一般的に使用される近似に注意してくださいII：最適パラメーターの系統的バイアスの推定
| Title |
Beware_of_commonly_used_approximations_II:_estimating_systematic_biases_in_the_best-fit_parameters |
| Authors |
Jos\'e_Luis_Bernal,_Nicola_Bellomo,_Alvise_Raccanelli,_Licia_Verde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09666 |
今後の実験からの宇宙論的パラメータ推定は、現在の制約よりもはるかに高い精度に到達することを約束します。統計誤差が減少するにつれて、系統誤差に対する必要な制御が増加します。したがって、これまで十分に正確であったモデルまたは近似は、パラメーターの最適値に有意な系統的バイアスを導入し、宇宙論分析のロバスト性を危険にさらす可能性があります。関心のあるオブザーバブルの計算に不十分な近似を使用したためにパラメータ推定に導入された系統誤差を推定する一般的な式または不正確な基礎モデルの仮定を提示する一般式を提示します。この方法論はあらゆる科学分野の測定に適用できますが、角銀河のパワースペクトルのモデル化の影響を誤って研究することにより、その力を示しています。また、2つの異なるトレーサーの角度クロスパワースペクトルを計算する可能性を含む、ボルツマンコードCLASSの新しいパブリック変更であるMulti_CLASSも紹介します。リンバー近似を仮定するか、現代の銀河調査分析でレンズ倍率を無視すると、ほとんどの宇宙論的パラメーターに有意なバイアスが導入され、マルチトレーサーの場合、特に始原非-ローカルタイプのガウス性、$f_{\rmNL}$。
銀河スペクトル分析からの銀河間媒質の有効不透明度
| Title |
Effective_Opacity_of_the_Intergalactic_Medium_from_Galaxy_Spectra_Analysis |
| Authors |
Jose_S._Monzon,_J._Xavier_Prochaska,_Khee-Gan_Lee_and_John_Chisholm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09667 |
赤方偏移範囲$2\lesssimz\lesssim3$の281Lyman-BreakGalaxies（LBGs）の複合スペクトルから銀河間媒体（IGM）の有効不透明度（$\tau_{eff}$）を測定します。私たちのスペクトルは、W.M。の低解像度イメージング分光計（LRIS）から派生したCOSMOSライマンアルファマッピングおよびトモグラフィー観測（CLAMATO）調査から取得されました。ケック私は望遠鏡。2つの赤方偏移間隔で複合スペクトルを生成し、それらを単純な恒星集団で構成されるスペクトルエネルギー分布（SED）モデルで近似します。これらのSEDモデルをLy$\alpha$フォレストに外挿して、$2.02\leqz\leq2.44$範囲の有効なLy$\alpha$不透明度（$\tau_{eff}$）を測定します。$z=2.22$では、データへのべき法則の当てはめから$\tau_{eff}=0.159\pm0.001$と推定します。これらの測定値は、$z<2.5$でのクエーサー分析からの推定と一致しており、クエーサー連続体の正規化に関連する系統誤差が実質的ではないことを示しています。$z=1.5-4$から$\tau_{eff}$の急激な赤方偏移の進化を説明する、結果と以前の$\tau_{eff}$測定のガウスプロセスモデルを提供します。
インフレの代替手段としての重力変動III。数値結果
パワースペクトルはインフレの理論において重要な役割を果たし、現在の観測データを高精度に再現するそれらの能力は、主に信頼できる選択肢がないため、インフレの勝利と見なされることがよくあります。以前の作業では、現在人気のあるスカラーフィールドに基づくインフレーションモデルの代わりに、アインシュタインの重力の量子バージョンの非摂動特性に基づく宇宙のパワースペクトルの代替画像を紹介しました。この新しい画像の重要な要素は、（観測された宇宙定数に直接関連する）自明ではない重力真空凝縮の出現と、宇宙スケールでニュートンGを実行している計算可能なくりこみグループです。以前に得られた結果は、主に半分析的な処理に基づいており、多くの場合、さまざまな近似の制限と仮定の単純化に悩まされていました。この作業では、観測された宇宙論のために開発された、適切に変更された最先端の数値プログラム（ISiTGR、MGCAMB、MGCLASS）のセットを利用する、更新および拡張された分析をレイアウトすることにより、以前の計算を拡張および洗練します。その結果、これまでの研究で採用されていた近似のいくつかを取り除くことができ、多くの新規で詳細な物理的予測につながります。これらは、量子重力の真空凝縮画像をスカラー場インフレーションなどの他のモデルのそれと潜在的に区別するのに役立つはずです。ここでは、問題のパワースペクトルP（k）に加えて、TT、TE、EE、BB角度スペクトル、およびそれらの密接に関連するレンズスペクトルと呼ばれるものの詳細な予測を行います。しかし、現在の限られた精度の観測データ（特に大きな角度スケール）では、どちらのアイデアセットも明確に証明または反証することはできません。
原始ブラックホール（PBH）は、密度変動の崩壊により、宇宙の初期に形成された可能性があります。PBHは、最近観測された重力波の一部の発生源として機能する可能性があります。QCD相転移の考えられる影響を考慮して、恒星の質量のPBHの形成シナリオを調査しました。そのために、3つの異なるモデルを考慮しました：クロスオーバーモデル（CM）、バッグモデル（BM）、およびラティスフィットモデル（LFM）。変動については、ランニングチルトべき乗則スペクトルを考慮しました。これらが$\sim10^{-9}$-$10^{-1}\mathrm{〜s}$ユニバースホライズンを横切ると、0.05-500〜M$_{\odot}$PBHが発生し、次のことが可能になります：i）すべての既知の重力波源に関連する連星に存在するものと同様の恒星質量PBHの母集団を提供します。ii）宇宙のすべての冷たい暗黒物質（CDM）の$\sim76\％$を占める幅広い質量スペクトルを構成します。
系統学が将来の銀河団調査からの宇宙論的パラメータに及ぼす影響
| Title |
Impact_of_systematics_on_cosmological_parameters_from_future_Galaxy_Clusters_surveys |
| Authors |
Laura_Salvati,_Marian_Douspis_and_Nabila_Aghanim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10204 |
銀河団は最近の宇宙論的探査機です。これらのオブジェクトから推論される宇宙論的パラメーターの精度と正確さは、クラスター物理学の知識、質量観測可能なスケーリング関係による分析、および質量関数によってモデル化されたそれらの質量と赤方偏移分布の理論的記述に影響されます。この作業では、将来の光学および近赤外調査によって検出されたクラスターのこれらの成分のさまざまなモデリングの影響を予測します。標準の宇宙論的シナリオと、暗黒エネルギーの時間依存状態方程式の場合を考えます。スケーリング関係のキャリブレーションに対する精度の増加の影響を分析し、宇宙論的パラメーターに対する改善された制約を見つけます。このより高い精度は、現在のデータの体系化のサブソースである質量関数評価の影響を明らかにします。質量関数の2つの異なる評価を比較します。どちらの宇宙論的シナリオでも、異なる質量関数を使用すると、パラメーターの制約にバイアスが生じます。$\Lambda$CDMモデルの場合、$（\Omega_m、\sigma_8）$パラメータープレーンで$1.6\、\sigma$シフトが見つかり、赤方偏移の展開について$\sim7\、\sigma$の不一致が見つかりますスケーリング関係の分散。時間発展するダークエネルギー状態方程式を使用したシナリオでは、異なる質量関数の仮定により、$w_0$パラメーターに$\sim8\、\sigma$張力が生じます。これらの結果は、質量関数の赤方偏移進化と銀河団の宇宙論的分析におけるスケーリング関係の相互作用の影響と、正確なモデリングの必要性を示しています。
彗星軌道とその動的進化のカタログ
| Title |
The_Catalogue_of_Cometary_Orbits_and_their_Dynamical_Evolution |
| Authors |
Ma{\l}gorzata_Kr\'olikowska_and_Piotr_A._Dybczy\'nski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09698 |
2018年以前に発見された約300個の長周期彗星のデータを含む新しい彗星カタログが発表されました（CODEカタログ）。これは、動的進化の5つの段階で彗星の軌道を含む最初のカタログであり、近日点を通過する3つの連続した通過をカバーしています。これらの長周期彗星の約100について、それらの非重力軌道が与えられ、比較のために、非重力加速度の存在を無視して得られたそれらの軌道も含まれています。提示された彗星の多くについて、代替力モデルまたは位置データのさまざまなサブセットに基づいて、さまざまな軌道ソリューションが追加で提供されます。各彗星について、優先軌道は常に明確に示されています。
紫外における木星：カッシーニの観測による木星の成層圏におけるアセチレンとエタンの存在量0.15から0.19 $ \ mu $ m
| Title |
Jupiter_in_the_ultraviolet:_acetylene_and_ethane_abundances_in_the_stratosphere_of_Jupiter_from_Cassini_observations_between_0.15_and_0.19_$\mu$m |
| Authors |
Henrik_Melin,_Leigh_N._Fletcher,_Pat_G._J._Irwin,_Scott_G_Edgington |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09895 |
0.15から0.19$\mu$mの間の波長では、木星の遠紫外スペクトルは、主にアセチレンとエタンによる分子吸収、および程度は少ないがアンモニアとホスフィンによって減衰される散乱太陽スペクトルによって支配されます。これらの分子種の存在量を紫外反射スペクトルから取得できるようにする、放射伝達コードの開発について説明します。概念実証として、2000/2001フライバイ中の木星のディスクのカッシーニ紫外イメージングスペクトログラフ（UVIS）観測の分析を提示します。上部成層圏の紫外取得アセチレン量は、複合成層分光計（CIRS）で観測された中成層圏からの赤外熱放射のみに基づくモデルで予測されたものよりも低く、1mbarを超える垂直プロファイルの調整が必要です。CIRSとUVISの両方と互換性のある垂直アセチレンアバンダンスプロファイルを生成します。圧力$<$1mbarでアバンダンスは減少します。0.1mbarアバンダンスは、アセチレンで$1.21\pm0.07$ppm、エタンで$20.8\pm5.1$ppmです。最後に、波長範囲を0.21nmに拡張したJUICEUVS装置の感度研究を行い、アセチレンとエタンに加えて、アンモニアとホスフィンの存在量を取得できるようにしました。
一般化された投影からの小惑星モデル：小惑星モデラーと幾何学的逆問題ソルバーのための重要な事実
| Title |
Asteroid_models_from_generalised_projections:_Essential_facts_for_asteroid_modellers_and_geometric_inverse_problem_solvers |
| Authors |
Mikko_Kaasalainen_and_Josef_Durech |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09947 |
小惑星の形状の問題と、一般化された投影法からのスピン再構成のレビューを提示します。つまり、ライトカーブ、ディスク分解画像、掩蔽シルエット、レーダー距離ドップラーデータ、干渉計からのものです。このテキストの目的は、この逆問題に関連するすべての重要な数学的事実と証明を要約し、オブザーバーとモデラーへの影響を説明し、読者にすべての関連参照を提供することです。
IRDISロングスリット分光法による褐色矮星の特徴：HD 1160 BおよびHD 19467 B
| Title |
Characterising_brown_dwarf_companions_with_IRDIS_long-slit_spectroscopy:_HD_1160_B_and_HD_19467_B |
| Authors |
D._Mesa,_V._D'Orazi,_A._Vigan,_D._Kitzmann,_K._Heng,_R._Gratton,_S._Desidera,_M._Bonnefoy,_B._Lavie,_A.-L._Maire,_S._Peretti,_A._Boccaletti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10077 |
