21 cmグローバルシグナルの宇宙分散
中性水素の21cmラインの宇宙測定は、初期宇宙の理解を劇的に向上させる態勢を整えています。特に、再イオン化のエポックと宇宙の夜明けの両方は、ほとんど未知のままであり、21cmの信号は、それらに到達するための数少ないプローブの1つです。最も単純な21cmの測定は全天球全体の21cm光子の平均吸収または放出に対応するグローバルシグナル（GS）です。明るい無線前景は観測可能な全周波数範囲にわたって宇宙信号を圧倒し、手ごわいハードルを提示しますが、十分な感度があれば、原則としてそれらを差し引くことができます。ただし、ここでは、21cmGSの不確かさの追加の---そして還元できない---ソースを示します：宇宙分散。宇宙分散ノイズは、21cmの実験にアクセスできる宇宙の有限体積から発生します。21cmの光子の宇宙論的赤方偏移のため、観測された各周波数は、特定の宇宙時代の間に私たちの宇宙を探査します。これは、狭い赤方偏移スライスに対応しています。21cmの大きな変動があるため、各スライス内のGSは、全宇宙で平均化されたGSとは異なります。この宇宙分散ノイズのサイズを推定し、標準的なシナリオの場合、$\sim0.1$mKのサイズであることを確認します。これは、1年間に予想される機器ノイズのサイズの$\sim10\％$です。-長い実験。興味深いことに、主張されたEDGES検出の鋭さを説明するために提案されているような、21cmの極端な変動があるシナリオでは、宇宙の変動が楽器のノイズを追い越す可能性があります。さらに、大規模な21cmの変動は長距離にわたってコヒーレントであるため、宇宙分散は近くの赤方偏移でのGSの測定値を相関させ、これまで無視されてきた非対角の不確実性につながります。
パルサー磁気圏における暗黒物質オシロンの共鳴変換
パルサーは、磁場とプラズマ密度が高いため、標準モデル（BSM）の物理を超えた試験に優れた実験室を提供します。アクシオンまたはアクシオンのような粒子（ALP）がパルサーに十分接近すると、それらは共鳴して光子に変換され、劇的な電磁信号を生成できます。パルサー磁気圏と衝突する、アキシオンの束縛された構成からこのような信号を検出する可能性について議論します。最も密度の高いアクシオンスター$\textit{oscillons}$を除くすべてが、共鳴変換が行われる前にかなり破壊されています。オシロンは光子に効率的に変換でき、明るく短命なラジオフラッシュにつながります。既存の（非常に大きなアレイとLOFAR）および今後の（正方形のキロメートルアレイ）ラジオミッションを使用した銀河のふくらみの観測は、$m_a\in\left[0.1\\mu\text{eV}、200\\mu\text{eV}\right]$、たとえオシロンが暗黒物質のごくわずかな部分を構成していても。
Spin-2 ULDMのパルサータイミングアレイ制約
超軽量暗黒物質（ULDM）モデルは、多くの観測物に特徴的な痕跡を残す可能性がある宇宙論的暗黒物質の適切な候補です。他のプローブの中で、ULDMのシグネチャは、パルサータイミングデータで検索できます。この研究では、パルサータイミングアレイに対するスピン2ULDMの効果について説明し、以前の結果をより低いスピンで拡張します。Spin-2ULDMは、無次元の強度$\alpha$を持つ標準物質に普遍的に結合されます。現在のデータでは、このカップリングを$10^{-5}$から$10^{-6}$レベルの質量範囲$m\lesssim4\times10^{-22}$eVで制約できると推定します。これは、最も競争力があります。この質量範囲の拘束。パルサーのタイミングに対するスピン2ULDM効果の重要な機能は、異方性の四重極形状です。この機能は、spinarULDMなどからのspin-2ULDMによってもたらされる影響と、PTA実験の体系を区別するのに役立ちます。
モデルに依存しないアプローチで$ \ sigma_8 $テンションを定量化する
$\Lambda$CDMモデルの問題の1つは、宇宙マイクロ波背景実験で見つかった$\sigma_8$と宇宙末期の大規模観測から得られた小さな問題の間の緊張です。$\sigma_8$は、比較的高レベルのクラスタリングを定量化します。RedshiftSpaceDistortiondatawithGaussianprocessesmethodを使用して、物質の不均一性の成長履歴のモデルに依存しない再構成を調べます。$\Lambda$CDMおよび$w$CDMモデルに対するマルコフ連鎖モンテカルロフィットは、元のデータとトレーニングされたデータを使用して実行されます。訓練されたデータフィットは、プランクのコラボレーションによって予測された宇宙論的値により近い$\sigma_8$をもたらします。特に、Maternカーネルでは$0.43の\sigma$の違いがあります。結果は緊張の問題を提起し、将来の測定（J-PAS、DESI、ユークリッドなど）で緊張が解消される可能性を示します。
Fermi-LAT拡散$ \ gamma $ -rayマップからの統合Sachs-Wolfe効果の検索
このペーパーでは、Planck2018の宇宙マイクロ波背景（CMB）温度異方性マップと、9年のフェルミ大面積望遠鏡（LAT）からの未解決の$\gamma$-rayバックグラウンド（UGRB）の間の相互相関パワースペクトルを推定します。）データ。この分析では、Fermi-LATUGRBデータから[0.631、1000]GeVの広いエネルギー範囲にわたって最大9つのエネルギービンを使用します。まず、エネルギー範囲が[1.202、2.290]GeVと[17.38、36.31]GeVのフェルミデータは、$1.8\sigma$信頼レベルでの統合Sachs-Wolfe（ISW）効果の肯定的な証拠とその有意性を示しています。これらの2つのエネルギービンを一緒に使用すると、$2.7\sigma$に増加します。次に、単一のべき乗則モデルを適用して振幅を正規化し、9つすべてのフェルミエネルギービンを使用してISW効果の有意性を測定し、${\rmA_{amp}}=0.95\pm0.53$（$68\％$CL）。堅牢性テストでは、9つのエネルギービンのフェルミモックマップをランダム化して帰無仮説を実装し、ISW効果の非検出を取得します。これにより、ISW信号がFermi-LAT拡散$\gamma$-rayデータからのものであることを確認しますまた、基本的に標準の$\Lambda$CDMモデル予測と一致しています。相互相関係数を使用して、異なるエネルギービン間の関係を示します。さらに、フェルミマップのマスクで銀河平面のカット範囲$|b|$を変化させ、ISW信号検出への影響を注意深くチェックします。
曲率による対称性の破れによる原始暗黒物質
| Title |
Primordial_dark_matter_from_curvature_induced_symmetry_breaking |
| Authors |
Laura_Laulumaa,_Tommi_Markkanen_and_Sami_Nurmi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.04061 |
断熱暗黒物質は、インフレーション中に重力によって引き起こされる対称性の破れによって生成される可能性があることを示しています。重力のみを介して他のフィールドに結合し、非最小結合$\xi$が負の場合、インフレーション中に時空の曲率によって対称性が破られる$Z_2$対称スカラーシングレットを研究します。対称性の破れは、一重項質量$m\sim{\rmMeV}$と$|\xi|\sim1$で観測された存在量を伴う断熱暗黒物質の形成につながることがわかります。
Lyman-$ \ alpha $フォレストからの重力レンズ効果の可能性の再構築
| Title |
Reconstructing_the_Gravitational_Lensing_Potential_from_the_Lyman-$\alpha$_Forest |
| Authors |
R._Benton_Metcalf,_Nicolas_Tessore_and_Rupert_A.C._Croft |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.04109 |
Lyman-$\alpha$フォレストデータから弱いレンズ効果の可能性を再構築する方法を示します。実空間のピクセル間の相関に基づいて、空のレンズ効果ポテンシャルの最適な推定量を導き出します。この方法は、不規則な間隔で配置されたデータ、調査の穴、欠損データ、不均一なノイズを効果的に処理します。シミュレーションされたスペクトルと弱いレンズ効果を使用したメソッドの実装を示します。ソース密度が$>\sim0.5$/squarearcminutesで、各スペクトルが$\sim200$ピクセル（$\lambda/\Delta\lambda=1300$）の場合、レンズ電位は高い忠実度で再構築できることが示されていますスペクトルピクセルの相対吸収が信号を支配する場合。ノイズが各ピクセルの吸収の測定値を支配している場合、レンズ電位のノイズは高くなりますが、妥当な数のソースとノイズレベルと高忠実度マップの場合、レンズ電位を取得できます。レンズ推定器は、宇宙マイクロ波背景（CMB）、21cm強度マッピング（IM）、または光源の相関関数を正確に推定できる任意のケースのレンズにも適用できます。
宇宙の双対性シナリオのベイズ比較
宇宙距離双対関係（CDDR）、$D_{\rmL}（1+z）^{-2}/D_{\rmA}=\eta=1$、$D_{\rmL}$および$D_{\rmA}$は、それぞれ光度と角直径の距離であるため、宇宙論のシナリオでは重要な前提です。多くの調査では、観察的なアプローチを通じてCDDRをテストしようとしていますが、これらの一部でさえ、変形したCDDR、つまり$\eta=\eta（z）$を考慮しています。この論文では、$\eta（z）$関数間のベイジアンモデル比較を実行するために、タイプIa超新星光度距離と銀河クラスター測定（それらの角直径距離とガス質量分率）を使用します。ここで使用されているデータは、$\eta（z）$関数がCDDRの進化を最もよく捉えているベイジアンの証拠が多いため、正確に特定できないことを示しています。
SKA実験におけるEoR信号の前景への銀河系の自由放出の寄与
| Title |
Contribution_of_Galactic_free-free_emission_to_the_foreground_for_EoR_signal_in_SKA_experiments |
| Authors |
Xiaoli_Lian,_Haiguang_Xu,_Zhenghao_Zhu,_Dan_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.04196 |
圧倒的な前景の汚染は、再イオン化の時代（EoR）中の中性水素の21cm信号の正確な検出を妨げます。さまざまな前景コンポーネントの中で、銀河の自由放出はあまり研究されていないため、EoR観測への影響は不明のままです。この作業では、ダストの吸収と散乱の補正、Simfast21ソフトウェア、最新のSKA1-Lowレイアウト構成を備えた観測された$\rmH\alpha$強度マップを使用して、銀河系のSKAの「観測された」画像をシミュレートします。自由放出とEoR信号。シミュレートされた画像キューブから1次元のパワースペクトルを計算することにより、銀河系の自由放出が約$10^{3.5}$-$10^{2.0}$、$10^{3.0}$-$10^{1.3であることがわかります}$、および$0.1〜\rmMpc^{-1}<k<2〜\rmMpc^{-1}のスケールでは、EoR信号よりも$10^{2.5}$-$10^{1.0}$倍明るい$116$-$124$、$146$-$154$、および$186$-$194$${\rmMHz}$周波数帯域の$。さらに、適切に定義されたEoRウィンドウ内の2次元パワースペクトルを分析し、EoR信号パワーに対するパワー（振幅の2乗）の比率が到達できるため、漏れた銀河の自由放出が依然として無視できない汚染を引き起こす可能性があることを確認します3つの周波数帯域でそれぞれ$1.2〜\rmMpc^{-1}$のスケールで約$200\％$、$60\％$、および$15\％$。したがって、深刻な汚染前景成分としての銀河の自由放出は、今後の深いEoR観測で注意深く処理する必要があると結論付けます。
KiDS + VIKING-450：自己組織化マップを使用した赤方偏移キャリブレーションによる宇宙パラメーターの制約の改善
| Title |
KiDS+VIKING-450:_Improved_cosmological_parameter_constraints_from_redshift_calibration_with_self-organising_maps |
