C-EAGLEクラスターシミュレーションにおける熱いクラスター内ガス金属性の赤方偏移進化
| Title |
Redshift_evolution_of_the_hot_intracluster_gas_metallicity_in_the_C-EAGLE_cluster_simulations |
| Authors |
Francesca_A._Pearce,_Scott_T._Kay,_David_J._Barnes,_Yannick_M._Bahe,_and_Richard_G._Bower |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12391 |
銀河団の金属の豊富さと分布には、それらの化学履歴と進化に関する貴重な情報が含まれています。金属性が赤方偏移でどのように進化するかを調べることにより、さまざまな金属生産チャネルを制約することが可能です。C-EAGLEクラスター、30の高解像度（$m_{gas}\simeq1.8\times10^{6}$M$_{\odot}$）クラスターズームシミュレーションのサンプルを使用して、特にクラスター周辺に焦点を当てた金属性。金属の大部分が高赤方偏移でクラスター前駆体のコアで生成される初期の濃縮モデルは、クラスター郊外の金属が$z=2$以降大幅に進化していないことを示唆しています。C-EAGLEのサンプルでは、サンプル全体の大きな半径で少なくとも$z=2$までの金属含有量のばらつきがほとんどないため、初期の濃縮モデルとの妥当な一致が見つかりました。例外はFeであり、金属崩壊の動径依存性は、主にコア崩壊型超新星よりも後に形成される可能性が高いタイプIa超新星によって生成された結果、低赤方偏移で進化することが判明しました。また、他のシミュレーションや観測に基づく金属性の研究では見られなかった、C-EAGLEクラスターのコアにおける金属存在量のかなりの赤方偏移の進化も発見されました。この進化は低金属ガスの増加によって引き起こされることがわかっているため、流出するAGN加熱材料と周囲のガスの間の相互作用がクラスター内のコア存在量を決定するために重要であることを示唆しています。
スムーズな確率密度場の再構成
N体シミュレーションからの粒子やハロー、分光測量からの銀河などの離散点分布から、質量保存性の高い高次微分可能密度場を連続的に生成する方法を紹介します。この方法は、セット内の各ポイントの近くのDelaunayテッセレーションによって課される幾何学的制約に従って元のポイントセットを摂動することにより、ポイント実現のアンサンブルを生成することから成ります。アンサンブルの平均フィールドを計算することにより、サンプル分布が不十分な領域のDelaunayテッセレーションから生じるアーティファクトを大幅に減らしながら、ポイント分布の特徴を維持できます。私たちの実装はDelaunayTessellationFieldEstimation（DTFE）メソッドに基づいていますが、他のテッセレーション手法も可能です。ここで紹介する方法は、自己適応型スケール、質量保存、連続性などのDTFE方法と同じ利点を共有しますが、ドローネベースの方法では通常、アーチファクトが支配する点分布の最も弱い構造でも再構築できます。さらに、この方法を画像のノイズ除去とアーティファクトの除去に適用した予備的な結果も示し、ここで紹介する手法の幅広い適用性を強調しています。
ダークエネルギーセクターでのファントムクロスの可能性と、宇宙の初期と後期の観測間のハッブル張力の解決策を調査します。この目的のために、CMB、ハッブル定数のローカル測定（$H_0$）、BAO、SnIaなど、異なる宇宙観測のロバストな組み合わせを使用します。初期の宇宙物理学に関連するCMB+BAOデータの組み合わせの場合、暗黒エネルギーセクターでのファントムクロッシングは$95$\％信頼レベルで確認され、制約$H_0=71.0^{+2.9}_{-3.8が得られます}$km/s/Mpcが68\％の信頼度で、Riesらによるローカル測定と完全に一致しています。データのさまざまな組み合わせによる制約が互いに一貫しており、それらすべてが暗黒エネルギーセクターでのファントムクロッシングと一致していることを示します。考慮されるすべてのデータの組み合わせについて、68\％信頼レベルで制約$H_0=70.25\pm0.78$km/s/Mpcを取得し、スケールファクタ$a_m=0.851^{+0.048}_で発生するファントムクロッシング{-0.031}$68\％の信頼レベル。
| Title |
Cosmological_constraints_from_HII_starburst_galaxy_apparent_magnitude_and_other_cosmological_measurements |
| Authors |
Shulei_Cao,_Joseph_Ryan,_Bharat_Ratra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12617 |
HIIスターバースト銀河の見かけの等級測定値を使用して、6つの宇宙モデルの宇宙パラメーターを制約します。HII銀河、クエーサー角度サイズ、バリオン音響振動ピーク長スケール、およびハッブルパラメータ測定の共同分析により、非相対論的物質密度パラメータ\om\およびハッブル定数の現在値の比較的モデルに依存しない制限的な推定が得られます$H_0$。これらの推定値は、2.0$\sigma$から3.4$\sigma$（宇宙論モデルに応じて）の方が、ローカル展開率から測定されたものよりも$H_0$低くなります。結合されたデータは、宇宙定数であるダークエネルギーおよびフラットな空間超曲面と一致していますが、穏やかなダークエネルギーダイナミクスまたはわずかにフラットでない空間形状を強く除外していません。
PSFベースのアプローチによるTESS高品質クラスターのデータ（PATHOS）-II。南黄道半球の散開星団における太陽系外惑星の探索とその頻度
| Title |
A_PSF-based_Approach_to_TESS_High_quality_data_Of_Stellar_clusters_(PATHOS)_--_II._Search_for_exoplanets_in_open_clusters_of_the_southern_ecliptic_hemisphere_and_their_frequency |
| Authors |
D._Nardiello,_G._Piotto,_M._Deleuil,_L._Malavolta,_M._Montalto,_L._R._Bedin,_L._Borsato,_V._Granata,_M._Libralato,_E._E._Manthopoulou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12281 |
プロジェクトの範囲は、「星団のTESS高品質データへのPSFベースのアプローチ」（PATHOS）であり、候補となる太陽系外惑星と変数を特定するための、星団と若い連合の星の高精度光度曲線の抽出と分析です。出演者。このプロジェクトで使用される最先端のツールを使用すると、密集した場での実際の星のフラックスを測定でき、近隣の汚染源による影響を最小限に抑えることができます。南黄道半球にある645個の散開星団から約20万個の星の光度曲線を抽出し、ミッションの初年度にTESSによって観測されました。通過信号を検索したところ、33個の対象物が見つかりました。そのうち11個が有力な太陽系外惑星の候補です。S/Nが限られているため、地球や超地球は見つかりませんでした。星を周回する2つの海王星サイズの惑星を$R_{\star}<1.5\、R_{\odot}$で特定しました。これは、頻度$f_{\star}=1.34\pm0.95\、\％$と一致し、フィールド星の周りの周波数。$R_{\star}<\、1.5R_{\odot}$のある星の周りの7つの木星候補は、フィールドよりも小さい頻度$f_{\star}=0.19\pm0.07\、\％$を意味します。これらの結果を確認するには、調査の完全性と誤検出率のより完全な推定が必要です。この作業で使用される光度曲線は、プロジェクトPATHOSの下で、宇宙望遠鏡のミクルスキーアーカイブの天文学コミュニティに提供されます。
小さな物体の衝突加熱と圧縮：それらの起源と進化に対する制約
| Title |
Collisional_heating_and_compaction_of_small_bodies:_Constraints_for_their_origin_and_evolution |
| Authors |
Martin_Jutzi_and_Patrick_Michel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12785 |
小さな体の現在の特性は、それらの起源と歴史への重要な手がかりを提供します。ただし、過去の衝突によって処理された小さな物体の量、および太陽系の形成と初期の進化の間に行われた処理の記録をどの程度まで保持しているのかは、まだよくわかっていません。ここでは、Jutzietal。による小さなボディ崩壊の以前のシミュレーションの大規模なセットを分析することにより、衝突加熱と圧縮の程度を研究します。（2019）、直径50〜400kmの多孔質ターゲットを使用し、広範囲の衝撃速度、角度、エネルギーを調査しました。インパクト処理の程度は、小さいオブジェクトを考慮した以前の研究で見つかったものよりも一般的に大きいことがわかります（たとえば、Jutzietal。、2017;Schwartzetal。、2018）。ただし、衝撃処理に関しては明確な二分法があります。逃げる材料は常に、最大の残骸に結合した材料よりも強い加熱を受けます。それらが同じ親体に由来すると仮定すると、最近訪れた小惑星リュウグウとベンヌの間で観察された違いのいくつかは、元の親体で最終的にこれらの小惑星を形成する物質の異なる場所によって説明されるかもしれません。私たちの結果は、彗星核の初期サイズに対する制約も提供します。
主ベルトの新しいマルチパート衝突モデル：地球近くの小惑星への寄与
| Title |
New_multi-part_collisional_model_of_the_main_belt:_The_contribution_to_near-Earth_asteroids |
| Authors |
P._S._Zain,_G._C._de_El\'ia,_R._P._Di_Sisto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12858 |
ねらい。メイン小惑星帯（MB）の6つの部分からなる衝突進化モデルを開発し、それを使用して、MBのさまざまな領域が近地球の小惑星（NEAs）に与える影響を調べました。メソッド。そこに存在する主要な共鳴の位置（$\nu_{6}$、3：1J、5：2J、7：3J、2：1J）。ヤルコフスキー効果と前述の共鳴を、MBのさまざまな領域から小惑星を除去し、それらをNEA領域に配信する主要なメカニズムと見なします。NEA集団の共鳴と平均動的タイムスケールによって配信されたボディを考慮して、さまざまなソース領域からのNEAの進化を計算しました。結果。私たちのモデルは、MBのさまざまな領域のサイズ分布や大きな小惑星ファミリーの数など、MBに関連する主な観測上の制約と一致しています。また、H<16で観測されたNEAを再現でき、H<20の最近の推定値と一致しますが、サイズが小さくなると逸脱します。ほとんどの情報源がNEAに大きな貢献をしていることがわかります。ただし、内側ベルトと中間ベルトはNEAの最も重要な供給源として際立っており、次に外側ベルトが続きます。原始およびキベル地域の貢献は小さいです。小傾斜角の増加と減少を可能にする動的プロセスがその領域にあるため、高傾斜ベルトは、実際に観測された高傾斜のNEAのほんの一部のソースです。