褐色矮星の伴侶の基本的な特性（質量、分離、年齢、重力、大気の特性）を決定することで、その形成と進化のメカニズムに関する重要な情報を推測できます。恒星下コンパニオンの分光法は、技術的な制限、つまりコントラストと角度の解像度のために、現在のところ限られた数のオブジェクトでのみ利用できます（ほとんどの場合、解像度はR<50です）。中解像度（R=350）、2つの星間コンパニオンHD1160BおよびHD19467BのSPHEREを使用したコロナグラフィックロングスリット分光観測を提示します。ライブラリ。Y+JとHのスペクトルバンドを個別に検討する場合にのみ、適切な適合が可能です。スペクトルタイプはM5とM7の間です。また、2800-2900KのT_effと3.5-4.0dexのlog（g）を推定しました。低い表面重力は、このオブジェクトの若い年齢（10-20Myr）と低い質量（〜20MJup）を支持するようです。HD19467Bは完全に進化したオブジェクトで、T_effは〜1000K、loggは〜5.0dexです。そのスペクトルタイプはT6+/-1です。
TESSとHARPSの観測に基づく、測光の変動性と動径速度ジッターの相関関係
| Title |
The_correlation_between_photometric_variability_and_radial_velocity_jitter,_based_on_TESS_and_HARPS_observations |
| Authors |
S._Hojjatpanah,_M._Oshagh,_P._Figueira,_N.C._Santos,_E._M._Amazo-G\'omez,_S._G._Sousa,_V._Adibekyan,_B._Akinsanmi,_O._Demangeon,_J._Faria,_J._Gomes_da_Silva,_N._Meunier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10105 |
TESS、CHEOPS、PLATOなどの現在および今後の高精度測光調査は、コミュニティに何千もの新しい太陽系外惑星候補を提供します。結果として、このような相関関係の存在は、RVジッタが最も低いターゲットを選択して、惑星外候補のRV追跡を効率的に行うために重要です。このタイプの研究は、地球質量系外惑星を検索するときにRVジッタを軽減するための最適化された観測戦略を設計する上でも重要です。私たちの目標は、さまざまな時間スケールでの高精度の測光変動測定と高精度のRVジッタの間の相関を評価することです。利用可能なTESS高精度測光時系列とHARPS精密RVを使用して、171個のG、K、M星を分析します。サンプル内の星の恒星パラメータを導出し、RVジッタと測光変動を測定しました。また、彩層CaIIH$\＆$Kアクティビティインジケーター$log（R'_{HK}）$、$\textit{vsini}$、および恒星の回転周期も推定しました。最後に、さまざまな恒星パラメータとRVサンプリングサブセットが潜在的な相関関係にどのように影響するかを評価します。TESS測光観測とHARPSRVの間の時間間隔の関数として、測光変動とRVジッタの間のさまざまな相関関係を見つけます。分析の対象となる観測の時間間隔が増えると、相関値と有意性は小さくなり、無視できる程度まで弱くなります。また、6.5pptを超える測光のばらつきがある星の場合、相関は非常に強いことがわかります。そのような結果は、スポットが支配的な体制と斑点が支配的な体制との間の移行が原因である可能性があることを示します。相関を定量化し、彩層CaIIH$\＆$Kアクティビティインジケーター$log（R'_{HK}）$とRVジッターの関係を更新しました。
exomoon候補Kepler 1625b Iのフォーメーションシナリオの探索
| Title |
Exploring_formation_scenarios_for_the_exomoon_candidate_Kepler_1625b_I |
| Authors |
Ricardo_Moraes_and_Ernesto_Vieira_Neto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10138 |
確認された場合、ケプラー1625システムの海王星サイズのエキソムーン候補は、太陽系外の最初の自然衛星になります。その特徴は、私たちが衛星について知っているものと似ています。ケプラー1625b私は海王星と同じくらいの大きさで、10木星の質量惑星の周りを40の惑星半径で周回することが期待されています。その質量と広い軌道のために、この衛星はその場で形成されるのではなく、最初に捕捉されると考えられていました。この作業では、このexomoon候補のin-situ形成の可能性を調査しました。そのために、衛星形成の後期を再現するためにN体シミュレーションを実行し、この衛星の質量を説明するために大規模な惑星周回ディスクを使用しました。私たちのセットアップは、衛星の胚がすでに形成されているときに、ガス状星雲が散逸した直後に始まりました。また、特定のエキソムーンシステムでは、形成後の潮汐の変化を考慮に入れています。星と惑星の分離の異なる値を考慮した場合でも、その場での形成がケプラー1625bIの起源を説明するのに実行可能であることを発見しました。さまざまな星と惑星の分離について、そのような衛星を形成するために惑星周囲円盤で必要な固体の最小量が変化することを示します。この分離が広いほど、より多くの物質が必要です。衛星形成のシミュレーションでは、多くの衛星が惑星の近くに形成されました。このシナリオは、システムの潮汐進化の後に変化しました。Kepler1625b衛星システムが現場で形成された場合、潮汐の進化はその最終的なアーキテクチャを構築するための重要なメカニズムであると結論付けました。
観測可能な星間物体間の過剰な逆行軌道
この研究では、将来の広視野国立科学財団のベラC.ルビン天文台（VRO）によって観測可能な、星間オブジェクト（ISO）の軌道分布を調査します。この調査の名目上の特性に基づいて、VROによって観測される可能性のあるものを選択するために、ISOの合成母集団を生成し、10年間にわたってそれらの天体暦をシミュレーションします。観測可能なISOの母集団は、逆行性オブジェクトに有利なように大幅にバイアスされる必要があることがわかります。このバイアスの強度は、近日点距離だけでなく、母集団のサイズ頻度分布（SFD）の勾配とも相関しています。急勾配のSFD勾配は、逆行性軌道の割合を増加させ、軌道傾斜の中央値も増加させます。一方、近日点距離が大きいほど、軌道傾斜の分布が対称的になります。これは、長周期彗星の軌道分布に観測上の偏りを引き起こすことが既に示唆されているHoletschek効果の結果であると考えています。私たちの調査結果の最も重要な意味は、逆行性軌道の過剰がサイズと近日点距離に依存することです。したがって、順行/逆行軌道比と発見された母集団の傾きの中央値を使用して、基になるISOの真の母集団のSFDを推定できます。
V1298タウ周辺の4つの若い惑星のX線照射と蒸発
若い星の周りの惑星は、ホスト星の高い磁気活動のために大気蒸発を受けると考えられています。ここでは、通過する太陽系外惑星が4つある若い星であるV1298タウのX線観測について報告します。惑星の現在の高エネルギー照射レベルを測定するために、チャンドラとROSATによるホストスターのX線観測を使用し、惑星の質量損失とともに恒星活動の進化のモデルを採用して、惑星の可能な進化を推定します。V1298Tauは$\logL_X$[erg/s]$=30.1$のX線で明るく、平均の冠状動脈温度は$\約9$MKであることがわかります。これにより、この星の年齢で、より多くのX線発光星の中に星が配置されます。私たちは、太陽系外惑星の放射線駆動の質量損失を推定し、それが現在の惑星密度だけでなく、星の可能な進化的スピンダウントラックにも敏感に依存していることを見つけます。若さのために惑星が低密度であると仮定すると、最も内側の2つの惑星はガス状のエンベロープのかなりの部分を失う可能性があり、恒星のスピンの進化によっては岩のコアまで蒸発する可能性があることがわかります。ただし、惑星が重く、古い惑星の質量と半径の関係に従う場合は、最高のXUV照射シナリオでも、システムが5ギルの年齢に達するまで、どの惑星も半径ギャップを横切って岩場に入るとは予想されません。。
ハッブル超深視野（VLASPECS）でのVLA-ALMA分光法調査：z = 2-3 "メインシーケンス"銀河の総コールドガス質量とCOライン比
| Title |
VLA-ALMA_Spectroscopic_Survey_in_the_Hubble_Ultra_Deep_Field_(VLASPECS):_Total_Cold_Gas_Masses_and_CO_Line_Ratios_for_z=2-3_"Main_Sequence"_Galaxies |
| Authors |
Dominik_A._Riechers_(Cornell,_MPIA),_Leindert_A._Boogaard_(Leiden),_Roberto_Decarli_(INAF_Bologna),_Jorge_Gonzalez-Lopez_(Carnegie),_Ian_Smail_(Durham),_Fabian_Walter_(MPIA,_NRAO),_Manuel_Aravena_(Diego_Portales),_Christopher_L._Carilli_(NRAO,_Cambridge),_Paulo_C._Cortes_(JAO,_NRAO),_Pierre_Cox_(IAP),_Tanio_Diaz-Santos_(Diego_Portales,_CASSACA),_Jacqueline_A._Hodge_(Leiden),_Hanae_Inami_(Hiroshima),_Rob_J._Ivison_(ESO),_Melanie_Kaasinen_(MPIA,_ITA_Heidelberg),_Jeff_Wagg_(SKA),_Axel_Weiss_(MPIfR),_Paul_van_der_Werf_(Leiden) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09653 |
NSFのKarlG.Jansky超大型アレイ（VLA）を使用して、CO（J=1-0）放出の6つの検出と、アタカマの高JCO放出で最初に検出されたz=2-3銀河の1つの上限を報告します。ハッブル超深視野（ASPECS）での大サブミリ/ミリアレイ（ALMA）分光測量。CO（J=1-0）ライン強度から、M_gas=2.4-11.6x10^10（alpha_CO/3.6）Msunの総コールド分子ガス質量を測定します。また、r（31=0.84+/-0.26）のCO（J=3-2）からCO（J=1-0）までのライン輝度温度比の中央値と、CO（J=7-6）からCO（J=1-0）r_71<0.05から0.17の比率範囲。これらの結果は、ASPECSおよびVLACO輝度から現在利用可能な限られたサンプルに基づいて、CO（J=3-2）選択された銀河は、CO（J=1-0）選択された銀河よりも平均してCOライン励起が高い可能性があることを示唆していますHighRedshiftでの密度（COLDz）調査。これは、CO（J=3-2）の測定に基づく銀河内の冷たいガスの宇宙密度の以前の推定値は、CO励起のみに関する仮定に基づいて、平均で約=2の係数で修正する必要があることを意味します。この修正により、ラインスキャン調査からの宇宙の歴史全体にわたる低温ガス密度の進化に対する現在存在する最良の制約と、暗黙の特性ガス枯渇時間との間の一致がさらに改善されます。
TNG50での小規模な寒冷銀河ガスの解決
| Title |
Resolving_small-scale_cold_circumgalactic_gas_in_TNG50 |
| Authors |
Dylan_Nelson,_Prateek_Sharma,_Annalisa_Pillepich,_Volker_Springel,_Ruediger_Pakmor,_Rainer_Weinberger,_Mark_Vogelsberger,_Federico_Marinacci,_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09654 |
高解像度TNG50宇宙磁気流体力学シミュレーションを使用して、中間の赤方偏移（z〜0.5）にある巨大な銀河（M*>10^11Msun）の周囲の低温銀河系（CGM）ガスの特性と起源を探ります。中性のHIとMgIIによって追跡されるように、「赤と死んだ」楕円形システムのCGMに、大量の小規模な冷たいガス構造があることを発見しました。Halosは、kPC以下のオーダーのサイズで、数万の離散吸収クラウドレットをホストできます。ラグランジュトレーサー分析を使用して、熱の不安定性を刺激する強力なdrho/rho>>1ガス密度の摂動により冷たい雲が形成されることを示します。これらの局所的な高密度は、〜10^7Kの高温のビリアル化された背景媒質から放射効率の悪い〜10^4Kの雲への急速な冷却を引き起こします。古典的なtcool/tff<10基準を満たします。さらに、これらの小さな雲は熱的圧力ではなく磁気的圧力によって支配され、プラズマベータ<<1により、磁場が重要な役割を果たす可能性があることを示唆しています。冷たい雲の数と総質量はどちらも解像度とともに増加します。TNG50の〜8x10^4Msunセル質量は、私たちが観察する〜数百pcの小規模CGM構造を形成できるようにします。最後に、COS-LRG、LRG-RDR、COS-Halos、およびSDSSLRG調査からの観察とは対照的です。大規模な銀河を取り巻くように観測されたように、最近の高解像度の宇宙論的シミュレーションでは、拡張された冷たいガスの十分に高い被覆率が生成されることが広くわかります。
N（HI）-Z分布を再現する高赤方偏移減衰Ly-alpha吸収銀河モデル
| Title |
High-redshift_Damped_Ly-alpha_Absorbing_Galaxy_Model_Reproducing_the_N(HI)-Z_Distribution |
| Authors |
J.-K._Krogager,_P._M{\o}ller,_L._B._Christensen,_P._Noterdaeme,_J._P._U._Fynbo,_and_W._Freudling |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09660 |
