PlanckとSPTPolのデータを組み合わせた分析は、初期の暗黒エネルギーモデルを支持します
PlanckとSPTPolの両方の宇宙データセットを利用する新しい方法を提案します。私たちの組み合わせたアプローチは、$\Lambda$CDM宇宙論内の音響ピークの一貫したレンズ誘起平滑化を予測し、宇宙論的パラメーターのロバストな予測をもたらすことを示します。PlanckとSPTPolの偏光とレンズ測定のみを$\Lambda$CDMモデル内で組み合わせると、私たちのフレームワークはレイトタイムパラメーター$S_8=\sigma_8\sqrt{\Omega_m/0.3}=0.764\pm0.022$を宇宙に適合させますせん断およびクラスタリング測定。また、ハッブルの定数$H_0=69.7\pm1{\rm\、\、km\、s^{-1}Mpc^{-1}}$を上げて、ハッブルの張力を$2.5\sigma$レベルに下げます。再結合前に短時間のエネルギー注入を生成するEarlyDarkEnergy（EDE）モデルの残留張力を調べます。ポテンシャルが$V（\phi）\propto\phi^{2n}$としてスケーリングされるスカラーフィールドのバックグラウンドと摂動の両方の進化を実装します。EDEはハッブルの緊張を完全に緩和し、一致度$\Lambda$CDMモデルと比較して$2.9\sigma$だけ適合度を大幅に改善することがわかりました。中間赤方偏移データ（超新星データセットとバリオン音響振動データ）のアカウントは、パラメーター予測に完全に適合し、$3\sigma$で$\Lambda$CDMよりもEDEが優先されることを示しています。
正確な大規模構造共分散には、ジャックナイフスケールが本当に重要ですか？
| Title |
Does_jackknife_scale_really_matter_for_accurate_large-scale_structure_covariances? |
| Authors |
Ginevra_Favole,_Benjamin_R._Granett,_Javier_Silva_Lafaurie,_Domenico_Sapone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13436 |
ジャックナイフ法は、大規模構造調査の内部共分散推定を提供し、宇宙論的パラメーターのモデルに依存しないエラーを可能にします。SDSS-IIIBOSSCMASSサンプルを使用して、ジャックナイフのサイズとリサンプリングの数が、相関関数の多重極の共分散推定の精度と、推定されたバリオン音響スケールの誤差にどのように影響するかを調べます。同じ測量ジオメトリを持つ対数正規モック銀河カタログと測定値を比較します。サイズとリサンプリングの数が異なるジャックナイフ構成をいくつか構築します。限られた数のジャックナイフリサンプリングから精度行列を推定するために、テーパースキームを適用することが有用であることがわかります。CMASSおよび模擬カタログの結果は、バリオン音響スケールの誤差推定がジャックナイフスケールに依存しないことを示しています。シフトパラメーター$\alpha$の場合、再構築前の分析と一致して、CMASSとモックジャックナイフの共分散から、それぞれ1.6％と1.2％の平均誤差が見つかります。ただし、使用されるリサンプリングが比較的少ない場合、ジャックナイフの誤差推定は信頼できなくなります。今後の大規模な構造調査では、さらに大きなボリュームをマッピングし、ジャックナイフアプローチを使用した共分散行列のパーセントレベルの推定を可能にします。
タイプIa超新星、宇宙クロノメーター、バリオン音響振動を使用した修正重力理論（MOG）のテスト
| Title |
Testing_Modified_Gravity_theory_(MOG)_with_Type_Ia_Supernovae,_Cosmic_Chronometers_and_Baryon_Acoustic_Oscillations |
| Authors |
Carolina_Negrelli,_Lucila_Kraiselburd,_Susana_J._Landau,_Claudia_Sc\'occola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13648 |
Moffatによって提案されたMOdifiedGravity（MOG）理論を宇宙論の文脈で分析します。タイプIa超新星（SNeIa）、バリオン音響振動（BAO）、および宇宙クロノメーター（CC）のデータを使用して、MOG予測をテストします。このために、理論のスカラーフィールドの1つの自己相互作用ポテンシャルである$H_0$および$V_G$の固定値を考慮して$\chi^2$テストを実行します。私たちの結果は、MOG理論が$H_0$と$V_G$の特定の値のすべてのデータセットと一致していることを示しています。これは、制約力により、MOG予測をテストするための最も強力なツールであるBAOデータセットです。
Charged Dark Matterと$ H_0 $テンション
ダークアーベルゲージ場の下で暗黒物質が帯電する宇宙論モデルを考えます。この新しい相互作用は反発的であり、大規模で、銀河や星団のダイナミクスで重力と競合します。新しい力の効果が、帯電した暗黒物質モデルに対する従来の制約を回避するのに役立つK偽装半径内でスクリーニングされる、暗電気力学の非線形モデルに焦点を当てます。ニュートンのアプローチでこれらのモデルの背景宇宙論を議論し、静電相互作用による不均一な圧力が存在する相対論的Lema\^itreモデルとの同等性を示します。特に、異なる半径の暗黒物質の殻は、それらが異なる時間にK偽装半径を出ていくにつれて、異なる進化をすることを発見しました。大きな時間体制では、バックグラウンド宇宙論は、重力ニュートン定数が減少し、静電圧力に起因する負の曲率を持つ、移動するが不均一なモデルによって記述されます。バリオンは静電相互作用を直接感じませんが、電気力によって引き起こされる不均一な物質分布の影響を受けます。小さな半径のシェルは、反発相互作用を早く感じる外殻よりも速く進化することがわかります。これは、大規模なハッブルレートとローカルハッブルレートの不一致を模倣しています。同様に、銀河と銀河団は新しい相互作用によって遮蔽されないので、大規模な地球規模の流れは、新しい暗電磁相互作用の存在から生じます。
ヘラスプラニティアの将来の溶岩洞窟
MROからの1,500枚の画像を調査した後、この調査により、HadriacusMonsの近くにある3つの溶岩チューブ候補が有人探査の候補地として特定されました。したがって、この調査では、地上の溶岩洞が放射線の遮蔽に利用できるため、火星の候補溶岩洞（および月面の既知の溶岩洞）が自然放射線シェルターおよび将来の生息地として機能できると結論付けました。惑星への乗組員の使命。
観測データのモデル化による彗星の表面放出分布の決定における限界-ロゼッタ観測に基づく事例研究
欧州宇宙機関（ESA）のロゼッタミッションは、彗星67P/Churyumov-Gerasimenkoの内部ガスコマの測定の膨大なデータセットを返しました。これらの測定は、核表面でのガス源の分布を決定するためにさまざまなグループによって使用されてきました。見つかったソリューションは互いに大きく異なり、この問題の縮退を示しています。この作業の目的は、現在のガスモデルがコマ測定を表面にリンクする際に持つ制限を調査することです。特に、RosettaのROSINA/COPS、VIRTIS、およびMIRO機器の、表面からのガス放出の非常に異なる空間分布を区別する感度について説明します。最先端の3DDSMCガスダイナミクスコードを適用して、氷を含む表面の割合とアクティブなパッチのサイズが異なるさまざまなモデルの内部ガスコマをシミュレーションしました。これらの異なる分布は、動的な振る舞いが異なるジェットの相互作用をもたらします。ROSINA/COPS測定だけではモデルの違いを検出できないことがわかりました。ROSINA/COPSの測定は、ガス放出の地域的な不均一性を抑制するために重要ですが、それだけではガス源の表面放出分布を数百メートル（400m）を超える空間精度に決定できません。したがって、ROSINA/COPS測定に適合するソリューションは、フォワードモデルまたはインバースモデルのいずれであっても、基本的に縮退します。VIRTISとMIROについてここで示すように、補完的な測定を備えた他の機器のみがこの縮退を解消できる可能性があります。最後に、副産物として、観測された風成の特徴の一部の原因である可能性のある表面での側方流動に対する活動分布の影響を調査しました。
| Title |
Solar_System_Physics_for_Exoplanet_Research |
| Authors |
J._Horner,_S._R._Kane,_J._P._Marshall,_P._A._Dalba,_T._R._Holt,_J._Wood,_H._E._Maynard-Casely,_R._Wittenmyer,_P._S._Lykawka,_M._Hill,_R._Salmeron,_J._Bailey,_T._L\"ohne,_M._Agnew,_B._D._Carter,_C._C._E._Tylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13209 |
過去30年間にわたって、私たちは宇宙の理解における大きな革命の1つである太陽系外惑星の黎明を見てきました。かつて私たちが1つの惑星系（太陽系）だけを知っていたところ、今では何千ものものがわかっており、新しい系が毎週発表されています。私たちがこれまでに見つけた何千もの惑星系のうち、私たちが間近で個人的に研究できるのは太陽系だけです。このレビューでは、太陽系外惑星科学コミュニティのための現在の太陽系の理解について説明します。今日のシステムを形作ったと考えられているプロセスに焦点を当てています。セクション1では、現在観測されている多くの惑星系の1つのよく研究された例として太陽系を紹介します。セクション2では、今日知られている太陽系の小さな体の個体群について説明します。これは、既知の200の惑星衛星から、システムの形成と初期の進化を思い出させる小さな体のさまざまな個体群までです。セクション3では、太陽系の惑星に関する現在の知識を、物理的な物体と見なします。セクション4では、太陽系の小集団についての詳細な研究の結果として収集された情報に焦点を当てて、太陽系の形成と進化について行われた研究について説明します。セクション5では、私たちの惑星システムに関する私たちの現在の知識について、それらがホストする惑星の観点から、およびホスト星の軌道を周回するのを観察するデブリの観点の両方について説明します。他の惑星系の多様性と遍在性についてこれまで以上に学ぶように、私たちの太陽系はそれらの新しく発見された系の理解とモデリングを容易にする主要な試金石であり続け、セクション5をさらに進める将来の調査の議論で終えますその知識を拡大します。
原始惑星系氷結粒子の超伝導による土星の環の起源と安定性への磁性の寄与
| Title |
Contribution_of_magnetism_to_the_origin_and_stability_of_the_rings_of_Saturn_due_to_superconductivity_of_protoplanetary_iced_particles |
| Authors |
Vladimir_V._Tchernyi_(Cherny),_Sergey_V._Kapranov_and_Andrey_Yu._Pospelov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13212 |
原始惑星雲内のカオス軌道によって移動する氷の粒子（II種類の超伝導）が土星の磁場と相互作用したため、土星のリングがどのように発生したかを示しています。最終的に土星の磁気赤道面に到達する粒子のすべての軌道は、磁気赤道での粒子磁気エネルギーの最小化と、アブリコソフ渦による量子トラッピングのために、3次元の磁気井戸内でロックされます。
放射フィードバックによる動的摩擦-II。亜音速領域の高解像度研究
最近の研究では、ガス状で不透明な媒質を通過する大規模で明るいパーターに作用する正味の重力は、パーターの動きと同じ方向にある可能性があることが示唆されています（負の動的摩擦と呼ばれる効果）。解析結果は線形解析を使用して取得され、後で摂動装置のボンダイ球内の流れを解決しない非線形数値シミュレーションによって確認されたため、流れの弱く摂動された領域に効果的に制限されました（paper〜I）。ここでは、ボンダイ球内の流れを解決する3Dデカルトまたは2D円筒メッシュを使用した高解像度シミュレーションを示します。亜音速領域で、摂動因子の質量と光度の関数として力を系統的に調べます。質量$M$が数$M_c\sim\chic_s/G$より小さい摂動体は、線形理論とよく一致する大きさの熱力にさらされていることがわかります（$\chi$は媒体の熱拡散率です）、$c_s$は断熱音速、$G$は重力定数ですが、質量が大きい場合、熱力は$M^{-1}$として減衰する線形推定の一部にすぎません。私たちの分析は、原始惑星系円盤に埋め込まれた十分に明るく低質量の胚における負の摩擦（したがって推進力）の可能性を確認しています。最後に、低マッハ数での総力の近似式を示します。これは、亜臨界（$M<M_c$）と超臨界（$M>M_c$）の両方のパーターに有効です。
太陽系外惑星および褐色矮星の鉱物雪片：微孔性、サイズ分布、および粒子形状の影響
| Title |
Mineral_snowflakes_on_exoplanets_and_brown_dwarfs:_Effects_of_micro-porosity,_size_distributions,_and_particle_shape |
| Authors |
Dominic_Samra,_Christiane_Helling,_Michiel_Min |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13502 |
太陽系外惑星の大気特性は、太陽系外惑星の形成、進化を理解する上で重要なツールとなっています。ただし、雲は依然として特性評価の重要な課題です。今後の宇宙望遠鏡（JWST、ARIELなど）と地上の高解像度分光器（CRIRES+など）は、雲の形成と雲の影響の詳細な理解を必要とするデータを生成します。雲の粒子の微孔性が雲の構造、粒子サイズ、および材料組成にどのように影響するかを理解することを目的としています。微孔質粒子、粒子サイズ分布、非球形雲粒子の分光効果を調べます。動的非平衡雲形成モデルを拡張し、規定の1D（T_gas-p_gas）DRIFT-PHOENIXプロファイルのグリッドを使用します。有効媒体理論と三重理論を適用して、微多孔性と導出された粒子サイズ分布を持つ雲粒子の分光特性をモデル化しました。中空球の統計的分布を使用して、非球形の雲粒子の影響を表しました。非常に微孔質の雲粒子（90％真空）は表面積が大きく、コンパクトな粒子よりも大気中で効率的にバルク成長を行うことができます。これらの鉱物の雪片の単一散乱アルベドと断面積の増加により、雲のデッキは〜20${\rm\ではなく、〜100${\rm\mum}$の波長でのみ光学的に薄くなりますコンパクトクラウドパーティクルの場合は、mum}$。局所的に変化するガウスサイズ分布で雲の粒子が発生すると、アルベドの大幅な向上も見られます。非球形の粒子は、ケイ酸塩スペクトルフィーチャの不透明度を高め、雲が光学的に薄くなる波長をさらに増やします。JWSTMIRIは、雲が光学的に薄い波長に基づいて、微孔性で非球形の雲粒子のシグネチャに敏感です。
木星でファジーコアを形成する課題
ジュノ重力データに一致する木星の最近の構造モデルは、惑星がその深い内部に、いわゆる希薄/ファジーコアと呼ばれる重元素が豊富な拡張領域を抱えていることを示唆しています。この発見は、どのような形成経路がそのような構造につながるのかという疑問を提起します。私たちは、木星の形成と長期的な進化をモデル化し、暴走ガスの降着前の遅い段階の形成から始めます。私たちが検討する形成シナリオには、原始組成の勾配と、原始ジュピターが急速にガス状のエンベロープを獲得するときに構築される勾配の両方が含まれます。次に、木星の冷却と収縮に伴う木星の進化を追跡します。特に、内部でのエネルギーと物質の輸送に焦点を当てています。私たちが検討するシナリオのいずれも、内部構造モデルと互換性のあるファジーコアにつながらないことがわかります。すべての場合において、ジュピターのエンベロープの大部分は、せいぜい数百万年後に対流し、完全に混合されます。これは、ガスの降着が冷たい惑星につながり、大量の重元素が降り注ぐ場合を考えても同じです。したがって、標準形成モデルから木星の希薄コアを説明することは非常に困難であると結論付けられています。今後の作業では、より複雑な形成経路、および木星の現在の内部構造につながる可能性のある追加の物理プロセスのモデリングを検討することをお勧めします。
原始惑星系円盤の熱進化：$ \ beta $冷却から分離されたガスとダストの温度まで
| Title |
Thermal_evolution_of_protoplanetary_disks:_from_$\beta$-cooling_to_decoupled_gas_and_dust_temperatures |
| Authors |