天王星システムの動的歴史
天王星の5つの大きな月（ミランダ、アリエル、ウンブリエル、チタニア、オベロン）の過去の潮汐の進化を数値的にシミュレーションします。任意の2つの衛星間の最新の主要な平均運動共鳴（MMR）であるAriel-Umbriel5：3MMRがシステム全体に大きな影響を与えたことがわかります。私たちの結果は、この共鳴がミランダの現在の4.3$^{\circ}$の傾きの原因であり（以前に提案された3：1のミランダ-ウンブリエルMMRの代わり）、5つすべての月の傾きがこの共鳴中に励起されたことを示唆しています。ミランダは、その離心率がアリエルの永年の摂動によって励起されているため、アリエルウンブリエル5：3MMR中に大きな潮汐加熱を経験しました。この潮汐加熱は、アリエルの外向きの進化ではなく、ミランダの軌道の収縮からエネルギーを引き出し、ミランダで若いコロナを生成するのに十分な100mWm$^{-2}$を超える熱流を生成できます。このMMRの後に、月の離心率と傾斜を再構成する一連の永年の共振が続いていることがわかります。また、オベロンのスピン軸の歳差運動は、ウンブリエルの軌道面の歳差運動との共鳴に近く、このスピン軌道共鳴は、アリエルウンブリエル5：3MMR中に励起された可能性が高いこともわかりました。MMRを出た後、その後のAriel-Umbrielの永年共鳴とOberon-Umbrielのスピン軌道共鳴は、ArielとUmbrielの現在の低い傾斜を説明できる可能性があります。ミランダの表面の特徴の年齢は、暫定的に天王星の潮汐$Q=15,000-20,000$を示唆しており、将来の研究でさらに洗練することができます。
太陽近傍に2つの溶解コアを持つ超若い恒星「ヘビ」の発見
この手紙では、{\itGaia}DR2からオリオンコンプレックスの領域の近くにある超若い（30〜40\、Myrのみ）準潮汐尾（恒星「ヘビ」と呼ばれる）の発見を報告します。この構造の平均距離は、太陽から約310セントです。長さと幅の両方が200\、pcを超えていますが、厚さは約80\、pcです。奇妙なことに、尾は1つだけです。その頭部には2つの溶解コアが含まれており、6D位相空間で明確に区別できます。2つのコアは、おそらく、同じ恒星の母集団で、総質量が2000$M_{\odot}$を超える、最初は数千のメンバーの開いたクラスターから壊れていると考えられます。この個体群は非常に若く（これまでに知られている任意の潮汐尾の年齢よりも1桁小さい）、古典的な潮汐尾理論では十分に説明できません。さらに、質量分離の理論を確認しますが、クラスター中心から125\、pc以内にこの理論の強力な証拠はありません。私たちの発見は、潮汐の尾の形成と進化に関する現在の理論に挑戦しています。その年齢はグールドベルトの歴史とよく一致しています。したがって、グールドベルトの歴史とオリオンコンプレックスの近くの星形成の間の観測的なギャップを埋める可能性があります。
散光星団光は銀河団物質分布の良いトレーサーですか？
| Title |
Is_diffuse_intracluster_light_a_good_tracer_of_the_galaxy_cluster_matter_distribution? |
| Authors |
H._Sampaio-Santos,_Y._Zhang,_R._L._C._Ogando,_T._Shin,_Jesse_B._Golden-Marx,_B._Yanny,_K._Herner,_M._Hilton,_A._Choi,_M._Gatti,_D._Gruen,_B._Hoyle,_M._M._Rau,_J._De_Vicente,_J._Zuntz,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_J._Annis,_S._Avila,_E._Bertin,_D._Brooks,_D._L._Burke,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_C._Chang,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_H._T._Diehl,_P._Doel,_S._Everett,_A._E._Evrard,_B._Flaugher,_P._Fosalba,_J._Frieman,_J._Garcia-Bellido,_E._Gaztanaga,_D._W._Gerdes,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_M._Jarvis,_T._Jeltema,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_O._Lahav,_M._A._G._Maia,_M._March,_J._L._Marshall,_R._Miquel,_A._Palmese,_F._Paz-Chinchon,_A._A._Plazas,_E._Sanchez,_B._Santiago,_V._Scarpine,_M._Schubnell,_M._Smith,_E._Suchyta,_G._Tarle,_D._L._Tucker,_T._N._Varga,_R._H._Wechsler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12275 |
ダークエネルギー調査（DES）1年目で見つかった$0.2\leqz\leq0.35$の528クラスターのサンプルを使用して、拡散したクラスター内光（中心銀河を含む）と銀河クラスター（重粒子と暗い）の物質分布の関係を調べます。データ。拡散光の表面輝度は、より大きな半径でクラスターの総質量への依存性の増加を示し、クラスターの半径でスケーリングした後、普遍的な放射状依存性と自己相似であるように見えます。と暗い）弱いレンズを通して測定された物質分布は、それらが比較可能であることがわかります。IllustrisTNG銀河形成シミュレーションは、散在する恒星の質量とクラスター物質の分布の間の接続に関するさらなる洞察を提供します-散在する恒星のコンポーネントのシミュレーション放射状プロファイルは、クラスター衛星銀河のそれとは異なり、全クラスター物質の内容と同様の勾配を持ちませんします。半径方向の傾向に関係なく、拡散した恒星の質量の量は、シミュレーションでのクラスターの総質量と低分散のスケーリング関係にあり、クラスター衛星銀河の総恒星質量よりも優れています。拡散光がクラスター物質分布の忠実な放射状トレーサーであるかどうかについて、一貫した証拠はないと結論付けます。それにもかかわらず、観測結果とシミュレーション結果の両方から、拡散光はクラスターの総質量の優れた指標であることがわかります。
| Title |
GalaxyNet:_Connecting_galaxies_and_dark_matter_haloes_with_deep_neural_networks_and_reinforcement_learning_in_large_volumes |
| Authors |
Benjamin_P._Moster,_Thorsten_Naab,_Magnus_Lindstr\"om,_Joseph_A._O'Leary |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12276 |
私たちは、銀河と暗黒物質ハローの特性を接続し、強化学習を使用して観測された銀河の統計に直接訓練される、新しいワイド＆ディープニューラルネットワークGalaxyNetを紹介します。恒星の質量と星形成率（SFR）を予測するための最も重要なハロープロパティは、ハローの質量、成長率、および質量ピーク時のスケールファクターです。これは、ランダムフォレストを使用した機能重要度分析から得られます。教師付き学習でさまざまなモデルをトレーニングし、最適なネットワークアーキテクチャを見つけます。次に、GalaxyNetは強化学習アプローチでトレーニングされます。重みとバイアスの固定セットについて、すべてのハローの銀河特性を計算し、模擬統計（星の質量関数、宇宙および特定のSFR、クエンチされたフラクション、クラスタリング）を導出します。これらの統計を観測と比較すると、モデルの損失が得られます。これは、粒子群最適化によって最小化されます。GalaxyNetは観測されたデータを非常に正確に再現し（$\chi_\mathrm{red}=1.05$）、経験的モデルよりも高い赤方偏移で低い正規化と浅い低質量勾配で恒星とハローの質量関係を予測します。ほとんどの衛星はクエンチされていますが、低質量では、最高のSFRを持つ銀河が衛星であることがわかります。瞬時変換効率の正規化は、赤方偏移で増加しますが、$z\gtrsim0.7$以上では一定のままです。最後に、GalaxyNetを使用して$（5.9〜\mathrm{Gpc}）^3$の宇宙ボリュームに銀河を入力し、BAO信号、バイアス、および最大$z=4$までのアクティブおよびパッシブ銀河のクラスタリングを予測しますLSSTやEuclidなどの次世代調査でテストできます。
クリアII：高赤方偏移で最もコンパクトな静止銀河が早期に形成された証拠
| Title |
CLEAR_II:_Evidence_for_Early_Formation_of_the_Most_Compact_Quiescent_Galaxies_at_High_Redshift |
| Authors |
Vicente_Estrada-Carpenter_(1),_Casey_Papovich_(1),_Ivelina_Momcheva_(2),_Gabriel_Brammer_(3),_Raymond_Simons_(2),_Joanna_Bridge_(4),_Nikko_J._Cleri_(5),_Henry_Ferguson_(2),_Steven_L._Finkelstein_(6),_Mauro_Giavalisco_(7),_Intae_Jung_(8),_Jasleen_Matharu_(1),_Jonathan_R._Trump_(5),_Benjamin_Weiner_(9)_((1)_Texas_A&M,_(2)_STScI,_(3)_Cosmic_Dawn_Centre,_(4)_University_of_Louisville,_(5)_University_of_Connecticut,_(6)_University_of_Texas_at_Austin,_(7)_University_of_Massachusetts,_(8)_The_Catholic_University_of_America,_(9)_MMT/Steward_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12289 |