| Authors |
Angus_H._Wright,_Hendrik_Hildebrandt,_Jan_Luca_van_den_Busch,_Catherine_Heymans,_Benjamin_Joachimi,_Arun_Kannawadi,_and_Konrad_Kuijken |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.04207 |
Redshift分布と自己組織化マップ（SOM）を使用して定義された測光サンプルを使用して推定された、KiDS+VIKING-450宇宙シアデータセット（KV450）の更新された宇宙制約を提示します。基準分析では、$S_8\equiv\sigma_8\sqrt{\Omega_{\rmm}/0.3}=0.716^{+0.043}_{-0.038}$の周辺事後制約が見つかりました。このデータセットを使用した以前の作業（$|\DeltaS_8|=0.023$）よりも小さいが、完全に一貫している。3つの方法で構築された追加のサンプルと赤方偏移の分布を分析します。赤方偏移のキャリブレーション中に特定の分光測量を除外し、赤方偏移のキャリブレーションで信頼性の低い分光赤方偏移を除外し、少なくとも3回の分光測量によって共同で校正される測光源のみを考慮します。すべてのケースで、ここで使用されている方法は堅牢であることがわかります。$|\DeltaS_8|の基準分析から最大の偏差を見つけます。\leq当社のSOMを使用して定義および分析されたすべてのサンプルに対して0.009$。$S_8$での最大のシフトは、DEEP2分光サブセットなしで赤方偏移の分布を調整するときに見つかります。$S_8=0.707_{-0.042}^{+0.046}$が見つかります。フィデューシャルに関するこの違いは、前の作業からの同等のシフトよりも大幅に小さく、反対方向にあります。この作業で分析されたサンプルでは、基準制約に関して$S_8$に意味のある正のシフトが発生していません。これらの結果は、改善された宇宙論的パラメーター推定が、直接赤方偏移キャリブレーションに使用される分光法による測光源の病理学的不実表示の影響を受けないことを示唆しているため、この体系的な効果は、KV450とPlanckCMBで行われた$S_8$推定値の間の観察された差異の原因にはなり得ないプローブ。
スノーラインは熱的に不安定になる可能性があります
原始惑星系円盤内の揮発性種は、蒸気から固体への相変化を受ける可能性があります。これらの「雪のライン」は、塵の凝固から惑星の移動まで、あらゆる規模の惑星形成において重要な役割を果たすことができます。原始惑星系円盤の外側の領域では、温度プロファイルは、固体による再処理された恒星光の吸収によって設定されます。さらに、温度プロファイルは、さまざまな雪ラインでの昇華と結露による固体の分布を設定します。したがって、スノーラインの位置は温度プロファイルに依存し、逆も同様です。このカップリングは熱的に不安定になる可能性があることを示しており、雪のラインでのディスクのパッチが暴走昇華または結露のいずれかを生成します。この熱的不安定性は中程度の光学的深さで発生し、ディスクの大気からの再生された恒星光の吸収による加熱は光学的に厚いが、冷却は光学的に薄い。固相の揮発性物質は、気相の揮発性物質よりもはるかに速くドリフトするため、この熱的不安定性によりリミットサイクルが発生します。揮発性物質が昇華するにつれて、スノーラインは徐々に揮発性物質を凝縮し、後退します。数値シミュレーションを使用して、COスノーラインの進化を研究します。COスノーラインは、通常のディスク条件下では熱的に不安定であり、1,000〜10,000年のタイムスケールで$\sim50$から$\sim30$〜AUに内向きに変化します。COスノーラインは、その時間の$\sim10\％-50\％$を小さい間隔で費やします。正確な値は、全体の不透明度と乱流粘度に影響されます。進化するスノーラインは、スノーラインの内部の固体の分布にリング状の構造も作成します。雪のラインを動かすことによって作成された複数のリング状の構造は、多くの{\itALMA}画像に見られるサブ構造を説明する可能性があります。
GPU加速による胚形成：地上降着の初期条件の再評価
| Title |
Embryo_formation_with_GPU_acceleration:_reevaluating_the_initial_conditions_for_terrestrial_accretion |
| Authors |
Matthew_S._Clement,_Nathan_A._Kaib,_John_E._Chambers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03668 |
太陽系の地球型惑星は、より小さな胚と微惑星の海から数百万年以上かけて降りてきたと考えられています。原始太陽系星雲の固体の表面密度プロファイルとサイズ頻度分布を知ることは不可能であるため、提案されているさまざまな進化的スキームを区別することは歴史的に困難でした。地球惑星形成のこれまでのほとんどすべてのシミュレーションでは、月から火星の塊状胚が原始ガス円盤期中に内部太陽系全体に形成されたと想定しています。ただし、必要な体の数が多いため、胚の付着のモデルを通じてこの仮定を検証することは、計算上困難です。ここでは、r〜100kmの惑星から始まる胚成長のGPUで加速された直接のN体シミュレーションを使用して、この問題を再評価します。与えられた半径方向の距離で始原気相から出現する胚は、現在の太陽系の同じ準主軸にある最大の物体と同様の質量をすでに持っていることがわかります。したがって、地球と金星は現代の質量の約50％に達し、火星が集まった胚は火星領域で形成され、セレスが集まったオブジェクトは小惑星帯全体に広まっています。他の最近の研究と一致して、地球の降着モデルの新しい初期条件は、惑星形成の巨大な衝撃段階を経て進化したときに、著しく改善された太陽系アナログを生成します。しかし、地球に集中した火星の類似体が成長するのを防ぐには、巨大惑星の移動などの追加の動的メカニズムが必要であると私たちはまだ結論付けています。
降着円盤内の発光体の加熱トルクの局所シミュレーション
| Title |
Local_Simulations_of_Heating_Torques_on_a_Luminous_Body_in_an_Accretion_Disk |
| Authors |
Amelia_Hankla_and_Yan-Fei_Jiang_and_Philip_Armitage |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03785 |
降着円盤に埋め込まれた発光体は、非対称の密度摂動を生成し、正味トルクをもたらし、それにより、物体の軌道移動を引き起こします。線形理論は、この加熱トルクが、重力のリンドブラッドと共軌道トルクの合計から生じるものに対抗または逆転することができる、身体の質量に線形の移行項を引き起こすことを示しています。精度と線形理論の適用範囲を評価するために、層化されていないディスクで高解像度のローカルシミュレーションを使用します。適切なレジーム（低光度、低熱伝導率）での分析結果とシミュレーション結果の一致は10\％を超えますが、非線形（高光度）レジームと高熱伝導率のレジームでの偏差を測定します。非線形レジームでは、線形理論は加熱トルクによる加速を過大に予測します。これは、熱流束における非線形項の無視が原因であることがわかります。高熱伝導率領域では、線形理論は加速を過小評価しますが、ここでは非線形制約と計算制約の両方が役割を果たします。原始惑星系円盤における低質量惑星の進化と、AGN円盤に埋め込まれた巨大な星や降着するコンパクトな物体に対する加熱トルクの影響について説明します。後者の場合、光学的深さが臨界値を下回るディスク半径では、熱トルクが支配的な物理的影響である可能性が高いことを示します。
ソーラーオービターによる彗星C / 2019 Y4 ATLASのその場での検出の見通し
| Title |
Prospects_for_the_In_Situ_detection_of_Comet_C/2019_Y4_ATLAS_by_Solar_Orbiter |
| Authors |
Geraint_H._Jones,_Qasim_Afghan,_Oliver_Price |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03806 |
欧州宇宙機関のソーラーオービター宇宙船は、2020年5月下旬と6月上旬にC/2019Y4（ATLAS）彗星の位置のほぼ下流を通過する予定です。また、2020年6月6日に彗星のダストテールが交差する可能性があることを示しています。彗星の2つのテールを交差するときに宇宙船の装置が検出する可能性のある太陽風の特徴とダスト粒子の衝突について概説します。ソーラーオービターは、2020年5月22日にC/2020F8（SWAN）の軌道に接近しますが、その彗星に関連する物質を検出することはほとんどありません。
今後のバイオシグネチャー検索は、他の世界の生命の存在を推測するための間接的な指標に焦点を当てています。ただし、生命の存在を知らせるだけでなく、いくつかのバイオシグネチャには、惑星の生物圏が達成した状態に関する情報を含めることができます。この追加情報を使用して、生命の出現、光合成、多細胞性、および技術的文明に対応する、惑星のどの部分が特定の重要な段階を達成するかを測定できます。今後の調査では、各測定の不確実性を予測し、これらの不確実性を決定する主要な要素の概要を説明します。私たちのアプローチは確率論的であり、個々の太陽系外惑星スペクトルの詳細な調査ではなく、多数の候補に依存しています。調査サイズへの依存、移行の可能性、および信頼度のいくつかの測定値について説明します。これには、バイオシグネチャの地質学的偽陽性の説明や、異なるミッションからのデータの組み合わせが推論にどのように影響するかなどが含まれます。私たちの分析は、測定の不確実性の影響を最小限に抑えるために、将来のミッション設計と戦略のためのポリシーの推奨に影響を与えるはずです。
スローンデジタルスカイサーベイ残響マッピングプロジェクト：4年間のモニタリングからのMgIIラグの結果
| Title |
The_Sloan_Digital_Sky_Survey_Reverberation_Mapping_Project:_MgII_Lag_Results_from_Four_Years_of_Monitoring |
| Authors |
Y._Homayouni,_Jonathan_R._Trump,_C._J._Grier,_Keith_Horne,_Yue_Shen,_W._N._Brandt,_Kyle_S._Dawson,_Gloria_Fonseca_Alvarez,_Paul_Green,_P._B._Hall,_Juan_V._Hernandez_Santisteban,_Luis_C._Ho,_Karen_Kinemuchi,_C._S._Kochanek,_Jennifer_I-Hsiu_Li,_B._M._Peterson,_D._P._Schneider,_D._A._Starkey,_Dmitry_Bizyaev,_Kaike_Pan,_Daniel_Oravetz_and_Audrey_Simmons |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03663 |
2014〜2017年のSloanDigitalSkySurveyReverberationMappingプロジェクトからの測光および分光モニタリング観測による0.35<z<1.7の193クエーサーのサンプルにおけるMgII2800A幅広い輝線の残響マッピング結果を示します。大幅なタイムラグが見られます57のクエーサーのMgIIと連続体光度曲線の間で、最も信頼性の高いラグ測定で24のクエーサーの「ゴールドサンプル」を定義します。1〜24％の範囲の各ラグの偽陽性率を推定します。平均偽陽性率は、完全なサンプルで11％、金のサンプルで8％です。追加の約40のクエーサーがあり、MgIIラグがわずかに検出されるため、数年間の監視後に信頼性の高いラグが生成される可能性があります。MgIIのラグは、半径に従います-alpha=0.5と一致する最適なスロープの明度の関係ですが、Hbの半径で見られるよりもはるかに大きい0.36dexの固有のばらつき-明度の関係があります。他の輝線のSDSS-RMラグ測定値を持つターゲットの場合、MgIIラグはHbラグに似ており、CIVラグよりも2〜3倍大きいことがわかります。この作業により、MgIIブロードラインラグの数が大幅に増加し、残響マップされたブラックホールの質量が追加され、光学分光法におけるHbとCIV輝線の間の超大質量ブラックホール成長のピークで赤方偏移ギャップが埋められます。
