より高速なフーリエ変換？ $ \ mathcal {O}（N ^
2）$時間での宇宙論的シミュレーションのための小規模なパワースペクトルとバイスペクトルの計算
| Title |
A_Faster_Fourier_Transform?_Computing_Small-Scale_Power_Spectra_and_Bispectra_for_Cosmological_Simulations_in_$\mathcal{O}(N^2)$_Time |
| Authors |
Oliver_H.E._Philcox |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01739 |
宇宙シミュレーションにおける小規模なパワースペクトルとバイスペクトルの$\mathcal{O}（N^2）$推定量を提示します。従来の方法と組み合わせることで、これらは広範囲のスケールにわたって効率的にスペクトルを計算できるようになり、高速フーリエ変換ベースのアプローチのみよりも計算時間が数桁少なくなります。これらのメソッドは、任意のトレーサーに適用できます。粒子、ハロー、銀河をシミュレーションし、ボックスの単純な形状と周期性を利用して、大きなランダムな粒子カタログへの依存をほぼすべて取り除きます。構成空間で作業することにより、パワースペクトルとバイスペクトルの両方を、ある半径までの粒子ペアの加重和を介して計算できます。これは、大きな$k$で削減できるため、小規模の複雑さを軽減するアルゴリズムにつながります。これらはエイリアシングやショットノイズの影響を受けず、スペクトルを任意の大きな波数で計算することができます。推定量は厳密に導出され、シミュレーションに対してテストされ、それらの共分散について説明します。付随するコードであるHIPSTERは、これらのアルゴリズムを組み込んで公開されています。このような推定量は、高解像度シミュレーションの大規模なセットの分析に非常に役立ちます。
原始密度摂動の軸性のような起源
新しい閉じ込めゲージグループに結合されたaxionlikeフィールドがインフレーション後の宇宙の原始密度摂動を生成できることを示します。アキシオン崩壊定数と強い結合スケールは、密度摂動の観測によって一意に決定されます。これは、インフレーション後のゲージグループの時間的制約をさらに示唆しています。結果として生じる温度依存のアキシオンポテンシャルは、その周期的性質とともに、正のローカルタイプの非ガウス性の次数1で、赤に傾いた密度摂動を引き起こします。
コズミックバウンスによるCMBの異常
インフレのエポックの前に宇宙のバウンスがある初期宇宙のモデルを探索し、このシナリオが、宇宙マイクロ波背景（CMB）。より具体的には、このシナリオでは、電力抑制、双極非対称性、および観測に一致する振幅とスケールの依存性を伴う奇数パリティ相関の優先が期待されることを示します。モデルは、レンズの振幅の緊張も緩和します。これらの信号は、CMBモードと超水平波長の間の非ガウス相関がパワースペクトルに誘導する間接的な効果に由来します。特定の理論に限定するのではなく、家族のバウンスモデルに共通する機能を導き出します。
再加熱中の状態方程式パラメーターの時間発展の説明
| Title |
Accounting_for_the_time_evolution_of_the_equation_of_state_parameter_during_reheating |
| Authors |
Pankaj_Saha,_Sampurn_Anand,_and_L._Sriramkumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01874 |
宇宙論における重要なパラメーターの1つは、宇宙の膨張を駆動するソースの状態方程式（EoS）を特徴付けるパラメーターです。放射、物質、またはスカラーフィールドが優勢なエポックは、直接または間接的にプローブされるかどうかにかかわらず、このパラメーターの一意の値によって特徴付けることができます。ただし、再加熱中のEoSパラメータ（インフレーションに続くフェーズで、宇宙を急速に解凍すると想定されています）は、十分に理解されたままです。再加熱中に瞬間的なEoSパラメータを定義する複雑さを回避するために、通常、再加熱の期間中のEoSパラメータの平均である有効なパラメータ$w_\mathrm{eff}$が考慮されます。$w_\mathrm{eff}$の値は、$-1/3\leqw_\mathrm{eff}\leq1$の範囲になるように任意に選択されることがよくあります。この研究では、再加熱中のEoSパラメータの時間発展を考慮し、それを最小値のまわりで$\phi^p$として動作するインフレポテンシャル$V（\phi）$に関連付けます。インフレモデルのクラス。インデックス$p$を指定すると、有効なEoSパラメーター$w_{\rmeff}$が一意に決定されることがわかります。再加熱温度に対するその影響とその影響について説明します。
| Title |
Constraints_on_interacting_dark_energy_models_through_cosmic_chronometers_and_Gaussian_process |
| Authors |
Muhsin_Aljaf,_Daniele_Gregoris,_Martiros_Khurshudyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01891 |
暗黒エネルギーと暗黒物質の間のエネルギーの流れは、ハッブルの緊張を和らげ、偶然の問題を緩和するかもしれません。この論文では、ガウスプロセステクニックを採用してハッブル関数の赤方偏移の進化を再構築した後、暗黒物質と相互作用する修正チャプリギンガスに基づいて、いくつかのフラットフリードマン宇宙モデルの最適パラメーターを推定します。実際、受動的に進化する初期銀河は宇宙クロノメーターを構成するため、宇宙の膨張履歴が調査されます。減速パラメータの現在の値、暗黒エネルギー流体内の音速の断熱速度、有効暗黒エネルギー、および暗黒物質状態方程式パラメータの推定値が提供されます。これにより、ビアンキの対称性を破る2つの暗い流体間の相互作用項は、「\lq\lq一般化されたダークマター」のフレームワークと同様に、暗黒物質圧力への効果的な寄与として解釈されることを意味します。初期条件としての今日の暗黒物質存在量の特定の値により、ハッブル定数の推定が暗黒物質-暗黒エネルギー結合に敏感であるかどうかを調査できます。また、宇宙クロノメーターデータが高温暗黒に有利であることを示します物質、および我々の発見は、ダークエネルギーがダークマターに崩壊しなければならない（そしてその逆ではない）というル・シャトリエ・ブラウンの原理と一致している。
拡大する宇宙で無限に長い定規は可能ですか？
宇宙が膨張するにつれて、宇宙はその内容を伸ばしますか？通常、私たちは答えはノーだと言います-スペースのストレッチは、物を引きずる可能性のあるゴムシートのストレッチとは異なります。このペーパーでは、潜在的な反例を検討します。つまり、定規の遠端を私たちに対して「静止」させることは不可能であるため、拡大宇宙で任意に長い定規を作成することは不可能であることを示します（定義どおり）Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walkerメトリック）。これは、空間の拡張に関連する力があることを意味するのではなく、非慣性参照フレームを選択したために架空の力が発生することを示しています。通常のタイムスライスを選択することで（すべての共感的な観測者が宇宙の年齢に同意する場合）、特別な相対論が成立しないグローバルフレームを選択します。その結果、単純な相対論的速度変換は、力が存在しない場合でも見かけの加速度を生成します。この効果は、コリオリ効果の場合のように、回転参照フレームでオブジェクトを記述するときに発生する架空の力に似ています。
| Title |
Information_entropy_in_cosmological_inference_problems |
| Authors |
Ana_Marta_Pinho,_Robert_Reischke,_Marie_Teich,_Bj\"orn_Malte_Sch\"afer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02035 |
この論文の主題は、情報理論の観点から、大規模構造の宇宙論的プローブの情報内容、具体的には宇宙マイクロ波背景、CMBレンズ化、弱い宇宙シアーと銀河クラスタリングにおける温度と偏光異方性の定量化です。情報エントロピーのような尺度。統計的不確実性の従来の測定値と情報エントロピーの間のガウス尤度の関係を確立することを目指しています。さらに、これらの研究を（ベイジアン）証拠の計算と、競合するモデルを区別する測定の力に拡張します。宇宙論的データが統計的エラーを減らし、縮退を壊すことによって情報エントロピーをどのように減少させるかを詳細に調査します。さらに、データセット間の張力がどのように情報エントロピーを高め、この効果を3つの例で定量化するかを計算します。状態パラメータのダークエネルギー方程式、およびハッブルのキーストーンプロジェクトのセファイドとプランクによって観測された宇宙のマイクロ波背景の間の有名な$H_0$テンションを試すとき。
暗黒エネルギーの健全性
標準化可能なキャンドルとして使用されるタイプIa超新星（SNeIa）は、通常、何らかの形態の暗黒エネルギー（DE）に起因する宇宙加速の発見に役立ちました。最近の研究は、固有のSNeIa光度が赤方偏移で進化するかどうかの問題を提起しました。宇宙加速の証拠はこの可能な体系的な体系に対してロバストですが、後者が宇宙加速の原因であるDEコンポーネントの推定された特性にどの程度影響を与えることができるかという問題が残っています。これが私たちがこの仕事で取り組む問題です。パンテオンおよびJLAサンプルからのSNeIa距離係数測定を使用します。DE状態方程式が定数または時変の自由パラメーターであるモデル、およびDEと暗黒物質が相互作用するモデル、および最後に修正重力（MG）によるモデル非依存の影響のパラメーター化を検討します。SNeIaデータを宇宙マイクロ波背景（CMB）の温度と偏光異方性の測定値と組み合わせると、SNeIa体系、DEパラメーター、およびハッブル定数$H_0$を制御するパラメーター間に強い縮退が見られます。これらの退化はDEパラメータの不確実性を大幅に広げ、場合によっては中心値の${\calO}（\sigma）$シフトにつながります。ただし、低赤方偏移バリオン音響振動および宇宙クロノメーター測定、ならびにCMBレンズ測定を含めると、以前の制約が大幅に改善され、調査された系統的システムの残りの唯一の影響は、DEパラメータ。その代わりに、MGパラメーターに由来する制約は、基本的には問題の体系によって影響を受けません。したがって、暗黒エネルギー特性の全体的な健全性を確認します。
宇宙の膨張を測定する
定規で宇宙の膨張のe倍数を測定できるところから図を描きます。
変分推論を使用した21 cm信号からのパラメーター推定
| Title |
Parameters_Estimation_from_the_21_cm_signal_using_Variational_Inference |
| Authors |
H\'ector_J._Hort\'ua,_Riccardo_Volpi,_Luigi_Malag\`o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02299 |
再イオン化アレイの水素エポック（HERA）や平方キロメートルアレイ（SKA）などの今後の実験は、広範囲の赤方偏移にわたって21cm信号を測定することを目的としており、宇宙再イオン化の性質についての理解を深める絶好の機会を表しています。同時に、これらの種類の実験は、生成された大量のデータを処理する上で新しい課題を提示し、物理パラメーターとその不確実性を正確に推定できる自動化された方法の開発を求めます。このホワイトペーパーでは、21cmの観測でMCMCの代わりに変分推論、特にベイジアンニューラルネットワークを使用して、宇宙論的および天体物理学的パラメーターの信頼できる推定を報告し、それらの相関を評価します。
XUV照射された太陽系外惑星における大気の質量損失と潮汐進化の連成分析：TRAPPIST-1のケーススタディ
| Title |
A_Coupled_Analysis_of_Atmospheric_Mass_Loss_and_Tidal_Evolution_in_XUV_Irradiated_Exoplanets:_the_TRAPPIST-1_Case_Study |
| Authors |
Juliette_Becker,_Elena_Gallo,_Edmund_Hodges-Kluck,_Fred_C._Adams,_Rory_Barnes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01740 |
星の近くに住む太陽系外惑星は、ホスト星の影響により、物理的構造と軌道の両方の進化を経験する可能性があります。この作業では、XUV照射環境における太陽系外惑星の力学的潮汐散逸と大気質量損失の結合分析を示します。主な用途として、このモデルを使用してTRAPPIST-1システムを研究し、惑星の内部構造と軌道進化に制約を課します。まず、300ksのニールゲールススイフト天文台のデータに基づいて、星TRAPPIST-1のUV連続体フラックス測定（$\sim1900$オングストロームを中心とする）のレポートを作成します。各惑星のXUV光解離から。X線検出から測定されたTRAPPIST-1のX線フレア光度は5.6$\times$10$^{-4}L_{*}$ですが、非フレア周期を含む全光束は6.1$\times$10$^{-5}L_{*}$、$L_{*}$はTRAPPIST-1のボロメータ光度。次に、大気の質量損失と潮汐の進化の両方を含むモデルを構築し、この結合された進化の間に惑星が現在の軌道要素を達成することを要求します。このモデルを使用して、各惑星の比率$Q'=3Q/2k_{2}$を制約します。最後に、仮想惑星シミュレータ\texttt{VPLanet}で実装された追加の数値モデルを使用して、派生したシステムパラメータを使用してこれらの惑星の海洋貯留を研究します。
星周円盤における惑星形成のシミュレーションに適用可能な2モーメント放射流体力学スキーム
| Title |
A_two-moment_radiation_hydrodynamics_scheme_applicable_to_simulations_of_planet_formation_in_circumstellar_disks |
| Authors |
Julio_David_Melon_Fuksman,_Hubert_Klahr,_Mario_Flock,_Andrea_Mignone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01785 |
自由に利用できるPLUTOコードのモジュールとして設計された放射流体力学の数値コードを示します。グレイ近似を採用し、M1クロージャーを放射フィールドに課すことにより、2モーメントアプローチに従って放射伝達を含めます。この閉鎖により、拡散と自由ストリーミングの両方の限界での放射輸送の説明が可能になり、原始惑星系円盤の降着惑星の近くで期待できる非常に異方性の放射輸送を説明できます。放射フィールドと物質フィールドの間のタイムスケールの不一致によって引き起こされる計算コストを削減するために、サブステップを使用して放射方程式を進化させ、それらの進化方程式をオペレーター分割の方法で個別に統合します。減光速度近似（RSLA）を採用することにより、コードの効率をさらに向上させます。輻射場の進化方程式の統合スキームは、輻射物質相互作用項が暗示的に積分され、フラックスがゴドゥノフ型ソルバーを介して積分される、暗黙-明示的スキームに依存しています。このモジュールは、直交座標、球座標、および円筒座標の1次元、2次元、および3次元の一般的な天体物理計算に適しており、回転フレームに実装できます。原始惑星系ディスクの物理プロセスの計算に対するRSLAの適用性に特に注意を払いながら、さまざまな数値ベンチマークでアルゴリズムのパフォーマンスを示します。ディスク内の垂直対流の2Dシミュレーションと、惑星のコアによるガス降着の3Dシミュレーションを示します。これらは、2モーメントアプローチで解決される最初の種類です。
柔軟な放射伝達モジュールを使用して、K2-18bの広範囲の大気シナリオを一貫してシミュレーション
| Title |
Consistently_Simulating_a_Wide_Range_of_Atmospheric_Scenarios_for_K2-18b_with_a_Flexible_Radiative_Transfer_Module |