Eduard_I._Vorobyov_(1,2)_Ryoki_Matsukoba_(3),_Kazuyuki_Omukai_(3),_and_Manuel_Guedel_(1)_((1)_University_of_Vienna,_Department_of_Astrophysics,_Vienna,_1180,_Austria,_(2)_Ural_Federal_University,_51_Lenin_Str.,_620051_Ekaterinburg,_Russia,_(3)_Astronomical_Institute,_Graduate_School_of_Sciences,_Tohoku_University,_Aoba,_Sendai,_Miyagi_980-8578,_Japan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13561 |
目的：ディスクとその周囲のさまざまな冷却および加熱プロセスによって決定される熱構造を計算するさまざまなアプローチで、若い原始惑星系ディスクの長期的な進化を探ります。方法：薄いディスクの限界での数値流体力学シミュレーションは、3つの熱進化スキームで補完されました：単純な$\beta$冷却アプローチで、照射がある場合とない場合で、ディスクの冷却速度はローカルの動的時間、基準に比例します。粘性のある加熱、照射、および放射冷却を考慮して計算されたダストとガスの温度が等しいモデル、およびダストとガスの温度の分離を可能にするより洗練されたアプローチ結果：ディスクの進化の初期段階で落下するエンベロープ材料によって引き起こされる追加の圧縮加熱と、ガスとダスト間の衝突によるエネルギーのゆっくりとした衝突交換により、ガス温度は若いディスクの外側領域のダストの温度を大幅に超える可能性があることがわかりました低密度のディスク領域。ただし、外側のエンベロープは逆の傾向を示し、ガス温度はダストの温度より低くなります。グローバルなディスクの進化は、温度のデカップリングに対してわずかに敏感です。それでも、ダストとガスの温度が別々になっていると、化学組成、ダストの発生、およびディスク質量の推定に影響を与える可能性があります。$\beta$パラメータの本質的に可変な性質のため、恒星とバックグラウンドの照射がない定数-$\beta$モデルは、より洗練された熱スキームでディスクの進化を再現できません。照射を伴う定数-$\beta$モデルは、動的および熱的進化によりよく一致する可能性がありますが、まだ合意は不完全です。結論：原始惑星系円盤内の化学物質やダストの発生、特に太陽系の金属環境が重視される場合は、ダストとガスの温度を別々に設定できるモデルが必要です。
ベイジアン検索パッケージTau-RExを使用して、ホットジュピター太陽系外惑星WASP-43bの公的に利用可能なハッブル宇宙望遠鏡広視野カメラ3（HSTWFC3）伝送データの再分析を行いました。高レベルの統計的有意性への伝達におけるAlOの証拠を報告します（フラットモデルと比較して>5シグマ、H2Oのみのモデルと比較して3.4シグマ）。利用可能なHSTWFC3データまたはSpitzerIRACデータに基づいて、CO、CO2、またはCH4の存在を示す証拠は見つかりません。AlOは、HSTWFC3機器がカバーする赤外線領域に現在高温不透明度データが存在するすべての分子のうち、データを最高レベルの信頼性に適合させる分子であること、およびその後にSpitzerIRACデータを含めることを実証します検索のポイントは、AlOの存在をさらにサポートします。H2Oは、この領域で統計的に有意であることが判明した他の唯一の分子です。AlOは、観測されたデータによって調査されている大気層の温度と圧力での平衡化学から予想されません。したがって、その存在は、大気のダイナミクスに関連するいくつかの不均衡プロセスの直接的な証拠を意味します。ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）などの機器を使用した将来の研究への影響、および将来の不透明度のニーズについて説明します。WASP-43bに関する以前の研究と比較されます。
GLEAM 4-Jy（G4Jy）サンプル：II。個々のソースのホスト銀河の識別
| Title |
The_GLEAM_4-Jy_(G4Jy)_Sample:_II._Host-galaxy_identification_for_individual_sources |
| Authors |
Sarah_V._White,_Thomas_M.O._Franzen,_Chris_J._Riseley,_O._Ivy_Wong,_Anna_D._Kapi\'nska,_Natasha_Hurley-Walker,_Joseph_R._Callingham,_Kshitij_Thorat,_Chen_Wu,_Paul_Hancock,_Richard_W._Hunstead,_Nick_Seymour,_Jesse_Swan,_Randall_Wayth,_John_Morgan,_Rajan_Chhetri,_Carole_Jackson,_Stuart_Weston,_Martin_Bell,_B.M._Gaensler,_Melanie_Johnston-Hollitt,_Andr\'e_Offringa,_and_Lister_Staveley-Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13025 |
南の空全体（赤緯、$\delta<$30度）は、低周波数（72-231MHz）で$\sim$2-arcmin解像度のラジオイメージングを提供するMurchisonWidefieldArray（MWA）を使用して観測されています。これは、GaLacticおよびExtragalacticAll-skyMWA（GLEAM）サーベイです。以前は、目視検査、文献に対するクロスチェック、および内部マッチングを組み合わせて、「最も明るい」電波源（$S_{\mathrm{151MHz}}>$4Jy）（銀河外緯度、$|b|>$10度）。これらの1,863個のソースをGLEAM4-Jy（G4Jy）サンプルと呼び、ラジオ画像（$\leq$45アーク秒の解像度）と多波長情報を使用して、それらの形態を評価し、ホストしている銀河を特定します電波放射（該当する場合）。この作業に使用されるすべてのオーバーレイにアクセスする方法の詳細は、https：//github.com/svw26/G4Jyで入手できます。これに加えて、本書で個別の情報源について文書化した文献に対してさらにチェックを行います。G4Jyサンプルの大部分は強力なラジオジェットを備えたアクティブな銀河核ですが、星雲、2つの近くにある星形成銀河、星団の遺物、星団のハローも含まれていることを強調しています。低周波放射を引き起こすメカニズムを推測できない3つの拡張ソースもあります。G4Jyカタログでは、ソースの86％に中赤外線識別を提供し、残りを次のようにフラグを立てます：不明な識別（129ソース）、かすかな/特徴のない中赤外線ホスト（126ソース）、または不適切ホストを指定するには（2つのソース）。129個のソースのサブセットについて、ホスト銀河の候補に関して曖昧さがあり、これには、既存の識別に疑問を投げかける4つのソース（B0424$-$728、B0703$-$451、3C198、および3C403.1）が含まれます。
BCGクラスターアライメントにおける合併の進化と役割。宇宙論的流体シミュレーションからの眺め
| Title |
Evolution_and_Role_of_Mergers_in_the_BCG-Cluster_Alignment._A_View_from_Cosmological_Hydro-Simulations |
| Authors |
Cinthia_Ragone-Figueroa,_Gian_Luigi_Granato,_Stefano_Borgani,_Roberto_De_Propris,_Diego_Garcia_Lambas,_Giuseppe_Murante,_Elena_Rasia_and_Michael_West |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13038 |
クラスターとそれらの最も明るいクラスター銀河（BCG）との間の配置の時間発展について、矛盾した結果が報告されています。$M_{200}|_{z=0}\gtrsim10^{15}\、M_\odot$、さらに$1\times10を使用して5つ少ない質量で24の大規模クラスターの宇宙流体シミュレーションを分析することにより、このトピックを研究します^{14}\lesssimM_{200}|_{z=0}\lesssim7\times10^{14}\、M_\odot$、これらは現実的なBCG質量を生成することがすでに証明されています。クラスタ銀河の分布と暗黒物質（DM）ハローの両方を使用してBCGアライメントを計算します。赤方偏移$z=0$では、シミュレートされたBCGの主軸とそれらのホストクラスター銀河分布は平均して20$^\circ$以内に配置されます。DMハロとのBCGの位置合わせはさらに厳しくなっています。アラインメントは最大$z\lesssim2$まで持続し、明らかな変化はありません。この結果は続きますが、予測された配置を考慮すると、信号は弱いですが。周囲の物質の分布（$3R_{200}$）とのクラスターアライメントは、BCGクラスターアライメントが展開する前に、$35\\circ$の典型的な角度で$z\sim4$にすでに配置されています。BCGも同じ程度の分布に一致していることがわかりますが、常に程度は低くなります。これらの結果をまとめると、BCGクラスターのアラインメントがアウトサイドイン方式で発生する可能性があります。合併はその頻度とジオメトリに応じて、アラインメントを促進、破壊、または弱めることができます。最近の大規模な合併を経験していないクラスターは、通常、よりリラックスしてBCGと連携しています。次に、クラスターの伸長軸に近い降着は、クラスターの短軸に近い降着とは対照的に、整列を改善する傾向があります。
IllustrisTNGシミュレーションにおけるETGの恒星ハロー：大半径での銀河の測光および運動学的多様性
| Title |
The_stellar_halos_of_ETGs_in_the_IllustrisTNG_simulations:_the_photometric_and_kinematic_diversity_of_galaxies_at_large_radii |
| Authors |
C._Pulsoni,_O._Gerhard,_M._Arnaboldi,_A._Pillepich,_D._Nelson,_L._Hernquist,_V._Springel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13042 |
シミュレートされた初期型銀河（ETG）の恒星ハローの測光および運動学的特性を特徴付け、観測と比較します。$10^{10.3}-10^{12}M_{\odot}$の恒星の質量範囲と（gr）色とラムダの範囲内にあるTNG100とTNG50シミュレーションで、〜1200ETGのサンプルを選択します観測されたETGによって作成された楕円率図。測光パラメーター、固有の形状、およびそれらの拡張恒星ハローの運動学的観測値を決定します。中心からハローへの運動学の変化を研究し、それを銀河の固有の形状の変化に関連付けます。シミュレートされた銀河のサンプルは、ETGハローで観察された運動学的特性の多様性を再現していることがわかります。シミュレートされた高速回転子（FR）は、平坦なラムダプロファイルと高いハロー回転サポートを持つ3分の1、緩やかに減少するプロファイルを持つ3分の1、および低いハロー回転を持つ3分の1にほぼ均等に分割されます。低速回転子（SR）は、郊外で回転が増加する傾向があり、その半分はラムダ=0.2を超えています。$M_{*}>10^{11.5}M_{\odot}$の場合、ハロー回転は重要ではありません。恒星ハロー固有の形状についても、同様のさまざまな特性が見られます。回転サポートと形状は深く関連しています。より低い回転サポートへの運動学的遷移は、より丸みのある固有形状への変化を伴います。FRのハローの三軸性は、外側に、恒星の質量とともに増加します。シミュレートされたSRは比較的一定の3軸プロファイルを持っています。シミュレートされた恒星ハローは、FRとSRの間に量的ではあるが明確な質的違いがない、さまざまな構造特性を示します。同じ恒星の質量で、恒星のハロープロパティは、中央領域の明確な二峰性にもかかわらず、2つの家族間で段階的な移行と有意な重複を示します。これは、拡張測光と運動学の観察と一致しています。[要約]
近くの銀河の恒星の人口放射状プロファイルの最も予測的な物理的性質
| Title |
The_Most_Predictive_Physical_Properties_for_Stellar_Population_Radial_Profiles_of_Nearby_Galaxies |
| Authors |
Guangwen_Chen,_Hong-Xin_Zhang,_Xu_Kong,_Zesen_Lin,_Zhixiong_Liang,_Xinkai_Chen,_Zuyi_Chen,_Zhiyuan_Song |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13044 |
SDSSからのIFU分光データを使用して、D4000の放射状プロファイル、光度加重恒星齢$\tau_L$、および3654近傍銀河（$0.01<z<0.15$）の金属性$[Z/H]_L$に関する研究を提示します。DR15MaNGAデータのリリース、恒星の母集団の放射状勾配の中央値（つまり、$\nabla$D4000、$\nabla\tau_L、\nabla[Z/H]_L$）から$\sim1.5R_eへの接続を調査する取り組み$と、恒星の質量（$M_{\star}$）、特定の星形成率（sSFR）、形態、局所環境など、さまざまな銀河の特性。$M_{\star}$は、$\nabla$D4000と$\nabla[Z/H]_L$の単一の最も予測可能な物性であることがわかります。$\nabla\tau_L$の最も予測可能なプロパティはsSFRであり、程度は低いものの$M_{\star}$です。局所的な銀河の高密度と中央衛星の分割を含む環境パラメータは、サンプル全体の恒星の人口放射状プロファイルと実質的に相関関係はありませんが、$M_{\star}\lesssim10^の星形成衛星銀河の$\nabla$D4000{10}M_\odot$は、銀河の密度と有意な正の相関を示します。より低いsSFRを持つ銀河は、平均してより急な負の恒星人口勾配を持ち、このsSFR依存性は、より大規模な星形成銀河に対してより強くなります。中央値の恒星人口勾配と$M_{\star}$の間の負の相関は、主にセグメント化された関係として最もよく説明されます。これにより、銀河の中央値勾配は$\logM_{\star}\lesssim10$になります（正確な値はsSFRによって異なります）。）は、$M_{\star}$が高い銀河よりも質量依存性がはるかに弱いです。年齢や金属性の放射状勾配のTタイプおよび中心恒星の質量表面密度への依存性は一般に重要ではありませんが、後のTタイプの銀河または中心質量密度が低いほど、D4000が大幅に低くなり、$\tau_L$が小さくなり、この調査で調査された半径範囲全体で$[Z/H]_L$が低くなります。
楕円銀河におけるX線バイナリ明度関数スケーリング関係：銀河系における低質量X線バイナリの球状星団シーディングの証拠
| Title |
X-ray_Binary_Luminosity_Function_Scaling_Relations_in_Elliptical_Galaxies:_Evidence_for_Globular_Cluster_Seeding_of_Low-Mass_X-ray_Binaries_in_Galactic_Fields |
| Authors |
Bret_D._Lehmer,_Andrew_P._Ferrell,_Keith_Doore,_Rafael_T._Eufrasio,_Erik_B._Monson,_David_M._Alexander,_Antara_Basu-Zych,_William_N._Brandt,_Greg_Sivakoff,_Panayiotis_Tzanavaris,_Mihoko_Yukita,_Tassos_Fragos,_and_Andrew_Ptak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13045 |
Chandraが24の初期型銀河のフットプリント内の低質量XRB（LMXB）の集団を検出した場合のX線バイナリ（XRB）光度関数（XLF）スケーリング関係を調査します。私たちのサンプルには、文献で報告されている球状星団（GC）固有周波数（SN）の推定値がある、D<25MpcでチャンドラとHSTで観測された銀河が含まれています。そのため、X線で検出された線源を、無関係な背景/前景オブジェクト、GC、または銀河ターゲットのフィールド内にある線源と一致するものとして直接分類できます。すべての銀河のGCとフィールドLMXB母集団XLFを個別にモデル化し、次に、LMXBXLFが銀河の恒星の質量とSNによってどのように変化するかを特徴付けるグローバルモデルを構築します。私たちのフィールドLMXBXLFモデルには、SNでスケーリングするコンポーネントが必要であり、GCLMXBXLFで見つかったものと一致する形状を持っていることがわかります。これは、GCが銀河フィールドLMXB集団を「シード」していることを示すために、GC-LMXBの放出および/または銀河フィールド自体へのGCの拡散を介して行われます。ただし、重要なLMXBXLFコンポーネントは、恒星の質量でスケーリングするすべての銀河に必要であることもわかります。これは、LMXBのかなりの集団が「insitu」で形成され、SN<2の銀河のLMXB集団放出を支配することを意味します。初めて、直接関連付けられたGCLMXB、GCシードLMXB、およびin-situLMXBが、幅広い初期型銀河集団のLMXBXLFにどのように寄与するかを定量化するフレームワークを初めて提供します。