質量、形態、消光率、および銀河の形成履歴の間の相関関係の起源は、主に銀河の星形成履歴の不確実性のために定義するのが困難です。星形成の履歴は、より高い赤方偏移の銀河に対してより適切に制約されており、それらの形成と消光の時代の近くで観察されます。ここでは、「ノンパラメトリック」星形成履歴とネストされたサンプリング法を使用して、$0.7<z<2.5$の静止銀河の形成と消光のタイムスケールに対する制約を導き出します。CLEAR（CANDELSLyman$-\alpha$EmissionatReionization）調査から、深いHSTグリズム分光法と測光法をモデル化します。銀河形成の赤方偏移、$z_{50}$（恒星の質量の50\％を形成した点として定義）は、$z_{50}\sim2$（観測されたエポックの直前）から$までの範囲です。z_{50}\simeq5-8$。\editone{初期形成の赤方偏移は、高い恒星質量表面密度と相関していることがわかります。$\log\Sigma_1/（M_\odot\\mathrm{kpc}^{-2}）>$10.25、ここで$\Sigma_1$は1〜pkpc（適切なkpc）内の恒星の質量。星の質量密度が最も高い静止銀河、$\log\Sigma_1/（M_\odot\\mathrm{kpc}^{-2}）>10.25$、}は、\textit{minimum}形成の赤方偏移を示します。サンプルのオブジェクトは$z_{50}>2.9$です。表面密度が低い静止銀河、$\log\Sigma_1/（M_\odot\\mathrm{kpc}^{-2}）=9.5-10.25$、形成エポックの範囲を示します（$z_{50}\simeq1.5-8$）、これらの銀河がさまざまな形成と集合の歴史を経験したことを意味します。表面密度のしきい値$\log\Sigma_1/（M_\odot\\mathrm{kpc}^{-2}）>10.25$は、ビッグバン後の最初の数Gyrに形成された銀河を一意に識別すると主張し、これが銀河形成モデルに与える影響。
PHLEK調査：原始ヘリウム存在量の新しい決定
KeckNIRSPECおよびKeckNIRES分光法で、既存の光学観測が行われている16の金属に乏しい銀河を紹介します。近赤外線（NIR）分光法は、HII領域のガスの物理的条件に対する感度が高いため、HeI10830A輝線を特にターゲットとしています。これらのNIR観測を光学分光法と組み合わせて使用して、金属性の範囲12+log（O/H）=7.13-8.00にわたる16個の銀河のヘリウム存在量を決定します。このデータセットは、金属性とヘリウムの存在量測定を確保できる他の2つのサンプルと組み合わされます。スローンデジタルスカイサーベイ分光データベースから選択された星形成銀河と、文献にある既存の低金属性システムです。固有の散乱を考慮して、これらの測定値への線形フィットを計算し、原始ヘリウムの質量の割合y_P=0.0805+/-0.0017の新しい決定を報告します。これは、原始ヘリウムの質量分率Y_P=0.2436+/-0.0040に対応します。原始ヘリウム存在量の測定と最新の原始重水素測定（D/H）_Px10^5=2.527+/-0.030を組み合わせて使用して、バリオン密度に境界を設定しますOmega_bh^2=0.0215+/-0.0005およびニュートリノ種の有効数Neff=2.85+/-0.28。これらの値は、宇宙マイクロ波背景に刻印された温度変動のプランク衛星観測から推定された値と1.3シグマで一致しています。
H0LiCOW XI。 HSTおよびSubaruディープイメージングを使用したレンズ付きクエーサーB1608 +
656のフィールドにおける外部収束の弱いレンズ効果測定
| Title |
H0LiCOW_XI._A_weak_lensing_measurement_of_the_external_convergence_in_the_field_of_the_lensed_quasar_B1608+656_using_HST_and_Subaru_deep_imaging |
| Authors |
O._Tihhonova,_F._Courbin,_D._Harvey,_S._Hilbert,_A._Peel,_C._E._Rusu,_C._D._Fassnacht,_V._Bonvin,_P._J._Marshall,_G._Meylan,_D._Sluse,_S._H._Suyu,_T._Treu_and_K._C._Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12295 |
私たちは、スバルSuprime-Camとハッブル宇宙望遠鏡（HST）を使用してH0LiCOWレンズB1608+656の環境と見通し線を調べ、弱いレンズ効果の分析を行います。フィールドの質量マップを再構築する3つの異なる方法を比較します。つまり、修復とガウシアンまたはウェーブレットフィルタリングを組み合わせた標準のカイザースクワイア逆変換と、せん断フィールドのスパース正則化に基づく方法$\tt{Glimpse}$です。2D質量再構成の間に実質的な違いはありませんが、地上ベースのデータは、空間ベースの観測よりも小規模構造の影響を受けにくいことがわかります。2つの利用可能なHSTフィルターF606WおよびF814Wに適用されたすべての再構成手法で得られた結果を限界化して、外部収束を推定します。B1608+656の位置での$\kappa_{\rmext}$は$\kappa_{\rmext}=0.11^{+0.06}_{-0.04}$、エラーバーはそれぞれ16番目と84番目の四分位数に対応します。この結果は、number-counts手法を使用した以前の推定値と互換性があり、B1608+656は非常に密な見通し線にありますが、完全に異なる手法です。質量再構成を使用して、B1608+656の領域の銀河のいくつかのグループの位置での収束をさまざまな分析質量プロファイルを使用した質量測定と比較し、弱いレンズ効果の結果が切り捨てられたハローモデルに有利であることを確認します。
ペルセウス団の高解像度VLA低無線周波数観測：電波ローブ、ミニハロー、ベントジェット電波銀河
| Title |
High-resolution_VLA_low_radio_frequency_observations_of_the_Perseus_cluster:_radio_lobes,_mini-halo_and_bent-jet_radio_galaxies |
| Authors |
Marie-Lou_Gendron-Marsolais,_Julie_Hlavacek-Larrondo,_Reinout_J._van_Weeren,_Lawrence_Rudnick,_Tracy_E._Clarke,_Biny_Sebastian,_Tony_Mroczkowski,_Andrew_C._Fabian,_Katherine_M._Blundell,_Evan_Sheldahl,_Kristina_Nyland,_Jeremy_S._Sanders,_Wendy_M._Peters_and_Huib_T._Intema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12298 |
KarlG.Jansky超大型アレイで取得したペルセウス団の最初の高解像度230〜470MHzマップを示します。達成された高いダイナミックレンジと解像度により、この近くの銀河団にある未知の構造を特定することができました。最も明るい銀河団NGC1275の内側の電波ローブにサブ構造の新しいヒントが表示されます。これらの周波数で、過去の核爆発によって膨張した外側のX線空洞に広がる電波放射のスパーが初めて見られます。スペクトルの経年変化と一致しています。NGC1275のほかに、クラスターに潜む複雑な電波源も分析します。クラスターに落下する高度に投影された狭角テール電波銀河と一致する2つの新しい明確に狭くコリメートされたジェットがIC310に表示されます。これがブレザーのような振る舞いとどのように一致するかを示し、ブレザーとベントジェット電波銀河は相互に排他的ではないことを意味します。NGC1265のテール全体のフィラメント構造の存在を報告します。これには、テールの最も細い曲がった延長部にある長いフィラメントの2つの新しいペアが含まれます。このようなフィラメントは、遺物や無線ローブなどの他のクラスター無線ソースで見られ、これらすべての無線構造間に基本的な接続がある可能性があることを示しています。CR15の非常に狭くてまっすぐな尾部をダブルジェットの兆候なしに解決します。そのため、そのような頭尾源の解釈はまだ不明です。最後に、NGC1272とその曲がったダブルジェットの近くに、ミニハローの最も明るい西部のみが残っていることに注意してください。
K-CLASH：フィールドおよびクラスター環境における$ z \約0.2 $-$ 0.6 $の空間分解星形成銀河
| Title |
K-CLASH:_spatially-resolving_star-forming_galaxies_in_field_and_cluster_environments_at_$z_\approx_0.2$-$0.6$ |
| Authors |
Alfred_L._Tiley_(1,2,3),_Sam_P._Vaughan_(4,5,3),_John_P._Stott_(6),_Roger_L._Davies_(3),_Laura_J._Prichard_(7),_Andrew_Bunker_(3),_Martin_Bureau_(3,8),_Michele_Cappellari_(3),_Matt_Jarvis_(3,9),_Aaron_Robotham_(1),_Luca_Cortese_(1,5),_Sabine_Bellstedt_(1),_and_Behzad_Ansarinejad_(2)_((1)_ICRAR/UWA,_(2)_CEA_Durham_University,_(3)_University_of_Oxford,_(4)_SIfA_University_of_Sydney,_(5)_ASTRO3D,_(6)_Lancaster_University,_(7)_STScI,_(8)_Yonsei_University,_(9)_University_of_the_Western_Cape) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12471 |
KMOS-CLASH（K-CLASH）調査、Kバンドマルチオブジェクトスペクトログラフ（KMOS）調査、空間分解されたガスの特性および191（主に青色）H$\alpha$で検出された銀河のキネマティクスを$0.2で提示します。\lesssimz\lesssim0.6$（フィールド環境およびクラスター環境）。K-CLASHは、KMOS$IZ$バンドのハッブル（CLASH）フィールドを使用して、半径$7'$（$\約2$-$3$Mpc）の視野を超える4つのクラスターレンズと超新星サーベイで銀河をターゲットにします。K-CLASHは、$z\約1$-$3$の乱流で高度に星を形成する円盤状の特異なシステムから、$z\の比較的静止した後期型銀河への星形成銀河の移行を研究することを目的としていますapprox0$、そして$z\approx1$以降の赤いシーケンスの構築におけるクラスターの役割を調べるため。このペーパーでは、K-CLASHサーベイについて説明し、サンプルを示し、K-CLASH銀河の特性の概要を示します。私たちのサンプルは、フィールド環境とクラスター環境の両方に存在する恒星の質量とエポックに典型的な星形成銀河で構成されていることを示しています。K-CLASHは、赤方偏移が大きい場合と小さい場合の既存の大規模積分フィールド分光法調査の間のギャップを埋めるための理想的なサンプルであると結論付けています。中間の赤方偏移での星形成K-CLASHクラスター銀河は、フィールドでのそれらの星形成対応物よりも体系的に低い恒星質量を持っていることがわかり、これらのエポックでのクラスターにおける銀河の成長の可能な「ダウンサイジング」シナリオを示唆しています。星の質量を考慮した後、どちらの環境でもH$\alpha$で検出された星形成銀河の星形成率の差は測定されず、K-CLASHによって調査されたエポック中にクラスター消光が非常に急速に発生すること、または星を形成する星団を形成するK-CLASH銀河が到着したのはごく最近であり、消光のために十分な時間が経過していません。