| Authors |
M._Scheucher,_F._Wunderlich,_J.L._Grenfell,_M._Godolt,_F._Schreier,_D._Kappel,_R._Haus,_K._Herbst_and_H._Rauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02114 |
小さな、潜在的に岩が多い太陽系外惑星の大気は、組成と質量の多様な範囲をカバーすることが期待されています。したがって、そのようなオブジェクトを研究するには、柔軟で幅広いモデリング機能が必要です。この作業では、柔軟な放射伝達モジュールREDFOXにつながる重要な開発手順を紹介し、太陽系惑星の地球、金星、火星、および蒸気雰囲気のREDFOXを検証します。REDFOXは、放射伝達の$\delta$-two-stream近似で使用される不透明度の計算にランダムオーバーラップ法を使用した相関kアプローチを使用するk分布モデルです。レイリー散乱、UV/可視断面積、および連続体からの不透明度の寄与を選択的に追加できます。新しいモデルの改善された機能を使用して、K2-18bのさまざまな大気のシナリオを計算します。最近観測されたH$_2$Oスペクトルの特徴。地球のように、金星のように、また異なる太陽金属のH$_2$-He一次大気をモデル化し、観測されたデータと比較して、結果の気候とスペクトル特性を示します。K2-18bにはH$_2$-He雰囲気があり、H$_2$OとCH$_4$の量が限られていることが示唆されました。結果は、K2-18bが直接貯水池を大気にさらしている可能性をサポートしていません。これにより、大気スケールの高さが減少し、観測値と一致しないスペクトルフィーチャの振幅も減少します。また、H$_2$-He大気のテストを太陽の金属性の50倍まで行いました。これらはすべて観測と互換性があります。
ARES I：WASP-76 b、2つのHSTスペクトルの物語
| Title |
ARES_I:_WASP-76_b,_A_Tale_of_Two_HST_Spectra |
| Authors |
Billy_Edwards,_Quentin_Changeat,_Robin_Baeyens,_Angelos_Tsiaras,_Ahmed_Al-Refaie,_Jake_Taylor,_Kai_Hou_Yip,_Michelle_Fabienne_Bieger,_Doriann_Blain,_Amelie_Gressier,_Gloria_Guilluy,_Adam_Yassin_Jaziri,_Flavien_Kiefer,_Darius_Modirrousta-Galian,_Mario_Morvan,_Lorenzo_V._Mugnai,_William_Pluriel,_Mathilde_Poveda,_Nour_Skaf,_Niall_Whiteford,_Sam_Wright,_Tiziano_Zingales,_Benjamin_Charnay,_Pierre_Drossart,_Jeremy_Leconte,_Olivia_Venot,_Ingo_Waldmann,_Jean-Philippe_Beaulieu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02374 |
ハッブル宇宙望遠鏡の広視野カメラ3（WFC3）のG141グリズムで観測された超高温木星WASP-76bの透過および発光スペクトルを分析します。公開されている分析スイートTauRex3を使用して完全なベイジアン検索を実行する前に、オープンソースソフトウェアIraclisを使用して各観測の生データを削減し、フィッティングします。WASP-76bのWFC3透過スペクトルに関する以前の研究では、酸化チタンのヒントが見つかりましたTiO）と酸化バナジウム（VO）または非灰色の雲。WASP-76のより暗い恒星の仲間を考慮して、このデータを再分析し、この背景の星の影響を取り除くとスペクトルの勾配が変化し、これらの目に見える吸収体が検出されなくなり、非灰色の必要がなくなることを示しますデータを適切に適合させるが、以前に見られた強い水機能を維持するクラウドモデル。ただし、発光スペクトルの分析では、かなりの量の水とともに、TiOと大気の熱反転の存在が示唆されています。ホスト星の明るさと大気の特徴の大きさを考えると、WASP-76bはHSTまたは将来の施設でさらに特性評価を行うための優れたターゲットであり、大気の性質をよりよく理解し、TiOの存在を確認し、他の光吸収体を検索します。
銀河のふくらみからのバイナリの破壊からのM-$ \ sigma $関係
よく知られている$M_{\bullet}-\sigma$関係の新しい説明を示します。$\sim100$倍の超大質量ブラックホール（SMBH）の質量を含む球内のカオス軌道を持つ3軸ポテンシャルバイナリでは、SMBHによって潮汐的に破壊される有限の確率があります。その結果、1つのコンポーネントがエネルギーを失い、それ自体が潮のようにバラバラになり、SMBHに付着する可能性があります。さらに重要なのは、エネルギーを得た他のコンポーネントがふくらみに戻り、その過剰なエネルギーを環境と平衡化させ、それによって運動温度、したがって速度分散を変化させることです。数学的モデルを開発し、その結果が観測された関係と一致していることを確認します。
高解像度の3D放射伝達モデリングIV。 NGC 1068のAGN駆動のダスト加熱
| Title |
High-resolution,_3D_radiative_transfer_modelling_IV._AGN-powered_dust_heating_in_NGC_1068 |
| Authors |
S._Viaene,_A._Nersesian,_J._Fritz,_S._Verstocken,_M._Baes,_S._Bianchi,_V._Casasola,_L._Cassar\`a,_C._Clark,_J._Davies,_I._De_Looze,_P._De_Vis,_W._Dobbels,_M._Galametz,_F._Galliano,_A._Jones,_S._Madden,_A._Mosenkov,_A._Trcka,_E._M._Xilouris,_and_N._Ysard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01720 |
宇宙全体の星形成とISM質量の重要な診断であるダスト放出は、進行中の星形成に関係のない情報源から供給されます。DustPediaプロジェクトの枠組みの中で、進行中の星形成の放射を古い恒星の個体群の放射から分解することに着手しました。これは、正面向きの渦巻銀河の詳細な3D放射伝達シミュレーションによって行われます。この特定の研究では、アクティブな銀河核（AGN）を含むNGC1068に焦点を当てます。AGN（トーラスを超える）による拡散ダスト加熱の影響は、これまでクエーサーについてのみ調査されていました。この追加のダスト加熱源は、古典的な銀河モデリングツールが物性の導出に依存している広帯域フラックスをさらに汚染します。NGC1068の観測に現実的なモデルを適合させ、いくつかのダスト加熱源の寄与を定量化することを目指しています。私たちのモデルは、銀河の全球スペクトルエネルギー分布を再現できます。解像された光学画像と赤外線画像にかなりよく一致しますが、UVとサブmmは異なります。広帯域フラックスに対するAGN汚染の強い波長依存性を発見しました。それは、MIRでピークに達し、FIRで減少しますが、サブミリメートル波長で再び上昇します。各3Dダストセル内のダスト加熱源の寄与を定量化し、星形成コンポーネントの中央値83％を見つけます。AGNの寄与は、ディスクのパーセンテージレベルで測定できますが、内側の数100pcで急速に増加し、ピークは90％を超えます。AGNがトーラスを超えて拡散ダストを加熱する現象が、近くの星形成銀河で定量化されるのはこれが初めてです。NGC1068には弱いAGNしか含まれていません。つまり、この効果はより明るいAGNを持つ銀河でより強くなる可能性があります。これは、このようなシステムの派生星形成率とISM質量に大きな影響を与える可能性があります。
宇宙流体力学シミュレーションにおける巨大な円盤銀河は暗黒物質が支配的すぎる
| Title |
Massive_disc_galaxies_in_cosmological_hydrodynamical_simulations_are_too_dark_matter-dominated |
| Authors |
A._Marasco,_L._Posti,_K._Oman,_B._Famaey,_G._Cresci_and_F._Fraternali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01724 |
宇宙の流体力学的シミュレーションEAGLEとIllustrisTNGから大規模な（Mstar/Msun>5e10）円盤銀河の円盤ハロー接続を調査し、SpitzerPhotometryとAccurateから近くの大規模な螺旋のHI回転曲線の研究から推測されたものと比較します。回転曲線（SPARC）データセット。シミュレートされたディスクと観測されたディスクの間の不一致は、グローバルスケールとローカルスケールの両方で発生することがわかります。全体的に、シミュレートされたディスクは、観測されたデータセットの回転曲線分析から導き出されたものよりも〜4（EAGLEの場合）および〜2（IllustrisTNGの場合）大きいハローに生息しています。また、シミュレーションされたディスクの合成回転曲線を使用して、回転曲線からのハロー質量の回復が系統的に偏っていないことを示します。シミュレーションは、すべての半径で実際の銀河よりも1.5〜2倍小さい恒星対全囲まれた質量比を持つ暗黒物質が支配的なシステムを予測することを発見しました。これは、大規模なディスクをホストするシミュレートされたハローが、バリオンを星に変換するのに非効率的であったことを示しています。
巨大なLy $ \ alpha $星雲のMUSE観測による赤方偏移z $ \ sim $ 3でのAGN統合モデルの調査
| Title |
Probing_the_AGN_Unification_Model_at_redshift_z_$\sim$_3_with_MUSE_observations_of_giant_Ly$\alpha$_nebulae |
| Authors |
J._S._den_Brok,_S._Cantalupo,_R._Mackenzie,_R._A._Marino,_G._Pezzulli,_J._Matthee,_S._D._Johnson,_M._Krumpe,_T._Urrutia,_W._Kollatschny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01732 |
古典的な活動銀河核（AGN）統合モデルの予測は、AGNタイプに応じて方向が異なるイオン化コーンの存在です。このモデルの確認は現在のところ存在しますが、初期の宇宙ではそれほど明確ではありません。ここでは、赤方偏移z$\sim$3でのAGNの周りの巨大なLy$\alpha$星雲の形態を使用して、AGN放出をプローブし、この赤方偏移でのAGN統合モデルの有効性を調べます。タイプIのAGNの周りで以前に見つかった19星雲の空間形態を、タイプIIのAGNの周りで検出された4つのLy$\alpha$星雲の新しいサンプルと比較します。2つの独立した手法を使用すると、タイプIIAGNの周りの星雲はタイプIの周りよりも非対称であり、少なくとも電離源からの半径距離$r>30$〜物理的kpc（pkpc）にあることがわかります。サンプルのタイプIおよびタイプIIのAGNは、周囲のさまざまな電離ジオメトリの証拠を示していると結論付けます。これは、古典的なAGN統合モデルが高赤方偏移源にも有効であることを示唆しています。最後に、内部の非対称性の欠如（r$\lesssim$30pkpc）およびこれらの領域でのHeIIとLy$\alpha$の比率の関連する高い値が、（ハード）電離放射線の発生源の追加を示す方法について説明しますAGNホスト銀河内または近傍。この研究は、巨大なLy$\alpha$星雲の形態が核周縁スケールでの高赤方偏移AGNの幾何学を理解および研究するために使用でき、はるかに大きな統計サンプルを使用した将来の研究の基礎を築くことを示しています。
ALMACAL VII：650 $ \ mu $ mでの最初の干渉数カウント
| Title |
ALMACAL_VII:_First_Interferometric_Number_Counts_at_650_$\mu$m |
| Authors |
A._Klitsch,_M._A._Zwaan,_Ian_Smail,_C._Peroux,_A._D._Biggs,_Chian-Chou_Chen,_R._J._Ivison,_G._Popping,_C._Lagos,_M._Bethermin,_A._M._Swinbank,_A._Hamanowicz,_R._Dutta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01733 |
宇宙の遠赤外線バックグラウンド（CIB）の測定は、宇宙での星の形成やブラックホールの降着など、多くの銀河系外の現象からの放出がダストによって不明瞭になる可能性があることを示しています。この活動が行われている銀河の母集団を研究するためにCIBを解決することは、サブミリメートルの天文学の主要な目標です。ここでは、干渉計650$\mu$mのサブミリメートル数を示します。ALMACAL調査からのバンド8データを使用して、合計5.5〜arcmin$^2$の領域をカバーする81のALMAキャリブレーターフィールドを一緒に分析しました。これらのフィールドの典型的な中心rmsは$\sim100\mu$Jy〜beam$^{-1}$であり、最も深いマップは$\sigma=47\mu$Jy〜beam$^{-1}$に達しています-arcsec解像度。ALMACALの多波長カバレッジにより、キャリブレーターに関連するジェットからの汚染を排除できます。ただし、ジェットやレンズによる残留汚染は依然として可能です。$4.5\sigma$のS/N比のしきい値を使用すると、21のダスト状の星形成銀河が見つかり、650$\mu$mの磁束密度は$\geq0.7$mJyです。検出限界では、650\\mu$mでCIBの$\simeq100$パーセントを解決します。これは、同様の波長での低解像度の研究と比較して大幅な改善です。したがって、650ミクロンでEBLに寄与するすべてのソースを特定し、フラックス0.7<mJyのオブジェクトからの寄与が小さくなると予測しました。
Lyman Continuum LeakersとReionization-Epoch Analogueを識別する新しい方法
| Title |
New_Methods_for_Identifying_Lyman_Continuum_Leakers_and_Reionization-Epoch_Analogues |
| Authors |
Harley_Katz,_Dominika_\v{D}urov\v{c}\'ikov\'a,_Taysun_Kimm,_Joki_Rosdahl,_Jeremy_Blaizot,_Martin_G._Haehnelt,_Julien_Devriendt,_Adrianne_Slyz,_Richard_Ellis,_and_Nicolas_Laporte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01734 |
LymanContinuum放射を放出する低赤方偏移銀河（LyCリーカー）を特定することは、再イオン化の時代の銀河形成を研究する主要な間接的方法の1つです。しかし、そのようなシステムを特定するのが困難であることが判明しただけでなく、低赤方偏移のLyC漏洩者が宇宙を再イオン化した情報源の真の「アナログ」であるかどうかも不確実なままです。ここでは、高解像度宇宙放射線流体力学シミュレーションを使用して、再イオン化の時代のシミュレートされた銀河が、$z\sim3$および$z\sim0$で観測されたLyCリーカーと同様の輝線特性を共有するかどうかを調べます。高いLyCエスケープ率（$f_{\rmesc}$）を持つシミュレートされた銀河は、高いO32を示し、R23-O32プレーンの$z\sim3$LyCリーカーと同じ領域を占めていることがわかります。ただし、O32-$f_{\rmesc}$平面上の銀河が存在する場所に、視野角、金属性、および電離パラメーターがすべて影響を与える可能性があることを示しています。輝線診断とそれらが$f_{\rmesc}$とどのように相関するかに基づいて、$z\sim3$にある低金属のLyCリーカーは、再電離時代の銀河の良い類似物であるように見えます。対照的に、[SII]欠損に基づいて赤方偏移が少ない銀河を特定しても、真の類似体は生成されないようです。シミュレートされた銀河を使用して複数の新しい診断を開発し、IRおよび星雲輝線を使用してLyC漏洩者を特定します。[CII]$_{\rm158\mum}$と[OIII]$_{\rm88\mum}$のみを使用したモデルは、ローカルの小人銀河調査の非漏出者からの潜在的な漏出者を識別できることを示しています。最後に、この診断を既知の高赤方偏移銀河に適用し、$z=9.1$のMACS1149\_JD1が宇宙の再イオン化に積極的に寄与している可能性が最も高い銀河であることを見つけます。
