SENSEI：新しいSkipper-CCDからのサブGeV暗黒物質の直接検出結果
| Title |
SENSEI:_Direct-Detection_Results_on_sub-GeV_Dark_Matter_from_a_New_Skipper-CCD |
| Authors |
Liron_Barak,_Itay_M._Bloch,_Mariano_Cababie,_Gustavo_Cancelo,_Luke_Chaplinsky,_Fernando_Chierchie,_Michael_Crisler,_Alex_Drlica-Wagner,_Rouven_Essig,_Juan_Estrada,_Erez_Etzion,_Guillermo_Fernandez_Moroni,_Daniel_Gift,_Sravan_Munagavalasa,_Aviv_Orly,_Dario_Rodrigues,_Aman_Singal,_Miguel_Sofo_Haro,_Leandro_Stefanazzi,_Javier_Tiffenberg,_Sho_Uemura,_Tomer_Volansky,_Tien-Tien_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11378 |
暗黒物質の検索用に最適化された専用の製造バッチからの新しい〜2グラムの高抵抗率Skipper-CCDを使用して、eVからGeVへの暗黒物質の最初の直接検出検索を紹介します。フェルミ国立加速器研究所のMINOS洞窟で取得した24日間のデータを使用して、1、2、3、または4個の電子を含むイベントのシリコン検出器で最低レートを測定し、広範囲のサブ領域で世界をリードする感度を実現します-GeV暗黒物質の質量。異なる厚さの検出器シールドで取得されたデータは、高エネルギートラックの速度と、「暗電流」として以前に分類された単一電子イベントの速度との間に相関関係があることを示唆しています。SNOLABでの〜100グラムのSENSEI実験の計画された建設に適している、新しいSkipper-CCDの主要な特性を詳しく説明します。
弱いレンズマップにおける最適なボイドファインダー
| Title |
Optimal_void_finders_in_weak_lensing_maps |
| Authors |
Christopher_T._Davies_(Durham_ICC),_Enrique_Paillas_(Cat\'olica),_Marius_Cautun_(Leiden)_and_Baojiu_Li_(Durham_ICC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11387 |
宇宙ボイドは、大量の宇宙情報を含む大規模構造の重要な要素です。通常、ボイドは、全物質フィールドの偏ったトレーサである、基礎となる銀河分布から識別されます。以前の作品は、弱いレンズマップで識別される2Dボイド（弱いレンズボイド）が、視線に沿った真の低密度領域によく対応することを示しています。この研究では、いくつかのポピュラーなボイドファインダーを適応させることにより、弱いレンズボイドの特性がボイドファインダーの選択にどのように依存するかを研究します。収束マップで直接ボイドを特定することと、弱いレンズ効果ピークの分布との違いを提示して説明します。これらの結果が、弱いレンズ効果の観測で主要なノイズ源である銀河形状ノイズによってどのように影響を受けるかをテストするために、特別な努力が行われました。各ボイドファインダーの接線方向せん断プロファイルのS/N比（SNR）を調べると、収束マップで直接識別されたボイドはSNRが最も高いが、銀河形状ノイズの影響が最も大きいボイドであることがわかります。トラフはノイズの影響を最も受けませんが、SNRも最も低くなります。弱いレンズピークの分布のボイドを特定するトンネルアルゴリズムは、大きな接線方向のせん断SNRを見つけることと、銀河の形状ノイズの影響を軽減することの間の適切な妥協点を表しています。
原始重力波の検索により、さまざまなソースからの大きな周波数範囲に制約が生じました。標準のCosmicMicrowaveBackground（CMB）技術は、テンソル対スカラー比$r$とスペクトルインデックス$n_{\rmt}$の観点からテンソルパワースペクトルをパラメーター化し、以下の測定を使用してこれらを制約します温度と偏光パワースペクトル。再結合時に宇宙の地平線の内側のモードに適用できる別の方法は、重力波が有効なニュートリノ種として振る舞う短波近似を使用します。この論文では、観測可能な周波数の全範囲について、重力波のエネルギー密度$\Omega_\text{gw}h^2$にモデルに依存しないCMB制約を与えます。大きなスケール$f\lesssim10^{-16}\、\text{Hz}$では、初期テンソルパワースペクトルを対数周波数ビンで再構成し、再結合時に地平線サイズに近いスケールの最大感度を見つけます。小さなスケール$f\gtrsim10^{-15}\、\mbox{Hz}$では、短波近似を使用して$\Omega_\text{gw}h^2<1.7\times10^{-6}$を求めます断熱初期条件の場合は$\Omega_\text{gw}h^2<2.8\times10^{-7}$で、均一初期条件の場合（$2\sigma$の上限）。再結合時の地平線サイズに近いスケールの場合、2次摂動理論を使用して重力波からの反作用を計算し、$\Omega_\text{gw}h^2<1.0\times10^{-6}$を求めます。
DAYENU：強度マッピングパワースペクトル用の滑らかな前景のシンプルなフィルター
| Title |
DAYENU:_A_Simple_Filter_of_Smooth_Foregrounds_for_Intensity_Mapping_Power_Spectra |
| Authors |
Aaron_Ewall-Wice,_Nicholas_Kern,_Joshua_S._Dillon,_Adrian_Liu,_Aaron_Parsons,_Saurabh_Singh,_Adam_Lanman,_Paul_La_Plante,_Nicolas_Fagnoni,_Eloy_de_Lera_Acedo,_David_R._DeBoer,_Chuneeta_Nunhokee,_Philip_Bull,_Tzu-Ching_Chang,_T._Joseph_Lazio,_James_Aguirre,_Sean_Weinberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11397 |
基礎となるデータの最小限のモデリングで逆共分散重み付けの望ましい前景緩和およびエラー最小化プロパティを実現するHI強度マッピング用の線形スペクトルフィルターであるDAYENUを紹介します。21cmのパワースペクトル推定を超えると、このフィルターは、不規則に（または定期的に）サンプリングされたデータのスペクトル的に滑らかな前景の高ダイナミックレンジの除去が必要なあらゆる分析に適しています。DAYENUにより、テーパー付きDFT推定器にはアクセスできない大規模な見通しモードのアクセスが可能になることを示します。これらのモードは最大のSNRを持つため、DAYENUはテーパーフーリエ変換に対して21cm分析の感度を大幅に向上させます。わずかな変更により、反復遅延クリーニング（DAYENUREST）の線形置換としてDAYENUを使用できます。DAYENUの使用に関するインタラクティブなjupyterチュートリアルは、https：//github.com/HERA-Team/uvtools/blob/master/examples/linear_clean_demo.ipynbにあります。DAYENUのソースコードは、https：//github.com/HERAにあります。-チーム/uvtools/blob/master/uvtools/dspec.py
機械学習を使用した全天宇宙マイクロ波背景の前景のクリーニング
| Title |
Full-sky_Cosmic_Microwave_Background_Foreground_Cleaning_Using_Machine_Learning |
| Authors |
Matthew_A._Petroff,_Graeme_E._Addison,_Charles_L._Bennett,_Janet_L._Weiland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11507 |
ミリとサブミリの空の観測から宇宙情報を抽出するには、まず前景の成分を削除して、宇宙マイクロ波背景（CMB）の推定値を生成する必要があります。ミリとサブミリの空の全天温度マップを作成するための機械学習アプローチを開発しました。前景のスペクトルと形態の両方の側面をキャプチャするモデルを生成するために、ベイジアン球面畳み込みニューラルネットワークアーキテクチャを構築しました。さらに、モデルは、統計的およびモデルの不確実性の両方を組み込んだピクセルごとのエラー推定値を出力します。次に、Planck衛星の打ち上げ時に利用できたこれらの前景コンポーネントの知識を組み込んだシミュレーションを使用して、モデルをトレーニングしました。シミュレートされたマップでは、CMBは、マップピクセルを$>50\mu$Kの予測標準誤差でマスクした後、全天で平均絶対差$<4\mu$Kで回復されます。角度パワースペクトルも正確に復元されます。シミュレーションで検証された後、このモデルは70GHz〜857GHzチャネルのPlanck温度観測に適用され、Healpixマップ解像度NSIDE=512でフォアグラウンドでクリーンアップされたCMBマップを生成しました。さらに、特に熱粉塵のモデリングに関して、さまざまなシミュレーションが観測とどの程度一致するかを評価する手法の有用性を示します。
重力レンズ化された繰り返し高速ラジオバーストの宇宙論
| Title |
Cosmology_with_gravitationally_lensed_repeating_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
