に増加します。低SNRピクセルを含めると、推定される勾配の不確実性が悪化します。私たちの結果は、金属勾配測定で望ましい精度を達成するために必要な解像度とSNRに関する将来のIFS調査に潜在的に通知できます。
スピン軌道ミスアライメントの起源：Microblazar V4641 Sgr
既知のマイクロクエーサーの中で、V4641Sgrは、相対論的ジェット軸と2進軌道角運動量の間のミスアライメント角度の最も厳しい下限（>52{\deg}）を誇っています。ジェットとブラックホールのスピン軸が一致すると仮定して、この極端なスピン軌道の不整列の原因を出生キックモデルで説明しようとします。これにより、整列したバイナリシステムが、新生ブラックホールに与えられた超新星キックによって不整列になります。モデル入力は、V4641Sgrにカスタマイズして測定したキック速度分布と、超新星前後のバイナリシステムのパラメーターです。バイナリ恒星進化モデルのグリッドを使用して、今日のV4641Sgrと一致するように進化する超新星後の構成を決定し、一般的なエンベロープ進化の標準処方を使用して、対応する超新星前の構成を取得します。これらの潜在的な前駆システムパラメータセットのそれぞれを入力として使用すると、出生前のキックがV4641Sgrスピン軌道ミスアライメントの原因を説明するのに苦労していることがわかります。その結果、標準的な一般的なエンベロープフェーズとそれに続く超新星のキックを含む進化の経路は、V4641Sgrにはほとんどあり得ないと結論付けます。別の解釈では、ジェット軸はブラックホールのスピン軸を確実に追跡しません。私たちの結果は、一般的なエンベロープの進化と出生前のキックの未検証の処方箋に依存しているバイナリ個体群合成モデルから収集されたコンパクトオブジェクトのマージ統計に関する懸念を引き起こします。また、ブラックホールスピンの大きさを測定するために日常的に呼び出されるスピン軌道整列の仮定に挑戦します。
5つの局所化された高速無線バーストからのIGMバリオン質量分率の宇宙論に影響されない推定
| Title |
Cosmology-insensitive_estimate_of_IGM_baryon_mass_fraction_from_five_localized_fast_radio_bursts |
| Authors |
Zhengxiang_Li,_He_Gao,_Jun-Jie_Wei,_Yuan-Pei_Yang,_Bing_Zhang,_Zong-Hong_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08393 |
5つの高速無線バースト（FRB）（3つの明らかに非反復的なものFRB180924、FRB181112、およびFRB190523）、および2つのリピーター、FRB121102およびFRB180916.J0158+65は、これまでにすでにローカライズされています。私たちが最近開発した方法（Lietal。2019）をこれらの5つのローカライズされたFRBに適用して、IGMのバリオン質量の割合、$f_{\rmIGM}$の宇宙論に依存しない推定を行います。5つのFRBの測定された分散測定（DM）と光度距離$d_{\rmL}$データ（FRB赤方偏移と同じ赤方偏移でのタイプIa超新星の$d_{\rmL}$から推定）を使用して、ローカルの$f_{\rmIGM}=0.84^{+0.16}_{-0.22}$を制約し、赤方偏移依存の形跡を残さない。この宇宙論に依存しないFRB観測からの$f_{\rmIGM}$の推定は、他のプローブを使用した以前の制約と非常によく一致しています。さらに、明らかに繰り返されない3つのFRBのみを使用すると、少しゆるいが一貫した結果$f_{\rmIGM}=0.74^{+0.24}_{-0.18}$が得られます。これら2つのケースでは、星形成率の関数としてモデル化することにより、ホスト銀河のDM寄与（${\rmDM_{host}}$）の妥当な推定を行うことができます。$f_{\rmIGM}$と${\rmDM_{host}}$の両方に対する制約は、FRBのローカライズの急速な進歩により、大幅に改善されることが期待されています。
幻想的な4つ：V404 Cyg、Cyg X-3、V4641 SgrおよびGRS 1915 + 105-不明瞭なX線バイナリ
V404Cyg、CygX-3、V4641Sgr、およびGRS1915+105は、最も明るいX線バイナリの1つであり、多波長放射で複雑な動作を示します。CygX-3とは別に、他の3つの情報源には大きな降着円盤があり、軌道傾斜が高いという証拠があります。したがって、降着円盤の大規模な幾何学的変化は、ローカルの覆い隠しイベントを引き起こす可能性があります。一方、CygX-3は、X線源を遮る強い恒星風の中でウルフ・レイエットの伴星を周回しています。ここでは、4つの線源すべてから観測された固有のX線スペクトルが、局所的な覆い隠しイベントによって説明できるかどうかを調べます。すべての固有の放出が周囲の物質で再処理されるシナリオ、またはエミッターが可変の開口角を持つ厚いトーラスで囲まれているシナリオのいずれかを記述する2つの物理的動機付けモデルでソーススペクトルを適合させます。特定の時間のX線スペクトルが、それらが埋め込まれている高密度環境から生じる可能性が高い4つの線源すべてで類似していることを示します。フィットしたモデルは、V404Cygの2015年のバーストの激しいフレアエピソードに先行する低明度のフェーズは非常に不明瞭ですが、本質的に非常に明るい（スーパーエディントン）降着状態であることを示唆しています。V404Cygと同様のスペクトル進化が、GRS1915+105の最近の異常に低い光度の状態から観測されています。モデリングの結果は、V404CygおよびGRS1915+105の（流出）覆い隠された物体の形状の変化を示しています。これは、無線（ジェット）の進化にも関連しています。すべての線源は不明瞭なX線放射を表示しますが、不明瞭化の原因となるさまざまな要因を示すさまざまな固有光度を備えています。この作業は、他の線源でも発生する可能性のあるX線スペクトルのモデリングで、周囲の媒体でのX線放出の再処理を考慮することの重要性を強調しています。
層状媒質中のガンマ線バーストの光学的残光における明るい逆衝撃発光
| Title |
The_Bright_Reverse_Shock_Emission_in_the_Optical_Afterglows_of_Gamma-ray_Bursts_in_a_Stratified_Medium |
| Authors |
Shuang-Xi_Yi,_Xue-Feng_Wu,_Yuan-Chuan_Zou_and_Zi-Gao_Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08577 |
逆衝撃（RS）モデルは、GRB990123（オプティカルフラッシュとも呼ばれる）の初期の光学的残光など、急激な上昇と減衰を伴う光学的残光を解釈するために一般的に導入されます。このペーパーでは、主要なRS放射のそのようなシグネチャを持つ11のガンマ線バースト（GRB）の初期の光学的残光を収集しました。光学閃光の時間的勾配は、媒体密度分布指数$k$と電子スペクトル指数$p$の両方によって決定されるため、薄い殻のケースのRSモデルを光学閃光に適用し、前駆細胞。$k$値が0〜1.5の範囲にあることがわかります。このペーパーの$k$値は、Yiらの結果と一致しています。（2013）、いくつかのオンセットバンプにフォワードショック（FS）モデルが適用されました。ただし、このホワイトペーパーで採用されている方法は、RS放出が大幅に急に減衰するGRB残光にのみ適用できます。我々の結果は、RSモデルがサーカムバースト媒体を確認するためにも適用できることを示しており、GRBが多様なサーカムバースト媒体を持っている可能性があることをさらに示唆しています。
クォーク物質のQCD相で中性子星からのアキシオンを検出するための理論モデルを示します。このモデルでは、減衰するアキシオンからガンマ線が生成されます。アクシオンはクォークと反クォークのペア$u\bar{u}$または$d\bar{d}$から生成されます。アキシオンクォーク-アンチクォーク結合は、フォームファクターに依存して、Goldberger-Treiman関係を介して計算できます。モンテカルロシミュレーションを使用して、アキシオンの放射率を計算します。これから、フェルミ大面積望遠鏡（FermiLAT）からの予測ガンマ線信号を計算できます。フェルミLATで検出可能な光子束を予測します。LIGOからの信号は、中性子星合体からも生成され、FermiLATからの予想信号と比較されます。オーダー$10^{-10}$eVのアキシオン質量に対する非常に厳しい制限は、このモデルを使用して設定できます。
アキシオンはQCDの強いCP問題を解決するために提案された仮想粒子であり、宇宙の暗黒物質のかなりの部分を構成する可能性があります。アキシオンは中性子星で生成され、その後崩壊して、フェルミ大面積望遠鏡（Fermi-LAT）で検出可能なガンマ線を生成すると予想されます。質量が1eVを超えるアキシオンとは対照的に、軽いQCDアキシオンは、ガンマ線に崩壊する前に長い距離を移動する可能性があることを考えると、中性子星は空間的に拡張されたガンマ線源として表示される場合があります。中性子星をガンマ線の拡張された線源と見なすために、点線源モデルに基づいて、アキシオンからのガンマ線の以前の検索を拡張します。中性子星の拡張された考察は、アキシオンの検索に対するより高い感度につながります。
