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Tue 12 May 20 18:00:00 GMT -- Wed 13 May 20 18:00:00 GMT

暗黒物質ハローの赤方偏移空間パワースペクトルのための正確なエミュレーターと銀河パワースペクトルへのその応用

Title An_accurate_emulator_for_the_redshift-space_power_spectrum_of_dark_matter_halos_and_its_application_to_galaxy_power_spectrum
Authors Yosuke_Kobayashi,_Takahiro_Nishimichi,_Masahiro_Takada,_Ryuichi_Takahashi,_and_Ken_Osato
URL https://arxiv.org/abs/2005.06122
赤方偏移空間銀河パワースペクトルの正確な理論的テンプレートは、非線形スケールに適用できる場合、測定された銀河クラスタリングから宇宙パラメータに対するより厳格でロバストな制約を抽出できます。この作業では、暗黒物質ハローの赤方偏移空間パワースペクトル用のシミュレーションベースのテンプレート、いわゆるエミュレータを開発します。Planck$\Lambda$CDMモデル周辺の101個の平面幾何$w$CDM宇宙論をカバーするDarkQuest$N$-bodyシミュレーションスイートから測定された赤方偏移空間ハローパワースペクトルを使用して、これらのデータをフィードフォワードにフィードします最大$k\simeq0.6\、h\、{\rmMpc}^{-1}$までの線形から非線形スケールまでのパワースペクトルの高速かつ正確なエミュレーションを構築するニューラルネットワーク。私たちのエミュレータは、ホストのハローに対応する$\sim10^{13}h^{-1}M_\odot$のハローに対して、パワースペクトルの単極モーメントと四重極モーメントをそれぞれ予測する際に、約1%と5%の分数精度を実現しますSDSSLOWZやCMASSに似た銀河で、SDSSボリュームの統計誤差と比較して、達成された精度は十分です。エミュレータの検証とパフォーマンスは、トレーニングで使用されていない検証セットのシミュレーションから直接測定されたパワースペクトルとエミュレータの予測を比較することで得られます。エミュレーターの出力を使用して、ハロー占有分布などのハロー銀河接続にユーザー供給モデルを採用することにより、銀河の赤方偏移空間パワースペクトルのモデル予測を行うことができることを示します。エミュレーターを使用すると、銀河のビリアルモーションとアルコック-パッツィのスキー歪みによる指の神の効果を簡単に組み込むことができます。私たちのコードは、CPUサブセカンド秒で赤方偏移空間の銀河パワースペクトルを計算でき、既存および今後の銀河の赤方偏移調査に対してエミュレーターベースの宇宙論分析を実行する準備ができています。

POLARBEARデータの670平方度からのサブディグリースケールでのCMB Eモード角度パワースペクトルの測定

Title A_measurement_of_the_CMB_E-mode_angular_power_spectrum_at_subdegree_scales_from_670_square_degrees_of_POLARBEAR_data
Authors S._Adachi,_M._A._O._Aguilar_Fa\'undez,_K._Arnold,_C._Baccigalupi,_D._Barron,_D._Beck,_F._Bianchini,_S._Chapman,_K._Cheung,_Y._Chinone,_K._Crowley,_M._Dobbs,_H._El_Bouhargani,_T._Elleflot,_J._Errard,_G._Fabbian,_C._Feng,_T._Fujino,_N._Galitzki,_N._Goeckner-Wald,_J._Groh,_G._Hall,_M._Hasegawa,_M._Hazumi,_H._Hirose,_A._H._Jaffe,_O._Jeong,_D._Kaneko,_N._Katayama,_B._Keating,_S._Kikuchi,_T._Kisner,_A._Kusaka,_A._T._Lee,_D._Leon,_E._Linder,_L._N._Lowry,_F._Matsuda,_T._Matsumura,_Y._Minami,_M._Navaroli,_H._Nishino,_A._T._P._Pham,_D._Poletti,_C._L._Reichardt,_Y._Segawa,_P._Siritanasak,_O._Tajima,_S._Takakura,_S._Takatori,_D._Tanabe,_G._P._Teply,_C._Tsai,_C._Verg\`es,_B._Westbrook,_Y._Zhou
URL https://arxiv.org/abs/2005.06168
2014年7月から2016年12月にPOLARBEAR実験で取得した150GHzデータを使用して、宇宙マイクロ波背景(CMB)のEモード偏光パワースペクトルの測定値を報告します。670度の観測領域全体で、有効な偏光マップノイズレベル$32\、\mu\mathrm{K}$-$\mathrm{arcmin}$に到達します。3番目から7番目の音響ピークを高感度でトレースして、角度のある多極子範囲$500\leq\ell<3000$でEEパワースペクトルを測定します。Eモード帯域パワーの統計的不確実性は$\sim2.3\mu{\rmK}^2$で$\ell\sim1000$であり、系統的不確実性は0.5$\mu{\rmK}^2$です。データは、0.38を超える確率の標準$\Lambda$CDM宇宙論モデルと一致しています。最近のCMBEモード測定を組み合わせ、$\Lambda$CDMと$\Lambda$CDMの拡張で宇宙論的パラメーターについて推論します。Planckデータセットに地上ベースのCMB偏光測定を追加すると、ハッブル定数の不確実性が1.2分の1になり、$H_0=67.20\pm0.57{\rmkm\、s^{-1}\、Mpc^{-1}}$。相対論的種($N_{eff}$)の数を変化させる場合、$N_{eff}=2.94\pm0.16$が見つかります。これは、標準値3.046とよく一致しています。原始のヘリウム存在量($Y_{He}$)を変化させる代わりに、データは$Y_{He}=0.248\pm0.012$を支持します。これはBigBangNucleosynthesisからの0.2467の期待に非常に近いです。$Y_{He}$と$N_{eff}$の両方を変化させると、$N_{eff}=2.70\pm0.26$および$Y_{He}=0.262\pm0.015$になります。

高速フーリエ変換による離散宇宙運動量場のパワースペクトルの推定

Title Estimating_power_spectrum_of_discrete_cosmic_momentum_field_with_fast_Fourier_transform
Authors Jun_Pan
URL https://arxiv.org/abs/2005.06170
高速フーリエ変換ベースの推定量は、運動量の自動パワースペクトル、運動量発散、密度変動と運動量発散のクロススペクトルなど、運動量パワースペクトルを測定するために作成されています。高速フーリエ変換のために3次のBettle-Lemari\'{e}スケーリング関数を使用して離散オブジェクトを通常のグリッドに割り当てるアルゴリズムが、エイリアス効果をきれいにするために提案されています。数値実験により、実装はナイキスト周波数に近づくまでサブパーセント精度を達成できることが証明されています。運動量パワースペクトルの推定に対するバルクフローの削除の影響は、理論的に導き出され、数値的に検証されます。バルクフローを差し引くと、大規模ではほとんど影響がありませんが、非線形レジームに意味のある差異を引き起こす可能性があります。速度は正確または十分に正確です。N体シミュレーションからの暗黒物質サンプルの運動量パワースペクトルが測定および議論されます。予想どおり、1ループオイラー摂動理論の予測は、z=0での線形理論よりもシミュレーションとわずかによく一致しますが、より高い精度でより高い赤方偏移に適用できます。シミュレーションデータの測定と1ループオイラー理論の両方から、運動量場には強い回転部分が含まれており、運動量の発散には密度場と相関しない大きな確率的成分があることがわかります。3種類の運動量パワースペクトルには独自の特性があります。

相相関による構造の成長率の制約

Title Constraining_the_growth_rate_of_structure_with_phase_correlations
Authors Joyce_Byun,_Felipe_Oliveira_Franco,_Cullan_Howlett,_Camille_Bonvin_and_Danail_Obreschkow
URL https://arxiv.org/abs/2005.06325
赤方偏移空間における銀河密度場の位相間の相関関係が、パワースペクトル多重極を補完する大規模構造の成長率に関する追加情報を提供することを示します。特に、3つの共線ポイント間の位相を相関させる線相関関数(LCF)の多重極を検討し、フィッシャー予測法を使用して、LCF多重極が構造$の成長率の測定間の縮退を打破できることを示します。f$および摂動の振幅$\sigma_8$は、大規模なパワースペクトル多重極に存在します。これにより、$k_{\rmmax}=0.15\、h\mathrm{Mpc}^{-1}$、および最大で$f$および$\sigma_8$の測定が最大220%改善されます。DESIやEuclidなどの次期の銀河測量のパワースペクトル測定のみに関して、$k_{\rmmax}=0.30\、h\mathrm{Mpc}^{-1}$の50%。

ダークエネルギーベイジアンディープラーニング

Title Bayesian_deep_learning_for_dark_energy
Authors Celia_Escamilla-Rivera
URL https://arxiv.org/abs/2005.06412
この作業では、ダークエネルギーの標準モデルのベイズ法を構造化して研究する方法、およびディープラーニングプロセスのアーキテクチャにそれらを実装する方法に関する基本的なアイデアについて説明します。

インフレからの均一な磁場による原始磁気ヘリシティ進化

Title Primordial_magnetic_helicity_evolution_with_homogeneous_magnetic_field_from_inflation
Authors Axel_Brandenburg,_Ruth_Durrer,_Yiwen_Huang,_Tina_Kahniashvili,_Sayan_Mandal,_Shinji_Mukohyama
URL https://arxiv.org/abs/2005.06449
膨張中に均一な磁場が生成される磁気発生のシナリオに動機付けられて、2種類の初期条件の原始プラズマ運動の電磁流体力学的進化を研究します-(i)無制限の相関長を持つ空間的に均一な強制磁場、および(ii)ゼロ磁束スケール不変の統計的に均一な磁場。どちらの場合も、短い初期時間間隔で、特定の波数での単色強制を適用して、相関長を有限にしますが、乱流の典型的な長さスケールよりはるかに小さくします。特に、非ヘリカルおよびヘリカル流体磁気乱流の減衰を調査します。課された磁場の存在下で、らせん状および非らせん状の小規模磁場の減衰が急速に発生する可能性があることを示します。これは、完全に均一な磁場を持つシステムの特別な特性であり、ゆっくりと変化する背景磁場の局所近似と見なされることがあります。これは、よく知られている減衰特性を回復する統計的に均一な磁場の場合とは非常に対照的です。特に磁気ヘリシティの場合、磁気エネルギーの減衰が非常に遅く、相関長の成長が速くなります。その結果は、インフレーション中に生成された均一な磁場が小規模な磁場の影響下で持続し、宇宙における大規模な磁場の起源である可能性があることを示唆しています。

汚染された白色矮星の周りの微惑星の高偏心移動

Title High-eccentricity_migration_of_planetesimals_around_polluted_white_dwarfs
Authors Christopher_E._O'Connor,_Dong_Lai
URL https://arxiv.org/abs/2005.05977
大気金属汚染を伴ういくつかの白色矮星が、潮汐破壊半径の近くを周回する小さな惑星体(惑星)をホストしていることが判明しています。それらがいくつかの天文単位の初期距離から高偏心移動を受けたという仮説の下で、これらの天体の物理的特性と動的起源を研究します。軌道の移動と循環の2つのもっともらしいメカニズムを調べます:潮汐摩擦とコンパクトディスクのラム圧力抗力。それぞれのメカニズムについて、さまざまな状況に合わせてスケールを変更できる軌道の進化の一般的な分析式を導出します。微惑星の軌道が適切なタイムスケール内で循環し、観測されたシステムのプロパティに基づいてこれらのパラメーターを制約できるかどうかを決定する物理パラメーターを特定します。潮汐の移動が機能するためには、溶岩と同様の内部粘度が必要であり、これは潮汐加熱によって自然に生成される可能性があります。ディスクの移行が機能するためには、ディスクの最小列密度が暗示されます。推定された総ディスク質量は、汚染されたWDによって付着した金属の総質量の推定値と一致しています。