ホリスモク-II。畳み込みニューラルネットワークを使用したPan-STARRSの銀河スケールの強い重力レンズの識別
| Title |
HOLISMOKES_--_II._Identifying_galaxy-scale_strong_gravitational_lenses_in_Pan-STARRS_using_convolutional_neural_networks |
| Authors |
R._Canameras,_S._Schuldt,_S._H._Suyu,_S._Taubenberger,_T._Meinhardt,_L._Leal-Taixe,_C._Lemon,_K._Rojas,_E._Savary |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13048 |
北の空でのPan-STARRS3pi調査の30000sq.degの広角距離（アインシュタイン半径>1.5"）の銀河スケールの強力なレンズを系統的に検索します。数日から数週間後、このようなシステムは、空間的に分解された複数の画像でレンズの強い超新星を捕らえ、初期段階の超新星分光法とコスモグラフィーに新たな展望を開くのに特に適しています。SDSSから既知の赤方偏移と速度分散を持つレンズの明るい赤色銀河のモデルです。最初に、griバンドのモックレンズの測光を計算し、単純なカタログレベルのニューラルネットワークを適用して、類似した色と大きさの1050207銀河のサンプルを識別します。次に、このサンプルを分類し、スコアpCNN>0の105760および12382レンズ候補のセットを取得するために、Pan-STARRSgri画像カットアウトで畳み込みニューラルネットワーク（CNN）をトレーニングします。それぞれ.5および>0.9。広範なテストによると、CNNのパフォーマンスはレンズシミュレーションの設計とトレーニング用のネガティブサンプルの選択に大きく依存していますが、ネットワークアーキテクチャにはほとんど依存していません。最後に、pCNN>0.9のすべての銀河を視覚的に検査して、23の公開されたシステムを回復しながら、330個の高品質の新たに発見されたレンズ候補の最終セットを組み立てます。サブセットの場合、レンズの中央領域のSDSS分光法により、本手法がz〜0.1-0.7でレンズのLRGを正しく識別することが証明されます。5つのスペクトルは、高赤方偏移のバックグラウンドソースの堅牢なシグネチャも示し、Pan-STARRSイメージングは、z_d=0.3155の前景LRGによって強くレンズ化されたz_s=1.185で4つにイメージされた赤のソースとしてそれらの1つを確認します。将来的には、このホワイトペーパーで紹介する効率的で自動化された2段階の分類方法が、LSSTのより深いgriスタックに微調整を加えて適用できるようになると予想しています。
渦巻銀河の分子スケールの高さ
銀河の分子ガスは、熱エネルギーが低くなければならず、中立面近くの薄い円盤に収まると予想されます。しかし、この理解に反して、最近の研究は、近くの渦巻銀河にかなり厚い分子円盤を明らかにしました。この明白な不一致を理解するために、8つの近接する渦巻銀河のサンプルで分子ディスクを理論的にモデル化し、それらの分子スケールの高さ（ハーフマキシマでのハーフ幅（HWHM））を推定します。我々はバリオン円盤が暗黒物質ハローの外力場で相互重力の下で垂直静水圧平衡にあると仮定します。静水圧平衡のジョイントポアソンボルツマン方程式を設定し、数値的に解いて3次元分子ガス分布を取得し、サンプル銀河のスケールの高さを決定します。スケールの高さは、スケール長が$0.46\pm0.01\r_{25}$の普遍指数法則に従うことがわかります。私たちのサンプル銀河の分子スケールの高さは、銀河と半径に応じて50〜200個の範囲で変化することがわかります。密度ソリューションを使用して、分子ディスクの動的モデルを構築し、分子カラム密度マップを作成します。これらのモデルマップは、観測されたものとかなりよく一致していることがわかりました。さらに、動的モデルを90$^o$の傾きに傾けて、分子ディスクの予想される観察された厚さを推定します。興味深いことに、エッジオン配向では、静水圧の仮定の下で私たちのサンプル銀河は数kpcの厚さの観測可能な分子ディスクを簡単に生成できることがわかります。
渦巻銀河における二成分分子ディスクの理論的モデリング
| Title |
Theoretical_modelling_of_two-component_molecular_discs_in_spiral_galaxies |
| Authors |
Narendra_Nath_Patra_(Raman_Research_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13056 |
渦巻銀河における分子円盤の最近の観測は、顕著な薄いものと一緒に拡散した低密度の厚い分子円盤の存在を指摘しているので、2成分分子円盤を近くの8つの渦巻銀河のサンプル。一般的な静水圧平衡を仮定して、共同ポアソンのボルツマン方程式を設定および解いて、サンプル銀河内の分子ガスの3次元分布と分子スケールの高さを推定しました。2成分の分子ディスクの分子スケールの高さは、50ドルから300ドルのpcの間で変化することがわかります。これは、単一成分のディスクで見られるものよりも高くなります。このスケールの高さは、想定される厚いディスクの分子ガスの割合によって大きく異なる可能性があることがわかります。また、分子ガスは半径の関数としてフレアし、スケール長が$\left（0.48\pm0.01\right）r_{25}$の厳密な指数法則に従うこともわかります。密度ソリューションを使用して、列密度マップとスペクトルキューブを作成し、銀河の厚い分子ディスクを識別するための理想的な観測条件を調べました。分子ディスクがエッジオンシステムであり、高い空間分解能（$\lesssim100$pc）で画像化されない限り、カラム密度マップで厚い分子ディスクを識別することは非常に困難です。スペクトル分析により、中程度から高い傾斜（$i\gtrsim40^o$）では、スペクトルの広がりにより、2成分ディスクのシグネチャが1成分ディスクのスペクトルキューブに架空に導入されることがさらに明らかになりました。したがって、高い空間分解能で画像化された低傾斜分子ディスクは、銀河の厚い分子ディスクを識別するための理想的なサイトとして機能すると結論付けています。
分解されたライマンアルファスペクトルによる再イオン化気泡の特性の測定
再イオン化された気泡を特定して特徴付けることで、主要なイオン化源に依存するそれらのサイズ分布と、再イオン化と銀河の進化との関係の両方を追跡できます。スペクトル的に解決された$z\gtrsim6$Lyman-alpha（Ly$\alpha$）放出が再イオン化領域のプロパティを制約できることを示します。具体的には、ソースからニュートラル領域までの距離が、観測可能な最小のLy$\alpha$速度の全身からのオフセットを設定します。Ly$\alpha$共鳴の青い側でのフラックスの検出は、ソースが大きな共鳴電離なしに光子が逃げることができる十分に電離された大きな領域にあることを意味し、したがって電離気泡内のサイズと残留中性フラクションの両方を抑制します。光源の電離光子出力と周囲のガス密度の関数として、クエーサー近接ゾーンと同様に、光学的に薄いLy$\alpha$光子から銀河の周りの領域の範囲を推定します。この光学的に薄い領域は、通常、半径が$\lesssim0.3$pMpc（フラックス$\gtrsim-250$kms$^{-1}$の透過が可能）、中立領域までの距離の$\lesssim10$％です。概念実証では、$z\約6.6$の銀河COLA1-青いLy$\alpha$ピーク-がイオン化領域$>0.7$pMpcにあり、残留中性画分$<10^{-5.5}ドル。独自の近接ゾーンをイオン化するために、COLA1は急なUV勾配（$\beta<-2.27$）、高い電離光子エスケープ率（$f_{\mathrm{esc}}>0.48$）、および適度なラインオブラインを持っていると推測しますサイトガス密度（$<2.61\times$宇宙平均）。
MOSEL：ZFOURGE調査による（3
| Title |
MOSEL:_Strong_[OIII]5007_\AA\_Emitting_Galaxies_at_(3 |
| Authors |
Kim-Vy_H._Tran,_Ben_Forrest,_Leo_Y._Alcorn,_Tiantian_Yuan,_Themiya_Nanayakkara,_Jonathan_Cohn,_Michael_Cowley,_Karl_Glazebrook,_Anshu_Gupta,_Glenn_G._Kacprzak,_Lisa_Kewley,_Ivo_Labbe,_Casey_Papovich,_Lee_Spitler,_Caroline_M._S._Straatman,_Adam_Tomczak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13079 |
強力な輝線銀河（ELG）が銀河の全体的な成長と宇宙の星形成履歴にどのように寄与するかを理解するために、（Hb+[OIII]）静止フレーム同等物をブレンドしたZFOURGE画像調査からの強力なELG（SELG）をターゲットにします幅が>230Aおよび2.5<zphot<4.0。Keck/MOSFIREを使用して、マルチオブジェクト分光輝線（MOSEL）調査の一部として、Ks=25等よりも明るい銀河の49の赤方偏移を測定します。分光学的成功率は53％で、zphotの不確実性はsigma_z=[Delta（z）/（1+z）]=0.0135です。3<zspec<3.8で31のELGを確認し、強力なELGは分光レストフレーム[OIII]5007Aに相当する100-500Aの幅を持ち、低質量システム[log（Mstar/Msun）〜8.2-9.6]になる傾向があることを示しますより典型的な星形成銀河に。強いELGは、z〜3.5で星形成メインシーケンスより0.9デックス上にあり、fgas〜>60％の高い推論ガス画分を持っています。つまり、推論されたガス質量は、スターバーストに容易に燃料を供給し、〜10-100マイアZFOURGEを使用した最近の結果と組み合わせると、1）強力な[OIII]5007A放出は、低質量（Mstar<0.1M*）の銀河における強い恒星の成長の初期のエピソードを示し、2）zの多くの（ほとんどではない）銀河>3このスターバーストフェーズを通過します。真の場合、強力な[OIII]5007A放出（EW_rest>200A）を伴う低質量銀河は、z>3での電離UV放射のますます重要なソースになる可能性があります。
GLEAM 4-Jy（G4Jy）サンプル：I.定義とカタログ
| Title |
The_GLEAM_4-Jy_(G4Jy)_Sample:_I._Definition_and_the_catalogue |
| Authors |
Sarah_V._White,_Thomas_M.O._Franzen,_Chris_J._Riseley,_O._Ivy_Wong,_Anna_D._Kapi\'nska,_Natasha_Hurley-Walker,_Joseph_R._Callingham,_Kshitij_Thorat,_Chen_Wu,_Paul_Hancock,_Richard_W._Hunstead,_Nick_Seymour,_Jesse_Swan,_Randall_Wayth,_John_Morgan,_Rajan_Chhetri,_Carole_Jackson,_Stuart_Weston,_Martin_Bell,_Bi-Qing_For,_B.M._Gaensler,_Melanie_Johnston-Hollitt,_Andr\'e_Offringa,_and_Lister_Staveley-Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13125 |
マーチソンワイドフィールドアレイ（MWA）は、72〜231MHzの範囲の低い無線周波数で南天全体（赤緯、$\delta<$30度）を観測しました。これらの観測は、銀河系外銀河系全天MWA（GLEAM）調査を構成し、銀河系外カタログ（銀河緯度、$|b|>$10度）を使用して、GLEAM4-Jy（G4Jy）サンプルを定義します。これは「最も明るい」電波源（$S_{\mathrm{151MHz}}>$4Jy）の完全なサンプルであり、その大部分は強力な電波ジェットを備えた活動的な銀河核です。重要なのは、低周波観測により、向きに依存しない方法でそのようなソースを選択できることです（つまり、高周波調査に固有のドップラーブースティングによって引き起こされるバイアスを最小化します）。次に、高解像度の無線画像と他の波長の情報を使用して、GLEAMの最も明るいコンポーネントを形態学的に分類します。また、サンプルの完全性を改善するために、文献に対するクロスチェックを実施し、内部マッチングを実行します（これは95.5％と推定されます）。これにより、1,863個のソースのカタログが作成され、G4Jyサンプルは改訂版の第3ケンブリッジのラジオソースのカタログ（3CRR;$S_{\mathrm{178MHz}}>$10.9Jy）の10倍以上になります。これらのG4Jyソースのうち78は、MWA（フェーズI）合成ビーム（200MHzで$\sim$2arcmin）によって解決され、サンプルの67％を「シングル」、26％を「ダブル」としてラベル付けします4％は「トリプル」、3％は「複雑な」モルフォロジーが$\sim$1GHz（45アーク秒の解像度）の場合。これに加えて、私たちの付加価値のあるカタログは、目視検査と文献に対する徹底的なチェックを通じて特定されるように、電波放射のための中赤外線ソースアソシエーション（3.4ミクロンで6アーク秒の解像度に従う）を提供します。そのため、G4Jyサンプルは、機械学習アルゴリズムによる相互識別のための信頼できるトレーニングセットとして使用できます。[arXiv提出のために要約を要約。]
LSST用のクエーサーマイクロレンズライトカーブジェネレーター
模擬クエーサーマイクロレンズ光曲線を生成し、任意の観察戦略に従ってそれらをサンプリングするツールを提示します。オブザーバー、レンズ、ソースの固定速度成分とランダム速度成分の更新された処理が、倍率マップのコースティックス方向を定義する外部シアとの適切な位置合わせとともに使用されます。私たちのツールは、高倍率イベントとコースティックスクロッシングの定量的な結果を生成します。これを使用して、マイクロレンズを表示することが知られている3つのレンズ付きクエーサーを研究します。RXJ1131-1231、HE0230-2130、およびQ2237+0305。これらは、ルビン天文台レガシーの時空間調査（LSST）によって監視されます。空の場所、レンズと光源の赤方偏移、およびコースティックネットワークの密度に応じて、マイクロレンズの変動性は予想される$\sim$20年の平均時間スケールより大幅に逸脱する可能性があると結論付けています（Mosquera＆Kochanek2011、arXiv：1104.2356）。$\sim$$の$\Delta$mag$>1$等の高倍率イベントは、LSSTによって毎年観測される可能性があると推定しています。高倍率イベントの大部分の期間は10〜100日であり、それらをキャプチャして解決するには非常に高いケイデンスが必要です。均一なLSST観察戦略は、マイクロレンズの高倍率イベントの回復に最も効果的です。当社のWebツールは、あらゆる機器および観測戦略に拡張でき、http：//gerlumph.swin.edu.au/tools/lsst_generator/のサービスとして、関連するすべてのコードとともに無料で利用できます。
M83の新しいラジオカタログ：超新星残骸とH II地域
| Title |
A_New_Radio_Catalogue_for_M83:_Supernova_Remnants_and_H_II_Regions |
| Authors |
Thomas_D._Russell,_Richard_L._White,_Knox_S._Long,_William_P._Blair,_Roberto_Soria,_P._Frank_Winkler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13200 |
対面する渦巻銀河M83の電波源の新しいカタログを紹介します。2011年、2015年、2017年にオーストラリアの望遠鏡コンパクトアレイ（ATCA）で5.5および9GHzで行われた電波観測により、270の電波源が検出されました。これらのソースのいくつかはバックグラウンドの銀河系外のソースですが、ほとんどはHII領域またはM83自体内の超新星残骸（SNR）のいずれかです。最近の研究で特定された非常に若い残骸であるように、6つの歴史的な超新星のうち3つが検出されました。これは、過去100年以内に爆発したが見逃された超新星の結果である可能性があります。これらのオブジェクトはすべて、一般的に時間とともに衰退しています。混乱により、M83の多数のSNRからの電波放射を測定する機能が制限されますが、混乱していない領域で64が検出されました。これらは、他の銀河で観測されているおおよそのべき法則の光度関数を持っています。M83のSNRは、体系的に直径が小さく、M33の無線波長で検出されたものよりも明るくなっています。多くのラジオ源はM83のX線源と一致しています。これらの同時発生源のほとんどは、超新星残骸であることが判明しています。私たちの二重周波数観測は、ローカルグループ外の渦巻銀河の日付に対して最も敏感です。これにもかかわらず、スペクトルインデックスに現実的な制約を課すことができず、その結果、電波特性のみに基づいて超新星残骸を検索することができませんでした。