局所宇宙のズウィッキー過渡施設国勢調査I：カルシウムに富むギャップ過渡の系統的検索により、3つの関連する分光サブクラスが明らかになる
| Title |
The_Zwicky_Transient_Facility_Census_of_the_Local_Universe_I:_Systematic_search_for_Calcium_rich_gap_transients_reveal_three_related_spectroscopic_sub-classes |
| Authors |
Kishalay_De,_Mansi_M._Kasliwal,_Anastasios_Tzanidakis,_U._Christoffer_Fremling,_Scott_Adams,_Igor_Andreoni,_Ashot_Bagdasaryan,_Eric_C._Bellm,_Lars_Bildsten,_Christopher_Cannella,_David_O._Cook,_Alexandre_Delacroix,_Andrew_Drake,_Dmitry_Duev,_Alison_Dugas,_Sara_Frederick,_Avishay_Gal-Yam,_Daniel_Goldstein,_V._Zach_Golkhou,_Matthew_J._Graham,_David_Hale,_Matthew_Hankins,_George_Helou,_Anna_Y._Q._Ho,_Ido_Irani,_Jacob_E._Jencson,_Stephen_Kaye,_S._R._Kulkarni,_Thomas_Kupfer,_Russ_R._Laher,_Robin_Leadbeater,_Ragnhild_Lunnan,_Frank_J._Masci,_Adam_A._Miller,_James_D._Neill,_Eran_O._Ofek,_Daniel_A._Perley,_Abigail_Polin,_Thomas_A._Prince,_Eliot_Quataert,_Dan_Reiley,_Reed_L._Riddle,_Ben_Rusholme,_Yashvi_Sharma,_David_L._Shupe,_Jesper_Sollerman,_Leonardo_Tartaglia,_Richard_Walters,_Lin_Yan,_Yuhan_Yao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09029 |
（要約）ZwickyTransientFacilityアラートストリームを使用して、大規模なキャンペーンを実施して、銀河で発生するすべてのトランジェントをローカルユニバースの国勢調査（CLU）カタログで分光学的に分類しています。実験の目的は、100インチのCLU銀河から200Mpcまでの深さ、20等級までのトランジェントの分光学的に完全でボリューム制限のあるサンプルを構築することです。最初の16個から調査設計と分光学的完全性について説明します。22の低光度（ピーク絶対等級$M>-17$）のサンプルでのカルシウムに富むギャップトランジェントの系統的検索の結果、実験で見つかった水素不足イベント（分光学的に分類されたSNe754のうち）。8つのカルシウムリッチギャップトランジェントの検出を報告し、それらの体積測定レートをSNIaレートの少なくとも$\約15\pm5$％に制限します。このサンプルを文献の10のイベントと組み合わせると、連続体である可能性が高いことがわかりますSNIaのような機能（Ca-Iaオブジェクト）のイベントからピーク光でのSNIb/cのような機能（Ca-Ib/cオブジェクト）までの分光特性の範囲。Ca-Ib/cイベント内では、2つの赤で区別されるイベントの母集団（$g-r\約1.5$mag）または緑（$g-r\約0.5$mag）のスペクトル色、$r$バンドピークで、赤のイベントは強いラインブランケットのサイン、遅い光の曲線、弱いHeライン星雲相では[CaII]/[OI]が低くなります。一緒に、我々は分光連続体、体積率および印象的な古い環境が低質量の白色矮星での彼の殻の爆発的な燃焼と一致していることを発見しました。Ca-Iaおよび赤いCa-Ib/cオブジェクトは、Heの燃焼効率が高いHeシェルの二重デトネーションと一致するが、緑色のCa-Ib/cオブジェクトは、低爆発のような非効率的なHe燃焼シナリオから生じる可能性がある密度He弾またはHe爆弾。
LAMOSTによるシグナスループの偏りのない分光学的研究。 I.輝線の光学特性とグローバルスペクトル
| Title |
Unbiased_Spectroscopic_Study_of_the_Cygnus_Loop_with_LAMOST._I._Optical_Properties_of_Emission_Lines_and_the_Global_Spectrum |
| Authors |
Ji_Yeon_Seok,_Bon-Chul_Koo,_Gang_Zhao,_John_C._Raymond |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09030 |
大空領域多物体ファイバー分光望遠鏡（LAMOST）DR5を使用した銀河系超新星残骸（SNR）シグナスループの公平な分光学的研究を紹介します。LAMOSTは大きな視野と大きな開口部の両方を備えているため、$\sim$3700-9000\AAでR$\約$1800で4000スペクトルを同時に取得できます。シグナスループは中年のSNRのプロトタイプであり、明るく、角度サイズが大きく、ほこりで比較的不明瞭にならないという利点があります。シグナスループへの見通し線に沿って、2747LAMOSTDR5スペクトルが合計で見つかり、残り全体に空間的に分布しています。このスペクトルサンプルには、[OIII]で明るいフィラメントまたは明るい領域に焦点を当てていることが多い、以前のほとんどの研究の選択バイアスがありません。目視検査では、368のスペクトル（全体の13$\％$）が明確なスペクトルの特徴を示しており、残骸との関連を確認しています。さらに、ラインエミッションのある176のスペクトルは、その起源のあいまいさを示していますが、SNRに関連している可能性があります。特に、SNR放射によって支配される154のスペクトルは、輝線を識別してその強度を測定することによってさらに分析されます。電子密度や温度など、残骸の内部で大きく変化する物性の分布を理論モデルを用いて調べます。多数のLAMOSTスペクトルを組み合わせることにより、シグナスループを表すグローバルスペクトルが構築され、放射衝撃の特性を示します。最後に、偏りのないスペクトルサンプルがグローバルスペクトルに与える影響と、遠方の銀河における空間的に未解決のSNRを理解するためのその影響について説明します。
ガンマ線ブレーザーのフラックスの分布について：確率過程のヒント？
$\gamma$-rayバンドで観測された強力なブレザーの時間的変動性のモデルを調べます。ここで、ダイナミクスは、決定論的ドリフトと確率項の寄与を含む確率微分方程式で記述されています。方程式の形は、現在の天体物理学の枠組みによって動機付けられており、いわゆる\emph{磁気的に拘束された}降着円盤によってサポートされる磁場によって媒介される中央の超大質量ブラックホールの回転エネルギーの抽出を通じてジェットが駆動されることを受け入れます。モデルをいくつかの明るいブレザーの$\gamma$-ray光曲線に適用し、それらを記述するのに適したパラメーターを推測します。特に、フラックスの微分分布（$dN/dF_{\gamma}$）を調べ、想定された確率方程式の予測確率密度関数が、大きなフラックス$dN/dF_{で観測されたべき法則形状を自然に再現することを示します。\gamma}\proptoF_{\gamma}^{-\alpha}$と$\alpha>2$。
GW190412を、高速で回転するセカンダリを使用したバイナリブラックホールの合併として解釈
LIGO-Virgoコラボレーションは最近、不等成分質量（EOBNRPHM近似を使用した場合の質量比$0.25^{+0.06}_{-0.04}$）とバイナリー効果のないスピンを持つバイナリブラックホールマージであるGW190412のプロパティを最近報告しました軌道角運動量に合わせます。より大規模なブラックホールは90％の信頼度で0.17から0.59の無次元のスピンの大きさを持っていると彼らが推測するために、彼らはアドホックな事前を使用しました。孤立したバイナリ進化のコンテキスト内では、最初に生まれたより大きなブラックホールは無視できるスピンを持っているとアプリオリに仮定するのがより自然である一方、それほど大きくないブラックホールのスピンは軌道と優先的に整列すると主張します。潮流によってスピンされた場合の角運動量。この天体物理学的に動機付けられた以前の状況下では、質量の小さいブラックホールには軌道角運動量に沿って0.67から0.99の無次元スピン成分があったと結論付けます。