小惑星の軌道平均母集団分析における基底関数と一意性

Title Basis_functions_and_uniqueness_in_orbit-averaged_population_analysis_of_asteroids
Authors Mikko_Kaasalainen_and_Josef_Durech
URL https://arxiv.org/abs/2005.06200
小惑星の時間分解測光は、形状とスピンの再構成に使用できます。小惑星あたりの測定数がモデルを作成するのに十分でない場合、データセット全体を使用して、母集団の形状の伸びと極緯度の分布を再構築できます。これは、(仮定された)一定のアスペクト角で観測された点の分散から推定される光度曲線の振幅を再構築することによって行われます。ここでは、観測可能なものが輝度の軌道平均分散である軌道平均アプローチを公式化します。

SatGen:半解析衛星銀河ジェネレータ-I.モデルとそのローカルグループ衛星統計への応用

Title SatGen:_a_semi-analytical_satellite_galaxy_generator_--_I._The_model_and_its_application_to_Local-Group_satellite_statistics
Authors Fangzhou_Jiang_(1_and_2_and_3),_Avishai_Dekel_(3_and_4),_Jonathan_Freundlich_(3_and_5),_Frank_C._van_den_Bosch_(6_and_7),_Sheridan_B._Green_(7),_Philip_F._Hopkins_(1),_Andrew_Benson_(2),_Xiaolong_Du_(2)_((1)_Caltech,_(2)_Carnegie_Observatories,_(3)_Hebrew_University_of_Jerusalem,_(4)_University_of_California,_Santa_Cruz,_(5)_Tel_Aviv_University,_(6)_Yale_University,_Astronomy,_(7)_Yale_University,_Physics)
URL https://arxiv.org/abs/2005.05974
衛星銀河の半解析モデルであるSatGenを提示します。これは、望ましい質量、赤方偏移、およびアセンブリ履歴のホストハローの衛星母集団の大規模なサンプルを生成できます。このモデルは、暗黒物質ハローマージツリー、銀河とハローの接続の経験的関係、潮汐効果、動的摩擦、およびラム圧力ストリッピングの分析的処方を組み合わせています。SatGenは、特定の側面で宇宙論的ズームイン水力シミュレーションをエミュレートします。衛星は、流体シミュレーションと物理モデリングから定式化できるバリオン物理学に対するハロー応答に応じて、コアのある、または尖ったDMサブハロに配置できます。衛星のサブハロープロファイルと恒星の質量とサイズは、潮汐による質量損失と初期構造に応じて変化します。ホスト銀河は、バリオン円板と恒星のふくらみを含むことができ、それぞれは、分析軌道の統合を可能にする密度プロファイルによって記述されます。SatGenは、シミュレーションされたフィールド銀河で見つかったハロー応答の効果を衛星に伝搬することでシミュレーションを補完し(シミュレーションでは適切に解決されません)、衛星統計のハローからハローへの分散をサンプリングし、不十分な解像度による人工的な混乱を克服することにより、シミュレーションよりも優れています。最初のアプリケーションとして、このモデルを使用して、天の川サイズのホストの衛星を研究し、バースト状の星形成と滑らかな星形成のシミュレーションをそれぞれエミュレートし、ホストハローのディスクポテンシャルを実験します。私たちのモデルは、観測された衛星統計をかなりよく再現します。物理的なレシピが異なると、衛星の存在量と空間分布に25%レベルの違いが生じます。これは、ハロー間の変動を考慮した現在の観測では区別できないほど大きくはありません。MWディスクは、衛星を20%枯渇させ、衛星の内部構造を多様化する微妙な効果をもたらします。これは、特定の小規模な問題を緩和するために重要です。

Pristine Dwarf-Galaxy調査-III。天の川球状星団射手座IIの性質を明らかにする

Title The_Pristine_Dwarf-Galaxy_survey_--_III._Revealing_the_nature_of_the_Milky_Way_globular_cluster_Sagittarius_II
Authors Nicolas_Longeard,_Nicolas_Martin,_Rodrigo_Ibata,_Else_Starkenburg,_Pascale_Jablonka,_David_S._Aguado,_Raymond_G._Carlberg,_Patrick_C\^ot\'e,_Jonay_I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_Romain_Lucchesi,_Khyati_Malhan,_Julio_F._Navarro,_Rub\'en_S\'anchez-Janssen,_Guillaume_F._Thomas,_Kim_Venn,_Alan_W._McConnachie
URL https://arxiv.org/abs/2005.05976
かすかな天の川衛星「射手座II」の新しい分光学的研究を紹介します。ファイバーラージアレイマルチエレメントスペクトログラフのマルチオブジェクト分光法を使用して、Longeardらのデータセットを補足します。(2020)47個の新たに観測された星を含み、そのうち19個は衛星のメンバーとして識別されています。これらの追加のメンバーの星は、システムのダイナミクスと金属性の特性により厳しい制約を課すために使用されます。SgrIIv=1.7+/-0.5kms-1の低速度分散は、同様の光度の天の川球状星団の分散と一致しています。衛星の金属が非常に少ない性質を確認し([Fe/H]_SgrII=-2.23+/-0.07)、SgrIIの金属性の分散は解決されず、95%の信頼限界で0.20にしか達しないことがわかります。金属度が-2.5未満の星は、確実に検出されません。したがって、システムのサイズが異常に大きいにもかかわらず(rh=35.5+1.4-1.2pc)、SgrIIは天の川の古くて金属に乏しい球状星団であると結論付けています。

矮小銀河におけるHIスケールの高さ

Title HI_scale_height_in_dwarf_galaxies
Authors Narendra_Nath_Patra
URL https://arxiv.org/abs/2005.05979
バリオン円板の垂直静水圧平衡を仮定して、ジョイントポアソンのボルツマン方程式が設定され、LITTLE-THINGS調査からの23の近接する矮小銀河のサンプルで数値的に解かれました。これは、これまで詳細な静水圧モデリングが実行された最大のサンプルです。ポアソンのボルツマン方程式の解は、これらの銀河における水素原子(HI)の完全な3次元分布を提供します。これらのソリューションを使用して、半径の関数としてのHIの垂直スケールの高さ(密度分布の半値幅(HWHM)として定義)を推定します。サンプル銀河のスケールの高さは、中心の数百パーセクから端の数キロパーセクまで変化することがわかります。これらの値は、渦巻銀河で観測される値よりも大幅に高くなっています。矮小銀河のHIディスクの厚さを調べるために、軸比をさらに推定します。私たちのサンプル銀河では、軸比の中央値は0.40であり、天の川で観測されたものよりもはるかに高いことがわかります。これは、垂直静水圧平衡が、自然に矮小銀河の厚いHI円盤をもたらすことを示しています。

LAMOST、SDSS /

SEGUE、およびGaiaを使用してK巨星とBHB星で探査された、金属依存の放射状に支配された速度異方性プロファイルからの天の川の滑らかで拡散した恒星ハローのアセンブリ履歴に関する制約

Title Constraints_on_the_assembly_history_of_the_Milky_Way's_smooth,_diffuse_stellar_halo_from_the_metallicity-dependent,_radially-dominated_velocity_anisotropy_profiles_probed_with_K_giants_and_BHB_stars_using_LAMOST,_SDSS/SEGUE,_and_Gaia
Authors Sarah_A._Bird,_Xiang-Xiang_Xue,_Chao_Liu,_Juntai_Shen,_Chris_Flynn,_Chengqun_Yang
URL https://arxiv.org/abs/2005.05980
SDSS/SEGUEブルー水平ブランチスターとSDSS/SEGUEとLAMOSTKジャイアントを使用して、天の川の滑らかな拡散星状ハローの異方性プロファイルを分析します。これらの本質的に明るい星により、ハローを銀河中心から約100kpcまで探査することができます。SDSS/SEGUE、LAMOST、およびGaiaを介して、すべての星で視線速度、距離、金属性、および適切な運動を利用できます。これらのデータを使用して、位置、宇宙運動、および金属性で構成される完全な7Dセットを構築します。Xueらの方法に基づいてモーションの積分を使用して、サンプルから部分構造を削除します。20kpc以内でほぼ一定の異方性を持つ半径方向に支配された運動学的プロファイルが見つかります。それを超えると、異方性プロファイルは緩やかに減少しますが、サンプルの最も遠い範囲まで半径方向に支配されたままです。星のタイプや部分構造の除去とは無関係に、異方性は金属性に依存し、金属性の減少に伴って星の軌道の半径が小さくなります。$-1.7<$[Fe/H]$<-1$の場合、Kジャイアントの滑らかな拡散ハロー異方性プロファイルは、ガラクトセントリック距離$\sim20$kpc、$\beta\sim0.9$から0.7で減少し始めます青い水平枝星の場合は$\beta\sim0.8$から0.1まで。[Fe/H]が$<-1.7$の場合、滑らかな拡散ハロー異方性はすべての距離に沿って一定に保たれ、探査される金属範囲に応じて$0.2<\beta<0.7$になりますが、星型には依存しません。これらのサンプルは、ビリアル化された恒星ハローシステムを表すため、全銀河の質量を推定するのに理想的です。

E-MOSAICSシミュレーションにおける球状星団系の質量-ハロー質量関係

Title The_globular_cluster_system_mass-halo_mass_relation_in_the_E-MOSAICS_simulations
Authors Nate_Bastian,_Joel_Pfeffer,_J.M._Diederik_Kruijssen,_Robert_A._Crain,_Sebastian_Trujillo-Gomez,_and_Marta_Reina-Campos
URL https://arxiv.org/abs/2005.05991
球状星団(GC)をホスト銀河の集合体にリンクすることは、GC研究の包括的な目標です。GCシステムプロパティとホスト銀河の恒星と暗いハローの両方の成分の質量の間の緊密なスケーリング関係の推論は、親密な物理的接続を示していますが、GCがいつどのように形成されるかについての基本的な問題も提起しています。具体的には、GCシステムの質量(M_gc)と銀河の暗黒物質ハロー質量(M_halo)の間の推定された相関関係は、暗黒物質ミニハローの形成とGC形成の間の因果関係の結果として推定されました。銀河アセンブリの初期の時代。詳細な銀河形成モデルのフレームワーク内でのGCの形成と進化の処理を含む、E-MOSAICSスイートからの宇宙体積(L=34.4cMpc)の新しいシミュレーションからの最初の結果を示します。シミュレーションされたM_gc-M_halo関係は、ハロー質量$>5\times10^{11}$Msunに対して線形であり、以前の研究と一致して、銀河の階層的アセンブリによって駆動されます。このハロー質量の下で、シミュレートされた関係は下降傾向を特徴とします。これは観測と一致しており、基礎となる恒星質量(M_star)と銀河のハロー質量の関係によって引き起こされます。私たちの基準モデルは、観測されたM_gc-M_star関係を全質量範囲にわたって再現します。これは、M_gc-M_halo関係よりも物理的に関連があると主張しています。また、M_gc/M_halo$\sim5\times10^{-5}$の観測された定数値を駆動する物理プロセスを調査し、それがクラスター形成の物理とクラスター破壊の組み合わせの結果であることを発見しました。

M33における星団の形成中の電波放射

Title Radio_emission_during_the_formation_of_stellar_clusters_in_M33
Authors Edvige_Corbelli_(1),_Jonathan_Braine_(2),_Fatemeh_S._Tabatabaei_(3)_((1)_INAF-Arcetri,_Italy_(2)_Laboratoire_d'Astrophysique_de_Bordeaux,_France_(3)_Institute_for_Research_in_Fundamental_Sciences,_Iran)
URL https://arxiv.org/abs/2005.05993
M33でのMIR放射によって選択された若い星団(YSC)の初期形成と進化に関連する熱および非熱の電波連続体を調査します。外部銀河で初めて、300以上の星形成領域に対応する電波を特定することが可能になりました。関連する微弱な電波連続体の光度を回復することにより、分子雲に完全に埋め込まれたYSC候補の性質を証明します。Halphaラインを使用して、より進化した部分的に露出したYSCで5GHzでのフリーフリーの電波放射を特定し、磁場と宇宙線の関連性に関する情報を、25pcの空間スケールでM33ディスク全体に取得します。磁場がすべての半径で広がっている間、MIRと電波の放射比は外側のディスクに向かって徐々に低下することを示し、MIRと電波連続体の光度の相互相関が明るいから非常にかすかなYSCまで確立されます。電波連続体とHalphaなどの他の星形成インジケーターとの間の密接な関係を確立し、議論します。この関係は、4桁を超える個々のYSC、およびYSCをホストする分子雲に当てはまります。YSCの平均5GHzの電波放射の約半分は非熱放射です。露出しているがコンパクトなYSCの場合、非熱放射の割合は光源の輝度とともに増加しますが、大きなHII領域の場合、割合は低く、明確な傾向を示しません。これは、特定されたSNRの有無にかかわらずYSCで発見され、風や衝撃による粒子加速のトリガーにおける大規模な星の可能な役割を強調しています。これらの粒子は、雲が分散する前に、ネイティブ分子雲全体に拡散します。