O._Wucknitz_(1),_L.G._Spitler_(1),_U.-L._Pen_(2,3,4,5,1)_((1)_Max-Planck-Institute_for_Radio_Astronomy,_(2)_CITA,_(3)_Dunlap_Institute,_(4)_CIFAR,_(5)_Perimeter_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11643 |
高精度の宇宙論的プローブは、さまざまな手法で測定されたパラメーター間の小さなしかし重要な張力を明らかにしました。そのうちの1つは、重力レンズの時間遅延に基づいています。レンズ化された高速無線バースト、宇宙距離で発生する電波の短いフラッシュに期待される極端な精度を利用して、宇宙論に時間遅延を使用する新しい方法について説明します。コヒーレントな方法で達成可能な精度は、時間遅延が月と年にわたってどのように変化するかを測定するのに十分であり、これは画像間の差分赤方偏移として解釈することもできます。重力レンズの未知の質量分布から生じる不確実性は、時間遅延とそれらの時間導関数を組み合わせることによって排除できることがわかります。他の効果、最も重要なのは相対的な適切な動きを正確に測定し、宇宙論的効果から分離することができます。シミュレートされたレンズの模擬サンプルを使用して、宇宙論的パラメーターに対する強力な制約が潜在的に可能であることを示します。最後に、レンズ付き画像を銀河干渉計として使用して、バーストソースの構造と動きを非常に高い解像度で解決し、現在未知の物理的性質を明らかにすることができます。
原始ブラックホール分布の平均質量が10 $ M _ {\ odot} $に近い理由
| Title |
Why_the_mean_mass_of_primordial_black_hole_distribution_is_close_to_10$M_{\odot}$ |
| Authors |
Alexander_Dolghov_(ITEP_Moscow,_NGU_Novosibirsk)_and_Konstantin_Postnov_(Sternberg_Astronomical_Institute,_Moscow) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11669 |
対数正規質量スペクトルによるPBH形成のメカニズムは、モデルの詳細とは無関係に、10個の太陽質量に近いPBH分布の中心質量につながることを示しています。この結果は、観察結果とよく一致しています。
Galileon Ghost Condensateモデルにおける構造の成長と球状崩壊
球状物質の高密度の崩壊とガリレオンゴースト凝縮（GGC）モデルにおける大規模構造の非線形成長の詳細な研究を提示します。このモデルは、ラグランジュの$（\nabla_\mu\phi\nabla^\mu\phi）^2$型のフィールド導関数を含む3次共変量ガリレオン（G3）の拡張です。3次項は主要な物理量の変更をアクティブにし、追加の項は後者の進化に大きな影響を与えることがわかります。GGCモデルは、線形化された臨界密度コントラスト、非線形の有効重力結合、G3に関するビリアル密度の大幅な軽減効果を示していますが、標準の$\Lambda$CDM宇宙論モデルに特有の特徴を維持しています。線形臨界密度コントラストとビリアル過密度は、$\Lambda$CDMのものよりも大きくなります。次に、球面崩壊モデルの結果を使用して、ハロー質量関数、非線形物質、レンズパワースペクトルの変化を予測します。質量が小さい場合、GGCモデルは$\Lambda$CDMに比べてオブジェクトを約10％少なくしますが、質量が大きい場合、$z>0$の場合、10％（$z=0.5$）-20％（$z=1$）移動ボリュームあたりのオブジェクト数が増えます。現象のアプローチを使用して物質のパワースペクトルにスクリーニング効果を含めると、重力の変化によって引き起こされる違いはスクリーニングスケールに強く依存し、その違いは$\Lambda$CDMに関して最大60％になる可能性があることを示します。これらの違いは、レンズ効果のパワースペクトルに変換されます。定性的には、標準の宇宙論モデルに関する最大の違いは$\ell<10^3$です。スクリーニングスケールによっては、より大きな角度スケールで60％に達し、$\ell$の増加に伴って減少する場合があります。結果は、各モデルの宇宙論データから最適なパラメーターについて取得されます。
超新星によって加速されたダスト粒子の月への影響
近くの超新星からの噴出物が過去に地球に降り注いだという証拠があります。超新星は星間物質に存在するダスト粒子を$\sim0.01\mathrm{\;c}$の速度まで加速することができます。超新星からのダスト粒子の生存と月への影響を調査し、超新星ダスト粒子が$\sim0.01-0.07\mathrm{\の幅で検出可能なトラックを形成できることを発見しました。\mum}$および$\sim0.1-0.7の深さ\mathrm{\;月の岩のmm}$。これらのトラックは、タイミング、光度、および近くの超新星の方向を明らかにする可能性があります。
環状原始惑星系円盤におけるダスト捕獲の効率
| Title |
The_efficiency_of_dust_trapping_in_ringed_proto-planetary_discs |
| Authors |
Giovanni_P._Rosotti,_Richard_Teague,_Cornelis_Dullemond,_Richard_A._Booth,_Cathie_Clarke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11394 |
高解像度でイメージングすると、多くの原始惑星系円盤は、ダストのサブmm連続発光プロファイルにギャップとリングを示します。これらの構造は、ガス圧力プロファイルの極大値に由来すると広く考えられています。ただし、基礎となるガス構造の特性は不明です。この論文では、ダストガスカップリング$\alpha/St$とダスト分布に影響を与えるガス圧力バンプの幅を測定する方法を提示し、高精度の手法を適用して、輝線データキューブからガス回転曲線を抽出します。。概念実証として、この方法を顕著なサブ構造を持つ2つのディスクHD163296とAS209に適用します。すべてのケースで、ガス構造がダストよりも大きく、リングが圧力トラップであることを確認します。粒子はガスから十分に分離されて放射状に集中しますが、ダストの結合の程度は比較的良好です（$\alpha/St\sim0.1$）。したがって、ディスクの乱流が非常に低く、ダストが大幅に増加しているシナリオを拒否できます。さらに、ダストの粒子サイズが乱流フラグメンテーションによって設定されていると仮定すると、$\alpha$乱流パラメーター（$\alpha\sim10^{-2}$）の値が高くなります。また、別のプロセスが結晶粒の成長を制限している場合は、乱流の小さいソリューションでも、分析と互換性があります。HD163296の場合、最近のディスク質量の測定では、粒子サイズが1mmの場合がこれに該当します。ダストスペクトルインデックスに対する将来の制約は、2つの選択肢を区別するのに役立ちます。
H3調査による天の川の初期の組み立てのタイミング
| Title |
Timing_the_Early_Assembly_of_the_Milky_Way_with_the_H3_Survey |
| Authors |
Ana_Bonaca,_Charlie_Conroy,_Phillip_A._Cargile,_Rohan_P._Naidu,_Benjamin_D._Johnson,_Dennis_Zaritsky,_Yuan-Sen_Ting,_Nelson_Caldwell,_Jiwon_Jesse_Han,_Pieter_van_Dokkum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11384 |
天の川の星の考古学的な記録は、銀河の初期の形成と組立てへの独特の詳細な窓を開きます。ここでは、十分に測定された年齢[Fe/H]、[$\alpha$/Fe]、およびH3サーベイとガイアの軌道を備えた11,000のメインシーケンスターンオフスターを使用して、初期の銀河の主要なイベントの時間を計ります。銀河面$1\lesssim|Z|/\rmkpc\lesssim4$の向こう側にあるこのサンプルには、3つの化学的に異なるグループが含まれています：低金属性母集団、低$\alpha$および高$$\alpha$グループ金属性。これらの母集団の年齢と軌道の分布は、次のことを示しています。1）円盤星とその場のハローの両方を含む高$\alpha$グループには、$8.3\pm0を突然切り捨てた離心率とは無関係に、星形成の履歴があります。1$Gyr前（$z\simeq1$）;2）付加された恒星のハローとして識別される低金属性の母集団は、偏心軌道上にあり、その星形成は$10.2^{+0.2}_{-0.1}$Gyr前に切り捨てられました（$z\simeq2$）;3）低$\alpha$人口は主に低偏心軌道上にあり、その星の大部分は8ギル未満前に形成されました。これらの結果は、天の川が$z\約2$で衛星銀河に降着し、初期のディスクと$z\約1$で合体したシナリオを示唆しています。この合併により、初期の高$\alpha$ディスクでの星形成が打ち切られ、そのディスクの一部がハローのような軌道に摂動しました。この合併により、$z\lesssim1$に化学的に明確な低$\alpha$ディスクを形成することができました。若い年齢でハローのような軌道に星がないことは、この出来事が天の川ディスクに対する最後の重大な妨害だったことを示しています。
コマ星団の超拡散銀河：それらの起源とAGN占有率の調査
| Title |
Ultra-diffuse_galaxies_in_the_Coma_cluster:_Probing_their_origin_and_AGN_occupation_fraction |
| Authors |
Orsolya_E._Kovacs,_Akos_Bogdan,_Rebecca_E._A._Canning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11388 |