Redshift $ z \ sim 0.5 $での大規模な銀河の星形成
| Title |
Star_Formation_in_Massive_Galaxies_at_Redshift_$z_\sim_0.5$ |
| Authors |
Kun_Xu_(1),_Chengze_Liu_(1),_Yipeng_Jing_(1,_2),_Yunchong_Wang_(3,4),_Shengdong_Lu_(5)_((1)_SJTU,_(2)_TDLI,_(3)_Stanford,_(4)_Tsinghua,_(5)_NAOC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01738 |
活発な銀河核フィードバックのために、大規模な銀河がその星形成を消したと考えられています。しかし、最近の研究では、いくつかの巨大銀河がまだ星を形成していることが示されています。$u-z$カラー画像を使用して、赤方偏移$z_r=0.5$付近で10$^{11.3}$M$_{\odot}$より大きい恒星質量の銀河の星形成領域の形態を分析します。巨大な銀河の約$20\％$は星形成（SF）銀河であり、それらのほとんど（$\sim85\％$）は最近の合併によって引き起こされた非対称構造を持っています。さらに、これらの非対称銀河の場合、青い銀河ほどSF領域の非対称性が大きくなることがわかります。Illustrisシミュレーションを使用すると、非対称パラメーターと色の間に観測された関係を定性的に再現できます。さらに、シミュレーションでマージツリーを使用すると、$z_r=0.5$の主分岐銀河の色と、最近形成された銀河の星形成率（SFR）の合計との相関がわかります。これは、星形成を意味します。降着した銀河の数は、観測された大規模な（ホスト）銀河の星形成（exsitu星形成）に貢献しています。さらに、観測されたサンプルでは、巨大な青い円盤の候補である2つの青い対称銀河が見つかりました。これは、約$\sim10\％$の巨大なSF銀河が、円盤星形成の通常モードで星を形成していることを示しています（insitu星の形成）。シミュレーションにより、$z_r\約0.5$の円盤銀河は、過去4.3年間にいくつかの主要な合併を経験していたはずであることがわかります。
MOSDEF調査：金属性によるダスト減衰曲線の変動
| Title |
The_MOSDEF_Survey:_the_Variation_of_the_Dust_Attenuation_Curve_with_Metallicity |
| Authors |
Irene_Shivaei,_Naveen_Reddy,_George_Rieke,_Alice_Shapley,_Mariska_Kriek,_Andrew_Battisti,_Bahram_Mobasher,_Ryan_Sanders,_Tara_Fetherolf,_Mojegan_Azadi,_Alison_L._Coil,_William_R._Freeman,_Laura_de_Groot,_Gene_Leung,_Sedona_H._Price,_Brian_Siana,_Tom_Zick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01742 |
H$\alpha$を使用したMOSFIREディープエボリューションフィールド（MOSDEF）調査からの218銀河のサンプルを使用して、気相金属性の関数としてz=1.4-2.6における銀河のUV光学恒星ダスト減衰曲線を導出します。H$\beta$、および[NII]$\lambda6585$分光測定。Balmerデクリメント、つまりH$\alpha$-to-H$\beta$明度を使用して、ダストの覆い隠しのビンに分類された銀河の平均フラックス密度を比較することにより、減衰曲線の形状を制約します。高金属性サンプルの平均減衰曲線（$12+\log（{\rmO/H}）>8.5$、$M_*\gtrsim10^{10.4}\、M_{\odot}$に対応）には、カルゼッティのローカルスターバースト曲線と同一の浅い勾配、および天の川バンプの強度の$\sim0.5\times$である重要なUV2175A消光バンプ。一方、低金属サンプルの平均減衰曲線（$12+\log（{\rmO/H}）\sim8.2-8.5$）は、SMC曲線と同様の急勾配の勾配を持っていますが、一貫していますCalzettiスロープは$3\sigma$レベルです。低金属性曲線ではUVバンプは検出されません。これは、低金属性でバンプを引き起こしている小さなダスト粒子の相対的な欠如を示しています。さらに、平均して星雲の赤化（$E（BV）$）は、金属性の低い銀河の恒星連続体の係数の2倍の大きさですが、星雲の赤化と星状の赤化は、金属性の高い銀河の場合と似ています。。この結果は、高金属銀河の連続体と輝線の両方の光子を支配しているほこりっぽい恒星の集団が原因である可能性が高く、ほこり隠された領域の割合が大きくなっています。
紫外線での星形成
JWSTの打ち上げと超大型望遠鏡の今後の設置により、私たちの宇宙の最初の銀河がついに明らかにされます。それらの光は、電磁スペクトルの紫外（UV）部分でピークを迎える巨大な星によって支配されます。星の形成は私たちの宇宙の進化の主要な推進力です。1000万年以内の若い年齢では、高質量星と低質量星の両方が複雑なUV放射プロセスを生成しますが、これはあまり理解されていませんが、高い赤方偏移ライン放射の解釈には不可欠です。これらの理由により、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）は、1000軌道を使って、若い標準のUVレガシーライブラリーを必須標準（ULLYSES）として取得します。この概要の目的は、30のような数百の大規模で非常に大規模な星（VMS）を含む巨大な星形成複合体から、ローカル（100パーセク以内）の星形成からのUV放出プロセスを駆動する基本的な物理的原理を概説することです。隣接するマゼラン雲（わずか50kpcの距離）にあるドラダス（タランチュラ星雲）から、遠く離れた銀河、そして宇宙再イオン化の時代へ。
遠宇宙における恒星個体群合成の応用
人工銀河モデルとの比較は、天体物理学的恒星集団で取得できる不完全で低S/Nのデータを、その組成、物理的特性、履歴、内部条件を説明する物理的解釈に変換するために不可欠です。特に、これは遠い銀河に当てはまります。その銀河の未解決の光は、それらの形成と進化の手がかり、およびそれらのより広い環境への影響の手がかりを埋め込みます。現在、恒星の人口合成モデルがすべての赤方偏移での分析の基礎として使用されていますが、問題がないわけではありません。ここでは、遠い宇宙のアプリケーションに焦点を当てて、恒星の人口合成モデルの使用を確認します。
ハッブル宇宙望遠鏡で観測された紫外における大規模な星形成
紫外における大規模な星形成の分光観測とそれらの解釈がレビューされています。簡単な歴史的回顧の後、2つのよく研究された解決済み星団とその周辺のHII領域が導入されます。大マゼラン雲のNGC2070とM33のNGC604です。これらの領域は、個々の星に分解できなくなった、より遠いクラスターの研究のためのトレーニングセットとして機能します。ローカルグループを超えて近くの宇宙の星形成銀河で最近形成された星団と拡張領域の観測結果が表示されます。彼らの解釈は、スペクトル合成モデルに依存しています。そのようなモデルの成功と失敗が議論され、将来の方向性が強調されています。青色のコンパクト銀河IIZw40の異常な星団と巨大HII領域のケーススタディを紹介します。このレビューは、2つのハッブル宇宙望遠鏡プログラムのプレビューで終わります。CLASSY、星形成銀河における巨大な星団の研究。
動的な時計を分解する：ファットテールの動的なキックは、青いストラグラー星の二峰性を形成します
| Title |
Taking_apart_the_dynamical_clock:_Fat-tailed_dynamical_kicks_shape_the_blue-straggler_star_bimodality |
| Authors |
Mario_Pasquato,_Pierfrancesco_Di_Cintio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01843 |
球状星団では、青いストラグラー星は平均的な星よりも重いため、動的摩擦が強く影響します。基準母集団に正規化されたBSSの動径分布は、銀河GCの一部で二峰性に見え、コアに密度ピーク、中間半径に回避の顕著なゾーン、そして郊外にまた密度が高くなっています。回避ゾーンは、ホストクラスターがリラックスしているほど大きな半径に位置し、一種の動的クロックとして機能しているように見えます。新しい方法を使用して、動的摩擦と拡散の下でのBSS動径分布の進化を計算します。動的摩擦に加えてランダム変動力の下で平均クラスターポテンシャルでBSSを進化させ、マンネラ準シンプレクティックスキームでランジュバン方程式を解きます。これは、直接のN体コードよりもはるかに高速でシンプルな新しいシミュレーション方法ですが、主な機能は保持されます。時間の関数として、基準母集団に正規化された最初は分離されていないBSSの動径分布を計算します。回避ゾーンに対応する最小値の進化を追跡します。ガウス分布から抽出されたキックの下での進化を、ホルツマーク分布を使用して得られたものと比較します。後者は、近い重力遭遇の影響を正しくモデル化する太い尾の分布です。Holtsmark分布を使用した場合にのみ、観測に基づいて予想されるように、回避ゾーンが時間の経過とともに外側に移動することがわかります。したがって、システムのダイナミクスを再現するには、近い遭遇の正しい表現が重要です。動的クロックインジケーターが動的摩擦と動的エンカウンターによって供給される効果的な拡散の両方に依存する方法を示した以前の結果を確認して拡張します。
ペルセウス座クラスターの中心にある瞳で見つかった穏やかなガス運動の意味
| Title |
Implications_of_the_mild_gas_motion_found_with_Hitomi_in_the_core_of_the_Perseus_cluster |
| Authors |
Liyi_Gu,_Kazuo_Makishima,_Ryoji_Matsumoto,_Kazuhiro_Nakazawa,_Kazuhiro_Shimasaku,_Naohisa_Inada,_Tadayuki_Kodama,_Haiguang_Xu,_and_Madoka_Kawaharada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01883 |
主にX線観測に基づいて、銀河団の銀河団内媒質（ICM）とそれらの銀河との相互作用に関する研究が行われています。（磁気）流体力学的および重力チャネルを通じて、移動している銀河はICMをそれらの周りに引きずり、宇宙の時間スケールでそれらの力学的エネルギーの一部をICMに転送することが期待されています。この仮説は、z〜1からz〜0の赤方偏移で見られる、銀河のクラスター中心への宇宙論的落下の可能性を含む、いくつかの観測と一致しています。さらに、銀河によって失われたエネルギーが最初にICM乱流に変換されてから散逸すると仮定すると、この画像は、Perseusクラスターのコア領域でHitomiを使用して測定された亜音速および均一ICM乱流を説明できます。このシナリオでは、銀河団に関する他のいくつかの未解決の問題についても説明します。これには、ICMが予想される放射冷却を妨げる原因、近くのクラスターのさまざまな質量成分が異なる放射状分布をどのように達成したか、高温と低温の間で熱安定性がどのように実現されるかなどが含まれます。cD銀河の周りに共存するICMコンポーネント。この見方はまた、環境への影響を含む銀河進化の一般的なシナリオに関係すると考えられています。
オリオンフィンガーの形成
「オリオンフィンガー」は、数十のボウショックのシステムであり、ショックの翼は、いくつかの巨大な星の動的に崩壊するシステムを中心とする共通の起源システムを指しています。ショックヘッドは300〜400km/sまでの速度で伝播しますが、ショックを導く「弾丸」の形成と物理的特性は不明です。ここでは、「弾丸」とその結果のボウショック（「指」）の形成に関する2つの可能なシナリオを要約します。最初のシナリオでは、弾丸は自己重力のある木星の質量の物体であり、急速に形成された後、巨大な星とその円盤の強い動的相互作用の間に放出されました。このシナリオは、弾丸の流出と大規模な星の動的相互作用について同様のタイムスケールを自然に説明しますが、弾丸の観測された高速を説明するのは困難です。2番目のシナリオでは、弾丸は巨大な赤外線駆動風の流体力学的不安定性を介して形成され、自然に高速と流出の形態を説明しますが、弾丸は自己重力である必要はありません。オリオンフィンガーを作成したプロセスは、この特定の星形成領域に固有のものではない可能性が高く、自由に浮遊する高速のコアのない惑星をもたらす可能性があります。
| Title |
Examining_supernova_events_in_Type_1_active_galactic_nuclei |
| Authors |
Beatriz_Villarroel,_I\~nigo_Imaz,_Elisabeta_Lusso,_S\'ebastien_Comer\'on,_M._Almudena_Prieto,_Paola_Marziani,_Lars_Mattsson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02052 |
タイプ1のAGNにおける中間パロマー過渡工場超新星（SNe）の統計的研究は、タイプ2のAGNホストに関して、タイプ1のAGNホスト銀河の周りの超新星の大きな欠損を示しています。この作業の目的は、特定の種類のSNをホストするためにタイプ1AGNが優先されるかどうかをテストすることです。SN発生とそのタイプ（熱核対コア崩壊）の分析を通じて、SNイベントを生成する星のタイプを直接リンクできるため、これはタイプ1AGNのホスト銀河を研究する間接的な方法です。ホスト銀河であるSNeの検出率を調べ、サンプルの特性をOpenSupernovaCatalog（OSC;Guillochonetal。2017）の典型的なホスト銀河と比較します。AGNサンプルのホスト銀河の大部分は後期型であり、OSC内でSNをホストする典型的な銀河と同様です。他のSNホスト銀河と比較してタイプ1のAGNにおけるSNeの全体的な検出率を確実に評価することはできませんが、調査結果はタイプ1のAGN近くのSNeの欠乏を支持しています。タイプ1AGNの熱核対コア崩壊SNeの検出率は等しいと言えます。ただし、安全でないAGN分類を使用したタイプ1AGNのコア崩壊超新星の検出率が高くなる可能性があることに注意してください。
大きなPAHカチオンのVUVイオン化の天体化学的関連性
| Title |
Astrochemical_relevance_of_VUV_ionization_of_large_PAH_cations |
| Authors |
Gabi_Wenzel_(IRAP),_Christine_Joblin_(IRAP),_Alexandre_Giuliani_(SSOLEIL),_Sarah_Rodriguez_Castillo_(IRAP),_Giacomo_Mulas_(OAC,_IRAP),_Mingchao_Ji_(IRAP),_Hassan_Sabbah_(IRAP),_Sabela_Quiroga_(USC_),_Diego_Pe\~na_(USC_),_Laurent_Nahon_(SSOLEIL) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02103 |