渦巻銀河NGC 2903における分子ガスの複数ライン研究

Title Multiple-line_study_of_molecular_gas_in_spiral_galaxy_NGC_2903
Authors Sel\c{c}uk_Topal
URL https://arxiv.org/abs/2005.06048
放射伝達モデリングを使用した複数の分子ラインは、銀河内の星形成ガスの物理を調べる強力なツールです。低JCOライン、つまり12CO(1-0)、12CO(2-1)、12CO(3-2)、13CO(1-0)を使用して、渦巻銀河NGC2903の中心のガス特性を調査します。およびHCN(1-0)。非局所的な熱力学的平衡放射伝達コードを適用して、ビーム平均分子ガスの特性を導き出します。2つの方法(カイ二乗最小化と尤度)を使用して、観測された線の比率を最もよく表す最良のモデルを定義します。ライン比診断では、NGC2903の中心にあるCOガスはより薄く、密なガスの割合は渦巻、スターバースト、および初期型銀河(ETG)に比べて類似しているが、銀河の中心にあるガスはETGよりも暖かく、スターバーストよりも冷たいです。最も適合するモデルの結果に基づいて、ビーム平均ガスの運動温度はT_K=20K、H_2体積数密度はlog(n(H_2))=4.2cm-3、COカラム数密度はlogであることがわかります(N(CO))=19.0cm-2(NGC2903の中心)。両方の方法、つまりライン比の診断とモデリングは、中間の温度と星形成活動​​(星によってもサポートされる)を持つNGC2903の中心にあるISMを示します。形成速度)、スパイラル、ETG、およびスターバーストのそれと比較して、同様の高密度ガスフラクションを備えたより薄いCOガス、およびより高いH_2体積数密度。

銀河スペクトルを解釈するための拡散イオン化ガスの重要性

Title The_importance_of_the_diffuse_ionized_gas_for_interpreting_galaxy_spectra
Authors N._Vale_Asari_(1_and_2),_G._Stasi\'nska_(3)_((1)_UFSC,_Brazil,_(2)_University_of_St_Andrews,_UK,_(3)_LUTH,_Observatoire_de_Paris,_France)
URL https://arxiv.org/abs/2005.06054
銀河の拡散イオン化ガス(DIG)は、初期型銀河、後期型銀河のふくらみ、銀河円盤の腕間領域、およびそのような円盤の平面の外側にあります。DIGの輝線スペクトルは、活動が弱い銀河核の輝線スペクトルと混同される可能性があります。また、星形成銀河における化学的存在量と星形成率の推定にバイアスをかけることもできます。銀河スペクトルのDIG寄与を検出し、実行可能に修正する方法について説明します。

コンプトン薄型II型活動銀河核における可変および非可変X線吸収体

Title The_variable_and_non-variable_X-ray_absorbers_in_Compton-thin_type-II_Active_Galactic_Nuclei
Authors Sibasish_Laha_(NASA/UMBC),_Alex_G._Markowitz,_Mirko_Krumpe,_Robert_Nikutta,_Richard_Rothschild_and_Tathagata_Saha
URL https://arxiv.org/abs/2005.06079
XMM-Newton、Chandra、およびSuzakuの広帯域スペクトルを使用して、20個のコンプトン薄肉タイプII銀河のサンプルの広範囲なX線スペクトル変動研究を実施しました。目的は、見通し線に沿った中性の固有のX線遮蔽の変動性を研究し、X線を遮るガスの主要成分の特性と場所を調査することです。観測は、$N_{\rmH}\sim10^{20.5-24}{\rmcm^{-2}}$の吸収性カラムの完全にまたは部分的に覆われた中性および/または低イオン化ガスに敏感です数日から十年以上にわたるタイムスケールで。数年から数年のタイムスケールで、7/20ソースのフルカバー吸収材のカラム密度の変動を検出しました。これは、これらの各オブジェクトの視線に沿って存在するコンパクトスケールのX線を遮るガスの成分を示しています。私たちの結果は、雲または高密度領域を組み込んだトーラスモデルは、$\sim$から$\times10^{21}$cm$^{-2}$の低い視線列密度を考慮に入れるべきであることを示唆しています。ただし、13/20のソースでは、フルカバーオブスキュラーで有意な変動の検出は行われず、上限は${\Delta}N_{\rmH}$から$10^{21-23}$cm$^{-2に及びます}$。これらのシステムの主要な吸収媒体は、ホスト銀河に関連するkpcスケールのほこりっぽい構造などの遠くにあるか、見通し線に沿った均質な媒体である可能性があります。したがって、文献の以前の結果とは対照的に、フルカバーオブスキュラーの全体的な強い変動性は、少なくともサンプルでは、​​コンプトンの薄いタイプIIsにはあまり見られません。最後に、11/20の線源は、それらの観察のすべてまたは一部において、部分的に覆い隠しているコンポーネントを必要としました。

Three Hundred Project:恒星とガスのプロファイル

Title The_Three_Hundred_Project:_the_stellar_and_gas_profiles
Authors Qingyang_Li,_Weiguang_Cui,_Xiaohu_Yang,_Elena_Rasia,_Romeel_Dave,_Marco_De_Petris,_Alexander_Knebe,_John_A._Peacock,_Frazer_Pearce_and_Gustavo_Yepes
URL https://arxiv.org/abs/2005.06135
流体力学シミュレーション(Gadget-XおよびGadget-MUSIC)と半解析モデル(SAM)の両方でモデル化されたTheThreeHundredプロジェクトからの銀河クラスターのカタログを使用して、プロファイルと分布の分散と自己相似性を研究しますクラスターのバリオン成分の特徴:恒星とガスの質量、金属性、恒星の年齢、ガス温度、および(特定の)星形成率。観測結果との比較により、ガス密度プロファイルの形状とばらつきは、以前の研究で示唆された自己相似性の特徴である大きな半径でのばらつきの低減を含む、観測された傾向とよく一致していることがわかります。シミュレートされたセットの1つであるGadget-Xは、観測された温度プロファイルの形状をよく再現しますが、Gadget-MUSICは、クラスター中心でより高くてより平坦なプロファイルと、大きな半径でより低くて急なプロファイルを持っています。両方のシミュレーションセットからのガス金属プロファイルは、観察された傾向に従っているにもかかわらず、比較的低い正規化を持っています。SAMからの累積恒星密度プロファイルは、比較的高いプロファイルを示す両方の流体力学的シミュレーションよりも観測結果とよく一致しています。これらの物理プロファイル、特にクラスターの中心領域でのばらつきは、クラスターの動的状態と、クールコア/非クールコアの二分法への依存を示しています。恒星の年齢、金属性および(s)SFRは非常に大きな散乱を示し、2Dマップで表示されます。また、これらのプロパティの明確な放射状依存性も見つかりません。しかし、最も明るい中心銀河は、衛星銀河の特性と比較して特徴的な特徴を持っています。

星団は近くと遠くにあります。宇宙時間全体の星形成の追跡

Title Star_clusters_near_and_far;_tracing_star_formation_across_cosmic_time
Authors Angela_Adamo,_Peter_Zeidler,_J._M._Diederik_Kruijssen,_M\'elanie_Chevance,_Mark_Gieles,_Daniela_Calzetti,_Corinne_Charbonnel,_Hans_Zinnecker,_Martin_G._H._Krause
URL https://arxiv.org/abs/2005.06188
星団は、恒星フィードバックの基本的な単位であり、それらのホスト銀河特性のユニークなトレーサーです。このレビューでは、最初にそれらの成分に焦点を当てます。つまり、それらの恒星の個体群とその周囲の電離された温かい中性分子ガスの詳細な洞察です。次に、ローカルグループを超えて、さまざまな進化段階、およびローカル宇宙でアクセス可能なさまざまな銀河環境条件における星団の個体数を確認します。クラスターの形成と進化の条件がより極端である高い赤方偏移では、球状のクラスターになると私たちが信じる一握りの物体の統合された光のみを観察することができます。したがって、ローカルユニバースのクラスター集団の観測されたプロパティによって通知される数値的および分析的手法を使用して、球状クラスター集団によって運ばれる銀河の形成とアセンブリの遺伝地図のもつれを解く可能性のある高度なシミュレーションを開発する方法について説明します。

スパイラルアーム分子雲における光イオン化フィードバック

Title Photoionising_feedback_in_spiral_arm_molecular_clouds
Authors Thomas_J._R._Bending,_Clare_L._Dobbs,_Matthew_R._Bate
URL https://arxiv.org/abs/2005.06234
渦巻銀河シミュレーション全体から抽出された、光イオン化フィードバックを含む解像度で拡大された、質量4$\times$10$^6$M$_\odot$のガスを含む500pc$^2$領域のシミュレーションを提示します質量の星から>18M$_\odot$。私たちの領域は10マイアに進化し、腕に沿ってクラスター化された星の形成を示します。$\約$5000のクラスターシンク粒子$\約$5%が生成され、18M$を超える$\約$4000の星のうちの少なくとも1つが含まれます_\odot$。光イオン化は、領域内のガスに顕著な影響を及ぼし、イオン化された空洞を生成し、HII領域の端に密集した特徴をもたらします。フィードバックなしの場合と比較して、光イオン化は雲と塊の合計質量を大きくし、そのようなオブジェクトは約2倍多くなります。その後、雲の総質量と雲の数が急激に減少します。孤立した雲の研究とは異なり、私たちのシミュレーションは、イオン化の遠距離効果を追跡し、すでに高密度のガスのいくつかは、隣接するHII領域によって複数の側面から圧縮されます。これにより、星形が形成され、らせん状のアーム全体で加速および部分的に変位します。フィードバックがなければ、シンク形成サイトから5pc以上の距離でクラスターシンク粒子の質量の最大30%が形成されます。後で、星形成率はフィードバックなしの場合よりも低くなります。

ミリ秒のトランジェントを使用して天の川ハローを測定するデータ駆動技術

Title A_Data-Driven_Technique_Using_Millisecond_Transients_to_Measure_the_Milky_Way_Halo
Authors E._Platts,_J._Xavier_Prochaska_and_Casey_J._Law
URL https://arxiv.org/abs/2005.06256
パルサー$\text{DMの観測された分散測定分布の分析を通じて、銀河のハロー$\text{DM}_\text{MW、halo}$の見通し内積分電子密度を制約する新しい手法を紹介します}_\text{pulsar}$および高速ラジオバースト$\text{DM}_\text{FRB}$。これらの分布をモデル化し、銀河系の星間媒質を補正し、カーネル密度推定---小さなデータ体制によく適合-修正された$\text{DM}_\text{pulsarの下限/上限を見つける}$/$\text{DM}_\text{FRB}$分布:$\max[\text{DM}_\text{pulsar}]\約7\pm2\text{(stat)}\pm9\テキスト{(sys)pccm}^{-3}$および$\min[\text{DM}_\text{FRB}]\約63^{+27}_{-21}\text{(統計)}\pm9\text{(sys)pccm}^3$。ブートストラップリサンプリングを使用して不確実性を推定し、銀河のハロー分散測定値に控えめな制限を設定します$-2<\text{DM}_\text{MW、halo}<123\text{pccm}^{-3}$(95\%cl)。上限には、FRBホスト銀河からの無視できない寄与と宇宙ウェブからのゼロ以外の寄与が含まれる可能性があるため、特に保守的です。推定される暗黒物質の密度プロファイルを追跡する密度プロファイルを使用して、ギャラクシーがバリオンの大部分を保持しているモデルを強く嫌います。最後に、より大きなFRBサンプルのモンテカルロシミュレーションを実行して、手法を検証し、進行中および将来の調査の感度を評価します。数十の$\text{pccm}^3$の境界を回復します。これは、銀河がバリオン質量の大部分を保持しているかどうかをテストするのに十分な場合があります。我々は、数千のFRBのサンプルが$\text{DM}_\text{MW、halo}$に対する制約を大幅に強化し、他の分析を価値ある形で補完すると予測しています。