超拡散銀河（UDG）は低い表面輝度を示しますが、その光学範囲は天の川タイプの銀河に匹敵します。それらの特異な特性のため、UDGが巨大銀河の子孫であるのか、それともふくらんでいる矮小銀河であるのかはあいまいです。この作業では、コーマクラスター内の404UDGの母集団を探索して、その起源とAGN占有率を調べます。UDGの形成シナリオを制約するために、拡散ガスと球状クラスター（GC）に存在する未解決の低質量X線バイナリ（LMXB）の母集団から発生するX線放出を調べます。高温ガスの光度と球状星団の数の両方、したがってGC-LMXBからの光度は、暗黒物質の全ハロー質量に比例すると予想されます。高温ガスまたはGC-LMXBからの統計的に有意な放出は検出されません。X線光度の上限は、UDGの大部分が低質量の暗黒物質ハローに存在することを示唆しており、それらが本物の矮小銀河であることを示唆しています。この結論は、分離されたUDGで得られた以前の結果と一致し、UDGは銀河の均質な集団であると主張しています。UDGのAGN占有率を調べるには、昏睡クラスタ内で検出されたX線源の位置をUDGの位置と相互相関させます。銀河の中心から3.0"および3.2"に明るいX線源を持つ2つのUDGを特定します。これは中心から外れたAGNである可能性があります。ただし、モンテカルロシミュレーションでは、これらのソースの1つがバックグラウンドAGNと空間的に一致した結果である可能性があることが示唆されています。したがって、UDGのAGN占有率に上限$\lesssim0.5\％$を設定します。
M74の超新星2002ap、2003gd、2013ej、2019krlと原子ガス降着およびらせん構造の接続
| Title |
Connection_of_supernovae_2002ap,_2003gd,_2013ej,_and_2019krl_in_M74_with_atomic_gas_accretion_and_spiral_structure |
| Authors |
Micha{\l}_J._Micha{\l}owski,_Natalia_Gotkiewicz,_Jens_Hjorth,_Peter_Kamphuis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11391 |
さまざまな種類の超新星（SNe）の性質を研究することは、恒星の進化を理解する上で重要です。ガンマ線バースト（GRB）とSNeのホスト銀河における原子と分子のガスの観測は、最近、爆発自体の性質と、その先祖が生まれた間の星形成イベントについて学ぶために使用されています。以前にSN位置のコンテキストで調査されていなかったM74のアーカイブデータに基づいて、広義のタイプIc（Ic-BL）SN2002apおよびタイプIISNe2003gd、2013ejの環境におけるガス特性を報告します。、2019krl。SN2002apは、中心から外れた非対称の55kpcの長さのHI拡張の端にあり、M74の全原子ガスの7.5％を含みます。これは、外部ガス降着の兆候と解釈されます。これは、原子ガスの濃度の近くにあると推定される大規模な星の爆発の4番目の既知のケースです（GRB980425、060505、およびSN2009bbの後）。これらのすべての関連付けがランダム（3シグマの意味で）である可能性は低いため、SN2002apの場合は、タイプIc-BLSNeとGRBの前駆細胞の誕生が、銀河間媒体。HI延長は、M74の潮汐的に破壊された仲間から来るか、グループ内の媒体から完全に降着した銀河またはガス雲の残骸である可能性があります。M74の他の（タイプII）SNeは、スパイラルアームの外側の端にあります。これは、ガスがそこに堆積しているときに彼らの前駆細胞が生まれた、またはSN前駆細胞が彼らの軌道運動のために腕から遠ざかったことを示唆しています。これらのタイプIISNeは、ガスの降着とは関係がないようです。
不足している郊外の問題？トンボ近隣銀河調査における恒星ハローとTNG100シミュレーションの比較
| Title |
A_missing_outskirts_problem?_Comparisons_between_stellar_halos_in_the_Dragonfly_Nearby_Galaxies_Survey_and_the_TNG100_simulation |
| Authors |
Allison_Merritt,_Annalisa_Pillepich,_Pieter_van_Dokkum,_Dylan_Nelson,_Lars_Hernquist,_Federico_Marinacci,_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11402 |
低表面輝度銀河恒星ハローは、個々の銀河の過去の組み立て履歴を解明するための挑戦的で有望な道を提供します。ここでは、トンボ近隣銀河調査（DNGS）の一部として観測された天の川-質量円盤銀河の恒星ハローと、IlllustrisTNGプロジェクトのTNG100実行における恒星質量一致銀河の詳細な比較を示します。ランダムに方向付けられたシミュレートされた銀河の恒星質量マップとモック$g$および$r$-band画像を作成し、DragonflyPSFで後者をたたみ込み、DNGSのバックグラウンドノイズ、表面輝度制限、および空間解像度を一致させるよう注意します。方位角で平均化された恒星の質量密度と表面輝度プロファイルを測定し、DNGS銀河は一般に、質量が一致するTNG100の対応物と比較して、大きな半径（>20kpc）での恒星の質量（または光）が少なく、同様の銀河をシミュレートしていることがわかります表面密度プロファイルは、恒星の質量に対して付着率が低い傾向があります。我々は、恒星粒子レベルでTNG100内にいくつかのアドホック調整を実装することにより、この明らかな「不足している郊外の問題」の潜在的な解決策を探索します。観測された銀河とシミュレートされた銀河の周辺の違いを完全に調整する単一の調整を特定することはできませんが、人工的に衛星銀河の崩壊を遅らせ、その場での恒星の個体数の空間範囲を減らすと、外側の整合が改善されることがわかりますプロファイル形状と恒星ハロー質量。さらに詳細な洞察は、衛星降着をより適切に解決できる高解像度シミュレーションと、観測された銀河のより大きなサンプルで達成できます。
$ \ rm L_ {1.4GHz} $と$ \ rm L ^ {\ prime} _ {CO} $の間の経験的関係からの分子ガス質量密度の宇宙進化
| Title |
Cosmic_evolution_of_molecular_gas_mass_density_from_an_empirical_relation_between_$\rm_L_{1.4GHz}$_and_$\rm_L^{\prime}_{CO}$ |
| Authors |
G._Orellana-Gonz\'alez,_E._Ibar,_R._Leiton,_A._P._Thomson,_C._Cheng,_R._J._Ivison,_R._Herrera-Camus,_H._Messias,_P._Calder\'on-Castillo,_T._M._Hughes_and_L._Leeuw |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11442 |
歴史的に、GHz電波放射は銀河の星形成活動を特徴付けるために広く使用されてきました。この作業では、ラジオ光度、赤外線光度、およびCOベースの分子ガス質量の間の経験的関係を探します。近隣の278個の銀河のサンプルを組み立て、電波連続体と全赤外線放射、および$^{12}$CO（J=1-0）輝線を測定します。さまざまな種類の銀河の大きなサンプルで、電波連続体とCO放出線（0.36dexの散乱がある）の間の相関関係を見つけます。この相関関係を利用して、最大$z=1.5$までの6つの赤方偏移ビンにおける分子ガス質量関数と宇宙論的分子ガス質量密度の進化を探索します。これらの結果は、以前の半分析予測および直接測定と一致します。宇宙分子ガス密度は$z=1.5$まで増加します。さらに、0.27dexの散乱で、探索された明度の5桁にわたる単一の平面を見つけます。これらの相関関係は、CO測定が存在しないサンプルに使用できるほど十分に堅牢です。
皇后。 III。非常に金属の乏しい銀河（EMPG）の形態、恒星の人口、およびダイナミクス：EMPGは、高$ z $の若い銀河のローカルアナログですか？
| Title |
EMPRESS._III._Morphology,_Stellar_Population,_and_Dynamics_of_Extremely_Metal_Poor_Galaxies_(EMPGs):_Are_EMPGs_Local_Analogs_of_High-$z$_Young_Galaxies? |
| Authors |
Yuki_Isobe,_Masami_Ouchi,_Takashi_Kojima,_Takatoshi_Shibuya,_Kohei_Hayashi,_Michael_Rauch,_Shotaro_Kikuchihara,_Haibin_Zhang,_Yoshiaki_Ono,_Seiji_Fujimoto,_Yuichi_Harikane,_Ji_Hoon_Kim,_Yutaka_Komiyama,_Haruka_Kusakabe,_Chien-Hsiu_Lee,_Ken_Mawatari,_Masato_Onodera,_Yuma_Sugahara,_and_Kiyoto_Yabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11444 |