Sco OB1とGaia DR2との新しい関係
| Title |
A_new_look_at_Sco_OB1_association_with_Gaia_DR2 |
| Authors |
L._Yalyalieva,_G._Carraro,_R._Vazquez,_L._Rizzo,_E._Glushkova,_E._Costa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13418 |
約1平方度をカバーするOB協会ScoOB1の領域での測光光学データを提示し、議論します。UBVI測光は、ガイアDR2データと連携して使用され、3次元構造とその領域の星形成履歴を調査します。視差と適切な動きを組み合わせることにより、若い散開星団NGC6231と明るい星雲IC4628の間にある7つの物理グループを特定します。最も著名なグループは、疎な散開星団Trumpler24と一致します。この環境では予想外である中間年齢の星団VdB-Hagen202の存在を確認し、その基本パラメーターの初めての推定値を提供します。個々のグループのメンバーシップを評価した後、平均適切な運動コンポーネント、距離、および年齢を導き出します。7つのグループは2つの異なる家族に属しています。若い家族（家族I）には、いくつかのメインシーケンス前のスターも属しています。これらはフィールド全体に均等に広がっており、VdB-Hagen202の前にもあります。VdB-Hagen202と2つの小さい、少し離れた、同様のプロパティの2つの小さいグループがファミリーIIを形成します。これらは関連に属していませんが、それを通過する行為。若い集団に関しては、これは、以前に発見されたように、明るい星雲IC4628からNGC6231までの弧状の構造を形成します。さらに、メインシーケンス前の星の密度は、NGC6231北からトランプラー24に増加するようです。
40％アルファルファカタログのエッジオンHIに富んだ低表面輝度の銀河候補のサンプル
低表面輝度銀河（LSBG）は、暗い夜空より暗く、宇宙の研究に重要な銀河として定義されています。特に、エッジオン銀河は、銀河の回転速度と動的特性の研究に役立ちます。したがって、ここではエッジオンLSBGの検索に焦点を当てます。これらのエッジオンの薄暗い銀河を見つけるために、表面の輝度プロファイル、内部の消光、スケールの長さなど、傾斜によって引き起こされる一連の影響が修正されました。この作業では、SDSSDR7と40％ALFALFAカタログ間のクロスマッチから選択された、281のエッジオンLSBG候補のカタログを提示します。また、絶対等級、中央表面の明るさ、B-V色、スケール長、相対的な厚さなど、これらのエッジオンLSBG候補のプロパティも示します。我々の結果は、傾斜効果の補正がLSBGの完全なサンプルを得るために非常に重要であることを示唆しています。
強いレンズ効果による銀河の質量プロファイルII：楕円べき乗則モデル
| Title |
Galaxy_mass_profiles_from_strong_lensing_II:_The_elliptical_power-law_model |
| Authors |
Conor_M._O'Riordan,_Stephen_J._Warren,_Daniel_J._Mortlock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13435 |
拡張ソースの典型的な強力なレンズ観測に特異指数法則楕円モデルを当てはめるときに取得可能な質量プロファイル勾配$\gamma$の制約$\sigma_\gamma$の体系的な分析を提示します。これらの結果は、以前の循環システムの分析であるペーパーIを拡張したものです。さまざまな画像構成をカバーする676の模擬観察からの結果を描画します。理論と、2つまたは4つの画像のそれぞれの個々の流束および位置の制約への寄与を特定する簡略化されたモデリング手法を組み合わせて、結果を分析します。主な結果は次のとおりです。1.レンズの楕円率に関係なく、2つの画像システムの制約$\sigma_\gamma$は、楕円座標に変換されたPaperIの結果によって適切に記述されます。2.レンズの軸に光源を合わせたシステムの$\sigma_\gamma$の分析式を導出します。3.2画像システムと整列システムの両方で、勾配の不確実性$\sigma_\gamma$は、磁束の不確実性によって制限されます。4.軸外4画像システムの制約は、2画像システムの場合よりも、光源のサイズに応じて2から8倍良好であり、レンズの楕円率が上がると改善されます。これらのシステムにおける$\gamma$の制約は、画像の相補的な位置情報から派生し、フラックス測定は$\sigma_\gamma$に寄与しないことを示します。軸からのソースのオフセットが増加すると相補性が向上し、ソースが苛性ソーダに近づくときに$S=100$の場合の最適な制約$\sigma_\gamma<0.01$が発生します。
Gaia DR2とHSTデータを使用した球状星団の運動学からの天の川サブシステム
| Title |
Milky_Way_Subsystems_from_Globular_Clusters_Kinematics_Using_Gaia_DR2_and_HST_Data |
| Authors |
A._T._Bajkova,_G._Carraro,_V._I._Korchagin,_N._O._Budanova,_V._V._Bobylev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13597 |
Vasiliev（2019）の151の天の川球状星団のGaiaDR2適切なモーションを使用して、距離と視線速度を連動させて、運動学的特性を導き出します。クラスタを天の川の厚いディスク、バルジ、ハローに割り当てるには、Postiらのアプローチに従います。（2018）星の軌道を使用してさまざまな銀河の恒星のコンポーネントを区別しました。特に、偏角に対する角運動量の$Z$投影である比率$L_{z}/e$をポピュレーショントレーサーとして使用します。これは、文献およびモンテカルロシミュレーションから抽出された化学的存在量で補完します。20個の球状星団が天の川のバー/バルジに属し、35個がディスクプロパティを示し、96個がハローのメンバーであることがわかります。さらに、ハロー球状星団の回転速度はゼロに近く、平均値は$<\Theta>$=1$\pm$4kms$^{-1}$です。一方、厚いディスクに属するクラスターのサンプルは、平均回転速度179$\pm$6kms$^{-1}$の大きな回転を持っています。天の川銀河のバー/バルジ領域内を周回する20個の球状星団の平均回転速度は49$\pm$11kms$^{-1}$です。
SCUBA-2 Ultra Deep Imaging EAO Survey（STUDIES）IV：空間クラスタリングと450-$ \
mu $ mで選択されたサブミリメートル銀河のハロー質量
| Title |
SCUBA-2_Ultra_Deep_Imaging_EAO_Survey_(STUDIES)_IV:_Spatial_clustering_and_halo_masses_of_450-$\mu$m-selected_sub-millimeter_galaxies |
| Authors |
Chen-Fatt_Lim,_Chian-Chou_Chen,_Ian_Smail,_Wei-Hao_Wang,_Wei-Leong_Tee,_Yen-Ting_Lin,_Douglas_Scott,_Yoshiki_Toba,_Yu-Yen_Chang,_YiPing_Ao,_Arif_Babul,_Andy_Bunker,_Scott_C._Chapman,_David_L_Clements,_Christopher_J._Conselice,_Yu_Gao,_Thomas_R._Greve,_Luis_C._Ho,_Sungwook_E._Hong,_Ho_Seong_Hwang,_Maciej_Koprowski,_Micha{\l}_J._Micha{\l}owski,_Hyunjin_Shim,_Xinwen_Shu,_James_M._Simpson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13616 |
$\simeq300$\、arcmin$^{2}$の非常に深い450-$\mu$m画像（$1\sigma=0.56$\、mJy\、beam$^{-1}$）を分析しますSCUBA-2UltraDeepImagingEAOSurvey（STUDIES）の一部としてのCANDELS/COSMOSフィールドの領域。164450-$\mu$m選択されたサブミリ波銀河（SMG）の堅牢な（信号対雑音比$\geqslant4$）およびフラックス制限（$\geqslant4$\、mJy）サンプルを選択しますCOSMOS2015カタログに$K$バンドの対応物があり、ラジオまたは中赤外線イメージングから識別されます。このSMGサンプルと、450-$\mu$のノイズレベル$\leqslant1$\、mJy\、beam$^{-1}$領域内にある4705$K$帯域で選択された非SMGを利用しますm画像をトレーニングセットとして、この分野で利用可能な13バンドの測光に基づいて、$K$バンドの等級と色と色のペアを使用して機械学習分類器を開発します。同じCOSMOS2015カタログを使用して、訓練された機械学習分類器をより広いCOSMOSフィールド（1.6\、deg$^{2}$）に適用し、類似した色の6182450-$\mu$mSMG候補のサンプルを特定します。広いフィールドのS2COSMOS観測から得られた、これらのSMG候補の数密度、電波および/または中赤外線検出率、赤方偏移と恒星の質量分布、および積み重ねられた450-$\mu$mフラックスは、行われた測定値と一致します。はるかに小さなCANDELSフィールドで、分類器の有効性をサポートします。この450-$\mu$mSMG候補サンプルを使用して、$z=3$から$z=0.5$までの2点自己相関関数を測定します。450-$\mu$mSMG候補は、質量が\\simeq（2.0\pm0.5）\times10^{13}\、h^{-1}\、\rmM_{\のハローにあることがわかります。この赤方偏移範囲全体でodot}$。他の最近の観察研究で示唆されているダウンサイジングの証拠は見つかりません。
N体シミュレーションにおける放射状の移動と垂直方向の動作
孤立した円盤銀河のN体シミュレーションの大規模なスイートの構造特性と同様に、軌道アクションの関数としての星の放射状の移動を研究します。私たちの目標は、星の放射状の移動効率とそれらの垂直動作の間の関係を確立することです。私たちは、その関係がディスクと暗黒物質ハロー間の相対的な重力支配にどのように依存するかを説明することを目指しています。ディスクと暗黒物質のハローの質量比を変更することにより、ディスクの優位性、スパイラルアームの数と強度、および垂直方向の作用の関数としてのその後の放射状の移動の関係を見つけます。大きな垂直動作での移動の重要性は、らせん状の腕の強さ、したがってディスクの優位性に依存すると結論付けます。放射状の行動が多い集団は、椎間板の優位性とは無関係に、放射状の移行が少なくなります。私たちの結果は、銀河における放射状移動の分析モデリングの将来にとって重要であり、天の川を含む銀河の再構築の重要なコンポーネントである放射状移動の理解を促進します。
銀河団エイベル1644で新たに発見されたガスの乏しい下部構造によって引き起こされるガススロッシングのシミュレーション
| Title |
Simulations_of_gas_sloshing_induced_by_a_newly_discovered_gas_poor_substructure_in_galaxy_cluster_Abell_1644 |
| Authors |
L._Doubrawa,_R.E.G._Machado,_T.F._Lagan\'a,_G.B._Lima_Neto,_R._Monteiro-Oliveira,_and_E.S._Cypriano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13660 |
衝突イベントは、銀河クラスターのクラスター内ガスに独特の形態をもたらします。これは、近くの銀河クラスターであるAbell1644の場合のようです。3つの主要な構造で構成されています。らせん状の形態を示す南部クラスターA1644S。X線観測で見られた北のクラスター、A1644N1。そして最近発見された下部構造、A1644N2。$N$-body流体力学シミュレーションにより、このシステムの動的履歴を再構築しようとします。これらのシミュレーションの結果、2つの特定のシナリオが発生しました。（i）A1644SとA1644N2の衝突。私たちの最良のモデルは、合流面と上空の平面との間に$30^\circ$の傾斜があり、ペリセントリック通路の後で最高の形態$1.6\、$Gyrに達します。この瞬間、A1644N2はガスが不足しており、X線放出ではほとんど検出できなくなります。このモデルは、観察結果とよく一致しています。（ii）A1644SとA1644N1の衝突。このアプローチでは、密度が大きく乱れ、温度マップが一致しないため、最初のシナリオほど満足できる結果は得られませんでした。補足的な研究として、3つの主要な構造を持つA1644の現在の状態を再現するための最適モデルをベースとして使用して、3クラスターシミュレーションを実行します。このシナリオは、観測のグローバルモルフォロジーによく一致しました。したがって、より可能性の高いシナリオは、A1644Sと新しく発見されたA1644N2の間の衝突であることがわかります。ここで、A1644N1は、スパイラルフィーチャの形成に大きく干渉しない限り存在します。
銀河団アベル1644の合併シナリオを修正する：弱い重力レンズ効果によって発見された新しいガス質の悪い構造
| Title |
Revising_the_merger_scenario_of_the_galaxy_cluster_Abell_1644:_a_new_gas_poor_structure_discovered_by_weak_gravitational_lensing |
| Authors |
R._Monteiro-Oliveira,_L._Doubrawa,_R._E._G._Machado,_G._B._Lima_Neto,_M._Castejon_and_E._S._Cypriano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13662 |
銀河団のエイベル1644（$\bar{z}=0.047$）は、その驚くべきらせん状のX線放射で知られています。それは、以前はサブクラスターA1644SとA1644Nで構成され、それぞれが巨大楕円銀河を中心としたバイモーダルシステムとして識別されていました。この作業では、このシステムの包括的な研究を紹介します。これには、新しい弱レンズ化と動的データおよび分析に加えて、オーダーメイドの流体力学的シミュレーションが含まれます。レンズと銀河の密度マップは、X線画像では見ることができない北部の構造を示していました。したがって、以前から知られている北のハローの名前をA1644N1に、新しいハローの名前をA1644N2に変更します。レンズデータは、これらの質量がかなり類似していることを示しています：$M_{200}^{\rmN1}=0.90_{-0.85}^{+0.45}\times10^{14}$および$M_{200}^{\rmN2}=0.76_{-0.75}^{+0.37}\times10^{14}$M$_\odot$ですが、南部の構造が主な構造です：$M_{200}^{\rmS}=1.90_{-1.28}^{+0.89}\times10^{14}$M$_\odot$。シミュレーションに基づいて、観測データに基づいて、システム内の顕著なX線特性が、$\sim$1.6Gyr前に発生したA1644SとA1644N2の間の衝突の結果であるシナリオを提案します。現在、それらのシステムは、最大の分離に達した後、新しい出会いに向かっているはずです。
銀河中心でのミニスパイラルの三次元分析：軌道パラメーター、周期およびブラックホールの質量
| Title |
Three-dimensional_analysis_of_the_Minispiral_at_the_Galactic_Center:_orbital_parameters,_periods_and_the_mass_of_the_black_hole |
| Authors |
Maria_Selina_Nitschai,_Nadine_Neumayer_and_Anja_Feldmeier-Krause |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13707 |