過去10年間の銀河系の変化する媒体I:物理的および動的な特性

Title The_changing_circumgalactic_medium_over_the_last_10_Gyr_I:_physical_and_dynamical_properties
Authors Ezra_Huscher,_Benjamin_D._Oppenheimer,_Alice_Lonardi,_Robert_A._Crain,_Alexander_J._Richings,_Joop_Schaye
URL https://arxiv.org/abs/2005.06310
質量のある高赤方偏移($z=2-3$)と低赤方偏移($z=0$)での銀河ハローのEAGLEズームシミュレーションの2つのセットの物理的および動的状態の分析を提示します。$\約10^{12}M_{\odot}$の。私たちの焦点は、これらの$L^*$の星形成銀河の銀河系周囲の媒体(CGM)が、過去10年間でどのように変化するかにあります。高い$z$のCGMは、「冷たい」($T<10^5$K)フェーズと「熱い」($T\geq10^5$K)フェーズの間でほぼ等しく分割されていることがわかります。$z$ホットCGMフェーズには、$5\times$以上の質量が含まれます。高い$z$の熱いCGMには、冷たいCGMより60%多くの金属が含まれていますが、低い$z$の冷たいCGMには、熱いCGMコンテンツより35%多くの金属が含まれています。金属は、高$z$CGM全体にわたって高温相と低温相の間で放射状に均一に分布しています。$z$が高い場合、CGMの体積は高温の流出によって支配され、冷たいガスが主に流入しますが、冷たい金属が外側に流れています。$z$が低い場合は、冷たい金属が内部を支配し、熱い金属は半径が大きいほど広く発生します。低$z$のクールなCGMは、回転サポートと一致する接線方向の動きが$0.2R_{200}$まであり、多くの場合$r\約40$kpcのディスク状構造を示します。低$z$のホットCGMは、クールなCGMの数倍の角運動量を持ち、高$z$のホットCGMよりも平坦な動径密度プロファイルを持っています。この研究は、銀河が宇宙時間にわたって重要な進化段階を示すように、それらを取り巻く気体のハローも、密度、温度、金属の物理的特性、および速度と角運動量の動的特性の両方で、それら自体のかなりの変化を受けることを検証します。

矮小銀河における中赤外変動の発生率は低い

Title A_Low_Incidence_of_Mid-Infrared_Variability_in_Dwarf_Galaxies
Authors Nathan_Secrest_and_Shobita_Satyapal
URL https://arxiv.org/abs/2005.06452
AllWISE/NEOWISEマルチエポックカタログの8.4年の測光を使用して、2197個の矮小銀河(M_stellar<2x10^9h^-2M_sun)のサンプルの中赤外変動特性を、さらに6591個のサンプルと比較します。巨大な銀河(M_stellar>=10^10h^-2M_sun)は中赤外線の見かけの等級で一致しています。中赤外線の変動性を持つ2つの矮小銀河のみを見つけます。これは、より大きな銀河(p=6x10^-6)よりも10倍少ない頻度であり、低質量銀河と小型銀河における光学変動の以前の調査結果と一致しています。同様のベースラインとリズムのデータ。より大規模な制御銀河集団内では、中赤外線変動の恒星質量依存性の証拠は見られません。これは、可変オブジェクトの頻度のこの明らかな減少が、恒星質量〜10^10h^-2M_sun未満で発生することを示唆しています。より大規模な銀河と比較して、中赤外色または光輝線分類を使用して矮小銀河で選択されたAGNは、変動性の選択によって体系的に失われます。私たちの結果は、同様のケイデンスでの以前の光学的研究と一致して、矮小銀河におけるAGNの変動性選択は、より高いケイデンスのデータが使用されない限り効果がないことを示唆しています。

体系的に非対称:実際の銀河とシミュレーションされた銀河における\ hi \プロファイルの非対称性の比較

Title Systematically_Asymmetric:_A_comparison_of_\hi\_profile_asymmetries_in_real_and_simulated_galaxies
Authors N._Deg,_S._Blyth,_N._Hank,_S._Kruger,_C._Carignan
URL https://arxiv.org/abs/2005.06453
銀河のHI速度プロファイルの非対称性のさまざまな指標を調べます。チャネルごとの非対称性と等速速度統計を導入して、プロファイルの非対称性を定量化します。シミュレートされた銀河のサンプルを使用して、これらと標準の偏った形態計測統計が、視野角や傾斜などのさまざまな観測効果にどのように依存するかを調べます。新しく導入されたチャネルごとの非対称性は、他の形態計測よりも視野角と傾斜の影響に敏感ではないことがわかります。統計をWHISPHI銀河サンプルに適用すると、チャネルごとの非対称性が、視覚的に分類された非対称プロファイルのより良い指標であることがわかります。さらに、等質性空間の偏り速度を使用して、目視検査を行わなくても、中心に深い窪みがあるプロファイルを特定できることがわかります。

タイプIa超新星からの壮大な紫外線フラッシュ2019yvq

Title The_Spectacular_Ultraviolet_Flash_From_the_Type_Ia_Supernova_2019yvq
Authors A._A._Miller,_M._R._Magee,_A._Polin,_K._Maguire,_E._Zimmerman,_Y._Yao,_J._Sollerman,_S._Schulze,_D._A._Perley,_M._Kromer,_M._Bulla,_I._Andreoni,_E._C._Bellm,_K._De,_R._Dekany,_A._Delacroix,_S._Dhawan,_C._Fremling,_A._Gal-Yam,_D._A._Goldstein,_V._Z._Golkhou,_A._Goobar,_M._J._Graham,_I._Irani,_M._M._Kasliwal,_S._Kaye,_Y.-L._Kim,_R._R._Laher,_A._A._Mahabal,_F._J._Masci,_P._E._Nugent,_E._Ofek,_E._S._Phinney,_S._J._Prentice,_R._Riddle,_M._Rigault,_B._Rusholme,_T._Schweyer,_D._L._Shupe,_M._T._Soumagnac,_R._Walters,_L._Yan,_J._Zolkower,_and_S._R._Kulkarni
URL https://arxiv.org/abs/2005.05972
タイプIa超新星(SNe$\、$Ia)の初期の観測は、最終的な熱核爆発を引き起こした前駆システムを理解するための重要な手がかりを提供します。SN$\、$2019yvq、iPTF$\、$14atgの後に2番目に観測されたSN$\、$Iaの絶妙な観察結果を示し、紫外(UV)および光学系での発光の初期フラッシュを表示します。私たちの分析によると、SN$\、$2019yvqは、SN$\、$Ia(ピーク時の$M_g\約-18.5$$\、$mag)では中程度の明るさであったため、初期フラッシュを無視した場合でも異常でした。まだ非常に高い吸収速度($v\約15,000$$\、\mathrm{km\、s}^{-1}$forSiII$\lambda$6355atpeak)が特徴です。フラッシュを除いて、SN$\、$2019yvqの多くの観測的特徴は、放射性$^{56}$Niの爆発的収量が比較的低い場合に説明できることがわかります($M_{^{56}を測定)\mathrm{Ni}}=0.31\pm0.05\、M_\odot$)そして、それと他の鉄族元素は噴出物の最も内側の層に集中しています。SN$\、$2019yvqのUV/光学フラッシュとピークプロパティの両方を説明するために、4つの異なるモデルを検討します。SNイジェクタと非縮退コンパニオン間の相互作用、外側イジェクタ内の$^{56}$Niの拡張クランプ、a二重爆発と2つの白色矮星の激しい合併。これらの各モデルには、観測と比較すると欠点があります。SN$\、$2019yvqをより適切に一致させるには、追加のチューニングが必要であることは明らかです。最後に、SN$\、$2019yvqの星雲スペクトルは、エジェクタがコンパニオンと衝突した場合、強い[CaII]エミッション、ダブルデトネーションである場合、または狭い[OI]排出、それが激しい合併によるものであった場合。

X線バイナリの降着Disc-Jetカップリング

Title Accretion_Disc-Jet_Couplings_in_X-ray_Binaries
Authors Pei-Xin_Shen_and_Wei-Min_Gu
URL https://arxiv.org/abs/2005.05994
コンパニオンスターからの物質が中央のコンパクトな降着装置、つまりブラックホール(BH)または中性子星(NS)に向かって降着すると、降着円盤とジェット流出が形成され、強いX線と電波放射が発生します。X線バイナリ(XRB)として知られています。低/ハード状態では、XRBにディスクジェットカップリングが存在しますが、ジェット出力がディスクからのものか、それとも中央アクレクターからのものかは不明です。さらに、BHXRBはNSXRBと比較して異なるプロパティを持っています。静止BHXRBは通常、X線のNSXRBよりも2桁から3桁光量が少ないのに対し、BHXRBはNSXRBよりもラジオの音量が大きくなります。観測では、電波とX線の明度$L_{\rmR}\proptoL_{\rmX}^b$の間に経験的な相関関係が確立されています。ここで、BHXRBの$b\sim0.7$と$b\sim非脈動NSXRBの場合は1.4ドル。ただし、より高い光度でNSXRBとして異常に急な相関を示すBHXRBのいくつかの外れ値があります。この作業では、ジェットパワーの発生源が内部ディスクの内部エネルギーに関連しているという仮定の下で、磁化された放射効率の高い薄いディスクモデルと、よく知られた放射効率の悪い降着流モデルをNSXRBとBHXRBに適用します。XRBで観測されたラジオ/X線の相関関係は、ディスクジェットカップリングによってよく理解できることがわかります。

バイナリーブラックホール合体の二次元相関関数

Title Two-dimensional_correlation_function_of_binary_black_hole_coalescences
Authors Marco_Cavaglia_and_Ashini_Modi
URL https://arxiv.org/abs/2005.06004
LIGO-Virgoの1回目と2回目の観測でのバイナリブラックホール合体検出の2次元相関関数を計算します。観測された相関関数は、人工マップから取得された2つの参照関数と比較され、さまざまな角度スケールでのバイナリブラックホール合体イベントの過剰相関の可能性をテストします。角度スケールでの過剰な相関は見られません。相関関数のべき乗勾配は、3-\\sigma$信頼レベルで$\gamma=2.24\pm0.33$と推定されます。これは、ソースのランダムな分布と一致する値です。

潮汐破壊イベントAT2019dsgからのニュートリノの観測のための一致シナリオ

Title A_concordance_scenario_for_the_observation_of_a_neutrino_from_the_Tidal_Disruption_Event_AT2019dsg
Authors Walter_Winter,_Cecilia_Lunardini
URL https://arxiv.org/abs/2005.06097
宇宙物理ニュートリノイベントIceCube-191001Aのソースとして提案されている、潮汐破壊イベント(TDE)AT2019dsgの相対論的ジェットによる現象論的一致シナリオを紹介します。AT2019dsgはX線で観測される最も明るい(そして数少ない)TDEの1つであることに注意して、ニュートリノ生成とX線を結び付けます。同時に、陽子からの光パイ中間子生成のための後方散乱X線の十分に強い外部ターゲットを提供します。また、生成半径を黒体半径でスケーリングすることにより、ニュートリノの長期放出(ピークから約150日後)についても説明します。ジェットと繭のエネルギー論と仮定は、TDEの数値シミュレーションからの期待と互換性があります。IceCubeの適切なエネルギー範囲で0.26ニュートリノイベントを予測します。