{\scIllustrisTNG300}磁気流体力学シミュレーション、{\scSAGE}半解析モデル、サブハロ存在量マッチングテクニック（SHAM）を使用して、銀河アセンブリバイアスの予測の多様性を調べます。さまざまな赤方偏移での恒星質量または星形成率に従って選択された銀河のサンプルを考慮します。すべてのモデルが、異なる基準のアセンブリバイアス信号、赤方偏移の進化、および選択基準と数密度による依存性を予測することがわかります。これらの非自明な依存関係をモデル化するために、標準のSHAM手法への拡張を提案し、任意の量のアセンブリバイアスを含めることができるようにします。これは、内部プロパティは同じであるが{\it個々の}大規模バイアスが異なるサブハロを優先的に選択することによって行います。このモデルでは、すべての赤方偏移と銀河数密度について、{\scSAGE}または{\scTNG}のいずれかで銀河アセンブリバイアス信号を正常に再現できることがわかります。このモデルを使用して、観測におけるアセンブリバイアスのレベルを抑制し、より現実的な模擬銀河カタログの作成を支援できると予想しています。
統合スペクトルからの年齢-金属量分布の回復：近くの核星団のMUSEデータによる検証
| Title |
Recovering_age-metallicity_distributions_from_integrated_spectra:_validation_with_MUSE_data_of_a_nearby_nuclear_star_cluster |
| Authors |
A._Boecker_(1),_M._Alfaro-Cuello_(1),_N._Neumayer_(1),_I._Mart\'in-Navarro_(1_and_2_and_3),_R._Leaman_(1)_((1)_Max-Planck-Institute_for_Astronomy,_Heidelberg,_Germany,_(2)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_La_Laguna,_Tenerife,_(3)_University_of_California_Observatories,_Santa_Cruz) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03682 |
現在の機器とスペクトル分析プログラムは、恒星系の統合されたスペクトルを年齢と金属性の分布に分解できるようになりました。これらの方法の信頼性は、恒星の年齢と金属性が解決された近くのシステムではほとんどテストされていません。ここでは、統合されたMUSEスペクトルから、射手座矮小回転楕円銀河の核であるM54の年齢金属分布を導出します。支配的な古い（8-14Gyr）、金属に乏しい（-1.5dex）と若い（1Gyr）、金属に富む（+0.25dex）成分-の個々の星から測定された複雑な恒星集団と一致する同じMUSEデータセット。分解および統合された分析の（質量加重）平均年齢と金属性の間には優れた一致があります。違いは年齢でわずか3％、0.2デックスのメタラリティです。M54の統合スペクトルを作成するために個々の星を同時に追加することにより、WAGGS調査から追加の青い波長カバレッジを含めた場合でも、回復した年齢金属分布が星の等級限界または青い水平分岐星の寄与に影響されないことを示します。ただし、最も明るい星が、古い（$>8$Gyr）、金属に富んだ（+0.25dex）の恒星集団の偽の回復を引き起こす可能性があることがわかります。これは、M54における化学物質の濃縮の理解からは予想されないものです。M54の全体的な派生恒星質量対光比はM/L$_{\mathrm{V}}=1.46$であり、視野全体にわたって0.22の散乱があります。これは、若い、金属が豊富なコンポーネント。これらの発見は、複雑な恒星の人口分布が銀河系外の統合スペクトルから確実に回復できるという強力な証拠を提供します。
M33（HerM33es）の主軸に沿ったガスとダストの冷却-ハーシェル/ PACS [CII]および[OI]観測
| Title |
Gas_and_dust_cooling_along_the_major_axis_of_M33_(HerM33es)_--_Herschel/PACS_[CII]_and_[OI]_observations |
| Authors |
Carsten_Kramer,_Thomas_Nikola,_Sibylle_Anderl,_Frank_Bertoldi,_Mederic_Boquien,_Jonathan_Braine,_Christof_Buchbender,_Francoise_Combes,_Christian_Henkel,_Israel_Hermelo,_Frank_Israel,_Monica_Relano,_Markus_Roellig,_Karl_Schuster,_Fatemeh_Tabatabaei,_Floris_van_der_Tak,_Simon_Verley,_Paul_van_der_Werf,_Martina_Wiedner,_Emmanuel_Xilouris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03683 |
M33は、ローカルグループのガスに富む渦巻銀河です。2つの主要なガス冷却ラインと全赤外線（TIR）ダスト連続体の関係を調査します。[CII]と[OI]（63um）の遠赤外線ラインとTIRを使用して、M33のガスとダストの放出をマッピングしました。ラインマップはハーシェル/PACSで観察されました。これらのマップは50pcの解像度を持ち、明るいHII領域のサイトをカバーするその主軸に沿って〜370pc幅のストライプを形成しますが、南への2kpcガラクト中心距離から5.7までの南腕からより静止した腕と腕間領域もカバーします北へのkpc距離。Spitzer/MIPSからの24um、およびPACSからの70um、100um、および160umの連続体放出の全銀河マップを組み合わせて、TIRのマップを取得しました。TIRと[CII]の強度は、2桁以上の相関があります。TIRの範囲は、G0、obs〜2から200の遠紫外線（FUV）放射の範囲であり、平均の銀河放射フィールドの単位です。ビニングされた[CII]/TIR比は、TIRの上昇とともに低下し、散乱は大きくなりますが減少します。連続体の放出に対する修正された黒体（MBB）のフィットを使用して、ダストの質量表面密度と総ガス柱密度を推定しました。冷たいガスによる前景吸収の可能性の補正が[OI]データに適用されてから、光子優勢領域（PDR）のモデルと比較されました。[CII]/[OI]と（[CII]+[OI]）/TIRの比率のほとんどは、2つのモデルソリューションと一致しています。中央値の比率は、n〜2x10^2cm-3、G0〜60の1つのソリューション、およびn〜10^4cm-3、G0〜1.5の2番目の低FUVソリューションと一致しています。見通し線に沿ったガスの大部分は、低ビーム充填係数〜1の低密度、高FUVフェーズで表されます。しかしながら、ガスの一部は、第２の解によって表され得る。
関連する核を持つ巨大電波銀河の探索と分析（SAGAN）-I：新しいサンプルと多波長研究
| Title |
Search_and_Analysis_of_Giant_radio_galaxies_with_Associated_Nuclei_(SAGAN)_--_I_:_New_sample_&_multi-wavelength_studies |
| Authors |
Pratik_Dabhade,_Mousumi_Mahato,_Joydeep_Bagchi,_D._J._Saikia,_Francoise_Combes,_Shishir_Sankhyayan,_H._J._A._R\"ottgering,_L._C._Ho,_Madhuri_Gaikwad,_Somak_Raychaudhury,_Bhargav_Vaidya,_and_Bruno_Guiderdoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03708 |
SAGANと呼ばれるプロジェクトの最初の結果を提示します。これは、巨大な電波銀河（GRG）と呼ばれる、宇宙で比較的希少なメガパーセクスケールの電波銀河の研究のみに特化したものです。私たちは主にNVSSから162の新しいGRGを特定しました。そのサイズは、〜0.03〜0.95の赤方偏移の範囲で〜0.71Mpc〜〜2.82Mpcの範囲です。SAGANプロジェクトの一環として、820のソースの文献（新しいサンプルを含む）から、すべての既知のGRG（「GRGカタログ」）のデータベースを作成しました。初めて、GRGの最大のサンプルの多波長特性を提示し、それらの性質に関する新しい洞察を提供します。私たちの結果は、無線スペクトルインデックスの分布とGRGのブラックホール質量が、通常のサイズの電波銀河（RG）の対応する分布と異ならないことを確証しています。ただし、GRGはRGよりもエディントン比が低くなっています。中赤外線データを使用して、GRGを降着モードの観点から分類しました。高出力の放射効率が高く、高励起状態か、放射効率の低い低励起状態のいずれかです。これにより、ブラックホールの質量、スピン、エディントン比、ジェット運動力、総無線出力、磁場、サイズなど、AGNの主要な物理特性を比較できます。高励起状態のGRGは、低励起状態のGRGよりも統計的に大きなサイズ、無線出力、ジェット運動動力、およびエディントン比を持っていることがわかります。私たちの分析は、ブラックホールの降着効率とジェット運動力の強い相関関係を明らかにし、ディスクジェットカップリングを示唆しています。私たちの環境調査では、すべてのGRGの約10％が銀河団の中心、より高密度の銀河環境に存在する可能性があることが明らかになりましたが、大部分は疎な環境に存在しているようです。GRGとして最も明るいクラスター銀河（BCG）を見つける確率は非常に低く、質量の大きいクラスターではさらに低くなります。要約。
消光、星形成、AGN活動における環境の役割
| Title |
The_role_of_environment_on_quenching,_star_formation_and_AGN_activity |
| Authors |
Bianca_M._Poggianti,_Callum_Bellhouse,_Tirna_Deb,_Andrea_Franchetto,_Jacopo_Fritz,_Koshy_George,_Marco_Gullieuszik,_Yara_Jaffe',_Alessia_Moretti,_Ancla_Mueller,_Mario_Radovich,_Mpati_Ramatsoku,_Benedetta_Vulcani_(for_the_rest_of_the_GASP_team) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03735 |
クラスター内でラム圧力ストリッピングを受けている銀河は、AGNと星形成活動の両方に対する環境の影響を研究する絶好の機会です。ここでは、GASP調査の最新の結果について報告します。AGNラム圧力ストリッピング接続と、銀河のAGNフィードバックの証拠について説明します。次に、これらの銀河の円盤と尾の両方での星形成活動に焦点を合わせ、多相ガスと星形成の間の関係の図の描画を終了します。
星雲の存在量に対するスペクトル品質の影響
さまざまな著者が観測した42個の惑星状星雲（PNe）の179個の光学スペクトルのサンプルを使用して、観測誤差が星雲の化学物質量に与える影響を調べます。スペクトルは均一な方法で分析され、物理的条件とイオンおよび総存在量が導き出されます。[OII]および[NII]輝線への再結合の影響は、O$^+$およびN$^+$について解かれる統計的平衡方程式に有効な再結合係数を含めることによって推定されます。結果は、以前のアプローチを使用して得られた結果とは大幅に異なることが示されています。[OII]の青と赤の線で導出されるO$^+$存在量は最大6倍異なり、波長で広く分離された線の相対強度は非常に不確実である可能性があることを示しています。実際、4000〜6800Aの範囲のHeI線は、ほとんどのスペクトルが予想よりも青色であることを示しています。スコアはさまざまな基準を使用してスペクトルに割り当てられ、各PNのスコアが最も高いスペクトルが参照スペクトルとして使用されます。参照スペクトルで導出された存在量と、各オブジェクトで使用可能な他のスペクトルで導出された存在量の違いを使用して、最終的な存在量の1シグマ観測の不確実性を推定します。O/HおよびAr/Hの場合は0.11dex、N/H、Ne/H、Cl/H、S/Hは0.16dex。