我々は、クエーサーの大規模な光学分光調査で検出されたz〜2-3で減衰したLyman-$\alpha$吸収体（DLAs）がどのように星形成銀河の母集団を追跡するかを調査します。以前の結果に基づいて、金属性Z、およびHIカラム密度N（HI）の2変量分布を再現するために、観測および物理的動機付けのスケーリング関係に基づいてモデルを構築します。さらに、DLAに関連付けられている銀河の観測された影響パラメータは、モデルの予測と一致しています。モデルは、ホスト銀河の光度に応じてスケーリングする金属性勾配を強く支持し、L*銀河の値は$\gamma$*=-0.019$\pm$0.008dexkpc$^{-1}$になります。暗い銀河の方が急です。広範囲の銀河の光度にわたってDLAsが銀河を追跡することがわかりますが、DLA断面積の大部分は、数値シミュレーションとほぼ一致するz〜2.5でL〜0.1L*の銀河で発生します。
ビッグバンから15億年後の冷たく巨大な回転円盤銀河
| Title |
A_Cold,_Massive,_Rotating_Disk_Galaxy_1.5_Billion_Years_after_the_Big_Bang |
| Authors |
Marcel_Neeleman_(MPIA),_J._Xavier_Prochaska_(UCSC),_Nissim_Kanekar_(NCRA),_Marc_Rafelski_(STScI) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09661 |
天の川のような巨大な円盤銀河は、伝統的な銀河形成のモデルで後期に形成されると予想されていますが、最近の数値シミュレーションでは、そのような銀河は、ビッグバンから冷たい物質の融合や合体によって、10億年も早く形成される可能性があることを示唆しています。観測上、銀河形成の競合するモデルを区別するために、高赤方偏移で放出される円盤銀河を特定することは困難でした。ここでは、約1.3キロパーセクの解像度で、単一電離炭素からの158マイクロメートルの輝線、銀河からの遠赤外線ダスト連続体、および4.2603の赤方偏移での近紫外連続体放射のイメージングを報告します。クエーサー光の吸収。これらの観測は、放出が毎秒272キロメートルの回転速度で、冷たくて埃っぽい回転ディスク内のガスから発生することを示しています。銀河の一酸化炭素からの放出を検出すると、分子量が得られます。これは、約720億の太陽質量のイオン化炭素放出からの推定と一致しています。宇宙が15億歳しかなかったとき、そのような大規模で回転支持された冷たい円盤銀河の存在は、その大きな回転速度と冷たいガスの大量の内容がほとんどで再現するのが難しいままですが、冷たいモードの降着または合体による形成を支持します。数値シミュレーション。
巨大な渦巻銀河を消したものは何ですか？
| Title |
What_has_quenched_the_massive_spiral_galaxies? |
| Authors |
Yu_Luo_(1),_Zongnan_Li_(2),_Xi_Kang_(3_and_1)_and_Zhiyuan_Li_(2)_((1)_PMO,_(2)_NJU,_(3)_ZJU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09663 |
クエンチされた大規模な渦巻銀河は、環境と冷たいガスの含有量を制限するためのより多くのデータが利用可能であるため、最近大きな注目を集めています。ただし、消光メカニズムは銀河の質量範囲とバリオンバジェットに依存するため、依然として不明です。この手紙では、恒星の質量$\gtrsim10^{11}{\rm〜M_\odot}$とハローの質量$\gtrsim10^{13}{\を持つ非常に大規模なクエンチされた渦巻銀河のまれな個体群の識別について報告します。レッドシフト$z\sim0.1$にあるSloanDigitalSkySurveyのrm〜M_\odot}$。IRAM-30m望遠鏡を使用してCOを観測したところ、これらの銀河には少量の分子ガスしか含まれていないことがわかりました。同様の銀河は、最先端の半解析モデルや流体力学的シミュレーションでも見られます。これらの理論モデルから、これらのクエンチされた渦巻銀河が巨大なブラックホールを抱えていることがわかり、中央のブラックホールからのフィードバックがこれらの渦巻銀河をクエンチしたことを示唆しています。この消光メカニズムは、大規模なブラックホールと大規模なバルジの間の共進化の一般的なシナリオに挑戦するようです。
べき法則密度プロファイル内の共鳴線放射伝達
銀河の星形成領域は、ライマンアルファ（Lya）放射を放出および吸収できるガスの巨大な貯蔵所に囲まれています。Lyaエミッターと空間的に拡張されたLyaハロの観測は、実際に銀河の形成と進化への洞察を提供します。ただし、共鳴散乱は複雑であるため、文献ではわずかな解析解しか知られていません。Lya光子の輸送と拡散に関する定量的予測を可能にする、既存の形式を新しい分析ソリューションに拡張するためのいくつかの理想的だが物理的に動機付けられたシナリオについて説明します。これには、放射フィールドの閉じた形式のソリューションと、発生束、ピーク位置、エネルギー密度、平均内部スペクトル、散乱数、外向きの力の乗数、トラッピング時間、特性半径などの派生量が含まれます。予測を検証するために、既存のレイトレーシングコードに組み込むのは簡単ですが、動的コアスキップスキームを含む不透明度ベースの計算を変更する必要がある、堅牢なグリッドレスモンテカルロ放射伝達（GMCRT）メソッドを採用しています。私たちは主にべき乗則密度と放射率プロファイルに焦点を当てていますが、分析的方法と数値的方法の両方を他の場合に一般化することができます。そのような研究は、宇宙全体の物理的環境と銀河の観測的シグネチャの間の接続に関する追加の直感と理解を提供します。
超新星残骸W28に関連する高速星間吸収
| Title |
High-velocity_interstellar_absorption_associated_with_the_supernova_remnant_W28 |
| Authors |
Adam_M._Ritchey_(Univ._of_Washington) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09818 |
超新星残骸W28に関連する高速の星間ガスを探査するO9超巨大星であるCD-2313777への見通し線で得られた適度に高解像度の光学スペクトルの分析を提示します。CD-2313777に向かう星間NaIDおよびCaIIHおよびK線には、高正および高負の両方の速度での吸収成分が見られます。高速成分はNaI/CaII比が低く、衝撃スパッタリングによる効率的な粒子破壊を示唆しています。低い速度で見られる成分のCH+の高いカラム密度、および高いCH+/CH比は、W28と相互作用する雲の乱気流が強化されていることを示している可能性があります。CD2313777に向かうNaIおよびCaIIの吸収で見られる成分の正および負の最高速度は、W28に関連する爆風の速度が少なくとも150km/sであることを意味し、以前のほとんどの値よりも大幅に高い値です。見積り。CD-2313777への見通し線は、SNRと分子雲の間の相互作用のよく知られた場所の北東に非常に近くを通過します。北東の分子雲は、幅広い分子線放出、多数の場所からのOHメーザー放出、および明るく拡張されたGeVとTeVのガンマ線放出を示します。したがって、CD-2313777への見通し線は、W28とその周囲の高密度分子ガスの間の相互作用のユニークで貴重なプローブです。UVおよび可視波長での将来の観測は、この見通し線に沿って衝撃を受けた静止ガスの存在量、運動学、および物理的条件をより適切に制約するのに役立ちます。
SDSS-IV MaNGA：中心の星形成の強化におけるバーの役割
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_the_role_of_bars_in_central_star_formation_enhancements |
| Authors |
Lin_Lin,_Cheng_Li,_Cheng_Du,_Enci_Wang,_Ting_Xiao,_Martin_Bureau,_Amelia_Fraser-McKelvie,_Karen_Masters,_Lihwai_Lin,_David_Wake_and_Lei_Hao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09853 |
H$\alpha$放出の等価幅（EW（H$\alpha$））、H$\delta$吸収（EW（H$\delta_A$））、およびApachePointObservatory（MaNGA）の調査での近くの銀河のマッピングからの積分フィールド分光法を使用した低赤方偏移銀河の4000\AA\ブレーク（D$_n$（4000））。MaNGAProductsLaunch7からの赤方偏移が$z<0.05$の$\約2400$のほぼ正面の銀河のうち、それぞれがEW（H$\alpha$）、EWで中心的な上昇を示す124の「ターンオーバー」銀河を特定します（H$\delta_A$）および/またはD$_n$（4000）の中央の低下。進行中または最近の星形成（SF）を示します。ターンオーバー機能は、主に$\sim$10$^{10}$M$_{\odot}$を超える恒星の質量と$\約5$未満のNUV-$r$色を持つ銀河に見られます。ターンオーバー銀河の大部分は禁止されており、87$\pm$3\％の鉄分が含まれています。さらに、棒銀河の場合、中心回転領域（$R_{\rm{t}}$）の半径は、棒の長さ（$R_{\rm{bar}}$）と密接に相関していることがわかります：$R_{\rm{t}}$=（0.35$\pm$0.02）$R_{\rm{bar}}$+（0.61$\pm$0.13）。観測された、および内側に外挿された星形成率の表面密度（$\Sigma_{\rmSFR}$）を比較すると、中央のSF率が1桁向上していると推定されます。逆に、サンプルの鉄筋銀河の半分だけが中心回転率機能を持っています。これは、バーの存在が中心SFの向上につながるには不十分であることを示しています。さらに、対を成す銀河におけるSFの増強、および局所環境の密度を調べたが、関係はありませんでした。これは、環境が、サンプルの銀河における中心的な回転率とSFの向上を促進する要因ではないことを意味します。
Three Hundredプロジェクト：衛星、落下、バックスプラッシュ銀河の形状と放射状配置
| Title |
The_Three_Hundred_project:_shapes_and_radial_alignment_of_satellite,_infalling,_and_backsplash_galaxies |
| Authors |
Alexander_Knebe,_Matias_Gamez-Marin,_Frazer_R._Pearce,_Weiguang_Cui,_Kai_Hoffmann,_Marco_De_Petris,_Chris_Power,_Roan_Haggar,_Robert_Mostoghiu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09896 |
324の数値モデル化された銀河クラスターを使用して、暗黒物質サブハロとそれらの内部および周囲を周回する衛星銀河の放射状および銀河ハローの配置を調査します。放射状の配置は銀河クラスターの中心までの距離に依存するが、中央のホストクラスターの動的状態とは無関係に見えることがわかります。さらに、ハローまたは銀河の形状の放射状の配置とそれ自体の質量との関係を見つけることはできません。バックスプラッシュ銀河、つまり既にクラスター半径を通過しているが現在は郊外に位置しているオブジェクトは、落下するオブジェクトよりも強い放射状の配置を示すことを報告します。さらに、高度に放射状の軌道上にあることが判明した、中心クラスターの中心の非常に近くを通過する放射状に整列したオブジェクトの集団が存在することもわかりました。
LAMOSTおよびSDSSを使用した一部のGaiaアラートの特徴付け
Gaiaは、測光の変動が検出されたオブジェクトに関するアラートを定期的に生成しています。これらのオブジェクトの物理的な性質は、地上の施設からの補足的な観察によって決定されることがよくあります。GaiaAlertsのリスト（20181101まで）をアーカイブのLAMOSTおよびSDSS分光データと比較しました。地上観測の日付がアラートの日付と一致することはめったにありませんが、これにより、ソースが永続的である場合は少なくともソースを識別でき、オブジェクトが超新星のように一時的である場合はホスト銀河を識別できます。Kostrzewa-Rutkowskaらのガイア核過渡現象のリスト。（2018）もこの検索に含まれています。星としてラベル付けされたLAMOST+SDSSのスペクトルを持つ26のガイアアラートが見つかりました（マルチエポックスペクトルを持つ12）。それらの大半はCVです。同様に、206のガイアアラートには、銀河としてラベル付けされたスペクトルが関連付けられています（マルチエポックスペクトルを持つ49）。これらのスペクトルは通常、アラートの日付とは異なる日付で取得されたもので、ほとんどが輝線銀河であり、アラートのほとんどはSNによるものであるという疑いが生じています。GNTリストについては、銀河としてラベル付けされた55の関連スペクトルが見つかりました（13はマルチエポックスペクトル）。2つの銀河、Gaia17aalとGNTJ170213+2543は、分光観測の日付がアラートの日付に十分に近い日付でした。LAMOSTスペクトルでSN自体の痕跡が見つかり、どちらもここではタイプIaSNとして分類されています。GNTサンプルはAGNの比率が高いため、検出された変動の一部はAGN自体が原因である可能性もあります。クエーサーについても同様に、30のガイアアラートが見つかりましたが、68のGNTケースには単一のエポッククエーサースペクトルがあり、12と23にはマルチエポックスペクトルがあります。これらの35のうちの10について、それらのマルチエポックスペクトルは、広いバルマーラインの出現または消失と連続体の変動を示し、それらを「変化するルッククエーサー」として認定します。