星間塵の一部として、多環芳香族炭化水素（PAH）は、高温の若い星が放出する真空紫外（VUV）光子との相互作用によって処理されます。この相互作用により、よく知られている芳香族赤外バンドだけでなく、星間ガスの加熱に大きく寄与する可能性のある電子も放出されます。カチオン性PAHの光イオン化特性に対する分子サイズの影響を調査することを目的としています。シンクロトロンSOLEILのDESIRSビームラインから、9〜20eVの範囲のVUV光子に30〜48炭素原子のサイズのPAH陽イオンを照射しました。ジカチオンおよびフラグメントカチオンを含むすべての結果の光生成物は、質量分析され、光子エネルギーの関数として記録されました。光イオン化は、より小さなPAHに関する以前の研究とは異なり、すべてのエネルギーでの解離よりも優勢であることがわかります。研究された最大のPAHの光イオン化分岐比は20eVで0.98に達します。サイズによるイオン化ポテンシャルの進化と一致して、光イオン化しきい値は9.1〜10.2eVの間であることが観察されています。イオン化断面積は間接的に取得され、光イオン化収量は、時間依存密度汎関数理論を使用して計算された理論的な光吸収断面積との比率から抽出されました。所定の分子サイズでこの収率を計算するために分析関数が導出されました。大きなPAHカチオンはHI領域で効率的にイオン化され、光電効果によるガスの加熱に寄与します。私たちの仕事は、これらのポイントを定量化するために天文学モデルで使用されるレシピを提供します。
強くレンズ化された超新星、重力波、キロ新星を特定するためのクラスター監視リストの構築について
| Title |
On_building_a_cluster_watch-list_for_identifying_strongly_lensed_supernovae,_gravitational_waves_and_kilonovae |
| Authors |
Dan_Ryczanowski,_Graham_P._Smith,_Matteo_Bianconi,_Richard_Massey,_Andrew_Robertson,_Mathilde_Jauzac |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02296 |
2020年代に強いレンズの超新星、重力波、およびキロノバを発見することを動機として、観測されたクラスターの特性（すなわち、レンズ面の選択）に基づいてクラスターのウォッチリストを構築するか、強いレンズの背景銀河の検出可能性に基づいて調査するかを調査します。（すなわち、ソースプレーンの選択）。最初に、我々は、銀河に存在する高赤方偏移の一過性前駆細胞の割合を推定します。これらは、それ自体が非常に弱く、レンズが強いとして検出されません。一時的な前駆細胞の$\sim15-50$パーセントが$z=1-2$銀河に存在し、暗黒エネルギー調査などの${\rmAB}\simeq23$に達する調査では検出されないことがわかります。これは、LSSTの初期のデータリリース（${\rmAB}\simeq25$）によって調査される深度で$\ls10$パーセントに落ちます。第二に、そのような画像のかすれのために、多重画像化された銀河と巨大アークのマグニチュード制限された検索では見逃される強いレンズ効果クラスターの割合の控えめな下限を推定します。DESのような調査では、$10^{15}$M$_\odot$の強力なレンズクラスターの$\sim75$パーセントを逃し、$10^{14}$M$_の$\sim100$パーセントに上昇することがわかりました\odot$クラスター。LSSTなどの詳細な調査では、$\sim40$パーセントが$10^{15}$M$_\odot$で見逃され、$\sim95$パーセントが$10^{14}$M$_\odot$で見落とされます。私たちの結果は、レンズ面の選択によって検出されたものを含む、強くレンズ化された過渡現象のクラスター監視リストを構築する動機を与えています。
逆回転する恒星円盤の形成への水素原子の手がかり
| Title |
Atomic_Hydrogen_Clues_to_the_Formation_of_Counterrotating_Stellar_Discs |
| Authors |
Lisa_M_Young,_Davor_Krajnovi\'c,_Pierre-Alain_Duc,_and_Paolo_Serra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02355 |
Atlas3Dサンプルからの6つの二重円盤星状回転子（"2$\sigma$"）銀河の干渉HI観測を示します。HIエミッションでは3つが検出されます。これらの2つは新しい検出です。NGC7710はやや非対称のHIディスクを示し、PGC056772の原子ガスは中心にピークがあり、回転方向を特定するには分解能が不十分です。この研究で最も有益なシステムであるIC0719は、直径43kpcの拡張された強く反りのあるディスクを示し、かすかな尾がその隣接するIC0718に向かって伸びています。不整合な逆行性軌道へのガス（IC0719の主恒星本体に関して）。動的な時間スケールが短い内部では、HIは赤道面に落ち着き、逆行性の二次星円盤を形成しています。これは、逆円盤ガスの降着により二重円盤恒星回転子が形成される可能性があるという最初の直接的な証拠です。ただし、$2\sigma$銀河の形成の支配的な形成経路はまだ不明です。Atlas3Dサンプルは、逆行降着シナリオのいくつかのケースと、異常にうまく調整された合併に基づくシナリオがより可能性が高いいくつかのケースを示しています。
VIPERS銀河に隠されたあいまいなAGN集団：スペクトルエネルギー分布分解による識別
| Title |
An_obscured_AGN_population_hidden_in_the_VIPERS_galaxies:_identification_through_spectral_energy_distribution_decomposition |
| Authors |
E._Pouliasis,_G._Mountrichas,_I._Georgantopoulos,_A._Ruiz,_M._Yang_and_A._Z._Bonanos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02361 |
X線放射の検出は、最も強く吸収されたAGNに偏っている可能性がありますが、アクティブ銀河核（AGN）を選択するための信頼性が高く効率的なツールです。単純な中赤外域の広帯域選択基準は、多数の発光および吸収されたAGNを識別しますが、やはりホスト汚染は、不均一で不完全なサンプルにつながる可能性があります。スペクトルエネルギー分布（SED）分解は、AGNからの放出と星形成領域からの放出を切り離すことができ、より弱いAGNコンポーネントを明らかにします。SEDモデリングを通じて、CFHTLSW1フィールドのVIPERS調査で不明瞭なAGN人口を特定することを目指しています。ベイジアンアプローチを使用して、6,860個のソースのSEDを構築し、高信頼レベルで160個のAGNを識別します。光学分光法を使用して、AGNの約85％の性質を確認します。私たちのAGNサンプルは、中赤外域の色を選択したAGNに比べて非常に完全（〜92％）であり、光度が低い銀河が支配するシステムが多数含まれています。X線放射の欠如（80％）に加えて、SEDフィッティングの結果は、線源の大部分が不明瞭であることを示唆しています。私たちは、これらの結果を検証するために、光学、赤外線、X線の領域で多くの診断基準を使用しています。興味深いことに、最も明るい中赤外域で選択されたAGNの35％だけが強力な吸収を示唆するX線対応物を持っています。私たちの仕事は、SED分解技術を使用してタイプIIAGNの母集団を選択することの重要性を強調しています。
| Title |
Distinguishing_double_neutron_star_from_neutron_star-black_hole_binary_populations_with_gravitational_wave_observations |
| Authors |
Margherita_Fasano,_Kaze_W.K._Wong,_Andrea_Maselli,_Emanuele_Berti,_Valeria_Ferrari_and_Bangalore_S._Sathyaprakash |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01726 |
2つの中性子星の融合による重力波は、伴星の1つがブラックホールである同等の質量の混合バイナリによって生成される重力波と簡単に区別できません。低質量のブラックホールは、2つの中性子星の合体の余波、大量の星の崩壊、原始宇宙の物質の高密度、または中性子星と暗黒物質の相互作用の結果として形成される可能性があるため、興味深いものです。。重力波は、いわゆる潮汐変形能パラメーターを介して中性子星の内部組成の痕跡を運びます。これは、恒星の状態方程式に依存し、ブラックホールの場合はゼロに等しくなります。ベイジアン推論と機械学習を活用した新しいデータ分析戦略を提示し、重力波観測から推定された潮汐変形可能性パラメーターの分布を使用して、混合バイナリ、したがって低質量ブラックホールを特定します。
Pan-STARRS1 COSMOS調査による孤立したGRB残光検索
| Title |
Orphan_GRB_afterglow_searches_with_the_Pan-STARRS1_COSMOS_survey |
| Authors |
Yun-Jing_Huang,_Yuji_Urata,_Kuiyun_Huang,_Kuei-sheng_Lee,_Meng-feng_Tsai,_Yuji_Shirasaki,_Marcin_Sawicki,_Stephane_Arnouts,_Thibaud_Moutard,_Wei-Hao_Wang,_Keiichi_Asada,_Sebastien_Foucaud,_Mark_E._Huber,_Richard_Wainscoat,_and_Kenneth_C._Chambers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01730 |
孤立したガンマ線バースト（GRB）残光の検索結果をPan-STARRS1（PS1）COSMOS調査で示します。GRBがコリメートされたジェットであることを示唆する広範な理論的および観察的証拠があります。孤立したGRB残光の直接観察は、このモデルをさらにサポートします。PS1調査をSubaru/Hyper-Suprime-Cam（HSC）調査と組み合わせることにより、最適な調査戦略が設計されます。PS1中深度調査（PS1/MDS）の調査フィールドの1つであるPS1COSMOS調査は、2011年12月から2014年1月までの7度$^2$のフィールドを検索し、極限等級R$\sim$23に到達します。PS1/MDSの密なリズムは、過渡現象を識別するために重要であり、HSC調査（R$\sim$26）によって到達される深いマグニチュードは、潜在的なGRBホストを評価するために重要です。一時的な分類方法を使用して、潜在的な孤立したGRB残光候補を選択します。過渡銀河とホスト銀河の特性を徹底的に分析した後、この調査フィールドには候補がないと結論付けました。ヌルの結果は、ジェット構造の考慮がさらに孤立したGRB残光調査に不可欠であることを意味します。
回転するブラックホールの周りの一般相対論的低角運動量付加に対する流れの厚さの影響
| Title |
Influence_of_flow_thickness_on_general_relativistic_low_angular_momentum_accretion_around_spinning_black_holes |
| Authors |
Pratik_Tarafdar,_Susovan_Maity,_Tapas_K._Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01746 |
カーブラックホールの周りの低角運動量の降着の一般的な相対論的、軸対称の流れは、流れが垂直方向（流れの赤道面に直交する方向）に沿って静水圧平衡で維持される特定の幾何学的構成を持ちます。このような降着モデルの流れの厚さは、ブラックホールの地平線から測定された局所的な半径距離の関数になります。文献には、そのような構成の流れの厚みに似た3つのタイプの関数が定義されています。古典的な熱力学におけるポリトロピックおよび等温状態方程式の両方によって特徴付けられる定常状態の天体物理的降着を支配する方程式を定式化します。3つの異なる厚さ関数のこのような幾何学的構成の枠組み内で方程式を解き、多重遷音速、衝撃、定常積分降着解を得ます。このようなソリューションにより、フローの厚さが、ショック後のフローのプロパティのブラックホールスピン角運動量への依存、つまりカーパラメータにどのように影響するかを調べることができます。温度保持スタンディングショックの場合、ディスクのショック後の部分が明るくなり、降着流体によって運ばれるかなりの量の重力エネルギーがショックで解放されることがあります。どの種類の厚さ関数が最大の解放エネルギーを生成するかを見つけ、ディスクを最も明るくします。
スーパーエディントン降着クエーサーの硬X線光子指数と降着率の関係について
| Title |
On_the_relation_between_hard_X-ray_photon_index_versus_Accretion_Rate_for_super-Eddington_accreting_quasars |
| Authors |
Jian_Huang,_Bin_Luo,_Chen_Hu,_Pu_Du,_Jian-Min_Wang,_Yi-Jia_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01749 |
超エディントン降着クエーサーの硬X線フォトンインデックス（${\Gamma}$）と降着率の相関がサブエディントン降着クエーサーの降着相関と異なるかどうかを調査します。スローンデジタルスカイサーベイデータリリース14のクエーサーカタログから、スーパーエディントンサブサンプルとしての38個のクエーサーとサブエディントンサブサンプルとしての75個のクエーサーを含む、113個の明るいクエーサーのサンプルを作成します。${\rmH\beta}$ラインに基づく単純なエポックビリアル質量式を使用してブラックホール質量を導出し、標準の薄いディスクモデルを使用して無次元降着率（$\dot{\mathscr{M}}$）をサンプルとして使用します。これらのクエーサーのX線データは、ChandraおよびXMM-Newtonアーカイブから収集されます。${\Gamma}$値を取得するために、単一のべき乗則モデルを使用して硬X線スペクトルを近似します。${\Gamma}$と$\dot{\mathscr{Mの間に統計的に有意な（$R_{\rmS}=0.43$、$p=7.75\times{10}^{-3}$）相関が見つかりました}}$はsuper-Eddingtonサブサンプル用です。サブエディントンサブサンプルの${\Gamma}$-$\dot{\mathscr{M}}$相関も重要ですが、弱いです（$R_{\rmS}=0.30$、$p=9.98\times{10}^{-3}$）。線形回帰分析は、${\rm\Gamma}=（0.34\pm0.11）{\rmlog}{\dot{\mathscr{M}}}+（1.71\pm0.17）$および${\rm\Gamma}=（0.09\pm0.04）{\rmlog}{\dot{\mathscr{M}}}+（1.93\pm0.04）$は、スーパーエディングトンサブサンプルとサブエディングトンサブサンプルのそれぞれです。2つのサブサンプルの${\Gamma}$-$\dot{\mathscr{M}}$相関は異なり、これら2つのタイプのシステムでは異なるディスク-コロナ接続が示唆されます。スーパーの厚いディスクからコンパクトコロナによって受信されたより大きなシード光子束を含む、スーパーエディントン領域におけるより急な${\Gamma}$-$\dot{\mathscr{M}}$相関の1つの定性的説明を提案します-エディントンがクエーサーを付加する。
新しい機会のためのガンマ線緊急アーカイバー（GUANO）：必要に応じてSwift /
BATイベントデータをダンプし、敏感なサブしきい値GRB検索を有効にします
| Title |
Gamma-ray_Urgent_Archiver_for_Novel_Opportunities_(GUANO):_Swift/BAT_event_data_dumps_on_demand_to_enable_sensitive_sub-threshold_GRB_searches |
| Authors |
Aaron_Tohuvavohu,_Jamie_A._Kennea,_James_DeLaunay,_David_M._Palmer,_S._Bradley_Cenko,_Scott_Barthelmy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01751 |
