KiDS + VIKING + GAMA：galaxy-galaxy-galaxy-lensingによる銀河進化の半分析モデルのテスト
| Title |
KiDS+VIKING+GAMA:_Testing_semi-analytic_models_of_galaxy_evolution_with_galaxy-galaxy-galaxy-lensing |
| Authors |
Laila_Linke,_Patrick_Simon,_Thomas_Erben,_Daniel_J._Farrow,_Catherine_Heymans,_Hendrik_Hildebrandt,_Andrew_M._Hopkins,_Arun_Kannawadi,_Nicola_R._Napolitano,_Crist\'obal_Sif\'on,_Angus_H._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02419 |
いくつかの半分析モデル（SAM）は、銀河がどのように形成され、進化し、暗黒物質の大規模構造の内部で相互作用するかを説明しようとします。これらのSAMは、銀河ペアの周りの弱い重力レンズ効果であるgalaxy-galaxy-galaxy-lensing（G3L）の予測と観測値を比較することでテストできます。HenriquesらによってSAMを評価します。（2015;H15）およびLagosetal。（2012;L12）、ミレニアムランで実装されました。G3Lの予測を以前の研究よりも小さなスケールでの観測と比較し、異なる集団のレンズ銀河のペアについても比較しています。SAMによって予測されたG3L信号を、銀河および質量アセンブリ調査（GAMA）、キロ度調査（KiDS）、およびVISTAキロ度赤外線銀河調査（VIKING）の重複の測定値と比較し、レンズ銀河を分割します2つのカラーと5つの恒星質量サンプルに分けます。改良されたG3L推定器を使用して、異なるサンプルの銀河との混合レンズペアと、同じサンプルの銀河との非混合レンズペアの物質分布の3点相関を測定します。H15SAMによる予測は、色を選択したすべてのサンプルと、星を1つ選択したサンプルを除くすべての観測値に95％の信頼度で一致しています。恒星の質量が$9.5h^{-2}\mathrm{M}_\odot$のレンズで$0.2h^{-1}\mathrm{Mpc}$未満のスケールで偏差が発生します。選択された恒星質量のサンプルと赤い銀河のL12SAMによる予測は、観測されたものよりも大幅に高くなりますが、青い銀河のペアの予測信号は低すぎます。L12SAMは、H15SAMと観測値よりも小さい恒星質量と赤い銀河のペアを予測し、青い銀河のペアを予測しません。可能性のある説明は、SAMによる環境影響の異なる処理と、初期質量関数の異なるモデルです。G3Lは銀河の形成と進化のモデルに厳しいテストを提供していると結論します。
セファイド振幅によって検証されたハッブル定数測定の精度
| Title |
The_Accuracy_of_the_Hubble_Constant_Measurement_Verified_through_Cepheid_Amplitudes |
| Authors |
Adam_G._Riess,_Wenlong_Yuan,_Stefano_Casertano,_Lucas_M._Macri,_Dan_Scolnic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02445 |
銀河系外のセファイドで測定されたハッブル定数の精度は、恒星の混雑が存在する場合のロバストな測光とバックグラウンドの推定に依存します。従来のアプローチは、セファイドの近くの背景をサンプリングし、それらが自分の位置で背景と一致すると仮定することによって、混雑を説明します。セファイドサイトでの未解決のソースによる混雑の直接的な結果は、光度曲線の部分的な振幅の減少であることを示しています。単純な分析式を使用して、3つのSNe〜IaホストおよびNGC4258の200を超えるセファイドの光度曲線の振幅から、HSTによって観測されたマジェラン雲を超えて測定された最初の近赤外線の振幅から直接混雑を推測します。局所的な混雑が最小限である場合、近赤外線の振幅が同じ時期に天の川のセファイドに一致することがわかります。より高い恒星密度では、経験的に測定された振幅が、ローカル領域から従来の方法で評価された混雑から予測された値（自由パラメーターなし）と一致し、セファイドの場所での背景を推定するための精度を確認します。銀河系外のセファイドの振幅は、H_0の現在の不一致の主な原因として、認識されていない追加の混雑を示すために、測定よりも約20％小さい必要があります。むしろ、振幅データにより、セファイド背景の体系的な誤推定が0.029+/-0.037等に制約されていることがわかり、H_0の現在の〜0.2等級のサイズよりも5倍以上小さくなっています。セファイドの背景の系統的エラーは、ハッブルの緊張にもっともらしい解決策を提供しないと結論付けます。
複数のトレーサーのフィッシャー行列：モデルを想定せずに大規模構造から学習できるすべて
| Title |
Fisher_matrix_for_multiple_tracers:_all_you_can_learn_from_large-scale_structure_without_assuming_a_model |
| Authors |
Renan_Boschetti,_L._Raul_Abramo,_Luca_Amendola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02465 |
銀河のパワースペクトルは、宇宙論における中心的な量の1つです。これには、原始インフレーションプロセス、物質クラスタリング、バリオン-光子相互作用、重力の影響、銀河物質バイアス、宇宙膨張、特異な速度場などに関する情報が含まれています。ただし、この情報のほとんどは、特定の宇宙論モデル、たとえば$\Lambda$CDMと標準重力を仮定せずに抽出します。この論文では、代わりに、バックグラウンドと線形摂動レベルの両方で、宇宙論モデルに依存しない情報をどれだけ取得できるかを探ります。2つの赤方偏移ビンと2つの異なるトレーサーを組み合わせることによって構築できる、モデルに依存しない統計の完全なセットを決定します。特に、2つの赤方偏移シェルでの$f\sigma_8（z）$の比率として定義される統計$r（k、z_1、z_2）$に焦点を当て、フィッシャーマトリックスアプローチでそれを推定する方法を示します。最後に、将来の銀河調査で達成できる$r$の制約を予測し、標準の単一トレーサーの結果と比較します。調査に応じて、$r$は3〜11％の精度で測定できることがわかります。2つのトレーサーを使用すると、最大2倍の制約の改善が見られます。
インフレの2フィールドモデルでのPBHと小規模GWの生成
| Title |
Generating_PBHs_and_small-scale_GWs_in_two-field_models_of_inflation |
| Authors |
Matteo_Braglia,_Dhiraj_Kumar_Hazra,_Fabio_Finelli,_George_F._Smoot,_L._Sriramkumar,_Alexei_A._Starobinsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02895 |
大きな原始密度の重力崩壊によって生成された原始ブラックホール（PBH）は、観測された暗黒物質の一部である可能性があります。この論文では、大規模な非正準運動論的結合に基づく2段階のインフレによって特徴付けられる2フィールドインフレモデルで原始パワースペクトル（PPS）に大きなピークを生成するメカニズムを紹介します。このメカニズムは、いくつかの2フィールドインフレモデルに一般的です。これは、インフレーションの2つのステージ間の遷移での等曲率摂動の一時的なタキオン不安定性によるものです。BINGO（BIスペクトルおよび非ガウス性演算子）の拡張を使用して、最大スケールからPBHのそれに対応する小さなスケールまでの原始摂動を数値的に計算します。さらに、パルサータイミングアレイ、平方キロメートルアレイからアインシュタイン望遠鏡のそれに対応する観測スケールをカバーする、ナノHzからKHzの範囲の周波数内の2次スカラー摂動によって生成される重力波（SBGW）の確率的背景を数値的に計算します。これらの提案されたおよび今後の重力波実験によるその検出の見通しについて説明します。
重力波背景実験の$ N_ \ ell $
| Title |
The_$N_\ell$_of_gravitational_wave_background_experiments |
| Authors |
David_Alonso,_Carlo_R._Contaldi,_Giulia_Cusin,_Pedro_G._Ferreira,_Arianna_I._Renzini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03001 |
干渉波ネットワーク（GWB）を検出器のノイズプロパティ、ネットワーク構成、スキャン戦略の関数としてマッピングする干渉計ネットワークの機器ノイズの角度パワースペクトルのモデルを構築します。モデルを使用して、現在および将来の地上ベースの実験、および計画された宇宙ミッションのノイズパワースペクトルを計算します。宇宙のマイクロ波背景と強度マッピング実験で使用される言語と同様の言語で結果を提示し、形式をGWB分析で一般的な知識である感度曲線と関連付けます。私たちの形式は、https：//github.com/damonge/schNellで公開する軽量Pythonモジュールに実装されています。
SPECULOOS-Southの測光と性能
| Title |
Photometry_and_Performance_of_SPECULOOS-South |
| Authors |
C._A._Murray,_L._Delrez,_P._P._Pedersen,_D._Queloz,_M._Gillon,_A._Burdanov,_E._Ducrot,_L._J._Garcia,_F._Lienhard,_B._O._Demory,_E._Jehin,_J._McCormac,_D._Sebastian,_S._Sohy,_S._J._Thompson,_A._H._M._J._Triaud,_V._V._Grootel,_M._N._G\"unther_and_C._X._Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02423 |
SPECULOOS-Southは、チリのESOParanalにある4つの独立した1mロボット望遠鏡で構成される観測所で、2019年1月に科学運用を開始しました。最も近くて明るい超クールな小人の周りの惑星。SPECULOOS-Southの観測を自動的かつ効率的に処理し、超低温矮星ターゲットの特殊な測光要件に対処するために、自動パイプラインを紹介します。このパイプラインには、自動化された示差測光のアルゴリズムと、可降水量の地上測定値を使用した、テルル水蒸気の影響に対する広範な補正手法が含まれています。近赤外線で非常に赤いターゲットを観測すると、地球の大気の時間的に変化する波長依存の不透明度に関連して、微分光度曲線の測光体系が得られます。これらの体系は、ライトカーブの毎日の品質に影響を与えるのに十分であり、ターゲットのより長い時間スケールの変動性研究であり、トランジットのような信号を模倣しさえします。ここでは、水蒸気補正方法の実装と影響を示します。2019年1月以降にSPECULOOS-SouthによってI+z'フィルターで観測された179泊と98ターゲットを使用して、施設の印象的な測光性能を示します（生の30分のビニングでの中央精度〜1.5mmag、トレンド除去されていないライトカーブ）とその検出の可能性を評価します。同時観測とSPECULOOS-SouthおよびTESSを比較して、SPECULOOS-Southをこの種の最初の施設として強調し、明るく超クールな小人の高精度な空間レベルの測光を簡単に実現できることを示します。
コマの異方性と星間彗星2I / Borisovの回転極
| Title |
Coma_Anisotropy_and_the_Rotation_Pole_of_Interstellar_Comet_2I/Borisov |
| Authors |
Yoonyoung_Kim,_David_Jewitt,_Max_Mutchler,_Jessica_Agarwal,_Man-To_Hui,_Harold_Weaver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02468 |
近日点近くの星間彗星2I/Borisovのハッブル宇宙望遠鏡観測は、〜35kg/sの推定質量損失率で、<〜9m/sの速度で大きな（>〜100um）粒子の放出を示しています。ボリソフ彗星からの総質量の減少は、わずか0.4mの厚さの核の表面殻の減少に相当します。このシェルは、宇宙線による星間媒質での過去の化学処理の影響を受けやすいほど薄いので、放出された物質は必ずしも原始的であるとは見なされません。私たちの高解像度画像は、塵のコマに永続的な非対称性があることを明らかにしています。これは、回転核の熱遅延により、彗星核の午後にピーク質量損失が発生することで最もよく説明されます。この解釈では、核は30度の傾斜で回転します（極方向RA=205度およびDec.=52度）。サブソーラー緯度は、発見時の-35度（南極点）から2020年1月の0度（キノックス）まで変化し、季節効果の重要性を示唆しています。その後の活動は、北半球が初めて照らされたときに活性化されたばかりの地域から生じる可能性があります。
金属およびレインアウトのプローブとしてのUV太陽系外惑星透過スペクトルの特徴
| Title |
UV_Exoplanet_Transmission_Spectral_Features_as_Probes_of_Metals_and_Rainout |
| Authors |
Joshua_D._Lothringer,_Guangwei_Fu,_David_K._Sing,_Travis_S._Barman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02528 |
0.5ミクロンの短距離で観測された超高温木星の低解像度透過スペクトルは、短波長での強い吸収を示しています。以前の説明には、散乱、光化学、金属の脱出、および不平衡化学が含まれています。この書簡では、0.5ミクロン未満の傾斜と機能は、太陽系外惑星の大気モデルでは一般的に考慮されていないが、条件がFeI、FeII、TiI、NiIを含む化学平衡に近い場合に存在することが保証されている不透明度によって引き起こされる可能性があることを示しています、CaI、CaII、およびSiO。比較的微量の種（CrIやMnIなど）でも、UVと青色光の強い線を通して寄与する可能性があります。PHOENIX大気モデルを使用して、1000Kと4000Kの間の平衡温度によって短波長トランジットスペクトルがどのように変化するか、およびこれらの波長での凝縮水のレインアウトの影響について説明します。2つのスペクトルインデックスを定義して、NUVと青の吸収の強度を赤色光の強度と比較して定量化します。NUVの通過深度は、すべての高温木星のレイリー散乱のみからの通過深度を約1000Kまで大幅に超えることがわかります。ブルーオプティカルでは、2000Kを超える高温の木星は通過深度がレイリー散乱からの通過深度よりも大きくなりますが、2000K未満では、存在する場合はレイリー散乱が支配的になる可能性があります。さらに、これらのスペクトルインデックスを使用してレインアウトの影響を追跡できることを示します。次に、シミュレーションされたトランジットスペクトルをWASP-12b、WASP-33b、WASP-76b、およびWASP-121bの既存の観測と比較します。
外惑星系のアルカリ性外圏：蒸発透過スペクトル