CANDELSフィールドで$ 3 \ leq z \ leq 4.5 $の大量の進化した銀河の選択
| Title |
Selection_of_massive_evolved_galaxies_at_$3_\leq_z_\leq_4.5$_in_the_CANDELS_fields |
| Authors |
Abtin_Shahidi,_Bahram_Mobasher,_Hooshang_Nayyeri,_Shoubaneh_Hemmati,_Tommy_Wiklind,_Nima_Chartab,_Mark_Dickinson,_Steven_L_Finkelstein,_Camilla_Pacifici,_Casey_Papovich,_Henry_C._Ferguson,_Adriano_Fontana,_Mauro_Giavalisco,_Anton_Koekemoer,_Jeffery_Newman,_Zahra_Sattari,_Rachel_Somerville |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12507 |
\textit{HST}/ACSおよびWFC3のCANDELS測光カタログを使用して、3つの異なる選択方法を使用して、$3<z<4.5$の大規模な進化した銀河を特定しました。中央に配置された2つの赤方偏移ビンの完全性を補正した後、これらのオブジェクトの移動数密度は$\sim2\times10^{-5}$および$8\times10^{-6}Mpc^{-3}$であることがわかります$z=3.4、4.7$。さまざまな選択からの各候補銀河に対してどの程度の信頼性が必要か、そして選択に伝播された保守的なエラー推定値を測定します。次に、対応する数密度とその恒星の質量密度の進化を数値シミュレーション、半分析モデル、および以前の観測推定と比較します。これは、モデルが数と質量密度を過小評価する傾向があるため、より高い赤方偏移でわずかな張力を示します。候補の平均ハロー質量（$M=h\約4.2、1.9、1.3\times10^{12}M_\odot$、$z=3.4、4.1、4.7$を中心とする赤方偏移ビンの場合）を推定することにより、バリオンを星に変えるのに効率的で、フィードバック効果やホットモード降着への移行寸前のハローと一致している。これは、冷たいガスの相対的宇宙的飢餓に続いて、銀河が高赤方偏移で大量の進化した個体群を消滅させる可能性のあるドライバーの1つとして利用可能な冷たいガスを急速に消費する過剰消費フェーズが続くことを示唆します。
銀河の合併における電波で大きな狭線セイファート1銀河1H 0323 + 342
| Title |
The_radio-loud_narrow-line_Seyfert_1_galaxy_1H_0323+342_in_a_galaxy_merger |
| Authors |
Akihiro_Doi,_Motoki_Kino,_Nozomu_Kawakatu_and_Kazuhiro_Hada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12510 |
狭いラインのセイファート1銀河（NLS1）の超大質量ブラックホール（SMBH）は、活動銀河核（AGN）の質量関数の最下端にあり、形成されると考えられている疑似バルジを持つ後期型のホスト銀河に優先的に存在します。内部の世俗的な進化によって。一方、電波の強いNLS1の数は、相対論的なジェットパラダイムに挑戦をもたらします。強力なラジオジェットは、銀河の合併によって構築された楕円形のホストの非常に大きな質量のSMBHにのみ関連付けられます。私たちは、最も近いガンマ線を放射する、大音量のNLS11H0323+342に関連する歪んだ無線構造を調査しました。これは、そのホスト銀河の過去の光学/近赤外観測に基づく合併仮説の裏付けとなる証拠を提供します。異常な電波形態は、現在アクティブなジェットの内側の湾曲した構造と、低輝度の遺物の外側の線形構造の2つの異なる構造で構成されています。このような共存は、ブラックホールが銀河の合併プロセスで合体する前に、歳差運動を伴う確立されたブラックホールバイナリの段階を示している可能性があります。1H0323+342と銀河の相互作用下にある他の電波のNLS1は、電波が静かなNLS1から、合併や合併によって誘発されたジェットフェーズを経て、古典的なバルジの大きなSMBHを持つ通常のセイファート銀河への進化の経路上の極端なオブジェクトである可能性があります。
基本平面とタリーフィッシャー関係を理解する
初期型の銀河のサイズ、表面の明るさ、および速度分散（「基本平面」）の関係は、主に圧力で支えられた恒星力学の平衡から生じると長い間理解されてきました。宇宙時間にわたってこれらの銀河の合併形成を介してそのような平衡に到達することに関連する散逸とフィードバックは、平面の向きの原因である可能性があります。6dFGalaxySurveyで、表面の明るさの向上と若さの間の相関関係を確認しています。この「傾き」と恒星の質量、年齢、濃度、形状、および金属性との相関関係は、これらの近くの銀河の分解された運動学と構造、およびそれらの初期質量関数と暗黒物質成分に関するさらなる研究の方向を示しています。一見すると、タリーフィッシャー関係は、より単純な1次元のスケーリング関係です。ただし、後期型銀河にはディスクと同様にふくらみがあり、ディスクの表面密度はより大規模な銀河の標準にすぎないため、追加のパラメーターが関係します。
正面から見た渦巻銀河の薄い円盤における星形成
| Title |
Star_formation_in_thin_disks_of_spiral_galaxies_seen_face-on |
| Authors |
V._E._Karachentseva,_I._D._Karachentsev,_and_O._G._Kashibadze |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12555 |
星形成の統合（SFR）および特定（sSFR）速度の推定値は、ほぼ正面から見た後のSc、Scd、およびSdタイプの181銀河に対して与えられます。それらのSFRはGALEX調査のFUVフラックスから決定されました。sSFRの中央値は、Scの場合は-10.66dex、Scdの場合は-10.44dex、Srタイプの場合は-10.40dexで、単位はyr-1です。これらの銀河のsSFRの平均値は、低質量から巨大な円盤にスムーズに落ちます。測光誤差を考慮した後、特定の星形成率には、0.16dexの小さな宇宙変動があります。観測された恒星の質量を13.8Gyrの宇宙時間で再現するためには、バルジのない銀河の正面を向いて見ると、SFRが過去に現在よりも3倍高いはずです。
z〜3.3のLy-alpha星雲
環境。高赤方偏移銀河の探索は、現代の観測宇宙論における激しい活動の分野であり、将来の地上および空の観測所とともに成長し続けるでしょう。ここ数年、high-zUniverseについて多くのことを学びました。ねらい。低赤方偏移から高赤方偏移までの広範囲のLy-alphaBlob（LAB）調査にもかかわらず、100kpcを超える巨大なLABは主にz〜2-4で発見されています。この赤方偏移の範囲は、z〜2.5-3での銀河ガス循環プロセスの流入から流出への遷移エポックと一致しています。これは、巨大なLABの形成がガスの流入と流出の組み合わせに関連している可能性があることを示唆しています。彼らの極端な若さは、地上の望遠鏡を使用した適度な時間の投資のみで、最も若い既知の星形成銀河のいくつかへの洞察を提供するので、銀河形成の研究においてそれらを興味深いオブジェクトにします。メソッド。体系的な狭帯域Ly-alpha星雲の調査が進行中ですが、カバーされる赤方偏移の範囲と移動量に制限があります。これは、そのようなまれなソースを検索するときに重大な問題を引き起こします。この問題に対処するために、私たちは体系的な検索ツールであるATACAMA（LargeLyManAlpha星雲のseArChing用ツール）を開発しました。結果。29.4sq.arcsecの等光面積をカバーするzphot〜3.3でLy-alpha星雲候補を特定しました。その形態は明るいコアと、以前に知られているLy-alphaブロブの形態と一致するかすかなコアを示しています。Ly-alphaに相当する幅と線束の最初の推定は、いくつかのグループが主導した研究の値と一致します。
星形成MaNGA銀河における異なるBPTタイプの環核領域：AGN検出可能性
| Title |
Circumnuclear_regions_of_different_BPT_types_in_star-forming_MaNGA_galaxies:_AGN_detectability |
| Authors |
L.S.Pilyugin,_E.K.Grebel,_I.A.Zinchenko,_M.A.Lara-Lopez,_Y.A.Nefedyev,_V.M.Shulga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12744 |
MaNGA銀河の核周囲領域を考慮します。スペクトルは、BPTダイアグラム上の位置に応じて、AGNのような、HII領域のような（またはSFのような）、中間（INT）スペクトルとして分類されます。核周囲領域の放射線分布には、次の4つの構成があります。1）AGN+INT。AGNに似た放射線の最も内側の領域は、中間タイプの放射線の輪に囲まれています。2）INT、中間タイプの放射線の中心領域。3）SF+INT、HII領域のような放射の内部領域は、中間タイプの放射のリングで囲まれています。および4）SF、HII領域のような放射のみ。構成1と2のライナーを調べます。LINERのスパクセルスペクトルは、BPTダイアグラム上でシーケンスを形成します。線の比率は半径で滑らかに変化します。中心のAGNのようなものから、距離が遠いHIIの領域のようなものまで。これは、ライナーがAGN活動によって興奮するというパラダイムと一致しています。核周囲領域のAGNおよびINT放射は、ガス速度分散s_gの向上を伴います。AGNおよびINT放射の領域の半径は、s_gが強化された領域の半径と同様であり、中央のs_g、cは、AGN+INT領域の光度と相関しています。ガス速度の分散は、AGN活動の指標として役立つと想定しています。SFタイプのセンターのs_g、cの値は、AGNタイプのセンターの値と一部重複しています。s_g、c-中央Halpha表面輝度図のAGNタイプオブジェクトとSFタイプオブジェクトの位置の間に境界線があることがわかります。