NeilGehrelsSwiftObservatoryの新機能を紹介します。他の機器によって検出されたトランジェントに応じて、バーストアラート望遠鏡（BAT）からのイベントデータをオンデマンドで提供します。これらのイベントデータは、テレメトリ負荷が大きいため継続的に利用できませんが、オンボードでトリガーされない弱いまたはサブスレッショルドのGRBを回復するために重要です。イベントデータを利用できることで、GRB170817に似たバーストの検出率と分単位のローカリゼーションが400％以上効果的に増加することを示しています。この科学を可能にするために構築された宇宙船指揮パイプラインの目的について説明します。私たちの知る限りでは、科学的な目的のための宇宙望遠鏡の最初の完全に自律的な超低遅延コマンド。このパイプラインは、2020年の初めから完全な形で正常に実行されており、現在までに700を超える外部トリガーイベント（GW、ニュートリノ、他の施設によってトリガーされるGRB、FRB）のBATイベントデータが回復し、現在は〜90％の成功率。結果のデータを使用して（1）最も敏感な（8シグマ）上限を$8.1\times10^{-8}$ergcm$^{-2}$s$^{に設定することにより、この新しい機能の有用性を例示しますモデル化されていないGWバースト候補S200114fの$\pm$15秒以内にプロンプト1秒の短いGRBのような放出で-1}$（14-195keV）。他の場所で発見されたGRBをローカライズするためにGUANOからのデータを使用すると、アーク分のローカライズされたGRBの正味率を年間10〜20％増加できることを示しています。このプロジェクト用に設計された新機能は、しきい値以下のGRBのより敏感な検索の科学的収量に加えて、Swiftのさらなる迅速な対応の機会目標機能を可能にし、将来の高速応答宇宙望遠鏡の設計に影響を与えます。
連星中性子星合体の視野角に対する残光制約とハッブル定数の決定
バイナリの重要な特性の1つは、その視野角（つまり、傾き）、$\theta_{\rmobs}$です。連星中性子星（BNS）の合併では、ハッブル定数$H_0$の測定で役割を果たすため、これは特に重要です。これらの合併が発射するジェットの開き角$\theta_j$も特に興味深いものです。最初のBNS合併GW170817が検出された後、残光の光度曲線を使用してこれらの角度を推定し、広範囲の値を見つける試みが数多く行われました。ここでは、残光の光度曲線に基づいて、比率$\theta_{\rmobs}/\theta_j$の簡単な式を示し、これが光度曲線のみから決定できる唯一の量であることを示しています。つまり、追加の情報なしに各角度を個別に決定することは不可能です。私たちの結果は、GW170817のさまざまな調査で見つかった値の不一致を説明しています。これらの調査は、主に、各調査で採用されたさまざまな事前計算に起因しています。$\theta_{\rmobs}$および$\theta_j$を推定するために使用できる追加情報の中で、最も有用なのは、残光画像の超光速運動のVLBI測定です。代替案は、残光性遷移から準相対論的フェーズへの移行の識別です。これらの観察は、残光が検出器のしきい値より大幅に明るい、小さな視野角で観察された合体でのみ可能です。これらの結果がGW観測を使用した$H_0$の測定値に与える影響について説明します。視野角は将来のBNS合併のごく一部でのみ測定されますが、これらのイベントのそれぞれにおける$H_0$の不確実性を大幅に、おそらく4〜5％のレベルに削減できることを示しています。この種の高精度測定を伴う少数の合併は、将来、この方法を使用して$H_0$が測定される精度を支配する可能性があります。
SN 2019ehk：発光X線放出と衝撃電離スペクトル機能を備えたダブルピークCaリッチ過渡
| Title |
SN_2019ehk:_A_Double-Peaked_Ca-rich_Transient_with_Luminous_X-ray_Emission_and_Shock-Ionized_Spectral_Features |
| Authors |
Wynn_V._Jacobson-Gal\'an,_Raffaella_Margutti,_Charles_D._Kilpatrick,_Daichi_Hiramatsu,_Hagai_Perets,_David_Khatami,_Ryan_J._Foley,_John_Raymond,_Sung-Chul_Yoon,_Alexey_Bobrick,_Yossef_Zenati,_Llu\'is_Galbany,_Jennifer_Andrews,_Peter_J._Brown,_R\'egis_Cartier,_Deanne_L._Coppejans,_Georgios_Dimitriadis,_Matthew_Dobson,_Aprajita_Hajela,_D._Andrew_Howell,_Hanindyo_Kuncarayakti,_Danny_Milisavljevic,_Mohammed_Rahman,_C\'esar_Rojas-Bravo,_David_J._Sand,_Joel_Shepherd,_Stephen_J._Smartt,_Holland_Stacey,_Michael_Stroh,_Jonathan_J._Swift,_Giacomo_Terreran,_Jozsef_Vinko,_Xiaofeng_Wang,_Joseph_P._Anderson,_Edward_A._Baron,_Edo_Berger,_Peter_K._Blanchard,_Jamison_Burke,_David_A._Coulter,_Lindsay_DeMarchi,_James_M._DerKacy,_Christoffer_Fremling,_Sebastian_Gomez,_Mariusz_Gromadzki,_Griffin_Hosseinzadeh,_et_al._(22_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01782 |
星形成銀河M100（d$\約$16.2Mpc）のカルシウムに富む超新星2019ehkのパンクロマティック観測とモデリングを、爆発の10時間後から始まり、約300日間続けます。SN2019ehkは、$t=3$と$15$日でピークになる二重ピークの光学的光度曲線を示しています。最初のピークは、3日で明るく急速に減衰する$\textit{Swift}$-XRTによって発見されたX線放出（$L_x\approx10^{41}〜\rm{erg〜s^{-1}}$と一致します;$L_x\proptot^{-3}$）、および既存の環境に由来する狭いH$\alpha$およびHeII輝線（$v\約500$km/s）のシェーン/カストスペクトル検出素材。この現象は、$r<10^{15}$cmの始原星を取り巻く拡張された高密度の物質との衝撃相互作用による放射と、その結果としての冷房放射によるものと考えられます。$\sim$$7\times10^{-3}$$\rm{M_{\odot}}$の総CSM質量を計算し、粒子密度は$n\approx10^{9}\、\rm{cm^{-3}}$。電波観測では、半径が大きくなると密度が大幅に低下し、$n<10^{4}\、\rm{cm^{-3}}$となっています。2番目の光度曲線のピーク時の測光特性と分光特性は、Caに富んだ過渡現象の特性（立ち上がり時間$t_r=13.4\pm0.210$日、ピークBバンドの大きさ$M_B=-15.1\pm0）と一致しています。.200$等）。SN2019ehkが${}^{56}\textrm{Ni}$の$（3.1\pm0.11）\times10^{-2}〜\rm{M_{\odot}}$を合成して$M_を排出したことがわかりました{\rmej}=（0.72\pm0.040）〜\rm{M_{\odot}}$合計で運動エネルギー$E_{\rmk}=（1.8\pm0.10）\times10^{50}〜\rm{erg}$。最後に、SNサイトでの深い$\textit{HST}$爆発前イメージングは、実行可能な恒星前駆細胞のパラメータ空間を、最下部の質量ビン（〜10$\rm{M_{\odot}}$）の巨大な星に制限します。Heエンベロープまたは白い小人のほとんどを失ったバイナリ。SN2019ehkの爆発および環境特性は、潜在的なWD前駆システムを低質量ハイブリッドHeCOWD+COWDバイナリにさらに制限します。
\ textit {Fermi} -LAT未確認ガンマ線源における8つのBlazar候補の変動性の研究
| Title |
The_Study_of_Variability_of_8_Blazar_Candidates_Among_the_\textit{Fermi}-LAT_Unidentified_Gamma-Ray_Sources |
| Authors |
P._Nkundabakura_(1),_J.D._Kamanzi_(2),_J.D._Mbarubucyeye_(1_and_3)_and_T._Mutabazi_(2)_((1)_University_of_Rwanda,_College_of_Education,_Kigali,_Rwanda,_(2)_Mbarara_University_of_Science_and_Technology,_Department_of_Physics,_Mbarara,_Uganda,_(3)_Deutsches_Elektronen-Synchrotron_(DESY),_Zeuthen,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01817 |
銀河面から離れた8つの銀河系外3FGL光源（つまり、$\midb\mid\geq10^{\circ}$）の時系列動作について説明します。その不確実性楕円には1つのX線と1つの電波源が含まれています。分析は、バージョンv10r0p5のパッケージである標準のFermi\textit{ScienceTools}を使用して行われました。結果は、研究サンプルの線源が月次タイムスケールでの$\gamma$-rayのフラックス変動のわずかな指標を示していることを示しています。さらに、変動インデックス対スペクトルインデックスの図のオブジェクトの位置に基づいて、サンプル内の4つのオブジェクトの位置は、既知のBLLac位置の領域にあることがわかりました。
低輝度の活動銀河核からのソフトMeVガンマ線背景とIceCube PeVニュートリノの起源への接続
| Title |
Soft_MeV_Gamma-Ray_Background_from_Low-Luminosity_Active_Galactic_Nuclei_and_Connection_to_the_Origin_of_IceCube_PeV_Neutrinos |
| Authors |
Shigeo_S._Kimura,_Kohta_Murase,_and_Peter_M\'esz\'aros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01934 |
低光度の活動銀河核（LLAGN）には放射効率の悪い降着流（RIAF）があり、熱電子はシンクロトロン光子だけでなく、シンクロトロン光子のコンプトン化によって軟ガンマ線も自然に放出します。非熱電子集団が存在しない場合、LLAGNからのこれらの上方散乱光子は、その起源が謎であるMeVガンマ線背景を自然に説明することがわかります。モデルはまた、乱流または再結合を介した陽子加速を可能にし、ハド核相互作用を介して高エネルギーニュートリノを生成します。私たちのRIAFモデルは、ソフト（MeV）ガンマ線と高エネルギー（PeV）ニュートリノ背景を同時に再現できることを示しています。提案されたモデルは、近くのLLAGNの最新のX線観測と一致しており、将来のMeVガンマ線望遠鏡でテストできます。
炭素-酸素-シリコン白色矮星からのIa型超新星の形成
炭素酸素白色矮星（COWD）+Heスターチャネルは、若いタイプのIa超新星（SNeIa）を生成する有望な核種の1つであると考えられています。以前の研究では、質量降着率が臨界値よりも大きい場合、He降着COWDは、質量がチャンドラセカール限界に近づくと、内向きに伝播する（中心から外れた）炭素点火を受けることがわかっています。内向きに伝播する炭素火炎は以前の研究で中心に到達するはずであり、中性子星に崩壊する可能性があるが、SNIaには崩壊しない酸素ネオン（ONe）WDの生成につながりました。ただし、混合メカニズムの影響下で炭素火炎がどのように伝播するかはまだ不明です。本研究では、対流混合の影響を考慮して、Heを付加するCOWDの中心から外れた炭素燃焼を調査することを目的としています。対流のオーバーシュートを考慮しても、火炎の温度はCOコアの外側部分の炭素をシリコン族元素に燃焼させるのに十分なほど高いが、火炎はWD内のどこかで消滅し、結果としてCO-SiWDの。熱塩混合の非効率性のため、C-O-SiWDは、質量が増加し続けるとSNIaとして爆発する可能性があります。私たちの放射伝達シミュレーションは、シリコンが豊富な外層を備えたSNエジェクタがSiIIで高速吸収線を形成し、スペクトル進化における高速SNeIaのクラスにいくつかの類似点をもたらすことを示しています。私たちの銀河では、Siに富む包絡線を持つSNeIaの出生率は〜10^（-4）/年であると推定しています。
銀河中心と星団のパルサーからの重力バースト放射
| Title |
Gravitational_Burst_Radiation_from_Pulsars_in_the_Galactic_centre_and_stellar_clusters |
| Authors |
Tom_Kimpson,_Kinwah_Wu,_Silvia_Zane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02053 |
パルサー（PSR）が銀河と球状星団の中心にある中間または超大質量ブラックホールを周回することは、極端質量比バイナリ（EMRB）として知られており、強磁場GRの精密プローブとして識別されています。適切な軌道パラメータの場合、これらのシステムのいくつかは、「バーストのような」パターンで重力放射を放出することもあります。電磁無線タイミング信号と組み合わせてこのバースト放射を観測することで、強磁場重力体制でのマルチメッセンジャー天文学が可能になります。この作業では、これらのPSR-EMRBからの重力放射を調査し、波形とSNRを計算し、パルサー無線信号に対するこのGWの影響を調査します。典型的なPSR-EMRBの場合、重力バースト放射は銀河中心と星団の中心の両方から検出可能であり、この放射はパルサータイミング信号に意味のある影響を与えないため、PSR-EMRBは「クリーン」テストを維持できることがわかります-ストロングフィールドGRのベッド。
多成分アプローチにおける結晶化時の中性子星の内部クラスト
| Title |
Inner_crust_of_a_neutron_star_at_crystallization_in_a_multi-component_approach |
| Authors |
T._Carreau,_A._F._Fantina,_F._Gulminelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02089 |
中性子星の内部クラストにアモルファス相と不均一相が存在する可能性があると、クラストの電気伝導率が低下し、星の磁気熱変化に重要な結果をもたらす可能性があります。冷却シミュレーションでは、無秩序は、しばしば自由パラメーターと見なされる不純物パラメーターによって定量化されます。私たちは、地殻の密度の関数として不純物パラメータの定量的な予測を提供し、地殻の最新の微物理を含む微視的計算を実行することを目指しています。多成分アプローチは、最近の微視的核モデルに基づいて改善されたエネルギー汎関数を備えたイオンの圧縮可能な液滴記述を使用して有限温度で開発され、拡張されたThomas-Fermi計算で最適化されます。熱力学的一貫性は、再配置項を追加することによって保証され、線形混合則からの逸脱は液相に含まれます。不純物関数は、異なる汎関数の1成分プラズマ近似で決定される結晶化温度で一貫して計算されます。私たちの計算は、結晶化温度で、内部地殻の組成が約$Z\約40$の電荷数の原子核によって支配されていることを示していますが、$Z$分布の範囲は、中性子ドリップ付近の約20から約40クラストコア遷移へ。これは、内部地殻のより深い領域で密度が約40まで単調に増加する不純物パラメータの動作を反映しています。私たちの研究は、不純物の寄与は無視できないものであり、したがって中性子星クラストの輸送特性に影響を与える可能性があることを示しています。得られた不純物パラメータの値は下限を表しています。非球形状および/または高速冷却ダイナミクスが存在する場合は、より大きな値が予想されます。