10個のクエーサーにおけるビリアル因子の個々の推定：広域領域の運動学への影響
| Title |
Individual_Estimates_of_the_Virial_Factor_in_10_Quasars:_Implications_on_the_Kinematics_of_the_Broad_Line_Region |
| Authors |
E._Mediavilla,_J._Jim\'enez-Vicente,_J._Mej\'i_A-Restrepo,_V._Motta,_E._Falco,_J._A._Mu\~noz,_C._Fian,_E._Guerras |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03901 |
FeIII$\lambda\lambda$2039-2113赤方偏移の重力起源を想定し、この機能を放出する領域のサイズのマイクロレンズベースの推定を使用して、10個のクエーサーでビリアル係数$f$の個々の測定値を取得します。Balmer線の平均値、$\langlef_{H\beta}\rangle={\bf0.43\pm0.20}$および$\langlef_{H\alpha}\rangle={\bf0.50\pm0.24}$は、同等の幅の線を持つオブジェクトに関する以前の研究の結果とよく一致しています。MgIIの場合、一貫した結果$f_{MgII}\sim{\bf0.44}$も得られ、放出領域のサイズの妥当なスケーリングを受け入れます。個々の測定の累積ヒストグラムのモデリング$CDF（f）$は、等方性運動と円柱運動の間の比率が比較的高い値、$a\sim{\bf0.4}-0.7$を示します。逆に、FeIII$\lambda\lambda$2039-2113ブレンドに関連付けられているビリアル係数の非常に大きな値$f_{FeIII}=14.3\pm2.4$が見つかります。これは、この機能が降着円盤に似た、平らなほぼ正面の構造。
非常に金属の少ないGalaxy DDO 70での弱いCSエミッション
天の川のようなほとんどの銀河では、分子ガスの雲の中に星が形成されます。分子ガスの大部分を追跡するCO放出とは異なり、HCN分子とCS分子の回転遷移は、主に分子ガスの高密度相を探査します。これは、遠赤外線の光度と星形成率と密接でほぼ線形の関係にあります。しかし、高密度の分子ガスが非常に低い金属性で存在するかどうか、また存在する場合、それがどのように星形成に関連するかは不明です。この研究では、$\sim7\％$の太陽の金属性を備えた、ガスに富む近くの矮小銀河であるDDO〜70のCS$J$=5$\rightarrow$4輝線のALMA観測を報告します。CO排出量の多い地域からのCS排出量は検出されなかった。CO明るい塊からすべてのCSスペクトルを積み重ねた後、信号対雑音比$\sim3.3$で、CS$J$=5$\rightarrow$4遷移のわずかな検出にすぎません。この3-$\sigma$の上限は、ローカルで見つかった$L^\prime_{\rmCS}$-$L_{\rmIR}$および$L^\prime_{\rmCS}$-SFR関係から逸脱しています天の川の星形成銀河と密集した塊は、特定のIR光度とSFRでの弱いCS放射を意味します。低金属性でCS放出を抑制する可能なメカニズムを議論します。
オリオンAの気泡の拡大：[CII] M42、M43、NGC 1977の観測
| Title |
Expanding_bubbles_in_Orion_A:_[CII]_observations_of_M42,_M43,_and_NGC_1977 |
| Authors |
C.H.M._Pabst,_J.R._Goicoechea,_D._Teyssier,_O._Bern\'e,_R.D._Higgins,_E.T._Chambers,_S._Kabanovic,_R._G\"usten,_J._Stutzki,_A.G.G.M._Tielens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03917 |
オリオン分子雲は、最も近い大規模な星形成領域です。巨大な星は、強い放射場と恒星風のために、環境に大きな影響を与えます。[CII]$158\、\mu\mathrm{m}$微細構造線の速度分解観測により、UV照射ガスの運動学を研究できます。ここでは、SOFIA搭載のupGREAT装置によって取得されたOrion星雲複合体からの[CII]放出の四角形サイズのマップを示します。これは、Orion星雲（M42）全体とM43および星雲NGC1973、1975、1977をカバーしています。これら3つの領域の恒星の特徴を、それらを取り巻く膨張する気泡の運動学と比較します。オリオン星雲のO7Vスター$\theta^1$OriCによって吹き飛ばされた泡は$13\、\mathrm{km\、s^{-1}}$で急速に膨張します。単純な分析モデルは、この内部の高温ガスとこの風に吹かれた気泡の中性殻の特性を再現し、$0.2\、\mathrm{Myr}$の膨張時間の見積もりを提供します。B0.5VスターのNUOriを搭載したM43も、膨張速度が$6\、\mathrm{km\、s^{-1}}$の膨張する気泡構造を示します。H\、{\scii}領域の圧力駆動型拡張の分析モデルと比較すると、推定年齢は$0.02\、\mathrm{Myr}$になります。NGC1973、1975、および1977を中心とするB1Vスター42Orionisを囲むバブルは$1.5\、\mathrm{km\、s^{-1}}$で膨張します。これは、ケースのようにイオン化ガスが過剰に加圧されたためと思われます。M43の。この構造の年齢は$0.4\、\mathrm{Myr}$です。オリオン星雲の気泡は、$\theta^1$OriCからの強い恒星風による機械的エネルギー入力によって駆動され、M43およびNGC1977に関連する気泡は、イオン化されたガスの熱膨張によって引き起こされると結論付けます彼らの後期型の巨大な星によって。
銀河構造における暗黒物質速度分布の予測：流体力学的宇宙シミュレーションに対するテスト
| Title |
Predicting_the_dark_matter_velocity_distribution_in_galactic_structures:_tests_against_hydrodynamic_cosmological_simulations |
| Authors |
Thomas_Lacroix,_Arturo_N\'u\~nez-Casti\~neyra,_Martin_Stref,_Julien_Lavalle_and_Emmanuel_Nezri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03955 |
銀河の暗黒物質（DM）検索における理論的な不確実性を減らすことは、いくつかの実験が人気のある（粒子であるかどうかに関係なく）関連するパラメーター空間を掘り下げているため、重要な課題です。多くのDM信号予測はDM速度分布の知識に依存しているため、直接検索、星による捕捉、$p$波抑制またはゾンマーフェルト増強消滅率、原始ブラックホールのマイクロレンズ化など------現在の理論的ハンドルの精度を評価するために必要です。マクスウェル近似または宇宙シミュレーションへの適合のアドホック外挿以外にも、銀河の詳細な質量内容といくつかの対称性の仮定（たとえば、エディントン反転とその異方性）からのみ一貫してDM位相空間分布を導き出すアプローチが提案されています拡張子）。理論的には妥当ですが、これらの方法は依然として仮定の単純化に基づいており、実際の銀河との関連性は疑問視されます。このペーパーでは、拡大された宇宙シミュレーションを使用して、関連する不確実性を定量化します。等方性を仮定して、シミュレーションで測定されたDMおよびバリオンコンテンツから速度分布とそのモーメントを予測し、それらを真のものと比較します。一部のオブザーバブルの予測率は最大で10％に達し、一部のマクスウェルのモデルよりもはるかに優れています。この中程度の理論上の誤差は、Gaiaミッションのような恒星の調査によって銀河の質量モデルの制約を改善できるときに特に有望です。
バーはCuspy Halosを侵食できますか？
宇宙論のLambdaCDMモデルに関する主要で広く知られている小規模問題の1つは、コアカスプ問題です。この研究では、バーの不安定性を使用してこの問題を解決できるかどうかを調査します。シミュレーションでは、すべての初期バーが細く（b/a$<$0.3）、高解像度シミュレーションではバーが太く（b/a$>$0.3$）速くなっています。解像度を上げるということは、より多くのディスク粒子を意味します。高解像度シミュレーションの太いバーは、より少ない角運動量をハローに伝達します。したがって、高解像度のシミュレーションでは、銀河の進化のタイムスケールで意味をなすには長すぎる内側の暗黒物質カスプをバーが削除するのに約7Gyrかかることがわかります。物理的には、解像度が高くなると、バーはより速く曲がり、より早い段階で太くなるためです。
| Title |
CIV_emission_line_properties_and_uncertainties_in_black_hole_mass_estimates_of_z_~_3.5_quasars |
| Authors |
Wenwen_Zuo,_Xue-Bing_Wu,_Xiaohui_Fan,_Richard_Green,_Weiming_Yi,_Andreas_Schulze,_Ran_Wang,_Fuyan_Bian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.04002 |
高輝度（$L_{\rmbol}\sim10^{47.5}-10^{48.3}$ergs$^{-1}$）、高赤方偏移（$3.2<z<3.8$）のクエーサーサンプルの使用光学および近赤外分光法を使用した19個のクエーサーで、CIVベースのブラックホール質量推定（$M_{\rmBH}$）の信頼性を調査します。CIVおよびH$\beta$ベースの$M_{\rmBH}$比率の中央値の対数は0.110dexで、散布は0.647dexです。CIV-to-H$\beta$BHの質量差は、CIVFWHM、ブルーシフト、非対称性と大きく相関しています。ブルーシフトと非対称性を使用してCIVFWHMを修正すると、質量差のばらつきが$\sim$0.04-0.2dex減少します。サンプルのクエーサーはエディングトン比$R_{\rmEDD}>0.3$で増加し、かなりの範囲のブルーシフトをカバーしています。18/19のクエーサーはCIVブルーシフトを示しています（中央値は1126kms$^{-1}$）と14/19のクエーサーで、500kms$^{-1}$より大きいCIVブルーシフトを示しています。エディントン比が高いすべてのクエーサーが大きなブルーシフトを示すわけではないことを示唆しています。CIV静止フレーム等価幅（REW）と1350$\overset{\lower.5em\circ}{\mathrm{A}}$での連続光度との間のボールドウィン効果は見られません。これは、光度範囲が制限されているためと考えられます私たちのサンプルの。CIVブルーシフトが大きい複合スペクトルの赤い翼にフラックスの欠如が見つかり、REW$_{\rm[OIII]}>5$$\overset{\lowerで[OIII]クエーサーの比率が高いことが検出されます。5em\circ}{\mathrm{A}}$は、CIVブルーシフトが低いサブサンプルにあります。エディントン比と配向効果の組み合わせによって引き起こされる可能性が高くなります。
アンドロメダ銀河における星の個体群の解明
| Title |
Unravelling_stellar_populations_in_the_Andromeda_Galaxy |
| Authors |
Grzegorz_Gajda,_Ortwin_Gerhard,_Mat\'ias_Bla\~na,_Ling_Zhu,_Juntai_Shen,_Roberto_P._Saglia_and_Ralf_Bender |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.04052 |