20年以上にわたる3C 390.3核のスペクトル変動-II。幅広い輝線プロファイルとHe II $ \ lambda4686 $ A輝線フラックスの変動性
| Title |
Spectral_variability_of_the_3C_390.3_nucleus_for_more_than_20_years_--_II._Variability_of_the_broad_emission-line_profiles_and_He_II_$\lambda4686$A_emission-line_fluxes |
| Authors |
S.G._Sergeev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10001 |
H$\beta$およびH$\alpha$の幅広い輝線プロファイルの変動性と、1992〜2014年の3C390.3原子核におけるHeII$\lambda4686$A輝線フラックスの分析結果が示されています。Balmerラインで観測された速度依存の遅延は、いくつかの違いはありますが、ケプラー円板構成から予想される遅延に似ています。おそらく、ケプラー回転に加えて、3C390.3の太い領域に放射状の落下運動が存在する可能性があります。広いHeIIラインのラグは$26\pm8$dであり、Balmerラインのラグよりも大幅に小さいため、HeII放出領域のサイズははるかに小さくなります。スケールファクター$c（t）$がゆっくりと変化する線と光の連続体の束の間のべき法則の関係では、$F_{line}\proptoc（t）\、F_{cont}^a$、power$a$は広いHeIIラインの$1.03$ですが、PaperIによると、パワーは広いH$\beta$およびH$\alpha$ラインのそれぞれ$0.77$および$0.54$に相当します。これは、変動振幅がHeIIで最大であり、H$\beta$でより少なく、H$\alpha$でより少ないことを意味します。ただし、バルマー線には、ヘリウム線には見られない長期的な傾向があります。狭いHeII線は、可変（最大対最小比）$R_{max}\約3$で可変であり、狭いバルマー線と狭い[OIII]$\の両方の変動振幅よりはるかに大きいラムダ$5007Aライン。
星形成銀河の局所的星形成率表面密度と金属性の関係
| Title |
The_Local_Star_Formation_Rate_Surface_Density_And_Metallicity_Relation_For_Star-forming_Galaxies |
| Authors |
Berzaf_Berhane_Teklu,_Yulong_Gao,_Xu_Kong,_Zesen_Lin_and_Zhixiong_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10014 |
気相の金属性（$Z$）、局所恒星質量表面密度（$\Sigma_*$）、および局所星形成表面密度（$\Sigma_{\rmSFR}$）の間の関係を、MaNGA調査による1120個の星形成銀河。固定された$\Sigma_{*}$では、N2およびO3N2の金属性キャリブレータの$\Sigma_{\rmSFR}$の減少に応じてローカルの金属性が増加します。あるいは、固定された$\Sigma_{\rmSFR}$では、$\Sigma_{*}$の増加に従って金属性が増加しますが、高質量領域では、傾向はより平坦になります。ただし、金属性の$\Sigma_{\rmSFR}$への依存は、N2O2およびN2S2キャリブレータではほとんどなくなります。異なる金属性キャリブレータを使用して$\Sigma_{\rmSFR}$に対する局所的な金属性を調査し、キャリブレータの選択に応じて負/正の相関を見つけます。O32比（またはイオン化パラメーター）が、固定された局所恒星質量表面密度での星形成率におそらく依存していることを示します。さらに、$\Sigma_*$-$Z$-$\Sigma_{\rmSFR}$（FMR）の形状は、金属性キャリブレータと恒星の質量範囲に依存します。経験的フィッティングに基づく（N2、O3N2）から電子温度への金属性と光イオン化モデルに依存する（N2O2、N2S2）金属性のキャリブレーションの間の大きな不一致は、金属性キャリブレーションの選択が$\Sigma_上のFMRの存在に影響を与えると結論付けます。{\rmSFR}$。
銀河における合体中性子星の予測速度
| Title |
Predicted_rates_of_merging_neutron_stars_in_galaxies |
| Authors |
Marta_Molero,_Paolo_Simonetti,_Francesca_Matteucci,_Massimo_della_Valle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10226 |
この研究では、異なる形態学的タイプの銀河における中性子星（MNS）の併合率、および異なる宇宙シナリオを採用するユニバースのユニタリーボリュームにおける宇宙MNS率を計算します。私たちの目的は、低赤方偏移と高赤方偏移の両方で、将来の観測のためにキロノバ率の予測を提供することです。採用された銀河モデルでは、MNSまたはコア崩壊超新星のいずれかによるrプロセス要素の生成を考慮します。MNSレートの計算では、マージに一定の合計時間遅延（10Myr）またはそのような遅延の分布関数を採用します。主な結論は次のとおりです。i）Galaxyで観測された現在のMNSレートは、一定の時間遅延または分布関数$\proptot^{-1}$のいずれかでよく再現されています。銀河の[Eu/Fe]対[Fe/H]の関係は、時間遅延が短く一定である場合、MNSだけで十分に再現できます。遅延の分布関数を採用する場合は、コア崩壊型超新星も必要です。ii）現在の宇宙のMNS率は、純粋な光度の進化または典型的な階層の進化のいずれの宇宙論のシナリオでもうまく再現でき、スパイラルがその主な原因です。iii）スパイラルは、階層シナリオのすべての赤方偏移での宇宙MNSへの主要な貢献者です。純粋な明度の進化のシナリオでは、ローカルではスパイラルが主要な寄与因子ですが、赤方偏移が高い楕円では支配的です。iv）観測された宇宙階層シナリオで、遅延の分布関数が採用されている場合、予測された宇宙MNSレートは、短いガンマ線バーストの宇宙レートとよく一致します。v）楕円形でのKilonovaeの将来の観測により、一定のまたは時間遅延の分布の間だけでなく、さまざまな宇宙論的シナリオの間でもつれを解くことができます。
中年型Ia超新星残骸G344.7-0.1の元素層別化
| Title |
Element_Stratification_in_the_Middle-Aged_Type_Ia_Supernova_Remnant_G344.7-0.1 |
| Authors |
Kotaro_Fukushima,_Hiroya_Yamaguchi,_Patrick_O._Slane,_Sangwook_Park,_Satoru_Katsuda,_Hidetoshi_Sano,_Laura_A._Lopez,_Paul_P._Plucinsky,_Shogo_B._Kobayashi,_Kyoko_Matsushita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09664 |
それらの重要性にもかかわらず、タイプIa超新星（SNeIa）の詳細はとらえどころのないままです。超新星残骸（SNR）の元素分布のX線測定は、SNeIaの爆発および元素合成メカニズムを理解するための重要な手がかりを提供します。ただし、中央のエジェクタがまだ逆衝撃によって加熱されていない可能性があるため、若いSNRのエジェクタ質量全体をX線で観察することは困難でした。ここでは、タイプIaSNRG344.7-0.1の200ks以上のチャンドラ観測値を提示します。その年齢は、逆衝撃がSNRセンターに到達するのに十分な年齢であり、噴出物全体の分布を調査する機会を提供します。アーク状構造を持つ中間質量元素（IME：Si、S、ArCa）に囲まれたFe噴出物の中央にピークのある分布を持つ重元素の明確な層別化を明らかにします。FeK放出の重心エネルギーは、外側のIMEが豊富な領域よりも中心のFeが豊富な領域でわずかに低く、これは、Fe噴出物が最近になって加熱されたことを示唆しています。これらの結果は、標準のSNIaモデルの予測と一致しています。このモデルでは、重い白色元素が爆発する白い矮星の内部で合成されます。ただし、FeK放出のピーク位置は、SNRの幾何学的中心に対してわずかに西にずれていることがわかります。この明らかな非対称性は、周囲の分子と中性ガスの私たちの電波観測と一致して、周囲の媒体の不均一な密度分布が原因である可能性があります。
2018年のバースト中に偏光を通して観測されたブラックホールX線バイナリMAXIJ1820 + 070の円盤と風
| Title |
Disc_and_wind_in_black_hole_X-ray_binary_MAXIJ1820+070_observed_through_polarized_light_during_its_2018_outburst |
| Authors |
Ilia_A._Kosenkov,_Alexandra_Veledina,_Andrei_V._Berdyugin,_Vadim_Kravtsov,_Vilppu_Piirola,_Svetlana_V._Berdyugina,_Takeshi_Sakanoi,_Masato_Kagitani,_Juri_Poutanen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09699 |
低質量ブラックホールX線バイナリシステムの全バーストの最初の完全な偏光データセットについて説明し、ジオメトリの制約とそれが課す放射メカニズムについて説明します。ハード状態が減衰しているときに、光束が非熱成分によって支配されている場合、観測された偏光は、すべてのフィルターの星間値と一致します。軟らかい状態の間、光源の固有分極は小さく、$B$および$V$フィルターで$\sim0.15$パーセントであり、照射されたディスクで生成される可能性があります。非常に高い偏波、$Vsimフィルターと$R$フィルターで$\sim0.5$パーセントに達し、$\sim25^\circ$の位置角度で、ハード状態の上昇で観測されたものは、風の検出と同時に発生します。システム。この角度は、ジェットの位置角度と一致します。検出された偏光は、赤道風における非熱（高温流またはジェットベース）放射の散乱によって最もよく説明されます。
暗黒エネルギー調査を使用した宇宙論的標準キャンドルとしてのタイプII超新星の研究
| Title |
Studying_Type_II_supernovae_as_cosmological_standard_candles_using_the_Dark_Energy_Survey |
| Authors |
T._de_Jaeger,_L._Galbany,_S._Gonz\'alez-Gait\'an,_R._Kessler,_A._V._Filippenko,_F._F\"orster,_M._Hamuy,_P._J._Brown,_T._M._Davis,_C._P._Guti\'errez,_C._Inserra,_G_F._Lewis,_A._M\"oller,_D._Scolnic,_M._Smith,_D._Brout,_D._Carollo,_R._J._Foley,_K._Glazebrook,_S._R._Hinton,_E._Macaulay,_B._Nichol,_M._Sako,_N._E._Sommer,_B._E._Tucker,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_J._Annis,_S._Avila,_E._Bertin,_S._Bhargava,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_M._Costanzi,_M._Crocce,_L._N._da_Costa,_J._De_Vicente,_S._Desai,_H._T._Diehl,_P._Doel,_A._Drlica-Wagner,_T._F._Eifler,_J._Estrada,_S._Everett,_B._Flaugher,_P._Fosalba,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gaztanaga,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_W._G._Hartley,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_et_al._(28_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09757 |