繰り返し高速電波バーストの磁気圏起源について
明るいラジオバーストは、SGR1935+2154で新たに発見されました。これは、繰り返しの高速ラジオバースト（FRB）と同様の周波数特性を示し、FRBの中性子星（NS）磁気圏起源を示唆しています。NSの磁気圏における荷電バンチコヒーレント曲率放射のフレームワーク内の一般的なジオメトリに基づいて、繰り返しFRBのサブパルスの時間周波数構造の説明を提案します。無線バーストのサブパルスは、さまざまな磁力線に沿って移動する荷電粒子の束から発生します。それらの放射ビームはわずかに異なる時間に視線を横切って掃引し、より湾曲した部分で放射するものはより早く、より高い周波数で見られる傾向があります。ただし、わずかに異なる時間に生成されたバンチを検討することにより、曲がりの少ない部分からの放出がより早く見られる可能性も少しあります。磁気圏のさまざまな形の電気加速場を導出することにより、時間-周波数構造をシミュレートします。このようなサブパルスの構造は、NS磁気圏からのコヒーレントな曲率放射が、散発的に、突然、激しくトリガーされる火花を伴う自然な結果です。このモデルを適用して、2つの特定のシナリオにおける時間-周波数構造を説明します：双極子構成を持つNSの内部ギャップ領域からの一時的なパルサーのようなスパーク、および外部トリガーによる引き延ばされた構成（いわゆる``コズミックコーム」）。
南山での12年のパルサータイミングの結果-I
| Title |
Results_of_12_Years_of_Pulsar_Timing_at_Nanshan_--_I |
| Authors |
S._J._Dang,_J._P._Yuan,_R._N._Manchester,_L._Li,_N._Wang,_J._B._Wang,_G._Hobbs,_Z._Y._Liu,_and_F._F._Kou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02200 |
2002年7月から2014年3月までの87のパルサーのタイミング観測を得るために、新疆天文台の南山25m電波望遠鏡を使用しました。「コレスキー」タイミング分析手法を使用して、48のパルサーの位置と適切な動きを決定しました。そのうち24は以前に公開された値と比較して改善された位置です。また、パルサーのタイミングと位置の比較方法を使用して、9つのパルサーの最初に公開された適切なモーションと21のパルサーの改善された適切なモーションを紹介します。パルサー回転パラメータが導出され、以前に公開された36パルサーの値よりも正確です。グリッチは3つのパルサーで検出されます：PSRJ1722$-$3632、J1852$-$0635およびJ1957+2831。最初の2つについては、グリッチが大きく、$\Delta\nu_g/\nu>10^{-6}$であり、これらはこれらのパルサーで最初に検出されたグリッチです。PSRJ1722$-$3632は、グリッチが大きい2番目に古いパルサーです。中年のパルサー（$\tau_c>10^5$〜yr）の場合、計算されたブレーキインデックス$|n|$は$\tau_c$および$n$の正と負の値の数と強く相関していますほぼ等しい。若いパルサー（$\tau_c<10^5$〜yr）の場合、$|n|$と$\tau_c$の間に相関関係はなく、ほとんどが$n>0$です。
高速電波バーストと恒星トランジェントの間のホスト銀河特性の比較研究
| Title |
A_comparative_study_of_host_galaxy_properties_between_Fast_Radio_Bursts_and_stellar_transients |
| Authors |
Ye_Li_(KIAA-PKU/PMO),_Bing_Zhang_(UNLV) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02371 |
ファストラジオバーストの最近の位置特定とそのホスト銀河の同定により、銀河系外の起源が確認されました。FRB121102は矮小星形成銀河の明るい領域に存在しますが、他のFRBはより大規模な銀河に存在し、より古い恒星集団に関連しています。5つのFRBのホスト銀河の特性を、いくつかのタイプの恒星の過渡現象の特性と比較します。タイプII超新星（SNII）、タイプIa超新星（SNIa）、および短期間のガンマ線バースト（SGRB）。全体のサンプルとして、5つのFRBホスト銀河の恒星の質量と星の形成率は中程度から古い集団を好み、LGRBとSLSNeに似た若い集団に対してnull確率0.05であることがわかります。個々に、FRB121102ホストは、若い人口オブジェクト、特にSLSNeのホストと一致しています。FRB180924環境はSGRBの環境に似ています。また、FRB190523環境はSNIaまたはSGRBの環境と似ています。これらの結果は、極端な爆発（GRB/SLSNe）と通常のチャネル（銀河マグネターを生成するもの）から生成されたマグネターの両方がFRBを生成できる場合、FRBのマグネターエンジンモデルと一致します。
Murchison Widefield Array All-Sky Virtual Observatoryのキャリブレーションデータベース
| Title |
Calibration_database_for_the_Murchison_Widefield_Array_All-Sky_Virtual_Observatory |
| Authors |
M._Sokolowski,_C._H._Jordan,_G._Sleap,_A._Williams,_R._B._Wayth,_M._Walker,_D._Pallot,_A._Offringa,_N._Hurley-Walker,_T._M._O._Franzen,_M._Johnston-Hollitt,_D._L._Kaplan,_D._Kenney_and_S._J._Tingay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02041 |
新しく開発されたキャリブレーションソリューションのPostgreSQLデータベースを利用したマーチソンワイドフィールドアレイ全天仮想天文台（MWAASVO）のキャリブレーションコンポーネントを紹介します。2013年の発足以来、MWAはポージースーパーコンピューティングセンターでアーカイブされた34ペタバイトを超えるデータを記録しています。MWAデータアクセスポリシーによると、データは収集後18か月で公開されます。したがって、ほとんどのアーカイブデータは現在一般に公開されています。2017年にMWAASVOインターフェイスを介してパブリックデータへのアクセスが提供され、世界中の研究者が標準電波天文データ形式（CASA測定セットまたはUVFITSファイル）でMWA未校正データをダウンロードできるようになりました。MWAASVOキャリブレーション機能の追加により、MWA望遠鏡やデータ処理の詳細な知識がなくても、標準の電波天文学ソフトウェアパッケージを使用してキャリブレーションされた可視データをダウンロードし、画像を作成する新しい強力な道が開かれます。過去6年間の校正ソリューションをデータベースに追加するために、完全に自動化されたパイプラインを開発しました。ほぼリアルタイムのパイプラインを使用して、新しい校正観測が収集された直後に処理し、校正ソリューションをデータベースにアップロードします。これにより、望遠鏡の干渉性能の監視が可能になります。このデータベースに基づいて、長期間にわたるMWA校正ソリューションの安定性の分析を提示します。
ダークホールテクニックを使用してVLT / SPHEREの生のコントラストを高めます。 I.内部ソースのシミュレーションと検証
| Title |
Increasing_the_raw_contrast_of_VLT/SPHERE_with_the_dark_hole_technique._I._Simulations_and_validation_on_the_internal_source |
| Authors |
Axel_Potier,_Rapha\"el_Galicher,_Pierre_Baudoz,_Elsa_Huby,_Julien_Milli,_Zahed_Wahhaj,_Anthony_Boccaletti,_Arthur_Vigan,_Mamadou_N'Diaye,_Jean-Fran\c{c}ois_Sauvage |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02179 |
環境。1995年以降、主系列の星を周回する太陽系外惑星の最初の発見以来、4000の太陽系外惑星がいくつかの手法を使用して発見されました。ただし、直接イメージングを通じて検出されたこれらの太陽系外惑星のいくつかのみ。実際、星周環境のイメージングには、高コントラストのイメージング設備と波面収差の正確な制御が必要です。VLT/SPHEREやGemini/GPIなどの地上の惑星撮像装置は、すでに優れた性能を発揮しています。ただし、それらの検出限界は、補償光学（AO）には見られない収差の最適ではない補正によって妨げられています。ねらい。標準のAOのように瞳面の位相最小化に焦点を当てるのではなく、コロナグラフの背後にあるSPHEREサイエンスカメラの恒星残留光を直接最小化して、内部の作用角にできるだけ近いコントラストを改善することを目指します。メソッド。SPHEREに最適化されたダークホール（DH）戦略を提案します。数値シミュレーションを使用して、特にSPHEREアップグレードのコンテキストで、さまざまなAO機能に対する機器の全体的なパフォーマンスに対するそのような戦略のグローバルな改善を予測しました。次に、閉ループでAOを使用して、内部ソースでアルゴリズムをテストしました。結果。私たちのDH戦略は、位相と振幅の異常を修正できることを示しています。さらに、このアプローチは、瞳孔平面で動作する方法とは異なり、望遠鏡の瞳孔とコロナグラフによって引き起こされる回折パターンを強く低減する能力を持っています。私たちの戦略により、SPHERE内部光源を使用して、数分で光軸から150masで5e-7のコントラストに到達できます。この実験は、近い将来に空にアルゴリズムを実装する根拠を確立します。
新しいHerbig Ae / Beおよび古典的なBeスターのカタログ。 Gaia DR2への機械学習アプローチ
| Title |
Catalogue_of_new_Herbig_Ae/Be_and_classical_Be_stars._A_machine_learning_approach_to_Gaia_DR2 |
| Authors |
M._Vioque,_R._D._Oudmaijer,_M._Schreiner,_I._Mendigut\'ia,_D._Baines,_N._Mowlavi_and_R._P\'erez-Mart\'inez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01727 |
中間質量のプリメインシーケンスHerbigAe/Be星は、低質量星と高質量星の間の形成メカニズムの違いを理解するための鍵です。これらのオブジェクトの一般的な特性の研究は、ほとんど、そして偶然に発見された情報源がほとんど知られていないという事実によって妨げられています。私たちの目標は、これらのオブジェクトの均質で明確なカタログを作成するための新しいHerbigAe/Be候補を特定することです。GaiaDR2、2MASS、WISE、IPHASまたはVPHAS+からのデータを使用して、4,150,983のソースに機械学習技術を適用しました。このクラスの現在の知識に基づいて、新しいHerbigAe/Be候補を特定するためにいくつかのオブザーバブルが選択されました。これは、赤外線の過剰、測光の変動、およびH$\alpha$輝線によって特徴付けられます。古典的な手法は、主に古典的なBe星と類似しているため、新しいHerbigAe/Be星を識別するのに効率的ではありません。これら2種類のオブジェクトのもつれを解くことに焦点を当てることにより、このアルゴリズムは新しい古典的なBe星も特定しました。我々は、それぞれ$78.8\pm1.4\％$と$85.5\pm1.2\％$の完全性を備えた8470の新しいプレメインシーケンス候補と693の新しい古典的なBe候補の別のカタログを取得しました。プリメインシーケンス候補のカタログのうち、少なくとも1361個のソースが、ヘルツスプルングラッセル図での位置に応じて、潜在的に新しいHerbigAe/Be候補です。この研究では、使用した方法論を提示し、カタログの品質を評価し、それらの欠陥とバイアスの分析を行います。この評価では、アルゴリズムでは考慮されていないため、座標や視差に基づく距離など、選択に依存しない観測量を利用します。ここで紹介する新しいHerbigAe/Beスターのカタログは、クラスの既知のオブジェクトの数を1桁増やします。
Herbig Ae / Be星の質量降着率について。磁気圏降着か境界層か？
天体物理学では、若い星が円盤から星への降着によって質量を獲得する方法を理解することが最も重要です。これは、初期の星の進化、ディスクの寿命と散逸のプロセス、惑星が最小スケールで形成する方法、または最大のものの星形成領域を特徴付ける巨視的パラメーターへの接続などに関する知識に影響を与えます。次に、質量降着率の推定値は、想定される降着パラダイムに依存します。強い磁場を持つ低質量Tタウリ星の場合、磁気圏降着（MA）が駆動メカニズムであるというコンセンサスがありますが、弱いまたは無視できる磁場を持つ巨大な若い恒星天体の質量の移動は、おそらく円盤から星に直接発生します高温境界層（BL）を通過します。中間質量のHerbigAe/Be（HAeBe）星は、以前の両方のレジーム間のギャップを埋め、プレメインシーケンスフェーズでも光学的に見えるため、MAからBLへの降着モードの可能な変化をテストするユニークな機会を構成します。このレビューでは、さまざまな降着パラダイムについて批判的に議論しながら、HAeBesでの降着率の見積もりを扱います。それは、MAが後期型HAにまでは及ぶが初期型HBには及ばない可能性があることを示す証拠が山積していることを示していますが、このシナリオとBLのシナリオの有効性についてはまだコンセンサスがありません。MAとBLのショックモデリングに基づいて、これらの競合する降着シナリオを区別するために、紫外線レジームが将来大きく貢献する可能性があると主張されています。
恒星クラスターにおける二峰性回転速度分布の起源：プレメインシーケンスの回転
| Title |
On_the_Origin_of_the_Bimodal_Rotational_Velocity_Distribution_in_Stellar_Clusters:_Rotation_on_the_Pre-Main_Sequence |
| Authors |
Nate_Bastian,_Sebastian_Kamann,_Louis_Amard,_Corinne_Charbonnel,_Lionel_Haemmerl\'e,_and_Sean_P._Matt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01779 |
大規模な若いおよび中間年齢の星団で観測された星の二峰性回転分布の起源を扱います。この二峰性は、若い年齢で分割されたメインシーケンスと見なされ、最近、大規模な若いおよび中間年齢のクラスター内の星の$Vsini$分布でも直接観察されています。以前のモデルは、この二峰性の起源としてバイナリ相互作用を呼び出していましたが、これらのモデルは問題のすべての観測制約を再現することはできません。ここでは、そのような二峰性回転分布がクラスターの寿命の早い段階、つまり最初の数マイア内に設定されることをお勧めします。観測により、低質量（$\la2M_\odot$）プリメインシーケンス（PMS）星の周期分布は多くの若い散開星団で二峰性であり、そのような二峰性が存在するかどうかを示す一連のモデルが提示されていますPMS上の星の場合、質量が$\sim1.5$〜\msunを超える星のメインシーケンスで、（固定質量/光度で）二峰性の回転速度として現れると予想されます。このようなPMS星の二峰性の周期分布は、星がPMSの寿命全体で失われたか（高速回転子）、または星状円板を保持できたか（遅い回転子）によって引き起こされる可能性があります。最後に、モデルに基づくオブザーバブルの一連の予測について説明します。
| Title |
The_formation_of_neutron_star_systems_through_accretion-induced_collapse_in_white-dwarf_binaries |