銀河の歴史と形成メカニズムを理解するには、現在の多次元構造を決定することが重要です。ここでは、金属性や[$\alpha$/Fe]強化などの恒星の人口特性に焦点を当てます。空間的に解決された見通し内平均データを使用して、これらのパラメーターの分布を回復する新しい手法を考案します。私たちの化学力学的方法は、目的に合わせた（M2M）フレームワークに基づいており、存在量分布の$N$-bodyモデルをもたらします。模擬データセットでメソッドをテストし、放射状および方位角プロファイルが十分に回復していることを確認しますが、垂直プロファイルの全体的な形状のみが実際のプロファイルと一致します。AndromedaGalaxyの平均[Z/H]および[$\alpha$/Fe]の空間的に分解されたマップに、M31の以前の禁止された動的モデルを使用して、手順を適用します。金属性が棒に沿って強化され、環礁で最大になる可能性があることがわかりました。エッジオンビューでは、[Z/H]分布は、ボックス状/ピーナッツのふくらみによりX形状になります。平均の垂直金属性勾配は、$-0.132\pm0.006$dex/kpcに等しくなります。また、[$\alpha$/Fe]が比較的低い棒の周囲にある金属性が強化されたリングを特定します。最も高い[$\alpha$/Fe]は、古典的なふくらみのため、中心にあります。中心から離れると、バー領域の$\alpha$-overabundanceは高さとともに増加します。これは、厚いディスクを示している可能性があります。私たちは、銀河の集合が中央の数百パーセクで金属性の鋭いピークをもたらし、残りの円盤でより穏やかな負の勾配をもたらしたが、[$\alpha$/Fe]勾配はなかったと主張します。バーの形成により、[Z/H]分布が再調整され、バーに沿って平坦な勾配が生じます。棒の端に近い後続の星の形成により、肛門に金属性の強化と[Z/H]強化された低$\alpha$リングが生成された可能性があります。
雲と雲の衝突によって引き起こされたアンテナ銀河（NGC 4038 / NGC 4039）の若い大規模クラスターB1の形成
| Title |
The_formation_of_the_young_massive_cluster_B1_in_the_Antennae_galaxies_(NGC_4038/NGC_4039)_triggered_by_cloud-cloud_collision |
| Authors |
Kisetsu_Tsuge,_Kengo_Tachihara,_Yasuo_Fukui,_Hidetoshi_Sano,_Kazuki_Tokuda,_Junko_Ueda,_Daisuke_Iono |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.04075 |
アンテナ銀河は、主要な合併におけるスターバーストの1つです。つげほか（2020）は、アンテナ銀河の5つの巨大分子複合体が、60個の解像度でのALMAアーカイブデータに基づいて、雲と雲の衝突の兆候を持っていることを示しました。現在の作業では、ALMAで取得した14pcの解像度でスーパースタークラスター（SSC）B1に向かう新しいCOデータを分析し、2つの雲が$\sim$70pcの変位と接続ブリッジで相補的な分布を示していることを確認しました。それらの間の機能。相補的分布は、理論的な衝突モデル（Takahiraetal。2014）と良好な対応を示し、$\sim$10$^{6}$$M$$_{\odot}$を持つSSCB1が$\sim$1Myrの時間スケールでのクラウドとクラウドの衝突のトリガー。クラスターの経過時間と一致します。SSCB1は$\sim$10$^{7}$$M$$_{\odot}$の分子ガスから形成された可能性が高く、1ミリアールでの星形成効率は$\sim$10％でした。追加のクラスターが形成されているいくつかの場所を特定しました。詳細なガスの動きは、加速ガスにおける恒星のフィードバックが効果的でないことを示していますが、イオン化は$\sim$30-pc半径でクラスターの周りのガスを排出する役割を果たす。結果は、球状に類似した質量を有するクラスターが形成されている親ガスの詳細を明らかにしました。
進化した星の大気と天の川の渦状腕の結合の証拠
| Title |
Evidence_for_Coupling_of_Evolved_Star_Atmospheres_and_Spiral_Arms_of_the_Milky_Way |
| Authors |
Mark_D._Gorski,_Pauline_Barmby |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.04121 |
フィードバックが銀河の生態系にどのように影響するかを理解するには、銀河におけるフィードバックの強度と分布をマッピングすることが不可欠です。H$_2$Oメーザーは、ISMへのエネルギー注入の指標として機能します。私たちの目標は、天の川の水メーザーによって追跡されたフィードバックの強度と分布を測定することです。HOPS調査で発見されたH$_2$Oメーザーの光学的対応物を特定します。銀河系におけるH$_2$Oメーザーの分布と光度は、2回目のガイアデータリリースから得られた視差測定を使用して決定されます。H$_2$Oメーザーによって追跡された進化した星と銀河の渦巻き構造の相関関係の証拠を提供し、進化した星と銀河環境の間のリンクを示唆します。
| Title |
Detecting_Kozai-Lidov_imprints_on_the_gravitational_waves_of_intermediate-mass_black_holes_in_galactic_nuclei |
| Authors |
Barnab\'as_Deme,_Bao-Minh_Hoang,_Smadar_Naoz,_Bence_Kocsis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03677 |
バイナリシステムの近くにある3番目のオブジェクトは、Kozai-Lidov効果によって、バイナリの偏心と傾斜に変化を引き起こします。このような変動が中間質量ブラックホールと恒星質量オブジェクトで構成されるバイナリの重力波に検出可能な痕跡を残すかどうかを調べます。概念の証明として、摂動が超大質量ブラックホールによって引き起こされた場合、LISAが少なくとも1Mpcの距離からそのようなソースのKozai-Lidov変調重力波信号を検出できる例を示します。一般相対性理論によって引き起こされる迅速な中心中心歳差は、Kozai-Lidov振動をクエンチすることによってこの効果に適切なパラメーター空間を大幅に削減しますが、高S/N比でKozai-Lidov効果が検出される合理的なパラメーターが見つかります。
| Title |
Supermassive_black_holes_with_high_accretion_rates_in_active_galactic_nuclei._XI._Accretion_disk_reverberation_mapping_of_Mrk_142 |
| Authors |
Edward_M._Cackett,_Jonathan_Gelbord,_Yan-Rong_Li,_Keith_Horne,_Jian-Min_Wang,_Aaron_J._Barth,_Jin-Ming_Bai,_Wei-Hao_Bian,_Russell_W._Carroll,_Pu_Du,_Rick_Edelson,_Michael_R._Goad,_Luis_C._Ho,_Chen_Hu,_Viraja_C._Khatu,_Bin_Luo,_Jake_Miller,_Ye-Fei_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03685 |
2019年の初めに、高降着率の活動銀河核Mrk142に対して集中降着ディスク残響マッピングキャンペーンを実行しました。Mrk142は、X線と6つのUV/光学フィルターで4か月間NeilGehrelsSwiftObservatoryで監視されました。地上の測光モニタリングは、ラスカンブレス天文台、リバプール望遠鏡、ダンゾワダ記念天文台からugrizフィルターで取得されました。V。Mrk142の雲南天文台は、非常に変動が大きく、すべての波長で相関のある変動を示しました。異なる波長の光曲線間の有意なタイムラグを測定し、UVと光学を介して、波長依存のラグ$\tau（\lambda）$が一般に関係$\tau（\lambda）\propto\lambda^{4/3}$、定常状態の光学的に厚く、幾何学的に薄い降着円盤の$T\proptoR^{-3/4}$プロファイルに期待されるとおり、$\tau（\lambda）\propto\lambda^{2}$（スリムディスクの場合と同様）。例外はuバンドとUバンドで、他のAGNで観察され、ブロードライン領域で発生する連続体放出に起因するように、過剰な遅延が観察されます。さらに、フラックスフラックス分析を実行して、スペクトルエネルギー分布の定数成分と可変成分を分離し、可変成分のフラックス依存性が$f_\nu\propto\nu^{1/3}と一致していることを確認します幾何学的に薄い降着円盤に期待される$スペクトル。さらに、X線からUVへの遅れは、UVと光学の傾向の外挿から大幅にオフセットされ、X線はUVとの相関がUVの光学よりも悪いことを示しています。UV/光学ラグの大きさは、非常にスーパーエディントンの降着率と一致しています。
ほぼ等温の断熱衝撃波の構造
時間依存の半径$R（t）$で爆発的に生成された衝撃波は、衝撃を受けたガスが有効断熱指数$\gamma\simeq1$で放射状になる位相によって特徴付けられます。衝撃後ガスが幅$\DeltaR/R\simeq\delta$のシェルに圧縮されるという結果を使用して、ここで$\delta=\gamma-1$は、自己相似変数の選択が$\gamma\rightarrow1$が自然に少量の$\delta$のショック後の流体密度、圧力、および速度の一連の拡張をもたらすという制限の中で、この圧縮動作を利用します。$\gamma\rightarrow1$としてますます正確になる一次（$\delta$の）ソリューションは、流体がまだエネルギー節約状態にあると近似されている場合、単純な閉じた形式で記述できることを示しますレジーム（つまり、セドフ-テイラー限界）、および衝撃の背後にある距離に応じて密度が急激に減少すること。また、周囲と相互作用する恒星または銀河の風を取り巻く気泡の解を分析し、衝撃を受けた周囲のガスと衝撃を受けた風を分離する接触の不連続性の場所の式を導き出します。ほぼ等温衝撃の動的安定性のコンテキストでの調査結果の影響を説明します。
ガンマ線バースト（GRB）の残光の多波長帯シンクロトロン直線偏光を、前方衝撃波の下流のプラズマスキンデプススケールのコヒーレンス長の異方性乱流磁場の仮定の下で調べます。典型的なGRBの場合、偏光と比較して、電波偏光度は同じような時間的変化を示しますが、ピーク値は約5倍小さいことがわかります。これは、電波と光帯域の間で観測された強度画像形状の違いに起因します。。また、偏光度スペクトルは、強度スペクトルのピーク周波数を超えると、偏光状態が低から高に徐々に変化すること、および2つの領域の偏光角度の差が0または90であることを示します。したがって、GRB残光の同時多波長帯偏光測定は、プラズマスケールの磁場モデルの新しい確固たる試験となるでしょう。また、ALMAを使用したGRB171205Aでの無線直線偏波の最近の検出、磁場構成の他のモデル、および熱電子によるファラデー脱分極効果の理論的な影響についても説明します。
| Title |
Enhancing_Gravitational-Wave_Science_with_Machine_Learning |
| Authors |
Elena_Cuoco,_Jade_Powell,_Marco_Cavagli\`a,_Kendall_Ackley,_Michal_Bejger,_Chayan_Chatterjee,_Michael_Coughlin,_Scott_Coughlin,_Paul_Easter,_Reed_Essick,_Hunter_Gabbard,_Timothy_Gebhard,_Shaon_Ghosh,_Leila_Haegel,_Alberto_Iess,_David_Keitel,_Zsuzsa_Marka,_Szabolcs_Marka,_Filip_Morawski,_Tri_Nguyen,_Rich_Ormiston,_Michael_Puerrer,_Massimiliano_Razzano,_Kai_Staats,_Gabriele_Vajente,_Daniel_Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03745 |