噴火する大規模な星から生まれたブラックホールによる中間輝度の赤の過渡現象

Title Intermediate_Luminosity_Red_Transients_by_Black_Holes_Born_from_Erupting_Massive_Stars
Authors Daichi_Tsuna,_Ayako_Ishii,_Naoto_Kuriyama,_Kazumi_Kashiyama,_Toshikazu_Shigeyama
URL https://arxiv.org/abs/2005.06103
大規模な星の前駆体によって噴出された高密度の星周媒質(CSM)が存在する場合、失敗した超新星におけるブラックホールの形成を検討します。流体力学的シミュレーションを利用して、崩壊段階における青い超巨星とWolf-Rayet星の大量放出と、噴出物と周囲のCSMの間で発生する放射衝撃を計算します。結果として得られる放出は、通常の超新星(ボロメータの光度$\sim10^{40}\{\rmerg\s^{-1}}$、実効温度$\sim5\times10^3$K、および10〜100日のタイムスケール)であり、AT2017beを含む中程度の明るさの赤の過渡現象(ILRT)の一部を構成する可能性がある、特徴的なべき乗則減衰を示します。アーカイブデータで前駆星を検索することに加えて、フォールバック降着円盤を対象として、崩壊後1〜10年後にこのようなILRTのX線追跡観察を\\sim$行うことをお勧めします。

パルサー風星雲CTB87(G74.9 + 1.2)の電波連続性と偏波の研究

Title A_Radio_Continuum_and_Polarisation_Study_of_the_pulsar_wind_nebula_CTB87_(G74.9+1.2)
Authors R._Kothes,_W._Reich,_S._Safi-Harb,_B._Guest,_P._Reich,_E._F\"urst
URL https://arxiv.org/abs/2005.06125
パルサー風星雲CTB87(G74.9+1.2)の電波連続体と直線偏波観測を、4.75〜32GHzのEffelsberg100m電波望遠鏡で提示します。カナダ銀河面調査による1420MHzと408MHzでのアーカイブされた低周波観測を含むこれらの新しいデータの分析は、CTB87が2つの異なる放出成分で構成されることを示しています:コンパクトな腎臓形の成分、14個x8.5個(7.8'xサイズは4.8')で、直径が約30pc(17')の、より大きく拡散した球形で中央にピークのあるコンポーネント。非常に急峻な電波連続スペクトルを持つ腎臓形の成分は、高度に直線偏光されており、遺物パルサー風星雲を表している可能性があります。拡散コンポーネントは、空洞または恒星風の泡の内側に広がるPWNの乱されていない部分を表します。以前に報告された10GHzを超えるスペクトルブレークは、大規模な放射が欠落していることと、高周波無線連続体観測の感度が不十分であることの結果である可能性があります。システムの進化のシミュレーションは、エジェクタ質量が約12太陽質量で、爆発エネルギーが約7x10^50ergのタイプII超新星爆発の結果として、約18,000年の年齢をもたらします。また、分子雲複合体に半径約13pcで入射した爆風を表す電波シェルの証拠も見つかりました。

2010年の光学フレア中のblazar PKS 2155 $-$ 304の偏光

Title The_optical_polarization_of_the_blazar_PKS_2155$-$304_during_an_optical_flare_in_2010
Authors N._W._Peceur,_A._R._Taylor_and_R._C._Kraan-Korteweg
URL https://arxiv.org/abs/2005.06178
2010年の爆発時のblazarPKS2155$-$304の光学偏光およびマルチカラーフォトメトリック($BVRJ$)動作の分析が表示されます。このフレアは、約117日間で発生し、フラックス倍増時間$\tau\sim4青から赤の波長に増加する$日。偏光角は、最初はジェット軸と整列していますが、フレアが大きくなるにつれて、およそ$90^\circ$回転します。低フラックスと高フラックスでは、2つの異なる状態が明らかです。18mJy未満では、偏光角は広い範囲の値をとりますが、フラックスとの明確な関係はありません。対照的に、偏光角と18mJyを超える光束の間には正の相関があります。偏光度は、フラックスとの明確な相関関係を示していません。高フラックス状態のフォトポラリメトリックな振る舞いは、安定したべき乗則のスペクトルエネルギー分布と高い光偏光度(13.3%)を持つ可変成分に起因する可能性があることがわかります。これらの特性は、ショックインジェットモデル内で解釈されます。これは、観測された変動性が、ほぼ真正面から見られるショックによって説明できることを示しています。ジェットインショックモデル内の相対論的ジェットについて導出されたいくつかのパラメーターは、磁場の場合は$B=0.09$G、ドップラー係数の場合は$\delta=22.3$、および磁場の場合は$\Phi=2.6^\circ$です。視野角。

近くの繰返しFRB 180916.J0158 + 65からの発光に対するZwicky Transient Facilityの制約

Title Zwicky_Transient_Facility_constraints_on_the_optical_emission_from_the_nearby_repeating_FRB_180916.J0158+65
Authors Igor_Andreoni,_Wenbin_Lu,_Roger_M._Smith,_Frank_J._Masci,_Eric_C._Bellm,_Matthew_J._Graham,_David_L._Kaplan,_Mansi_M._Kasliwal,_Stephen_Kaye,_Thomas_Kupfer,_Russ_R._Laher,_Ashish_A._Mahabal,_Jakob_Nordin,_Michael_Porter,_Thomas_A._Prince,_Dan_Reiley,_Reed_Riddle,_Joannes_Van_Roestel,_Yuhan_Yao
URL https://arxiv.org/abs/2005.06273
高速無線バースト(FRB)の発見率は、新しい無線設備のおかげで劇的に増加しています。一方、47deg$^2$のZwickyTransientFacility(ZTF)などの広視野計は、光天空を調査して、過渡的および変動する光源を研究しています。CHIME繰り返しソースFRB180916.J0158+65の偶然のZTF観測を提示します。これは149Mpc離れた渦巻銀河に局在し、その活動の周期的な変調を示唆する最初のFRBです。147のZTF曝露はこのFRBの予想される高活動期間に対応しましたが、CHIMEの検出と同時にZTFの単一曝露はありませんでした。FRBの位置に683ZTF露光で$>3\sigma$光源が見つかりませんでした。合計で5.69時間の積分時間です。ZTFの上限とFRB180916.J0158+65からの予想される繰り返しを、定期的な変調の事前分布にとらわれないワイブル分布を使用した統計フレームワークで組み合わせました。分析により、光学エネルギー$\eta\lesssim200$の光学フルエンスと電波フルエンスの比率に制約が生じました。これは、基準の光学エネルギー$E_{\rmopt}\lesssim3\times10^{46}$ergに対応します10JymsFRB(信頼性90%)。$r(>5$Jyms)=hr$^{-1}$のレートと$1.2\pm1.1$FRBが発生すると仮定して、$\eta\lesssim3$のより深い(ただし統計的には堅牢ではない)制約を設定できます高活動ウィンドウで撮影された露出中。画像ごとの露出を短くし、積分時間を長くするか、銀河の緯度が高いところでFRBを観察することで、制約を改善できます。この作業は、意図的にスケジュールされた同時電波観測がなくても、現在の調査が多波長対応をFRBに統計的に制約する方法を示しました。

カニ星雲放射の乱流モデル

Title Turbulent_model_of_Crab_nebula_radiation
Authors Yonggang_Luo_(Purdue_University),_Maxim_Lyutikov_(Purdue_University),_Tea_Temim_(Space_Telescope_Science_Institute),_Luca_Comisso_(Columbia_University)
URL https://arxiv.org/abs/2005.06319
カニ星雲の非熱放射の乱流モデルを構築します。現在のモデルは、Kennel-Coroniti(1984)モデルの多くの長年にわたる問題を解決します。(i)シグマ問題。(ii)無線電子のハードスペクトル。(iii)ガンマ線フレアの高いピークエネルギー。(iv)赤外線(IR)放射の空間的進化。星雲には、注入された粒子の2つの集団が含まれています:フェルミIメカニズムを介して風終結ショックで加速されたコンポーネントIと、中央の高度に磁化された($\sigma$$\gg1$)プラズマで乱流の再結合が加速されたコンポーネントIIカニ星雲の一部。再接続乱流コンポーネントIIは、電波からガンマ線に拡大します。それは、ハードスペクトルで電波電子を加速し、大規模な磁束を破壊し(したがって、シグマ問題を解決し)、時々(最大規模から)ガンマ線フレアを生成します。再接続イベント)。モデルは、カニ星雲の広帯域スペクトルを再現します。ラジオでの低周波シンクロトロン放射からTeVエネルギーでの逆コンプトン放射、さらにIRおよび光学バンドでのスペクトルインデックスの空間分解された変化です。

マグネターSGR 1935 + 2154からの関連する電波放射を伴うバーストの完全な発見

Title INTEGRAL_discovery_of_a_burst_with_associated_radio_emission_from_the_magnetar_SGR_1935+2154
Authors S._Mereghetti,_V._Savchenko,_C._Ferrigno,_D._G\"otz,_M._Rigoselli,_A._Tiengo,_A._Bazzano,_E._Bozzo,_A._Coleiro,_T._J.-L._Courvoisier,_M._Doyle,_A._Goldwurm,_L._Hanlon,_E._Jourdain,_A._von_Kienlin,_A._Lutovinov,_A._Martin-Carrillo,_S._Molkov,_L._Natalucci,_F._Onori,_F._Panessa,_J._Rodi,_J._Rodriguez,_C._S\'anchez-Fern\'andez,_R._Sunyaev,_P._Ubertini
URL https://arxiv.org/abs/2005.06335
バースト活動の期間中に2020年4月28日から5月3日までINTEGRAL衛星で実行されたソフト$\gamma$線リピーターSGR1935+2154の観測について報告します。$\sim10^{-7}-10^{-6}$ergcm$^{-2}$の範囲のフルエンスを持ついくつかの短いバーストが、20-200keVの範囲でIBIS装置によって検出されました。INTEGRALバーストアラートシステムによってリアルタイムで発見およびローカライズされた、最も難しいスペクトルを持つバーストは、CHIMEおよびSTARE2電波望遠鏡によってそれぞれ400-880MHzおよび1.5GHzで検出された高速無線バーストと空間的および時間的に一致しました。20〜200keVの範囲のバースト光の曲線は、$\sim$0.4s続くブロードパルスに重ね合わされた$\sim$30msで分離された2つのピークを示しています。0.3秒を超えるバーストスペクトルは、フォトンインデックスが$\Gamma=0.75\pm0.3$、eフォールディングエネルギーが$E_0=52^{+14}_{-8}$の指数カットオフパワーの法則に適しています。keV、および20-200keVのフラックス$(1.5\pm0.1)\times10^{-6}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$。これは、ソフト$\gamma$-rayリピーターから観測された無線対応の最初のバーストであり、SGR1935+2154に含まれるエネルギーバジェットにもかかわらず、銀河系外高速ラジオバースト用に提案されたマグネターに基づくモデルを強力にサポートします。バーストは、数百Mpcの距離にあるソースよりも$\sim10^{8-9}$小さい係数です。また、{\itNeilGehrelsSwiftObservatory}XRT装置を使用したX線で見られる拡大するダスト散乱リングの分析に基づいて、SGR1935+2154の距離を$\sim$2-7kpcの範囲で推定します。