| Authors |
Bo_Wang_and_Dongdong_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01880 |
降着によって引き起こされた崩壊（AIC）シナリオは、中性子星（NS）システムの形成にそれらをリンクする酸素ネオン白色矮星（ONeWDs）の進化の終わりの状態として40年前に提案されました。ただし、間接的な観測証拠が多数存在するにもかかわらず、これまでのところ、AICイベントの直接的な検出はありません。一方、AICを介してNS形成をもたらす進化経路はまだ十分に調査されていません。この記事では、AICイベントの2つの古典的な前駆モデル、つまり単一縮退モデル（ONeWD+MS/RG/HeスターチャネルとCOWD+Heスターチャネルを含む）とダブル-縮退モデル（ダブルCO/ONeWDチャネルとONeWD+COWDチャネルを含む）。進化シナリオ、初期パラメーター空間、および関連オブジェクトを含む、これらの前駆細胞モデルに関する最近の進展がレビューされています。単一の縮退モデルの場合、AIC前のシステムは激変変数、共生および超軟X線源として識別される可能性がありますが、AIC後のシステムは低/中間質量X線バイナリおよび結果の低/中間質量のバイナリパルサー、特にミリ秒のパルサー。二重縮退モデルの場合、AIC前のシステムは近接した二重WDであるのに対し、AIC後のシステムは、特異な特性を持つ孤立したNSです。また、AICイベントの予測レート、NSの質量分布、および将来の宇宙ベースのGW検出器のコンテキストで銀河の潜在的なGWソースである二重WDからの重力波（GW）信号を確認します。AICイベントの検出に関するいくつかの理論的および観測的制約が要約されています。AICプロセスの存在を確認し、現在の恒星進化論によって提示されたこの長期的な問題を解決するには、より多くの数値シミュレーションと観測による同定が必要です。
噴出する磁束ロープのマイクロ波スペクトルイメージング：3次元の標準的な太陽フレアモデルの意味
| Title |
Microwave_Spectral_Imaging_of_an_Erupting_Magnetic_Flux_Rope:_Implications_for_the_Standard_Solar_Flare_Model_in_Three_Dimensions |
| Authors |
Bin_Chen_(1),_Sijie_Yu_(1),_Katharine_K._Reeves_(2),_Dale_E._Gary_(1)_((1)_Center_for_Solar-Terrestrial_Research,_New_Jersey_Institute_of_Technology,_(2)_Harvard-Smithsonian_Center_for_Astrophysics) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01900 |
拡張オーエンスバレーソーラーアレイ（EOVSA）によって取得された2017年9月10日のX8.2クラスの四肢フレアの初期の衝動期中に噴出する磁束ロープのマイクロ波スペクトルイメージング観測を報告します。噴火の数日前、ディスクに対して見たとき、磁束ロープは、極性反転ラインに沿って逆S字の暗いフィラメントとして現れました。噴火中、ロープは、約10MKのプラズマに敏感な極端紫外線および軟X線の通過帯域で「ホットチャネル」構造を示しました。フラックスロープの中央部分は、視線とほぼ一致し、噴火の初期段階ですぐに涙型の暗い空洞になりました。キャビティの下に形成された長くて薄いプラズマシート。エッジから見た再接続電流シートとして解釈されます。非熱マイクロ波源が中央の電流シートの位置にあり、暗い空洞を取り囲んで上方に伸びていました。主フレア領域の両側で、一対の非熱マイクロ波源が数分間観察されました。それらは、噴出する磁束ロープの共役フットポイントとして解釈される、空洞の下の中央のマイクロ波源と同様の時間的挙動とスペクトル特性を共有していました。これらの観測は、噴火する太陽フレアの3次元標準モデルで示唆されている磁気トポロジーおよび関連するエネルギー放出シナリオとおおむね一致しています。特に、共役磁束ロープのフットポイントでの非熱放射の検出は、噴火する磁束ロープに沿った粒子輸送の確かな証拠を提供します。
彩層凝縮の兆候としてのフレアリボンでのIRIS Si IVラインプロファイル
| Title |
IRIS_Si_IV_Line_Profiles_at_Flare_Ribbons_as_Indications_of_Chromospheric_Condensation |
| Authors |
Ke_Yu,_Y._Li,_M._D._Ding,_D._Li,_Yi-An_Zhou,_and_Jie_Hong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02029 |
界面領域イメージングスペクトログラフ（IRIS）で観測された3つの太陽フレアのフレアリボンでのSiIVラインプロファイルの時間変化を示します。2014年9月6日のM1.1フレアと2014年9月10日のX1.6フレアでは、SiIVラインプロファイルは、完全に赤方偏移からフレアの発達によって強化された赤翼に進化します。ただし、2016年12月2日のB1.8フレアでは、SiIVラインプロファイルはフレアの進化全体で完全に赤方偏移しています。完全に赤方偏移したラインプロファイルを単一のガウス関数で近似しますが、赤非対称のプロファイルを二重ガウス関数で近似して、対応するドップラー速度を推定します。さらに、25keVを超える硬いX線の放出が2つの大きなフレアに現れ、非熱電子ビーム加熱を意味することがわかります。マイクロフレアでは、12keVまでの弱い硬X線放出のみが見られ、主に熱加熱を示しています。3つのフレアのリボンでのSiIVラインの赤方偏移または赤の非対称性を、彩層凝縮のスペクトルの兆候として解釈します。ラインが完全に赤方偏移しているか、赤非対称であるかは、加熱メカニズムと凝縮の伝播に依存することを提案します。
同種の円形リボンフレアによって励起された横方向のコロナループ振動
| Title |
Transverse_coronal_loop_oscillations_excited_by_homologous_circular-ribbon_flares |
| Authors |
Q._M._Zhang,_J._Dai,_Z._Xu,_D._Li,_L._Lu,_K._V._Tam,_A._A._Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02067 |
フレアによって励起された極端紫外（EUV）ループの横振動に焦点を当てて、2014年3月5日にアクティブ領域11991で2つの相同な円形リボンフレア（CRF）の多波長観測を報告します。横振動は、高速のキンクモードです。C2.8フレアによってトリガーされる第1段階の振動は、振幅が小さく（310$-$510km）、減衰しません。異なる波長での周期（115$〜$118秒）はほぼ同じで、コヒーレントな振動を示しています。ループの磁場は65$-$78Gと推定されています。M1.0フレアによってトリガーされる第2段階の振動は、より大きな振幅（1250$-$1280km）で減衰しています。期間は211{\AA}の117秒から171{\AA}の70秒に減少し、ループの長さの減少または段階的な拡張後の内破を意味します。減衰時間は147$〜$315秒で、周期とともに増加するため、異なる波長で$\tau/P$の値は互いに近くなります。不均一な層の厚さは、共鳴吸収の仮定の下で$\sim$0\farcs45と推定されます。これは、2つの交感神経フレアによる2つのキンクモードループ振動の励起の最初の観測です。結果は、コロナループのキンク振動の励起、したがって太陽コロナのエネルギーバランスを理解するために重要です。私たちの調査結果はまた、連続するドライバーによる振動の大幅に増幅された振幅の有病率を検証します。
ヘリウムコアフラッシュの非地震性の特徴
| Title |
Asteroseismic_signatures_of_the_helium-core_flash |
| Authors |
Marcelo_M._Miller_Bertolami,_Tiara_Battich,_Alejandro_H._Corsico,_Joergen_Christensen-Dalsgaard,_Leandro_G._Althaus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02070 |
質量$M_\star\lesssim2M_\odot$を持つすべての進化した星は、最初のステージの終わりに巨大な星としてヘリウム（He）コアフラッシュを受けます。理論的には50年以上前に予測されていましたが、このコアフラッシュフェーズはまだ観測的に調査されていません。ここでは、Heフラッシュ駆動の対流によって確率的に励起された重力モード（gモード）が恒星表面に到達し、数mmagのオーダーの振幅を持つホットサブワーフ星に周期的な測光変動を引き起こすことができることを示します。そのため、比較的明るい星（例：等級$I_C\lesssim13$）で、通過型太陽系外惑星観測衛星（TESS）を使用した宇宙ベースの測光で検出できるようになりました。予測される期間の範囲は、励起領域の詳細に応じて、数千秒から数万秒に及びます。さらに、確率的に励起された脈動が、Heに富む2つの準準星で観測された脈動を再現していることがわかります。これらの星、特に将来のTESSターゲットであるFeige46は、Heコアフラッシュを初めて探索するための最も有望な候補です。
5。54年の分光サイクルにわたるEta CarinaeのWeigelt構造の周りのイオン化領域の物理的性質の変化について
| Title |
On_the_changes_in_the_physical_properties_of_the_ionized_region_around_the_Weigelt_structures_in_Eta_Carinae_over_the_5.54-yr_spectroscopic_cycle |
| Authors |
M._Teodoro,_T._R._Gull,_M._A._Bautista,_D._J._Hillier,_G_Weigelt_and_M._Corcoran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02139 |
HST/STISの観測と、EtaCarinaeの中央ソース周辺の2つの顕著な星雲構造、ノットCとDの分析を提示します。中間および高イオン化ポテンシャルイオンからのラインの輝度は、ペリアストロン周辺のフェーズで大幅に低下します。低電離ポテンシャル（<13.6eV）からのラインの明るさの目立った変化は見られません。ワイゲルト構造への全消光は、ウェイゲルト構造への総消光がAsubV=2/0であることです。ワイゲルト構造に対する全絶滅はAV=2.0です。ウェイゲルトCおよびDは、ウェイゲルト構造への全消光がAV=2.0であるという電子密度によって特徴付けられます。ウェイゲルトCとDは、軌道サイクル全体にわたって大幅に変化しない10exp6.9cm-3の電子密度を特徴としています。電子温度は、5500K（ペリアストロン周辺）から7200K（アパストロン周辺）まで変化します。HeI線の明るさの相対的な変化は、電子温度のみの変化によってよく再現されます。ペリストロン周辺の位相では、WeigeltCの電子温度はDの電子温度よりも高いようです。Weigelt構造は、ホムンクルス赤道面の近くにあり、中心線源から約1240AUの距離にあります。適切な運動と年齢の分析から、Weigelt複合体は、中央連星系を取り巻く蝶星雲と呼ばれる赤道構造と関連付けることができます。
30短周期激変星の分光学的研究、および同様のオブジェクトの進化と人口に関するコメント。
| Title |
Spectroscopic_Studies_of_30_Short-period_Cataclysmic_Variable_Stars,_and_Remarks_on_the_Evolution_and_Population_of_Similar_Objects |
| Authors |
John_R._Thorstensen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02150 |
約3時間以下の周期を持つ30の明らかに非磁性の激変星連星の分光学と軌道周期Porbを提示します。それらのほとんどすべてが、小惑星新星であり、主にSUウルセマヨリスサブクラスです。次に、短期間小人新星が最小期間を通過した後、より長い期間に向かって進化するという予測を裏付ける証拠、つまり「期間バウンス」現象に目を向けます。文献のデータをプロットすると、超ハンプ期間が$\epsilon=（P_{\rmsh}-P_{\rmorb}$/0.015未満の場合、イプシロンの減少に伴って期間が増加するように見えることがわかります。、予測された動作に少なくとも定性的に同意する。次に、短期間矮星新星のWZSagittaeサブクラスの長い（10年の）バースト間隔に動機付けられて、「潜伏者」の大規模な集団が存在する可能性があるかどうかを質問します。アクセス可能なタイムスケールで（またはまったく）爆発し、したがって、自分自身に注意を向けないでください。バーストではなく色で選択されたCVのスローンデジタルスカイサーベイサンプルのバースト履歴を調べると、色で選択された矮小新星のようなオブジェクトの大部分がバーストしていることが観察され、結論が出ています。「潜伏者」が存在する場合、それはCV人口の比較的小さな部分です。
統計的推論では、パラメーターが非線形であるモデルが関係していることが多いため、非ガウスの事後分布につながります。非ガウス分布を処理できる多くの計算および分析ツールが存在し、経験的なガウス化変換は、分布の非ガウス性の量を減らすことができます。あるいは、この作業では、情報ジオメトリからのメソッドを使用します。後者は、特定のモデルの確率分布のセットを、フィッシャー情報というメトリックを備えたリーマン構造を使用する多様体として公式化します。このフレームワークでは、高次フィッシャー近似における非ガウス性の微分幾何学的意味、および統計的多様体のチャート遷移に対応する再パラメーター化下でのそれぞれの変換動作を研究します。弱い非ガウス性は通常の座標で一次近似で消えますが、一般に、非ガウス性をグローバルに破棄する変換を見つけることはできません。アプリケーションとして、パラメーターペア（$\Omega_{\mathrm{m_0}}$、$w$）の宇宙論における超新星の距離と赤方偏移の関係の可能性を考慮します。信頼区間と測地線の長さの関係を示し、縮退の方向に沿ったLie導関数がフィッシャーメトリックの可能なアイソメトリでヒントを与える方法を示します。
暗黒物質が軽いスカラーを介して標準モデルのニュートリノとのみ相互作用する、簡略化されたフリーズイン暗黒物質モデルを提示します。フリーズインメカニズムの非常に小さなカップリングは、いくつかのニュートリノポータルシナリオで、ニュートリノの相互作用を伴うことで自然に実現されます。暗い温度の隠れたセクターに起因する可能性のある進化の履歴を調査します。ダークセクターの粒子間の相互作用が無視できる場合、ダークセクターは純粋なフリーズイン生成を受けますが、ダークセクター内の熱平衡は、ダークマターとスカラーメディエーターは十分に高速です。フリーズインおよびダークフリーズアウト領域での残存量を調査し、暗温度の変化を計算し、BBNおよびCMB制約、間接検出シグネチャ、および小規模を解決する可能性に関するその現象論的側面を研究します。構造の問題。
量子レプトン生成に対する完全な先行標準モデルの修正
| Title |
Complete_leading-order_standard_model_corrections_to_quantum_leptogenesis |
| Authors |
Paul_Frederik_Depta,_Andreas_Halsch,_Janine_H\"utig,_Sebastian_Mendizabal,_Owe_Philipsen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01728 |