機械学習は、天体物理学の問題を解決するための一般的で強力なアプローチとして浮上しています。地上ベースの重力波検出器データの分析のための機械学習技術のアプリケーションを確認します。例には、高度なLIGOと高度な乙女座の重力波検索の感度を向上させる手法、重力波源の天体物理学パラメーターの高速測定方法、および非天体物理学検出器ノイズの低減と特性評価のためのアルゴリズムが含まれます。これらのアプリケーションは、機械学習技術を利用して、現在および将来の重力波検出器で可能な科学を強化する方法を示しています。
| Title |
Titanium_and_Iron_in_the_Cassiopeia_A_Supernova_Remnant |
| Authors |
Gregory_S._Vance_(1),_Patrick_A._Young_(1),_Christopher_L._Fryer_(2),_Carola_I._Ellinger_(2)_((1)_School_of_Earth_and_Space_Exploration,_Arizona_State_University,_(2)_Center_for_Theoretical_Astrophysics,_Los_Alamos_National_Laboratory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03777 |
原始中性子星の上で混合することは、超新星エンジンで重要な役割を果たすと考えられており、この混合の結果、非対称な超新星爆発が起こります。${}^{56}$Niや${}^{44}$Tiなど、最も内側の噴出物で生成された要素は、このエンジンのクリーンなプローブを提供します。${}^{44}$Tiの生成は、正確な生成経路に特に敏感であり、利用可能な経路を理解することにより、${}^{44}$Tiを使用して超新星エンジンを調べることができます。3次元超新星爆発モデルからの熱力学的軌跡を使用して、これらの要素の生成と、超新星の背後にある「対流エンジン」パラダイムの下で形成されると予想される構造を確認します。カシオペアA超新星残骸の最近のX線および$\gamma$線観測と結果を比較します。
一般相対性理論は、ブラックホール近くの重力レンズ効果が画像上に狭い「フォトンリング」を生成すると予測しています。ジョンソンの最近の研究に基づいて、Lupsascaetal。円形リングに焦点を当てて、指定されたリングの完全な詳細な形状と強度プロファイルが、長い干渉ベースラインで直接測定できることを示します。形状情報は、その角度での投影された直径をエンコードするベースライン角度の関数として、可視振幅の周期性に完全に含まれています。これらの結果は、薄いリングの形状のモデルに依存しない測定の可能性を高め、それを一般相対論の正確な予測と比較することができます。
高エネルギー天体物理学におけるGR-MHDの側面
この作業は、高エネルギー天体物理学における一般相対論的（GR）-電磁流体力学（MHD）アプリケーションのいくつかの重要な側面に焦点を当てています。幾何学的に厚いディスクモデルと、降着構成の物理学を形づくるGR-MHDの制約を調査するGR-HDの対応する定式化の関連性について説明します。中心の超大質量ブラックホール（SMBH）を周回するトーラスのクラスターのモデルについて説明します。これらの周回するトーリ集合体は、幾何学的に厚く、圧力がサポートされた完全な流体トーラスのセットを形成し、トーラス衝突の出現を含む複雑な不安定性プロセスに関連し、アクティブ銀河核の包埋物質環境に関連するさまざまな活動を可能にします。いくつかのノートは、幾何学的に厚いトーラスに関連付けられたオープンカスプソリューションによって表される、プロトジェットと組み合わせた集合体に含まれています。高エネルギー天体物理学への応用におけるGR-MHD公式のいくつかの主要な概念のこの探索は、相対論的幾何学的背景の問題に対処する最も一般的なEinstein-Euler-Maxwellシステムの初期データ問題の議論から始まります。次に、システムは準線形双曲線形式に設定され、簡約手順が議論されます。次に、準線形双曲線オンセットのジオメトリ部分の摂動も考慮して、決定された対称性を持つ自己重力システムの安定性問題の分析について検討します。したがって、私たちは理想的なGR-MHDと自己重力プラズマボールに焦点を合わせます。カーSMBHの周りをGR-HDの定式化で引き寄せ、円盤状磁場の影響を円盤状磁場の影響に含めて、トーラストポロジーと安定性への影響を決定する、幾何学的に厚いGR-HDディスクのモデルで締めくくります
矮小回転楕円銀河からの超高エネルギーガンマ線で超重崩壊性暗黒物質を拘束する
| Title |
Constraining_superheavy_decaying_dark_matter_with_ultra-high-energy_gamma_rays_from_dwarf_spheroidal_galaxies |
| Authors |
Oleg_Kalashev,_Mikhail_Kuznetsov,_Yana_Zhezher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.04085 |
ドワーフ回転楕円体銀河は、小さなまたは無視できる天体物理学的背景を持つコンパクトな恒星天体であり、暗黒物質の崩壊と消滅からの信号を探す有望なターゲットとして広く考えられています。超質量の方向制限に基づいて、質量範囲$10^{19}-10^{25}$eVで$q\bar{q}$チャネルに分岐する超重崩壊ダークマターの寿命に制約を提示します。ピエールオージェ天文台と望遠鏡アレイ実験で得られた高エネルギー（UHE）ガンマ線。UHE光子が地球に向かって伝搬する際の減衰効果が考慮され、UrsaMajorII、ComaBerenices、およびSegueI銀河に対して最も強い制約が導き出されます。
水のチェレンコフ検出器における相対論的画像倍増の検出に向けて
| Title |
Toward_the_Detection_of_Relativistic_Image_Doubling_in_Water_Cherenkov_Detectors |
| Authors |
Neerav_Kaushal_and_Robert_J._Nemiroff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03830 |
ガンマ線または宇宙線が地球の大気の上部に当たると、二次粒子のシャワーが地表に向かって移動します。これらの二次粒子のいくつかは、地面の水チェレンコフ検出器（WCD）に後で入る荷電ミュー粒子です。これらのミュー粒子の多くは、光の真空速度の近くを移動し、光の水速度よりも速く移動するため、WCDで等方性チェレンコフ放射を引き起こします。多くのWCDの内部には、このチェレンコフ放射を検出する光電子増倍管（PMT）があります。PMTに向かうミュオンの速度の放射成分が超光速から亜光速に低下すると、PMTは相対論的イメージダブリング（RID）と呼ばれるあまり知られていない光学現象からの光を記録します。RID検出PMTが高解像度のビデオレコーダーに置き換えられた場合、ミューオンの2つの画像がタンク内に突然現れ、1つの画像は速度成分とともにレコーダーに向かって移動し、もう1つの画像は離れます。ビデオがない場合でも、RID現象により、異なるPMTが同じミューオンに対して著しく異なる光度曲線を記録します。この論文では、WCDにおけるRID効果の明示的な検出を刺激することを期待する研究を提示します。高エネルギー水チェレンコフ（HAWC）のようなシステムでのミュオンRIDの3つの例を検討します。モンテカルロシミュレーションは、HAWCのようなシステムでのRID効果は珍しいことではないことを示しています。それらはすべてのミューオントラックの85％以上で発生します。
チューナブルガンマ線レンズの技術
調整可能なガンマ線レンズは、過去に議論された古典的な固定エネルギーラウエレンズの有望な代替品であることが判明しました。ここでは、1軸の傾き調整を備えたミニチュアペデスタルの開発作業について説明します。また、必要な多くの結晶のアライメントを監視できる光学システムの設計についても概説します。調整可能な水晶台座の追加の利点は、水晶マウントの高精度に対する要求と、水晶がマウントされるサポートプラットフォームの長期安定性に対する厳しい要件の両方を緩和することです。さらに、個々のクリスタルを別々の台座にマウントすると、クリスタルの二重層の使用が容易になります。キーワード：ガンマ線天文学、望遠鏡技術、ラウエレンズ
広帯域の調整可能なガンマ線レンズ
MeVエネルギーバンドの天体望遠鏡の新しいコンセプトが提示されます。このコンセプトは、過去に議論されてきた結晶のブラッグ回折に基づいて構築されていますが、これまでのところ、広いエネルギー範囲にわたって良好な感度を持つ設計は、手が届かないように思われました。この論文では、軌道上でレンズ内のすべての結晶の個々の傾斜を調整する方法を見つけると、1つのレンズで200keVから2.5MeVの全範囲のエネルギーを優れた効率でカバーできることを指摘します。いくつかの観察ステップ。第2に、二重結晶層を持つレンズを使用すると、フォトンコレクションが大幅に増えることに注意してください。付随する論文では、レンズ設計全体を詳細に説明し、個々のレンズファセットで使用する最初のプロトタイプの傾斜調整台座を紹介します。Keyords：ガンマ線天文学、望遠鏡技術、ラウエレンズ
単純なランダムウォークモデルは、階層的で偏心的な3体システムの破壊プロセスを説明します
| Title |
A_Simple_Random-Walk_Model_Explains_the_Disruption_Process_of_Hierarchical,_Eccentric_3-Body_Systems |
| Authors |
Jonathan_Mushkin_and_Boaz_Katz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03669 |
同等の質量のボディを持つ階層3ボディシステムの破壊プロセスを研究します。そのようなシステムは、初期条件に応じて桁違いに長い生存時間を持っています。3体の数値積分と比較することにより、そのようなシステムの進化と破壊は、外部軌道のエネルギーにおける単純なランダムウォークプロセスとして統計的に記述できることを示します。ここでは、ペリセンター通過あたりのエネルギー交換（ステップサイズ）初期条件から計算されます。ステップサイズの導出では、放物線の遭遇に対する以前の分析結果を使用し、軌道パラメーターの（Kozai-Lidov）振動の平均を計算します。これは、エネルギー拡散タイムスケールよりも高速です。同様のランダムウォークモデルが以前に検討されましたが、この作業は2つの点で異なります。（a）Kozai-Lidovの平均ステップサイズが第一原理から導き出され、数値集団の統計的進化を再現することが示されるフィッティングパラメーター、および（b）ケース固有の基準によって設定されたバイナリの質問（安定/不安定）に答える代わりに、特徴的な寿命を提供します。
古代極東のゲストスターの可能な対応物としての激変変数
| Title |
Cataclysmic_variables_as_possible_counterparts_of_ancient_Far_Eastern_guest_stars |
| Authors |
Susanne_M_Hoffmann,_Nikolaus_Vogt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03733 |
極東のゲストスターの中から可能な古典的な新星候補を選択し、それらを現代の激変変数（CV）で識別するための取り組みを続け、西暦前204年から西暦1690年の間の古代観測に対応する空の24の有望な領域で対応するものを検索します。これらの領域は、以前の論文で私たちが導き出したものです。私たちの地域のCVの物理エンティティと、望遠鏡の古典的新星の既知の噴火振幅の分布と互換性のある妥当なマグニチュード制限に基づいて、歴史的な目撃を引き起こした可能性のある合計80のCVと関連ターゲットのカタログを提示します。このリストは、テキストでより曖昧に与えられた詳細情報をさらに議論することにより、潜在的に減らすことができます。場合によっては、フィールドで最も明るいCVのプロパティに直面している古代の情報源の解釈について詳細に説明します。このリストが代表的なものであるかどうかを推定するために、履歴イベントのカウンターパートのカタログでCVタイプの分布について説明します。空全体と比較して、検索フィールドのほとんどのCVサブタイプの面密度は、極と中間極を除いて、同様の値を示します。e。強力な磁気CV。検索フィールドで大幅な超過が検出されました。最後に、このトピックの今後の研究に向けた見通しを示し、24のゲストスターイベントすべての天体マップの完全なアトラスを付録に追加し、それらの中での検索領域とCVの場所を表示します。