宇宙論的パラメータの測定が大幅に改善されたにもかかわらず、ハッブル-レマの法則における暗黒エネルギーの性質とハッブル定数（H$_0$）の正確な値は不明のままです。現在の行き詰まりを打開するには、タイプII超新星（SNeII）の使用など、できるだけ多くの独立した技術を開発する必要があります。このペーパーの目的は、正確な銀河系外の距離を導き出すためのSNeIIの有用性を実証することです。これは、より遠いSNeIIが発見される次世代の望遠鏡の資産になります。より具体的には、15のSNeIIから構成されるダークエネルギー調査の超新星プログラム（DES-SN）のサンプルを、0.35までの赤方偏移範囲にわたる測光および分光情報とともに提示します。DESSNeを公開サンプルと組み合わせ、標準のキャンドル法（SCM）を使用して、ハッブルフロー（70SNeII）でSNeIIを使用して利用可能な最大のハッブル図を作成し、0.27等の観測された分散を見つけます。SNII標準化に色項を追加しても、ハッブル線図のばらつきが減少しないことを示しています。SNeIIは距離インジケーターとして実行可能ですが、この作業は、独立した銀河系外ビーコンとしてのユーティリティを改善するための重要な問題を指摘します。-redshiftSNeII。最後に、初めて、シミュレーションを実行して、選択効果による赤方偏移に依存する距離係数バイアスを推定します。
高速回転中性子星の観測的外観：X線バースト、冷却テール法、および半径決定
| Title |
Observational_appearance_of_rapidly_rotating_neutron_stars:_X-ray_bursts,_cooling_tail_method,_and_radius_determination |
| Authors |
Valery_F._Suleimanov,_Juri_Poutanen,_and_Klaus_Werner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09759 |
低質量のX線連星の中性子星（NSs）は、真球度（$\nu_*\sim$200--600Hz）から大幅に逸脱するのに十分高い周波数で回転します。NSの観測上の外観に及ぼす高速回転の影響を調査します。正確に完全に相対論的な計算を使用して、高速回転するNSの重力質量と赤道半径を同じバリオン質量の回転しないNSの質量$M$と半径$R$に関連付ける分析式を提案します。光の曲げはシュワルツシルトメトリックで計算されますが、NSのフレームドラッグと四重極モーメントは光子赤方偏移計算でほぼ考慮されます。。同じバリオン質量を持つ対応する非回転NSの$M$および$R$の最も可能性の高い値を取得するために、急速に回転するNSの場合に冷却テール法を一般化します。以前に計算されたNS大気モデルを使用して、希釈された黒体によってNS表面からのローカルスペクトルを近似します。NS半径は、$\nu_*=$700Hzで回転する$R\約11$kmの正面の星の場合、非冷却冷却方式のバージョンの場合、3〜3.5km過大評価される可能性があることを示しています。回転NSを使用しています。SAXJ1810.8$-$2609で$\nu_*\約$532Hzで回転するNSから観測されたX線バーストにこの方法を適用します。非回転NSの結果の半径（$M=1.5M_\odot$を想定）は、傾斜i=60度および$R=11.2\pm0.5$kmで見た場合、$11.8\pm0.5$kmになります。正面を向いたビュー。回転を無視した標準のクーリングテール方式を使用して取得した半径より0.6および1.2km小さい。これらの急速に回転するNSの対応する赤道半径は、12.3$\pm0.6$km（i=60度の場合）および11.6$\pm0.6$\、km（i=0度の場合）です。
銀河の郊外にあるクォーク・ノヴァエ：高速無線バースト現象の説明
| Title |
Quark-Novae_in_the_outskirts_of_galaxies:_An_explanation_of_the_Fast_Radio_Burst_phenomenon |
| Authors |
Rachid_Ouyed,_Denis_Leahy,_Nico_Koning_(Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Calgary,_Canada) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09793 |
クォークノバフェーズ（QN：クォークスターへの爆発的な遷移）を経験している銀河のグループおよびクラスター内の古い孤立した中性子星が、FRBの発生源である可能性があることを示します。超相対論的QNイジェクタの各フラグメント（「チャンク」）は、周囲媒体（銀河/ハロー、グループ内/クラスター内媒体）が相対論的プラズマビームとして機能する衝突のないプラズマを提供します。プラズマの不安定性（BunemanおよびBunemanによって引き起こされる熱的ワイベル不安定性が連続して発生する）は、チャンク内のビームによって引き起こされます。これらは、粒子バンチングを生成し、Jyms範囲の対応するフルエンスでGHz周波数でコヒーレント放出を観測しました。モデルの継続時間（マイクロ秒から数百ミリ秒）、繰り返し（分から月のタイムスケール）、周波数ドリフト、FRBの発生率（銀河ごとに数千年に数回）は、よく一致しています。FRBの特性が観察されます。すべてのFRBはモデル内で本質的に繰り返され、非繰り返し（つまり、かすかなQNチャンクの非検出）は検出器に依存し、帯域幅とフルエンス感度しきい値のアーティファクトです。FRB121102（その活動年数）およびFRB180916.J0158+65（その16日間）の主要な特性は、モデルで回復されます。特に、次のような具体的な予測を行います。（i）視野角（ドップラー）の影響により、サブGHz検出器（CHIME）は、GHz検出器（例：ParkesやASKAPなど）よりも調光可能で持続時間が長いFRBに関連付けられます。（ii）CHIMEは、ASKAPおよびParkesよりも、指定されたQNから平均5倍のFRBを検出する必要があります。（iii）スーパーFRB（つまり、数万Jymsフルエンス）は、クラスター内媒体のQNeに関連付ける必要があります。（iii）銀河間媒質QNeに関連するモンスターFRB（つまり、数百万のJymsフルエンス）は、LOFARのローバンドアンテナの下限の周波数で発生する可能性があります。
ファーストスターレムナントからのバイナリブラックホールのチャープ質量とスピン
7つの異なるモデルの人口合成シミュレーションを使用して、人口III（PopIII）バイナリ進化を実行しました。ポップIIIバイナリはチャープ質量$M_{\rmchirp}\sim30〜M_{\odot}$のバイナリブラックホール（BBH）である傾向があり、長いマージ時間のために今日マージできることがわかりました。$z=0$でのPopIIIBBHのマージ率密度は3.34--21.2$\rm/yr/Gpc^3$の範囲であり、これは9.7--101$\rm/yr/GpcのaLIGO/aVIRGO結果と一致しています^3$。これらのPopIIIバイナリは、aLIGO/aVIRGOによって検出された大規模なBBH重力波（GW）ソースの一部に寄与している可能性があります。また、PopIIIBBH合併の赤方偏移依存性も計算しました。ポップIII低スピンBBHは低赤方偏移でマージする傾向があるのに対し、ポップIII高スピンBBHは高赤方偏移でマージすることがわかりました。これは、ET、CE、DECIGOなどの将来のGW検出器で確認できます。これらの検出器は、BBHマージレートとスピン分布の赤方偏移依存性もチェックできます。1つのモデルを除いて、平均有効スピン$\left\langle\chi_{\rmeff}\right\rangle$at$z=0$range$0.02$-$0.3$whileat$z=10$$0.16$-$0.64$です。したがって、GWによる大規模な恒星質量BBH検出は、初期宇宙における恒星進化研究の鍵となるでしょう。
タイプIIP超新星SN 2013fsの初日：プレショック加速ガスからのH $ \ alpha $
ショックブレイクアウト後10.3\、hに取得したスペクトルで、タイプIIP超新星SN2013fsの周りの恒星（CS）シェルからのH$\alpha$放出の非対称の起源を探ります。超新星放射によるプレショックガス加速を考慮した、CSシェルからのH$\alpha$放出の球形モデルにより、\haH$\alpha$プロファイルを正常に再現できます。H$\alpha$の非対称性の主な要因は、加速されたCSプレショックガスの高速（$\sim3000$\、kms$^{-1}$）と低いH$\alpha$Sobolev光学深度です。光球によるH$\alpha$放出の掩蔽と組み合わせて。
Narrow Line Seyfert 1 galaxy PG 1448 + 273での超高速変動流出の検出
| Title |
Detection_of_a_variable_ultra-fast_outflow_in_the_Narrow_Line_Seyfert_1_galaxy_PG_1448+273 |
| Authors |
P._Kosec,_A._Zoghbi,_D._J._Walton,_C._Pinto,_A._C._Fabian,_M._L._Parker_and_C._S._Reynolds |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09982 |
高度にイオン化されたイオンの相対論的に青方偏移した吸収特性、いわゆる超高速流出（UFO）が、多くの降着する超大質量ブラックホールのX線スペクトルで検出されました。これらの機能が本当に光速の10％以上に加速された降着円盤風に由来している場合、それらのエネルギー収支は非常に重要であり、アクティブな銀河核（AGN）からの銀河スケールのフィードバックに寄与したり、駆動したりすることさえできます。ただし、UFOのスペクトル特性は、流出する物質のイオン化が高いために弱いことが多く、風の物理的特性の推定は、相対論的反射などのAGNの他のスペクトル特性によって複雑になる可能性があります。ここでは、非常に降着する狭線セイファート1銀河PG1448+273を調べます。付加システムでの流出を検出するための自動化された体系的なルーチンを適用し、このAGNでUFOの明確な検出を実現します。UFOの吸収は、XMM-Newton観測所で軟X線帯と硬X線帯の両方で観測されます。流出速度は（26900+-600）km/s（〜0.09c）で、電離パラメータはlog（{\xi}/ergcms^-1）=4.03_{-0.08}^{+0.10}、カラム密度は10^23cm^-2以上。同時に、オブジェクトのスペクトルで弱い温かい吸収特性を検出します。私たちの体系的な流出調査は、さらなる多相風構造の存在を示唆していますが、現在のデータ品質を考慮した有意な検出を主張することはできません。UFOは、XMM-Newtonを使用した2番目の短い観測では検出されず、他の同様のAGNでも観測された時間の変動を示しています。
付随する明るい過渡現象なしにブラックホールを形成するための最大恒星回転
| Title |
On_the_maximum_stellar_rotation_to_form_a_black_hole_without_an_accompanying_luminous_transient |
| Authors |
Ariadna_Murguia-Berthier,_Aldo_Batta,_Agnieszka_Janiuk,_Enrico_Ramirez-Ruiz,_Ilya_Mandel,_Scott_C._Noble,_Rosa_Wallace_Everson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10212 |
角運動量が低い巨大な星の崩壊は、通常、明るい過渡現象を伴わずにブラックホールの形成をもたらすと主張されています。この手紙の私たちの目標は、遠心力で支持された構造を形成せずに落下する物質が降着できる条件を研究することを目的とした一般相対論的流体力学シミュレーションを通じて、降着と回転を含む、新しく形成されたブラックホールの内部と周囲の流れを理解することです。結果として、効果的なフィードバックは生成されません。一方、ブラックホールからのフィードバックが重要である場合、崩壊は停止し、このイベントの後に明るい過渡が続く可能性が高いことをお勧めします。フィードバックは、最も内側の安定した円軌道での落下する物質の特定の角運動量が、その半径での測地線の円形流の角運動量を少なくとも$\約20\％$超える場合にのみ有効です。シミュレーションの結果を使用して、消える大規模前駆細胞PHL293B-LBVおよびN6946-BH1の最大恒星回転速度を制約し、消える大規模星の全体的な速度の推定値を提供します。回転速度が測定された単一のO型星の約数パーセントは、崩壊する前に臨界値を下回って回転することが予想されるため、痕跡なしで消滅すると予測されます。
コンパス：月の科学と探査をサポートするVLBIビーコン
（月面、月軌道、および月ゲートウェイの近くの）月面宇宙での使用が計画されている宇宙船の大きな星座には、位置決め、ナビゲーション、およびタイミング（PNT）の新しいソリューションが必要です。ここでは、COMPASS（太陽系における位置認識の複合観測手法）について説明します。これは、宇宙空間での多数の宇宙船の位置決めに費用効果の高い技術を提供する宇宙船ナビゲーションシステムです。COMPASSは、既存および将来の超ロングベースライン干渉（VLBI）ネットワークと相互運用できるように設計されたコヒーレントな超広帯域信号を発信するビーコンを使用します。COMPASSは、差分VLBIを使用して、定期的なVLBI観測セッション中に、ピコ秒レベルの精度で干渉位相遅延を迅速に決定します。したがって、マルチベースラインの位相参照COMPASS-VLBI観測と同時キャリブレーター観測により、サブフェムトスペースビーコンを使用し、位置決定ごとに数秒の観測を使用して、サブメーター精度の横方向位置決めとメーターレベル月軌道決定が可能になります。
高コントラスト積分フィールドスペクトログラフ（HCIFS）：マルチスペクトル波面制御と低次元システム同定
| Title |
High-Contrast_Integral_Field_Spectrograph_(HCIFS):_multi-spectral_wavefront_control_and_reduced-dimensional_system_identification |