3つの追加マヨラナニュートリノが追加された標準モデルの枠組みでの熱的レプトン生成は、宇宙で観測されたバリオン非対称性を説明する魅力的なシナリオを提供します。これは、標準モデル粒子の熱浴におけるマヨラナニュートリノの非平衡減衰に基づいており、完全量子場では、理論的定式化はKadanoff-Baym方程式を解くことによって得られます。これまでのところ、レプトンとヒッグス粒子からの主要な2ループ寄与は含まれていますが、まだ補正をゲージしていません。これらは3ループレベルで入力されますが、特定の運動学的レジームでは、結果がゲージカップリングの先頭の順序になるように無限ループの順序に再開する必要があります。この作業では、レプトン数密度の計算にこのような要約を適用します。最も単純な「バニラレプトジェネシス」シナリオの完全な結果は、量子ボルツマン方程式の結果と比較して$\mathcal{O}（1）$増加し、初めてすべての理論的不確実性の推定が可能になります。このステップは、レプトン形成の量子論を完成させ、他のシナリオへの拡張だけでなく、定量的評価の基礎を形成します。
局所性からの対称性パート2：重力とローレンツブースト
| Title |
Symmetries_from_Locality_Part_2:_Gravitation_and_Lorentz_Boosts |
| Authors |
Mark_P._Hertzberg,_Jacob_A._Litterer,_McCullen_Sandora |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01744 |
スピン1の粒子を含むローカルのローレンツ不変の単一理論では、それらが結合する物質セクターが内部の物理的対称性と関連する電荷保存によって組織化されることを要求し、スピン3/2は超対称性を要求することが知られています。ただし、スピン2グラビトンの導入は、物質セクターの新しい対称性を明らかに要求しません（ただし、ユニバーサルカップリングが必要です）。この作業では、距離に瞬間的な信号がないという局所性の基本的な概念を維持しながら、ローレンツブースト対称性の仮定を緩和します。これは、電磁気におけるスピン1粒子の関連問題に関するパート1の付随する作業を拡張および補足します。重力子の縦モードに関する潜在的な問題を回避するために、2つの自由度のみを残してそれらを投影することを選択します。アプリオリがローレンツのブースト不変性に違反する可能性がある理論の大規模なクラスを研究します。ツリーレベルの交換アクションをローカルに要求することにより、ローレンツブースト対称性が重力子と物質セクターによって満たされなければならないという一貫した要求があり、次に、この分析順序で一般相対性理論を回復します。
歳差運動するバイナリーブラックホールの漸近的インスピレーションをそれらの合併残党にマッピングする
| Title |
Mapping_the_asymptotic_inspiral_of_precessing_binary_black_holes_to_their_merger_remnants |
| Authors |
Luca_Reali,_Matthew_Mould,_Davide_Gerosa,_Vijay_Varma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01747 |
ブラックホールバイナリの進化を研究するには、複数のアプローチが必要です。ポストニュートン近似は初期のインスパイラルを記述するのに十分ですが（無限大の軌道分離からでも）、数値相対性理論のみが合併付近のダイナミクスの完全な複雑さをキャプチャできます。マルチタイムスケールのポストニュートン積分と数値相対性代理モデルを組み合わせて、バイナリの履歴全体を、過去の無限大での漸近構成からマージ後の残骸にマッピングします。このアプローチにより、当然のことながら、歳差運動と軌道のフェーズがマージレムナントの特性（質量、スピン、キック）に与える影響を評価できます。これらのフェーズは、バイナリ進化の2つの極値を接続するときに基本的な不確実性をもたらします。
スカラーモードのみの安定した非特異バウンスユニバース
この論文では、物質の不在下で均一で等方性の非特異な跳ねる宇宙を認める、より高い微分の非局所重力のクラスを研究します。線形化レベルでは、理論はスカラーの自由度のみを伝播し、ベクトルモードやテンソルモードは伝播しません。スカラーは、摂動ゴーストの不安定性から解放され、バウンス全体に振動的で境界のある進化をもたらします。
ベクトル暗黒物質の重力生成
重力相互作用を通じてのみ標準モデルと通信するベクトル暗黒物質のモデルが調査されました。さまざまなFLRWジオメトリでのベクトル場の標準的な量子化が、その運動量モードのいくつかのタキオン強化をどのように意味するかが詳細に示されています。モード方程式の近似解が見つかり、正確な数値解に対して検証されました。デシッタージオメトリはインフレーション中に想定されていますが、インフレーション後は、一般的な状態方程式による非標準の再加熱宇宙時代が採用されており、その後に放射線が支配する宇宙が続きます。重力で生成された暗いベクトルのスペクトルは、膨張中のハッブルパラメータ$m_X$の質量$H_{\rmI}$、状態方程式パラメーター$w$および$\gamma$の再加熱効率。観測された暗黒物質の残存量と一致するパラメーター空間内の領域が決定され、重力生成をベクトル暗黒物質の実行可能なメカニズムとして正当化しました。この論文で得られた結果は、対応する状態方程式と再加熱の効率によって効果的にパラメーター化された非標準の宇宙論を用いたインフレーション/再加熱のさまざまな可能なモデルに適用できます。
重力を伴うオイラー方程式の高次の離散的でバランスの取れた有限体積法-静水解に関する事前情報なし
| Title |
High_order_discretely_well-balanced_finite_volume_methods_for_Euler_equations_with_gravity_--_without_any_\`a_priori_information_about_the_hydrostatic_solution |
| Authors |
Jonas_P._Berberich,_Roger_K\"appeli,_Praveen_Chandrashekar,_Christian_Klingenberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01811 |
重力のソース項を持つ完全な圧縮性オイラーシステムのための新しい高次のバランスの取れた有限体積法を紹介します。それらは、バランスがよくあるべき静水圧ソリューションの事前の知識を必要とせず、特定のクラスの静水圧ソリューションに限定されません。1つの空間次元で、理想的な気体の法則の仮定の下で、静水圧状態の高次離散化のバランスを正確にとる方法を構築します。この方法は、各セルの静水圧状態の局所高次近似を使用して、一般的な状態方程式と2つの空間次元に拡張されます。提案された方法は、シンプルで柔軟性があり、堅牢です。数値テストは、バランスのとれた方法が静水状態の小さな摂動を正確に解決する能力を改善することを確認します。
水平線のない回転ブラックホール・ミミッカーの電磁試験
| Title |
Electromagnetic_tests_of_horizonless_rotating_black_hole_mimickers |
| Authors |
Anna_Zulianello,_Ra\'ul_Carballo-Rubio,_Stefano_Liberati_and_Stefano_Ansoldi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01837 |
ブラックホールの構造を理解するために天体物理学の観測が持つ意味への関心は、重力波が最初に検出されてから高まっています。代替のブラックホールモデルを制約するために提案されている多くの議論は、回転がないことを意味する完全な球対称などの実質的な仮定に依存しています。ただし、天体物理学のブラックホールは一般に非ゼロの角運動量を示すため、現実的な制約では回転の影響を考慮する必要があります。この研究では、角運動量が伝播にどのように影響するかを調べることにより、電磁波を使用して超大質量ブラックホール（具体的には射手座A*およびM87*）に有効な制約を抽出するために使用できる以前に提案された引数に対する回転の影響を分析します光線の。急速に回転するオブジェクトの場合、回転はオブジェクトの表面から放出される光子の脱出確率に大きく影響し、非回転の場合と比べて、赤道領域で大幅に増加し、極で減少することがわかります。射手座A*のようなそれほど高速に回転しないブラックホール候補の場合、このような変更は、ここで考慮されている相対論的レンズ効果により、もともと想定されていたものよりも弱い現在の制約に大きな影響を与えません。ただし、急速に回転するブラックホールミミッカーの表面放出の角度依存性を考慮することは、たとえば、M87*。
ハイパーカミオカンデを使用した銀河中心でのサブGeV暗黒物質の探索
| Title |
Searching_for_Sub-GeV_Dark_Matter_in_the_Galactic_Centre_using_Hyper-Kamiokande |
| Authors |
Nicole_F._Bell,_Matthew_J._Dolan,_Sandra_Robles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01950 |
消滅生成物による暗黒物質の間接検出は、弱く相互作用する巨大粒子（WIMP）の形で暗黒物質を探すための重要な手法です。光子や荷電粒子などの非常に目立つ標準モデルの最終状態へのWIMPの消滅には、強い制約があります。s波消滅の場合、これは通常、$\cal{O}$（10）GeV未満の質量の暗黒物質の熱遺物断面積を排除します。ただし、このような制限は、通常、暗黒物質がニュートリノなどの想定されない不可視または検出が難しい最終状態に消滅する可能性を無視します。ニュートリノ相互作用断面積が弱いため、これはプローブするのが難しいパラダイムです。銀河ハローの暗黒物質消滅を考慮して、1GeV未満の質量の暗黒物質について、ハイパーカミオカンデ（HyperK）ニュートリノ実験を使用して間接検出の見通しを調査します。私たちは、HyperK検出器の専用シミュレーションを実施します。これは、同様のSuper-Kamiokande実験とHyperK物理予測の結果に対してベンチマークします。ミューオンまたはニュートリノの最終状態への消滅のためにHyperKでプローブできる消滅断面積の予測を提供し、暗黒物質ハロープロファイルに関連する不確実性について説明します。ニュートリノの最終状態の場合、NFWハロープロファイルを想定すると、HyperKは約20MeVの質量を持つ暗黒物質の熱消滅断面積に敏感であることがわかります。また、ガドリニウム強化の効果、および低質量でのリーチを改善するための見通しについても説明します。
動的エーテルの起源としての自発色分極
| Title |
Spontaneous_color_polarization_as_a_modus_originis_of_the_dynamic_aether |
| Authors |
Alexander_B._Balakin_and_Gleb_B._Kiselev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02058 |
ベクトル場の多重項を含むSU（N）対称場構成の崩壊の結果としての動的エーテルの出現の現象論的モデルを提案します。エーテル速度に関連付けられた1つの単位の時間のようなベクトル場によって特徴付けられる動的エーテルへの遷移のシナリオは、強誘電体材料の自発的な電気分極に類似した自発的な色分極の考え方に基づいています。自発的な色の分極のメカニズムは、Bianchi-Iタイプの異方性宇宙モデルの枠組みで説明されています。宇宙加速膨張の過程で、色の偏光のテンソルの固有値の臨界的な振る舞いの考えを考慮に入れます。カラーエーテルから正準動的エーテルへの遷移の中間段階は有限の時間を要し、その持続時間は、現象論的に導入された拡張スカラーの臨界値によって事前に決定されます。
太陽コロナへの影響を伴う高速磁気再結合によるトカマク電流プロファイルの平坦化
| Title |
Flattening_of_the_tokamak_current_profile_by_a_fast_magnetic_reconnection_with_implications_for_the_solar_corona |
| Authors |
Allen_H_Boozer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02285 |
トカマクの中断中、正味の並列電流のプロファイルは、非常に速い時間スケールで平坦化することが観察され、それは高速の磁気再接続が原因であるに違いない。高速磁気再接続によって磁気表面が壊れた後、単一の磁力線が磁気表面だけでなくボリューム全体をカバーします。$K\equiv\mu_0j_{||}/B$によって与えられる現在のプロファイルは、無秩序な磁力線に沿って伝播するアルフの波によってそのボリューム内で一定に緩和します。この緩和の時間スケールは、一般的に観察される破壊現象、電流スパイク、およびプラズマ内部インダクタンスの突然の低下を決定します。この緩和を研究するための効率的な方法が導き出されます。これにより、電流スパイクにエンコードされた情報と、プラズマの内部インダクタンスの突然の低下をよりよく理解できます。コロナ加熱の影響についても説明します。
2017年9月10日のiPATHモデルを使用した太陽エネルギー粒子イベントのモデリング
| Title |
Modeling_the_10_September_2017_solar_energetic_particle_event_using_the_iPATH_model |
| Authors |
Zhe-Yi_Ding,_Gang_Li,_Jun-Xiang_Hu,_and_Shuai_Fu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02326 |
2017年9月10日、活動領域（AR）12673から高速コロナ質量放出（CME）が発生し、地球で地上レベルの強化（GLE）イベントが発生しました。Heliosphere（iPATH）モデルで改善された2D粒子加速および輸送を使用して、地球、火星、およびSTEREO-Aで観測された2017年9月10日の大規模な太陽エネルギー粒子（SEP）イベントをモデル化します。観察的証拠に基づいて、CME駆動の衝撃が噴火の直後に大きな横方向の膨張を経験したと仮定します。これは、このシミュレーションでは二重ガウス速度プロファイルによってモデル化されています。入力モデルパラメータを調整するための制約として、地球と火星の近くの複数の宇宙船でその場での衝撃到達時間と観測されたCME速度を使用します。次に、モデル化された時間強度プロファイルとエネルギー陽子のフルエンスを観測値と比較します。火星およびSTEREO-Aでの観測との合理的な合意が見つかりました。地球でのシミュレーション結果は、GOES-15の観測結果とは異なります。代わりに、地球から西へ20度の太陽中心経度でのシミュレーション結果は、GOES観測とかなりよく一致しています。これは、地球におけるイベント前の太陽風磁場が公称パーカー磁場によって記述されていない場合に説明できます。私たちの結果は、CME駆動の衝撃と以前のイベントによる歪んだ惑星間磁場の大きな横方向の拡大が、このGLEイベントの理解に重要である可能性があることを示唆しています。
宇宙マイクロ波背景の左右対称性の観察
| Title |
Observing_Left-Right_Symmetry_in_the_Cosmic_Microwave_Background |
| Authors |
Debasish_Borah,_Arnab_Dasgupta,_Chayan_Majumdar,_Dibyendu_Nanda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02343 |
宇宙マイクロ波背景（CMB）を介して左右対称モデル（LRSM）をプローブする可能性を検討します。ニュートリノを含むすべてのフェルミオンは、ヒッグス二重項への結合を介してのみ質量を取得する、ダブレット左右モデル（DLRM）としても知られる、ヒッグス二重項を備えた最小のLRSMを採用します。軽いニュートリノのディラックの性質により、初期宇宙では、適切なセクターに対応するゲージ相互作用によって熱化できる追加の相対論的自由度が存在します。Planck2018のモデルを有効相対論的自由度に制限し、モデルをさらに制限するために計画されたCMBステージIV実験の見通しを推定します。4.23TeV未満の$W_R$ボソンの質量は、ダイジェット共鳴検索のLHC境界よりも強い正確な左右対称の制限で、Planck2018境界から除外できることがわかります。また、右手系の実フェルミオン三重項を宇宙の主要な暗黒物質成分と見なすことにより、DLRMの暗黒物質に対するこれらの制約の結果を研究します。