$0.01-0.1$Z$_{\odot}$の金属性を持つ$z\sim0$の27の極貧金属銀河（EMPG）の形態と星の数を示します。Galfitソフトウェアを使用して、EMPGの深いSubaru/HSC$i$-band画像にマルチコンポーネント表面輝度（SB）プロファイルフィッティングを行い、潜在的な関連銀河（PAG）のSB寄与を慎重に削除します。星の質量の中央値が$\log（M_{*}/{\rmM}_{\odot}）=5.77$のEMPGは、中央値S\'ersicindexが$n=1.08$で、有効半径の中央値$r_{\rme}=176$pcは、典型的なEMPGが非常にコンパクトなディスク銀河であることを示唆しています。サイズ-質量（$r_{\rme}$-$M_*$）ダイアグラムでEMPGを$z\sim6$銀河およびローカル銀河と比較し、EMPGの大部分が$r_{\rme}$-$M_*$関係は、$z\sim6$銀河ではなく、$z\sim0$星形成銀河に似ています。すべてのEMPGが$r_{\rme}$-$M_*$の関係にある高$z$の若い銀河のローカルアナログであるとは限りません。また、銀河のPAGを調査したところ、27EMPGのうち23が、10kpcの予測距離内で検出可能なPAGを示していることがわかりました。PAGの中央値は$n=0.93$、$r_{\rme}=1.41$kpc、および$\log（M_{*}/{\rmM}_{\odot}）=7.47$です。局所の矮小不規則銀河と超拡散銀河のそれらに似ています。これまでのところ利用可能な1つのEMPG-PAGシステムのスペクトルは、PAGが速度の中央値が$\DeltaV=96.1$kms$^{-1}$のEMPGに動的に関連していることを示しています。この適度に大きい$\DeltaV$は、PAGのダイナミクスでは説明できませんが、PAGへの侵入によって説明される可能性があります。EMPGは流入ガス内で形成され、さらに金属濃縮を受けるPAGディスクの一部になる場合があります。
局所体積矮小銀河における輝線領域の統計と特性
| Title |
Statistics_and_Properties_of_Emission-Line_Regions_in_the_Local_Volume_Dwarf_Galaxies |
| Authors |
Karachentsev_I.D.,_Kaisin_S.S |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11550 |
近傍の後期型矮小銀河の大きなサンプルからの$H\alpha$画像を使用して、それらの放出構造の特性を調査しました。サンプルは、不規則（Irr）、マゼラン不規則（Im）、青色コンパクトドワーフ（BCD）、および11Mpcの距離内にある遷移（Tr）タイプの300個の銀河で構成されています。各銀河で、コンパクトなHII領域の数、泡状またはフィラメント状の構造の存在、かすかな散光の存在、およびグローバルバーストの兆候を示しました。銀河の光度が大きいほど、その中のコンパクトなHIIソースの数が多くなります。ドワーフの積分および特定の星形成率は、HII領域の数の増加に伴って急激に増加し、星形成プロセスの流行特性の証拠を示しています。輝線の泡、フィラメント、または全球の星形成バーストの兆候を伴う矮小銀河は、サンプル全体とほぼ同じ水素質量と光度の比を持っています。しかし、それらの平均星形成率は、サンプル内の他の銀河のそれよりも大幅に高くなっています。放出の泡のような構造は、4-5銀河あたり1ケースの頻度で近くの小人に見られます。それらの線径は超新星残骸に期待されるものに近い。近くにある後期型小人の平均比SFRは、ハッブルパラメータ$H_0=-10.14$dex（yr）$^{-1}$に近く、この種の銀河の宇宙の星形成の緩慢な履歴と一致しています。。
シミュレートされた円盤銀河の周りの衛星の平面：I.-位置情報から高品質の平面構成を見つけ、それらのMW / M31データとの比較
| Title |
Planes_of_satellites_around_simulated_disc_galaxies:_I.-_Finding_high-quality_planar_configurations_from_positional_information_and_their_comparison_to_MW/M31_data |
| Authors |
Isabel_Santos-Santos,_Rosa_Dominguez-Tenreiro,_Hector_Artal,_Susana_E._Pedrosa,_Lucas_Bignone,_Francisco_Martinez-Serrano,_M.Angeles_Gomez-Flechoso,_Patricia_B._Tissera,_Arturo_Serna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11585 |
拡大水力シミュレーションで形成された晩期の主要な合併のない2つの円盤銀河の周りの平面構成を研究することで、「衛星の問題」に対処します。現在、M31衛星には高品質の運動学データがないため、位置情報のみを使用しています。これまでのところ、シミュレーションの位置分析では、観測された平面ほど薄い平面や平面を見つけることができません。さらに、シミュレーションや実際のデータの両方において、平面探索手法や、平面の特性と品質の研究における体系性と詳細が欠落しています。このギャップを埋めるために、i）4銀河の正規密度プロット法（Pawlowskietal。2013）を拡張して、プロパティに余分な制約を課すことなく、最高品質の平面（つまり、薄くて人口の多い平面）を効率的に識別するように設計しました。、およびii）、それをシミュレーションに初めて適用します。ズームインシミュレーションを使用すると、関与する衛星の数、および銀河円盤の質量と形態について、可能な円盤効果を考慮して、MW/M31のようなシステムを模倣できます。両方のシミュレーションで分析されたすべてのタイムステップで、与えられた時間間隔に沿って、観測された平面のすべての空間特性が同じ方法で特定された互換性のある衛星平面構成を見つけます。しかしながら、それらの中の共軌道衛星の割合は一般に低く、時変衛星メンバーシップを示唆しています。衛星の高品質な位置平面は、静かなアセンブリの歴史を持つLCDMで形成された円盤銀河ではまれではないと結論付けます。衛星の完全な6次元の位相空間情報を考慮して、運動学的にコヒーレントな時間永続的な平面の要求を検出します。
Illustris-1およびTNG100シミュレーションでの銀河の禁止
Illustris-1とTNG100のシミュレーションで、バー構造の比較研究を行います。$z=0$では、Illustris-1の恒星質量$>10^{10.5}M_{\odot}$の1232ディスク銀河の8.9\％が除外され、TNG100の1269の55\％が数字になります。TNG100の恒星の質量の関数としてのバーの割合は、調査$S^4G$とよく一致しています。バー形成の中央値の赤方偏移は、TNG100およびIllustris-1でそれぞれ$\sim0.4-0.5$および$\sim0.25$です。両方のシミュレーションで、棒の割合は通常、恒星の質量とともに増加し、ガスの割合とともに減少します。禁止された銀河は、高い赤方偏移でガス比率が高くなり、後でバーを形成する傾向がありました。バーが形成されたとき、ディスクガスの割合は、ほとんどが0.4未満でした。TNG100のはるかに高いバー部分は、$z\sim3$以降、大規模な円盤銀河のはるかに低いガス部分の恩恵を受ける可能性があります。これは、より効果的な恒星とAGNフィードバックの組み合わせから生じる可能性があります。後者が$z<2$の主な要因である可能性があります。一方、両方のシミュレーションで、棒銀河は星形成前の星形成率が高く、AGNフィードバックは非銀河よりも常に強いです。大規模な円盤銀河をホストしている暗黒物質ハローの特性は、2つのシミュレーション間で類似しており、異なるバー周波数にはわずかな影響しかありません。類似のハロー環境下の個々の銀河が2つのシミュレーションを横切る場合、バリオン物理学が異なると、形態学に著しい差異が生じる可能性があります。個々の銀河の形態は、環境と内部バリオン物理学の複合効果の影響を受けやすく、予測できないことがよくあります。
天の川の回転曲線と暗黒物質密度
天の川の回転曲線（RC）の研究の現在の状況を確認し、銀河中心から銀河中心までの距離が約100kpcまでの統一されたRCを提示します。〜RCは、表面質量密度（SMD）の分布を直接計算するために使用されます。次に、SMD分布を使用して、天の川の暗黒物質（DM）密度の分布を導き出す方法を提案します。最適なダークハロープロファイルにより、ローカルDM密度は$\rho_\odot=0.36\pm0.02$GeV/ccになりました。また、過去10年間のローカルDM密度の推定値を確認し、値が$\rho_\odot=0.39\pm0.09$GeV/ccで値に収束していることを示します。
いくつかの天の川球状星団が現在潮汐の尾を発達させることを可能にした全体的な運動学的または構造的条件の検索について報告します。この目的のために、最も外側の領域に焦点を当てた研究で球状星団の包括的なカタログを作成し、それらを3つのカテゴリーに分類しました：観測された潮汐の尾を持つもの、潮汐の尾とは異なる潮汐の特徴を持つもの、および拡張した恒星の兆候がないもの密度プロファイル。さまざまな運動学的および構造的パラメーター空間を調査したところ、球状クラスターは、潮汐の尾の存在、またはその他の種類の潮汐外の特徴の有無に関係なく、同様に動作することがわかりました。一般に、軌道が比較的偏心しており、天の川面に対して非常に傾斜している球状星団は、潮汐の混乱によって大量の質量損失を受けています。後者はまた、進化の比較的高度な段階に向けて内部ダイナミクスを加速しています。これらの結果は、天の川の球状星団に沿った潮汐の尾を確実に予測できる特定のパラメーター空間と動的条件のセットを見つけることは簡単ではないことを示しています。
化学脱着対エネルギー散逸：HCO形成のab-initio分子動力学からの洞察
| Title |
Chemical_desorption_versus_energy_dissipation:_insights_from_ab-initio_molecular_dynamics_of_HCO_formation |
| Authors |
Stefano_Pantaleone,_Joan_Enrique-Romero,_Cecilia_Ceccarelli,_Piero_Ugliengo,_Nadia_Balucani,_Albert_Rimola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11758 |