| Authors |
He_Sun,_Alexei_Goun,_Susan_Redmond,_Michael_Galvin,_Tyler_Groff,_Maxime_Rizzo,_N._Jeremy_Kasdin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09753 |
将来の大規模な地上ベースまたは宇宙ベースの望遠鏡の高コントラストイメージング機器には、ブロードバンドのスターライト残差を測定し、太陽系外惑星の大気スペクトルを特徴付けるための積分フィールドスペクトログラフ（IFS）が含まれます。このペーパーでは、プリンストン大学での高コントラスト積分フィールドスペクトログラフ（HCIFS）の開発を報告し、マルチスペクトル波面制御におけるそのアプリケーションを示します。さらに、システムの波面制御速度、コントラスト、計算効率を向上させる、IFSイメージングシステム用の新しい低次元システム識別アルゴリズムを提案して実験的に検証します。
光子計数画像からの信号検出のための逐次一般化尤度比検定
| Title |
A_Sequential_Generalized_Likelihood_Ratio_Test_for_Signal_Detection_from_Photon_Counting_Images |
| Authors |
Mengya_Hu,_He_Sun,_Anthony_Harness,_and_N._Jeremy_Kasdin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09808 |
太陽系外惑星は非常に薄暗いです。フォトンカウンティング（PC）モードで動作する電子増倍電荷結合デバイス（EMCCD）は、ノイズレベルを低減し、検出を可能にします。通常、PCイメージは、処理前に相互追加イメージとして一緒に追加されます。ここでは、PC画像を直接操作する信号検出および推定手法を紹介します。この方法は、一般化最尤比検定（GLRT）に基づいており、PC画像間の二項分布を使用します。これはオンラインで適用できるため、惑星の存在（または不在）の信頼度がしきい値に達した時点で観測を停止できるため、観測時間が効率的に使用されます。ノイズ特性をより正確に表す検出器モデルを直接使用します。ガウスノイズの仮定の下で、同時追加画像を使用して、以前のGLRTメソッドよりも優れていることを示します。
降着率が低い場合と高い場合のFO Aquariiの光学スペクトル
| Title |
Optical_spectra_of_FO_Aquarii_during_low_and_high_accretion_rates |
| Authors |
M._R._Kennedy,_P._M._Garnavich,_C._Littlefield,_T._R._Marsh,_P._Callanan,_R._P._Breton,_T._Augusteijn,_R._M._Wagner,_R._P._Ashley,_M._Neric |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09656 |
2016年5月から2018年9月までの間に、中間極（IP）FOAquariiは2つの異なる低状態と1つの失敗した低状態を示しました。この期間を通じてFOAquariiの光学分光法を紹介します。これは、IPが低い状態での降着円盤の最初の詳細な研究です。これらのデータを分析すると、低状態は副星と磁気白色矮星の主星の間の物質移動速度の低下の結果であり、システムの降着構造の変化と相まって、システムの明るさの低下によって特徴付けられることが確認されます降着円盤給電形状から、円盤給電と弾道流給電降着の組み合わせへ、そして両方の磁極への降着の影響が検出可能になります。故障した低状態では、輝度の低下のみが表示され、降着ジオメトリは主にディスク給電のままです。また、WDは、高州の間にのみ降着円盤給餌されているように見えます。すべての州で検出可能な弾道ストリームとディスクの間の衝突領域に近い流出の証拠があります。最後に、WDからの流出が原因で発生する可能性がある、低状態時のH$\alpha$輝線に狭い高速の特徴があることを示す証拠はわずかです。これらの特徴は、大変動変数の長く予測されているがとらえどころのない特徴であるコリメートジェットの証拠である可能性があります。
M個の矮星での永続的なスタースポット信号：Habitable-zone Planet FinderとKeck / HIRESによる多波長ドップラー観測
| Title |
Persistent_starspot_signals_on_M_dwarfs:_multi-wavelength_Doppler_observations_with_the_Habitable-zone_Planet_Finder_and_Keck/HIRES |
| Authors |
Paul_Robertson,_Gudmundur_Stefansson,_Suvrath_Mahadevan,_Michael_Endl,_William_D._Cochran,_Corey_Beard,_Chad_F._Bender,_Scott_A._Diddams,_Nicholas_Duong,_Eric_B._Ford,_Connor_Fredrick,_Samuel_Halverson,_Fred_Hearty,_Rae_Holcomb,_Lydia_Juan,_Shubham_Kanodia,_Jack_Lubin,_Andrew_J._Metcalf,_Andrew_Monson,_Joe_P._Ninan,_Jonathan_Palafoutas,_Lawrence_W._Ramsey,_Arpita_Roy,_Christian_Schwab,_Ryan_C._Terrien,_Jason_T._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09657 |
若い、急速に回転するM矮星は、顕著な恒星恒星を示し、その測光およびドップラー分光測定で準周期的な信号を生成します。周期的なドップラー信号は、軌道を回る太陽系外惑星から予想される半径方向速度（RV）の変化を模倣できます。太陽系外惑星は、スタースポット信号の色度と長期的な非干渉性によって活動誘発型の偽陽性と区別できますが、これらの品質は完全対流M星に対しては十分に制約されていません。Mドワーフのコヒーレントなフォトメトリックスタースポット信号は数百回転続く場合があり、スタースポットRV信号の波長依存性は、磁場とアクティブ領域の違いにより、スター間で一貫しない場合があります。近赤外線（NIR）ハビタブルゾーンプラネットファインダーと光学ケック/ハイレス分光計を使用して、4つの高速回転Mドワーフ（ADレオ、G227-22、GJ1245B、GJ3959）の正確な多波長RVを取得しました。当社のRVは、ケプラー、TESS、および望遠鏡のラスクンブレス天文台（LCO）ネットワークからの測光によって補完されます。4つの星すべてが回転周期で大きなスポット誘起ドップラー信号を示すことを発見し、これらの信号の寿命と光からNIRへの色度を調査しました。位相曲線は、太陽のような星に典型的なものよりもずっと長くコヒーレントなままです。それらの色度は変化し、1つの星（GJ3959）は、位相と振幅の両方で一貫した光学およびNIRRV変調を示します。ただし、一般に、NIRの振幅は対応する光学的振幅よりも小さいことがわかります。急速に回転するM星のスタースポット変調は、何百もの星の回転の間、しばしばコヒーレントなままであり、このコヒーレンスのために、太陽系外惑星と間違われるかもしれないドップラー信号を発生させると結論します。
TESS南セクター1-13からのOB星の変動性と高解像度IACOBおよびOWN分光法
| Title |
Variability_of_OB_stars_from_TESS_southern_Sectors_1-13_and_high-resolution_IACOB_and_OWN_spectroscopy |
| Authors |
S._Burssens,_S._Sim\'on-D\'iaz,_D._M._Bowman,_G._Holgado,_M._Michielsen,_A._de_Burgos,_N._Castro,_R.H._Barb\'a,_C._Aerts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09658 |
星の大規模なサンプルに対する高精度の長期連続測光データがないため、OB星の体制における脈動変動の大規模な調査ができませんでした。その結果、詳細なアスタリスクモデリングの候補者は、数十人の小人に限定されたままでした。TESSの名目上の宇宙任務は南の空を調査し、何百ものOB星について少なくとも27dの連続的なデータをもたらしました。南天のTESSデータと分光法を組み合わせて、質量と進化の変動を研究することを目指しています。私たちは主に、理論的な不安定領域に存在するかどうかわからないコヒーレントな脈動モードの存在に焦点を当て、TESSデータの振幅スペクトルのすべての周波数動作を解明します。セクター1〜13でTESSによって観測され、IACOBおよびOWN調査によって収集された利用可能な高解像度分光法を使用して、98個のOB型星のサンプルを作成します。IACOBまたはOWNデータベースに1つ以上のスペクトルを持つ、多数のOB型星の短いケイデンスの2分の光度曲線を示します。これらの光度曲線とそれらのLomb-Scargleピリオドグラムに基づいて、変動性分類と周波数分析を実行し、分光学的ヘルツスプルングラッセル図に星を配置して、進化のコンテキストで変動性を解釈します。TESSデータの98個のOBスターすべてに見られる変動の多様な起源を推定します。これらの中には、3つのハイブリッドパルセーター、3つの食連星、Beスターの高周波モード、2つのOeスターの潜在的な熱駆動脈動など、いくつかの新しい変光星があります。モードの同定が達成されれば、将来のアスタリスクモデリングが可能な星を特定します。変数の位置を理論的な不安定ストリップと比較することで、非断熱脈動理論の現在の欠点と、上部ヘルツスプルングラッセル図のパルセーターの分布について説明します。
畳み込みニューラルネットワークを使用した測光時系列データからの恒星特性のデータ駆動型導出
| Title |
Data-driven_derivation_of_stellar_properties_from_photometric_time_series_data_using_convolutional_neural_networks |
| Authors |
Kirsten_Blancato,_Melissa_Ness,_Daniel_Huber,_Yuxi_(Lucy)_Lu,_and_Ruth_Angus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09682 |
恒星の変動は、基本的な恒星の特性に依存する多数の内部物理プロセスによって引き起こされます。これらの特性は、恒星の観測と恒星の物理学を調和させ、銀河形成の状況における恒星の個体群の分布を理解するための架け橋です。進行中および今後の数多くのミッションで、恒星の輝度の経時変化をグラフ化します。これは、回転周期、進化状態（有効な温度や表面重力など）、質量（アステロシアムパラメーターを介して）などの物理的プロセスに関する情報をエンコードします。ここでは、測光時系列データのみを使用して、さまざまな進化状態にわたってこれらの恒星特性をどれだけうまく予測できるかを探ります。これを行うには、畳み込みニューラルネットワークを実装し、データ駆動型モデリングを使用して、さまざまなベースラインとケイデンスの光度曲線から恒星特性を予測します。\textit{Kepler}データの4分の1に基づいて、赤い巨星の表面重力（$\lesssim$0.06dexの不確実性を含む）や主系列星の回転周期（不確かさのある）を含む恒星特性を回復します$\lesssim$5.2日、$\約$5〜40日の不偏）。\textit{Kepler}データを27日間のTESSのようなベースラインに短縮すると、精度が少し低下し、恒星特性が回復します。ログ$g$の場合は$\sim$0.07dex、$P_{\の場合は\\sim$5.5日rmrot}$、約5日間から35日間のバイアスなし。当社の柔軟なデータ駆動型アプローチは、データの完全な情報コンテンツを活用し、最小限の機能エンジニアリングを必要とし、他の調査やデータセットに一般化することができます。これは、現在および将来の調査において、数百万の星の恒星特性推定を提供する可能性があります。
アルマからの太陽系アナログ惑星の人口のヒント
最近のALMADSHARP調査は、惑星を形成する円盤の下部構造の多様性に明確な結果をもたらしました。これらの下部構造は、おそらく惑星-ディスク相互作用または他の惑星形成プロセスが原因で、局所的な圧力最大値で蓄積された小石サイズの粒子を追跡します。DSHARPソースは、ディスク集団の高い（ダストフラックス）テールエンドのみを表す大規模で大容量のディスクに大きく偏っています。したがって、同様の下位構造と対応する物理プロセスが、より薄くコンパクトな大部分のディスクでも発生するかどうかは不明です。ここでは、有効半径がDSHARPディスクの1.5倍から10分の1であるGQLupAの周りのコンパクトディスクの機能の存在と特性を調べます。GMALupシステムのALMA1.3mm連続体観測の分析を示します。連続体放射の可視性プロファイルをフィッティングすることにより、10auまでのギャップを含むサブ構造を見つけます。GQLupの周りのコンパクトディスクは、DSHARPサンプルのサブ構造と同様の下部構造を示し、小石サイズの粒子をトラップするメカニズムが小さなディスクでも機能していることを示唆しています。隠れた惑星が原因である場合、〜10auでの特徴の特徴は、土星の距離での惑星形成の証拠です。私たちの結果は、コンパクトディスクの一般的な母集団内で特定される下部構造の豊かな世界を示唆し、続いてこれらのディスク内の太陽系類似体の母集団を特定します。そのような研究は、原始惑星系円盤の大多数における形成メカニズムと惑星個体群を理解するために重要です。