不純物が存在する場合の星間氷の吸収特性に関する系統的研究
| Title |
A_Systematic_Study_on_the_Absorption_Features_of_Interstellar_Ices_in_Presence_of_Impurities |
| Authors |
Prasanta_Gorai,_Milan_Sil,_Ankan_Das,_Bhalamurugan_Sivaraman,_Sandip_K._Chakrabarti,_Sergio_Ioppolo,_Cristina_Puzzarini,_Zuzana_Kanuchova,_Anita_Dawes,_Marco_Mendolicchio,_Giordano_Mancini,_Vincenzo_Barone,_Naoki_Nakatani,_Takashi_Shimonishi,_and_Nigel_Mason |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12867 |
分光学的研究は、星間氷とその構造の特定と分析において重要な役割を果たします。いくつかの分子は、星間氷内で純粋、混合、または層状構造としてさえ確認されています。水の氷の吸収帯の特徴は、さまざまな種類の不純物（CO、CO2、CH3OH、H2COなど）の存在によって大幅に変化する可能性があります。この作業では、不純物が存在する場合の水バンド周波数の振る舞いと強度を理解するために理論的調査を行いました。計算研究は、純粋なH2O氷のバンドプロファイルに対するHCOOH、NH3、およびCH3OHの効果を検証することを目的としたいくつかの赤外分光法実験によってサポートされ、補完されています。具体的には、解放、曲げ、バルクストレッチ、およびフリーOHストレッチモードのバンド強度への影響を調査しました。計算されたバンド強度プロファイルは、新規および既存の実験結果と比較され、H2Oの振動モードとその強度は、異なる濃度の不純物の存在下で大幅に変化する可能性があることを指摘しています。ほとんどの場合、バルクストレッチモードが最も影響を受ける振動であり、曲げは影響が最も少ないモードです。HCOOHは、解放、曲げ、およびバルクストレッチバンドプロファイルに強い影響を与えることがわかりました。NH3の場合、不純物濃度が50％になるとフリーOHの伸縮帯が消えます。この作業は、最終的には、来たるJWSTミッションによって、星間氷の将来の詳細な宇宙観測の正しい解釈を助けることになります。
中間の赤方偏移銀河間の相互作用。 SDSSJ134420.86 + 663717.8の場合
| Title |
Interactions_among_intermediate_redshift_galaxies._The_case_of_SDSSJ134420.86+663717.8 |
| Authors |
Persis_Misquitta,_Micah_Bowles,_Andreas_Eckart,_Madeleine_Yttergren,_Gerold_Busch,_Monica_Valencia-S.,_Nastaran_Fazeli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12888 |
中心の超大質量ブラックホールと相互作用するオブジェクトSDSSJ134420.86+663717.8のホスト銀河の特性を示します。マルチオブジェクトダブルスペクトログラフ（MODS）を使用して、大型双眼鏡望遠鏡（LBT）から光学長スリット分光データを取得しました。スペクトルを分析すると、1つの銀河の核領域にイオン化ガスの強い広くて狭い輝線がいくつかあることがわかりましたが、2番目の銀河では細い輝線しか見えませんでした。光学スペクトルを使用して、診断図をプロットし、2つの銀河の回転曲線を推定し、中央の超大質量ブラックホールの質量を計算しました。輝線の特徴が広い銀河はSeyfert〜1の特性を持っていますが、輝線の特徴が狭い銀河は、本来、星を形成しているように見えます。さらに、中央の超大質量ブラックホールの質量は、10^7太陽質量の数倍でほぼ等しいことがわかります。さらに、前駆銀河の初期条件にいくつかの光を当てる簡単なN体シミュレーションを提示します。相互作用する2つの銀河のほぼ直交するアプローチでは、モデルはシステムの光学画像に似ていることがわかります。
プラネットナインは、外部太陽系のブラックホールになる可能性があると提案されています。私たちは小さなオールト雲オブジェクトの影響から生じる降着フレアを調査し、次のLSST観測プログラムはプラネットナインを1年以内にブラックホールとして除外または確認できることがわかりました。また、LSSTがトラップされた惑星質量ブラックホールの存在を除外または確認して、オールトクラウドの端まで導き、原始ブラックホールの暗黒物質の割合を間接的に調べ、現在の制限を桁違いに改善する可能性があることもわかりました。
超高速星S5-HVS1の以前の伴侶
| Title |
The_former_companion_of_the_hyper-velocity_star_S5-HVS1 |
| Authors |
Wenbin_Lu_(1),_Jim_Fuller_(1),_Yael_Raveh_(2),_Hagai_B._Perets_(2),_Ting_S._Li_(3,_4),_Matthew_W._Hosek_Jr._(5),_and_Tuan_Do_(5)_((1)_Caltech,_(2)_Technion,_(3)_Carnegie_Observatories,_(4)_Princeton,_(5)_UCLA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12300 |
1800km/sで銀河中心から5年前に放出された超高速星S5-HVS1は、超大質量ブラックホールSgrA*によるタイトバイナリの潮汐分裂によって生成された可能性が高いです。モンテカルロアプローチを採用して、以前のS5-HVS1のコンパニオンが太陽質量1.5〜6の間の主系列星であり、1-10AUの範囲の中心間距離と準主軸を持つ高度に偏心した軌道に捕捉されたことを示します。約$10^3$AU。次に、捕獲された星の運命を探ります。周中心距離が約3AU未満の場合、潮汐で励起された恒星の振動モードによって堆積された熱が暴走崩壊につながることがわかります。過去5マイアにわたって、その角運動量は軌道緩和によって大幅に変更されており、確率的に周辺中心を3AU以下に駆動し、潮汐の混乱を引き起こす可能性があります。捕獲された星の近くの環境での局所的な緩和時間と捕獲時の最初の中心に応じて、5％から50％の範囲の全体的な生存確率がわかります。生存している星の中心点からの距離は10〜100AUに移行し、S星団の最も極端なメンバーになる可能性があります。S5-HVS1に似た星の噴出率から、このような高度に偏心した軌道には現在いくつかの星が存在している可能性があると推定しています。それらは、GRAVITY装置および将来の超大型望遠鏡によって検出可能（通常Ks<18.5等）であり、SgrA*のスピンの異常なプローブを提供するはずです。
2HWC J1928 + 177の多波長観測：暗い加速器か新しいTeVガンマ線バイナリか？
| Title |
Multi-wavelength_observations_of_2HWC_J1928+177:_dark_accelerator_or_new_TeV_gamma-ray_binary? |
| Authors |
Kaya_Mori,_Hongjun_An,_Qi_Feng,_Kelly_Malone,_Raul_R._Prado,_Yve_E._Schutt,_Brenda_L._Dingus,_E.V._Gotthelf,_Charles_J._Hailey,_Jeremy_Hare,_Oleg_Kargaltsev,_Reshmi_Mukherjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12343 |
2HWCJ1928+177は、最大56TeVまでの高高度水チェレンコフ（HAWC）天文台によって検出された銀河TeVガンマ線源です。後にH.E.S.S.によって確認されたHAWCソースは、低エネルギーバンドで超新星残骸やパルサー風星雲が検出されないため、暗い加速器として未確認のままです。ラジオパルサーPSRJ1928+1746は、HAWC線源位置と一致しており、X線対応はありません。私たちのSEDモデリングは、推定されるパルサー風星雲における逆コンプトン散乱が、目に見えない星雲がr〜4[arcmin]を超えて拡張された場合にのみTeV放出を説明できることを示しています。あるいは、TeVガンマ線は、ラジオパルサーに関連する未検出の超新星残骸からの相対論的陽子と近くの分子雲G52.9+0.1との間のハドロン相互作用によって生成される場合があります。NuSTARとChandraの観測により、HAWCエラーサークル内の可変X線点源が検出されました。これは、明るいIR源に関連している可能性があります。X線スペクトルは、$N_{\rmH}=（9\pm3）\times10^{22}$cm$^{-2}$および$\Gamma_X=1.6の吸収べき法則モデルで近似できます。\pm0.3$であり、過去10年間にわたって長期的なX線フラックス変動を示しています。X線源がIR源（おそらくOスター）に関連付けられている場合、これがHAWC源の対応物である場合、パルサー風と恒星風の衝突によって駆動される新しいTeVガンマ線バイナリーである可能性があります。フォローアップX線観察は、拡散X線放出を検索し、HAWC線源の性質を決定するために必要です。
ガンマ線バーストGRB 190114CおよびGRB 180720BからのサブTeV残光放出の起源
サブTeVガンマ線におけるGRB180722BおよびGRB190114Cの検出は、高エネルギーガンマ線におけるガンマ線バーストを研究するための新しいウィンドウを開きました。最近、シンクロトロンと逆コンプトンプロセスが、残光中にこれらの高エネルギーガンマ線を生成する原因であることが示されています。ここでは、初めて、高エネルギーブレーザーでのマルチTeVフレアの説明に成功した光ハドロンシナリオが、ガンマ線バーストにも適用できることを示しました。GRB190114CおよびGRB180720BのサブTeVスペクトルは、高エネルギー陽子とシンクロトロン自己コンプトン領域およびシンクロトロン領域のバックグラウンド光子との相互作用によるものであることを示します。背景光子分布の性質は、それらのバルクローレンツ因子を制約するのに役立ちます。
高解像度チャンドラ分光法によるSS 433のX線ジェットのパラメーターの診断
| Title |
Diagnostics_of_Parameters_for_the_X-ray_Jets_of_SS_433_from_High-Resolution_Chandra_Spectroscopy |
| Authors |
P._Medvedev,_I._Khabibullin,_S._Sazonov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12416 |