分子雲は、星が形成される天の川の寒い地域です。それらはかなり複雑な分子によって濃縮されています。これらの分子の多くは、銀河に浸透する星間サブミクロンサイズのダスト粒子の氷のような表面で合成されると考えられています。10Kでの熱脱着は非効率的であり、したがって、これらの分子が冷たいガス中に見られる理由は、長年にわたって天文学者を魅了してきました。化学的脱着と呼ばれる現在のモデルの仮定は、粒子表面での化学反応によって放出された分子形成エネルギーが部分的に粒子によって吸収され、残りの1つが新しく形成された分子をガス中に放出させることです。ここでは、結晶氷表面モデルで発生するCO、CO+H$\rightarrow$HCO上のH付加鎖の最初の反応によって放出されるエネルギーの運命を研究することを目的とした正確なab-initio分子動力学シミュレーションを報告します。HCO形成エネルギーの約90％が最初のピコ秒で氷に向かって注入され、HCOのエネルギー含有量（10-15kJmol$^{-1}$）がその吸着よりも2倍低いことを示します。エネルギー（30kJmol$^{-1}$）。結果として、実験室の実験と一致して、化学的脱着はこの特定のシステム、つまり結晶氷上のH+COでは効率が悪いと結論付けています。アイスマントルの凝集エネルギーと吸着質との相互作用の両方の原因である水素結合をHCOラジカルとして扱う場合、この動作は非常に一般的であると思われます。システム。
| Title |
Lifting_the_core-collapse_supernova_bounds_on_keV-mass_sterile_neutrinos |
| Authors |
Anna_M._Suliga,_Irene_Tamborra_(Niels_Bohr_Institute),_Meng-Ru_Wu_(Academia_Sinica,_National_Center_for_Theoretical_Sciences) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11389 |
超新星コアでの電子と無菌ニュートリノのkeV質量との混合から誘導されるレプトン数の変化だけでなく、エネルギーとエントロピーの輸送も探索します。通常の物質効果、無菌電子ニュートリノと電子反ニュートリノ間の再変換、および無菌粒子の衝突生成を含めることにより、無菌電子ニュートリノ混合の最初の放射状および時間依存処理を開発します。コアの組成と熱力学的特性に関する無菌粒子の生成による動的フィードバックは、大きな混合角（$\sin^22\theta>10^{-10}$）の超新星物理学に大きな影響を与えるだけです。私たちの調査結果は、超新星コアにおける電子-無菌変換物理学の自己矛盾のない評価が、文献で報告されている無菌ニュートリノ混合パラメーターの境界を緩和し、$10^{-6}$より小さい混合角度についてパラメーターを残していることを示唆しています超新星によって拘束されていない暗黒物質探索に関連する無菌ニュートリノの質量と混合角の空間。
白色矮星連星AR ScoおよびAE Aqrにおける磁気圏相互作用
| Title |
Magnetospheric_interaction_in_white_dwarf_binaries_AR_Sco_and_AE_Aqr |
| Authors |
Maxim_Lyutikov_(Purdue_University),_Maxim_Barkov_(Purdue_University,_RIKEN),_Matthew_Route_(Purdue_University),_Dinshaw_Balsara_(University_of_Notre_Dame),_Peter_Garnavich_(University_of_Notre_Dame),_Colin_Littlefield_(University_of_Notre_Dame) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11474 |
高度に非同期の中間極の過渡的なプロペラステージのシステムとして、白色矮星（WD）-赤色矮星（RD）バイナリARScoおよびAEAqrのモデルを開発します。WDは$\sim10^6$Gの磁場で比較的弱く磁化されています。ここでは、2つの星の磁気圏相互作用によるシステムの顕著な特徴を説明します。現在、WDのスピンダウンは、$\dot{M}_{WD}\sim10^{-11}M_\odot$/yrの穏やかな速度でのRDからのWDの磁気圏の質量負荷によって決定されます。一般的な負荷距離は、WDのUVフラックスによるRDの風のイオン化によって決まります。WDは以前、$\dot{M}\sim10^{-9}M_\odot$/yrのRochローブオーバーフローを介してRDからの高い降着率の期間によってスピンアップされ、数十の短い期間で動作しました数千年の。非熱X線と光シンクロトロン放出粒子は、RDからの流れとの相互作用により、WDの磁気圏での再結合イベントに起因します。ARScoの場合、再接続イベントはWDの回転およびビート周期で信号を生成します。この変調は、コンパニオンの磁気モーメントの相対的な向きの変化と、結果として生じる再接続状態の変化によるものです。電波の放射はRDの磁気圏で生成されると仮定します。これは、イオが誘発する木星デカメートル放射と物理的に類似しているという仮説です。
Swift J1818.0 $-$ 1607の分光偏光特性：1.4秒無線マグネター
| Title |
Spectropolarimetric_properties_of_Swift_J1818.0$-$1607:_a_1.4_s_radio_magnetar |
| Authors |
Marcus_E._Lower,_Ryan_M._Shannon,_Simon_Johnston_and_Matthew_Bailes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11522 |
ソフトガンマリピーターのSwiftJ1818.0$-$1607は、パルス状の電波放射を示す5番目のマグネターです。Parkes電波望遠鏡のUltra-WidebandLowレシーバーシステムを使用して、SwiftJ1818.0$-$1607の3時間の観測を行いました。$P=1.363$sの回転周期でデータを折りたたむと、704-4032MHzの無線周波数をカバーする広帯域偏波プロファイルと磁束密度測定が得られました。測定してから、パルサーの回転の測定値$1442.0\pm0.2$radm$^{-2}$を補正すると、電波プロファイルは、広い観測帯域全体で80-100％の直線偏波であることがわかります。散乱の広がりに起因する低周波数での偏光解消の量。また、広い周波数範囲にわたって$\alpha=-2.26^{+0.02}_{-0.03}$の急峻なスペクトルインデックスを測定します。これは、しばしば電波ラウドマグネターに関連するフラットスペクトルまたは反転スペクトルからの大幅な偏差です。急峻なスペクトルと磁束密度の時間的上昇は、マグネターのような回転駆動パルサーPSRJ1119$-$6127の動作にいくらか類似しています。これにより、SwiftJ1818.0$-$1607が回転駆動のパルサーとマグネターの間の追加のリンクを表す可能性があると推測されます。
バイナリーガンマ線パルサーを検出するための光学データからの軌道制約の活用
| Title |
Exploiting_orbital_constraints_from_optical_data_to_detect_binary_gamma-ray_pulsars |
| Authors |
L._Nieder_(1_and_2),_B._Allen_(1_and_3_and_2),_C._J._Clark_(4),_H._J._Pletsch_(1)_((1)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Gravitationsphysik_(Albert-Einstein-Institut),_(2)_Leibniz_Universit\"at_Hannover,_(3)_Department_of_Physics,_University_of_Wisconsin-Milwaukee,_(4)_Jodrell_Bank_Centre_for_Astrophysics,_Department_of_Physics_and_Astronomy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11740 |
現在の機器は通常100万回転あたり1未満の光子を検出するため、ガンマ線放出を介してパルサーを発見することは困難です。これは、典型的なパラメーター検索スペースが4次元の広い範囲にまたがる、孤立したパルサーに重要な計算の課題を作成します。パルサーがバイナリシステムにある場合は、軌道運動がさらにいくつかの未知のパラメーターを導入するため、さらに要求が厳しくなります。Pletsch＆Clark（arXiv：1408.6962）による以前の研究に基づいて、そのような検索に最適な方法を提示します。これらは、たとえば推定されたバイナリコンパニオンの光学観測から、検索されるパラメータ空間に外部制約を組み込むこともできます。ソリューションには2つの部分があります。1つ目は、初期の半コヒーレント検索とその後の完全コヒーレント追跡のために、パラメーター空間メトリックを介したパラメーター空間での最適な検索グリッドの構築です。2つ目は、周期的な脈動を復調して検出する方法です。これらの方法は、バイナリパルサーの従来のラジオ検索とは異なる感度特性を備えており、パルサーの新しい母集団を明らかにする可能性があります。
Cyg X-1のX線放射と電波放射の間の相関と遅延
シグナスX-1は、銀河ブラックホールバイナリとマイクロクエーサーです。そのX線放射は降着流に起因する可能性が最も高いが、無線放射は磁化されたジェットからのものである。X線と電波束の間の長期的な相互相関を調べ、相関のピークの遅れを探します。RossiX-rayTimingExplorer搭載のAllSkyMonitorからの軟X線データ、NeilGehrelsSwift搭載のBurstAlertTelescopeからの硬X線データ、およびRyleとAMIからの15GHz無線監視データを使用します望遠鏡、光の曲線はCygX-1のすべてのスペクトル状態をカバーします。ブラックホールバイナリでのラジオ/X線相関の以前の研究は、ハードスペクトル状態でのソフトX線/ラジオ相関に集中していました。対照的に、私たちの最も強い相関関係は、データ全体におけるハードX線とラジオの間の$\lesssim1$日間のラグです。これは、CygX-1のすべての状態を通過する、硬いX線放出コロナ/ホット降着流からのジェット形成を示しています。また、軟質状態の軟X線に関して、無線が長い遅れを示す証拠も見られます。これは、高質量ドナーからの降着円盤を介した磁場の長期移流を示しています。これは、高質量ドナーであるCygX-3を備えた別のマイクロクエーサーの場合と同様です。