静水圧平衡は、惑星外大気の透過スペクトルを解釈するために標準的に使用されてきた、惑星大気の高密度層の優れた近似です。ここでは、それらの手ごわい吸収断面積のためにナトリウムとカリウムガスの希薄層を探査する高解像度分光器の能力を利用します。光学的に厚い媒質と光学的に薄い媒質の間の大気-外圏の縮退を提示し、流体力学的平衡が太陽系外惑星で観測されたNaI線に適切かどうかという疑問を提起します。この目的のために、3つの非静力学、蒸発、密度プロファイルをシミュレートします：（i）エスケープ、（ii）exomoon、および（iii）トーラスの透過におけるアルカリ性外気圏へのインプリントを調べます。成長の蒸発曲線を分析すると、$W_{\mathrm{NaD2}}\sim1-10$mAの同等の幅が蒸発速度$\sim10^3-10^5$kg/sによって自然に駆動されることがわかります純粋な原子Naの。大気吸収と外気吸収の縮退を解消するために、ライン比が$\mathrm{D2/D1}\gtrsim1.2$の場合、ガスは平均して光学的に薄く、大気/外圏の非静力学構造をおおよそ示していることをお勧めします。これは、高温木星WASP-49bおよびHD189733bでのNaI観測の場合であり、それらのKIスペクトルのシミュレーションも行います。最後に、超高温木星での多数の金属検出に動機付けられて、WASP-76bとWASP-121bでのトロイダル大気が現在のNaIデータと一致していることを示唆しています。
ハッブルPanCETプログラム：強力に照射された巨大な太陽系外惑星WASP-76bのトランジットおよびエクリプス分光
| Title |
The_Hubble_PanCET_program:_Transit_and_Eclipse_Spectroscopy_of_the_Strongly_Irradiated_Giant_Exoplanet_WASP-76b |
| Authors |
Guangwei_Fu,_Drake_Deming,_Joshua_Lothringer,_Nikolay_Nikolov,_David_K._Sing,_Eliza_M.-R._Kempton,_Jegug_Ih,_Thomas_M._Evans,_Kevin_Stevenson,_H.R._Wakeford,_Joseph_E._Rodriguez,_Jason_D._Eastman,_Keivan_Stassun,_Gregory_W._Henry,_Mercedes_L\'opez-Morales,_Monika_Lendl,_Dennis_M._Conti,_Chris_Stockdale,_Karen_Collins,_John_Kielkopf,_Joanna_K._Barstow,_Jorge_Sanz-Forcada,_David_Ehrenreich,_Vincent_Bourrier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02568 |
2000Kを超える平衡温度の超高温木星は、極端な条件下での大気の振る舞いに関する重要な洞察を提供するため、非常に興味深いターゲットです。このクラスの巨大惑星は、ホスト星から強い放射を受け、通常、強く照射され、非常に膨張した大気を持っています。このような高温では、雲の形成が抑制され、水蒸気の熱分解が発生する可能性があります。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）と$Spitzer$を使用して大気中の化学プロセスと物理プロセスを包括的に調査し、7つのトランジットと5つの日食を伴う超高温のJupiterWASP-76bを観察しました。光学および近赤外通過スペクトルでTiOおよびH$_2$O吸収を検出します。Fe、Ni、Ti、SiOなどの中性およびイオン化された重金属の数による追加の吸収は、短波長通過スペクトルの説明に役立ちます。二次日食スペクトルは、ミュート水機能を示していますが、Spitzerの4.5$\mu$mバンドに強いCO排出機能があり、温度圧力プロファイルが反転していることを示しています。自己矛盾のないPHOENIXモデルと取得モデル（ATMO$\＆$PLATON）を組み合わせて、通過スペクトルと放出スペクトルの両方を分析しました。両方のスペクトルは、太陽金属での化学平衡と放射平衡における自己無撞着PHOENIX前方大気モデルによって適切に適合され、TiO/VOとNUV重金属の両方の不透明度が、超成層圏の顕著なNUV光学不透明度ソースであることを示す証拠が増えています-熱い木星。
暖かい海王星が非ゼロの偏心を示すのはなぜですか？
ほとんどの海王星の質量をもつ惑星の惑星（軌道周期が数日未満）の離心率はゼロではなく、通常は約0.15です。これらの惑星は、システムの古さよりも短い時間スケールで軌道を循環させるはずの強い潮汐散逸を受けるため、これはどういうわけか予想外です。この論文では、体の潮汐に対抗することができるいくつかのメカニズム、すなわち熱大気潮汐、大気の蒸発、および遠くの仲間からの励起について議論します。最初の2つのケースでは、離心率は一貫して増加する可能性がありますが、最後のケースでは、離心率は限られた時間（それでもシステムの古さを超える可能性があります）だけ励起されます。これらのさまざまなメカニズムの限界と、観測された惑星系の特定の特性に応じて、それらのいくつかが現在観測されている離心率をどのように説明できるかを示します。
LkCa 15とJ1610の周りの遷移ディスクの環状下部構造
| Title |
Annular_substructures_in_the_transition_disks_around_LkCa_15_and_J1610 |
| Authors |
S._Facchini,_M._Benisty,_J._Bae,_R._Loomis,_L._Perez,_M._Ansdell,_S._Mayama,_P._Pinilla,_R._Teague,_A._Isella,_A._Mann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02712 |
TタウリスターLkCa15とJ1610の周りのディスクの高解像度ミリメートル連続体ALMA観測を提示します。これらの円盤は、塵が枯渇した内部領域をホストしており、おそらく巨大な惑星によって刻まれているため、惑星と円盤の相互作用の痕跡を研究する上で最も重要です。中程度の角度分解能では、空洞を取り巻く広いリングとして表示されますが、連続体の放出は、約60$\times$40mas（LkCa15の場合は〜7.5au、J1610の場合は〜6au）および〜$7の解像度で複数のリングに分解されます。\、\mu$Jyビーム$^{-1}$1.3mmでrms。幅広い拡張コンポーネントに加えて、LkCa15およびJ1610はそれぞれ3および2の狭いリングをホストし、LkCa15の2つの明るいリングが放射状に解決されます。リングはわずかに光学的に厚く見え、ピークの光学的深さは約0.5（散乱を無視）で、ディスク全体の高角度分解能の観察と一致しています。埋め込まれたサブジョビアン質量の惑星を使用して流体力学シミュレーションを実行し、観測された複数リングの下部構造が、惑星とディスクの相互作用の結果として定性的に説明できることを示します。ただし、ディスク冷却のタイムスケールの選択だけでは、惑星の周囲に生じるガスとダストの分布に大きな影響を与え、リングとギャップの数やそれらの間の間隔が異なることに注意してください。遷移円盤の大規模な外側円盤領域は、微惑星、およびおそらく内部空洞を彫刻している惑星よりも低い質量のオブジェクトの第2世代の惑星の形成に適した場所であると提案します（通常、$M_{\rmJup}$はほとんどありません）。LkCa15とJ1610で観察された環状の下部構造は、ダストが豊富な圧力トラップ内の遊星コアの形成を示している可能性があります。現在の観測は、観測された下部構造の起点にある他のメカニズムと互換性があり、特に、COとN$_2$のスノーラインの端に生成された狭いリングと互換性があります。
粘弾性タンブラーの緩和と1I / 2017（ `Oumuamua）および4179 Toutatisへの応用
| Title |
Relaxation_of_Viscoelastic_Tumblers_with_Application_to_1I/2017_(`Oumuamua)_and_4179_Toutatis |
| Authors |
James_A._Kwiecinski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02747 |
彗星と非主軸（NPA）状態で回転する小惑星の観測に動機を与え、その最低エネルギーのスピン状態に向かって自由に歳差運動する3軸楕円回転子の緩和を調査します。歳差運動の緩和は、スピンからの自己重力と慣性力によって生成された内部散逸応力から生じます。長軸（LAM）モードと短軸（SAM）モードの両方について、線形レオロジーの下で回転子の粘弾性応力を決定する一般的な理論を開発します。連続体力学の方法により、我々は、歳差減衰のタイムスケールを決定することを可能にする、応力場および粘弾性材料ひずみによって散逸される力を計算します。理論がどのように使用されるかを説明するために、マクスウェル体制下の3軸1I/2017（`Oumuamua）および4179Toutatisにフレームワークを適用します。前者の場合、非常に冷たいモノリシック小惑星に典型的な粘弾性パラメーターを使用すると、減衰タイムスケールが$10^{10}$倍長くなり、$\、Q$-factorアプローチに依存する研究で見られるタイムスケールよりも長くなります。後者は、自己重力を含める結果として、大幅に短いタイムスケールをもたらします。さらに、3軸理論を扁平な形状のボディに縮小し、Maxwell回転子のNPA減衰時間を決定する比較的単純な分析近似のファミリーを導き、緩和プロセスで自己重力が無視できるかどうかを決定する基準も導きます。私たちの近似は、非散逸体に近い場合、数値積分と比較した場合、$0.2\％$以下の相対誤差を示し、高エネルギー散逸回転子の場合、$0.002\％$を示します。
E-MOSAICSシミュレーションにおける球状星団集団の運動学および天の川の組立履歴に対するそれらの意味
| Title |
The_kinematics_of_globular_cluster_populations_in_the_E-MOSAICS_simulations_and_their_implications_for_the_assembly_history_of_the_Milky_Way |
| Authors |
Sebastian_Trujillo-Gomez,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Marta_Reina-Campos,_Joel_L._Pfeffer,_Benjamin_W._Keller,_Robert_A._Crain,_Nate_Bastian,_and_Meghan_E._Hughes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02401 |
天の川（MW）球状星団（GC）の運動学と、E-MOSAICSプロジェクトからの25の天の川-質量宇宙シミュレーションの詳細な比較を示します。MWはシミュレーションがまたがるGCの運動学的分布内にありますが、金属に富む（$[\rm{Fe/H}]>-1.2$）と金属に乏しい（$[\rm{Fe/H}]<-1.2$）、および内部（$r<8\rm{kpc}$）対外部（$r>8\rm{kpc}$）の集団は、その質量が非定型です。これらの機能の起源を理解するために、シミュレーションの包括的な統計分析を実行し、GCポピュレーションキネマティクスに基づいて$L^*$銀河とそれらの暗黒物質ハローのアセンブリを表す18の相関関係を見つけます。相関が発生するのは、付着GCと現場GCの軌道分布が、付着した衛星の質量と付着赤方偏移に依存し、動的フラクション、潮汐ストリッピング、および動的加熱の複合効果によって駆動されるためです。in-situ/accrettedGCの運動学は、金属が豊富/金属が少ない集団と内部/外部の集団によって広く追跡されるため、観測されたGC運動学は銀河アセンブリの敏感なプローブです。$L^*$銀河の母集団に対して、MWはその場での星形成、12を超える低質量の合併、および$1.4\pm1.2の組み合わせにより、暗黒物質と恒星の質量を急速に組み立てると予測します。$初期（$z=3.1\pm1.3$）の主要な合併。急速な集合期間が早く終わり、降着した星の割合が制限されました。最後に、MWのアセンブリ履歴の詳細な定量的予測を提供します。
z $ \ simeq $ 7における[OIII] $ + $ H $ \ beta $の等価幅分布：銀河の再イオン化への寄与の意味
| Title |
The_[OIII]$+$H$\beta$_Equivalent_Width_Distribution_at_z$\simeq$7:_Implications_for_the_Contribution_of_Galaxies_to_Reionization |
| Authors |
Ryan_Endsley,_Daniel_P._Stark,_Jacopo_Chevallard,_St\'ephane_Charlot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02402 |
22個の明るい（M$_{\mathrm{UV}}$$\lesssim$$-$21）銀河のサンプルを使用して、z$\simeq$7での[OIII]+H$\beta$線強度の分布を定量化します。z$\simeq$6.63$-$6.83の銀河を正確に選択する新しい色選択を使用して、広視野フィールド（合計2.3deg$^2$）でこれらのシステムを選択します。これは、ブルースピッツァー/IRAC[3.6]$の赤方偏移範囲です。-$[4.5]色は、明確な[OIII]$+$H$\beta$放出を示します。これらの22個の銀河は、中央値がEW=692$^{+102}_{-103}$$\mathrm{\mathring{A}}$であり、対数正規[OIII]$+$H$\beta$EW分布を示唆しています。標準偏差=0.25$^{+0.06}_{-0.05}$dexUV光度によるこのEW分布の強い変動の証拠は見つかりません。サンプルで示されている、z$\simeq$7での典型的な[OIII]+H$\beta$EWは、z$\simeq$2での大規模な星形成銀河よりもかなり大きく、平均sSFRが大きくなる方向にシフトしている（5Gyr$^{-1}$）およびより低いメタラリティ（0.2Z$_\odot$）。さらに低い赤方偏移ではほとんど見られない、さらに極端な星雲放出（[OIII]+H$\beta$EW$>$1200$\mathrm{\mathring{A}}$）を持つ集団の出現の証拠も見つかりました。これらの天体は非常に大きなsSFR（$>$50Gyr$^{-1}$）を持っています。これは、星の形成がバーストまたは上向きになっているシステムで予想されることです。これは短命のフェーズかもしれませんが、私たちの結果は、z$\simeq$7人口の20％がこのような極端な星雲の放出を持っていることを示唆しています。この集団は、光子生成効率と脱出率の両方の観点から、再イオン化の時代で最も効果的なイオン化剤の1つである可能性があると私たちは主張します。さらに、この大きなsSFR相を通過する銀河は、結合した星団を形成するのに非常に効率的である可能性が高いことを示唆しています。
e-MERLIN Galaxy Evolution Survey（e-MERGE）：概要と調査の説明
| Title |
The_e-MERLIN_Galaxy_Evolution_Survey_(e-MERGE):_Overview_and_Survey_Description |
| Authors |