ブラックホールX線バイナリにおけるX線照射加熱のメカニズムとしての熱駆動ディスク風:GX339-4の事例研究

Title Thermally-Driven_Disc_Winds_as_a_Mechanism_for_X-ray_Irradiation_Heating_in_Black_Hole_X-ray_Binaries:_The_Case_Study_of_GX339-4
Authors B.E._Tetarenko,_G._Dubus,_G._Marcel,_C._Done,_M._Clavel
URL https://arxiv.org/abs/2005.06378
ブラックホールX線バイナリ(BHXB)の降着円盤のX線照射加熱は、バーストサイクルの調整に重要な役割を果たします。しかし、数十年にわたる理論的および観察的努力にもかかわらず、これらの椎間板を照射することに関与する物理的メカニズムは、ほとんど不明のままです。私たちは、観測に基づく方法論を構築し、一過性のバースト全体にわたって多波長X線と光/IRデータを組み合わせることにより、BHXBディスクの照射強度を推定しました。これを銀河系BHXBGX339$-$4の$\sim15$年の活動に適用します。このシステムでは、光学データに必要な照射加熱が大きいことがわかった。外側のディスクを直接照明しても十分な照射は得られませんが、これにより熱放射風が発生し、フラックスをディスクに散乱させることにより、照射の加熱が促進されます。ただし、風による散乱からのX線照明の分析的推定は、直接照明と組み合わせた場合でも、観測された加熱を生成するにはまだ十分ではありません。解析的な熱放射風モデルが風の影響を過小評価している、または磁気駆動の流出などの追加の散乱メカニズムが光/IRフラックスを増加させるように機能しています。風による照射は長周期のBHXBに共通する機能である可能性が高いですが、そのような風の背後にある駆動メカニズムを完全に理解するには、放射流体力学シミュレーションが必要です。

マルチメッセンジャートランジェントのデータ駆動型検出

Title Data-driven_detection_of_multi-messenger_transients
Authors Iftach_Sadeh
URL https://arxiv.org/abs/2005.06406
爆発的な天体物理学的過渡現象の研究における主な課題は、複数のメッセンジャーを使用したそれらの検出と特性評価です。この目的のために、ディープラーニングに基づいた新しいデータ駆動型の発見フレームワークを開発しました。ニュートリノ、光学超新星、およびガンマ線を含む検索での使用を示します。モデリングと機器の特性への依存を大幅に最小限に抑えながら、最先端の技術のパフォーマンスに匹敵する、または大幅に改善できることを示しています。特に、私たちのアプローチは、検出の効果的なフォローアップに不可欠なほぼリアルタイムの分析を対象としています。私たちのアルゴリズムは、さまざまなメッセンジャー、物理的レジーム、および時間スケールを表す、さまざまな機器と入力データのタイプを組み合わせるように設計されています。この方法論は、予期しない現象の不可知論的検索用に最適化されており、発見の見通しを大幅に向上させる可能性があります。

Wolf-RayetシステムEZ Canis Majorisの仲間の性質

Title The_nature_of_the_companion_in_the_Wolf-Rayet_system_EZ_Canis_Majoris
Authors Gloria_Koenigsberger_(1)_and_Werner_Schmutz_(2)_((1)_Universidad_Nacional_Autonoma_de_Mexico-Instituto_de_Ciencias_Fisicas,_(2)_Physikalisch-Meteorologisches_Observatorium_Davos_and_World_Radiation_Center)
URL https://arxiv.org/abs/2005.06028
EZCanisMajorisは古典的なWolf-Rayetスターで、そのバイナリの性質は何十年もの間議論されてきました。最近、偏心連星としてモデル化されました。これは、コンパニオンの近くの衝撃加熱ゾーンに起因する放射のペリアストロンで周期的に明るくなります。このホワイトペーパーの焦点は、バイナリモデルをさらにテストし、衝撃加熱領域で発生するエミッションを検索することによって、目に見えない親しい仲間の性質を制約することです。1983年から1995年の間に得られた400を超える高解像度のInternationalUltravioletExplorerスペクトルと2010年に得られたXMM-Newtonの観測結果を分析します。1992年と1995年に半振幅K$_1\sim$30km/sの1次輝線のRV変動と、K$_2\sim$150km/の逆位相RV曲線の2番目の輝線セットを見つけますs。同時モデルはRVに適合し、ライトカーブは各エポックの軌道要素を生成します。Wolf-Rayet質量M$_1\sim$20M$_\odot$を採用すると、M$_2\sim$3-5M$_\odot$につながります。これは、伴侶が後期B型星である可能性があることを意味します。偏心(e=0.1)バイナリモデルは、XMM-Newtonによって取得された硬X線光度曲線も説明し、これらのデータへの適合は、最大の持続時間が通常の露光時間よりも短いことを示しています。2つのエミッションコンポーネントの逆位相RVの変化、およびRVと光度曲線への同時の適合は、EZCanisMajorisのバイナリの性質を支持する具体的な証拠です。コンパニオンがWR放射フィールドによって大幅に加熱され、WR風の影響を受けるため、実現可能ですが、衝撃加熱領域からの放出がコンパニオンの軌道を密接にトレースするという仮定は不確かです。

AGB星の流出におけるCOとHCNの同位体

Title CO_and_HCN_isotopologue_ratios_in_the_outflows_of_AGB_stars
Authors M._Saberi,_H._Olofsson,_W._H._T._Vlemmings,_E._De_Beck,_T._Khouri,_and_S._Ramstedt
URL https://arxiv.org/abs/2005.06063
星間分子のアイソトポログ線強度比は、進化した星の光球元素同位体比を追跡するために広く使用されています。ただし、分子種や環境の物理的条件によっては、恒星周囲の同位体比が恒星の大気値から大きく外れる場合があります。この論文では、AGB星の流出における化学反応と、結果として生じる線強度比に対する励起と光学的深さの影響により、COとHCNの存在比が放射状にどのように変化するかを調べることを目的としています。星周12CO/13COは、CおよびOタイプのCSEの場合、それぞれ大気値から最大25〜94%および6〜60%逸脱する可能性があることがわかります。ISRFの強度とガスの運動温度の変動が、外部CSEのCO同位体比に大きく影響する可能性があることを示します。逆に、H12CN/H13CN比は、テストされたすべての質量損失率に対して安定しています。RTモデリングは、さまざまな回転遷移のCOの積分線強度比が、化学的効果と励起効果の組み合わせによる中間的な質量損失率を持つ星で大きく異なることを示しています。対照的に、両方のHCNアイソトポログの励起条件は同じです。アイソトポログ観測の解釈におけるRTモデルへの入力として、化学モデルのアイソトポログ存在量プロファイルを使用することの重要性を示します。CO同位体比の以前の研究は、個々の情報源の多重遷移データに基づいており、この研究によれば完全に正しくない仮定のため、報告された値の誤差を推定することは困難です。どちらかと言えば、以前の研究では、星周囲の12CO/13CO存在比が過大評価されている可能性があります。C同位体比のトレーサーとしてのHCNの使用は、高い光学的深さの補正を考慮に入れれば、より複雑な問題の影響を受けます。

新しいフラックスMHDモデルのための多温度コロナジェットのケーススタディ

Title A_case-study_of_multi-temperature_coronal_jets_for_emerging_flux_MHD_models
Authors Reetika_Joshi,_Ramesh_Chandra,_Brigitte_Schmieder,_Fernando_Moreno-Insertis,_Guillaume_Aulanier,_Daniel_N\'obrega-Siverio,_and_Pooja_Devi
URL https://arxiv.org/abs/2005.06064
コンテキスト:熱いコロナジェットは、物理的な起源がまだ活発に議論されている太陽大気の基本的な観測された特徴です。目的:2017年4月4日にNOAA12644のアクティブ領域で発生する6つの再発性ジェットを調査します。これらは、AIAのすべての高温フィルターで観測され、IRISスリットジョー高空間および時間解像度画像で低温サージも観測されます。方法:AIAフィルターを使用すると、フィルター比法を使用して、ジェットの温度と排出量を調査できます。ウェーブレットテクニックを使用して、ジェットの基部での強度振動を分析することにより、プリジェットフェーズを研究します。結果:AIAとIRISのデータの細かい調整により、ジェットがキャノピーのような二重チャンバー構造の上部で開始され、片側に冷気が放出され、もう片方に高温放出が生じます。ホットジェットは高温フィルターでコリメートされ、高速(約250km/s)で、約45km/sで移動する冷たいサージと放出されたカーネルを伴います。ジェットの前段階では、それらのベースで、小さな噴出を伴う段階で準周期的な強度振動が見られます。周期は2〜6分で、音波またはMHD波を連想させます。結論:この一連のジェットとサージは、磁束の出現に起因する2Dおよび3D電磁流体力学(MHD)モデルをテストするための優れたケーススタディを提供します。観測で見つかった二重チャンバー構造は、再接続サイトを含む現在のシートの下のモデルで見つかったコールドおよびホットループ領域に対応します。カーネルのクールサージは、モデルに自然に現れるクールな駆出とプラズモイドに匹敵します。

球状星団NGC 5024およびNGC 5053での潮汐RR Lyraeの検索

Title A_Search_for_Extra-Tidal_RR_Lyrae_in_the_Globular_Cluster_NGC_5024_and_NGC_5053
Authors Chow-Choong_Ngeow,_Justin_Belecki,_Rick_Burruss,_Andrew_J._Drake,_Matthew_J._Graham,_David_L._Kaplan,_Thomas_Kupfer,_Ashish_Mahabal,_Frank_J._Masci,_Reed_Riddle,_Hector_Rodriguez_and_Ben_Rusholme
URL https://arxiv.org/abs/2005.06088
最近、Kunduetal(2019)は、球状星団NGC5024(M53)が5つの潮汐外RRLyraeを所有していると報告しました。実際、そのうちの4つは代わりに近くの球状星団NGC5053の既知のメンバーでした。残りの潮汐RRLyraeのステータスは、NGC5024の採用された潮汐半径に応じて物議を醸しています。追加の潮汐RRも検索しました両方の球状星団をカバーする$\sim8$〜deg$^2$の領域内のLyrae。これには、検索領域内の他の既知のRRLyrae、およびRRLyraeの予想される等級と色の範囲内にある星(ただし、あるものに対する各球状星団の潮汐半径の2/3のカットオフの外側)が含まれます「extra-tidal」と呼ばれる)NGC5024またはNGC5053の潮汐外のRRLyrae候補である場合-どちらかの球状星団の潮汐RRLyrae。星がRRLyraeの等級と色の範囲を満たしている場合、ZwickyTransientFacilityから取得した時系列データを分析しても周期性は明らかにならず、これらの星はいずれもRRLyraeではないことがわかります。検索エリア内にあるNGC5024またはNGC5053のいずれかに関連付けられている潮汐外のRRLyraeはないと結論付けます。

太陽フレア中のEUVダイナミックスペクトルのナウキャスト

Title Nowcast_of_an_EUV_dynamic_spectrum_during_solar_flares
Authors Toshiki_Kawai,_Shinsuke_Imada,_Shohei_Nishimoto,_Kyoko_Watanabe,_Tomoko_Kawate
URL https://arxiv.org/abs/2005.06099
X線に加えて、フレアから放射される極端紫外線(EUV)は、通信障害や衛星の抵抗などの深刻な問題を引き起こす可能性があります。したがって、フレア中のEUVダイナミックスペクトルを予測する方法が緊急に必要です。しかし最近では、機器が不足しているため、EUVダイナミックスペクトルはほとんど観測されていません。したがって、我々は、太陽フレア観測所/大気イメージングアセンブリイメージ、数値シミュレーション、および原子データベースを使用して、大きなフレアイベント中に観測された軟X線光度曲線をEUVダイナミックスペクトルに変換する新しい方法を開発します。シミュレーションは、強いフレアによって加熱されるコロナルループのソリューションを提供し、原子データベースは、X線やEUVの放射照度を含むダイナミックスペクトルを計算します。変換に必要な係数は、観測された軟X線光度曲線をシミュレーションのそれと比較することによって計算できます。2017年9月6日にアクティブ領域12673で発生した3つのフレアに新しい方法を適用します。結果は、フレア放射スペクトルモデルとの類似性を示し、太陽上でのEUV変動実験で観測されたEUVピークの一部を再構築しますダイナミクス天文台。