硬い$ \ gamma $ -rayブレーザーの最高エネルギーの光子におけるアキシオンのような粒子の痕跡を検索する
| Title |
Search_for_the_imprint_of_axion-like_particles_in_the_highest-energy_photons_of_hard_$\gamma$-ray_blazars |
| Authors |
Rolf_Buehler,_Galo_Gallardo,_Gernot_Maier,_Alberto_Dom\'inguez,_Marcos_L\'opez,_Manuel_Meyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09396 |
標準モデルを超えた理論で予測されたアキシオン状粒子（ALP）は、磁場の存在下での$\gamma$光線に対する宇宙の透明度に観測効果をもたらす可能性があります。この研究では、z$\geqの赤方偏移を超えて発生源から観測された最高エネルギー光子の分布を比較することにより、${\itFermi}$大面積望遠鏡からのデータの80か月のALPの存在と互換性のある効果を検索しますALPが存在する場合の理論的予測を含む$0.1。ALPによって$\gamma$線の透過性が増加する証拠は見つからないため、銀河間磁場の値を1nGと仮定して、ALPパラメータに制限を設定しました。$10^{-11}$GeV$^{-1}$を超えるフォトンALPカップリングは、ALP質量$m_{a}$$\lesssim3.0$neVでは除外されます。これらの制限は、他の$\gamma$-ray望遠鏡ではカバーされないパラメーター空間の領域を除外し、他の実験によって課された制約と互換性があります。
キャリブレーションの精度は現在、21cmの宇宙論実験で体系的な制限となっています。無数のキャリブレーションアプローチがありますが、ほとんどは天文学的なフォアグラウンド放射の非常に正確なモデルに依存する「空ベース」、またはほぼ同一のアンテナ応答パターンを持つ正確に規則的なアレイを必要とする「冗長」のいずれかに分類できます。これらのクラスのキャリブレーションはどちらも、干渉測定の現実には柔軟性がありません。実際には、前景モデルのエラー、アンテナ位置のオフセット、ビーム応答の不均一性により、キャリブレーションのパフォーマンスが低下し、宇宙信号が汚染されます。ここでは、空ベースの冗長なキャリブレーションを、ベイジアン統計形式に基づいて非常に一般的で物理的に動機付けられたキャリブレーションフレームワークに統合できることを示します。私たちの新しいフレームワークには、特別なケースとして空と冗長なキャリブレーションが含まれていますが、これらのアプローチに含まれる厳密な仮定の緩和をさらにサポートできます。さらに、MWAフェーズIなどのイメージングアレイの代替キャリブレーション方法を表す、冗長ベースラインのないアレイの冗長キャリブレーションなどの新しいキャリブレーション手法を紹介します。これらの新しいキャリブレーションアプローチは体系を緩和し、キャリブレーションエラーを減らし、それによって精度を向上させます。宇宙測定。
バンド4におけるuGMRTの分極化条約
| Title |
The_Polarization_Convention_of_the_uGMRT_in_Band_4 |
| Authors |
Barnali_Das,_Sanjay_Kudale,_Poonam_Chandra,_Bhaswati_Bhattacharya,_Jayanta_Roy,_Yashwant_Gupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08542 |
アップグレードされたGiantMetrewaveRadioTelescope（uGMRT）のバンド4（550--900MHz）に採用された偏波規約を理解するために実行された実験を紹介します。そのために、干渉測定モードとパルサーモードの両方で、このバンドのパルサーB1702〜19を観察し、その結果を、Lovellで取得した既知のストークス$I$、$Q$、$U$、$V$プロファイルと比較します望遠鏡。干渉法とuGMRTのパルサーモードから得られた結果は互いに一致することがわかります。ただし、uGMRTで取得したStokes$U$プロファイルはLovell望遠鏡で取得したプロファイルと一致しますが、Stokes$Q$と$V$は一致しません。これは、このバンドの$X$および$Y$ダイポール（$R$および$L$の派生元）がw.r.tでスワップされている場合に説明できます。IAU規約。スワッピングは、IEEE規則に従って、uGMRTバンド4の$RR^*$および$LL^*$をそれぞれ$LL^*$および$RR^*$にします。これは、uGMRTのバンド4で得られた偏光測定値を、Lovell、Parkes、VeryLargeArrayなどの望遠鏡と比較する必要がある場合（すべて、右手および左手円偏光を定義するためのIEEE規則に従う）、$RR^を交換する必要があることを意味します*$と$LL^*$、およびuGMRTデータのストークス$Q$の符号を変更します。これはuGMRTバンド4の現在の規則であり、双極子の交換が行われると将来変更される可能性があることに注意してください。完了すると、別のテクニカルレポートで通知されます。
FASTのフィードサポートシステム用の統合GPS / SINS / TSによる位置と姿勢の決定
| Title |
Position_and_attitude_determination_by_integrated_GPS/SINS/TS_for_feed_support_system_of_FAST |
| Authors |
Ming-Hui_Li,_Peng_Jiang,_Dong-Jun_Yu_and_Jing-Hai_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09113 |
この論文では、FASTのフィードサポートシステムの測定に全天候の信頼性とより高い精度を提供できる、統合手法に基づく新しい測定システムを紹介します。測定システムは、3種類の測定機器と、コアデータ融合アルゴリズムを備えた処理ソフトウェアで構成されています。ストラップダウン慣性航法システム（SINS）は、キャリアの位置、速度、姿勢を自律的に測定できます。それ自体の欠点は、測定データが時間の経過とともに急速に発散することです。SINSは、高精度の測定データを取得するために、全地球測位システム（GPS）とトータルステーション（TS）を組み合わせる必要があります。積分測定システムにはカルマンフィルタリングアルゴリズムが採用されています。これは、測定誤差を推定するための最適なアルゴリズムです。パフォーマンスを評価するために、一連のテストが実行されます。フィードキャビンの場合、位置の最大RMSは14.56mm、姿勢の最大RMSは0.095{\deg}であり、これらの値は15mm未満であり、フィードキャビンの測定精度として0.1{\deg}です。スチュワートマニピュレーターの場合、位置の最大RMSは2.99mm、姿勢での最大RMSは0.093{\deg}です。これらの値は3mm未満で、スチュワートマニピュレーターの測定精度として0.1{\deg}です。その結果、新しい測定は、FASTのフィードサポートシステムの測定精度の要件を満たしています。
チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）は、地上ベースのガンマ線天文学の天文台であり、今後数十年にわたってTeV天文学の領域を形成します。CTAは、ラパルマ島の北半球とチリの南半球の2つのサイトに配備された100を超える画像用空気チェレンコフ望遠鏡で構成されます。CTAの観察時間の大部分は、科学コミュニティに開かれた競争力のある提案主導の時間割り当てスキームによって割り当てられます。したがって、CTAは、他の波長や他のメッセンジャーのために存在し、存在する他の大規模な地上および宇宙ベースの観測所を補完する天文学的ツールになります。この寄稿では、CTA展望台とその主な特徴、そして建設プロジェクトの現状を紹介します。最初の光はすでにプロトタイプのCTA望遠鏡とカメラによって取得されており、CTAアレイの配備がまもなく開始されます。科学分析ソフトウェアはすでに良好な状態にあり、CTA科学およびデータ分析を準備するための幅広いコミュニティで利用できます。
将来の大型軽量ミラーのストレスミラー研磨：形状最適化を使用した設計
| Title |
Stress_mirror_polishing_for_future_large_lightweight_mirrors:_design_using_shape_optimization |
| Authors |
Sabri_Lemared,_Marc_Ferrari,_Christian_Du_Jeu,_Thibault_Dufour,_Nathalie_Soulier_and_Emmanuel_Hugot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09361 |