T.W.B._Muxlow_(JBCA),_A.P._Thomson,_J.F._Radcliffe,_N.H._Wrigley,_R.J._Beswick,_Ian_Smail,_I.M._McHardy,_S.T._Garrington,_R.J._Ivison,_M.J._Jarvis,_I._Prandoni,_M._Bondi,_D._Guidetti,_M.K._Argo,_David_Bacon,_P.N._Best,_A.D._Biggs,_S.C._Chapman,_K._Coppin,_H._Chen,_T.K._Garratt,_M.A._Garrett,_E._Ibar,_Jean-Paul_Kneib,_Kirsten_K._Knudsen,_L.V.E._Koopmans,_L.K._Morabito,_E.J._Murphy,_A._Njeri,_Chris_Pearson,_M.A._Perez-Torres,_A.M.S._Richards,_H.J.A._Rottgering,_M.T._Sargent,_Stephen_Serjeant,_C._Simpson,_J.M._Simpson,_A.M._Swinbank,_E._Varenius,_T._Venturi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02407 |
eMERLINGalaxyEvolutionサーベイ（eMERGE）データリリース1（DR1）の概要と説明を示します。これは、GOODS-Nフィールドの高分解能1.5GHz無線観測の大規模なプログラムで、eMERLINおよび超大型アレイ（VLA）で$\sim40$時間。eMERLINの長いベースライン（高い角度分解能を提供）とVLAの比較的密に詰め込まれたアンテナ（優れた表面輝度感度を提供）を組み合わせて、感度（$\sim1.5\mu$Jy）の深い1.5GHz無線調査を作成しますBeam$^{-1}$）、角度分解能（$0.2"$-$0.7"$）、および視野（$\sim15'\times15'$）により、星形成銀河とAGNを検出して空間的に解決します$z\gtrsim1$。eMERGEの目標は、SKA1-midによって調査される、サブ秒未満の深い電波の空に新しい制約を提供することです。この最初の出版物では、$\sim20$年ベースラインでのインビームソース変動をモデル化するためにとられた手順、およびeMERLINとVLAデータをシームレスにマージする新しい点広がり関数/プライマリビームモデルの開発を含む、データ分析手法について説明します$uv$平面。1.5GHzで選択された$\sim500$銀河の光度や線形サイズの測定を含む、初期の科学結果を提示します。ハッブル宇宙望遠鏡の詳細な観測と組み合わせて、平均のラジオ対光学サイズ比$r_{\rmeMERGE}/r_{\rmHST}\sim1.02\pm0.03$を測定します。-redshift銀河、$\sim$GHz連続発光は、光学イメージングで見られる恒星光をトレースします。これは、eMERGEDR1によって観測されたGOODS-Nフィールドの星形成銀河とAGNの$\sim$kpc-scale無線特性を調査する一連の論文の最初のものです。
Cosmic Ultraviolet Baryon Survey（CUBS）I.概要とライマンリミットシステムの多様な環境（z <1）
| Title |
The_Cosmic_Ultraviolet_Baryon_Survey_(CUBS)_I._Overview_and_the_diverse_environments_of_Lyman_limit_systems_at_z<1 |
| Authors |
Hsiao-Wen_Chen,_Fakhri_S._Zahedy,_Erin_Boettcher,_Thomas_M._Cooper,_Sean_D._Johnson,_Gwen_C._Rudie,_Mandy_C._Chen,_Gregory_L._Walth,_Sebastiano_Cantalupo,_Kathy_L._Cooksey,_Claude-Andre_Faucher-Gigu`ere,_Jenny_E._Greene,_Sebastian_Lopez,_John_S._Mulchaey,_Steven_V._Penton,_Patrick_Petitjean,_Mary_E._Putman,_Marc_Rafelski,_Michael_Rauch,_Joop_Schaye,_Robert_A._Simcoe,_and_Benjamin_J._Weiner |
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https://arxiv.org/abs/2005.02408 |
宇宙紫外線バリオン調査（CUBS）の初期結果を示します。CUBSは、15のUV明るいQSOの吸収線分光法を使用して、深部銀河調査データと一致する赤方偏移z<〜1で拡散バリオン構造をマッピングするように設計されています。CUBSQSOは、それらのNUV輝度に基づいて選択され、zabs<1で介在するライマンリミットシステム（LLS）の存在に対するバイアスを回避します。合計赤方偏移サーベイパス長がdz=9.3で、数値密度がn（z）=0.43（-0.18、+0.26）の場合、logN（HI）/cm^-2>〜17.2の5つの新しいLLSを報告します。logN（HI）/cm^-2>16.5のすべての吸収体を検討すると、z<1でn（z）=1.08（-0.25、+0.31）になります。すべてのLLSは、CII、CIII、MgII、SiII、SiIII、OVI吸収などの複数のイオン化状態からの多成分構造と関連する重イオンを示します。イオン化状態だけでなく、化学的濃縮レベルの違いも、3つのLLSの個々のコンポーネント全体で直接観察されます。VLT-MUSE積分フィールドスペクトログラフとマゼラン望遠鏡を使用して得られた深銀河調査データを提示し、5つのフィールドすべてでd<〜300物理kpc（pkpc）で0.1L*未満の銀河を検出するために必要な感度に到達します。これらのLLSの周りには、低質量の矮小銀河のペア、回転するガス状のハロー/ディスク、星形成銀河、巨大な静止銀河から銀河グループまで、さまざまな銀河の特性が見られます。最も近い銀河は、d=15から72pkpcの範囲の射影距離と、約0.01L*から約3L*の固有光度を持っています。私たちの研究は、LLSがさまざまな銀河環境で発生し、幅広い金属性を持つガス状構造を追跡することを示しています。
若い宇宙における大規模なブラックホールペアリングのドライバーとしてのグローバルトルクと確率論
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Global_torques_and_stochasticity_as_the_drivers_of_massive_black_hole_pairing_in_the_young_Universe |
| Authors |
Elisa_Bortolas,_Pedro_R._Capelo,_Tommaso_Zana,_Lucio_Mayer,_Matteo_Bonetti,_Massimo_Dotti,_Melvyn_B._Davies_and_Piero_Madau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02409 |
来たるレーザー干渉計スペースアンテナ（LISA）は、構造形成の開始まで、合体する巨大ブラックホール（MBH）バイナリの個体数を調べます。ここでは、$z=7-6$の宇宙環境に埋め込まれた典型的な非塊状主系列銀河で、$\sim10^6M_\odot$MBHの銀河スケールのペアをシミュレーションします。統計サンプルを増やすために、6つのセカンダリMBHの進化を同時に追跡できるようにする戦略を採用しています。動摩擦によって誘発されたトルクの大きさは、摂動され、形態学的に進化する銀河円盤から生じる大規模な確率論的重力トルクの大きさよりも大幅に小さいことがわかり、標準の動摩擦処理が現実的な銀河には不適切であることを示唆しています赤方偏移。MBHの動的な進化は非常に確率的であり、初期の軌道フェーズの変動は、インスピレーションの劇的に異なる時間スケールにつながる可能性があります。最も注目すべきは、ホストシステムで銀河のバーが発達すると、二次MBHを中心にドラッグしてインスピレーションを大幅に加速するか、銀河周辺でMBHを散乱させて最終的に軌道崩壊を妨げます。後者はよりまれに発生し、銀河のバーが全体的にMBHのインスパイラルとバイナリの合体を促進することを示唆しています。軌道減衰時間は、動的摩擦のみに依存して予測されるものよりも桁違いに短い場合があります。確率論とグローバルトルクの重要な役割は、初期宇宙におけるMBHの合体率に決定的な影響を及ぼします。次のLISA天文台の予測を行う際には、両方を考慮する必要があります。
牧草地からの爆発：MUSEを使用したAT 2018cowの環境の研究
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A_Blast_from_the_Pasture:_Studying_the_environment_of_AT_2018cow_with_MUSE |
| Authors |
J._D._Lyman,_L._Galbany,_S._F._Sanchez,_J._P._Anderson,_H._Kuncarayakti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02412 |
AT2018cowは、銀河系外の、光り輝く、急速に進化する新種の過渡現象の新種の最も近く、最もよく研究された例でした。これらの急速な過渡現象の前駆体システムと爆発メカニズムはどちらも謎のままです。エネルギー論、スペクトルシグネチャ、およびタイムスケールにより、確立された超新星および潮汐破壊イベントのクラスを解釈することが困難になります。AT2018cowの豊富な多波長データセットは、このイベントの性質を説明するために実行可能ないくつかの解釈を残しています。この論文では、ホスト銀河、CGCG137-068の積分フィールド分光データを分析し、環境制約を主要な前駆モデルと比較します。私たちは、AT2018cowの爆発サイトがコア崩壊超新星（MZAMS〜8-25Mの星から形成されることが知られている）の非常に典型的であることを発見し、わずかにサブで、10Myrの数倍の爆発サイトで若い恒星人口年齢を推測します-太陽の金属性。エキゾチックな中間質量ブラックホール（IMBH）の潮汐破壊イベントに対する期待と比較すると、IMBHの潜在的なホストシステムの証拠は見つかりません。特に、明確なホストシステムの存在に反対して、爆発サイトの近くで金属性や運動学に急激な変化はありません。ホスト銀河の強い星形成にAT2018cowが近接しているため、このイベントには大規模な恒星の前駆体が好まれます。
若い星団の周りの中赤外線放出の年齢依存性
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The_Age-Dependence_of_Mid-Infrared_Emission_Around_Young_Star_Clusters |
| Authors |
Zesen_Lin,_Daniela_Calzetti,_Xu_Kong,_A._Adamo,_M._Cignoni,_D.O._Cook,_D.A._Dale,_K._Grasha,_E.K._Grebel,_M._Messa,_E._Sacchi,_L.J._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02446 |
ハッブル宇宙望遠鏡プログラムのレガシーエクストラギャラクティックUVサーベイ（LEGUS）からの星団カタログと、5Mpc内の5つの銀河に対するSpitzer宇宙望遠鏡のIRACカメラからの8$\mu$m画像を使用して、8$\mu$mのダストの光度は、星形成領域の30〜50pcスケールでの星の年齢と相関しています。LEGUSカタログからの1つ以上の若い星団候補をそれぞれ含む、8$\mu$m発光の局所ピークを中心とした97の領域のサンプルを作成します。質量正規化されたダストのみの8$\mu$mの光度と1Gyr未満の星団の年齢との間に、ピアソン相関係数$r=-0.84\pm0.05$の強い反相関関係が見つかりました。8$\mu$mの光度は、恒星の人口の年齢の増加とともに減少します。恒星とダスト放出モデルの組み合わせに関する単純な仮定は、観測された傾向を再現します。また、観測された傾向のばらつきが、恒星の金属性、PAHの存在量、ダストによって吸収される恒星の光の割合、および瞬間的な星形成モデルと連続的な星形成モデルの仮定にどのように依存するかについても調べます。恒星の金属性の変動は散乱にほとんど影響しないことがわかりますが、PAHの存在量とダストに吸収された光の割合は、データの全範囲を囲んでいます。また、この傾向は、瞬間的なバーストモデルではなく、連続的な星の形成によってより適切に説明されることもわかりました。この結果は、多くの地域で年齢の異なる複数の星団が存在するためと考えられます。年齢の関数としてのダストのみの8$\mu$m放出の上限が提供されます。
渦状銀河NGC 0628の放射状カットとほこりっぽいUV明るい塊に沿った分子線比診断
| Title |
Molecular_Line_Ratio_Diagnostics_Along_the_Radial_Cut_and_Dusty_UV-bright_Clumps_in_a_Spiral_Galaxy_NGC_0628 |
| Authors |
Sel\c{c}uk_Topal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02453 |
分子輝線は、銀河の星形成に関する多くの質問に光を当てるために不可欠なツールです。複数の分子線は、星を形成する分子雲のさまざまな段階を調べるのに特に役立ちます。この研究では、COの複数のライン、つまりCO（1-0、2-1、3-2）と$^{13}$CO（1-0）を使用して巨大分子雲（GMC）の物理特性を調査します、NGC0628の円盤の選択された20の位置で得られた。中心を含む放射状のカット上で11の位置が選択され、残りの9つの位置は銀河の南部と北部の腕を横切って選択された。20ポジションのうち13ポジションは24ミクロンと紫外線（UV）放射で明るく、残りのポジションに比べて著しく多くのHII領域をホストしており、反対の特性を示しています。私たちの線比率分析は、ガスが銀河中心から最大1.7kpcまでの半径の関数として暖かくなり、薄くなることを示しています。その後、比率は変動し始めます。私たちの経験とモデルの結果は、UV明るい位置には、より高い水素とCOカラム密度を備えた、より低温でより薄いCOガスがあることを示唆しています。ただし、UVの薄暗い位置は比較的温かいCOガスを持ち、少ない密度でHMC領域に囲まれたGMCに浸されます。多波長赤外線およびUVデータの分析は、UVが明るい位置が、UVが暗い位置よりも星形成効率が高いことを示しています。
X型電波銀河PKS 2014-55の流体力学的逆流
| Title |
Hydrodynamical_Backflow_in_X-shaped_Radio_Galaxy_PKS_2014-55 |
| Authors |
W._D._Cotton,_K._Thorat,_J._J._Condon,_B_._S._Frank,_G_._I._G._J\'ozsa,_S._V._White,_R_._Deane,_N._Oozeer,_M._Atemkeng,_L._Bester,_B._Fanaroff,_R._S._Kupa,_O._M._Smirnov,_T._Mauch,_V._Krishnan,_F._Camilo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02723 |
MeerKAT1.28GHzの全強度、偏光、およびスペクトルインデックス画像を提示します。これは、巨大な（投影長$l\1.57$〜Mpc）X型電波源PKS〜2014$-$55をカバーし、これまでにない輝度感度と角度分解能。それらは、ホスト銀河PGC〜064440の大きくて斜めの高温ガスのハローによって偏向された直線メインジェットからの流体力学的逆流の明確な「ダブルブーメラン」形態を示しています。PKS〜2014$-$55の磁場方向は、ジェットからセカンダリウィングを通るフローラインに従います。電波源は、均一な輝度温度と周囲のグループ内媒体への亜音速膨張に特徴的な鋭い外縁を有するかすかな（$T_\mathrm{b}\約0.5\mathrm{\、K}$）繭に埋め込まれています。はるかに小さい（$l\sim25$〜kpc）再開された中央ソースの位置角度は、メインジェットの$5^\circ$以内であり、ジェットの向きを変えるモデルまたは2つの独立したジェットを除外します。逆流の圧縮と乱流はおそらく、各ブーメランの頂点の背後にある不規則で低偏光の明るい領域と、明るい頭と暗い尾を持つ流れのいくつかの特徴を生成します。