GW190412の作成：30 + 10 Msunバイナリブラックホール合併の孤立した形成
| Title |
Making_GW190412:_isolated_formation_of_a_30+10_Msun_binary_black-hole_merger |
| Authors |
A.Olejak,_K.Belczynski,_D.E._Holz,_J.-P._Lasota,_T.Bulik,_M.C._Miller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11866 |
LIGO/Virgoのコラボレーションにより、GW190412の検出が報告されました。これは、これまでで最も不等質量のm_1=24.4--34.7Msunおよびm_2=7.4--10.1Msunのブラックホールブラックホール（BH-BH）合併です。質量比q=0.21--0.41（90％の確率範囲）。さらに、GW190412の有効スピンはX_eff=0.14--0.34と推定され、プライマリBHのスピンはa_spin=0.17--0.59の範囲にあります。これと以前の検出に基づくと、BH-BH合併の10％以上はq<0.4です。主要なBH-BH形成チャネル（つまり、高密度の恒星系のダイナミクス、古典的な孤立バイナリ進化、または化学的に均質な進化）は、同等の質量（通常はq>0.5）のBH-BHマージを生成する傾向があります。ここでは、古典的な孤立バイナリ進化チャネルがGW190412に似た合併を生み出せるかどうかをテストします。私たちは、過去に使用した入力物理に関する典型的な仮定を使用して、標準のバイナリ進化シナリオがそのような合併を生み出すことを示しています。2つの巨大な星（77と35Msun）から低金属性（Z=0.002）で形成され、m_1=27.0Msun、m_2=9.9Msun（q=0.37）、プライマリブラックホールスピンa_spin=0.19、および有効スピンパラメーターX_eff=0.335。この入力物理の特定のモデルの場合、ローカルユニバース（z=0）の全体的なBH-BHマージ率密度は73.5Gpc^-3yr^-1ですが、q<0.21、0.28、0.41、および0.59レート密度は、それぞれ0.01、0.12、6.8、および22.2Gpc^-3yr^-1です。標準モデルの結果は、GW190412のブラックホールの質量とスピン、および不等質量BH-BH合併の割合のLIGO/Virgo推定と一致しています。
光イオン化モデルのための最新のAGN SED：BLR予測は観察に直面します
| Title |
State-of-the-art_AGN_SEDs_for_Photoionization_Models:_BLR_Predictions_Confront_the_Observations |
| Authors |
Gary_Ferland,_Chris_Done,_Chichuan_Jin,_Hermine_Landt,_Martin_Ward |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11873 |
アクティブ銀河核（AGN）輝線領域の光イオン化モデルによって提供される優れたパワーは、介在する吸収が問題となるライマン限界間のスペクトルエネルギー分布（SED）についてほとんど知られていないという事実によって、長い間緩和されてきました。また、0.3keVの軟X線観測が可能になります。輝線自体は、ある程度、SEDのプローブに使用できますが、最も広い用語でのみ使用できます。このホワイトペーパーでは、新世代の理論上のSEDを採用しており、内部で一貫性があり、エネルギーを節約し、観測に対してテストされ、輝線領域の特性を推測します。SEDはエディントン比の関数として与えられるため、エミッションラインの相関関係を基本的に調査できます。光イオン化理論の基礎に基づいて、可能な限り単純なテストを適用して、輝線領域の形状の影響を調査します。エディントン比が大きくなると、SEDはより遠紫外の明るさになるため、再結合線の相当する幅も大きくなるはずです。エディントン比と同等の幅との間に観測された相関の欠如は、エディントン比が増加するにつれて、雲被覆係数が減少しなければならないことを示しています。これは、広域領域が降着円盤からのほこりっぽい風の失敗であると提案している最近のモデルと一致します。
2017ペリアストロン通過中のPSRJ 2032 + 4127の多波長観測
| Title |
Multi-wavelength_observations_of_PSRJ_2032+4127_during_the_2017_periastron_passage |
| Authors |
Maria_Chernyakova,_Denys_Malyshev,_Pere_Blay,_Brian_van_Soelen_and_Sergey_Tsygankov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11884 |
PSRJ2032+4127は、若いラジオパルサーがBeスターの周りを軌道に乗っていることが確認されている2番目の既知のガンマ線バイナリです。パルサー風とコンパニオンからの大量流出との相互作用により、ラジオからTeVエネルギーまでの広帯域放射が発生します。現在の論文では、NordicOpticalTelescopeを使用した2017年のピアストロン通路の光学モニタリングの結果を示します。これらの観測は、X線（Swift/XRT、NuSTAR）およびGeV（Fermi/LAT）モニタリングによって補完されます。Halphaラインとブロードバンド（X線からTeV）スペクトル形状のパラメーターの進化の共同分析により、観測された放射をパルサー風とBeスター風の相互作用にリンクするモデルを提案できます。傾斜ディスク形状。私たちのモデルでは、観測されたシステムのフラックスとスペクトルの進化を自己矛盾のない方法で説明できます。
将来のCMB衛星ミッションの要件：測光とバンドパス応答のキャリブレーション
| Title |
Requirements_for_future_CMB_satellite_missions:_photometric_and_band-pass_response_calibration |
| Authors |
Tommaso_Ghigna_and_Tomotake_Matsumura_and_Guillaume_Patanchon_and_Hirokazu_Ishino_and_Masashi_Hazumi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11601 |
現在および将来の宇宙マイクロ波背景（CMB）放射線実験は、偏光された$B$モード信号を対象としています。この信号の振幅が小さいため、現在のテクノロジーでは測定を成功させることが難しくなっています。したがって、考えられる体系的な影響を軽減および制御するための非常に正確な研究は、観察を成功させるために不可欠です。CMB信号を汚染する偏光銀河前景信号の存在から、追加の課題が生じています。これらを組み合わせると、フォアグラウンド信号が、ほぼすべての関連する周波数で偏波CMB信号を支配します。LiteBIRD宇宙搭載ミッションのような将来の実験では、CMB$B$モード信号を高精度で測定して、テンソルとスカラーの比率$r$を$10^{-3}$レベルで測定することを目指しています。多周波数CMB実験のCMB偏光マップへの偏光銀河前景信号の漏れを最小限に抑えるために必要な測光キャリブレーション要件を研究する方法を提示します。この方法をLiteBIRDのケースに適用し、周波数帯域に応じて$\sim10^{-4}-2.5\times10^{-3}$の範囲で測光キャリブレーションの精度要件を見つけました。検出器が無相関であるという仮定の下で、検出器ごとの要件が$\sim0.18\times10^{-2}-2.0\times10^{-2}$の範囲であることがわかりました。最後に、キャリブレーション要件をバンドパス分解能に関連付けて、いくつかの代表的なバンドパス応答の制約を定義します：$\Delta\nu\sim0.2-2$GHz。
大気の屈折率の気圧指数モデル：入口瞳孔における天頂角と二次収差
| Title |
A_Barometric_Exponential_Model_of_the_Atmosphere's_Refractive_Index:_Zenith_Angles_and_Second_Order_Aberration_in_the_Entrance_Pupil |
| Authors |
Richard_J._Mathar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11808 |
このレポートは、高度の関数としての屈折率（感受性）の指数関数的減衰を伴う均質な大気による望遠鏡サイトの上の屈折率をモデル化します。空気は、地球の中心に対称中心を持つ球形の船体として表されます。（i）差分天頂角-望遠鏡に光線が到達したときの実際の天頂角と大気がない場合の仮想天頂角の差-（ii）に到達したときの光線の光路長分布を計算します瞳孔中心までの距離の関数としての入射瞳孔。この研究における半数値数学の重要な手法は、いくつかの積分を展開することです。これは、いくつかの仮想平面から星の方向に入射光線までの各光線の曲線経路に沿った屈折率プロファイルに依存します-小さなパラメータのべき級数。
RR Lyraeスター（BRAVA-RR）DR2のふくらみ半径速度アッセイ：二峰性ふくらみ？
| Title |
The_Bulge_Radial_Velocity_Assay_for_RR_Lyrae_stars_(BRAVA-RR)_DR2:_a_Bimodal_Bulge? |