この研究では、応力鏡面研磨（SMP）を使用して宇宙望遠鏡用の大型軽量非球面レンズを製造する新しい方法を提案します。この技術は、フルサイズの球面研磨ツールのおかげで、最短の時間で高品質の光学面に到達できることで知られています。正しい表面の非球面形状を得るには、製造パラメータに従って、変形するミラーの厚さの分布を正確に定義する必要があります。最初にアクティブ光学とストレスミラー研磨技術を紹介し、次に、適切な厚さのミラー分布を得て、研磨フェーズ中に必要な非球面形状を生成するプロセスについて説明します。このプロセスを支援するために、PYTHONプログラミングを使用した形状最適化手順と、有限要素モデル（FEM）を使用したNASTRAN最適化ソルバーが開発および説明されています。このペーパーの主な結果は、SMP技術をサポートする形状最適化プロセスの機能であり、厚さ分布の再形成により、球面光学面から特異な非球面形状を生成します。このペーパーでは、主に、デモンストレーターを製造する前の最初のステップとして数値シミュレーションを使用した理論的なフレームワークに焦点を当てています。この2段階のアプローチは、以前のプロジェクトでうまく使用されました。
天文学用のOH抑制フィルターを製造するための複雑な位相マスク
| Title |
Complex_phase_masks_for_fabricating_OH-suppression_filters_for_astronomy |
| Authors |
Aashia_Rahman,_Kalaga_Madhav,_and_Martin_M._Roth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09371 |
ファイバーに非周期的なフィルターを刻むための複雑な位相マスク（CPM）の設計が提示されます。マスク表面レリーフの複雑な構造は、周期的な間隔の離散的な非周期的な位相ステップで構成されています。CPMの位相ステップ位置からの内接レーザービームの回折が、ファイバーに沿って周期的に配置された半位相ステップを生成することを示します。蓄積された位相は、制御された屈折率変調とともに、目的の非周期反射スペクトルを生成します。複雑な「ランニングライト」干渉法に基づく碑文法と比較して、CPMは、標準的な位相マスクの碑文技法のよく知られた便利さと再現性を提供します。非周期的なグレーティングの複雑さは、CPMの構造にエンコードされます。CPMで製造された複雑なフィルターは、上層大気で生成される近赤外線（NIR）OH-輝線を抑制するために使用でき、地上ベースの望遠鏡の性能を向上させます。
相互作用する連星の割合とは無関係に赤い超巨星を使用した老化星団について
| Title |
On_aging_star_clusters_using_red_supergiants_independent_of_the_fraction_of_interacting_binary_stars |
| Authors |
J.J._Eldridge,_Emma_R._Beasor,_N._Britavskiy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08502 |
バイナリ個体群とスペクトル合成（BPASS）モデルを使用して、赤い超巨星が相互作用するバイナリスターの影響を受けない共評価恒星個体群の正確な年齢推定を提供できるという最近の提案をテストします。年齢は、クラスター内の赤い超巨大光度の最小光度と赤い超巨大光度の平均光度の両方を使用して推定されます。これらの方法を多数の観測された星団でテストし、以前の推定と一致する結果を見つけます。重要なのは、相互作用する連星の現実的な母集団がある場合とない場合の恒星母集団モデルから得られた年齢の差が、せいぜい数十万年であることです。クラスター内の赤の巨人の平均光度は、クラスターの年齢を決定する最良の方法であることがわかります。
ゆらぎのあるダイナモモデルにおけるねじり振動と磁気サイクル
非線形平均フィールドダイナモモデルを使用して、移行する帯状流（「ねじり振動」）の「拡張」モードの振幅と磁気サイクルの関係を調べ、ねじり振動を太陽サイクル予測に使用できるかどうかを調査します。ダイナモモデルには、アルファ効果の規則的な変動があるモデルと確率的変動があるモデルの2種類があります。通常のダイナモモデルは、100年の時間スケールでの磁気サイクル変動の成長段階と減衰段階の2つの異なる関係を示しています。変動のあるダイナモモデルの場合、これらの関係はマージされます。どちらのタイプのモデルでも、太陽周期の振幅は、地下層の先行する周期のねじれ加速度波の帯状調和$\ell=9$の積分振幅と$\ell=3$とよく相関していることがわかります対流ゾーンの底の調和。これらの関係は、前の最小値におけるポロイダル磁場との周期の大きさの以前の既知の関係よりも弱いですが、ねじれ振動の予測範囲は大きく、完全な11年の活動周期に達する可能性があります。さらに、ねじり振動の赤道成分について非対称の振幅は、磁気活動の半球非対称性の予測の前兆として使用できることがわかります。
周期的ポテンシャル場に基づく相対磁気ヘリシティ
磁気ヘリシティは、理想的な電磁流体力学（MHD）の下で保存され、抵抗プロセスの下でも準保存されます。磁気ヘリシティの標準的な定義は、ゲージに依存するため、ボリューム内のオープン磁場に直接適用することはできません。代わりに、相対磁気ヘリシティが広く使用されています。周期的な横方向境界条件を持つ長方形のドメイン内のポテンシャル磁場のエネルギーは、6つの境界すべてに固定された垂直成分を持つ磁場のエネルギーよりも小さいことがわかります。相対的な磁気ヘリシティの分析でこのより低いエネルギーのポテンシャルフィールドを利用するために、周期的なポテンシャルフィールドを含む、磁場の磁気ヘリシティの新しい定義を導入します。この定義を一連の解析解と数値シミュレーションに適用します。結果は、新しいゲージ不変ヘリシティが元の磁場の相対的なヘリシティの通電部分に非常に近いことを示しています。また、元のヘリシティと定義された相対ヘリシティの通電ヘリシティと相対磁気ヘリシティの比率が異なる動作を示すこともわかります。新しいヘリシティは、不安定性と太陽噴火現象の原因であるボリューム内の電流により、フィールドのコンポーネントに対してより敏感であるようです。
| Title |
Solar_physics_in_the_2020s:_DKIST,_parker_solar_probe,_and_solar_orbiter_as_a_multi-messenger_constellation |
| Authors |
V._Martinez_Pillet,_A._Tritschler,_L._Harra,_V._Andretta,_A._Vourlidas,_N._Raouafi,_B.L._Alterman,_L._Bellot_Rubio,_G._Cauzzi,_S.R._Cranmer,_S._Gibson,_S._Habbal,_Y.K._Ko,_S.T._Lepri,_J._Linker,_D.M._Malaspina,_S._Matthews,_S._Parenti,_G._Petrie,_D._Spadaro,_I._Ugarte-Urra,_H._Warren,_R._Winslow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08632 |
全米科学財団（NSF）のDanielK.Inouye太陽望遠鏡（DKIST）がハレアカラ（ハワイ）の頂上で運用を開始しようとしています。DKISTは、NASAおよびESAパーカーソーラープローブとソーラーオービターの遭遇ミッションの初期科学フェーズに参加します。太陽に近いプラズマ環境のその場測定と太陽の複数の層の詳細な遠隔観測を組み合わせることにより、3つの観測所が前例のないマルチメッセンジャーコンステレーションを形成し、太陽系内部の磁気接続を研究します。このホワイトペーパーでは、このマルチメッセンジャースイートが可能にする相乗効果科学について概説します。
ALMAでMHDディスクの風を制限します。見かけのローテーション署名とHH212への適用
| Title |
Constraining_MHD_disk_winds_with_ALMA._Apparent_rotation_signatures_and_application_to_HH212 |
| Authors |
B._Tabone,_S._Cabrit,_G._Pineau_des_For\^ets,_J._Ferreira,_A._Gusdorf,_L._Podio,_E._Bianchi,_E._Chapillon,_C._Codella,_F._Gueth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08804 |