Comaスーパークラスターの異なる環境における銀河の年齢と金属性
| Title |
Age_and_Metallicity_of_galaxies_in_different_environments_of_the_Coma_supercluster |
| Authors |
Juhi_Tiwari,_Smriti_Mahajan,_Kulinder_Pal_Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02757 |
連続した範囲の環境、つまり、コマのスーパークラスター（$\sim100h^{-1}$Mpc）で一般的なクラスター、フィラメント、ボイドなどの銀河の光度加重年齢と金属性（Z）を分析します。具体的には、H$\beta$と$\langle\rm{Fe}\rangle$の2つの吸収線指数を、銀河の年齢と金属性のトレーサーとして使用します。銀河の恒星相の金属性は、恒星の質量（$M^*$）と環境の関数として、年齢の増加とともに低下することがわかります。フィラメントでは、銀河の金属性はフィラメントのスパインからの距離の関数として変化し、フィラメントの中心に近い銀河は、銀河から1Mpc離れた銀河よりも金属性が低くなります。中間質量銀河（$10^{10}<M^*/M_{\odot}<10^{10.5}$）銀河の平均年齢は、異なる環境では統計的に有意に異なるため、クラスター内の銀河はフィラメント銀河は1〜1.5Gyr増加しますが、ボイド内の対応する銀河は$\sim1$Gyr減少します。一方、巨大な銀河（$M^*/M_{\odot}>10^{10.5}$）は、クラスターとフィラメントの銀河ではそのような違いはありませんが、ボイドの対応する銀河は、$\sim0.5$Gyr。ただし、固定年齢では、銀河のZは、最も巨大な（$M^*/M_{\odot}\gtrsim10^{10.7}$）最も古い銀河（$\gtrsim9$Gyr）$M^*$でZの急激な減少を示します。私たちの結果は、大規模な宇宙のウェブから小さな銀河や原始ガスを降着させることによって、近くの宇宙にある銀河が成長したシナリオをサポートしています。
SDSS-IV MaNGA：渦巻銀河における空間的に分解されたダスト減衰
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_spatially_resolved_dust_attenuation_in_spiral_galaxies |
| Authors |
Michael_J._Greener,_Alfonso_Arag\'on-Salamanca,_Michael_R._Merrifield,_Thomas_G._Peterken,_Amelia_Fraser-McKelvie,_Karen_L._Masters,_Coleman_M._Krawczyk,_Nicholas_F._Boardman,_M\'ed\'eric_Boquien,_Brett_H._Andrews,_Jonathan_Brinkmann,_Niv_Drory |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02772 |
星を形成する渦巻銀河での塵の減衰は、塵の形状の局所的な変動により、さまざまな方法で星とガスに影響を与えます。SDSS-IVMaNGA調査によって取得されたスペクトルから導出された、このような232個の星を形成する渦巻銀河のサンプルに対するダスト減衰の空間分解測定を提示します。これらの銀河の恒星個体群に影響を与えるダスト減衰（フルスペクトルの恒星個体群フィッティング法を使用して取得）は、ガス中のダスト減衰（バルマーデクリメントに由来）と比較されます。星形成率が高い銀河の局所領域では、これらの減衰量がどちらも増加します。恒星の個体群に影響を与えるダストの減衰は、ガス中の塵の減衰よりも増加するため、星形成率密度が高い銀河の局所領域では、ガス中のダストの減衰に対する恒星の個体群に影響を与えるダストの減衰の比率が減少します。銀河の渦状腕と腕間領域の間のこれらのダスト減衰量のいずれにも系統的な違いは認められません。ガス中のダスト減衰と恒星の個体群に影響を与えるダスト減衰の両方が、ガラクトセントリックな半径とともに減少しますが、2つの量の比率は半径によって変化しません。しかし、この比率は銀河の恒星の質量が増加するにつれて系統的に減少します。2つのダスト減衰測定の放射状プロファイルの分析は、星形成渦巻銀河の中心の近くに、不均衡に高濃度の誕生雲（ガス、若い星、および塊状の塵を取り込む）があることを示唆しています。
NGC 4449の星団のLEGUSとHalpha-LEGUSの観測：改善された年齢と年齢の関数としてのクラスター内の光の割合
| Title |
LEGUS_and_Halpha-LEGUS_Observations_of_Star_Clusters_in_NGC_4449:_Improved_Ages_and_the_Fraction_of_Light_in_Clusters_as_a_Function_of_Age |
| Authors |
Bradley_C._Whitmore,_Rupali_Chandar,_Janice_Lee,_Leonardo_Ubeda,_Angela_Adamo,_Alessandra_Aloisi,_Daniela_Calzetti,_Michele_Cignoni,_David_Cook,_Bruce_G._Elmegreen,_Dimitrios_Gouliermis,_Eva_K._Grebel,_Kathryn_Grasha,_Kelsey_E._Johnson,_Hwihyun_Kim,_Elena_Sacchi,_Linda_J._Smith,_Monica_Tosi,_Aida_Wofford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02840 |
LEGUSおよびHalpha-LEGUSサーベイの一部として行われたマルチバンドイメージング観測に基づいて、スターバースト銀河NGC4449のクラスターシステムの新しいカタログと結果を提示します。クラスターの年齢を推定するために使用されるスペクトルエネルギーフィッティング法を改善し、特に古いクラスターの結果が分光法の結果とよく一致していることを確認します。Halpha測定値を含めること、低質量クラスターの確率論的役割、赤化に関する仮定、SSPモデルと金属性の選択はすべて、クラスターの年代測定に重要な影響を与えます。部分的に解決されたクラスターの恒星のカラーマグニチュードダイアグラムから導出された年齢との比較は、妥当な一致を示していますが、場合によっては大きなばらつきがあります。NGC4449全体で25の異なる〜kpcサイズの領域にあるU、B、およびVフィルターの総光（つまりT_L）に関連してクラスターで検出される光の割合は、特定の領域の明度、R_L、およびドミナントの両方と相関します。各地域の根底にある恒星人口の年齢。観測されたクラスター年齢分布は、dN/dt〜t^gとして時間とともに低下し、g=-0.85+/-0.15であり、クラスターの質量とは無関係であり、強力で初期のクラスターの破壊と一致しています。クラスターの質量関数は、クラスターの年齢に関係なく、dN/dM〜M^bおよびb=-1.86+/-0.2のべき乗則で表すことができます。質量と年齢の分布は、年代測定法の違いに非常に耐性があります。星形成と星団形成の両方の速度が2〜3倍向上するという暫定的な証拠があります。100〜300Myr前に、星形成を一般的に追跡していることを示しています。機能強化は、おそらく以前の対話イベントに関連しています。
Cが豊富な星周エンベロープにおけるC、C $ _2 $、およびC $ _2 $ H $ _2 $からの宇宙塵類似物の化学
| Title |
The_chemistry_of_cosmic_dust_analogues_from_C,_C$_2$,_and_C$_2$H$_2$_in_C-rich_circumstellar_envelopes |
| Authors |
Gonzalo_Santoro,_Lidia_Mart\'inez,_Koen_Lauwaet,_Mario_Accolla,_Guillermo_Tajuelo-Castilla,_Pablo_Merino,_Jes\'us_M._Sobrado,_Ram\'on_J._Pel\'aez,_V\'ictor_J._Herrero,_Isabel_Tanarro,_\'Alvaro_Mayoral,_Marcelino_Ag\'undez,_Hassan_Sabbah,_Christine_Joblin,_Jos\'e_Cernicharo,_Jos\'e_\'Angel_Mart\'in-Gago |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02902 |
星間炭素質ダストは、主に、炭素に富む漸近巨大枝（AGB）星の周りの星周囲エンベロープの最も内側の領域で形成されます。これらの高度に化学的に成層化された領域では、アセチレンとともに、原子および二原子炭素がH$_2$およびCOの後に最も豊富な種です。以前の研究では、H$による炭素（CおよびC$_2$）の化学に取り組みました_2$は、アセチレンと脂肪族種が炭素に富むAGBのダスト形成領域で効率的に形成するのに対し、芳香族は形成しないことを示しています。それでも、アセチレンは、以前の実験で示されているように、線状ポリアセチレン鎖、ベンゼン、および多環式芳香族炭化水素（PAH）の形成において重要な成分であることが知られています。ただし、これらの実験では、炭素（CおよびC$_2$）とC$_2$H$_2$の化学反応は考慮されていません。この研究では、十分な量のアセチレンを使用することにより、原子および二原子炭素との気相相互作用を調査します。関与する化学により、線状ポリアセチレン鎖、ベンゼン、およびその他のPAHが生成されることを示します。これらは、惑星状星雲の初期進化段階で豊富に観察されます。さらに重要なのは、無視できない量の純粋な水素化炭素クラスター、および脂肪族置換を伴う芳香族化合物であり、どちらも原子炭素の追加による直接の結果です。芳香族化合物へのアルキル置換基の組み込みは、水素引き抜きとそれに続くメチル付加を含むメカニズムによって合理化できます。気相で検出されたすべての種は、アモルファス形態のsp、sp$^2$およびsp$^3$炭化水素の複雑な混合物で構成されるナノメートルサイズのダストアナログに組み込まれます。
IceCubeデータからの天体物理学的ニュートリノソース母集団に対するベイズ制約
| Title |
Bayesian_constraints_on_the_astrophysical_neutrino_source_population_from_IceCube_data |
| Authors |
Francesca_Capel,_Daniel_J._Mortlock_and_Chad_Finley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02395 |
IceCubeニュートリノ天文台からの最近のデータによって課せられたニュートリノソースの天体物理的母集団に対する制約を提示します。IceCube点線源探索法を使用して線源の検出をモデル化することにより、検出基準は、線源の識別に高エネルギーニュートリノ多重項の観測を使用するよりも感度が高くなります。問題をベイズ階層モデルとしてフレーム化し、高レベルの母集団パラメーターをIceCubeデータに接続することで、モデルの仮定における関連するすべての不確実性の原因を一貫して説明できるようにします。結果は、局所密度が$n_0\gtrsim10^{-7}$$\rm{Mpc}^{-3}$で光源が$L\lesssim10^{43}$erg/sであることを示しています。最も可能性の高い候補ですが、$n_0\simeq10^{-9}$$\rm{Mpc}^{-3}$および$L\simeq10^{45}$erg/sのまれなソースの母集団でも、IceCubeの観測と一致している。これらの結論は、考慮したソースの進化に強く依存していることを示しています。そうすることで、我々は天体物理学的ニュートリノ観測からの私たちの現在の知識の状態を反映する人口パラメータに現実的な、モデルに依存しない制約を提示します。また、フレームワークを使用して、発生源の検出や将来の機器のアップグレードの可能性がある場合の制約を調査します。私たちのアプローチは柔軟で、特定のソースケースのモデル化に使用でき、マルチメッセンジャー情報を含めるように拡張できます。
もつれた地殻磁場で中央のコンパクトオブジェクトに電力を供給する
| Title |
Powering_Central_Compact_Objects_with_a_Tangled_Crustal_Magnetic_Field |
| Authors |
Konstantinos_N._Gourgouliatos,_Rainer_Hollerbach,_Andrei_P._Igoshev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02410 |
セントラルコンパクトオブジェクト（CCO）は、超新星残骸の中心に位置する$10^{32}$-$10^{34}$erg〜s$^{-1}$の範囲の光度を持つX線源です。それらの中には、中性子星であることが確認されているものもあります。タイミング観測により、双極子磁場の推定が可能になり、$\sim10^{10}$-$10^{11}$Gの範囲に配置されました。Hall効果とオーミック散逸によって媒介される、それらの弱い双極子磁場の減衰は、X線光度が同等のマグネターとは対照的に、X線光度に電力を供給するのに十分な熱エネルギーを提供できません。弱い双極子場を維持しながら磁場崩壊を通じて高X線パワーを生成するという質問に動機付けられて、秩序だった軸対称構造から構成されず、絡み合った構成を構成する地殻磁場の進化を探求します。これは、超新星爆発後のフォールバック材料によって地殻の内部に埋め込まれた非自励ダイナモの結果である可能性があります。このような初期条件により、星の表面から磁場が発生し、双極子磁場成分が形成されることがわかります。$10^{14}$Gのオーダーの内部もつれ磁場は、地殻と電力のCCOに十分なオーム加熱を提供できますが、CCOで観察されるように、それが形成する双極子磁場は約$10^{10}$Gです。
プロキシとしてGRB 060218を使用した超高エネルギー宇宙線源としての低輝度ガンマ線バーストの抑制
| Title |
Constraining_Low-luminosity_Gamma-Ray_Bursts_as_Ultra-high-energy_Cosmic_Ray_Sources_Using_GRB_060218_as_a_Proxy |
| Authors |
Filip_Samuelsson,_Damien_B\'egu\'e,_Felix_Ryde,_Asaf_Pe'er,_Kohta_Murase |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02417 |