銀河マイクロクエーサーSS433のX線スペクトルには、重元素の高度にイオン化された原子の豊富な一連の輝線が含まれており、その重要なドップラーシフトにより、流出物質のコリメートされた相対論的ジェットで生成されることは間違いありません。チャンドラ観測所によって取得された高解像度X線スペクトルの系統的分析を実行して、放射の線と連続体スペクトルを首尾一貫して予測するそれらの放出の多温度モデル内のジェットのパラメーターを決定しました。3keVを超えるエネルギーでのSS433のスペクトルは、ジェット放出モデルによって統計的に十分に記述されていることが示されていますが、3keVを超えると、追加のハードコンポーネントの導入が必要になります。3keV未満のデータをフィッティングすることによって導出されたジェットパラメーター（バルク速度、開口角度、動的光度、基準温度、および相対元素存在量）を要約し、追加のコンポーネントの存在によって明らかになった退化と系統的影響について説明します。導出されたパラメーターを使用して、適度に吸収されたジェットの可視部分のホット（最大40keV）拡張からの放出とハードコンポーネントが互換性があることを示します（$N_H\sim2\times10^{23}$cm$^{-2}$）冷風素材。この方法で構築された複合X線放出モデルにより、SS433の広帯域スペクトルを首尾一貫して記述することができます。
リフレッシュされたショックアフターグローとしてのGRB 170817Aを軸外で表示
ガンマ線バースト（GRB）への残光を生成する外部衝撃システムにエネルギーを注入すると、放出が再び明るくなる可能性があります。ここでは、再明るくされたリフレッシュされたショック残光の軸外のビューを調査します。残光の光度曲線は、ジェットの開口角度の外側から見た場合、システム全体のエネルギーによって最大フラックスが決定される緩やかな上昇または長いプラトーによって特徴付けられることがわかります。重力波で検出されたバイナリ中性子星合体GW170817に関連付けられたGRB170817Aの広帯域残光データを使用して、シンプルなシルクハットジェットを備えた更新された衝撃モデルが、観測された残光機能を再現できることを示します。最適なモデルパラメータは、ジェットの開き角$\theta_j=5^\circ.2^{+1.1}_{-0.6}$、見通し線に対する傾斜$\iota=16^\circ.0^を与えます{+3.4}_{-1.1}$、初期等方性運動エネルギー$E_1=0.3^{+3.5}_{-0.3}\times10^{52}$ergおよび合計の更新された衝撃エネルギー$E_{\rm合計}=0.42^{+5.6}_{-0.4}\times10^{53}$erg。モデルフィッティングは、初期のバルクローレンツ係数$\Gamma_{0,1}<60$を優先し、中心値が$\Gamma_{0,1}=19.5$と比較的低いため、軸上のジェットが「失敗したGRB」、および関連する$\gamma$線の放出は、ショックブレイクアウトまたは他の何らかのプロセスの結果であったこと。
不均一な帰路電流による磁場発生
ビーム成分を持つ不均一無衝突プラズマにおける磁場の新しい生成メカニズムを提案する。電流と電荷の中立性は最初は満たされていますが、不均一性があると電流の中性が最終的に破られ、磁場が生成されることを示しています。abinitio2次元パーティクルインセルシミュレーションを実行することにより、磁場が期待どおりに生成されることを示します。宇宙線は宇宙物理プラズマのビーム成分と見なすことができるので、磁場の新しい生成メカニズムは現在の宇宙で重要な役割を果たすことができます。最初の宇宙線はz〜20の赤方偏移で大規模な磁場を生成することを提案します。
| Title |
The_Process_of_Stellar_Tidal_Disruption_by_Supermassive_Black_Holes._The_first_pericenter_passage |
| Authors |
Elena_M._Rossi,_Nicholas_C._Stone,_Jamie_A.P._Law-Smith,_Morgan_MacLeod,_Giuseppe_Lodato,_Jane_L._Dai_and_Ilya_Mandel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12528 |
潮汐破壊イベント（TDE）は、光学、紫外線、X線の空で最も明るい過渡現象の1つです。これらのフレアは、巨大なブラックホールの潮汐場によって星が引き裂かれ、これまでのところ不完全に理解されている一連のイベントをトリガーするときに動き出します。ただし、混乱のプロセスはほぼ半世紀にわたって広く研究されており、TDEの後期とは異なり、混乱自体に関する私たちの理解はかなりよく収束しています。この章では、恒星潮汐破壊の解析モデルと数値モデルの両方を確認します。比較的単純な大きさの物理学から始めて、高度化のモデル、半解析的な「アフィン形式」、ポリトロピック星の崩壊の流体力学的シミュレーション、そして現実の崩壊に関する最新の流体力学的結果をレビューします恒星モデル。私たちのレビューでは、典型的なTDEと異常なTDEの両方で混乱の直後の余波を調査し、非メインシーケンスの星、深く浸透する潮汐の遭遇、連星の星系、および準放物線軌道を考慮した場合の潮汐破片の運命の変化を調査します。恒星の潮汐破壊プロセスは、静止した巨大なブラックホールの周りの降着流の形成をモデル化するために必要な初期条件を提供し、場合によっては、たとえば衝撃波、重力波、または深く急落した暴走核融合を介して直接観測可能な放出につながる可能性もありますTDE。
上流波による対プラズマにおけるワイベル型からアルフエニックショックへの変化
粒子内セル（PIC）シミュレーションを使用して、ペアプラズマの並列衝撃波が、下流の粒子をエスケープすることによって駆動される上流の波にどのように反応するかを調べます。当初、衝撃は、磁気フィラメント化（ビームワイベル）不安定性による2次元シミュレーションで維持されます。脱出粒子は、静電ビームを不安定にします。これらの波による上流プラズマの変化は、衝撃にほとんど影響しません。やがて、脱出する粒子の密度の低下と温度の上昇により、ビームの不安定性が解消されます。磁場に垂直な方向よりも大きな熱エネルギーは、ペアのアルフベンモードを不安定にします。上流のプラズマの残りのフレームでは、成長するペアのアルフベン波の群速度は衝撃波のそれよりも低く、後者は波に追いつきます。アルフのペアの波が蓄積されると、2次元シミュレーションのショックは、ワイベルタイプのショックから、初期条件のマッハ数が約6のアルフのショックに徐々に変化します。
SVOM / ECLAIRによる超長ガンマ線バースト検出
| Title |
Ultra-Long_Gamma-Ray_Bursts_detection_with_SVOM/ECLAIRs |
| Authors |
Nicolas_Dagoneau,_St\'ephane_Schanne,_Jean-Luc_Atteia,_Diego_G\"otz,_Bertrand_Cordier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12560 |
超長ガンマ線バースト（ulGRB）は、X線とガンマ線の放出が異常に長く、持続時間が数千秒に達するガンマ線バースト（GRB）です。それらは、特定のクラスの高エネルギー過渡事象を形成する可能性があり、その原因はまだ議論中です。既知のulGRBの現在のサンプルは、NeilGehrelsSwiftObservatoryに搭載されているバーストアラート望遠鏡（BAT）と他のいくつかの機器によってこれまでに検出された数十のイベントで構成されています。2021年以降に運用を開始する予定のSVOMミッションは、軟ガンマ線望遠鏡ECLAIRのおかげで、より多くのulGRBの検出と観測に役立つ可能性があります。ulGRBとSVOMミッションの紹介の後、ulCLBを検出するECLAIRの機能に関するシミュレーションの結果を示します。最初に、Swift/BATによって検出されたulGRBのサンプルを使用し、機器のモデルとECLAIRに実装されるプロトタイプトリガーソフトウェアを通じてこれらのイベントをシミュレートします。次に、Swift/BATによって検出されたulGRBをより高い赤方偏移に転送することによって構築されたulGRBの合成集団を検出するためのECLAIR機能の研究を紹介します。最後に、ECLAIRによって検出されることが予想されるulGRBレートの推定値を示し、ECLAIRが少なくともBATと同じ数のulGRBを検出できることを示します。
超高エネルギー宇宙線実験における観測量の予測に対する回折衝突の影響に関するシミュレーション研究
| Title |
Simulation_study_on_the_effects_of_diffractive_collisions_on_the_prediction_of_the_observables_in_ultra-high-energy_cosmic_ray_experiments |
| Authors |
Ken_Ohashi,_Hiroaki_Menjo,_Yoshitaka_Itow,_Takashi_Sako,_Katsuaki_Kasahara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12594 |
超高エネルギー宇宙線の質量組成は、その起源を理解するために重要です。ハドロン相互作用に関する知識が限られているため、観測からの質量構成の解釈には、$\langleX_{\mathrm{max}}\rangle$と$\langleX_{\の解釈に一貫性がないなど、いくつかの未解決の問題があります。mathrm{max}}^{\mu}\rangle$とハドロン相互作用モデルによる予測間の大きな違い。回折衝突は、不確実性の原因として提案されているものの1つです。本稿では、回折衝突の詳細な特性が超高エネルギー宇宙線実験の観測量に与える影響を、3つの詳細な特性に焦点を当てて説明します。これらは、さまざまな衝突タイプ、回折質量スペクトル、および回折質量に依存する粒子生成の断面積です。断面積の不確実性の現在のレベルが$\langleX_{\mathrm{max}}\rangle$および9.4$\mathrm{の8.9$\mathrm{g/cm^2}$に影響を与える可能性があることを実証しました$\langleX_{\mathrm{max}}^{\mu}\rangle$のg/cm^2}$は、他の回折衝突の詳細では比較的小さな影響を示します。
Cas Aの中赤外線スペクトルインデックスへの無線のマッピング：平坦化と冷却の中断の証拠
| Title |
Mapping_the_radio_to_mid-infrared_spectral_index_of_Cas_A:_evidence_for_flattening_and_a_cooling_break |
| Authors |
V._Dom\v{c}ek,_J._Vink,_P._Zhou_and_J.V._Hern\'andez_Santisteban |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12677 |