この論文では、超大質量ブラックホールの周りのイオン化ガスの軌道と見通し線速度、射手座A$^{\ast}$（SgrA$^{\ast}$）を中心に同時に適合させました。天の川。私たちが使用するデータは、Feldmeier-Krauseらに提示されたKバンドマルチオブジェクトスペクトログラフ（KMOS）で取得されます。（2015）そして、天の川の中心の$\sim$2pcをカバーします。Kバンドで最も明るいガス放出ラインであるBr$\gamma$ラインから、ミニスパイラル内のガスの空間分布と視線速度を導き出します。フラックス分布と視線速度情報を使用して、ベイジアンモデリング手法を使用して、ミニスパイラルの3つの主要ガスストリーマー、ノーザンアーム、イースタンアーム、ウエスタンアークにフィットを実行し、再構築できます。これらのガスストリーマーの三次元軌道。最適な軌道パラメータと測定された視線速度を使用して、SgrA$^{\ast}$の質量を制限します。イースタンアームの軌道は、データを使用して最適に拘束された軌道です。最適な軌道周期は$17.4_{-11.6}^{+31.0}\cdot10^3$年で、囲まれた質量は$14.9_{-10.4}^{+69.4}\cdot10^6になります。M_{\odot}。$
ショック内のショック：NSマージャーイジェクタとGRB超新星の無線フレアの再検討
連星中性子星（NS）の合体または高エネルギー超新星（SNe）で放出された高速イジェクタは、イジェクタが周囲の周囲の媒体に衝撃を与えると、遅い時間の放射光放射を生成するはずです。このような無線フレアのモデルは、通常、噴出物が乱されていない星間物質（ISM）に拡大すると想定しています。ただし、バイナリNSマージと広義のIcSNeが相対論的な噴出流出流を隠蔽できることもよく知られています。この研究では、そのようなジェットがイジェクタの前に周囲のISMに衝撃を与え、その結果、イジェクタが後で衝突する媒体を排出することを示します。理想化された球対称モデルを使用して、これにより早い時期にエジェクタラジオフレアが抑制されることを示します$t<t_{\rmcol}\約12\、{\rmyr}\、（E_{\rmj}/10^{49}\、{\rmerg}）^{1/3}（n/1\、{\rmcm}^{-3}）^{-1/3}（v_{\rmej}/0.1c）^{-5/3}$ここで、$E_{\rmj}$はジェットエネルギー、$n$はISM密度、$v_{\rmej}$は噴出速度です。また、これにより、$t=t_{\rmcol}$で光曲線に鋭いピークの強調が生成される場合があることも示しています。これは、GW170817の電波観測と将来のバイナリNSマージ、ガンマ線バースト（GRB）SNe、FIRSTJ1419などの10年間にわたる電波過渡現象、および相対論的流出が遅い動きの噴出物に先行する他のイベントに影響を与えます。今後の数値計算では、これらの分析的推定を拡張し、問題の多次元的な性質を扱います。
Sgr A *の周りのホットスポットの起源：軌道またはパターン運動
重力コラボレーションは、2018年7月22日のフレア中にSgrA*の周りを移動する近赤外線ホットスポットを検出しました。彼らは、超大質量ブラックホール（BH）の周りに半径$\simeq7.5\、r_{\rmg}$の円形のケプラー軌道で空にホットスポットが作った部分ループを$r_{\rmg}$に合わせました重力半径です。ただし、ホットスポットが短時間でループを通過するため、ホットスポットが流体要素の動きを追跡するモデルは、観測されたループよりも小さい最適な軌道を生成する傾向があります。これは、BHスピンが考慮されている場合でも、円形のケプラー軌道とRIAFストリームラインに沿った動きに当てはまります。限界に近い測地線も同じ問題に悩まされています。さらに、測地線に続くオブジェクトの原点が何であるかは明らかではありません。観測されたホットスポットの動きは、パターンの動きである可能性が高くなります。$r\simeq12.5\、r_{\rmg}$と超ケプラー速度$\simeq0.8\、c$を使用した円運動が適しています。このような運動は、物理的な力では説明できないため、パターン運動である必要があります。磁場が十分強い場合、パターン速度は電磁流体力学的摂動と互換性があります。BHの上の平面上での半径$\sim20\、r_{\rmg}$の円形パターンモーションは、同等に良い代替手段です。この場合、ホットスポットは、周囲のディスクと相互作用する歳差運動の流出によって引き起こされる可能性があります。すべての近似には比較的大きな半径があるため、これらの観測を使用してBHスピンを制約することはできません。
高質量X線連星の金属依存性と赤方偏移進化を結びつける
| Title |
Connecting_the_metallicity_dependence_and_redshift_evolution_of_high-mass_X-ray_binaries |
| Authors |
Francesca_M._Fornasini,_Francesca_Civano_and_Hyewon_Suh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13033 |
銀河の高質量X線連星（HMXB）の統合X線光度（$L_{\mathrm{X}}$）は、その星形成率（SFR）と相関しており、この相関の正規化は増加します赤方偏移で。母集団合成モデルは、$L_{\mathrm{X}}$/SFRの赤方偏移の進化はHMXBの金属性（$Z$）依存性によって駆動されることを示唆しており、この接続の最初の直接的な証拠は最近$の銀河を使用して提示されましたz\sim2$。より堅牢な測定でこの結果を確認し、$L_{\mathrm{X}}$-SFR-$Z$関係をより適切に制約するために、$L_{\mathrm{X}}$/の$Z$依存関係を調査しました赤方偏移が低い場合のSFR。hCOSMOSおよびzCOSMOS調査からの光学スペクトルを備えた$z=0.1-0.9$の星形成銀河のサンプルを使用して、COSMOSLegacy調査からの\textit{Chandra}データを積み重ねて平均$L_{\mathrm{X}を測定しました$Z=0.1-0.25$、$0.25-0.4$、および$0.5-0.9$の3つの赤方偏移範囲での$Z$の関数としての}$/SFR。赤方偏移との$L_{\mathrm{X}}$-SFR-$Z$関係の有意な変動はありません。私たちの結果は、HMXBの$Z$依存が$L_{\mathrm{X}}$/SFRの赤方偏移の原因であるというさらなる証拠を提供します。使用可能なすべての$z>0$測定を組み合わせて、最適な$L_{\mathrm{X}}$-SFR-$Z$関係を導き出し、さまざまな母集団合成モデルがデータをどのように記述するかを評価します。これらの結果は、$L_{\mathrm{X}}$-SFR-$Z$関係にこれまでで最も強い制約を$8.0<$12+log（O/H）$<9.0$の範囲で提供します。
遠方のクエーサーにおけるX線風：最初の高赤方偏移風デューティサイクル
| Title |
X-raying_winds_in_distant_quasars:_the_first_high-redshift_wind_duty_cycle |
| Authors |
E._Bertola,_M._Dadina,_M._Cappi,_C._Vignali,_G._Chartas,_B._De_Marco,_G._Lanzuisi,_M._Giustini,_and_E._Torresi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13054 |
アクティブ銀河核（AGN）からの風駆動フィードバックの理論モデルでは、超高速流出（UFO）が銀河サイズの流出を引き起こす主な原因であると見なされ、いわゆるAGN銀河の共存を確立する主な要因である可能性があります。進化。UFOはローカルAGNで十分に特徴付けられていますが、SFとAGNの活動がピークに達したとき（$z\simeq1-3$）の宇宙時間では、クエーサーではほとんど知られていません。したがって、風力駆動のAGNフィードバックモデルをテストするには、高$z$のソースでUFOの証拠を検索する必要があります。ここでは、Q2237+030、アインシュタインクロス、$z=1.695$に位置する4重に画像化された無線静音レンズ付きクエーサーの研究を紹介します。利用可能なすべてのChandraおよびXMM-Newtonデータの体系的で包括的な時間的および空間的に分解されたX線スペクトル分析を実行しました（2019年9月現在）。ソースに固有の吸収カラム密度（またはカバー率）の変動が原因である可能性がある、スペクトルの変動の明確な証拠を見つけます。このクエーサーで初めて、$v_{\rmout}\simeq0.1c$で流出する高速X線風が十分に強力であることを検出しました（$\dot{E}_{\rmkin}\simeq0.1L_{\rmbol}$）は、ホスト銀河の進化に大きな影響を与えます。風のさらに速い成分の存在の可能性についても報告します（$v_{\rmout}\sim0.5c$）。分析されたX線データがまたがる大きなサンプルと長い時間間隔を考えると、高$z$クエーサーで初めて、風のデューティサイクルを$\約0.46\、（0.31）$は$90\％\、（95\％）$の信頼水準です。最後に、可変エネルギーのFeK$\alpha$輝線の存在も確認します。これは、マイクロレンズ効果に照らして検討し、線源に関する調査結果を考慮します。
活動銀河における光学的Fe IIおよび近赤外Ca II三重項放射：（II）光イオン化モデリングからの径方向サイズ
| Title |
Optical_Fe_II_and_Near-Infrared_Ca_II_triplet_emission_in_active_galaxies:_(II)_radial_sizes_from_photoionization_modelling |
| Authors |
Swayamtrupta_Panda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13113 |
CLOUDY光イオン化モデリングを使用して、アクティブな銀河のブロードライン領域に関連する光FeIIと近赤外CaIIの発光領域を分析し、これらの種間に示される密接な相関関係を確認します。2つの物理量間の関係、すなわちBLRクラウドの金属性と、クラウド列密度（N$_{\rm{H}}$）を明示的に示し、それらの間の相互依存性を強調して、強いFeIIエミッターであることも示唆している、IZw1などは、以前の研究で示したほど高い値を必要としない金属性でモデル化できます。この研究は、CaII放出領域の大部分が、BLR内で、バルクFeII放出領域と比較して約3倍に位置していることを示唆しています。
シグナスX-1の風の降着
コンテキスト：CygnusX-1はブラックホールX線バイナリシステムであり、ブラックホールはその巨大なO9.7伴星から放出された強い恒星風からのガスを捕獲して付着させます。超巨星の照射は、本質的に恒星風の流れ特性とシステムからのX線光度を決定します。最近の研究で報告された風力X線バイナリシステムの3次元流体力学シミュレーションの結果は、X線照射の電離フィードバックがソフトまたはハードスペクトルの2つの安定状態の存在につながることを明らかにしています。目的：最近の凝縮モデルの適用によって予測された、コロナとディスクの質量流量のコンテキストで、ソフト状態とハード状態のシグナスX-1の観測された放射について説明します。方法：CygnusX-1のコロナからディスクへのガス凝縮率が決定され、ハード放射とソフト放射のスペクトルが計算されます。理論結果は、2009年から2018年までのシグナスX-1のMAXI観測と比較されます。特に、シグナスX-1が明確であることを示す、ソフト状態とハード状態の10エピソードの硬度-強度図（HID）を評価します低質量X線連星のHIDに見られるものと比較して、そのスペクトル変化。結果：理論的に導出されたフォトン数と硬度の値は、HIDで観測されたデータとほぼ一致しています。ただし、図のばらつきは再現されていません。一致の改善は、恒星風の凝集に関連する粘度の変化と、ディスク内の磁場の対応する変化から生じる可能性があります。ハード状態で観測されたディッピングイベントも、モデルによって予測されるよりも散乱とハードスペクトルに寄与する可能性があります。
異方性熱伝導を伴う2温度電磁流体力学におけるクールコア銀河クラスターにおける弱い衝撃波の伝播
| Title |
Propagation_of_weak_shocks_in_cool-core_galaxy_clusters_in_two-temperature_magnetohydrodynamics_with_anisotropic_thermal_conduction |
| Authors |
S._Komarov,_C._Reynolds_and_E._Churazov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13252 |
ペルセウスクラスターを基準モデルとして使用して、銀河クラスターのコアにおける弱い（マッハ数〜1.2）衝撃波の伝播のさまざまな電磁流体力学的モデルが観測の外観にどのように影響するかを調査します。特に、等方性と異方性の両方の熱伝導と、イオン-電子温度平衡が弱い衝撃をどのように修正するかを研究します。強い熱伝導は、電子温度の前駆体を生成すると予想されます。あまり目立たない圧力と密度の前駆体も形成されます。平衡時間が長くなると、密度前駆体が大幅に減少しますが、電子温度前駆体はあまり変化しません。熱伝導が異方性になると、クラスター内磁場は、その特徴的な空間スケールを熱流束によって引き起こされる衝撃の歪みに刻印します。
降着モードの切り替えに関するInsight-HXMTの洞察：X線パルサー4U 1901 + 03の場合
| Title |
Insight-HXMT_insight_into_switch_of_the_accretion_mode:_the_case_of_the_X-ray_pulsar_4U_1901+03 |
| Authors |
Y._L._Tuo,_L._Ji,_S._S._Tsygankov,_T._Mihara,_L._M._Song,_M._Y._Ge,_A._Nabizadeh,_L._Tao,_J._L._Qu,_Y._Zhang,_S._Zhang,_S._N._Zhang,_Q._C._Bu,_L._Chen,_Y._P._Xu,_X._L._Cao,_Y._Chen,_C._Z._Liu,_C._Cai,_Z._Chang,_G._Chen,_T._X._Chen,_Y._B._Chen,_Y._P._Chen,_W._Cui,_W._W._Cui,_J._K._Deng,_Y._W._Dong,_Y._Y._Du,_M._X._Fu,_G._H._Gao,_H._Gao,_M._Gao,_Y._D._Gu,_J._Guan,_C._C._Guo,_D._W._Han,_Y._Huang,_J._Huo,_S._M._Jia,_L._H._Jiang,_W._C._Jiang,_J._Jin,_Y._J._Jin,_L._D._Kong,_B._Li,_C._K._Li,_G._Li,_M._S._Li,_T._P._Li,_W._Li,_X._Li,_X._B._Li,_X._F._Li,_Y._G._Li,_Z._W._Li,_X._H._Liang,_J._Y._Liao,_B._S._Liu,_G._Q._Liu,_H._W._Liu,_X._J._Liu,_Y._N._Liu,_B._Lu,_F._J._Lu,_X._F._Lu,_Q._Luo,_T._Luo,_X._Ma,_B._Meng,_Y._Nang,_J._Y._Nie,_G._Ou,_N._Sai,_R._C._Shang,_X._Y._Song,_L._Sun,_Y._Tan,_C._Wang,_G._F._Wang,_J._Wang,_W._S._Wang,_Y._S._Wang,_X._Y._Wen,_B._Y._Wu,_B._B._Wu,_M._Wu,_G._C._Xiao,_S._Xiao,_S._L._Xiong,_J._W._Yang,_S._Yang,_Y._J._Yang,_Y._J._Yang,_Q._B._Yi,_Q._Q._Yin,_Y._You,_A._M._Zhang,_C._M._Zhang,_F._Zhang,_H._M._Zhang,_J._Zhang,_T._Zhang,_W._Zhang,_W._C._Zhang,_W._Z._Zhang,_Y._Zhang,_Y._F._Zhang,_Y._J._Zhang,_Y._H._Zhang,_Y._Zhang,_Z._Zhang,_Z._Zhang,_Z._L._Zhang,_H._S._Zhao,_X._F._Zhao,_S._J._Zheng,_Y._G._Zheng,_D._K._Zhou,_J._F._Zhou,_Y._X._Zhu,_Y._Zhu,_R._L._Zhuang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13307 |
2019年のバースト中にX線パルサー4U1901+03から収集されたInデータを使用して、Fermi/GBMによって報告された軌道パラメーターを補完します。Insight-HXMTを使用して、固有のスピン周波数の微分と降着トルクモデルに基づくボロメトリックフラックスとの相関を調べます。バースト中にパルスプロファイルが大幅に変化することがわかりました。Insight-HXMTデータで発見された2種類のプロファイルのパターンの存在は、このソースが2019年の爆発中に超臨界および亜臨界降着レジームの間の移行を経験したことを示しています。パルスプロファイルの進化とトルクモデルに基づいて、4U1901+03までの距離を12.4+-0.2kpcとして導き出します。
ブラッザーOJ 287から予測されたエディントンフレアのスピッツァー観測