大きなミリメートルの干渉計は、磁気遠心ディスク風（MHDDWs）を追跡するために提案されている回転する流出の増加する数を明らかにしています。ただし、ディスクの増加への影響はまだ十分に定量化されていません。ここでは、見かけの回転シグネチャからMHDDWの真の発射ゾーン、磁気レバーアーム、および角運動量フラックスを取得する際の体系的なバイアスを特定します。合成位置速度カットは、広範囲のパラメーターにわたる自己相似MHDDWから構築され、3つの異なる方法が特定の角運動量を推定するために適用されます。打ち上げ半径は、アンダーソンらからのよく知られた関係を使用して推測されたことがわかります。（2006）は、DWの真の最も外側の打ち上げ半径$r_{out}$と著しく異なる場合があります。「二重ピーク分離」および「フロー幅」メソッドは、$r_{out}$に厳密な下限のみを提供します。このバイアスは角度分解能とは無関係であり、係数10に達することがあります。対照的に、「回転曲線」法は、流れが十分に解決されている場合は$r_{out}$の適切な推定値を示し、そうでない場合は上限を示します。磁気レバーアームは常に過小評価されています。すべての観測効果を適切に考慮できるのは、合成予測との比較のみです。アプリケーションとして、250auから16auの解像度でのHH212のALMA観測との比較を示します。これは、これまでのMHDDWの最も厳しい観測テストを表しています。この比較により、二重ピーク分離法の予測バイアス、および最初にTaboneらによって提案された大きな$r_{out}\sim40〜$auと小さな磁気レバーアームが確認されました。（2017）。また、与えられた半径範囲のMHDディスク風、磁気レバーアーム、および質量流束によって抽出されたディスク角運動量の割合の最初の正確な分析式を導出します。HH212への適用により、MHDDWが若いディスクの定常角運動量抽出プロセスの重要な候補であることが確認されます。
2つのHgMn星の弱い磁場の検出
| Title |
Detection_of_weak_magnetic_fields_in_two_HgMn_stars |
| Authors |
S._Hubrig,_S.P._Jarvinen,_H._Korhonen,_I._Ilyin,_M._Sch\"oller,_E._Niemczura,_S.D._Chojnowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08880 |
主系列の水銀マンガン（HgMn）星は、エキゾチックな元素が大量に存在することが知られており、磁気Ap/Bp星と同様に、スペクトル変数であり、恒星表面に不均一な元素分布が存在することを意味します。過去10年間に多数の磁場研究が試みられており、HgMn星に磁場が存在する場合、磁場は比較的弱いはずです。もつれた磁場の存在は、モーメント法を使用して二次磁場を検出したいくつかの著者によって示唆されました。最小二乗デコンボリューションテクニックを使用して、異なる基本パラメーターとスペクトル特性を持つ3つのHgMnスター、HD221507、HD65949、およびHD101189の分光偏光観測で微弱磁場の高感度検索を実行します。HD221189とHD65949では、単一のエポックで明確な弱い縦電界が検出されていますが、HD101189では限界磁界の検出しかできませんでした。新しい測定は、磁場の構造がおそらくかなり複雑であることを示しています。私たちの分析は、個々の要素が測定に使用されている場合、同じ観測エポックで逆のストークスVプロファイルの存在を明らかにします。これは、個々の要素が恒星表面全体にわたって異なる極性の異なる局所磁場をサンプリングする最初の観測証拠です。
極域タウ4における降着状態遷移の短いケイデンスK2観測
| Title |
Short-cadence_K2_observations_of_an_accretion-state_transition_in_the_polar_Tau_4 |
| Authors |
Colin_Littlefield,_Peter_Garnavich,_Paula_Szkody,_Gavin_Ramsay,_Steve_Howell,_Isabel_Lima,_Mark_Kennedy,_Lewis_Cook |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08923 |
ケプラー宇宙船は、その寿命の間に合計4つだけのAMHerculis激変星を観測しました。これらのシステムの1つであるTau4（RXJ0502.8+1624）の短いケイデンスのK2光度曲線を分析します。この曲線は、観測の最終日に低降着状態から高状態に偶発的にジャンプしました。1つの短いフレアを除いて、低状態の70日間の観測中に降着の証拠はありませんでした。タウ4が高位状態に移行したため、降着の再開は非常に緩やかで、約6日かかりました（〜90バイナリ軌道）。タウ4のK2光度曲線を、降着の高状態と低状態の両方で得られた時間分解分光法で補足します。HeII468.6nmなどの高励起線は、システムが活発に降着しているときでさえ、非常に弱かった。これは降着ショックが存在しないことを強く示唆しており、タウ4は降着率の低いAMHerculisシステムで予測される爆撃体制に置かれています。ハイステートスペクトルとローステートスペクトルの両方で、白色矮星の光球からのゼーマン吸収特性が存在し、$15\pm2$MGの表面平均電界強度を明らかにします。注目すべきことに、高状態スペクトルは、フィールド強度が$12\pm1$MGの領域で生成されたゼーマン分割輝線も示しています。ゼーマン放出はこれまでAMHerculisシステムでは報告されていませんでした。この現象は、降着領域近くのWDの大気の温度反転によって引き起こされると考えられます。
全日食観測からのコロナ磁場トポロジー
太陽コロナの全球磁場の測定は、非常に困難なままです。皆既日食（TSE）の間に撮影された白色光画像で観察される微細な密度構造は、現在、コロナの磁場方向を太陽リムからいくつかの太陽半径（Rs）に推定するための最良のプロキシです。私たちは初めて、ほぼ2つの完全な太陽サイクルにまたがる14個の日食コロナのローリングハフ変換（RHT）で定量的に推論されるように、コロナ磁場のトポロジーを1〜6Rsの間で継続的に提示します。コロナ磁場の方向は、少なくとも3Rsになるまで放射状にならないことがわかります。太陽緯度の異なる緯度と位相では、1.5Rと3Rsの間で大きな変動が見られます。強い光球場がコロナの非常に放射状の磁力線に関連付けられている間、最も非放射状のコロナ場トポロジーは、光球内の弱い磁場強度を持つ領域の上で発生することがわかります。さらに、コロナホールの存在に関係なく、すべての緯度で太陽表面からいくつかの太陽半径まで連続的に伸びる豊富な磁力線が見つかります。これらの結果は、コロナ磁場モデルのテストと制約、およびその場での太陽風測定と太陽の発生源とのリンクに影響を与えます。
オメガケンタウリで最も金属に乏しいスター（NGC 5139）
| Title |
The_Most_Metal-poor_Stars_in_Omega_Centauri_(NGC_5139) |
| Authors |
Christian_I._Johnson,_Andrea_K._Dupree,_Mario_Mateo,_John_I._Bailey_III,_Edward_W._Olszewski,_and_Matthew_G._Walker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09023 |
銀河で最も大規模で複雑な球状星団は、今や潮汐的に破壊された矮小銀河の核コアとして発生したと考えられていますが、球状星団と矮小銀河の間の接続は、M54/射手座システムが唯一の明確なリンクを表しているため、希薄です。球状星団オメガケンタウリ（wCen）はM54よりも大規模で化学的に多様であり、セコイアまたはガイアエンケラドス銀河の核星団であると考えられています。これらのシステムと同等の質量を持つローカルグループの矮小銀河は、多くの場合、金属に乏しい星（[Fe/H]<-2.5）の多数の母集団をホストし、そのような天体をwCenで見つけることが期待できます。Magellan-M2FSの高解像度スペクトルを使用して、395のターゲットサンプルで[Fe/H]が-2.30〜-2.52の範囲である11の星を検出しました。これらは、クラスターで発見された最も金属に乏しい星であり、Cenの優勢な人口の5倍以上の金属に乏しいです。ただし、これらの星は金属不足で、矮小銀河の起源と明確に関連しているわけではありません。クラスターの金属に乏しい尾には、[Fe/H]〜-2.1および-2.4の近くに2つの集団が含まれているようです。これらは非常に中央に集中していますが、特異な運動学的特徴を示していません。これらの星のいくつかの可能な起源が議論されています。
太陽系外惑星が惑星状星雲を形作ることを可能にすることにおける減少した風の質量損失率の役割について
| Title |
On_the_role_of_reduced_wind_mass-loss_rate_in_enabling_exoplanets_to_shape_planetary_nebulae |
| Authors |
Ahlam_Hegazi,_Ealeal_Bear,_Noam_Soker_(Technion,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09077 |