標準的な低光度GRB060218をプロキシとして使用して、低光度ガンマ線バースト（llGRB）と超高エネルギー宇宙線（UHECR）の関係を調べます。私たちは、UHECR加速領域で同時加速された電子からの結果として生じるシンクロトロン放射に注目し、この放射を観測と比較します。プロンプトフェーズと残光フェーズの両方が考慮されます。プロンプトフェーズでは、電子が瞬間的にべき乗則分布に注入される場合、明るい光学UV放射は避けられないことがわかります。光学UV放射に対応しながらUHECRの加速を可能にするには、電子が（たとえば、再加熱によって）急速に冷却されないようにする必要があります。しかし、そのようなモデルのエネルギー論は、残光の分析から独立して制約されています。残光フェーズでは、バルクローレンツ因子$\Gamma\gtrsim2$を使用した、比較的相対論的な穏やかな流出を考慮します。熱シンクロトロン放射を使用して、GRB060218の残光ブラスト波の運動エネルギーが、UHECRの観測されたフラックスを満たすために必要な最小エネルギーよりも$\gtrsim10$倍低いことを示します。実際、PICシミュレーションで示唆されているように、十分なエネルギーがあり、電子がエネルギーの10〜20\％を運ぶブラスト波は、通常、利用可能な無線データを3日間で桁違いにオーバーシュートします。GRB060218がllGRB集団全体を表す場合、我々の結果は、それらの相対論的残光がUHECRの主要なソースである可能性は低いことを示しています。また、即発フェーズがUHECRの主な起源であるためには、エネルギーの大部分が、即発放出メカニズムとは関係なく、残光の開始前に宇宙線、ニュートリノ、または放射線として逃げる必要があることを意味します。より一般的には、私たちの研究は、熱電子からのシンクロトロン放射が穏やかな相対論的衝撃の物理学の強力な診断であることを示しています。
カニに影響を与える低質量前駆体からのコア崩壊超新星の三次元モデル
| Title |
Three-dimensional_Models_of_Core-collapse_Supernovae_From_Low-mass_Progenitors_With_Implications_for_Crab |
| Authors |
G._Stockinger_(1,2),_H.-Th._Janka_(1),_D._Kresse_(1,2),_T._Melson_(1),_T._Ertl_(1),_M._Gabler_(3),_A._Gessner_(4,5),_A._Wongwathanarat_(1),_A._Tolstov_(6),_S.-C._Leung_(7),_K._Nomoto_(8),_and_A._Heger_(9-13)_((1)_MPI_Astrophysics,_Garching,_(2)_TU_Muenchen,_(3)_Universidade_Estadual_de_Santa_Cruz,_Ilheus,_(4)_Univ._Tuebingen,_(5)_MPI_Intelligent_Systems,_Tuebingen,_(6)_The_Open_Univ._of_Japan,_Chiba,_(7)_TAPIR,_Caltech,_(8)_Kavli_Institute,_Univ._of_Tokyo,_(9)_Monash_Univ.,_(10)_JINA,_Michigan_State,_(11)_Tsung-Dao_Lee_Institute,_Shanghai,_(12)_ASTRO-3D,_Australia,_(13)_ARCCEGWD,_Clayton) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02420 |
非回転低質量（〜9Msun）の前駆体の超新星の3D全球シミュレーションを提示し、コアの崩壊からバウンスと衝撃波の復活を経て、恒星表面からの衝撃波のブレークアウトを経て、フォールバックが数日完了するまでカバーします。後。コア崩壊超新星（LMCCSN）ドメインの低質量側で鉄コア前駆細胞の低エネルギー爆発[〜（0.5-1.0）x10^{50}erg]を取得し、超AGB（sAGB）は、電子捕獲超新星（ECSN）として崩壊および爆発する酸素-ネオン-マグネシウムコアを持つ前駆細胞です。LMCCSNモデルでの爆発の開始は、Vertex-Prometheusコードを使用して自己矛盾なくモデル化されますが、ECSN爆発は、プロメテウス-HOTBコードでパラメトリックニュートリノ輸送を使用してモデル化され、以前の自己矛盾のない範囲で異なる爆発エネルギーを選択しますモデル。構造の類似点を共有するsAGBおよびLMCCSN前駆細胞は、水素エンベロープに金属がほとんど混入せずに、ほぼ球状の爆発を起こします。2回目の浚渫が少ないLMCCSNは、非常に非対称的な爆発を引き起こします。拡張された水素エンベロープで効率的な混合と劇的な衝撃減速を示します。両方の特性により、高速のニッケルプルームが衝撃に追いつくことができ、極端な衝撃変形と非球面衝撃波の発生につながります。<〜5x10^{-3}Msunのフォールバック質量は、中性子星（NS）質量とキックに大きな影響を与えません。異方性のフォールバックは、しかし、かなりの角運動量を運び、新しく生まれたNSのスピンを決定します。LMCCSNeモデルの第2ドレッジアップが少ないと、流体力学的およびニュートリノ誘発のNSキックが>40km/sになり、NSスピン周期が〜30msになります。どちらも、誕生時のカニパルサーのそれと大差ありません。
$ \ gamma $線源としての超光速AGNのさらなる証拠
| Title |
Further_evidences_of_superluminal_AGNs_as_$\gamma$-ray_sources |
| Authors |
Hubing_Xiao,_Junhui_Fan,_Riccardo_Rando,_Jingtian_Zhu,_Liangjun_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02609 |
Xiaoらの以前の研究では、（2019）、私たちは6つの超光速線源がガンマ線候補である可能性があることを示唆しました、そして実際にそれらの5つは4番目のフェルミLAT線源カタログ（4FGL）で確認されました。この作業では、4FGLに基づいて、40の新しいFDSと62の非フェルミ検出超光速放射源（非FDS）を含む229フェルミ検出超光速放射源（FDS）のサンプルを報告します。したがって、すべての超光速放射源には$\gamma$線の放出があるはずであり、超光速運動はアクティブな銀河核（AGN）からの$\gamma$線の放出を検出する手がかりにもなり得ます。$\gamma$線の光度（$L_{\rm\gamma}$）と視野角（$\phi$）の研究を通じて、ドップラー係数推定の新しいアプローチを提示します。
TDEのデブリストリームの断片化の原因は何ですか？
| Title |
What_causes_the_fragmentation_of_debris_streams_in_TDEs? |
| Authors |
Andrea_Sacchi,_Giuseppe_Lodato,_Claudia_Toci,_Valentina_Motta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02624 |
潮汐破壊イベント（TDE）は、星が超巨大ブラックホールに近すぎて通過し、重力の潮汐場によって引き裂かれたときに発生します。崩壊後、恒星の破片は膨張するガス流を形成します。このストリームの形態と進化は、イベント自体の観測特性を最終的に決定するため、特に興味深いものです。この作業では、インデックス{\gamma}=5/3のポリトロピック球としてモデル化された星のTDEの3D流体力学シミュレーションを実行し、結果として得られるガスストリームの重力安定性を調べます。バインドされた、バインドされていない、およびわずかにバインドされたケースでのストリームの進化の分析ソリューションを提供します。これにより、ストリームのプロパティを記述し、関与する物理プロセスの時間スケールを分析し、星形成コンテキストで開発された形式を適用できます。私たちの結果は、断片化が発生すると、自己重力に逆らってガスをサポートする際の圧力の失敗によって燃料が供給されるということです。また、ストリームガスの圧力を含む安定性基準が、ブラックホールの潮汐力のみを考慮する基準よりもはるかに正確であり、ストリームに関連するさまざまな力の時間発展を分析的に予測できることも示しています。私たちの結果は、フラグメンテーションがこれらのイベントの観測ウィンドウと比較してより長いタイムスケールで発生することを指摘しており、したがって、重要な観測機能を生み出すことは期待されていません。
{\ it Swift} / BAT 105か月カタログに基づくフラットスペクトル無線クエーサーの宇宙論的進化と、宇宙MeVガンマ線背景放射への寄与
| Title |
Cosmological_Evolution_of_Flat-Spectrum_Radio_Quasars_based_on_the_{\it_Swift}/BAT_105-month_Catalog_and_Their_Contribution_to_the_Cosmic_MeV_Gamma-ray_Background_Radiation |
| Authors |
Koyo_Toda_(1),_Yasushi_Fukazawa_(1),_Yoshiyuki_Inoue_(2)_((1)_Hiroshima_University,_(2)_RIKEN) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02648 |
最新の{\itSwift}/BAT105か月X線源カタログを利用して、フラットスペクトルラジオクエーサー（FSRQ）の新しいX線光度関数を提示します。X線帯域におけるFSRQの以前の研究とは対照的に、光度依存密度進化モデルを使用して、FSRQが光度に応じて$z\sim1-2$に進化的ピークを示すことがわかります。私たちの結果は、ラジオとGeVバンドで見られるFSRQの進化とかなり一致していますが、数密度は5倍から10倍小さくなっています。さらに、宇宙のMeVガンマ線バックグラウンド放射に対するFSRQの寄与を調査します。FSRQは1MeVあたりの観測されたMeVガンマ線バックグラウンドフラックスの$\sim3$\％しか説明できないことがわかり、他の母集団が必要であることを示しています。今後のMeVガンマ線観測は、MeVガンマ線背景放射の起源を理解するための鍵となるでしょう。
フラクタル環境での確率的乱流加速
完全に発達した乱流プラズマ内の粒子の確率的加速を分析します。このような環境における大振幅の磁気変動とコヒーレント構造はフラクタルスケーリングに従うことはよく知られており、私たちの具体的な目的は、確率的加速に対するこれらの環境のフラクタル性の影響を初めて研究することです。注入されたマクスウェルエネルギー分布が非常に短時間で加熱され、高エネルギーの尾を形成することを示しました。低太陽コロナの標準パラメーターを使用すると、注入された電子のマクスウェル分布が初期の100eVから10KeVに加熱され、高エネルギーのテールのべき乗指数は約-2.3〜4.0になります。高エネルギーの尾は約100keVから始まり、10MeVに達します。べき法則の裾のインデックスはシステムサイズによって異なり、現実的なシステムサイズの観測値とよく一致しています。加熱および加速プロセスは非常に高速です（\sim2s）。加速時間が非常に短い理由は、粒子がフラクタル環境の小規模な部分に閉じ込められ、散乱の平均自由行程が大幅に減少するためです。小規模な活動の存在はまた、熱プールから粒子を容易に引き寄せるので、シード集団の必要はありません。空間とエネルギーの平均二乗変位は、高エネルギー粒子では超拡散です。
磁化コンパクトスター連星の潮汐変形能と重力波位相発展
| Title |
Tidal_deformability_and_gravitational-wave_phase_evolution_of_magnetised_compact-star_binaries |
| Authors |
Zhenyu_Zhu,_Ang_Li_and_Luciano_Rezzolla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02677 |
密集した星のインスパイアリング連星によって生成される信号の重力波位相の進化は、2つの星の非ゼロ変形可能性によって変更されます。したがって、これらの補正の測定は、核物質の状態方程式に関する重要な情報を提供する可能性があります。これらの修正を定量化するために、過去10年間に広範囲にわたる研究が行われてきましたが、これまでのところ、固有磁場がゼロの星に限定されていました。磁気張力と磁気圧力によってもたらされる修正は、支配的なものであると予想されますが、これらの修正が重要になる正確な条件を決定することは有用です。この質問に対処するために、さまざまな磁場強度と中性子星またはクォーク星のいずれかを記述する状態方程式の下で、磁化されたコンパクト星の潮汐変形能の2次摂動分析を実行しました。全体として、潮汐変形性に対する磁気誘導補正により、重力波の位相変化に変化が生じ、現実的な磁場、つまり$B\sim10^{10}-10^{12}\では検出されないことがわかります。、{\rmG}$。同時に、磁場が非現実的に大きい場合、つまり$B\sim10^{16}\、{\rmG}$の場合、これらの補正は、特にクォーク星の場合、位相の進化にかなりの貢献をします。後者の場合、誘導された位相差は、磁場の特性を測定するユニークなツールとなり、他の方法では定量化が難しい情報を提供します。
GW170817は標準的な中性子星の合併でしたか？コンパクトスターの3番目のファミリーを使用したベイズ分析
| Title |
Was_GW170817_a_canonical_neutron_star_merger?_Bayesian_analysis_with_a_third_family_of_compact_stars |
| Authors |
David_Blaschke,_Alexander_Ayriyan,_David_Alvarez-Castillo,_Hovik_Grigorian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02759 |
GW170817が2つの従来の中性子星（NS）の合併ではなかったが、少なくとも1つはクォーク物質コアを持つハイブリッド星であり、コンパクト星の第3のファミリーに属している可能性を調査します。一連の制約の下で最も可能性の高い状態方程式（EoS）を選択するためのベイズ分析法を提示します。これには、最大質量の他に、GW170817からの潮汐変形性、およびPSRJ0030+のNICERコラボレーションによる最初の質量と半径の測定も含まれます。0451。この方法を初めて、ハドロン物質の核子排除ボリュームを含むDD2モデルとクォーク物質のカラー超伝導一般化nlNJLモデルに基づくハイブリッドEoSの2パラメーターファミリーに適用します。モデルは、閉じ込めのための可変開始密度を持ち、パスタ相の効果を模倣して、質量半径（$M-R$）ダイアグラムでハイブリッド星の3番目のファミリーを生成する可能性があります。この研究の主な結果は次のとおりです。1）所定の質量に対する複数の構成の存在は、バイナリマージの潮汐変形性の$\Lambda_1-\Lambda_2$ダイアグラムの一連の切断された線に対応するため、同じ質量範囲は、異なるピーク位置の確率ランドスケープになる可能性があります。2）上記の観測制約のあるベイズ分析は、$M_{\rmonset}\約0.5〜M_\odot$の質量で、閉じ込め遷移の初期の開始を支持し、観測された中性子の範囲内の$MR$関係を持ちます星の質量は、ソフトハドロンAPREoSの質量とほとんど区別できません。3）現在の値の半分である$1\sigma$範囲とより大きい質量（現在の$1\sigma$範囲内）を使用したNICER実験のまだ架空の測定は、事後尤度を変更して、$M_{\rmonset}=1.6〜M_\odot$が推奨されます。
地球は、深海および深海のニュートリノ望遠鏡の操作のための自然なフィルターとして一般的に使用されています。上向きのイベントを選択することで、検出器上方の地球大気中の宇宙線の相互作用によって生成されるミュー粒子の背景を効果的に抑制することができます。対応するニュートリノは、検出される前に地球の大部分を通過しました。ニュートリノは地球を直線的に通過すると一般に考えられています。地球を介したニュートリノの伝播について、最初の研究が行われました。これには、中性電流相互作用だけでなく、帯電電流の影響も含まれます。中性電流相互作用によるニュートリノの拡散は、ニュートリノの検出可能なフラックスの増加につながることがわかります。