クールスターのチタン存在量測定に対する水素との衝突の影響
水素原子との非弾性衝突の量子力学的速度係数を含む更新されたモデル原子を使用して、TiI-IIの非局所熱力学的平衡（非LTE）計算を実行しました。チタン原子および水素原子とイオンの非弾性衝突における束縛遷移の電荷係数と電荷交換プロセスの速度係数を初めて計算しました：TiI+H<->TiII+H-およびTiII+H<->TiIII+H-。LTE以外の存在量の決定に対するこれらのデータの影響は、太陽と4つの金属に乏しい星についてテストされています。TiIとTiIIの場合、導出されたレート係数の適用により、LTEからの逸脱が増加し、レート係数計算の近似式で得られたものと比較してチタン存在量が増加しました。金属の乏しい星では、2つの電離ステージのラインから一貫した非LTE存在量を達成できませんでした。金属が乏しい星のTiIおよびTiII線からの非LTE存在量の文献で知られている不一致は、古典的なモデル雰囲気での非LTE計算における水素原子との衝突率の改善によって解決することはできません。
ミリメートル波長での原始惑星系円盤における元素存在比の測定
| Title |
Measuring_elemental_abundance_ratios_in_protoplanetary_disks_at_millimeter_wavelenghts |
| Authors |
D._Fedele_(INAF/Arcetri)_and_C._Favre_(Univ._Grenoble_Alpes) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03891 |
100万年の進化の間に、原始惑星系円盤内のガスダストと氷は化学的に再処理できます。気相の炭素と酸素の存在量が、近くの星形成領域に属する円盤のサブソーラーであるという証拠があります。これらの調査結果は、巨大惑星の主要大気の構成に大きな影響を及ぼします（ただし、超地球やサブネプチューンにも有効な場合があります）。ディスク内の周囲の物質からガス状のエンベロープが形成されるためです。この研究では、分子線の（サブ）ミリメートルの観測に基づいた元素存在比の推定値の信頼性と堅牢性をテストすることを目的として、熱化学モデリング分析を行いました。C/O、N/O、およびS/Oのさまざまな元素存在比のディスクモデルのグリッドを作成し、炭素、窒素、硫黄を含む種、つまりCNのセットのラインフラックスを計算しました、HCN、NO、C$_{2}$H、c--C$_{3}$H$_{2}$、H$_{2}$CO、HC$_{3}$N、CH$_{3}$CN、CS、SO、H$_{2}$S、H$_{2}$CS、ALMAやNOEMAなどの現在の（サブ）ミリメートル施設で検出されました。$^{13}$CO$J=2-1$ラインのフラックスに正規化されたラインフラックスは、元素存在比に敏感であることがわかります。一方、恒星と円盤の物理パラメータは、線束比の影響はわずかです。私たちの結果は、複数の分子遷移の同時分析が原始惑星系円盤内の元素存在比を制約する有効なアプローチであることを示しています。
畳み込みニューラルネットワークを使用したGST / NIRISのストークスプロファイルからのベクトル磁場の推定
| Title |
Inferring_Vector_Magnetic_Fields_from_Stokes_Profiles_of_GST/NIRIS_Using_a_Convolutional_Neural_Network |
| Authors |
Hao_Liu,_Yan_Xu,_Jiasheng_Wang,_Ju_Jing,_Chang_Liu,_Jason_T._L._Wang,_Haimin_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03945 |
畳み込みニューラルネットワーク（CNN）とMilne-Eddington（ME）法に基づくストークスインバージョンへの新しい機械学習アプローチを提案します。この研究で使用したストークス測定は、BigBear太陽観測所にある1.6mGoode太陽望遠鏡（GST）の近赤外イメージング分光偏光計（NIRIS）によって行われました。物理学ベースのMEツールによって準備されたトレーニングデータの潜在パターンを学習することにより、提案されたCNNメソッドは、GST/NIRISのストークスプロファイルからベクトル磁場を推測することができます。実験結果は、CNN法が広く使用されているME法よりも滑らかでクリーンな磁気マップを生成することを示しています。さらに、CNN方式はME方式よりも4〜6倍高速で、ほぼリアルタイムでベクトル磁場を生成できます。これは宇宙天気予報に不可欠です。具体的には、CNNメソッドがGST/NIRISのストークスプロファイルを構成する720x720ピクセルの画像を処理するのに約50秒かかります。最後に、CNN推定結果はME計算結果と高い相関があり、MEの結果に近く、ピアソンの積率相関係数（PPMCC）は、複数などの他の機械学習アルゴリズムの結果よりも平均で1に近くなります。ベクトル回帰と多層パーセプトロン（MLP）をサポートします。特に、CNN手法は、現在の最良の機械学習手法（MLP）よりもPPMCCで平均2.6％優れています。したがって、提案された物理支援の深層学習ベースのCNNツールは、GST/NIRISによって取得された高分解能偏光測定のためのストークス反転の代替の効率的な方法と考えることができます。
出現するフラックス領域でのサージの高解像度分光法
| Title |
High-resolution_spectroscopy_of_a_surge_in_an_emerging_flux_region |
| Authors |
M._Verma,_C._Denker,_A._Diercke,_C._Kuckein,_H._Balthasar,_E._Dineva,_I._Kontogiannis,_P._S._Pal,_and_M._Sobotka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03966 |
彩層H$\alpha$ラインでVTTエシェルスペクトログラフを使用した高スペクトル分解能の観測は、アクティブ領域NOAA12722の初期成長フェーズで得られました。ノイズが除去されたH$\alpha$ラインプロファイルは、ラインコアとバイセクターのマップを生成します速度は、クラウドモデルの反転から推定される速度と対照的でした。SDOは、さまざまな太陽大気層をリンクする追加の連続体画像、見通し内（LOS）磁力図、UV/EUV画像を提供しました。VTTの観測中に先頭部分に新しいフラックスシステムが出現すると、アクティブな領域は双極領域として始まり、フラックスが連続的に出現し、2つの相同サージが発生しました。サージの基部での磁束の相殺は冷たいプラズマを放出するためのエネルギーを提供しましたが、リーディングポアの強力な適切な動きが磁場トポロジーを変化させ、領域をサージングの影響を受けやすくしました。先頭部分のサージ活動にもかかわらず、古いフラックスの末尾部分のアーチフィラメントシステムは安定したままでした。したがって、安定して激しく排出される質量負荷の上昇する磁気構造が近接して共存できます。LOS速度の高さ依存性を調査すると、隣接する強い上昇流と下降流の存在が明らかになりました。ただし、ダウンフローはタイムラグを伴って発生します。放出された冷たいプラズマの不透明度は、サージの基部からの距離とともに減少しますが、放出物の速度は増加します。H$\alpha$でサージが見えなくなる場所は、HeII304でサージが明るくなる界面に対応します。ブロードショルダーとデュアルローブH$\alpha$プロファイルは、加速/減速された高度に構造化されたLOSプラズマフローを示唆します。大幅に広がったH$\alpha$プロファイルは、サージの基部での大幅な加熱を意味します。これは、サージの基部での暗いフィブリルの揺れる動きによって明らかになったUV/EUV画像の明るいカーネルによってもサポートされます。
近くの五重システムKappa TucanaeとXi Scorpii
それぞれ5つの太陽型星、$\kappa$Tucと$\xi$Scoを含む2つの広い隣接する階層システムのアーキテクチャとパラメーターが研究されています。Gaia天文学と測光を使用して、質量は視覚軌道と等時線、スペクトルまたは色からの有効温度から決定されます。どちらのシステムも2Gyr古くなっています。それらの空間運動は若いディスクに対応しますが、既知の運動学的グループとは一致しません。質量の中心と半径方向の速度に対する内部の適切な動きは、幅の広い〜8カウの外側のペアが拘束されていることを示しています。内部サブシステムの軌道の向きの間に相関関係は観察されません。1つを除くすべての質量は、0.8から1.5の太陽の狭い範囲に制限されます。強相関質量と広い軌道は、階層的崩壊で予想されるように、それらが相対的な分離の断片化によって形成されたシステムとそれらのコンポーネントが共通の発生源からガスを降着させる場合に説明できます。若い移動グループは同様の環境で形成される可能性があり、それらの多くは高次の階層を含んでいます。
ベテルギウスは過去の合併の結果ですか？
| Title |
Is_Betelgeuse_the_Outcome_of_a_Past_Merger? |
| Authors |
E._Chatzopoulos,_Juhan_Frank,_Dominic_C._Marcello,_Geoffrey_C._Clayton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.04172 |
スターアルファオリオンス（ベテルギウス）が過去数十万年の間に低質量比（q=M2/M1=0.07-0.25）のバイナリシステムで発生した合併の結果である可能性を探ります。その目標に合わせて、質量範囲1〜4Msunのセカンダリが15〜17Msunプライマリのエンベロープに合体した後の、マージ後のオブジェクトの摂動内部構造を近似する簡単な分析モデルを提示します。次に、初期条件のグリッドのマージ後のオブジェクトの長期的な進化を計算し、ヘルツスプルングラッセル図で観測されたベテルギウスの位置と一致する進化段階の表面特性について予測を行います。プライマリがメインシーケンスフェーズの終了後に合併が発生し、それが拡大して赤い超巨大星になり、通常は半径が200〜300Rsunである場合、エンベロープはそのままの値にスピンアップされることがわかります。数千年にわたる進化のベテルギウス観測と一致する範囲。ベテルギウスの高速回転とその観測された大きな空間速度の両方を説明できる最良のシナリオは、バイナリが数百万年前に親クラスターによって動的に排出され、その後マージされたシナリオであると主張します。ベテルギウスの祖先がバイナリでの降着によってスピンアップされ、コンパニオンの超新星爆発によって解放された別のシナリオは、微調整された一連の条件を必要としますが、除外することはできません。
黒点傘のアンブラ波の起源の空間分布
| Title |
Spatial_Distribution_of_Origin_of_Umbral_Waves_in_a_Sunspot_Umbra |
| Authors |
Vasyl_Yurchyshyn,_Ali_Kilcik,_Seray_Sahin,_Valentina_Abramenko,_Eun-Kyung_Lim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.04202 |
アンブラルフラッシュ（UF）は、衝撃波が急上昇する上向きに伝播する波によって引き起こされる、彩層線のコアでの放出です。UFの後には、拡大した青にシフトしたアンブラルウェーブ（UW）と赤にシフトしたプラズマが初期状態に戻ります。ここでは、Goode太陽望遠鏡（GST）に設置された可視画像分光計（VIS）がHalphaラインの中心から$\pm$0.04〜nmで取得した5sケイデンス画像を使用して、LBおよびumbralドットのクラスターのない均一な傘。データは、UFがランダムにアンブラに発生しないことを示しました。代わりに、それらは、最も低いアンブラル強度とHalpha-0.04nm強度の最も強力な振動がある場所で繰り返しトリガーされるように見えます。近赤外イメージング分光偏光計（NIRIS）を使用したGST磁場測定でも、蔓延しているUF起源の主要な場所が、アンブラ内の最も強い磁場に関連する空間的であることを示しました。インターフェース領域イメージングスペクトログラフ149.0nmの画像は、特にUVループがアンブラに固定されておらず、特にUFパッチの近くに固定されていないことを示しています。したがって、UFの起源が普及している場所の存在は、それらがフラックスロープの軸の近くに位置する地下のソースによって駆動される可能性があるという考えを裏付け、複数のUFトリガーセンターの存在は、黒点傘。