非線形衝撃加速モデルは、より高い周波数でのシンクロトロン放射スペクトルの平坦化を予測します。カシオペアAについては、中赤外域の残骸のごく一部についてシンクロトロンスペクトルの平坦化が以前に報告されていました。ここでは、アーカイブ無線（4.72〜GHz）および中赤外線（3.6〜$\mu$m）データを使用したスペクトル平坦化の新しい測定値を示し、完全なスペクトルインデックスマップを作成して、残骸内の空間変動を調査します。私たちの結果は、残骸全体のスペクトル全体の平坦化（$\alpha\sim-0.5$から$-0.7$）を示しています。最も平坦な値は、最新の粒子加速の位置と一致しています。全体的な平坦化に加えて、レムナントの南東の比較的急な領域も検出します（$\alpha\sim-0.67$）。これは冷却破壊の兆候である可能性があると主張し、磁場の下限は他の磁場強度推定と一致して$B\sim420$〜$\mu$Gであると推定します。
宇宙の理解における長年の問題に対処するために提唱された一般相対性理論の可能な拡張の中で、スカラーテンソル理論はその単純さのために多くの注目を集めてきました。興味深いことに、これらの中には、中性子星の場合のように非常にコンパクトな物質分布が存在する場合に、\textit{spontaneousscalarization}として知られる観測可能な非線形現象を予測するものがあります。中性子星は、極端な条件下で物質の特性を調査するのに理想的な実験室であり、特に、宇宙で最も強い磁場を宿すことが知られています。ここでは、初めて、スカラーテンソル理論における磁化された中性子星の詳細な研究を紹介します。最初に、\textit{eXtendedConformallyFlatCondition}に基づいて、一般相対論における磁化中性子星の研究のために開発された形式は、非最小結合スカラー場の存在下で簡単に拡張でき、その数値的利点。次に、磁場の強さとスカラー化の強度の両方を変化させて、純粋にトロイダル磁場と純粋にポロイダル磁場の2つの極端な形状を考慮して、パラメーター空間の研究を行います。磁化された一般相対論的解と磁化されていないスカラー化された解との結果を比較し、磁場とスカラー場の間の相互相互作用が中性子星の磁場とスカラー化特性にどのように影響するかを示します。特に、磁気変形性、最大質量、スカラー化の範囲に焦点を当てています。
VelaおよびPuppis A超新星残骸のグローバルX線特性
| Title |
Global_X-Ray_Properties_of_the_Vela_and_Puppis_A_Supernova_Remnants |
| Authors |
E.M._Silich,_P._Kaaret,_A._Zajczyk,_D.M._LaRocca,_J._Bluem,_R._Ringuette,_K._Jahoda,_K.D._Kuntz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12869 |
ヴェラとパピスAの超新星残骸（SNR）は、軟X線の空の直径$\sim8^{\circ}$の大きな放出領域で構成されています。HaloSatCubeSatミッションは、単一のポインティングと中程度のスペクトル分解能で、VelaSNR全体とPuppisASNR領域全体の最初の軟X線（$0.4-7$keV）観測を提供します。VelaSNRのHaloSat観測は、衝突電離平衡で$kT_{1}=0.19^{+0.01}_{-0.01}$keVの低温コンポーネントと高温コンポーネントで構成される2温度熱プラズマモデルに最適です。非平衡電離では$kT_{2}=1.06^{+0.45}_{-0.27}$keVです。PuppisASNRの観察は、非平衡電離で$kT=0.86^{+0.06}_{-0.05}$keVの単一成分平面平行衝撃プラズマモデルに最適です。初めて、$0.5-7$keVエネルギーバンドのVelaSNRスペクトルの両方の成分の合計X線光度が$L_X=4.4^{+1.4}_{-1.4}\times10^であることがわかりますクーラーコンポーネントの場合は{34}$ergs$^{-1}$、$L_X=4.1^{+1.8}_{-1.5}\times10^{34}$ergs$^{-1}$の場合より高温のコンポーネント。VelaとPuppisAのSNRの合計X線光度は$L_{\text{X}}=8.4\times10^{34}$ergs$^{-1}$と$L_X=6.7であることがわかります^{+1.1}_{-0.9}\times10^{36}$ergs$^{-1}$。
高速無線バーストのホスト銀河内の分散測定コンポーネント：FRBの統計特性からの観測制約
| Title |
Dispersion_measure_components_within_host_galaxies_of_Fast_Radio_Bursts:_observational_constraints_from_statistical_properties_of_FRBs |
| Authors |
Yuu_Niino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12891 |
高速ラジオバースト（FRB）の分散測定（DM）は、通常、各FRBの方向の天の川内の予想される量を超えるDMが主に銀河間媒質から生じると仮定して、距離の指標として使用されます。ただし、たとえば、ほとんどのFRB前駆細胞がイオン化された星状物質（CSM、たとえば超新星残骸）に埋め込まれている場合、この仮定は正しくない可能性があります。この研究では、FRBの分析モデルを使用してParkes望遠鏡とオーストラリア正方形キロメートルアレイパスファインダー（ASKAP）で観測されたFRBサンプルのDM、フラックス密度、フルエンスの分布を共同で分析し、さまざまなDMコンポーネントの割合を制限しますFRBの全体的なDM分布と放出特性。モデルの予測と観測値を比較すると、各FRBホスト銀河におけるDMの典型的な量は$\sim120$cm$^{-3}$pcであり、これは自然に星間物質（ISM）とハローの組み合わせとして説明されます通常の銀河の、FRB前駆細胞に直接関連付けられているイオン化CSMからの追加の寄与なし。さらに、観測されたFRBのフラックス密度は統計的に強い$K$補正を受けないこともわかります。つまり、FRBの典型的な光度密度は、放出周波数$\nu_{\rmrest}\sim$の範囲内で大幅に変化しません。1〜4GHz。
JoXSZ：銀河クラスターのジョイントX-SZフィッティングコード
Sunyaev-Zeldovich（SZ）の熱効果とX線放射は、クラスター内媒体の熱力学の独立した非常に相補的なプローブを提供します。さまざまな機器からのSZデータとX線データを組み合わせて適合させ、銀河団の熱力学的プロファイルを導出するために設計された最初の公開コードであるJoXSZを紹介します。JoXSZは、完全なベイジアンフォワードモデリングアプローチに従い、SZキャリブレーションの不確実性とX線バックグラウンドレベルを系統的に考慮します。共同尤度に正しいポアソンガウス式を採用し、欠損値の場合でも観測に含まれる情報を最大限に活用するため、ほとんどの最先端の、一般には入手できない分析を改善します。データセット内では、より包括的なエラーバジェットがあり、コードのさまざまな部分にわたって一貫した温度を採用しているため、ユーザーの要求に応じて、X線とSZガスの質量加重温度の違いを許容できます。JoXSZは、ビームスミアリングとデータ分析伝達関数を説明し、SZおよびX線変換係数の温度と金属性の依存性を説明し、熱力学的プロファイルに柔軟なパラメーター化を採用し、ユーザーの要求に応じて静水圧平衡の仮定を採用または緩和できます。（彼）。HEが成立する場合、JoXSZは、囲まれた質量の動径微分に物理的な（正の）事前分布を使用し、質量プロファイルと密度密度半径$r_\Delta$を導出します。これらの理由により、JoXSZは単純なSZと電子密度の適合を超えています。高赤方偏移クラスターCLJ1226.9+3332でChandraとNIKAのデータを組み合わせて、JoXSZの使用方法を示します。コードはPythonで記述されており、完全に文書化されており、ユーザーはニーズと要件に応じて分析を自由にカスタマイズできます。JoXSZはGitHubで公開されています。
高速で小型の帆船による外側の太陽系の探査
| Title |
Exploration_of_the_outer_solar_system_with_fast_and_small_sailcraft |
| Authors |
Slava_G._Turyshev,_Peter_Klupar,_Abraham_Loeb,_Zachary_Manchester,_Kevin_Parkin,_Edward_Witten,_S._Pete_Worden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12336 |
過去10年間に2つの新しい惑星間技術が進歩し、太陽系の外部領域のさらに奥深くに到達するエキサイティングで手頃なミッションを実現できるようになりました。（i）小型で有能な惑星間宇宙船と（ii）軽量駆動帆。これら2つの技術を組み合わせることで、太陽系内の移動時間を大幅に削減できます。私たちは、以前考えられていたよりもはるかに迅速かつ高速に太陽系の遠方の領域の探査を可能にする可能性のある、小型で高速の帆船を含む新しいパラダイムについて説明します。宇宙科学の変革につながる可能性のあるこれらの小型インテリジェント宇宙システムの刺激的な科学目標のいくつかを紹介します。
大規模な地方自治体の調光実験におけるスカイグロー測定からの街路照明部分の回復
| Title |
Recovering_the_city_street_lighting_fraction_from_skyglow_measurements_in_a_large-scale_municipal_dimming_experiment |
| Authors |
John_C._Barentine,_Franti\v{s}ek_Kundracik,_Miroslav_Kocifaj,_Jessie_C._Sanders,_Gilbert_A._Esquerdo,_Adam_M._Dalton,_Bettymaya_Foott,_Albert_Grauer,_Scott_Tucker,_Christopher_C._M._Kyba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12357 |
人為的なスカイグローは、ほとんどの都市環境で自然の夜空のビューを支配し、関連する夜間の人工光（ALAN）の都市の環境への放出には、多くの既知の疑わしい負の外部性が含まれます。都市でのALANの消費量を削減する1つの方法は、公共の所有する屋外照明を夜間に暗くするか消すことです。ただし、これらのプログラムの有効性に関する文献の報告はほとんどありません。ここでは、米国アリゾナ州ツーソン市が所有および運営する$\sim$20,000道路照明器具を含む、これまでで最大の地方自治体の照明調光実験の結果を報告します。テスト中に取得されたブロードバンドの夜空の輝度。テスト中の天頂の明るさは、市内中心部付近では（$-5.4\pm0.9$）％、隣接では（$-3.6\pm0.9$）％減少したことがわかりました。街路照明システムの出力がフルパワーの90％からローカルの真夜中の30％に減光された夜の郊外の場所。放射伝達コードを使用してこれらの変更をモデル化すると、街路灯が発光の約（$14\pm1$）％を占め、その結果、街全体に空光が見えることを示唆する結果が得られます。第一原理からの別の導出は、街路照明がツーソンの天頂で見られる光の2〜3％しか寄与しないことを意味します。この矛盾について議論し、今後の作業のためのルートを提案します。