| Title |
Spitzer_Observations_of_the_Predicted_Eddington_Flare_from_Blazar_OJ_287 |
| Authors |
Seppo_Laine,_Lankeswar_Dey,_Mauri_Valtonen,_A._Gopakumar,_Stanislaw_Zola,_S._Komossa,_Mark_Kidger,_Pauli_Pihajoki,_Jose_L._G\'omez,_Daniel_Caton,_Stefano_Ciprini,_Marek_Drozdz,_Kosmas_Gazeas,_Vira_Godunova,_Shirin_Haque,_Felix_Hildebrandt,_Rene_Hudec,_Helen_Jermak,_Albert_K.H._Kong,_Harry_Lehto,_Alexios_Liakos,_Katsura_Matsumoto,_Markus_Mugrauer,_Tapio_Pursimo,_Daniel_E._Reichart,_Andrii_Simon,_Michal_Siwak,_Eda_Sonbas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13392 |
独自のblazarOJ287のバイナリブラックホール（BH）中央エンジンの説明では、次の二次BH衝撃による制動放射フレアが2019年7月31日にピークになると予測しています。BHとその降着円盤。予想されるフレアは、アーディンエディントン卿による一般相対性理論をテストするために現在有名な日食観測の100周年記念を記念して、エディントンフレアと呼ばれました。2019年7月31日から2019年9月6日までの予想フレアのマルチエポックスピッツァー観測と、2019年2月から3月のベースライン観測を分析します。予測されたバースト時間中に観測されたスピッツァー磁束密度の変化は、2007年9月にOJ287から観測された光学的中心中心フレアと強い類似性を示しています。予測されるフレアは、光学Rバンドと比較して3.55および4.49$\mu$mで予想されるより高いベースレベルのスピッツァー磁束密度を差し引いた後の2007年のフレアに匹敵するように見えます。2019年と2007年のバーストライトカーブと以前に計算された予測を比較すると、エディントンフレアが予測時間の4時間以内に到達したことがわかります。私たちのスピッツァー観測は、OJ287の一般相対論的偏心軌道に沿ってインスパイアするナノヘルツ重力波放出スピニング大規模バイナリーBHの存在とよく一致しています。定理。
宇宙電波バックグラウンドの更新された推定と超高エネルギー光子伝搬への影響
| Title |
An_updated_estimate_of_the_cosmic_radio_background_and_implications_for_ultra-high-energy_photon_propagation |
| Authors |
I._C._Ni\c{t}u_(1),_H._T._J._Bevins_(1),_J._D._Bray_(1)_and_A._M._M._Scaife_(1)_((1)_JBCA,_Dept._of_Physics_and_Astronomy,_Univ._of_Manchester) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13596 |
宇宙電波バックグラウンド（CRB）の最新の推定値と、超高エネルギー光子の対応する減衰長を示します。この新しい推定値は、関連する不確実性を、主要な物理パラメーターに対する観測上の制約から導出された周波数の関数として提供します。また、これらのパラメーターの関数としてCRBのスペクトルの予想される変動を示し、電波銀河の集団間のスペクトルインデックスの予想される変動を説明します。この作業で提示された新しい推定値は、以前の計算よりも電波源数測定からの観測制約との一致が良好であることを示しています。CRBによって優勢に減衰される宇宙論的光子を期待するエネルギー体制では、減衰長の計算は、エネルギーと比較する特定のモデルに応じて、最大3倍前の見積もりと異なります。これらの結果は、エネルギーが$\sim10^{19}-10^{20}$eVであると予想される宇宙線生成光子数の減少を意味します。
| Title |
Dynamics_of_long-lasting_relativistic_winds_in_Gamma_Ray_Bursters |
| Authors |
Maxim_Barkov_(Purdue_University,_RIKEN,_DESY),_Maxim_Lyutikov_(Purdue_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13600 |
ガンマ線バースター（GRB）の長期持続型中央エンジンによって生成される、磁化された非常に相対論的なパルサーのような風のダイナミクスの数値シミュレーションを実行します。非常に速い風が初期の相対論的に拡大するGRBアウトフローと相互作用して、複数の衝撃構造を作成します。モデルのパラメーター（初爆のエネルギー、外部密度、風力、風のスイッチオンの遅延時間、風の磁化）に応じて、さまざまな時間的動作を生成できます。特定の体制では、このような二次エンジン駆動の衝撃のダイナミクスは自己相似です。
宇宙論的膨張は、GRB期間分布の歪度を説明できますか？
番号。
回折限界X線望遠鏡の光学設計
| Title |
Optical_design_of_diffraction-limited_X-ray_telescopes |
| Authors |
Brandon_D._Chalifoux_(1),_Ralf_K._Heilmann_(1),_Herman_L._Marshall_(1),_Mark_L._Schattenburg_(1)_((1)_MIT) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13001 |
マイクロ秒角（$\mu$as）の角度分解能を備えた天文画像は、画期的な科学的発見を可能にする可能性があります。以前に提案された$\mu$asX線イメージャーの設計は、有効な収集領域が制限された干渉計でした。ここでは、すべてのシェル間の光路長を一致させながら、すれすれ入射ミラーを備えたネストシェルアーキテクチャを採用し、広い有効帯域で広いエネルギー帯域にわたって回折限界性能を達成するX線望遠鏡について説明します。回折限界のX線イメージング用の2つのコンパクトな入れ子型シェルウォルタータイプ2かすめ入射望遠鏡の設計：角度分解能14$\mu$、有効面積2.9m$^2$のマイクロ秒角望遠鏡設計5keVの光子エネルギー（$\lambda$=0.25nm）、および525$\mu$asの解像度と1keVで645cm$^2$の有効面積（$\lambda$=1.24nm）を備えた小型のミリ秒角望遠鏡の設計）。コンパクトなミラーアセンブリのすべてのシェル間で光路長を一致させる方法を説明し、色収差と軸外収差を調査します。色収差は、ミラー表面での全外部反射から発生します。各ミラーシェルのパス長をわずかに調整することで、その影響を大幅に軽減します。回折限界の性能に対する鏡面高さの誤差と位置合わせの要件は困難ですが、今後数十年で間違いなく達成可能です。回折限界のX線望遠鏡の焦点比は非常に大きい（$f/D$〜10$^5$）ため、重要な軸外収差は像面湾曲だけなので、1秒角の視野はフラット検出器で実現可能。検出器はミラーアセンブリと一体となって飛行する必要がありますが、相対的な位置決めの許容誤差は、数十から数百kmの距離で1m程度です。回折限界のX線イメージングを実現するには多くの課題がありますが、基本的な障壁は見つかりませんでした。
オープンクラスターRuprecht 147での食のバイナリ。III：主系列ターンオフでのトリプルシステムEPIC 219552514
| Title |
Eclipsing_binaries_in_the_open_cluster_Ruprecht_147._III:_The_triple_system_EPIC_219552514_at_the_main-sequence_turnoff |
| Authors |
Guillermo_Torres_(1),_Andrew_Vanderburg_(2,3),_Jason_L._Curtis_(4),_Adam_L._Kraus_(2),_Aaron_C._Rizzuto_(2),_and_Michael_J._Ireland_(5)_(_(1)_Center_for_Astrophysics,_(2)_Univ._of_Texas_at_Austin,_(3)_NASA_Sagan_Fellow,_(4)_American_Museum_of_Natural_History,_(5)_Australian_National_Univ._) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13032 |
分光観測は、古い近くのオープンクラスターRuprecht147のターンオフにある、2.75日間の二重線の離脱食バイナリEPIC219552514について報告されています。半径方向速度測定とK2光度曲線の共同分析により、M1=1.509（+0.063/-0.056）MSunおよびM2=0.649（+0.015/-0.014）プライマリおよびセカンダリのMSunとR1の半径=2.505（+0.026/-0.031）RSunおよびR2=0.652（+0.013/-0.012）RSun、それぞれ。有効温度は、F7プライマリで6180+/-100K、レイトKセカンダリで4010+/-170Kです。軌道は円形で、星の回転は軌道運動と同期しているように見えます。これは、EPIC219394517とEPIC219568666の以前の研究に続いて、同じクラスターで分析される3番目の食システムです。PARSECシリーズの恒星進化モデルと比較すると、2.67（+0.39/-0.55）Gyrの年齢であると推測されます。他の2つのシステムの推定値と一致しています。EPIC219552514は、わずかに偏心した外側軌道の周期が463日である階層的なトリプルシステムです。目に見えない3次は、低質量M矮星または白色矮星です。
放射浮上を伴うゆっくり回転するA / F星における重力モードの非地震モデル化
| Title |
Asteroseismic_modeling_of_gravity_modes_in_slowly_rotating_A/F_stars_with_radiative_levitation |
| Authors |
Joey_S._G._Mombarg,_Aaron_Dotter,_Timothy_Van_Reeth,_Andrew_Tkachenko,_Sarah_Gebruers,_Conny_Aerts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13037 |
化学元素の輸送が微視的な原子拡散のプロセスによって引き起こされることは数十年前から知られています。それでも、放射浮揚を含む原子拡散の影響は、コア水素燃焼星の重力モードの脈動との関連ではほとんど研究されていません。この論文では、原子拡散がある場合とない場合のモデルについて、そのようなモードの特性の違いを研究します。2つのゆっくり回転するAおよびFタイプのパルセーターKIC11145123（$f_{\rmrot}\約0.010〜{\rmd}^{-1}$）とKIC9751996（$f_{\rm個々の重力モードの周期に基づいて、それぞれrot}\approx0.0696〜{\rmd}^{-1}$）。両方の星について、Gモードの周期が{\itKepler\/}のアスタリスクデータと非常によく一致しているモデルを見つけます。現在の恒星進化モデルの理論的/数値的な精度は通常2次程度であることを覚えておいてください測定誤差よりも小さいマグニチュード。赤池情報量基準（AIC）を使用して、拡散がある場合とない場合の最良のモデルを比較し、KIC11145123の脈動における原子拡散のシグネチャの非常に強力な証拠を見つけました。KIC9751996の場合、原子拡散のあるモデルは、データのないモデルと同様にデータを説明できません。さらに、観測された表面の存在量を、最適なモデルによって予測された存在量と比較します。観測されたアバンダンスはKIC9751996では決定的ではありませんが、文献のKIC11145123のアバンダンスは、原子拡散のモデルでより適切に説明できます。
回転およびバイナリ恒星進化モデルの比較：大規模な星の人口への影響
| Title |
A_Comparison_of_Rotating_and_Binary_Stellar_Evolution_Models:_Effects_on_Massive_Star_Populations |
| Authors |
Trevor_Z._Dorn-Wallenstein_and_Emily_M._Levesque |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13040 |
回転と連星との相互作用の両方は、大規模な星の進化に大きく影響し、内部と表面の存在量、質量損失率とメカニズム、観測された温度と光度、そしてそれらの最終的なコア崩壊の運命に影響を与えます。ジュネーブとBPASSの星の進化のコードには、それぞれ回転とバイナリの進化の影響の詳細な処理が含まれており、これらの現象が大規模な星と星の個体群に与える影響を説明できます。ただし、これらの2つの広く使用されているコードを直接比較することは、それらの予測を使用して観測結果を解釈する場合に不可欠です。特に、回転モデルとバイナリモデルは、さまざまな若い恒星集団を予測し、恒星集団合成（SPS）の出力と、星数比などの一般的に使用されるツールに基づく大規模な大規模な星サンプルの結果の解釈に影響を与えます。ここでは、以前の研究で導入した補間されたSPSスキームと新しいベイズフレームワークを使用して、ジュネーブとBPASSの進化モデルを比較し、単一、回転、およびバイナリの非回転進化から生成された大規模な恒星集団の最初の詳細な直接比較を示します。モデル。星の数の比率の両方のモデルの予測値を計算し、その結果をウェスタールンド1、$h+\chi$ペルセイ、および両方のマゼラン雲での大規模な星の観測値と比較します。また、観測とモデルの両方の制限、およびSPSモデルに観測の完全性の制限を定量的に含める方法についても検討します。ここに提示された方法は、ロバストな恒星進化モデルと組み合わせると、大規模な恒星集団における大規模な星の物理的特性を推定する潜在的な手段を提供することを示します。
SN 2013aaおよびSN 2017cbv：渦巻銀河NGC 5643内の2つの兄弟タイプIa超新星
| Title |
SN_2013aa_and_SN_2017cbv:_Two_Sibling_Type_Ia_Supernovae_in_the_spiral_galaxy_NGC_5643 |
| Authors |
Christopher_R_Burns,_Chris_Ashall,_Carlos_Contreras,_Peter_Brown,_Maximilian_Stritzinger,_M_M_Phillips,_Ricardo_Flores,_Nicholas_B_Suntzeff,_Eric_Y_Hsiao,_Syed_Uddin,_Joshua_D_Simon,_Kevin_Krisciunas,_Abdo_Campillay,_Ryan_J_Foley,_Wendy_L_Freedman,_Llu\'is_Galbany,_Consuelo_Gonz\'alez,_Peter_Hoeflich,_S_Holmbo,_Charles_D_Kilpatrick,_Robert_P_Kirshner,_Nidia_Morrell,_Nahir_Mu\~noz-Elgueta,_Anthony_L_Piro,_C\'esar_Rojas-Bravo,_David_Sand,_Jaime_Vargas-Gonz\'alez,_Natalie_Ulloa,_and_Jorge_Anais_Vilchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13069 |
ホスト銀河NGC5643で2つのほぼ同じタイプのIa超新星（SNeIa）であるSN2013aaおよびSN2017cbvの測光および分光観測を提示します。光学測光は、CarnegieSupernovaProjectで使用されているのと同じ望遠鏡および機器を使用して取得されました。これにより、ほとんどの機器の体系が排除され、安定してよく理解されている測光システムで光度曲線が得られます。同じホスト銀河を持つことで、距離と特有の速度による体系が排除され、標準キャンドルとしてのSNeIaの相対精度を直接テストする機会が提供されます。2つのSNeの低下率はほぼ同じで、発赤はほとんどなく、スペクトルは非常に似ています。$\sim20$Mpcの距離では、セファイド変数などの主要指標を使用する絶対距離の潜在的なキャリブレータとして理想的です。これらの2つのSNeがどの程度双子と見なすことができるかを検討し、それらを他の超新星「兄弟」と文献およびそれらの可能性の高い前駆シナリオと比較します。2つ以上のSNe〜Iaをホストする12個の銀河を使用して、SNe〜Iaを使用すると、観測エラーのすべての原因を考慮した後、距離の一貫性が3％になることがわかります。
空間分解分析によって定量化されたフレア加速電子の進化
| Title |