私たちは恒星進化コードMESA-binaryを使用し、6つの太陽系外惑星の進化をたどって、赤い巨大枝（RGB）と漸近巨大枝（AGB）上の親星の将来の進化における潜在的な役割を決定します。この研究は、軌道長が1AU<a<20AU、偏心度がe>0.25で、質量がM>1Moの親星を持つ軌道を持つ惑星に限定します。星HIP75458は、RGBフェーズ中に惑星HIP75458bを飲み込みます。惑星はエンベロープを取り除き、RGBの進化を終わらせ、ヘリウムの白色矮星を形成するように進化する質量0.4Moの裸のヘリウムコアを残します。6つのうち1つのシステムでのみ、惑星ベータPiccはAGBフェーズ中にその親星のエンベロープに入ります。そのためには、風の質量損失率を一般に使用されている値の約4分の1に減らす必要があります。これは、円軌道をもつ太陽系外惑星に基づいた初期の結論を強化し、惑星を飲み込むAGB星の無視できない割合を得るには、孤立したAGB星の風質量損失率を低くすることを検討する必要があると述べています（回転する前に仲間によってアップ）。このような飲み込まれた惑星は、AGBの質量損失形状を形成して楕円形の惑星状星雲を形成する可能性があります。
太陽彩層におけるMg IIの共鳴と従属線の磁気感度
| Title |
The_magnetic_sensitivity_of_the_resonance_and_subordinate_lines_of_Mg_II_in_the_solar_chromosphere |
| Authors |
T._del_Pino_Alem\'an,_J._Trujillo_Bueno,_R._Casini,_R._Manso_Sainz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09176 |
太陽のMgIIh-kダブレット（その拡張された翼を含む）の偏光と、従属的なUVトリプレット（約280nm）の理論的な研究を行います。これらの線は、上部光球から彩層-コロナ遷移領域までの太陽大気の物理的特性に関する情報をエンコードしているため、診断に非常に役立ちます。私たちは、太陽大気の静かな領域とプラージュ領域の1次元モデルにおけるスペクトル線偏光の放射伝達計算に基づいて研究を行っています。私たちの計算では、原子分極、量子レベル干渉、周波数再分布、および任意の強度の磁場の複合作用を考慮に入れています。特に、ゼーマン効果とハンル効果による磁場の変化に対する緊急ストークスプロファイルの感度を調べます。また、h-k共鳴遷移における角度依存性の周波数再分布を考慮に入れて、発生するストークスプロファイルに対する彩層プラズマダイナミクスの影響を調べます。ここで紹介する結果は、太陽紫外線スペクトルのこの重要な領域での分光偏光観測の解釈に重要です。
オメガケンタウリ：赤い巨人の弱いMgHバンドは、ヘリウム含有量を直接追跡します
| Title |
Omega_Centauri:_weak_MgH-band_in_red_giants_directly_trace_the_helium_content |
| Authors |
Arumalla_B._S._Reddy_(Indian_Institute_of_Astrophysics,_Koramangala,_Bangalore,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09415 |
球状星団オメガケンタウリの赤い巨星の高スペクトル分解能と高S/N比の光学スペクトルは、ヘリウムを含む15元素の恒星パラメーターと化学的存在量について、線幅または合成スペクトル分析によって分析されます。理論上の光球とHe/H$-$ratiosの組み合わせを採用したMgHとMgラインの同時存在分析は、4400Kよりも低温のヘリウムライン遷移（He{\scsI}10830および5876\AA）直接スペクトル線分析用。結果の存在比に対するヘリウム強化モデル光球の影響は、過去の研究と一致して、0.15dex未満です。最も金属に富んだクラスターメンバーについてこの論文で測定された最初の間接分光ヘリウム存在量は、7つのHe増強巨人（$\Delta$$Y=+$0.15$\pm$0.04）の発見を明らかにします。日付。$-$0.79$\pm$0.06dexの平均金属性およびO、Na、Al、Si、Ca、Ti、Ni、Ba、およびLaの存在量は、赤い巨大ブランチ（RGB-a）およびサブジャイアントで見られる値と一致しています。オメガケンタウリの枝（SGB-a）集団。サンプル間の進化的なつながりを示唆しています。巨人のHe強化は、Alと相関し、Oと反相関する、より大きな$s$プロセスの元素存在量に関連しています。これらの結果は、濃縮された星間媒質からの、オメガケンタウリのHe強化金属に富む集団の形成をサポートします。高速で回転する大規模な星の噴出物、連星は超新星として爆発し、漸近巨大枝（AGB）の星です。
AT 2016dahおよびAT 2017fyp：潮流の中で発見された最初の古典的な新星
| Title |
AT_2016dah_and_AT_2017fyp:_the_first_classical_novae_discovered_within_a_tidal_stream |
| Authors |
M._J._Darnley,_A._M._Newsam,_K._Chinetti,_I._D._W._Hawkins,_A._L._Jannetta,_M._M._Kasliwal,_J._C._McGarry,_M._M._Shara,_M._Sitaram,_S._C._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09431 |
AT2016dahとAT2017fypは、かなり典型的なAndromedaGalaxy（M31）の古典的な新星です。AT2016dahは、「非常に速く」減少するが珍しいFeII'b'（広義）の新星のほぼ教科書の例であり、ピーク光度に上昇中に発見され、滑らかな壊れたべき法則の光度曲線で減衰します。。AT2017fypは、M31にとっては異常に「速い」新星として分類されます。その初期の減衰スペクトルは、FeIIとHe/Nの両方のスペクトルタイプの特性を同時に示します-「ハイブリッド」。同様に、AT2017fypの光度曲線は、べき乗則の低下が壊れていますが、フラットトップの最大値が拡張されています。両方の新星は、NeilGehrelsSwiftObservatoryによってUVとX線で追跡されましたが、どちらの新星のX線源も検出されませんでした。ペアは、それらの星雲相に測光的および分光的に追跡されました。前駆システムは、アーカイブの光学データでは見えませんでした。これは、質量ドナーが主系列星であることを意味しています。AT2016dahとAT2017fypを特に興味深いものにしているのは、M31に対する彼らの立場です。ペアは空に近いですが、M31の中心から遠く離れており、ホストのセミマイナー軸にほぼ沿っています。M31の新星の母集団の半径方向の速度の測定とシミュレーションにより、両方の新星がアンドロメダの巨大な恒星流（GSS）のメンバーであるという結論が導かれます。少なくとも2つのM31の新星が偶然にGSSと一致しているように見える確率は〜1％です。したがって、これらの新星はM31ではなくGSS前駆細胞から発生したと主張します-潮汐蒸気で発見された最初の確認された新星。
重力波観測におけるブラックホールの認識：質量ギャップバイナリで詐称者を区別する
| Title |
Recognizing_black_holes_in_gravitational-wave_observations:_Telling_apart_impostors_in_mass-gap_binaries |
| Authors |
Sayak_Datta,_Khun_Sang_Phukon_and_Sukanta_Bose |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05974 |
地上の重力波（GW）検出器でコンパクトオブジェクトバイナリからのインスパイラル信号を注意深く監視することにより、コンポーネントがブラックホールかどうかをテストする方法を示します。ここでは、一般相対性理論におけるブラックホール（スピンありおよびなし）に限定します。このような物体は、潮汐加熱と呼ばれる現象を介して、インスピレーション中に軌道から重力放射をバイナリで吸収する地平線によって特徴付けられます。対照的に、中性子星などのコンパクトなオブジェクトは、潮汐による加熱は最小限ですが、潮汐による変形があり、それを含むバイナリの位相進化に明らかに異なる方法で影響を与えます。ここでは、潮汐加熱の強度を特徴付ける波形パラメーターを特定し、水平線の吸収がない場合はゼロになります。これらのパラメーターを使用することにより、ベイズ法がバイナリー内の地平線の有無を区別する方法を示します。これは、中性子星の質量より重い質量を持つこれらの星の質量の物体が地平線を持たないかもしれないが、ブラックホールの模倣者またはエキゾチックなコンパクトな物体であるかもしれないといういくつかの主張から、特にエキサイティングな見通しです。おそらくより重要なのは、私たちの方法を使用して、質量ギャップバイナリの地平線の有無をテストできるため、最も重い中性子星または最も軽いブラックホールを検出できる可能性があることです。バイナリ波形モデルにおける潮汐加熱の適切な説明は、それらを含むバイナリのGW観測における中性子星の状態方程式の特性の公平な測定、またはエキゾチックなコンパクトオブジェクトの存在を調べるためにも重要です。