宇宙論の平均化問題に対処するための複数スケールのアプローチ
宇宙は大規模で均一で等方性であるため、これらの規模では通常、フリードマンレマ\^{i}トレロバートソンウォーカー（FLRW）時空としてモデル化されます。Einstein場の方程式の非線形性は、均一性および等方性からの小規模な偏差の平均化に対する懸念を引き起こし、大規模な場合でも、FLRWメトリックの宇宙への適用性に影響を与える可能性があります。ここでは、小規模の不均一性を一貫して処理するための、特異摂動理論の複数スケール法に基づく手法を紹介します。大規模な時空間メトリックの主要な次数の有効なアインシュタイン方程式を取得します。これには、逆反応項が含まれています。この方程式の導出は調和ゲージで行われ、他のゲージへの変換について説明します。例では、宇宙の臨界密度に対する逆反応項の大きさを見積もり、それが数パーセントのオーダーであることがわかりました。
秘密のニュートリノ相互作用は暗黒物質の起源において重要な役割を果たすことができます。アクティブなニュートリノ間の秘密の相互作用を媒介する新しいベクトルボソンの存在下で、アクティブなニュートリノと混合する無菌ニュートリノ暗黒物質、keVスケールのゲージ一重項フェルミオンの生成メカニズムの解剖学を提示します。ベクトルボソンの質量と結合の3つの領域を特定します。分散関係や散乱率を通じて暗黒物質の生成に明確な影響を与えます。また、同様の暗黒物質宇宙論を持ちますが、ベクトルボソン現象論が異なる$L_\mu-L_\tau$および$B-L$の数値を持つモデルを分析します。観測された残存量が無菌ニュートリノ暗黒物質に対して生成されるこれらのモデルのパラメーター空間を導出します。それらは、今後の実験的検索のためのやる気のあるターゲットとして機能します。
銀河連星重力波のスパース性ベースの回復
重力波の発生源としての銀河連星の検出は、これらのシステムに関する前例のない豊富な情報を約束するだけでなく、信号処理においていくつかの課題を引き起こします。特に、予想される多数の情報源と誤認のリスクにより、堅牢な方法の開発が求められます。ここでは、宇宙ベースの重力波観測所LISAに典型的な機器ノイズの影響を受けた測定における銀河連星の痕跡の元のノンパラメトリック再構成について説明します。スパース信号モデリングに基づくさまざまなアプローチの影響を評価し、適応型構造化ブロックスパース性に焦点を当てます。疎な表現が干渉測定の物理的な内容への信頼できるアクセスを与えることを注意深く示します。特に、LISAデータの課題で最近提案された銀河連星の検証を含む、シンプルでありながら現実的な例で、重力波信号の高速抽出の成功を確認します。
局所ローレンツ対称性の破れを持つ修正されたテレパラレル重力から原始変動を生成する
| Title |
Generating_primordial_fluctuations_from_modified_teleparallel_gravity_with_local_Lorentz-symmetry_breaking |
| Authors |
Manuel_Gonzalez-Espinoza,_Giovanni_Otalora |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03753 |
修正されたテレパラレル重力のコンテキストでは、ラグランジュ密度がねじれスカラー$T$およびスカラーフィールドの任意関数$f（T、\phi）$である一般的なスカラーねじり理論における原始密度ゆらぎの生成を研究します。$\phi$、およびこの後者の動力学項。テレパラレル重力の一般的な変更は、6パラメータのローカルローレンツ変換では不変ではないことはよく知られています。ローカルローレンツ対称性を復元するために、4つのフィールドのローレンツ回転を突破する対称性のゴールドストーンモードの形で、6つの追加の自由度を組み込みました。すべての補助モードを統合した後、スカラーおよびテンソル伝播モードの2次アクションと、インフレーション中に生成されたそれらのパワースペクトルを取得します。曲率摂動の2次作用で明示的な質量項が出現し、スローロールの1次でのローカルローレンツ違反の影響を説明します。スローロールインフレの考えられるシナリオでは、最小の$f（T）$重力の特定のケースを含め、$T$で非線形である非最小結合関数$f（T、\phi）$について、結合スカラーフィールドでは、地平線を横切る時間まで生き残ることができるBunch-Davies真空を自由に伝播およびマッチングするサブホライズン摂動モードで原始変動が正常に生成されます。スーパーホライズンスケールでは、曲率摂動モードが、スローロールパラメーターに比例するわずかな対数時間依存性までフリーズし、タキオン不安定性が回避されます。
モジュラー宇宙論における有限温度効果
スカラーポテンシャルに熱効果の可能性を含めることにより、光弾性係数の存在下で宇宙論の歴史を再考します。よく知られている宇宙係数問題は、膨張中の最終的な位置からの不整合のために係数に保存された初期エネルギーに関係しています。一般に、スカラーポテンシャルへの有限温度補正は同様の効果を引き起こし、これらはミスアライメントによるものを克服する可能性が高いことを示します。これにより、インフレーション時のeフォールド数の優先ウィンドウや最終的な再加熱温度などの重要なパラメーターがモデルに応じて変化します。一般的な影響は、より遅い後期弾性率が支配する時代と、より大きな最終再加熱温度です。ゼロ温度の結果が判明しているK\"ahlerインフレシナリオを使用したタイプIIBスーパーストリング大容量コンパクト化で説明されているすべての要素を探索します。フロケアプローチを使用した不安定性分析も、この明示的なケースを見つけるために実行され、Floquet指数が発散的な振る舞いを示す、ほぼ普遍的な正規化臨界温度付近でのオシロン生成の可能性。
ワイル型$ f（Q、T）$重力とその宇宙論的意味
| Title |
Weyl_type_$f(Q,T)$_gravity,_and_its_cosmological_implications |
| Authors |
Yixin_Xu,_Tiberiu_Harko,_Shahab_Shahidi,_Shi-Dong_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.04025 |
時空のスカラー非計量性$Q_{\alpha\mu\nu}$が標準のワイル形式で表され、完全に決定される$f（Q、T）$タイプの重力モデルを検討しますベクトルフィールド$w_{\mu}$によって。理論の場の方程式は、ラグランジュ乗数を介して重力作用に追加される条件である全スカラー曲率の消失の仮定の下で得られます。重力場の方程式は変分原理から得られ、それらはスカラーの非計量性とラグランジュ乗数に明示的に依存します。物質のエネルギー-運動量テンソルの共変発散も決定され、非計量性-物質結合がエネルギーと運動量の非保存につながることになります。エネルギーと運動量のバランス方程式が明示的に計算され、エネルギー源の項と追加の力の式が見つかります。理論の宇宙論的意味を調査し、標準の一般相対性理論のフリードマン方程式を一般化する、平坦で均一で等方的な幾何学の宇宙論進化方程式を取得します。関数$f（Q、T）$の単純な関数形を課すことによっていくつかの宇宙論モデルを検討し、理論の予測を標準の$\Lambda$CDMモデルと比較します。
通常のホログラフィック原理を宇宙論の枠組みで適用し、標準のベケンシュタインホーキングのエントロピーの代わりにバローエントロピーを使用して、バローホログラフィックダークエネルギーを公式化します。前者は、ブラックホールの表面を複雑でフラクタルな形にすることによってブラックホールの表面を変形させる量子重力効果によって発生する、拡張されたブラックホールエントロピーです。制限サブケースとして標準的なホログラフィック暗黒エネルギーを所有する暗黒エネルギー密度パラメーターの進化に関する簡単な微分方程式を抽出し、シナリオが物質と暗黒エネルギーのシーケンスで宇宙の熱履歴を説明できることを示します時代。さらに、新しいバロー指数$\Delta$はダークエネルギーの状態方程式に大きな影響を与え、その値によれば、それは典型的な状態、ファントムの状態にある、または進化中にファントムの分割交差を経験する可能性があります。。最後に、最大の量子重力効果の限定的なケースでは、バローホログラフィックダークエネルギーが一定になり、$\Lambda$CDMパラダイムが復元されますが、物理的なフレームワークはまったく異なります。
カーメトリックバンドル。地平の封じ込め、光の表面、地平のレプリカを殺す
| Title |
Kerr_metric_bundles._Killing_horizons_confinement,_light-surfaces_and_horizons_replicas |
| Authors |
D._Pugliese_and_H._Quevedo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.04130 |
カージオメトリのメトリックKillingバンドル（またはメトリックバンドル）の完全な特性評価を提供します。[21]で最初に導入されたメトリックバンドルは、一般にKilling地平を含む軸対称時空に対して定義でき、カージオメトリの場合、ブラックホール（BH）またはブラックホールとネイキッドシンギュラリティ（NSs）ジオメトリのセットです。バンドルの各メトリックには等しい制限光子（軌道）周波数があり、バンドルを定義し、拡張平面のキリングホライズンの周波数と一致します。この平面では、各バンドルは、地平線を表す曲線に接する曲線として表されます。したがって、これは、メトリックバンドルのエンベロープサーフェスとして現れます。地平線周波数がBHとNS間の接続を確立するために使用できることを示し、拡張平面でのそのような時空の代替表現とBH地平線の代替定義を提供します。私たちは、内側の地平線の閉じ込めと地平線のレプリカの概念を紹介し、それらの周波数を検出する可能性を研究します。平面の外側領域の内側の地平線の閉じ込めを制約するバンドル特性周波数、つまり、内側の地平線に関連する周波数を検出する可能性、および地平線のレプリカ、たとえばBHの発光スペクトルから検出可能な構造を研究します。時空。このような観測は、BHスピンに応じて、カージオメトリの回転軸の近くで実行できることが示されています。これらの結果はブラックホールとその熱力学的特性をさらに調査するために使用できると主張します。
連続重力波のワイドパラメータ空間検索の感度は、計算コストによって制限されます。最近、ディープニューラルネットワーク（DNN）が（単一検出器）ひずみデータに対して直接全天探索を実行できることが示され、全体的な感度が向上する可能性のある低計算コストの探索方法が提供される可能性があります。ここでは、この研究を2つの点で拡張します。（i）2つの検出器からの（シミュレートされた）ひずみデータを同時に使用すること、および（ii）全天検索に加えて、方向付けられた（つまり、単一の空の位置）検索のトレーニング。データタイムスパンが$T=10^5\、s$の場合、全天空2検出器のDNNは、低周波数（$f=20\、Hz）で（振幅$h_0$で）約$7\％$感度が低くなります$）、および完全コヒーレントマッチドフィルタリング（WEAVEを使用）と比較して、高周波（$f=1000\、Hz$）での感度が約$51\、\％$低くなります。指示された場合、マッチドフィルタリングと比較した感度ギャップは、$f=20\、Hz$での約$7-14\％$から$f=1500\、Hz$での約$37-49\％$の範囲です。さらに、信号周波数、スピンダウン、および空の位置で一般化するDNNの能力を評価し、実際のデータ条件、つまりデータのギャップと実際のLIGO検出器ノイズを使用してその堅牢性をテストします。DNNのパフォーマンスは、テストデータのギャップや、ガウスノイズの代わりに比較的乱されていないLIGO検出器データの帯域を使用しても悪影響を受けないことがわかります。ただし、より乱れたLIGOバンドをテストに使用すると、予想どおり、誤警報が増加するため、DNNの検出パフォーマンスが大幅に低下します。