低質量星からの波動駆動の磁気回転子風I：磁気ブレーキと質量損失率の回転依存性
| Title |
Alfv\'en-wave_driven_magnetic_rotator_winds_from_low-mass_stars_I:_rotation_dependences_of_magnetic_braking_and_mass-loss_rate |
| Authors |
Munehito_Shoda,_Takeru_K._Suzuki,_Sean_P._Matt,_Steven_R._Cranmer,_Aline_A._Vidotto,_Antoine_Strugarek,_Victor_See,_Victor_R\'eville,_Adam_J._Finley,_Allan_Sacha_Brun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09817 |
恒星の回転の観測は、低質量の星が主シーケンスの間に角運動量を失うことを示しています。太陽のような星の風をさまざまな回転速度でシミュレートし、2つの間の遷移を含む、高速および低速の磁気回転子領域をカバーします。磁気遠心力を明示的に含めることにより、以前の研究に基づいて構築されたAlvv\en波駆動の太陽風モデルを一般化します。このモデルでは、表面平均開磁束は$B_\astf^{\rmopen}_\ast\propto{\rmRo}^{-1.2}$としてスケーリングすると想定され、ここで$f^{\rmopen}_\ast$および${\rmRo}$は、それぞれ、表面の開放磁束の充填係数とロスビー数です。1.風の角運動量損失率（トルク）は$\tau_w\約2.59\times10^{30}{\rm\erg}\\left（\Omega_\ast/\Omega_\odot\right）^{2.82}$、スピンダウン法則$\Omega_\ast\proptot^{-0.55}$を生成します。2.質量反射率は、強い反射と散逸により$\dot{M}_w\sim3.4\times10^{-14}M_\odot{\rm\yr^{-1}}$で飽和します彩層内のアルフの波の。これは、彩層が恒星表面と恒星風の結合に強い影響を与えていることを示しています。一方、風ラム圧力は$P_w\propto\Omega_\ast^{0.57}$としてスケーリングします。これは、Woodらによって観測された恒星風の下のエンベロープを説明することができます。3.Alfv\'en半径の位置は、1D分析理論と一致する方法でスケーリングされて示されています。さらに、アルフの半径の正確なスケーリングは、熱駆動の風を使用した以前の作品と一致しています。我々の結果は、主波シーケンス中の恒星のスピンダウンにおいて、アルフベン波駆動の磁気回転子風が支配的な役割を果たすことを示唆している。
惑星をホストする星の詳細な化学組成：I.可能性のある惑星の特徴の調査
| Title |
Detailed_chemical_compositions_of_planet_hosting_stars:_I._Exploration_of_possible_planet_signatures |
| Authors |
F._Liu,_D._Yong,_M._Asplund,_H._S._Wang,_L._Spina,_L._Acuna,_J._Melendez,_and_I._Ramirez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09846 |
Keckを使用して収集した高解像度、高S/N比のスペクトルを使用して、16個の惑星をホストする星と68個の比較星のサンプルの行ごとの差分分析を示します。\teff、\logg、[Fe/H]、[X/H]の平均不確実性がそれぞれ15K、0.034[cgs]、0.012dex、0.025dexの正確な恒星パラメーターと高精度の相対化学的存在量を取得しました。各惑星ホストについて、一連の比較星を特定し、個々の要素のダスト凝縮温度（\tcond）の関数として、存在量の違い（銀河の化学進化効果を補正）を調べます。太陽が存在量と\tcondの間で負の傾向を示すことを確認する一方で、残りの惑星ホストは、年齢、金属性、または\teffに明確に依存せずに、さまざまな存在量$-$\tcond\傾向を示すことを確認します。惑星をホストする星の化学組成の比較星と比較した多様性は、これらの惑星ホストに存在する可能性のある惑星誘発効果の範囲を、岩質物質の隔離（難溶性貧困層）から惑星の摂取可能性（難治性リッチ）。その他の考えられる説明には、タイムスケール、効率、惑星形成の程度の違い、または不均一な化学進化などがあります。私たちのサンプルでは、惑星形成の明確な化学的特徴を見つけることはできませんが、ホスト星の高精度な化学的存在量は、太陽系外惑星の組成と構造を制約するために不可欠です。
X線ジェット噴火からの非熱粒子と高温プラズマによって加熱された太陽磁気ファンフレアアーチ
| Title |
A_Solar_Magnetic-fan_Flaring_Arch_Heated_by_Non-thermal_Particles_and_Hot_Plasma_from_an_X-ray_Jet_Eruption |
| Authors |
Kyoung-Sun_Lee,_Hirohisa_Hara,_Kyoko_Watanabe,_Anand_D._Joshi,_David_H._Brooks,_Shinsuke_Imada,_Avijeet_Prasad,_Phillip_Dang,_Toshifumi_Shimizu,_Sabrina_L._Savage,_Ronald_Moore,_Navdeep_K._Panesar,_and_Jeffrey_W._Reep |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09875 |
X線ジェットからファンアウトする磁気ループ/アーチとして発達するM1.3リムフレアを調査しました。日の出/EISを使用すると、フレア中にループトップで温度が高さとともに10$^{7}$Kを超える値に上昇することがわかりました。FeXXIVから測定されたドップラー速度（赤方偏移が100$-$500kms$^{-1}$）と非熱速度（$\geq$100kms$^{-1}$）もループの高さとともに増加します。電子密度は、フレアの初期の$0.3\times10^{9}$cm$^{-3}$から、フレアピークの後の$1.3\times10^{9}$cm$^{-3}$まで増加します。STEREO/EUVIで導出されたループの3D構造は、ループトップ領域の強い赤方偏移が、ジェットから発生する上昇流プラズマによるものであることを示しています。RHESSIからの硬X線放出と軟X線放出はどちらも、フレアの衝動期の足跡の増光としてのみ見られ、その後、軟X線放出は減衰期のループトップに移動します。温度と密度の測定値と理論的な冷却モデルに基づいて、フレアアーチの温度の変化は、ジェット噴火中の衝撃的な加熱と一致し、その後、蒸発による伝導性冷却とファンループの上部のわずかな長時間の加熱が続きます。SDO/HMIからの磁場トポロジーおよびスカッシングファクターマップを調査すると、観測された磁気ファンフレアアーチは、標準フレアモデルで期待されるアーチ上でのリコネクションからではなく、ジェット噴出に伴う低大気リコネクションからほとんど加熱されていると結論付けます。。
低質量星形成の紫外線の展望
分子雲における低質量の星の形成には、降着円盤とジェットが含まれます。降着する星は、これらの現象の最も近い例を表しています。星と惑星の形成も密接に関連しており、私たちのような惑星系の出発点となります。紫外（UV）スペクトル範囲は、実質的にすべての関連プロセスがUV放射プロセスに関連付けられた温度で放射するか、UVに強い観測サインがあるため、星の形成の研究に特に適しています。このレビューでは、UV観測が降着プロセス、原始惑星系円盤の物理的特性、およびジェットと流出の一意の診断を提供する方法について説明します。
ガイアの2番目のデータリリースからの高精度の天体測定、スピッツァー宇宙望遠鏡からのマルチエポック画像で測定された適切な動き、さまざまな測光で構築された色度図を使用して、へびつかい雲複合体の新しいメンバーの調査を行いましたソース。それらのデータで選択された候補の分光法により、155の新しい若い星を特定しました。キネマティクスの利用可能な測定に基づいて、これらの星の102、47、および6つをそれぞれへびつかい座、上部Sco、およびSco-Cenの他の集団のメンバーとして分類します。また、以前の研究からの青年の分光学的証拠を持つ、へびつかい座付近の他のすべての星のメンバーシップを評価し、クラウドコンプレックスの373の採用されたメンバーのカタログに到達しました。採用されたメンバーのために、SpitzerとWide-fieldInfraredSurveyExplorerから中赤外光度測定を作成し}、中赤外色を使用して、星状円盤を識別および分類しました。進化の進んだ段階にある48枚のディスクを含む、210枚のメンバーがディスクの証拠を示していることがわかります。最後に、ガイア}視差に基づいて絶対Kバンドマグニチュード（M_K）を使用して、へびつかい雲とその周辺の上部Sco協会の近くの人口の相対的な中央年齢を推定しました。アッパーScoに年齢10Myrを採用する場合、M_Kの相対値は、L1689とL1688に埋め込まれた星の年齢の中央値〜2Myr、L1688の近くの低消光星の場合は3-4Myr、およびrhoOphを含むグループ。
低金属度における進化した大質量星II。小さなマゼラン星雲の中の赤い超巨星
| Title |
Evolved_Massive_Stars_at_Low-metallicity_II._Red_Supergiant_Stars_in_the_Small_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Ming_Yang,_Alceste_Z._Bonanos,_Bi-Wei_Jiang,_Jian_Gao,_Panagiotis_Gavras,_Grigoris_Maravelias,_Shu_Wang,_Xiao-Dian_Chen,_Frank_Tramper,_Yi_Ren,_Zoi_T._Spetsieri,_Meng-Yao_Xue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10108 |
1,239のRSG候補を含む、これまでのSMCの最も包括的なRSGサンプルを示します。最初のサンプルは、保守的なランキングのあるSMCのソースカタログに基づいて導出されています。追加の分光RSG、およびCMDの検査から選択されたRSG候補は、文献から取得されます。合計で$\sim$1,800以上のRSGがSMCにあると推定します。AGBとRSGの間にはまだあいまいさが残っていますが、赤外線CMDとオブジェクトの変動性を研究することによってサンプルを精製します。天の川とLMC（$\sim$15\％）と比較して、PAH放出機能を示すRSG候補（$\sim$4\％）ははるかに少ないです。RSGサンプルのMIR変動は、光度とともに増加します。RSGサンプルを2つのサブサンプル（「危険」および「安全」）に分離し、「危険」サブサンプルで1つのM5eAGBスターを識別します。変動が大きいターゲットのほとんどは、MLRが大きい明るいターゲットでもあります。いくつかのターゲットは、以前の一時的な質量損失イベントに関連している可能性がある過度のダスト放出を示しています。また、RSG母集団全体で生成されるガスとダストの総予算は、$\rm\sim1.9^{+2.4}_{-1.1}\times10^{-6}〜M_{\odot}/yr$と概算します最も保守的なケース。MISTモデルに基づいて、RSGサンプルの赤みを補正する$T_{\rmeff}$と観測された$\rmJ-K_S$カラー間の線形関係を導き出します。一定のボロメータ補正とこの関係を使用することにより、ジュネーブの進化モデルがRSGサンプルと比較され、RSG母集団の良い一致と初期質量の下限$\sim$7$\rmM_\odot$が示されます。最後に、SMCとLMCのRSGサンプルを比較します。かすかな端でのLMCサンプルの不完全性にもかかわらず、結果はLMCサンプルが常により赤い色（CO吸収による$\rmIRAC1-IRAC2$および$\rmWISE1-WISE2$色を除く）とより大きな変動を示すことを示していますSMCサンプルよりも。
ガイアと上部さそり座協会の国勢調査の洗練
アッパースコアソシエーション（〜10Myr、〜145pc）の星と褐色矮星の人口調査を1）で洗練しました。前回の調査からの候補メンバーの選択を更新して、ガイア、2）数百の候補メンバーのスペクトルを取得してスペクトルタイプを測定し、その若さを検証する、および3）2020年の星のメンバーをアッパースコに向けて評価する研究。アッパースコのメンバーとして採用された1761のオブジェクトのカタログに到着します。採用されたメンバー間のスペクトル型の分布は、他の近くの星形成領域の分布と同様であり、同様の初期質量関数を示しています。以前の研究では、アッパースコのメンバー向けにWISEとスピッツァー宇宙望遠鏡からの中赤外線測光法を編集し、それらのデータを使用して、星状円盤の証拠を示す星を特定しました。メンバーの新しいカタログについても同じ分析を示します。以前の作業と同様に、ディスクが存在するメンバーの割合は、恒星の質量が小さいほど増加し、1Msun未満の場合は10％以下、0.01〜0.3Msunの場合は22％までの範囲であることがわかります。最後に、M（G_RP）対G_BP-G_RPの低質量星のシーケンスを使用して、UpperScoおよび他の若い協会の相対年齢を推定しました。この比較は、非磁性モデルと磁性進化モデルの両方によると、UpperScoがベータPic協会（21-24Myr）よりも2倍若いことを示しています。