若い中間質量星における非常に規則的な高周波脈動モード

Title Very_regular_high-frequency_pulsation_modes_in_young_intermediate-mass_stars
Authors Timothy_R._Bedding,_Simon_J._Murphy,_Daniel_R._Hey,_Daniel_Huber,_Tanda_Li,_Barry_Smalley,_Dennis_Stello,_Timothy_R._White,_Warrick_H._Ball,_William_J._Chaplin,_Isabel_L._Colman,_Jim_Fuller,_Eric_Gaidos,_Daniel_R._Harbeck,_J._J._Hermes,_Daniel_L._Holdsworth,_Gang_Li,_Yaguang_Li,_Andrew_W._Mann,_Daniel_R._Reese,_Sanjay_Sekaran,_Jie_Yu,_Victoria_Antoci,_Christoph_Bergmann,_Timothy_M._Brown,_Andrew_W._Howard,_Michael_J._Ireland,_Howard_Isaacson,_Jon_M._Jenkins,_Hans_Kjeldsen,_Curtis_McCully,_Markus_Rabus,_Adam_D._Rains,_George_R._Ricker,_Christopher_G._Tinney,_Roland_K._Vanderspek
URL https://arxiv.org/abs/2005.06157
星震学は、それらの自然な脈動周波数を使用して星の内部構造を調べるための強力なツールです。これは、低質量の太陽型星、赤い巨星、高質量の星、白色矮星など、多くのクラスのパルセーターで成功している理論モデルと比較できる脈動モードのシーケンスの特定に依存しています。ただし、中間質量の脈動する星の大きなグループ(いわゆるDeltaScuti星)には、これまで体系的なモード同定が不可能であった豊富な脈動スペクトルがあります。これは、可能なモードの見かけ上ランダムなサブセットのみが励起されるため、および急速な回転が規則的なパターンを損なう傾向があるために発生します。ここでは、60個の中間質量主系列星における高周波脈動モードの非常に規則的な系列の検出を報告し、最終的なモード識別を可能にします。これらの星のいくつかは、それらが若い星の既知の関連のメンバーであることを示す宇宙運動を持っています、そしてそれらの脈動スペクトルのモデリングは、これらの星が実際に若いことを確認します。

活性化されたフラックスロープからのHXR放出とその後の噴火性の長い持続期間の太陽フレアの進化

Title HXR_emission_from_an_activated_flux_rope_and_subsequent_evolution_of_an_eruptive_long_duration_solar_flare
Authors Suraj_Sahu,_Bhuwan_Joshi,_Prabir_K._Mitra,_Astrid_M._Veronig,_and_V._Yurchyshyn
URL https://arxiv.org/abs/2005.06221
この論文では、主要なM6.6長時間イベント(LDE)の進化段階の包括的な研究を、そのプレフレア段階に特に重点を置いて紹介します。このイベントは2015年6月22日にNOAA12371で発生しました。このイベントの注目すべき側面は、約1時間続くアクティブなプレフレアフェーズで、その間、ホットEUVコロナルチャネルがビルドアップステージにあり、空間的ハードXが表示されました。最大25keVのエネルギーの光線(HXR)放出。そのため、これはHXRコロナルチャネルの最初の証拠です。NLFFFモデリングに基づくコロナ磁場構成は、極性反転線(PIL)に沿って配向された磁束ロープ(MFR)とコロナチャネルとの空間を明確に示しました。太陽黒点の回転、移動する磁気機能、およびPILに沿った磁束の相殺という形で、$\約$42時間の長期にわたるARの光球磁場の大きな変化を観察しました。フレアが始まる前に、MFRは低速上昇フェーズ($\約$14kms$^{-1}$)を$\約$12分間受けました。これは、テザーによるMFRのビルドアップとアクティブ化が速いためです。-MFR自体に沿って複数の場所で発生する再接続の切断。MFRのキネマティックエボリューションのスローライズからファーストライズへの急激な遷移($\約$109kms$^{-1}$、加速度$\約$110ms$^{-2}$)は、フレアの初期フレアとインパルス性のフェーズ。これは、噴火の初期ダイナミクスとフレアの磁気再結合の強さの間のフィードバックプロセスを示します。

CARMENESはM個の小人の周りの太陽系外惑星を探します。 M2-3 V星のPHOENIXモデルのHe I赤外線トリプレットライン

Title The_CARMENES_search_for_exoplanets_around_M_dwarfs._The_He_I_infrared_triplet_lines_in_PHOENIX_models_of_M2-3_V_stars
Authors D._Hintz,_B._Fuhrmeister,_S._Czesla,_J._H._M._M._Schmitt,_A._Schweitzer,_E._Nagel,_E._N._Johnson,_J._A._Caballero,_M._Zechmeister,_S._V._Jeffers,_A._Reiners,_I._Ribas,_P._J._Amado,_A._Quirrenbach,_G._Anglada-Escud\'e,_F._F._Bauer,_V._J._S._B\'ejar,_M._Cort\'es-Contreras,_S._Dreizler,_D._Galad\'i-Enr\'iquez,_E._W._Guenther,_P._H._Hauschildt,_A._Kaminski,_M._K\"urster,_M._Lafarga,_M._L\'opez_del_Fresno,_D._Montes,_J._C._Morales
URL https://arxiv.org/abs/2005.06246
10833Aの真空波長でのHeI赤外線(IR)ラインは、それらを周回する星や惑星の大気の調査のための診断です。初めて、M-矮星の彩層モデルのセットでHeIIR線の挙動を研究します。その密度の高い彩層は、光イオン化と再結合よりもレベル母集団の衝突を優先する可能性があります。太陽型の星。この目的のために、スペクトルタイプM2VとM3Vの星に公開されたPHOENIXモデルを使用し、太陽の場合のために開発されたansatzに従って、さまざまなレベルの活動を持つ新しい一連のモデルを計算します。これらのモデル内のHeIIRラインの動作の詳細な分析を実行します。他の彩層線との関係で線を評価し、極端紫外(EUV)放射フィールドの影響も評価します。それぞれのEUV放射フィールド強度の関数としてのHeIIR線強度の分析は、非アクティブモデルのラインを形成するために光イオン化と再結合のメカニズムが必要であり、衝突が最もアクティブなモデルで役割を果たすようになることを示唆しています。さらに、公開されたモデルセットは、NaID2、H$\alpha$、および最も青いCaIIIRトリプレットラインの範囲で最適化されており、ほとんどの恒星の星のHeIIRラインを適切に予測します。サンプル。特に、HeIIR線が弱い最も非アクティブな星はモデルによって最悪に適合しているため、単一の非アクティブなコンポーネントの100%の充填率の仮定は、これらの星には当てはまらないようです。

FRTアルゴリズムのSRTへの適用

Title The_Application_of_the_FBP_Algorithm_to_SRT
Authors Kyuhyoun_Cho,_Jongchul_Chae,_Ryun-Young_Kwon,_Su-Chan_Bong,_Kyung-Suk_Cho
URL https://arxiv.org/abs/2005.06388
太陽回転断層撮影(SRT)は、3次元の太陽コロナの物理パラメーターを再構築するための重要な方法です。ここでは、フィルター付き逆投影(FBP)アルゴリズムをSRTに適用する方法を提案します。FBPアルゴリズムは、太陽極紫外線(EUV)観測に関するいくつかの問題、特に、太陽の後ろに隠れているコロナの観測されていない裏側が原因でデータが欠落することによって引き起こされる問題のため、SRTには一般に適していません。ブロッキングの問題を解決する修正サイノグラムを生成する方法を開発しました。修正されたサイノグラムは、太陽力学観測所(SDO)に搭載された大気イメージングアセンブリ(AIA)によって観測された2つの反対側のサイトのEUVデータを組み合わせることによって生成されます。2019年2月に約1か月の修正サイノグラムを生成し、静的状態の仮定の下で3次元コロナを再構築しました。コロナの物理パラメータを取得するために、DEMインバージョン法を採用しました。再構成されたデータを、観測されたEUV画像、電子密度モデル、電子温度の以前の研究、および観測されたコロナグラフ画像と比較することにより、修正されたサイノグラムでFBPアルゴリズムのパフォーマンスをテストしました。結果は、FBPアルゴリズムが明るい領域とコロナホールを合理的に再構築し、それらの物理パラメーターを再現できることを示しています。FBPアルゴリズムの主な利点は、理解しやすく、計算効率が高いことです。したがって、太陽コロナの不均一なコロナ電子密度と温度分布を簡単に調べることができます。

プレフレアアクティビティとしてのH {\ alpha}ラインの強い青色の非対称性

Title Strong_Blue_Asymmetry_in_H{\alpha}_line_as_a_Preflare_Activity
Authors Kyuhyoun_Cho,_Jeongwoo_Lee,_Jongchul_Chae,_Haimin_Wang,_Kwangsu_Ahn,_Heesu_Yang,_Eun-kyung_Lim,_Ram_Ajor_Maurya
URL https://arxiv.org/abs/2005.06404
太陽フレアの前の彩層活動は、太陽フレアの開始に重要な手がかりを提供しますが、まだよく理解されていません。先例のない高解像度H$\alpha$イメージング分光法を用いて検出された、太陽フレアSOL2011-09-29T18:08の前に、高速かつ高速なH$\alpha$ラインが高速イメージングソーラースペクトログラフ(FISS)で検出されました。BigBearSolarObservatoryの1.6mの新しい太陽望遠鏡(NST)に設置されています。H$\alpha$の強い広がりは、最大-4.5Aの青色の偏位と最大2.0Aの赤色の偏位として広がり、雲モデルを適用して-130km/sから38km/sの範囲の速度。H$\alpha$ブルーシフトによる広がりは約4分間続き、上昇するフィラメントの開始と時間的および空間的に相関します。これは、搭載されているAtmosphereImagingAssembly(AIA)によって検出されたフレアのメインフェーズと後で関連付けられます。太陽ダイナミクス天文台(SDO)。プレフレア彩層活動としてのこのH$\alpha$ブルーシフト拡大の潜在的な重要性は、2段階噴火モデルのコンテキスト内で簡単に説明されています。

DAVスターHS 0507 + 0434Bのフィッティングにおけるスクリーニングされたクーロンポテンシャルの適用

Title Application_of_a_screened_Coulomb_potential_in_fitting_the_DAV_star_HS_0507+0434B
Authors Yanhui_Chen
URL https://arxiv.org/abs/2005.06407
\texttt{WDEC}を使用して、純粋でスクリーニングされたクーロンポテンシャル効果を持つ要素拡散スキームを採用したDAVスターモデルのグリッドを進化させます。核となる成分は\texttt{MESA}から導出された熱核燃焼結果です。\texttt{MESA}は、この作業で使用されたWDECのバージョンでは対応できない組成プロファイルを生成します(特に、モデルのコアにヘリウムが存在する)。回転分割の理論によると、Fu等。206\、hの測光データに基づいて、DAVスターHS0507+0434Bの6つのトリプレットを特定しました。DAVスターモデルのグリッドは、6つの信頼性の高い$m$=0モードに適合するために使用されます。スクリーニングされたクーロンポテンシャルを採用すると、log($M_{\rmHe}/M_{\rm*}$)=-3.0、log($M_{\rmH}/M_{\rm*}$)=-6.1、$T_{\rmeff}$=11790\、K、$M_{\rm*}$=0.625\、$M_{\odot}$、log$g$=8.066、および$\sigma_{RMS}$=2.08\、s。純粋なクーロンポテンシャルを採用する場合と比較して、$\sigma_{RMS}$の値は34\%向上します。研究は、モードトラッピングプロパティの研究のための新しい方法を提供する可能性があります。

不連続な太陽風ソリューションの新しいクラス

Title A_new_class_of_discontinuous_solar_wind_solutions
Authors Bidzina_M._Shergelashvili,_Velentin_N._Melnik,_Grigol_Dididze,_Horst_Fichtner,_G\"unter_Brenn,_Stefaan_Poedts,_Holger_Foysi,_Maxim_L._Khodachenko,_and_Teimuraz_V._Zaqarashvili
URL https://arxiv.org/abs/2005.06426
1次元の太陽風モデルの新しいクラスは、一般的なポリトロピックな単一流体の流体力学的フレームワーク内で開発されます。局部的な熱源による準断熱放射状膨張の特定のケースが検討されます。物理量のこのようなジャンプをサポートする臨界点の近くに外部エネルギー源が存在する場合、流速、密度、および温度のジャンプを可能にしながら、ラジアルドメイン全体でマッハ数が連続する解析ソリューションを検討します。これは、標準的なパーカーの太陽風モデルと、そのような不連続なソリューションが許容されない元のノズルソリューションの両方とは実質的に異なります。微風と強風の両方に対応する支配方程式の新しいサンプル分析解を取得します。