電磁流体力学的および準静的電磁流体力学的乱流における乱流抗力低減
| Title |
Turbulent_drag_reduction_in_magnetohydrodynamic_and_quasi-static_magnetohydrodynamic_turbulence |
| Authors |
Mahendra_K._Verma,_Shadab_Alam,_Soumyadeep_Chatterjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06713 |
流体力学的乱流では、大規模に注入された運動エネルギーが慣性範囲にカスケードし、一定の運動エネルギーフラックスにつながります。対照的に、電磁流体力学（MHD）乱流では、運動エネルギーの一部が磁気エネルギーに移動します。その結果、同じ運動エネルギー注入率の場合、MHD乱流の運動エネルギーフラックスは、その流体力学的対応物と比較して減少します。これにより、非線形項（$\la|（{\bfu}\cdot\nabla）{\bfu}|\ra$、ここで${\bfu}$は速度場）と乱流の相対的な弱化につながりますドラッグ、ただしMHD乱流の速度場の強化。流体力学およびMHD乱流のシェルモデルシミュレーションを使用して、上記を検証します。準静的MHD乱気流も、MHD乱気流と同様の乱流抵抗低減を示します。
ビッグバン以前のインフレによる原始ブラックホール
ビッグバン前のインフレシナリオのコンテキストで、原始ブラックホールの形で暗黒物質のかなりの部分を生成する可能性について説明します。この目的のために、高曲率インフレーションの弦フェーズ中に音速パラメーター$c_s$の変化によって引き起こされる可能性のある曲率摂動の強化を考慮します。すべての関連する観測制約を課した後、音速パラメータがかなり狭い範囲に限定されている場合、考慮されたモデルのクラスは、暗黒物質に関連する質量範囲の大量の原始ブラックホールの生成と互換性があることがわかります値の$0.003<c_s<0.01$。
ギガ年のタイムスケールでの大気ニュートリノ率の変化の測定
| Title |
Measuring_Changes_in_the_Atmospheric_Neutrino_Rate_Over_Gigayear_Timescales |
| Authors |
Johnathon_R._Jordan,_Sebastian_Baum,_Patrick_Stengel,_Alfredo_Ferrari,_Maria_Cristina_Morone,_Paola_Sala,_Joshua_Spitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08394 |
太陽系の年齢である$\sim4.5\、$Gyrに匹敵する時間スケールで宇宙線フラックスを測定することで、地球、太陽系、さらには私たちの銀河の歴史に新しいウィンドウを提供することができます。古びた探知器、核反跳からのダメージトラックを記録する天然鉱物の大気ニュートリノの痕跡を使用して、時間の関数として宇宙線の割合を間接的に測定する手法を提示します。地球上で一般的に見られる鉱物は$\lesssim1\、$Gyr古く、太陽系の年齢と同じ次数のタイムスケールで宇宙線の履歴を振り返ることができます。適度な精度で日付が付けられたさまざまな経年のサンプルのコレクションを考えると、この手法は地球での宇宙線フラックスの歴史的変化を測定するのに特に適し、宇宙物理学や地球物理学に広く適用できます。
球状星団からの重いアキシオン様粒子の光子との結合に関する制約
| Title |
Constraints_on_the_coupling_with_photons_of_heavy_axion-like-particles_from_Globular_Clusters |
| Authors |
Pierluca_Carenza_(Bari_Univ._&_INFN_Bari),_Oscar_Straniero_(INAF),_Babette_D\"obrich_(CERN),_Maurizio_Giannotti_(Barry_Univ.),_Giuseppe_Lucente_(Bari_Univ.),_Alessandro_Mirizzi_(Bari_Univ._&_INFN_Bari) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08399 |
光子と相互作用する大規模な（$m_a$から数100keVまでの）アキシオン様粒子（ALP）にバインドされた球状クラスターを更新します。恒星のコアでのそのような粒子の生成は、Primakoff$\gamma+Ze\toZe+a$および光子合体プロセス$\gamma+\gamma\toa$によって支配されています。後者は、質量が高い場合に優勢ですが、以前の推定には含まれていませんでした。その結果、この結果は、特に$m_a\gtrsim50$keVの場合、以前の制約を大幅に強化します。球状星団の星、SN1987A、およびビームダンプ実験の組み合わせによる制約により、$m_a\sim0.5-1\、$MeVおよび$g_{a\gamma}\sim10の周りのパラメーター空間に小さな三角形の領域が開いたままになります。^{-5}$GeV$^{-1}$。これは、非公式にALP「宇宙論的三角形」として知られています。これは、標準の宇宙論的引数を使用しないと除外できないためです。ただし、後で説明するように、そのような領域にパラメータを持つアキシオン状粒子と互換性のある実行可能な宇宙論モデルがあります。また、今後の加速器実験で実験的に宇宙の三角形を探索する可能性についても説明します。
入れ子になった円柱上のカメレオン場によって誘発される第5の力
| Title |
Fifth_force_induced_by_a_chameleon_field_on_nested_cylinders |
| Authors |
Martin_Pernot-Borr\`as,_Joel_Berg\'e,_Philippe_Brax,_Jean-Philippe_Uzan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08403 |
この記事では、MICROSCOPE実験のような重力宇宙ミッションのコンテキストで、カメレオンスクリーニングメカニズムを備えたスカラーテンソル理論で発生するスカラーの5番目の力の特性を調査します。このような実験では、実験の入れ子にされた円柱内のカメレオン場の伝播は、円柱が完全に同軸ではない場合に5番目の力を引き起こします。円筒対称性が壊れている設定で、場の分布と誘導される5番目の力を計算し、それを完全な数値シミュレーションと比較するための半解析的方法を提案します。モデルのパラメータと実験のジオメトリの両方を使用した5番目の力のスケーリングについて説明します。5番目の力は反発力があるため、検出器に作用する力バジェットに含める必要がある不安定な剛性を追加します。これは、スクリーニングされたモデルでスカラーの5番目の力を制約する新しい方法への道を開きます。
ダークマターの再加熱とインフレ後の生産
| Title |
Reheating_and_Post-inflationary_Production_of_Dark_Matter |
| Authors |
Marcos_A._G._Garcia,_Kunio_Kaneta,_Yann_Mambrini,_Keith_A._Olive |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08404 |
インフレ後の再加熱中の暗黒物質生成の体系的な分析を実行します。指数関数的拡張の期間に続いて、インフレーターは減衰するにつれて減衰振動の期間を開始します。これらの振動と熱崩壊生成物の温度の変化は、インフロンポテンシャル$V（\Phi）$の形状に依存します。$\Phi^k$という形式のポテンシャルを考慮します。$k=2$の場合、標準物質が支配する振動が発生します。一般に、暗黒物質の生成は、膨張後の最高温度のいずれか（または両方）または再加熱温度に依存します。再加熱温度は、宇宙が放射を支配するようになったときに定義されます。暗黒物質の生成はインフロンポテンシャルに敏感であり、$k>2$の場合、最高温度に大きく依存することを示します。また、質量が再加熱温度よりも大きい暗黒物質の生成も考慮します。
銀河連星からの重力波信号のグローバル分析