Swift J004427.3-734801-小さなマゼランクラウドのBe / Whiteドワーフシステムと思われる
| Title |
Swift_J004427.3-734801-_a_probable_Be/white_dwarf_system_in_the_Small_Magellanic_Cloud |
| Authors |
M._J._Coe,_J._A._Kennea,_P._A._Evans_and_A._Udalski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02891 |
SwiftJ004427.3-734801は、2020年1月にSwiftS-CUBEDプログラムの一部として最初に発見されたSmallMagellanicCloud（SMC）のX線源です。過去3年間の観測では検出されませんでした。X線データからの正確な位置決定により、O9Ve-B0Veスターの特徴を持つ光学的対応物を識別することができました。OGLEプロジェクトによる17年を超える価値のある光学モニタリングにより、準周期的な光学フレアが約21.5dの間隔で発生する期間が明らかになりました。S-CUBEDプロジェクトから得られたX線データは、非常にソフトなスペクトルを明らかにします。これは、降着から中性子星またはブラックホールまでのスペクトルでは、ソフトすぎます。これは、SMCで2番目に識別されたBeスターホワイトドワーフバイナリにすぎないことをお勧めします。
GW170817以降の連星中性子星の合併
2017年8月に2重中性子星（BNS）が合流した最初の重力波と電磁信号の複合検出（イベントGW170817）は、これらの異常なシステムの継続的な調査の主要なランドマークです。この短いレビューでは、天体物理学と基礎物理学にとって最も重要なイベントとしてBNS合併を紹介し、この最初のマルチメッセンジャー観察によって可能になった主要な発見について議論します。これには、そのような合併が大量のrプロセス要素を大量に生成し、短いガンマ線バーストに電力を供給できます。さらに、このイベントとBNSの合併について取り残された主な未解決の問題について、理論モデルと数値シミュレーションの現状と制限に注目して、さらに議論します。
星形成環境におけるカルシウムに富む一過性のSN 2019ehk：超剥離エンベロープ超新星のさらに別の候補
| Title |
Calcium-rich_Transient_SN_2019ehk_in_A_Star-Forming_Environment:_Yet_Another_Candidate_for_An_Ultra-Stripped_Envelope_Supernova |
| Authors |
Tatsuya_Nakaoka,_Keiichi_Maeda,_Masayuki_Yamanaka,_Masaomi_Tanaka,_Miho_Kawabata,_Takashi_J._Moriya,_Koji_S._Kawabata,_Nozomu_Tominaga,_Kengo_Takagi,_Fumiya_Imazato,_Tomoki_Morokuma,_Shigeyuki_Sako,_Ryou_Ohsawa,_Takashi_Nagao,_Ji-an_Jiang,_Umut_Burgaz,_Kenta_Taguchi,_Makoto_Uemura,_Hiroshi_Akitaya,_Mahito_Sasada,_Keisuke_Isogai,_Masaaki_Otsuka,_Hiroyuki_Maehara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02992 |
SN〜Ib〜2019ehkの光学的および近赤外観測を提示します。我々は、そのスペクトル特性と後期段階での進化に応じて、Caに富む過渡に進化したことを示しています。ただし、標準的なCaに富むトランジェントとは異なるいくつかの識別可能な特性を示しています：光度曲線の短時間の最初のピーク、高いピーク光度、星形成環境との関連。実際、これらの機能の一部は、コア崩壊SNe（CCSNe）の特別なクラスの候補であるiPTF14gqrおよびiPTF16hgsと共有されています。いわゆる超ストリップエンベロープSNe、つまり比較的低質量のHe（または+O）二重中性子星連星の前駆体としての連星の星爆発。推定される噴出物質量（$0.43M_\odot$）と爆発エネルギー（$1.7\times10^{50}$〜erg）は、このシナリオと一致しています。最初のピークの分析は、前駆細胞の近くに密な星状物質の存在を示唆しており、CCSNの起源を示唆しています。これらの分析に基づいて、SN2019ehkが超剥離エンベロープSNの別の候補であることをお勧めします。これらの非常に剥奪されたエンベロープSN候補は、若い集団に関連するCaが豊富な過渡状態の間で亜集団を形成するようです。この集団を区別する鍵は、光度曲線の初期の最初のピークであることを提案します。
New Horizonsに搭載されたAlice Instrumentマイクロチャネルプレート検出器による太陽からのMeV電子2〜45 AUの検索
| Title |
The_Search_for_MeV_Electrons_2-45_AU_from_the_Sun_with_the_Alice_Instrument_Microchannel_Plate_Detector_Aboard_New_Horizons |
| Authors |
B._A._Keeney,_M._Versteeg,_J._Wm._Parker,_S._A._Stern,_P._Brunts,_M._W._Davis,_H._A._Elliott,_K._Ennico,_G._R._Gladstone,_R._L._McNutt,_Jr.,_C._B._Olkin,_K._D._Retherford,_K._N._Singer,_J._R._Spencer,_A._J._Steffl,_H._A._Weaver,_and_L._A._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02424 |
NASAのNewHorizonsミッションに搭載されたAliceUVスペクトログラフは、機器の薄いアルミニウムハウジングを貫通してマイクロチャネルプレート検出器と相互作用するMeV電子に敏感です。太陽中心距離2〜45AUで貫通電子を検索しましたが、木星磁気圏外での離散事象の証拠は見つかりませんでした。ただし、アリス機器のグローバルダークカウント率が年に約1.5％の割合で長期的に徐々に増加していることがわかります。これは、宇宙船のラジオアイソトープ熱電発電機燃料の劣化によるガンマ線バックグラウンドの増加が原因である可能性があります。この仮説が正しければ、アリス機器のグローバルダークカウント率はフラットになり、次の5〜10年で減少するはずです。
LISA時間遅延干渉法の組み合わせにおけるクロックジッターの低減
レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）は、ミリヘルツ範囲の重力波を測定することを目的とした欧州宇宙機関のミッションです。3つの宇宙船の星座はほぼ正三角形を形成し、太陽の周りの軌道に沿って屈曲します。これらの時変で不等のアームレングスは、時間遅延干渉法（TDI）で測定を処理して、仮想等アーム干渉計を合成し、他の方法では圧倒されるレーザー周波数ノイズを低減する必要があります。基準クロックとして使用されるオンボードの超安定発振器（USO）の位相変動を抑制するために、このようなTDIの組み合わせと互換性のあるアルゴリズムが最近提案されています。この論文では、ドップラー効果を無視すれば、時変アームレングスに対しても、大規模なクラスのTDI組み合わせに対してUSOノイズを正確にキャンセルする、改善されたアルゴリズムを計算する方法を提示します。アルゴリズムで使用される側波帯信号に存在するエラーを考慮し、それを減らすための新しいステップを含めます。テレメトリ前にデータをダウンサンプリングするためにボード上で使用されるフィルターに起因する残留クロックノイズを含む、残留ノイズのパワースペクトル密度の解析モデルを提案します。現実的なUSOノイズを含むシミュレーションの結果を示します。モデルがシミュレーションデータと非常によく一致し、アルゴリズムがクロックジッタを他のノイズおよびミッション要件よりも大幅に低減できることを示しています。
| Title |
Characterization_of_systematic_error_in_Advanced_LIGO_calibration |
| Authors |
Ling_Sun,_Evan_Goetz,_Jeffrey_S._Kissel,_Joseph_Betzwieser,_Sudarshan_Karki,_Aaron_Viets,_Madeline_Wade,_Dripta_Bhattacharjee,_Vladimir_Bossilkov,_Pep_B._Covas,_Laurence_E._H._Datrier,_Rachel_Gray,_Shivaraj_Kandhasamy,_Yannick_K._Lecoeuche,_Gregory_Mendell,_Timesh_Mistry,_Ethan_Payne,_Richard_L._Savage,_Alan_J._Weinstein,_Stuart_Aston,_Aaron_Buikema,_Craig_Cahillane,_Jenne_C._Driggers,_Sheila_E._Dwyer,_Rahul_Kumar,_Alexander_Urban |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02531 |
高度なレーザー干渉計重力波天文台内の検出器の生の出力は、天体物理学の分析に使用される無次元ひずみの推定値を生成するために較正する必要があります。2つの検出器は2回目の観測からアップグレードされ、1年に渡る3回目の観測が終了しました。アップグレードされた検出器の各部分の複素数値応答を理解、説明、および/または補正することで、重力波に対する推定検出器応答の全体的な精度が向上します。各検出器の応答を定量化するために使用される改善された理解と方法について説明し、系統的誤差が役割を果たすすべての場所を定義するための献身的な取り組みを行います。3番目の観測実行の前半（6か月）にある検出器を使用して、特定された各系統誤差が推定ひずみにどのように影響し、統計的不確実性を抑制するかを示します。この期間では、最も敏感な周波数帯域で、系統誤差と関連する不確実性の上限を$<7\％$の大きさと$<4$deg（$68\％$信頼区間）と推定します20-2000Hz。系統誤差だけでも、大きさが$<2\％$、位相が$<2$degのレベルで推定されます。
コヒーレント光ドップラーオービトグラフィーの方法
| Title |
Methods_for_coherent_optical_Doppler_orbitography |
| Authors |
Benjamin_P._Dix-Matthews,_Sascha_W._Schediwy,_David_R._Gozzard,_Simon_Driver,_Karl_Ulrich_Schreibe,_Randall_Carman,_Michael_Tobar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02546 |
ドップラーオービトグラフィーは、送信された信号のドップラーシフトを使用して、距離やレンジレート（または半径方向の速度）などの衛星の軌道パラメーターを決定します。レンジレートの大気制限光ドップラーオービトグラフィ測定の2つの手法について説明します。1つ目は、返された光信号のヘテロダイン測定から直接ドップラーシフトを決定します。2つ目は、送信された光信号に刻印される大気の位相ノイズを抑制することで、1つ目の精度を向上させることを目的としています。2.2kmの水平リンクでの各手法のパフォーマンスを、遠端でのインライン速度ドップラーシフトのシミュレーションで示します。この長さの水平方向のリンクは、空間への垂直方向のリンクの総大気乱流のほぼ半分を示すと推定されています。大気効果の安定化なしで、1秒の積分で17um/sの推定レンジレート精度が得られました。大気の位相ノイズのアクティブ抑制により、これは3桁改善され、1秒の積分で9.0nm/s、60秒以上積分すると1.1nm/sの推定距離レート精度に向上しました。これは、同じ積分時間でのレンジレート精度の観点から、運用地上から宇宙までのX-Bandシステムの標準的なパフォーマンスを4桁上回っています。このシステムの性能は、コヒーレント光ドップラーオービトグラフィの有望な概念実証です。これらの技術を地上から宇宙まで実行することに関連する多くの追加の課題があります。これらは、ここで紹介する予備実験では捉えられていません。将来的には、地上から宇宙へのリンクで予想される大気の乱流を再現するために、10kmの水平リンクに向けて前進することを目指しています。
Radioastronomicアプリケーション用のRadio over Fibreシステムにおけるレイリー後方散乱誘起歪みの制御
| Title |
Controlling_Rayleigh-Backscattering-Induced_Distortion_in_Radio_over_Fiber_Systems_for_Radioastronomic_Applications |
| Authors |
Jacopo_Nanni,_Andrea_Giovannini,_Muhammad_Usman_Hadi,_Enrico_Lenzi,_Simone_Rusticelli,_Randall_Wayth,_Federico_Perini,_Jader_Monari,_Giovanni_Tartarini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02733 |
レーザーソースの直接変調を利用するRadiooverFiber（RoF）システムは、現在、重要な電波天文学シナリオで利用されています。これらの実現のいくつかの特定の動作条件により、電気通信アプリケーションのRoFリンクで通常非線形性を生成する現象は、ここでは実質的に無害であると見なすことができます。ただし、これらの同じ動作条件により、RoFシステムは、送信された信号に対するレイリー後方散乱信号の影響に関連して、さまざまな種類の非線形効果に対して脆弱になる可能性があります。現象の厳密な説明が実行され、理論的および実験的に、問題に対する効果的な対策が提案および実証されます。
PyCrossの紹介：星雲の疑似3Dイオン化モデリングのためのPyCloudy Rendering Of Shape Software
| Title |
Introducing_PyCross:_PyCloudy_Rendering_Of_Shape_Software_for_pseudo_3D_ionisation_modelling_of_nebulae |
| Authors |
K._Fitzgerald,_E.J_Harvey,_N._Keaveney_and_M._Redman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02749 |