スナップショット:大規模な星の内部特性と表面特性の関係

Title SNAPSHOT:_Connections_between_Internal_and_Surface_Properties_of_Massive_Stars
Authors Eoin_Farrell,_Jose_Groh,_Georges_Meynet,_JJ_Eldridge,_Sylvia_Ekstr\"om,_Cyril_Georgy
URL https://arxiv.org/abs/2005.06454
SNAPSHOTを紹介します。これは、3つの構造特性(コア質量$M_{\rmcore}$、エンベロープ質量$M_{\rmenv}$およびコア組成)に基づいて静水圧および熱平衡における恒星構造モデルを体系的に計算する手法です。このアプローチにより、恒星進化モデルよりも体系的な方法で、恒星内部のこれらの特性を光度と実効温度$T_{\rmeff}$に関連付けることができます。MSモデルの場合、$M_{\rmcore}$、$M_{\rmtotal}$、および中心H存在量の間の分析関係を導き出し、これを高速恒星進化アルゴリズムで使用できます。$M_{\rmcore}/M_{\rmtotal}$が0.2〜0.8のCore-He燃焼モデルには、対流エンベロープがあり、$T_{\rmeff}$が低く、赤い超巨星として表示されます。与えられた$M_{\rmcore}$について、それらは広い範囲で明度(0.02dex)と$T_{\rmeff}$($\sim400\、\mathrm{K}$)の小さな変動を示します$M_{\rmenv}$($\sim2-20\、\mathrm{M}_{\odot}$)。これは、光度と$T_{\rmeff}$だけから赤い超巨大質量を導き出すことは不可能であることを意味します。コアHeの燃焼中の$M_{\rmcore}$と赤の巨人の全光度の間の次の関係を導き出します:$\logM_{\rmcore}\simeq0.44\logL/L_{\odot}-1.38$。$M_{\rmcore}$/$M_{\rmtotal}\約0.2$で、モデルは双安定性を示し、RSGからBSG構造にジャンプします。$M_{\rmcore}/M_{\rmtotal}>0.8$のモデルは、質量損失またはバイナリ相互作用によって生成された剥がれた星に対応し、$T_{\rmeff}$が$に強く依存していることを示していますM_{\rmenv}$、$M_{\rmcore}$およびコア構成。バイナリシステムであるこれらの星の1つであるHD45166の質量は、動的質量よりも小さいことがわかります。剥がれた星の大きな観測サンプルが利用可能になったとき、私たちの結果を使用して、それらの質量と連星相互作用の物理を制約できます。

アクションレベルでの繰り込みグループ拡張重力の宇宙論フレームワーク

Title Cosmological_framework_for_renormalization_group_extended_gravity_at_the_action_level
Authors Nicolas_R._Bertini,_Wiliam_S._Hipolito-Ricaldi,_Felipe_de_Melo-Santos,_Davi_C._Rodrigues
URL https://arxiv.org/abs/1908.03960
再正規化グループ(RG)フローに基づく一般相対性理論(GR)拡張は、大きな距離スケールでの自明でない効果を伴うスケール依存の結合につながる可能性があります。ここでは、遠距離スケールでのRG効果が効果的なアクションに完全にエンコードされるアプローチをさらに発展させ、それを宇宙論に適用します。宇宙論的な結果を評価するために、私たちの主な前提は、(赤外線)RG効果が摂動次数でのみ現れる(バックグラウンドレベルではない)RGスケールの使用です。ここで重要なのは、暗黙の宇宙論の分析結果と定性的理解です。(スリップパラメーターとして)宇宙論で修正された重力を記述するために、一般的に使用されるパラメーター化を採用しています。それらから、一次摂動のダイナミクスを説明し、このフレームワークによって導入された単一の無次元パラメーター($\nu$)の境界を推定します。暗黒物質と暗黒エネルギーへの影響の可能性について説明します。また、$\nu$のさまざまな値が$f\sigma_8$を大きく変化させず、$f\sigma_8$への$\nu$パラメータの影響は、赤方偏移が小さい場合($z<1.5$)に強くなることも示しています。赤方偏移が大きいため、ウィンドウを開いて、現在$\Lambda$CDMが直面している問題を軽減します。

イベントホライズン望遠鏡に照らしてスカラー髪のブラックホール

Title Black_holes_with_scalar_hair_in_light_of_the_Event_Horizon_Telescope
Authors Mohsen_Khodadi,_Alireza_Allahyari,_Sunny_Vagnozzi,_and_David_F._Mota
URL https://arxiv.org/abs/2005.05992
無毛定理(NHT)の違反を検索することは、特に追加のスカラーフィールドの存在に関して、重力、より一般的には基本的な物理学をテストする強力な方法です。イベントホライズンテレスコープ(EHT)によるブラックホール(BH)の影の最初の観測は、NHTの違反の探査を含む、強磁場領域での重力のテストに新しい直接的な窓を開きました。一般相対性理論と電磁気学のEinstein-Maxwell方程式によって記述された2つのシナリオを検討し、それにスカラーフィールドを追加します。最初のケースでは、ポテンシャルが最小結合されたスカラーフィールドを考慮しますが、2番目のケースでは、フィールドはコンフォーマルに曲率に結合されます。どちらのシナリオでも、主なスカラー髪を運ぶことがわかっている帯電BHソリューションを構築します。次に、これらの2つのBHがキャストするシャドウを、電荷とスカラーヘアパラメータの関数として計算します。これらの影を、EHTコラボレーションによって最近イメージされたM87*の影と比較して、これら2つのBHが運ぶスカラーヘアの量に制約を設定しました。共形的に結合したケースは、いわゆる変異したReissner-Nordstr\"{o}mBHを説明する、EHT制約と互換性のあるヘアパラメータの体制を認めます。このソリューションは、ワームホールを効果的に模倣することが最近発見されました。基本的な物理学、特に無毛定理の違反とM87*の影からの追加のスカラー場の存在に対する制約。

ユニモジュラ重力における拡散:解析解、遅延加速、および宇宙論的制約

Title Diffusion_in_unimodular_gravity:_Analytical_solutions,_late-time_acceleration,_and_cosmological_constraints
Authors Crist\'obal_Corral,_Norman_Cruz,_Esteban_Gonz\'alez
URL https://arxiv.org/abs/2005.06052
ユニモジュラ重力は、宇宙定数の問題に対処する魅力的なアプローチです。このシナリオでは、量子場の真空エネルギー密度は引きずられず、宇宙定数は単に積分定数として現れます。最近、量子重力および自然崩壊を伴う理論で発生する可能性のあるエネルギー拡散は、その制限された微分同相不変性のおかげで、このフレームワークと互換性があることが示されています。新しい研究は、この現象が均一で等方性の宇宙の文脈で高次方程式につながり、コーシーの初期値問題の適切性に影響を与える可能性があることを示唆しています。この研究では、エネルギー密度を拡散を特徴付ける関数に関連付ける状態方程式を仮定することで、この問題を回避できることを示しています。暗黒物質のみがエネルギー拡散を発生すると仮定して、アプリケーションとして、順圧モデルおよび質量比例連続自発局在化(CSL)シナリオで、等方性および均質な宇宙の場の方程式を分析的に解きます。減速から加速膨張への相転移を有するさまざまなソリューションが見つかりました。タイプIa超新星の宇宙論データと観測ハッブルデータを使用して、両方のモデルの自由パラメーターを制約します。非常に小さいが重要なエネルギーの非保存は、順圧モデルと互換性があることがわかります。ただし、CSLモデルの場合、最適値は以前の実験室の実験と互換性がないことがわかります。この事実についてコメントし、宇宙論におけるエネルギー拡散を探求する将来の方向性を提案します。

変動真空フィンスラー・ランダース宇宙論ダイナミクス

Title Dynamics_in_Varying_vacuum_Finsler-Randers_Cosmology
Authors G._Papagiannopoulos,_S._Basilakos,_A._Paliathanasis,_Supriya_Pan_and_P._Stavrinos
URL https://arxiv.org/abs/2005.06231
Finsler-Randers理論のコンテキストで、変化する真空の宇宙シナリオを初めて検討します。特に、理想的な流体と変動する真空の項によって記述された宇宙流体源の存在を想定しています。場の方程式のダイナミクスについて詳細な研究を行うことにより、このモデルの宇宙史を決定します。一般相対性理論の限界を決定する一方で、Finsler-Randers理論によって提供される地球力学的な用語によって提供される宇宙史の新しい時代を発見します。

完全な流体を含む宇宙論モデルにおける重力ポテンシャルに対する特異な速度の影響

Title Effect_of_peculiar_velocities_on_the_gravitational_potential_in_cosmological_models_with_perfect_fluids
Authors Alvina_Burgazli,_Valerii_Shulga,_A.Emrah_Y\"ukselci,_Alexander_Zhuk
URL https://arxiv.org/abs/2005.06237
状態方程式の定数パラメーターが$\omega$である完全な流体で満たされた宇宙を考えます。スカラー摂動の理論では、重力ポテンシャルに対する特異な速度の影響を研究します。$\omega=1/3$の放射の場合、重力ポテンシャルの式を積分形式で取得します。数値計算は、特異な速度の存在による音響振動による重力ポテンシャルの変調を明確に示しています。また、$\omega=-1/3$を持つ宇宙ストリングのフラストレートしたネットワークの場合、特異な速度が重力ポテンシャルに影響を与えることも示しています。

球殻における自由化駆動慣性波と平均帯状流

Title Libration-driven_inertial_waves_and_mean_zonal_flows_in_spherical_shells
Authors Yufeng_Lin_and_Jerome_Noir
URL https://arxiv.org/abs/2005.06345
私たちの太陽系のいくつかの惑星体は、それらの軌道の伴侶との重力相互作用のために強制的な解放を経験し、それらの金属の液体コアまたは地下の海で複雑な流体運動を引き起こします。この研究では、縦方向に変動する球殻の流れを数値的に調査します。解放周波数が回転周波数の2倍未満であり、解放振幅が小さい場合は、いくつかのせん断層のエクマン数依存性に注目します。時間依存の流れは、主に、エクマンポンプの特異点により臨界緯度で励起された慣性波からなり、円錐状のせん断層を形成します。特に、以前の理論的研究では、内部境界の臨界緯度から生成された円錐せん断層に異なるスケーリングを提案しています。数値結果は、スケーリング$\mathrm{O}(よりも、LeDiz\`es\&LeBars(2017)によって予測された速度振幅スケーリング$\mathrm{O}(\varepsilonE^{1/12})$を支持しています\varepsilonE^{1/6})$は、Kerswell(1995)によって最初に提案されましたが、計算におけるエクマン数は、このスケーリングを固定するのに十分なほど小さくはありません。境界層における非線形相互作用は、いくつかの地衡剪断力を伴う平均帯状流を推進します。私たちの数値結果は、内側と外側の境界の臨界緯度に関連する地衡剪断力が同じスケーリングを示すことを示しています。つまり、$\mathrm{O}(E^{1/5})$の幅。臨界緯度に関連する地衡風シアーとは別に、私たちの数値結果は、慣性波の反射が$\mathrm{O}(\varepsilon^2E^{-1/6})の振幅の地衡風シアーを誘発できることを示しています$は$\mathrm{O}(E^{1/3})$の幅を超えています。

特殊相対論における熱力学の第0法則

Title The_zeroth_law_of_thermodynamics_in_special_relativity
Authors Lorenzo_Gavassino
URL https://arxiv.org/abs/2005.06396
標準の熱力学によって提供される、その動作定式化における熱平衡の定義を批判的に再検討します。これは、理論の共分散を基本レベルで壊す実験条件を指し、したがって、移動体の場合には適用できないことを示します。明らかに共変であり、特別な相対論における孤立系の研究に適用できるこの定義の拡張を提案します。熱力学の第0法則は、同じ温度だけでなく、同じ重心4速度を持つ物体間の等価関係を確立することが証明されています。