銀河の超小型連星は、ミリヘルツ周波数帯の重力波の主要な発生源であると期待されています。1時間未満の周期を持つ数千万の銀河連星のうち、数万が将来のレーザー干渉計スペースアンテナ（LISA）によって解決されると推定されています。未解決の残りは、1〜3ミリヘルツの「ノイズ」の主な原因になります。典型的な銀河連星は合併から数百万年であり、その結果、それらの信号はLISAミッションの期間中持続します。何万もの重複する銀河信号を抽出し、未解決のコンポーネントを特徴付けることは、LISAデータ分析の中心的な課題であり、バンド内のすべての信号に同時に適合するグローバルソリューションに到達するための重要な貢献です。ここでは、LISAコンステレーションからデータが到着すると、トランス次元ベイズ推論を使用してソースの時間発展カタログを作成する銀河バイナリのエンドツーエンド分析パイプラインを示します。
| Title |
Space_Debris_Ontology_for_ADR_Capture_Methods_Selection |
| Authors |
Marko_Jankovic_(1),_Mehmed_Y\"uksel_(1),_Mohammad_Mohammadzadeh_Babr_(1),_Francesca_Letizia_(2),_Vitali_Braun_(2)_((1)_Robotics_Innovation_Center_(RIC)--DFKI_GmbH_and_University_of_Bremen,_(2)_IMS_Space_Consultancy_for_the_European_Space_Operation_Center_(ESOC)--ESA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.08866 |
研究により、既存の軌道上質量のアクティブなデブリ除去（ADR）が必要であると結論付けられました。ただし、最適なソリューションの探求には一意の答えがなく、利用可能なデータには一貫性が欠けていることがよくあります。この状況を改善するには、WorldWideWeb、医学、薬学を形成してきた現代の知識表現手法を採用する必要があります。スペースデブリの領域におけるこれまでの取り組みは、宇宙の状況認識にのみ焦点を当てており、ADRを無視していました。このギャップを埋めるために、ADRキャプチャメソッドを選択するために、無傷の遺棄されたオブジェクト、つまりペイロードとロケット本体のドメインオントロジーを提示します。オントロジーは、ターゲットオブジェクトの物理的、動的、統計的パラメーターの最小セットで定義されます。オントロジーの実用性と妥当性は、公的に入手可能なソースからの構造化データと非構造化データを組み合わせることによって構築された30の代表的なオブジェクトのデータベースに適用することによって示されます。結果の分析により、検討対象のオブジェクトに最も適したADRキャプチャ方法を推測できるオントロジーが証明されます。さらに、さまざまなソースからの入力データを透過的に処理する能力を確認し、ユーザー入力を最小限に抑えます。開発されたオントロジーは、スペースデブリの領域でのデータ管理と知識発見を改善することを目的とした、より包括的な知識表現フレームワークに向けた最初のステップを提供します。さらに、将来のADRミッションの初期計画をよりシンプルかつ体系的にするツールを提供します。
$ f（R）$重力$ k $-エッセンスレイトタイム現象学
この研究では、物質と放射線の完全な流体の存在下で、スカラーポテンシャルなしの$k$-Essence$f（R）$重力の遅い時間の振る舞いを研究します。ステートファインダー関数$Y_H（z）=\frac{\rho_{DE}}{\rho_m^{（0）}}$を使用して、遅延調査を定量化します。これは、赤方偏移とハッブルの関数です割合。赤方偏移と関数$Y_H（z）$の観点からフリードマン方程式を適切に書き直すことにより、適切な初期条件を使用して数値的に解き、$k$-Essence高次速度論項の影響を厳密に調べます。私たちが示すように、暗時エネルギーの振動がないため、高次スカラー場の運動学項の遅延ダイナミクスへの影響は根本的であり、さらに、宇宙物理量は最新のプランクデータおよびモデルと互換性があります$\Lambda$ColdDarkMatterモデルとほとんど区別がつきません。これは、振動が存在する標準の$f（R）$重力の場合とは対照的です。さらに、モデルの2つの自由パラメーターの値の異なるセットを選択することにより、具体的には、高次の運動学項の係数と$f（R）に表示される$R^{\delta}$の指数の係数$アクション、私たちは、赤方偏移$z\sim2-3.8$に対して$\rho_{DE}<0$を取得することが可能であることを示します。これは、同じ赤方偏移の観測データに現象的に準拠し、説明しているようです。また、少なくともダークエネルギー状態方程式パラメーターとダークエネルギー密度パラメーターが考慮される場合、$z\sim0$で実行可能な宇宙論的進化を取得します。
| Title |
Euler_Turbulence_and_thermodynamic_equilibrium |
| Authors |
Mahendra_K._Verma,_Shashwat_Bhattacharya,_Soumyadeep_Chatterjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09053 |
デルタ相関速度場を初期条件として使用して、オイラー乱流のユニークな直接数値シミュレーションを実行し、3Dおよび2Dフローそれぞれの$k^2$および$k$エネルギースペクトルの全範囲、ゼロエネルギーフラックス、および速度場のマクスウェルボルツマン分布。これらは、乱流の絶対平衡理論の予測を直接検証するものです。初期条件としてのコヒーレント渦の場合、オイラー乱流は、熱平衡化と呼ばれるプロセスを介して非平衡-平衡状態の混合状態から平衡状態に遷移します。この手紙では、オイラー乱流における熱化のモデルを示します。
小説の4Dアイスティンガウスボンネット重力における真空：病理学と不安定性
真空の量子トンネリングプロセスを考慮することによって、小説4Dアインシュタインガウスボンネット重力の不整合を示します。標準の半古典的手法を使用して、パラメーター空間で許可されたすべてのケースの真空減衰率を分析的に調査します。理論は、例外なく、真空崩壊率の悲惨な発散に遭遇するか、真空崩壊率の混乱する複雑な値を示すか、または無限に不安定な状態（大規模な真空混合）を伴うことがわかります。これらは、理論、少なくとも理論の空白が非物理的または不安定であるか、$D\rightarrow4$として明確に定義された制限がないという強い可能性を示唆しています。
結合ベクトルテンソル理論における抑制された宇宙成長
$U（1）$ゲージ対称性の破れた大規模なベクトル場$A_{\mu}$が4速度$u_c^{\mu}$の冷たい暗黒物質（CDM）スカラー積$Z=-u_c^{\mu}A_{\mu}$を通じて。この新しい結合は運動量移動に対応するため、バックグラウンドベクトルとCDM連続方程式には、エネルギー交換に類似した明確な相互作用項がありません。したがって、$\Lambda$CDMモデルよりも、結合されていない一般化されたProca理論の観測的優先度は、バックグラウンドレベルで維持できます。一方、同じ結合が宇宙論的摂動の進化に強く影響します。CDMの有効な音速は消えますが、$A_{\mu}$の縦方向スカラーの伝播速度とゴーストなしの状態、およびCDMゴーストなしの状態は、ラグランジアンの$Z$依存性による重要な変更の影響を受けます。。具体的な暗黒エネルギーモデルを提案し、大規模構造の線形成長に関連するスケールでの重力相互作用が、低赤方偏移でのニュートン定数よりも小さくなることを示します。これは、CDMと総物質密度の摂動の両方の成長率の抑制につながるため、このモデルでは、高赤方偏移と低赤方偏移の測定間の物質密度コントラスト$\sigma_8$の緊張を緩和する興味深い可能性を可能にします。
回転している超大質量ブラックホールの近くのコンパクトな連星の永年力学に及ぼす三体初ポストニュートン効果
| Title |
The_three_body_first_post-Newtonian_effects_on_the_secular_dynamics_of_a_compact_binary_near_a_spinning_supermassive_black_hole |
| Authors |
Yun_Fang_and_Qing-Guo_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09390 |
銀河核の超大質量ブラックホール（SMBH）の近くに形成されたバイナリブラックホール（BBH）は、SMBHからの重力摂動により偏心励起を受け、より効率的に結合します。この論文では、三重体の1stpost-Newtonian（pN）効果と階層的トリプルシステムのSMBHからのスピン効果の結合を研究します。デジッター歳差運動をもたらす3つのボディ1pN効果は、通常、長期軌道ダイナミクスで分離されますが、外部軌道面のレンズサーシング歳差運動を介してSMBHのスピンに結合します。この結合には、一般的な基準座標系における内部軌道角運動量の歳差運動と、外部軌道角運動量の周りのルンゲ・レンツベクトルの両方が含まれます。3つのボディシステムにおける3つのボディの1pN効果の結合に関する一般的な議論は、外側の軌道面が進化する限り、他のあらゆる状況に拡張できます。