Evolution_of_Flare-accelerated_Electrons_Quantified_by_Spatially_Resolved_Analysis |
| Authors |
Natsuha_Kuroda,_Gregory_D._Fleishman,_Dale_E._Gary,_Gelu_M._Nita,_Bin_Chen,_Sijie_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13155 |
ソーラーフレアで加速された非熱電子は、2つの異なる非常に相補的な領域、つまり硬X線（HXR）とマイクロ波（MW）で電磁放射を生成します。このペーパーでは、2017年9月9日に発生したM1.2フレアの拡張オーエンスバレーソーラーアレイからのMWイメージング分光観測を報告し、そこから進化するコロナパラメーターマップを推定します。これらのデータを補完的なReuvenRamaty高エネルギー太陽分光画像装置HXRデータと一緒に分析して、フレアボリューム内の非熱電子の空間分解進化を明らかにします。MWエミッションに関与する非熱電子分布の高エネルギー部分は、HXRエミッションに関与する低エネルギー部分よりもはるかに顕著な進化（強いスペクトル硬化の形で）を示すことがわかります。我々は、明らかにされた傾向が、非熱電子の持続注入/加速を伴う単純化されたトラッププラス沈殿モデルに従って進化する単一電子集団と一致していることを示します。
時系列と極端な勾配ブースティングアンサンブルを使用した太陽フレアの予測
| Title |
Solar_Flares_Forecasting_Using_Time_Series_and_Extreme_Gradient_Boosting_Ensembles |
| Authors |
T._Cinto_(1_and_2),_A._L._S._Gradvohl_(1),_G._P._Coelho_(1),_A._E._A._da_Silva_(1)_((1)_School_of_Technology_-_FT,_University_of_Campinas_-_UNICAMP,_Limeira,_SP,_Brazil,_(2)_Federal_Institute_of_Education,_Science_and_Technology_of_Rio_Grande_do_Sul_-_IFRS,_Campus_Feliz,_RS,_Brazil) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13299 |
宇宙天気イベントは、航空、衛星、石油およびガス産業、電気システムなどのいくつかの分野に損害を与え、経済的および商業的損失につながる可能性があります。太陽フレアは最も重要なイベントの1つであり、数時間または数分以内に地球の大気に影響を与える可能性のある突然の放射線放出を指します。したがって、そのようなイベントを予測するための高性能システムを設計する価値があります。文献にはフレア予測のための多くのアプローチがありますが、これらのシステムを設計するために使用される手法に関するコンセンサスはまだありません。フレア予測子の設計中にいくつかの標準化を確立するために、この研究では、そのような予測子を設計するための新しい方法論を提案し、極端な勾配ブースティングツリー分類器と時系列でさらに検証しました。この方法論は、次の明確に定義された機械学習ベースのパイプラインに依存しています。（i）単変量特徴選択。（ii）ランダム化されたハイパーパラメータ最適化;（iii）データ処理の不均衡。（iv）分類子のカットオフポイントの調整。（v）運用環境での評価。方法論の有効性を検証するために、最大72時間先の$\geqC$クラスフレアを予測するための3つの概念実証モデルを設計および評価しました。ベースラインモデルと比較して、これらのモデルは、運用予測シナリオでの真のスキル統計（TSS）のスコアを0.37（次の24時間でのフレアの予測）、0.13（24〜48時間でのフレアの予測）、および0.36大幅に増加させることができました（48〜72時間以内にフレアを予測）。TSSの増加に加えて、方法論はROC曲線の下の領域の大幅な増加にもつながり、誤警報の数を減らしながら、分類子の正と負の再現率を改善したことを裏付けています。
古典的な新星ASASSN-18fvのエジェクタの分光学的および幾何学的進化
| Title |
Spectroscopic_and_geometrical_evolution_of_the_ejecta_of_the_classical_nova_ASASSN-18fv |
| Authors |
M._Pavana,_A._Raj,_T._Bohlsen,_G._C._Anupama,_Ranjan_Gupta_and_G._Selvakumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13498 |
2018年3月24日から2019年1月26日まで観測されたASASSN-18fvの光学分光観測結果を示します。光学スペクトルは、ミラヌーク、ヴァイヌバップ、南アフリカの天文台から取得されます。スペクトルは、FeIIクラスの新星に典型的な、初期段階のP-Cygniプロファイルを持つ水素Balmer、FeIIおよびOI線によって支配されます。スペクトルは、新星をハイブリッドクラスの新星に置く衰退期のHIおよびOI輝線とともにHeIラインを示しています。スペクトルは、このフェーズでの高イオン化線の急速な発達を示しています。光度曲線の分析は、新星を適度に速い新星のカテゴリーにそれぞれ配置する約50日間と70日間のt$_2$とt$_3$の値を示しています。イジェクタの形状、傾斜、位置角度は、形態運動解析を使用して推定されます。イジェクタの形状は、傾斜角が約53$^{\circ}$の非対称バイポーラ構造であることがわかります。光イオン化分析を使用して排出された質量は、6.07$\times$10$^{-4}$M$_{\odot}$であることがわかります。
流体力学的シミュレーションを使用したヘリオサイスミック表面項の非構造コンポーネントの推定
利用できるアステオスミックデータの量が増え続けるにつれて、観測された振動周波数を正確にモデル化できないことが、これらの周波数を解釈するための重要な問題になっています。この問題の主要な要素は、表面近くの層のモデリングです。私たちの目的は、振動周波数に対する表面近くの層の影響を推定する方法を開発することです。提案された方法では、3D流体力学シミュレーションで固有関数を数値的に推定します。それらを、構造変数の水平平均に適用される古典的な方程式から計算された固有関数に一致させます。この手順を使用して、振動と表面付近の対流との相互作用の動的部分から生じる周波数摂動を計算します。最後のステップとして、数値を太陽にスケーリングします。私たちの方法の定性テストを提供するために、一連のシミュレーションを実行し、手順を使用して摂動を計算し、それらを以前に報告された太陽モデルに対する残差と比較しました。正当化が不十分な理論モデルに頼ることなく、観測された周波数残差を大幅に再現できることがわかります。私たちはそれを見つけますが、Houdeketal。（2017、MNRAS、464、L124）は、同様の周波数摂動を生成します。ここで計算された密度と圧力の位相差は、その仕事のものと一致しません。
NGC 2024における原始惑星系円盤の質量：2つの集団の証拠
| Title |
Protoplanetary_disk_masses_in_NGC_2024:_Evidence_for_two_populations |
| Authors |
Sierk_E._van_Terwisga,_Ewine_F._van_Dishoeck,_Rita_K._Mann,_James_Di_Francesco,_Nienke_van_der_Marel,_Michael_Meyer,_Sean_M._Andrews,_John_Carpenter,_Josh_A._Eisner,_Carlo_F._Manara,_Jonathan_P._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13551 |
密集した大規模な星形成領域の原始惑星系円盤は、その環境の影響を強く受けます。この環境への影響が時間とともにどのように変化するかは、ディスクの進化と外部光蒸発モデルに対する重要な制約です。若い（0.5Myr）NGC2024クラスターのコアにある179個のディスクからのダスト放出を特徴付けます。クラスター内でディスクの質量がどのように変化するかを調査し、これらのディスクを他の領域のディスクと比較することにより、外部の光蒸発が時間の経過とともにディスクの特性にどのように影響するかを判断します。Atacamaラージミリ/サブミリアレイを使用して、NGC2024FIR3を中心とする2.9'x2.9'のモザイクが0.25GHz、または〜100AUの解像度で225GHzで観測されました。画像領域には、IR波長で識別された179枚のディスク、7つの新しいディスク候補、およびいくつかのプロトスターが含まれています。ディスクの全体的な検出率は$32\pm4\％$です。巨大な（R=300AU）トランジションディスクを除いて、解決されるディスクはほとんどありません。偶然にも、X線の明るい若い恒星オブジェクト（YSO）からのミリ波フレアを観測し、FIR3コアのクラス0YSOからの連続体放射を解決します。2つの異なるディスク集団が存在します。FIR1〜5のYSOをホストする密な分子の尾根に沿った東側のより大きなもの、検出率は$45\pm7\％$です。西部の人口では、IRS1に向かって、$15\pm4\％$のディスクのみが検出されます。NGC2024は、2つの異なるディスクポピュレーションをホストします。密な分子隆起に沿った円盤は若く（0.2〜0.5Myr）、IRS2bの遠紫外線から部分的に遮蔽されています。それらの質量は、孤立した1〜3Myr古いSFRと同様です。西部の人口はより古く、より低い絶滅であり、IRS1とIRS2bの両方からの外部光蒸発の影響を受ける可能性があります。ただし、これらのディスクの質量はもともと低い可能性があります。
非圧縮性円筒プラズマにおける負のエネルギー表面電磁流体波の励起
負のエネルギー波現象は、波の減衰メカニズムと外部エネルギー供給の存在下でせん断流に現れる場合があります。非圧縮限界におけるプラズマシリンダー内の負のエネルギー表面波の出現を研究します。円筒は、軸方向の磁場と密度の異なるプラズマに囲まれています。フラックスチューブの内側の流れと外側の粘度を考慮して、分散関係を導き出し、波の位相速度と成長率（増分）の解析解を得ます。負のエネルギー波（NEWs）に関連する散逸性不安定性の発生の臨界速度シアとケルビンヘルムホルツ不安定性（KHI）のしきい値は、軸波長に依存することがわかります。ソーセージNEWの出現の臨界せん断は、最長軸波長で最も低く、キンク波の場合、円筒の直径に匹敵する軸波長で臨界せん断の最小値に達します。散逸性不安定の臨界速度とKHIしきい値の間の範囲は、シリンダーの内側と外側のAlfv'{e}n速度の差に依存することが示されています。すべての軸方向の{波数}で、せん断速度がKHIしきい値より低い場合にNEWが表示されます。密度の高いシリンダーよりも密度の低いシリンダーでNEWを励起する方が簡単です。負の表面波は、軸波数が大きい方位角数$m=0$と軸波数が小さい高次モード（$m>0$）で効果的に生成できます。
磁気O型星の測光および偏光測定の変動性
| Title |
The_photometric_and_polarimetric_variability_of_magnetic_O-type_stars |
| Authors |
Melissa_Munoz,_Gregg_Wade,_Daniel_Faes,_Alex_Carciofi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13594 |
大規模な星風は、星間物質のエネルギー、運動量、化学的富化の重要な要因です。強力な組織化された主に双極子磁場が、巨大なO型星の小さなサブセットでしっかりと検出されています。磁気大質量星は、強い流出風の磁気閉じ込めによって形成された斜めに回転する磁気圏の存在が原因で発生すると仮定される多数の観測可能な量の位相ロック変動を示すことが知られています。したがって、観測された磁気O型星の変調を分析することは、それらの磁気圏内で発生する物理的プロセスをよりよく理解するための重要なステップです。磁気圏の形成につながる動的プロセスは、複雑なMHDシミュレーションを利用して正式に解決されます。最近、動的磁気圏内の時間平均密度、温度、速度勾配を計算するためにすぐに使用できる分析動的磁気圏（ADM）モデルが開発されました。ここでは、ADMモデルを利用して、磁気Of？p星の測光観測値と偏光解析観測量を計算し、磁力測定から推定された幾何モデルをテストします。大規模な星風と磁気特性のより良い特性化につながる、典型的なOf？p型星HD191612に関する重要な結果を紹介します。
RGBスターの表面補正関係の調査
| Title |
Investigating_surface_correction_relations_for_RGB_stars |
| Authors |
Andreas_Christ_S{\o}lvsten_J{\o}rgensen,_Josefina_Montalb\'an,_Andrea_Miglio,_Ben_M._Rendle,_Guy_R._Davies,_Ga\"el_Buldgen,_Richard_Scuflaire,_Arlette_Noels,_Patrick_Gaulme_and_Rafael_A._Garc\'ia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13666 |
最先端の恒星の構造と進化のコードは、乱流の対流を適切に説明できません。赤い巨人などの対流エンベロープを持つ星の場合、これにより表面層の描写が不完全になります。その結果、予測された恒星の振動周波数は、系統的誤差、いわゆる表面効果に悩まされます。この問題に対処するために、経験的および理論的に動機付けられたさまざまな修正関係が提案されています。この論文では、これらの赤い巨大枝星に対するこれらの表面補正関係の性能を比較します。この目的のために、日食と散開星団のアスタリスク分析にさまざまな表面補正関係を適用します。主系列星の以前の研究によれば、異なる表面補正関係を使用すると、恒星の年齢、質量、距離の推定値を含む、導出されたグローバルな恒星特性にバイアスがかかることがわかります。さらに、異なる関係が2つの異なる散開星団に対して同じ系統誤差をもたらすことを示しています。私たちの結果は全体として、参照パラメーターに依存して自由なパラメーターを較正する表面補正関係の使用をやめさせます。結果の体系的なバイアスが実証されているため、適切な表面補正関係を使用することは、赤い巨人のアスタリスク分析に不可欠です。レッドジャイアントの正確な質量、年齢、および距離の推定は、天の川銀河の化学力学的進化を扱う質問に取り組む場合の基本です。このように、私たちの結果は、銀河考古学など、恒星の物理学からの発見を利用する分野にも影響を与えます。
アインシュタイン-カルタン-ディラック-マクスウェル理論における宇宙バウンス、周期的宇宙、および有効宇宙定数
| Title |
Cosmological_bounces,_cyclic_universes,_and_effective_cosmological_constant_in_Einstein-Cartan-Dirac-Maxwell_theory |
| Authors |
Francisco_Cabral,_Francisco_S._N._Lobo,_Diego_Rubiera-Garcia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.07463 |
アインシュタイン・カルタン理論は、消滅しないねじれを特徴とする一般相対性理論の標準的な定式化の拡張です。後者は、スピンテンソルを介して物質場から供給され、その効果は非常に高いスピン密度で重要であると予想されます。この研究では、時空ねじれに最小限結合されたディラックとマクスウェルの場を使用して、アインシュタイン-カルタン理論の物理学を詳細に分析します。これにより、$U（1）$ゲージの対称性が崩れます。これは、初期宇宙でのねじれによって引き起こされる相転移の可能性によって示唆されます。結果として得られるディラックのような方程式とマクスウェルのような方程式は、自己相互作用を伴う非線形であり、フェルミオンボソンの非最小結合を持ちます。トーション時代のバウンス、加速フェーズ、物質と物質の非対称性、および有効な宇宙定数の生成、暗黒エネルギー、循環ソリューション内の将来のバウンスなどの遅い時間の影響など、この理論のいくつかの宇宙論的側面について説明します。
スカラー-テンソル理論における縮退、物質結合、および変形変形
縮退したスカラー-テンソルの重力理論は、運動方程式が2次よりも高いにもかかわらず、一般相対性理論を単一の自由度で拡張します。場合によっては、これは非縮退理論で実行された変形した場の再定義の単なる結果です。より一般的には、これはゴーストになるだろうゴーストを削除する追加の制約の存在によって可能になります。物質への結合が計量の時間導関数を含む場合、この制約は妨げられる可能性があり、その結果、重力セクターの正準運動量が変更されることに注意してください。このノートでは、問題への最小限の結合で余分な自由度が再び現れる可能性がある正確な方法を分析することにより、この問題を拡張します。具体的には、特殊な制約が直接失われたり、二次的な制約のペアを生成できなかったりする物質セクターの例を調査します。また、特に「ベールされた」重力に関係するものについて、変形変換の言語を使用して、余分な自由度の再発についても説明します。肯定的な側面では、スピナーフィールドの最小限の結合が正常であり、追加の制約を台無しにしないことを示します。高次導関数の存在下で自由度の数を維持するためのこのスピノルフィールドの利点は、実際には非常に一般的であり、グラスマン値の古典的変数のレベル分解から見ることができると主張します。