| Authors |
Andrea_Kunder,_Angeles_Perez-Villegas,_R._Michael_Rich,_Jonathan_Ogata,_Emma_Murari,_Emilie_Boren,_Christian_I._Johnson,_David_Nataf,_Alistair_Walker,_Giuseppe_Bono,_Andreas_Koch,_Roberto_De_Propris,_Jesper_Storm,_Jennifer_Wojno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11382 |
2-8基本モードRRLyrae星（RRL）の半径方向速度が、南銀河バルジに向かって-8<l<+8および-3<b<-6の範囲で示されています。RRLの脈動特性から導出される距離は、ガイア固有運動と組み合わされて、1389RRLの軌道運動に制約を与えます。バルジRRLの大部分（〜75％）は、これらの星が銀河中心からの3.5kpc未満に恒久的に結合しているバーと同様の軌道を持っています。ただし、バルジジャイアントとは異なり、RRLは回転が遅く、速度分散が高くなります。高速分散は、ほぼ排他的に内側の銀河を通過するハロー侵入者から生じます。私たちは、空間速度が500km/sを超える82個の星を提示し、これらの高速星の大部分がハロー侵入者であることを発見しました。同様の空間速度を持つこれらの星のサブサンプルに共通の起源があるかどうかは不明です。ハロー侵入者によって表されるサンプルの25％がクリーンになると、内側の銀河内のふくらみRRLの2つの集団を明確に識別できます。RRLの1つの母集団はGalaxyにそれほど強く結合されていません（ただし、内部の〜3.5kpcに限定されています）。また、空間的にも運動学的にも、禁止されたふくらみと一致しています。2番目の人口はより集中的に集中しており、足跡をたどっていません。考えられる解釈の1つは、この集団がバーの形成前に生まれたということです。空間的な位置、運動学、および脈動特性が示唆するように、おそらく高赤方偏移での降着イベントからです。
磁気激変変数の電波観測
| Title |
Radio_Observations_of_Magnetic_Cataclysmic_Variables |
| Authors |
Paul_Barrett,_Christopher_Dieck,_Anthony_J._Beasley,_Paul_A_Mason,_and_Kulinder_P._Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11418 |
NSFのKarlG.Jansky超大型アレイ（VLA）を使用して、3つの観測学期（13B、15A、および18A）中に122の磁気激変（MCV）を観測します。フラックスが6〜8031uJyの33個の星の電波検出を報告します。28個の星が新しい電波源であり、電波で検出されたMCVの数が40以上に増加しています。驚くべき結果として、検出の約4分の3（33個中24個の星）が短時間の高度に円偏波した電波放射を示しています。電子サイクロトロンメーザー放出の特徴です。この放出は、ドナー星の下部コロナから発生したものであり、2つの星の間の領域からのものではないと主張します。メーザー放出は、ドナースターの平均コロナ磁場のより直接的な推定を可能にします。これは、50％の磁気充填率を想定して、1〜4kGと推定されます。2つのサンプルのKolmogorov-Smirnov検定は、軌道周期が1.5〜5時間の無線で検出されたMCVの分布関数は、すべてのMCVの分布関数に類似しているという結論を裏付けています。この結果は、急速に回転する（Pspin<10日）、完全に対流する星が強い磁気ダイナモを維持できることを意味します。これらの結果は、Tarb＆Spruit（1989）のモデルを裏付けています。Porb=〜3時間での完全対流境界にまたがる角運動量損失の変化は、ドナースターの磁場構造の低次の変化から高次多極フィールド。
強い電磁流体乱流のオイラー時空相関
| Title |
The_Eulerian_space-time_correlation_of_strong_Magnetohydrodynamic_Turbulence |
| Authors |
Jean_C._Perez_and_Sofiane_Bourouaine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11458 |
強く磁化されたプラズマにおける強い電磁流体力学（MHD）乱流のオイラー時空相関は、MHD乱流の直接数値シミュレーションと現象論的モデリングによって調査されます。2つの新しい重要な結果がシミュレーションから得られます。2）非相関率の波数によるスケーリングは、エネルギーを含むスケールの変動する速度による小規模構造の純粋な流体力学的スイープと一致しています。シミュレーション結果の説明は、強い乱流領域に制限されたときにBourouaineandPerez2019（BP19）によって導入された最近の現象論的MHDモデルのコンテキストで提案されています。モデルは、2タイムパワースペクトルが、エネルギーを含む範囲内のランダムな速度の確率分布関数によってのみ決定される、普遍的な自己相似動作を示すことを予測します。最近発売されたパーカーソーラープローブ（PSP）などの宇宙船観測の分析と解釈には、時空間乱流相関のスケール依存の時間発展とそれに関連する普遍的な特性を理解することが不可欠です。
ミラセティの周縁エンベロープのミリ波放射の新機能を明らかにする
| Title |
Revealing_new_features_of_the_millimetre_emission_of_the_circumbinary_envelope_of_Mira_Ceti |
| Authors |
D._T._Hoai,_P._Tuan-Anh,_P.T._Nhung,_P._Darriulat,_P.N._Diep,_N.T._Phuong_and_T.T._Thai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11518 |
SiOのALMA観測（$\nu$=0、$J$=5-4）を使用して、星から$\sim$100と$\sim$350auの間でMiraCetiの周囲エンベロープの形態運動学を研究し、CO（$\nu$=0、$J$=3-2）排出量は、問題となっているダイナミクスをモデリングする際に無視できないものの正確で信頼できる全体像を示すことを目的としています。イメージングに関連付けられている不確実性の重要な研究が提示されます。線の放出は、いくつかの分離した断片で構成されることが示されています。それらは詳細に説明され、その起源のもっともらしい解釈が議論されます。過去一世紀にわたるミラBによるミラA風の集中効果の証拠が提示されます。観測された放出全体のほんの一部しか占めていませんが、いくつかの軌道期間にわたるその蓄積により、ミラBの軌道面でのCO放出が増強された可能性があります。南西流出を特定し、反相関についての引数を与えますCOとSiOの放出の間に観測されたものは、衝撃波を伴う最近の大量放出の結果です。観測された特徴のいくつかを説明するために以前に提案された単純なシナリオの失敗について議論し、現在の観測と星の近くの環境で得られた観測との間の連続性の明らかな欠如についてコメントします。星を狙う視線の近くに大きなドップラー速度成分が存在する証拠が得られ、おそらくミラAから$\sim$5から10au離れた場所に重要な乱気流の存在が明らかになります。
ミドルバンドフィルターを使用して極座標候補を検索する可能性
| Title |
Possibilities_of_Using_Middle-Band_Filters_to_Search_for_Polar_Candidates |
| Authors |
M.M._Gabdeev,_T.A._Fatkhullin_and_N.V._Borisov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11764 |
ミッドバンドフィルターを使用して極の候補を検索する方法を示します。極のスペクトル特異点の1つは、$HeII\lambda4686$\AA〜強い輝線です。中心波長が470、540、および656nmで、透過帯域幅が10nmのEdmundOpticsフィルターを選択しました。これらのフィルターは、$HeII\lambda4686$\AA〜行、連続体、および$H_\alpha$行の領域をそれぞれカバーします。SDSSアーカイブから、赤方偏移ゼロの極とオブジェクトの利用可能なスペクトルに基づいてカラーダイアグラムを作成しました。ほとんどの極は、一意のカラーインデックスを持つグループを作ることを示します。実際には、この方法は新しいマルチモード光度計偏光計（MMPP）を備えたZeiss-1000望遠鏡のSAORASに実装されています。既知の極性を持つメソッドの承認により、最大75\％の効率で候補を選択する2つの基準を開発することができました。
太陽フレアにおけるGOES X線準周期脈動の統計的研究
| Title |
Statistical_Study_of_GOES_X-ray_Quasi-Periodic_Pulsations_in_Solar_Flares |
| Authors |
Laura_A._Hayes,_Andrew_R._Inglis,_Steven_Christe,_Brian_Dennis,_Peter_T._Gallagher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11775 |