主要な非線形相互作用の寄与を含む、非常に初期の宇宙における量子真空変動として発生する宇宙論的摂動のエントロピーは、サブバブルモードとスーパーバブルモードの間の運動量空間エンタングルメントエントロピーと見なすことができることを示します。これらのモード間の相互作用により、スーパーバブルのゆらぎのデコヒーレンスが発生し、スーパーバブルの不均一性に対応する減少密度行列の消滅しないエントロピーが発生します。特に、これをインフレーション宇宙論に適用すると、一次非線形性によって生成されるエンタングルメントエントロピーが、非常に短い期間インフレーションが継続しない限り、真空状態の絞り込みから生じるエントロピーよりも支配的であることが明らかになります。さらに、このエンタングルメントエントロピーが標準宇宙論の放射フェーズの開始時の熱エントロピーよりも小さいことを要求すると、インフレーションの持続時間に上限が生じます。これは、トランスプランクの検閲予想から得られるものと同様です。
| Title |
Core_collapse_in_massive_scalar-tensor_gravity |
| Authors |
Roxana_Rosca-Mead,_Ulrich_Sperhake,_Christopher_J._Moore,_Michalis_Agathos,_Davide_Gerosa_and_Christian_D._Ott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09728 |
この論文は、[Phys。レット牧師。{\bf119}、201103]。前駆星、状態方程式、コア崩壊イベントのスカラー-テンソル理論を特徴付けるパラメーター空間を体系的に探索します。結果の崩壊イベントの非常にシンプルで簡単な分類スキームを識別します。与えられたパラメーターのセットについて、崩壊は3つの最終状態の1つ、弱くスカラー化された中性子星、強くスカラー化された中性子星、またはおそらく多段階で形成されるブラックホールにつながります。後者の2つの最終状態は、地上の検出器を使用した現在の連続波探査で検出可能な強力な重力波信号につながる可能性があります。放射が無視できるものから強い重力波の放射があるイベントを分離するパラメーター空間で非常に鋭い境界を特定します。
スペクトラムフリーの統合フォトニックリモート分子識別およびセンシング
| Title |
Spectrum-free_integrated_photonic_remote_molecular_identification_and_sensing |
| Authors |
Ross_Cheriton,_Suresh_Sivanandam,_Adam_Densmore,_Ernst_J._W._de_Mooij,_Daniele_Melati,_Mohsen_Kamandar_Dezfouli,_Pavel_Cheben,_Danxia_Xu,_Jens_H._Schmid,_Jean_Lapointe,_Rubin_Ma,_Shurui_Wang,_Luc_Simard,_and_Siegfried_Janz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09750 |
吸収分光法は、微視的から宇宙論的スケールの分子組成を理解するために、センシングや天文学で広く使用されています。ただし、一般的な分散分光法ではマルチチャネル検出が必要であり、直接測光法と比較した場合、非常に弱い信号を検出する機能が根本的に制限されます。分散スペクトル取得を未然に防ぐ、シリコンナノフォトニック導波路共振器を使用した直接スペクトル分子検出の実現について報告します。透過スペクトルがシアン化水素の準周期的振電吸収線と一致および相互相関している熱的に調整可能なシリコンリング共振器を使用します。相関ピークの振幅が重なり合うリング共鳴とガスラインの数に比例し、分子特異性が単一の検出チャネルの相関信号の位相から得られることを示します。私たちの結果は、他の分光学的アプローチの信号対ノイズのペナルティによる制約が少ないオンチップ相関分光法を示しており、かすかなスペクトル署名の検出を可能にします。
単一の高純度ゲルマニウム検出器を使用したAMoRE結晶材料用の100Mo濃縮粉末サンプルのバックグラウンドアクティビティの測定
| Title |
Measurement_of_the_Background_Activities_of_a_100Mo-enriched_powder_sample_for_AMoRE_crystal_material_using_a_single_high_purity_germanium_detector |
| Authors |
Su-yeon_Park,_Insik_Hahn,_Woon_Gu_Kang,_Gowoon_Kim,_Eun_Kyung_Lee,_Douglas_S._Leonard,_Vladimir_Kazalov,_Yeong_Duk_Kim,_Moo_Hyun_Lee,_Elena_Sala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09919 |
AdvancedMolybdenum-basedRareprocessExperiment（AMoRE）searchforneutrino-lessdouble-beta（0{\nu}\b{eta}\b{eta}）decayof100Moinenrichedmolybatecrystal。AMoRE結晶は、100Mo0{\nu}\b{eta}\b{eta}崩壊のQ値に近いエネルギーで低率のバックグラウンドシグナルを達成するために、低レベルの放射性汚染がなければなりません。低放射能結晶を生成するには、結晶を形成するために使用される原料中の放射性汚染物質を制御および定量化する必要があります。100Mo同位体が豊富な100EnrMoO3粉末は、結晶内の100Moの供給源であるため、特に重要です。CC1と名付けられた、100％の相対効率を持つ高純度ゲルマニウム検出器は、陽陽地下研究所で運用されています。CC1を使用して、100Moで96.4％に濃縮された1.6kgの100EnrMoO3粉末サンプルからガンマスペクトルを収集しました。同位体228Ac、228Th、226Ra、および40Kの活動を分析しました。これらは、AMoREの関心領域でバックグラウンド信号を生成できる長寿命の自然発生同位体です。228Acと228Thの両方の放射能は、90％C.L.で1.0mBq/kg未満でした。226Raの放射能は、5.1{\pm}0.4（stat）{\pm}2.2（syst）mBq/kgと測定されました。40K放射能は、90％C.L.で<16.4mBq/kgでした。
暗黒エネルギー、リッチな非平坦空間、沼地
| Title |
Dark_energy,_Ricci-nonflat_spaces,_and_the_Swampland |
| Authors |
Luis_A._Anchordoqui,_Ignatios_Antoniadis,_Dieter_Lust,_and_Jorge_F._Soriano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10075 |
最近、暗黒エネルギーの存在が、スワンプランドの予想を満たす有効場の理論に非常に制限的な制約を課していることが指摘されました。私たちは、これらの制約の重要な対立を、Salam-Sezginモデルから生まれた宇宙論的フレームワークと、Cvetic、Gibbons、およびPopeによるその文字列の実現に提供します。また、文字列モデルの構築に対する制約の影響についても説明します。
インフレシナリオにつながるスカラーフィールドの関数に乗算されるガウスボンネット項でモデルを構築します。考慮事項は、スローロール近似に関連しています。宇宙論的なアトラクタアプローチは、スカラー摂動のスペクトルインデックスを提供します。これは、現代の観測とよく一致し、テンソルとスカラーの比率の変動を可能にします。Einstein-Gauss-Bonnet重力における$1/N$近似の主要な順序でインフレパラメータの宇宙論的アトラクタ予測を再現できるようにするパラメータの変動性を持つモデルを再構築します。
ストリング理論における暗黒エネルギー
ストリング理論に動機付けされた、ダークエネルギーのさまざまな候補を検討します。いくつかのノーゴーの定理は、$w=-1$で、deSitterストリング真空を理論的制御の限界まで押し上げます。すべての既知の例は、異なるストリング理論成分間の微妙な相互作用に依存しています。一方、暴走モジュライの方向はストリング理論ではユビキタスであり、スローロールクインテッセンスを供給している可能性があります。バルクおよびローカル係数の単一場K\"ahlerポテンシャル、および$W=W_0+Ae^{-a\Phi}$または$の形式の主要超ポテンシャルを含む、ストリング理論によって動機付けられたさまざまな候補超重力ポテンシャルを検討しますW=W_0+A\Phi^p$。超重力によって課されるスカラーポテンシャルの条件は非常に制限されており、たとえば$K=-n\ln（\Phi+\bar{\Phi}）$と$W=W_0+A\Phi^p$。考慮された例のうち、$K=k_0+\frac{|\Phiの変形のような係数に対してのみ、$V>0$と$\epsilon_V<1$を同時に満たすことができます|^{2n}}{k1}$と$K=k_0+\frac{（\Phi+\bar{\Phi}）^{2n}}{k_1}$を使ったモジュラスのような爆発摂動超ポテンシャル$p$は$n$に等しくなります。また、光の隠れたセクターの熱効果がスカラーフィールドをゼロ温度ポテンシャルの最小値から遠ざける熱暗黒エネルギーのシナリオも確認します。これは既知の沼地cと一致する$w=-1$のダークエネルギーの実行可能なモデルを提供します潜在的な観察可能な結果を伴う、初期のサーマルダークエネルギーエポックをさらに刺激します。
| Title |
Chirally_improved_quark_Pauli_blocking_in_nuclear_matter_and_applications_to_quark_deconfinement_in_neutron_stars |
| Authors |
David_Blaschke,_Hovik_Grigorian,_Gerd_R\"opke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10218 |
核物質の状態方程式の相対論的平均場（RMF）モデルは、バリオン間のクォーク交換によるパウリブロッキングの効果を含めることによって変更されました。クォークパウリブロッキングのカイラル増強のさまざまなスキームが、動的クォーク質量の採用された密度依存性に従って提案されています。結果として得られる圧力の状態方程式は、体積補正が除外されたRMFモデルDD2と比較されます。この比較に基づいて、密度依存の核子体積が抽出され、これは、キラル増強のそれぞれのスキームにおけるクォークパウリブロッキング効果をパラメーター化します。アイソスピン非対称性への依存性が調査され、対応する密度依存核対称性エネルギーが現象論的制約に従って公正に取得されます。閉込め相転移は、高次NJLモデル内に記述されたクォーク物質相を備えたMaxwell構造によって得られます。回転および非回転（ハイブリッド）コンパクトスターシーケンスのソリューションが得られ、回転ケースの高質量ツインコンパクトスターソリューションの効果が示されます。
ハリスシートから無力ハリスシートへの遷移を表すVlasov-Maxwell平衡分布関数のファミリー
| Title |
A_family_of_Vlasov-Maxwell_equilibrium_distribution_functions_describing_a_transition_from_the_Harris_sheet_to_the_force-free_Harris_sheet |
| Authors |
T._Neukirch,_F._Wilson,_O._Allanson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10238 |
ハリスシートと力のない（または変更された）ハリスシート間の中間のケースである現在のシート平衡のVlasov-Maxwell平衡分布関数のファミリーについて説明します。これらの平衡分布関数は、宇宙プラズマや天体物理学プラズマへの潜在的な用途があります。これらの分布関数の存在については、HarrisonandNeukirch2009で簡単に説明されていましたが、ここでは、ガイドフィールドがゼロになる限界で問題が発生することを示しています。この問題の性質について説明し、問題を回避する別のアプローチを提案します。これは、磁場プロファイルのわずかな変化を考慮することによって達成されます。これにより、ハリスと力のないハリスシートケース間のスムーズな移行が可能になります。
量子電気力学からの相対論的電磁流体力学の再検討
$（3+1）$次元の量子電気力学に基づいて、相対論的電磁流体力学の統計的な機械的導出を提供します。このシステムは、1つの形状の磁気対称性を備えています。保存則と構成関係は、一般的な座標変換に関して明らかに共変な方法で表現されます。ローカルギブスアンサンブル（または非平衡統計演算子）の方法と熱力学汎関数の経路積分式を組み合わせることにより、構成関係の正確な形式を得ることができます。正確な式に微分展開を適用して、相対論的電磁流体力学の1次構成関係を導き出します。パリティと電荷共役の対称性を維持するQEDプラズマの結果は、2つの電気抵抗率と5つの（3つのバルクと2つのせん断）粘度を備えています。また、これらの輸送係数がOnsagerの相互関係と一連の不等式を満たすことを示し、局所的な熱力学の第2法則と一致するエントロピー生成率の半正性を示します。