光イオン化星雲のプロセスの研究は、恒星の進化の理解において重要な役割を果たしています。電離星雲を視覚的に表現またはモデル化することは非常に困難であり、天文学者は高度なモデリングコードを使用して温度、密度、および化学組成を導出する必要があります。多くの場合、急な学習曲線を必要とし、数学関数から派生したモデルを生成する既存のコードが利用可能です。この記事では、PyCross：PyCloudyRenderingOfShapeSoftwareを紹介します。これは、Shapeソフトウェアを使用して作成された、光学的に薄い星雲の光イオン化モデルを生成する疑似3Dモデリングアプリケーションです。現在、PyCrossは新星と惑星状星雲に使用されており、活動銀河核やその他のタイプの光イオン化された軸対称星雲に拡張できます。新機能（V5668射手座（2015）およびV4362射手座（1994））と惑星状星雲（LoTr1）にPyCrossが採用されたシナリオを使用して、機能、操作の概要、および科学的パイプラインについて説明します。前述の光イオン化コードとは異なり、このアプリケーションではコーディングの経験も、複雑な数学モデルを派生させる必要もありません。代わりに、Cloudy/PyCloudyとShapeの選択機能を利用します。このソフトウェアは、Pythonで記述された正式なソフトウェア開発ライフサイクルを使用して開発されており、開発環境や追加のpythonパッケージをインストールしなくても機能します。このアプリケーション、Shapeモデル、PyCrossアーカイブの例は、GitHubの学生、学者、研究コミュニティが無料でダウンロードできます（https://github.com/karolfitzgerald/PyCross_OSX_App）。
中間質量星の重力モードを使用した軸対称磁場の検出
| Title |
Detecting_axisymmetric_magnetic_fields_using_gravity_modes_in_intermediate-mass_stars |
| Authors |
Jordan_Van_Beeck,_Vincent_Prat,_Timothy_Van_Reeth,_St\'ephane_Mathis,_Dominic_M._Bowman,_Coralie_Neiner,_Conny_Aerts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02411 |
コンテキスト：恒星内部の角運動量（AM）輸送モデルには、星占い学で観察される恒星コアからのAMの強い抽出を説明するための改善が必要です。AM輸送のしばしば呼び出されるメディエーターの1つは内部磁場ですが、それらの特性、観測シグニチャー、恒星の進化への影響はほとんどわかっていません。目的：化石の軸対称内部磁場が、質量1.3、2.0、3.0M$_\odot$の主系列星の双極重力モード振動の周期間隔パターンにどのように影響するかを調べます。脈動モードの周波数シフトの大きさに対する基本的な恒星パラメータの影響を評価します。方法：恒星の基本パラメーターを変化させる恒星進化モデルのグリッドの化石、軸対称ポロイダルトロイダル内部磁場による双極重力モード周波数シフトを計算します。回転の従来の近似を使用して剛体回転が考慮され、摂動アプローチを使用して磁場の影響が計算されます。結果：$10^{5}$Gより大きいコア付近の磁場強度で測定可能な末期主系列星の双極重力モード振動の磁気シグネチャが見つかります。予測されるシグネチャは、回転によるものとかなり異なります。結論：この形式が存在する場合、Kepler測光からのコア水素燃焼の終わり近くにある重力モードパルセーターの強力な化石、軸対称内部磁場の将来の検出と特性評価の可能性を示します。
| Title |
A_Framework_for_Designing_and_Evaluating_Solar_Flare_Forecasting_Systems |
| 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/2005.02493 |
宇宙天気の乱れは、航空および航空宇宙、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悪影響を及ぼし、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、地球の大気に影響を与える可能性のある最も重要なイベントであり、そのため、研究者たちは、彼らの予測に努力を駆り立てています。関連文献は包括的であり、フレア予測のために提案されたいくつかのシステムを保持しています。ただし、ほとんどの手法はオーダーメードであり、特定の目的のために設計されているため、データ入力や予測アルゴリズムが変更された場合に研究者がそれらをカスタマイズすることはできません。この論文では、有望な結果を提示するフレア予測システムを設計、トレーニング、および評価するためのフレームワークを提案します。私たちが提案するフレームワークには、モデルと機能の選択、ランダム化されたハイパーパラメーターの最適化、データのリサンプリング、運用設定での評価が含まれます。ベースライン予測と比較して、私たちのフレームワークは、ROCカーブスコアの下の領域を高レベルに保ちながら、最大96時間先の$\geqM$クラスフレアを予測するために、0.70から0.75の間の肯定的な再現を備えた概念実証モデルをいくつか生成しました。
$ \ textit {Gaia} $ DR2 IIで銀河系のWolf-Rayetスターを解き放つ：クラスターとアソシエーションのメンバーシップ
| Title |
Unlocking_Galactic_Wolf-Rayet_stars_with_$\textit{Gaia}$_DR2_II:_Cluster_and_Association_membership |
| Authors |
Gemma_Rate,_Paul_A._Crowther,_Richard_J._Parker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02533 |
星形成領域の銀河系ウルフ-レイエット（WR）スターメンバーシップを使用して、大規模な星の形成環境を制約できます。ここでは、$\textit{Gaia}$DR2の視差と適切な動きを利用して、銀河系の円盤内のクラスターと関連性のWRスターメンバーシップを再考します。銀河中心領域の外部にある553WRスターの18$-$36％だけがクラスター、OB協会、または不明瞭な星形成領域に位置し、対照的に既知のディスクWR母集団の少なくとも64％が分離されていることがわかります銀河系のO星カタログのO星はわずか13％です。クラスター、OBアソシエーション、または星形成領域に位置する割合は、銀河中心領域を含む663のWR星の全世界の国勢調査から25$-$41％に上昇します。シミュレーションを使用して、孤立したWRスターの形成プロセスを調査します。暴走も低質量クラスターも、低クラスターメンバーシップの割合を説明するのに十分な数ではありません。質量分離によりWRスターは高密度で人口の多い環境に留まることが保証されるため、クラスターの急速な溶解は除外されます。低密度環境のみが一貫してWR星を生成しますが、WR星はWRフェーズ中に孤立しているように見えました。したがって、WR前駆細胞のかなりの部分は、時間とともに拡大する低密度のアソシエーションのような環境に由来すると結論付けます。WRスターのクラスターおよび関連ホストへの距離推定を提供し、等時性フィッティングからクラスター年齢を推定します。
インナーバイナリにブラックホールのない非肉眼トリプルシステム
| Title |
A_naked-eye_triple_system_with_a_nonaccreting_black_hole_in_the_inner_binary |
| Authors |
Th._Rivinius,_D._Baade,_P._Hadrava,_M._Heida,_R._Klement |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02541 |
数ダースの光学エシェルスペクトルは、HR6819が階層的なトリプルであることを示しています。古典的なBe星は広い軌道にあり、B3III星と円軌道にある見えない伴星からなる、内側の40dバイナリの周りに制約のない周期があります。内側の星の61.3km/sの半径速度の半振幅と5.0Msun（6.3+-0.7Msun）の最小（推定）質量は、4.2Msun（>=5.0+）の見えない物体の質量を意味します-0.4Msun）、つまりブラックホール（BH）。分光時系列は、LB-1の観測と驚くほど似ています。LB-1の同様のトリプルスターアーキテクチャは、LB-1のBHの質量を約70Msunから銀河系恒星の残骸BHのより典型的なレベルに削減します。HR6819のBHはおそらく太陽に最も近い既知のBHであり、LB-1とともに、静かなBHの集団を示唆しています。階層的な三重構造へのその埋め込みは、二重BHまたはBH+中性子星連星をマージするモデルにとって興味深いかもしれません。外側にBeスターがあるがBHがない他のトリプルスターが識別されます。ストリッピングにより、このようなシステムは単一のBeスターのソースになる可能性があります。
SONGを使用した$ \ sigma ^ {2} $ Coronae Borealisのドップラーイメージングと差分回転
| Title |
Doppler_imaging_and_differential_rotation_of_$\sigma^{2}$_Coronae_Borealis_using_SONG |
| Authors |
Yue_Xiang,_Shenghong_Gu,_A._Collier_Cameron,_J._R._Barnes,_J._Christensen-Dalsgaard,_F._Grundahl,_V._Antoci,_M._F._Andersen,_P._L._Pall\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02592 |
2015年3月から4月の11夜に収集された高解像度の分光データに基づいて、二重線のバイナリ$\sigma^{2}$CrBの両方のコンポーネントの新しいドップラー画像を提示します。観測されたスペクトルは、十分な位相カバレッジを持つ2つの独立したデータセットを形成します。観測されたすべてのスペクトルに最小二乗デコンボリューションを適用して、高いS/N比プロファイルを取得し、そこから$\sigma^{2}$CrBの両方の成分のドップラー画像を同時に導出します。F9とG0の両方のコンポーネントの表面は、顕著な極点に支配されています。F9コンポーネントは、緯度30$^{\circ}$で弱いスポットを示し、その中〜低緯度は比較的特徴がありません。G0スターは緯度30$^{\circ}$で拡張されたスポット構造を示し、その表面スポットカバレッジはF9スターよりも大きく、より高いレベルの磁気活動を示唆しています。相互相関法を使用して、G0スターで$\sigma^{2}$CrBの太陽に似た表面微分回転を初めて導き、表面せん断速度は$\Delta\Omega=0.180\pm0.004$radd$^{-1}$および$\alpha=\Delta\Omega/\Omega_{eq}=0.032\pm0.001$。中低緯度の特徴がないため、F9星の明確な表面せん断則は取得できませんが、高緯度スポットの系統的な経度シフトを検出します。これは、同時回転と比べて回転が遅いことを示しています。フレーム。
ペナンブラルマイクロジェットの多重診断スペクトル分析
ペナンブラルマイクロジェット（PMJ）は、黒点の周縁部で見られる短命のジェットのようなオブジェクトです。それらは最初に彩層圏の線で発見され、後に遷移領域（TR）線で信号を示すことも示されました。彼らの起源と進化の仕方はまだ決まっていません。PMJプロパティを制約するために、光球からTRまでの温度に及ぶスペクトル診断を使用して、PMJの包括的な分析を実行します。CaII8542オングストロームとH-アルファ線、IRISスリットジョー画像で高空間解像度のスウェーデン1m太陽望遠鏡観測、MgIIh＆k線、MgII2798.75オングストロームでIRISスペクトル観測を採用しました。＆2798.82オングストロームトリプレットブレンド、CII1334オングストローム＆1335オングストロームライン、およびSiIV1394オングストローム＆1403オングストロームライン。これらから幅広いスペクトル診断を導き出し、PMJに関連する他の二次現象を調査しました。PMJは、調査したすべてのスペクトル線でさまざまな程度の信号を示すことがわかります。診断およびこれらに関連する太陽大気のすべての層を通して、低いか無視できるドップラー速度と速度勾配が見つかりました。HアルファとCaII8542オングストロームの内側の翼の暗い特徴は、PMJが既存のフィブリル構造に沿って形成されることを意味します。私たちは、MgIIトリプレットラインの翼での放出を介してPMJのサブセットで上部光球加熱の証拠を見つけます。PMJにユビキタスなねじれの動きを示す証拠はほとんどありません。異なるスペクトル線におけるPMJの増光の開始時間に顕著な違いはありません。PMJは、以前の提案に反して、非常に控えめな質量運動のみを示す可能性があります。PMJは、既存のフィブリル構造の上部の光球または彩層の高さに形成されると私たちは考えています。
遅い太陽風における不安定性と周期的密度摂動を引き裂く
| Title |
Tearing_instability_and_periodic_density_perturbations_in_the_slow_solar_wind |
| Authors |
Victor_R\'eville,_Marco_Velli,_Alexis_Rouillard,_Benoit_Lavraud,_Anna_Tenerani,_Chen_Shi,_Antoine_Strugarek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02679 |
コロナホールに由来する速い太陽風とは対照的に、遅い太陽風の源はまだ議論されています。しばしば断続的で低FIP要素で強化されます-閉じた冠状ループで観察されるものに似ています-低速の風はヘルメットの吹流しの近くの爆発的なイベントで形成される可能性があります。パーカーソーラープローブ（PSP）に搭載されたWISPR白色光イメージャーで最近示されているように、低速風は、周期的な周期であることが示され、ヘルメットストリーマーの先端から排出されるフラックスロープに関連付けられる可能性がある密度の摂動も示します。この研究では、フラックスロープの解放を制御する主なメカニズムは、太陽圏電流シート（HCS）での流れが修正された引き裂きモードであることを提案します。太陽風とコロナのMHDシミュレーションを使用して、HCSを取り巻く現実的な構成と流出を再現します。このプロセスは、遅い太陽風で観測された密度構造の長い（$\sim10-20$h）および短い（$\sim1-2$h）タイムスケールを説明できることがわかります。この研究はまた、遅い太陽風の構造、トポロジー、構成に新たな光を投げかけ、近い将来、白色光やその場でのPSP観測と比較される可能性があります。
ラモストとケプラーが観測した太陽型星
| Title |
Solar-type_Stars_Observed_by_LAMOST_and_Kepler |
| Authors |
Jinghua_Zhang,_Alexander_I._Shapiro,_Shaolan_Bi,_Maosheng_Xiang,_Timo_Reinhold,_Krishnamurthy_Sowmya,_Yaguang_Li,_Tanda_Li,_Jie_Yu,_Minghao_Du,_Xianfei_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02717 |
太陽に近い基本パラメータと回転周期を持つ星の彩層活動と測光活動の測定値を取得することは、太陽と星の結合をよりよく理解するために重要です。ラージスカイエリアマルチオブジェクトファイバー分光望遠鏡（LAMOST）-ケプラーフィールドから太陽に近い基本パラメーターを持つ2603星のサンプルを選択し、LAMOSTスペクトルを使用してそれらの彩層活動を測定し、ケプラー光曲線を使用してそれらの光球活動（つまり、測光変動の振幅）。これらの星の1556の回転周期は、測光変動の振幅が低く、光度曲線の非常に不規則な時間プロファイルのために測定できませんでしたが、254個の星は、太陽に近い回転周期を持っているとさらに特定されました。太陽に近い回転周期を持つ星は、検出されない回転周期を持つ星よりも体系的に高い彩層活動を持っていることを示しています。さらに、光球活動と彩層活動の太陽レベルは、回転周期が検出されない星では典型的であるように見えますが、太陽は太陽に近い回転周期を持つほとんどの星よりも活動的ではないようです（光球活動と彩層活動の両方に関して）。