ハッブル張力とゲージ化ニュートリノ自己相互作用のくりこみ可能なモデル
| Title |
The_Hubble_tension_and_a_renormalizable_model_of_gauged_neutrino_self-interactions |
| Authors |
Maximilian_Berbig,_Sudip_Jana,_Andreas_Trautner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13039 |
標準モデルの単純な拡張を提示します。これは、再正規化可能な長距離ベクトル媒介ニュートリノ自己相互作用につながります。このモデルは、他の測定値と競合することなく、再結合中にニュートリノ自由ストリーミングの開始を遅らせることでハッブル張力を解決できます。拡張ゲージ、スカラー、およびニュートリノセクターは、目に見えないヒッグスおよび$Z$崩壊を含む観測可能なシグネチャにつながり、ハッブルの張力をLHCおよび将来のコライダーでの正確な測定に関連付けます。このモデルには、$m_{Z'}\sim\mathcal{O}（10〜\mathrm{eV}）$の新しい中性好性ゲージボソンがあり、ヒッグスを数$100〜\mathrm{GeV}$で充電しました。これには、$5\times10^{-4}$より大きいアクティブ非表示の混合角度と範囲$1\div300\mathrm{eV}$の質量を持つ非表示のニュートリノが必要です。これは、短いベースラインニュートリノ振動異常の役割を果たす可能性もあります。
すべてのスケールの宇宙論的重力：単純な方程式、必要な条件、および修正重力のフレームワーク
| Title |
Cosmological_gravity_on_all_scales:_simple_equations,_required_conditions,_and_a_framework_for_modified_gravity |
| Authors |
Daniel_B_Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13051 |
重力の宇宙論的現象論は、通常、相対論的摂動理論（大規模）とニュートン重力（小規模な非線形スケールに必要）の2つの制限で研究されます。モデルに依存しない修正された重力への従来のアプローチは摂動理論に基づいているため、非線形スケールには適用しないでください。ユークリッドなどの今後の調査では、線形スケールと非線形スケールの両方で重要なデータが生成されるため、これらの調査のすべてのデータを同時に使用してモデルに依存しない修正重力を制約する新しいアプローチが必要です。ポストフリードマンアプローチの高次方程式を使用して、小規模および大規模の制限の両方に適用される「単純な1PF」（最初のポストフリードマン）方程式の単一セットを導出し、そのために必要な条件を調べます。中間レジームはありません。つまり、これらの単純な方程式はすべてのスケールで有効です。ここで導出された単純な1PF方程式が、すべての宇宙スケールに適用される修正重力のモデルに依存しないフレームワークとしてどのように使用できるかを示し、このアプローチでどの修正重力理論が包含されるかを決定するアルゴリズムを提示します。この修正重力フレームワークは、現象論的なN体シミュレーションへの厳密なアプローチを提供し、今後の調査からのすべてのデータを一貫して使用して、修正重力をモデルに依存しない方法で制約する方法を提供します。
ループ量子重力における非特異シュワルツシルトブラックホールの一貫したモデルとその準正規モード
| Title |
A_consistent_model_of_non-singular_Schwarzschild_black_hole_in_loop_quantum_gravity_and_its_quasinormal_modes |
| Authors |
Mariam_Bouhmadi-L\'opez,_Suddhasattwa_Brahma,_Che-Yu_Chen,_Pisin_Chen,_Dong-han_Yeom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13061 |
Bodendorfer、Mele、およびM\"unch（BMM）によって最近提案された量子ブラックホールモデルの内部構造、摂動、および関連する準正規モードを調査します。ループ量子重力の枠組み内で、BMMモデルの量子パラメーター重合によって導入され、その結果シュヴァルツシルトの特異点が空間的な遷移面に置き換わります。量子幾何学補正を「有効な」物質寄与として扱うことにより、遷移面近くのエネルギー条件（特にnullエネルギー条件）の違反を最初に証明しますさらに、この効果的なモデルで、質量のないスカラー場の摂動、電磁摂動、および軸方向の重力摂動の準正規モードを研究します。予想されるように、準正規スペクトルは、存在している従来の対応するスペクトルから逸脱しています興味深いことに、私たちは準正規異なるスピンを持つ摂動の周波数は、このモデルの量子パラメーターの変化に関して同じ質的傾向を共有します。
マルチメジャー宇宙論モデルにおける勾配の役割
この作業では、Guendelman-Nissimov-Pachevaのモデルの数値探索に関するいくつかの結果を報告します。このモデルは以前に宇宙論に適用されていましたが、そのパラメーターに関して未解決の問題がありました。ここでは、インフレの持続時間とその力を維持する有効ポテンシャルの勾配にあるソリューションファミリーの存在を示します。この解決策については、以前に報告されたインフロンスカラーフィールドが斜面を登るという現象を見ることができます。潜在的な斜面でより低く開始すると効果がより顕著になります。最後に、モデルの動的パラメータと潜在的なスローロールパラメータを比較し、後者は数値的に観察されたインフレ期間をよりよく説明していることがわかります。
冷たい暗黒物質（$\omega_{\mathrm{DM}}=0$）の消滅しないスピンテンソルを可能にすると、効果的な$\mathrm{FLRW}$ダイナミクスに実効暗黒物質密度（$-1/3<\omega_{\mathrm{eff}}\leq0$）。これは、ハッブルパラメータの緊張を簡単な方法で解決することがわかりました。
COSINE-200実験用の超高純度NaI粉末の大量生産設備
| Title |
A_facility_for_mass_production_of_ultra-pure_NaI_powder_for_the_COSINE-200_experiment |
| Authors |
Keonah_Shin,_Junseok_Choe,_Olga_Gileva,_Alain_Iltis,_Yeongduk_Kim,_Cheolho_Lee,_Hyun_Su_Lee,_Moo_Hyun_Lee,_and_Hyang_Kyu_Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13280 |
COSINE-200は、進行中のCOSINE-100実験の次の段階です。実験の主な目的は、DAMA実験で観測された年次変調信号の明確な検証の実行です。実験の成功は、DAMA結晶よりもバックグラウンドが低い超高純度NaI（Tl）結晶検出器の200kgアレイの製造に大きく依存しています。原料粉末の精製は、超高純度NaI（Tl）検出器の製造に向けた最初の重要なステップです。水溶液からの分別再結晶が、問題のあるKおよびPb元素を除去するための効果的な方法であることをすでに示しました。精製粉末の大量生産のために、韓国の基礎科学研究所（IBS）に分別再結晶のためのクリーンな施設が建設されました。ここでは、NaI粉末精製施設の精製プロセス、材料回収、および性能の設計について報告します。
メタンをドープした液体アルゴンにおける可視範囲の一次シンチレーションの観察
| Title |
Observation_of_primary_scintillations_in_the_visible_range_in_liquid_argon_doped_with_methane |
| Authors |
A._Bondar,_E._Borisova,_A._Buzulutskov,_E._Frolov,_V._Nosov,_V._Oleynikov,_A._Sokolov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13296 |
水素原子を含む液体シンチレータに基づく中性子拒否検出器は、暗黒物質探索のための地下実験の不可欠な部分です。これまで、液体炭化水素の可燃性混合物は、そのような検出器の液体シンチレータとして使用されていました。安全な代替手段は、メタンがドープされた液体アルゴンをベースにした液体シンチレータです。この研究では、純粋な液体アルゴンとそのメタンとの混合物の主なシンチレーションを調べました。CH4含有量は100ppmから5％まで変化します。主なシンチレーションは、メタンをドープした液体アルゴンで、可視および近赤外範囲で初めて観測され、それらの相対光収率は、CH4含有量の関数として測定されました。
任意のアキシオン空間分布を持つアキシオン雲の刺激崩壊からの光子方向プロファイル
| Title |
Photon_directional_profile_from_stimulated_decay_of_axion_clouds_with_arbitrary_axion_spatial_distributions |
| Authors |
Liang_Chen_and_Thomas_W._Kephart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13308 |
アキシオンのクラスターを球対称の運動量と任意の空間分布でモデル化し、プロセス$a\rightarrow\gamma+\gamma$を介して、アキシオンの自発的および刺激的減衰を通じて進化で生成された写真の方向プロファイルを調べます。いくつかの具体的な例を示します。
二相アルゴン検出器のエレクトロルミネセンス信号における異常な遅い成分の観測
| Title |
Observation_of_unusual_slow_components_in_electroluminescence_signal_of_two-phase_argon_detector |
| Authors |
A._Bondar,_E._Borisova,_A._Buzulutskov,_E._Frolov,_V._Oleynikov,_A._Sokolov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13355 |
希ガス中の比例エレクトロルミネセンス（EL）は、液相での粒子散乱によって引き起こされた気相のイオン化信号（S2信号）を記録するために、暗黒物質探索の2相検出器で使用されます。この研究では、2相アルゴン検出器のELパルス波形が、3〜9Tdのさまざまな低電界で体系的に初めて検討されました。パルス形状は、さまざまな読み出し構成とスペクトル範囲で研究されました。極低温PMTとSiPMを使用し、波長シフター（WLS）を使用する場合と使用しない場合で、VUVと可視範囲で使用しました。高速成分と2つの異常な低速成分が観察され、時定数は約5$\mu$sと40$\mu$sでした。遅いコンポーネントの珍しい特徴的な特性は、それらの寄与と時定数が電界とともに増加することでした。
監視なしの太陽風分類の視覚化と解釈
| Title |
Visualizing_and_Interpreting_Unsupervised_Solar_Wind_Classifications |
| Authors |
Jorge_Amaya_(1),_Romain_Dupuis_(1),_Maria_Elena_Innocenti_(2),_Giovanni_Lapenta_(1)_((1)_Centre_for_mathematical_Plasma-Astrophysics,_CmPA,_Mathematics_Department,_KU_Leuven,_University_of_Leuven,_Belgium,_(2)_Jet_Propulsion_Laboratory,_Interstellar_and_Heliospheric_Physics_Division,_Pasadena,_CA,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13430 |
機械学習の目標の1つは、面倒で骨の折れる繰り返し作業を排除することです。複数のミッションからの数百万時間の太陽風データの手動および半自動分類は、多次元データの山の中で太陽風特性の実際の違いを発見できる自動アルゴリズムに置き換えることができます。この論文では、教師なしクラスタリング手法を使用して、さまざまなタイプの太陽風を分離する方法を紹介します。データを前処理するための高度なデータ削減方法の使用を提案し、14年間のACEデータを視覚化して解釈するための自己組織化マップの使用を紹介します。最後に、これらの手法を使用して非表示の情報を明らかにする方法と、以前の手動および自動分類と比較する方法を示します。
反復ヒルベルト変換埋め込みに基づく新しい位相再構成法を扱う研究を提示します。一般的なオブザーバブルで観測されたスチュアート・ランダウ振動子の結果を示します。提示された位相応答曲線の再構築の利点と方法は、観測されたシステムがノイズによって乱されている状況で適用されます。
重金属の熱い準矮星の不透明度モデリング。 Sr $ ^ 0 $、Y $ ^ {+} $、Zr $ ^ {2 +} $の光イオン化
| Title |
Opacity_modelling_of_heavy-metal_hot_subdwarfs._Photoionization_of_Sr$^0$,_Y$^{+}$_and_Zr$^{2+}$ |
| Authors |
L._Fern\'andez-Menchero,_C._S._Jeffery,_C._A._Ramsbottom_and_C._P._Ballance |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13589 |
重金属の熱い準矮星（sdBとsdO）は、大気中に異常に高濃度のトランス鉄元素が含まれている星の小さなグループを表しており、太陽の1万倍以上の存在量を持っています。1つの例はLSIV-14$^{\circ}$116で、SrII、YIIIおよびZrIVの多くの重金属吸収線が4000〜5000Aの光学帯域で観測されています。相対論的ディラック原子Rマトリックス（DARC）を使用して、Sr$^{0}$、Y$^{+}$、Zr$^{2+}$の基底状態から20番目の励起レベルまでの光イオン化断面積を計算します。断面積と発振器の強度を使用して、高温の準矮星のスペクトルをシミュレーションします。調査中の3つのイオンの光イオン化断面の完全なセットを取得します。これらのデータを使用して、熱い準矮星の恒星大気の不透明度を計算し、一部の重金属準矮星で観測された過剰量の場合、特にジルコニウムからの光励起が、モデルの一部のバックウォーミングに寄与することを示します。
Gbar圧力での炭素イオン化：天体物理学的高密度プラズマに関するab initio展望
| Title |
Carbon_ionization_at_Gbar_pressures:_an_ab_initio_perspective_on_astrophysical_high-density_plasmas |
| Authors |
Mandy_Bethkenhagen,_Bastian_B._L._Witte,_Maximilian_Sch\"orner,_Gerd_R\"opke,_Tilo_D\"oppner,_Dominik_Kraus,_Siegfried_H._Glenzer,_Philip_A._Sterne,_Ronald_Redmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13698 |
極端な熱力学的状態における部分的にイオン化された物質の現実的な記述は、高密度の天体物理学的オブジェクトの内部と多様性の進化をモデル化するために重要です。その本質的な特性であるイオン化度の現在の予測は、一連の実験によって最近挑戦されてきた分析的近似に広く依存しています。ここでは、Thomas-Reiche-Kuhn和則を使用して動的電気伝導率から直接電離度を計算する新しいabinitioアプローチを提案します。この密度汎関数理論フレームワークは、強く相関するプラズマに典型的な凝縮物質の性質と量子効果を純粋に捉えます。炭素と炭化水素のこの新しい機能を実証します。これは、恒星の状態を再現することを目的とした慣性閉じ込め核融合実験でアブレーター材料として特に機能します。一般的なモデルで予測されるよりも著しく高い炭素イオン化度が見られますが、平均原子モデルPurgatorioの定性的動作が検証されています。さらに、完全にイオン化された水素の環境では、炭素のイオン化状態が変化しないことがわかります。私たちの結果は、従来のモデルのベンチマークとして役立つだけでなく、実験的にアクセス可能な量を導電率の形で提供することも重要です。