軟X線放射で検出された小振幅の準周期脈動（QPP）は、多くのフレアで一般的です。これまでのところ、QPPをもたらす基盤となるプロセスは不明です。このペーパーでは、QPP期間とフレアアクティブ領域、フレアリボン、およびCME所属のプロパティとの関係の研究を含む、これまでで最大の統計的研究における\textit{stationary}QPPの有病率の抑制を試みます。\cite{inglis2016}の作業に基づいて構築し、モデル比較テストを使用して、GOES1〜8〜\AA\チャネルの光度曲線のフーリエスペクトルで有意なパワーを検索します。過去の太陽サイクルのすべてのX、M、Cクラスのフレア、合計5519フレアを分析し、6〜300秒のタイムスケール範囲で周期性を検索します。Xクラスの約46\％、Mクラスの29\％、Cクラスのフレアの7\％は、定常QPPの証拠を示し、対数正規分布に従う期間は20〜sでピークになります。QPP期間はフレアの大きさとは無関係であることがわかりましたが、QPP期間とフレア期間の間には正の相関が見つかりました。QPP期間のグローバルアクティブリージョンプロパティへの依存性は確認されませんでした。QPPと、符号なし磁束、リボン面積、リボン分離距離などのリボンプロパティとの間には、正の相関が見られました。関連するCMEのあるフレアとないフレアの両方がQPPをホストできることがわかりました。さらに、XクラスおよびMクラスのフレアの場合、崩壊フェーズQPPはインパルスフェーズQPPより統計的に長い期間であることを示します。
低質量のストリッピングされたヘリウム星をもつデタッチされた連星のブラックホールの銀河集団：LB-1（LS〜V + 22〜25）の場合
| Title |
Galactic_population_of_black_holes_in_detached_binaries_with_low-mass_stripped_helium_stars:_the_case_of_LB-1_(LS~V+22~25) |
| Authors |
L.R._Yungelson,_A.G._Kuranov,_K.A._Postnov,_D.A._Kolesnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11821 |
（0.5-1.7）太陽質量コンパニオンを持つブラックホールを抱える分離したバイナリの銀河集団をモデル化します-ロシュローブオーバーフローの終了後またはHeシェルとしてヘルツスプルングギャップを急速に横切るケースB質量交換の残骸燃える星。現在、このようなバイナリがいくつかGalaxyに存在しています。それらのブラックホールの質量の範囲は約4から10の太陽の質量であり、軌道周期は数十から数百日です。ユニークなBHバイナリLB-1は、この非常にまれなクラスのダブルスターにうまく適合します。
標準モデルの物理学からの重力波の背景：完全な先行順序
| Title |
Gravitational_wave_background_from_Standard_Model_physics:_Complete_leading_order |
| Authors |
J._Ghiglieri,_G._Jackson,_M._Laine,_Y._Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11392 |
標準モデルプラズマによって熱平衡で放出される重力波によって運ばれるエネルギー密度の生成率を計算します。これは、運動量$k\sim\piT$の結合定数の主要な順序に一貫しています。宇宙の全履歴からの寄与を合計すると、放射エポックの最高温度は、いわゆる$N_{\rmeff}$パラメータによって制約されます。現在の理論的不確実性$\DeltaN_{\rmeff}\le10^{-3}$は$T_{\rmmax}\le2\times10^{17}$GeVに対応します。計算の過程で、後でIR減算と熱再開を実装する必要がある場合でも、標準パッケージを使用して生産率のサブパートを決定する方法を示します。
Fairall 9のX線スペクトルの反射特性と一般相対性理論のテストへの影響
| Title |
Reflection_features_in_the_X-ray_spectrum_of_Fairall_9_and_implications_for_tests_of_general_relativity |
| Authors |
Honghui_Liu,_Haiyang_Wang,_Askar_B._Abdikamalov,_Dimitry_Ayzenberg,_Cosimo_Bambi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11542 |
X線反射分光法は、潜在的に、天体物理学のブラックホールの周りの時空形状を調査し、強磁場領域での一般相対論をテストするための強力なツールです。ただし、一般相対性理論の正確なテストは、正しい天体物理学モデルを採用し、体系的な不確実性を制限できる場合にのみ可能です。したがって、これらのテストに最も適したソースと観測を選択することが重要です。この研究では、Fairall9の超大質量ブラックホールのXMM-NewtonとNuSTARの同時観測を分析します。このソースには、X線反射分光法を使用した一般相対性理論のテストの有望な候補となる多くの特性があります。それにもかかわらず、利用可能なデータについては、Fairall9のスペクトルの一意の解釈がないため、当面は、このソースを一般相対性理論のロバストなテストに使用することができません。この問題は、鉄線近くのエネルギー分解能が高い将来のX線ミッションで解決される可能性があります。
楕円銀河の基本平面による重力理論の制約
| Title |
Constraining_theories_of_gravity_by_fundamental_plane_of_elliptical_galaxies |
| Authors |
Salvatore_Capozziello,_Vesna_Borka_Jovanovi\'c,_Du\v{s}ko_Borka,_and_Predrag_Jovanovi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11557 |
楕円銀河の基本平面を使用して、計量重力理論の観測的制約を取得できることを示します。楕円のグローバルプロパティに接続されているため、修正された重力のパラメータを修正できます。具体的には、基本平面を使用して、ポストニュートンの極限で一般的に現れる湯川のような修正を使用して、修正された重力理論を制約します。これらの補正がどのように導き出されるかについて例を示した後、最初に楕円銀河の速度分布を分析し、修正重力の理論結果と天文データによる湯川のような補正を比較します。これらの結果によれば、天文観測と互換性のあるモデルのクラスを区別する修正のパラメーターを制約することが可能です。基本面は、弱い場の極限でさまざまな重力理論を探査する標準的なツールとして使用できると結論付けています。
非超対称$SO（10）\timesU（1）_{\rmPQ}$アキシオンモデルを調査します。このモデルでは、インフレ後に$U（1）_{\rmPQ}$の自発的な破壊が発生します。アキシオン磁壁の問題は、ラザリド-シャフィ機構を採用することで解決されます。これには、QCDインスタントンによる明示的な$U（1）_{\rmPQ}$の破れからの存続する離散対称性が$Z_{12}$から$Z_4$に減少するように、2つのフェルミオン10レットの導入が必要です。ここで、$Z_4$は正確に$SO（10）$の中心です。$Z_4$の壊れていない$Z_2$サブグループは、中間スケールのトポロジー的に安定した文字列、および質量がアキシオン崩壊定数$f_と同等かそれよりもやや小さいフェルミオン10レットからの安定な電弱ダブレット非熱暗黒物質候補を生成します。{\rma}$。インフレを考慮に入れ、非熱的レプトン形成も組み込んだ明示的な実現を提示します。フェルミオン暗黒物質の質量は$3\times10^{8}-10^{10}〜{\rmGeV}$の範囲にあり、遺物暗黒物質の存在量への寄与は、アキシオンからのものに匹敵します。
| Title |
An_Examination_of_Geometrical_and_Potential_Time_Delays_in_Gravitational_Lensing |
| Authors |
Oleg_Yu._Tsupko,_Gennady_S._Bisnovatyi-Kogan,_Adam_Rogers_and_Xinzhong_Er |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11845 |
この論文では、重力レンズ効果におけるポテンシャルと幾何学的時間遅延との関係を調査します。Shapiro（1964）の最初の論文では、地球と金星の間のレーダー信号には、そのような質量がない場合と比較して、巨大な物体（太陽）の近くを通過する時間遅延があると述べられています。その理由は、重力ポテンシャルにおける光線の速度に対する重力の影響に関連しています。たまたま二次的な経路長の変化による寄与は無視できると見なされます。それにもかかわらず、重力レンズ理論では、経路長の変化に関連する幾何学的遅延が、潜在的な項とともに日常的に考慮されます。この明らかな不一致に触発されて、この作業では、さまざまな状況での時間遅延の幾何学的部分の寄与に取り組みます。レンズの2つの制限レジームによる統合治療を紹介します。それらの1つは、幾何学的遅延が無視できることが示されている太陽の近くの時間遅延実験に対応しています。2番目は、幾何学的遅延が重要であることが示されている複数のイメージングを使用した典型的な重力レンズシナリオに対応しています。特に、ソース、レンズ、オブザーバーが適切に位置合わせされている場合、一次量になるため、幾何学的遅延は無視できないことが示されています。
Extreme Mass Ratio Insiralsによるスカラーフィールドの検出
エクストリームマスレシオインスパイラル（EMRI）を研究します。その際、小体は超大質量ブラックホールにスパイラルし、重力理論で追加のスカラーフィールドを使用します。最初に、無毛の定理とそれらを回避する既知の理論の特性が問題を大幅に単純化することを主張します。超大質量ブラックホールへのスカラーの影響は、もしあれば、膨大なクラスの理論のEMRIではほとんど無視できます。。次に、この単純化を利用してインスパイラルを摂動的にモデル化し、小体のスカラー電荷が重力波放出に大きな痕跡を残すことを示します。波形モデリングにははるかに高い精度が必要ですが、我々の結果は、このインプリントがLISAで観察可能であることを強く示唆し、EMRIをスカラーフィールドの有望なプローブにしています。