フィラメント雲LDN 1157の距離、磁場、運動学
| Title |
Distance,_magnetic_field_and_kinematics_of_a_filamentary_cloud_LDN_1157 |
| Authors |
Ekta_Sharma,_G._Maheswar,_A._Soam,_Changwon_Lee,_Shinyoung_Kim,_Tuhin_Ghosh,_A._Tej,_G._Kim,_S._Neha,_and_Piyali_Saha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02781 |
LDN1157は、クラウドコンプレックスに位置するいくつかのクラウドの1つであるLDN1147/1158は、クラス0のプロトスター、LDN1157-mmから発せられる十分にコリメートされた双極の流出を伴うコマ型の形態を表します。この作業の主な目的は、（a）LDN1157の周囲の領域の雲間磁場（ICMF）ジオメトリをマッピングして、雲の形態、流出方向、およびコア磁場（CMF）との関係を調査することです。文献からのmmおよびsub-mm偏光の結果から推測された形状、および（b）雲の運動学的構造を調査すること。雲に投影された星のRバンド偏極観測を実行してpcスケールの磁場形状をマッピングし、12CO、C18OおよびN2H+（J=1-0）ラインで雲全体の分光観測を行い、その運動学を調査しました構造。GaiaDR2視差と、複合体に関連付けられた3つのYSOの適切なモーション値に基づいて、複合体であるLDN1147/1158から340$\pm$3pcの距離を取得しました。長さが$\sim1.2$pcで幅が$\sim0.09$pcの単一のフィラメントが、コマ状の雲全体に沿って走っています。ICMF、CMF、フィラメントの向き、流出方向、および磁場の砂時計の形態の存在の間の関係に基づいて、磁場はLDN1157の星形成プロセスで重要な役割を果たした可能性が高いYSOの適切な動きとLDN1147/1158の半径方向の速度、およびその\$sim2$\dgr〜eastにある別の複雑なLDN1172/1174を組み合わせると、両方の錯体が集合的に銀河に向かって移動していることがわかりました飛行機。LDN1157の東西セグメントのフィラメント形態は、移動する雲と周囲の星間物質との相互作用によるアブレーションによって失われた質量の結果として形成された可能性があります。
動的混合ポータルを介して標準モデル（SM）に結合された新しい$U（1）$ダークゲージグループは、ヒッグスフィールドの形式で自然な暗黒物質候補、$h_d$を提供し、暗闇の質量を生成します光子、$\gamma_d$。条件$m_{h_d}\leqm_{\gamma_d}$と、運動論的混合パラメーターの小ささ$\epsilon$、および/またはダークゲージカップリング$g_d$により、ダークヒッグスが暗黒物質を構成するのに十分な準安定。宇宙の熱履歴を分析し、フリーズイン${\rmSM}\to\{\gamma_d、h_d\}$とフリーズアウト$\{\gamma_d、h_d\}\to{\rmSM}$、プロセスは、サブGeVの質量と$10^{-13}\lesssim\epsilon\lesssim10^{-6}$の範囲の動的混合パラメーターを備えた、実行可能なダークヒッグス暗黒物質につながる可能性があります。天体物理学と宇宙論で観測可能な信号には、原始元素の存在量の変化、超新星爆発のエネルギー論の変更、宇宙後期の暗いヒッグス崩壊、暗黒物質の自己相互作用などがあります。
| Title |
Merger_of_Dark_Matter_Axion_Clumps_and_Resonant_Photon_Emission |
| Authors |
Mark_P._Hertzberg,_Yao_Li,_Enrico_D._Schiappacasse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02405 |
軽いスカラーの暗黒物質の一部、特にアキシオンは、重力で束ねられた塊（星）に組織化され、今日の銀河に多数存在する可能性があります。したがって、このシナリオの新しい観測シグネチャがあるかどうかを判断することは最も重要です。適度に大きなアキシオン-光子結合の場合、そのような凝集塊はパラメトリック共鳴を起こして光子になる可能性があることが示されています。[1]。銀河の臨界質量を超える塊を得るには、今日の合併が必要になります。この作業では、アキシオンクランプのペアの完全な3次元シミュレーションを実行し、スカラー波の放出を通じて合併が発生する条件を決定します。正面衝突と非正面衝突、位相依存性、相対速度の分析も含まれます。文献の他の研究と一致して、合併による最終的な質量$M^{\star}_{\text{final}}\約0.7（M^{\star}_1+M^{\star}_2）$は、元の各束の質量よりも大きい（$M^{\star}_1\simM^{\star}_2$の場合）。したがって、亜臨界質量の塊が合体して超臨界になり、パラメトリック共鳴を受けて光子になる可能性があります。衝突率は小さいものの、統一のアイデアで強く示唆されている高いペッチェー・クインスケールの場合、今日の銀河では合体が運動学的に許容されると予想されています。衝突率が高いため、相対速度の統計的変動が原因で、ペッチェー・クインスケールが低いアクシオンで合併が発生する可能性があります。今日の天の川銀河内の衝突率と合併率を推定します。私たちは、合併が地球上でかなりのエネルギーの流れにつながることを発見し、観測的な探索戦略について言及します。
最小のSU（$ N $）ハドロン
新しい物理が、随伴または（反）基本とは異なるSU（3）の既約表現に属する、新しく重い強く相互作用する粒子を含む場合、クォーク/反クォーク/の最小数を計算することは簡単な問題です新しい粒子で色一重項束縛状態（''ハドロン''）を形成するために必要なグルーオン。ここで、Dynkinラベル$（p、q）$のSU（3）既約表現の場合、（0,0）表現を含む積を形成するために必要なクォークの最小数は$2p+q$であることを証明します。この結果を$N>3$のSU（$N$）に一般化します。また、$（p、q）$表現で新しい粒子にバインドされ、カラーシングルレット状態を与えるクォーク/反クォーク/グルーオンの最小合計数を計算します：$n_g=\lfloor（2p+q）/3\rfloor$グルオン、$n_{\barq}=\lfloor（2p+q-3n_g）/2\rfloor$反クォーク、および$n_q=2p+q-3n_g-2n_{\barq}$クォーク（{\boldmath$\overline6$}$\sim$（0,2）と{\boldmath$\overline{10}$}$\sim$（0,3）の例外で、2と3クォークはそれぞれ、最小の無色の束縛状態を形成するために必要です。最後に、SU（3）の（$p、q$）表現に新しい粒子$X$を含み、電荷$Q_Xを持つ最小ハドロン$H$の電荷$Q_H$の可能な値を示します$は$-（2p+q）/3\leQ_H-Q_X\le2（2p+q）/3$です。
LiAlO $ _ {2} $結晶の低温特性評価とスピン依存暗黒物質と通常物質との相互作用に関する新しい結果
| Title |
Cryogenic_characterization_of_a_LiAlO$_{2}$_crystal_and_new_results_on_spin-dependent_dark_matter_interactions_with_ordinary_matter |
| Authors |
A.H._Abdelhameed,_G._Angloher,_P._Bauer,_A._Bento,_E._Bertoldo,_R._Breier,_C._Bucci,_L._Canonica,_A._D'Addabbo,_S._Di_Lorenzo,_A._Erb,_F.v._Feilitzsch,_N._Ferreiro_Iachellini,_S._Fichtinger,_D._Fuchs,_A._Fuss,_V.M._Ghete,_A._Garai,_P._Gorla,_D._Hauff,_M._Je\v{s}kovsk\'y,_J._Jochum,_J._Kaizer,_M._Kaznacheeva,_A._Kinast,_H._Kluck,_H._Kraus,_A._Langenk\"amper,_M._Mancuso,_V._Mokina,_E._Mondragon,_M._Olmi,_T._Ortmann,_C._Pagliarone,_V._Palu\v{s}ov\'a,_L._Pattavina,_F._Petricca,_W._Potzel,_P._Povinec,_F._Pr\"obst,_F._Reindl,_J._Rothe,_K._Sch\"affner,_J._Schieck,_V._Schipperges,_D._Schmiedmayer,_S._Sch\"onert,_C._Schwertner,_M._Stahlberg,_L._Stodolsky,_C._Strandhagen,_R._Strauss,_I._Usherov,_F._Wagner,_M._Willers,_V._Zema,_J._Zeman,_(The_CRESST_Collaboration)_and_M._Br\"utzam,_S._Ganschow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02692 |
この研究では、シンチレーションLiAlO$_{2}$単結晶の最初の極低温特性評価が示されています。得られた結果は、この物質が直接暗黒物質探索実験のターゲットとして大きな可能性を秘めていることを示しています。Leibniz-InstitutのKristallz\uchtung（IKZ）で育成された1つの結晶から得られた3つの異なる検出器モジュールが、極低温での異なる特性を研究するためにテストされました。まず、2つの2.8gの双晶を使用して、ドイツのミュンヘンにあるMaxPlanckPhysicsforPhysics（MPP）の地上実験室で動作するさまざまな検出器モジュールを構築しました。最初の検出器モジュールは、極低温でのLiAlO$_{2}$のシンチレーション特性を研究するために使用されました。2番目は、エネルギーしきい値（213.02$\pm$1.48）eVを達成しました。これにより、350MeV/c$^{2}$の暗黒物質粒子質量のスピン依存暗黒物質粒子-陽子散乱断面積に競合制限を設定できます。および1.50GeV/c$^{2}$。次に、主吸収体として373gのLiAlO$_{2}$結晶を備えた検出器モジュールが、LaboratoriNazionalidelGranSasso（LNGS）の地下施設でテストされました。この測定から、結晶を使用して、この材料を中性子束モニターとして低バックグラウンド実験に使用することの実現可能性を研究します。
トポロジカル中性子星の安定性
テンソルマルチスカラー理論（TMST）は、アインシュタインの理論の最も自然な一般化の1つであり、数学的に矛盾がなく、病理学から解放されています。それらはすべての既知の観測を通過しますが、標準のスカラー-テンソル理論に反して、TMSTは非常に豊富なソリューションのスペクトルを提供し、一般相対論からの大きな逸脱を可能にします。これらの理論で最も興味深いオブジェクトの1つは、トポロジー的な中性子星です。本論文の主な目的は、トポロジーチャージの固定値に対しても解の分岐が多数存在する可能性があるため、それらの半径方向の安定性を研究することです。これらのブランチの1つだけがトポロジーチャージの各値に対して安定であり、残りはすべて不安定であることがわかります。安定した分岐は、観測値と一致する半径の適度な値を持つ中性子星の小さな質量から大きな質量に及ぶ分岐です。予想通り、質量の最大値で不安定になります。放射状モードの周波数を調べたところ、ほとんどの場合、モード周波数は一般的な相対論的周波数よりも大きく、トポロジー電荷の増加に伴って増加することがわかりました。これらすべては、トポロジー的な中性子星が、観測の兆候を判断するためにさらに調査する必要がある実行可能な天体物理学のオブジェクトであることを示しています。
有機炭素循環のペースへの氷河学的な窓
大気組成の氷河学的記録は、O2が過去800000年間に平均速度0.3x1012mol（Tmol）O2yr-1で減少したことを示唆しています。地質炭素循環は長期的な大気中の酸素濃度を調節するため、大気中のO2の変動は、通常、有機炭素（OC）の風化と陸上の硫黄の減少、大気中のO2の吸収源、およびOCの埋没とのバランスの不均衡に起因します。O2の発生源である海底堆積物中の硫黄。ここで、私たちは、流体地球（大気、海洋、生物圏）とリソスフェア（地殻と上部マントル）の間のC、Fe、SおよびH交換のデータベースを編集し、新生代の有機炭素源とシンクを定量化するための脱酸素の記録に直面します。。酸化海洋リソスフェアの沈み込みと地球内部からの還元ガスの脱ガスが酸素のシンクであり、このシンクが更新世の大気中の脱酸素率を大幅に上回っていることを示します。新生代における大気O2の相対的な恒常性は、有機炭素循環がO2の正味の供給源およびCO2の吸収源であったことを必要とし、光合成は、過去5000万年にわたって平均で約40MtCyr-1呼吸を上回っていました。比較的不変な大気中の酸素濃度の代償は、鉄と炭素のサイクルにおける2つの光合成によって駆動される不均衡が共存することです。これらは、互いにほぼ完全に相殺されます。大陸や海からリソスフェアへのOCの弱い脱出は、より興味深いものです。呼吸代謝の進化/最適化と大気中O2の上昇が24億年以上にも関わらず、有機炭素循環は驚くほど強力な速度制御下にあることを示しています。
| Title |
Inverse_Cosmography:_testing_the_effectiveness_of_cosmographic_polynomials_using_machine_learning |
| Authors |
Cristian_Zamora_Mun\~oz_and_Celia_Escamilla-Rivera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.02807 |
コスモグラフィーは、逆散乱問題の解決策と呼ばれてきました。これは、現時点で宇宙観測量の展開を実行することにより、データサンプラーから宇宙境界を計算できるため、合理的です。それにもかかわらず、このアプローチは、状態方程式（EoS）パラメーター（モデル依存）を宇宙パラメーター（多項式級数依存）の近似で置き換えることによって問題を回避するだけなので、適切に逆散乱ソリューションではありません）。したがって、宇宙力学パラメータを適合させることができる新しいコスモグラフィアプローチを構築し、それらを使用して、その一般的なコスモグラフィックパラメータを介して運動学を分析できますか？決して、文学のすべての宇宙論の提案が主張するシリーズの切り捨ての問題を実験することなく。この作業では、$f_{i}（z）$の形式のみに依存する一般的なEoSを提示し、その導関数を見つけます。この関数は、次のダイナミクスを可能にする任意の多項式（暗いエネルギーのような項を模倣）にすることができます特定の宇宙密度。標準の宇宙論モデルと、Pad\'eおよびChebyshev近似としての多項式の提案を使用して、一般的なEoSをテストします。興味深いことに、Pad\'e（2,2）近似は、$z=1$の遷移を示す$f（z）$CDMのようなモデル内で考慮されています。また、これらの特性を持つモデルには、この赤方偏移の限界で発散を実験する縮退と切り捨ての問題があるため、これは保証されないこともわかりました。結果を調査するために、より低い赤方偏移での過適合として問題を解決し、この領域のデータポイントの密度を増加させることができる、Recurrent-Bayesian（RNN+BNN）ネットワークと呼ばれる深層学習ツールを介してトレーニングされた新しい超新星サンプルも提示します。2-$\シグマ$の精度で宇宙を区別するのに役立ちます。