ハーシェルスパイアフーリエ変換分光計のスペクトルフィーチャーファインダーI.スペクトルフィーチャーファインダーとカタログ
| Title |
The_Herschel_SPIRE_Fourier_Transform_Spectrometer_Spectral_Feature_Finder_I._The_Spectral_Feature_Finder_and_Catalogue |
| Authors |
R._Hopwood,_I._Valtchanov,_Locke_D._Spencer,_J._P._Scott,_C.S._Benson,_N._Marchili,_N._Hladczuk,_E._T._Polehampton,_N._Lu,_G._Makiwa,_D._A._Naylor,_B._G._Gom,_G._Noble,_M._J._Griffin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12459 |
ハーシェルスパイアフーリエ変換分光計（FTS）スペクトルフィーチャーファインダー（FF）の詳細な説明を提供します。FFは、SPIREFTSデータ製品から重要なスペクトル特徴を抽出するように設計された自動化プロセスです。SPIREFTSスペクトルにある特徴の数を最適化することは困難です。広いSPIREFTS周波数範囲（447〜1568GHz）により、多くの分子種と原子の微細構造線が観測されたバンド内に収まります。SPIREFTSの最高のスペクトル分解能は約1.2GHzであるため、ソースのタイプによっては、大幅なラインブレンディングが発生する可能性があります。幅広いソースに関連するスペクトルの機能を効率的かつ確実に見つけるために、FFは多数の信号対雑音比（SNR）しきい値を超えてピークを繰り返し検索します。しきい値ごとに、新しく識別された機能が厳密にチェックされてから、フィッティングモデルに追加されます。各反復の最後に、FFは連続体と検出された特徴に同時に適合し、結果の残差スペクトルは次の反復で使用されます。最終的なFF製品は、見つかった機能の頻度と関連するSNRを報告します。SPIREFTSデータから信頼性の高いラインフラックスを抽出することは複雑なプロセスであり、ケースバイケースでスペクトルを慎重に評価および分析する必要があるため、ラインフラックスの決定はFF製品の一部として含まれていません。FFの結果は、SNRが10を超え、SNRが5で50-70％の機能で100％完了しています。FFコードとすべてのFF製品は、ハーシェルサイエンスアーカイブを通じて公開されています。
ハーシェルスパイアフーリエ変換分光計スペクトル特徴ファインダーII。 SPIREスペクトル観測ソースの動径速度の推定
| Title |
The_Herschel_SPIRE_Fourier_Transform_Spectrometer_Spectral_Feature_Finder_II._Estimating_Radial_Velocity_of_SPIRE_Spectral_Observation_Sources |
| Authors |
Jeremy_P._Scott,_Natalia_Hladczuk,_Locke_D._Spencer,_Ivan_Valtchanov,_Chris_S._Benson,_Rosalind_Hopwood |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12460 |
ハーシェルSPIREFTSスペクトルフィーチャーファインダー（FF）は、SPIREスペクトル内の重要なスペクトルフィーチャーを検出し、2つのルーチンと外部参照を使用して、放射源の速度を推定します。最初のルーチンは回転CO排出の識別に基づいており、2番目のルーチンは検出された特徴を、典型的な遠赤外線観測におけるほとんどの特性線を含むラインテンプレートと相互相関させます。このホワイトペーパーでは、これらのルーチンの概要と検証を行い、FFに関連する結果をまとめ、外部参照がどのように組み込まれたかについてコメントします。
ハーシェルスパイアフーリエ変換分光計スペクトルフィーチャーファインダーIII。ライン識別と軸外スペクトル
| Title |
The_Herschel_SPIRE_Fourier_Transform_Spectrometer_Spectral_Feature_Finder_III._Line_Identification_and_Off-Axis_Spectra |
| Authors |
Chris_S._Benson,_N._Hladczuk,_Locke_D._Spencer,_A._Robb,_J._P._Scott,_I._Valtchanov,_R._Hopwood,_David_A._Naylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12461 |
ESAハーシェルスペクトルおよびフォトメトリックイメージングレシーバー（SPIRE）フーリエ変換分光計（FTS）スペクトルフィーチャーファインダー（FF）プロジェクトは、SPIRE機器チーム内で開発された自動化されたスペクトルフィーチャーフィッティングルーチンであり、公的に入手可能なすべてのSPIREFTS観測からすべての顕著なスペクトルフィーチャーを抽出します。。Fsの軸外検出器をまばらにサンプリングされた単一ポインティング観測に含めるためのFFの拡張を示します。その結果はカタログに取り込まれています。また、FFによって抽出されたスペクトルの特徴に対応する原子/分子遷移の同定のための自動化ルーチンからの結果も示します。クロスマッチのSPIREFTSスペクトルで一般的に見られる307原子微細構造と分子線のテンプレートを使用します。このルーチンは、ライン識別によって提供された情報を利用して、反復FFによって除外または欠落した低信号対雑音比の特徴を検索します。合計で、178,942行の原子/分子遷移が特定され（FFカタログ全体の83％に対応）、SPIREFTS観測からの欠落フィーチャに関連する追加の33,840スペクトル行がFFカタログに追加されます。
ハーシェルスパイアフーリエ変換分光計スペクトルフィーチャーファインダーIV。 SPIRE FTSスペクトルでの中性炭素検出
| Title |
The_Herschel_SPIRE_Fourier_Transform_Spectrometer_Spectral_Feature_Finder_IV._Neutral_Carbon_Detection_in_the_SPIRE_FTS_Spectra |
| Authors |
Jeremy_P._Scott,_Locke_D._Spencer,_Rosalind_Hopwood,_Ivan_Valtchanov,_David_A._Naylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12462 |
ハーシェルスペクトルおよびフォトメトリックイメージングレシーバー（SPIRE）フーリエ変換分光計（FTS）機器チーム内で開発されたSPIREFTSスペクトルフィーチャーファインダー（FF）は、自動化されたスペクトルフィーチャーフィッティングルーチンで、SPIREFTSスペクトルの重要な特徴を見つけようとします。$^3$P$_1$-$^3$P$_0$および$^3$P$_2$-$^3$P$_1$中性炭素微細構造線は、炭素が豊富な遠赤外線に共通の機能です天体物理学的情報源。これらの特徴は、通常は振幅とラインブレンディングが低いため、自動化された特徴検出ルーチンを使用して検出することが困難な場合があります。このペーパーでは、SPIREスペクトルデータで観測された中性炭素放出を検出するために設計されたFFサブルーチンについて説明し、検証します。
LAMOSTの焦点面姿勢検出
望遠鏡の口径がますます大きくなるにつれ、大視野望遠鏡の配備がますます一般的になってきています。ただし、大視野および大口径望遠鏡の画質を確保するには、光路のキャリブレーションが必要です。特に、焦点面の姿勢のキャリブレーションは、画質に直接影響する必須の光路キャリブレーション手法です。本論文では、広視野望遠鏡LAMOSTの校正要件に基づいて、8台の取得カメラを使用した焦点面姿勢検出方法を提案します。シミュレーションと実験結果の比較は、提案された方法の検出精度が30秒角に達することができることを示しています。追加のテストと検証により、この方法を使用して、LAMOSTや他の大視野望遠鏡の定期的な焦点面姿勢校正を容易にすることができます。
ARCHI：CHEOPS背景の星の光度曲線抽出のパイプライン
| Title |
ARCHI:_pipeline_for_light_curve_extraction_of_CHEOPS_background_star |
| Authors |
Andr\'e_M._Silva_and_S\'ergio_G._Sousa_and_Nuno_Santos_and_Olivier_D.S._Demangeon_and_Pedro_Silva_and_S._Hoyer_and_P.Guterman_and_Magali_Deleuil_and_David_Ehrenreich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12596 |
宇宙からの高精度時系列測光は、多くの科学的事例で使用されています。このコンテキストで、最近開始されたCHEOPS（ESA）ミッションは、通過測定による太陽系外システムの詳細な特性を念頭に置いて、近くの明るい星を対象とする場合、6時間の露光時間で20ppmの精度をもたらすと約束しています。ただし、公式のCHEOPS（ESA）ミッションパイプラインは、メインターゲット（フィールドの中心の星）の測光のみを提供します。フィールド内のすべての星に対するCHEOPS測光の可能性を探るために、このペーパーでは、画像に存在する背景の星を分析する追加のオープンソースパイプラインモジュール{\dag}であるarchiを紹介します。archiは公式のデータ削減パイプラインデータを入力として使用するため、未加工のCHEOPSデータを処理するための独立したツールとして使用するためのものではなく、公式のパイプラインへのアドオンとして使用するためのものです。CHEOPSシミュレーション画像を使用してarchiをテストし、CHEOPS画像の背景の星の測光がメインターゲットに対してわずかに（2から3倍に）低下することを示します。これにより、CHEOPSを使用して、複数の近接ターゲットのフォトメトリック時系列を一度に生成したり、画像内の異なる星を使用して系統誤差を校正したりする可能性が広がります。また、コンパニオンライトカーブの研究がメインターゲットの汚染を理解するために重要である可能性がある1つの明確な科学的アプリケーションを示します。
位相キャリブレーションへの確率論的アプローチ：I.フリンジフィッティングに対するソース構造の影響
| Title |
A_probabilistic_approach_to_phase_calibration:_I._Effects_of_source_structure_on_fringe-fitting |
| Authors |
Iniyan_Natarajan,_Roger_Deane,_Ilse_van_Bemmel,_Huib_Jan_van_Langevelde,_Des_Small,_Mark_Kettenis,_Zsolt_Paragi,_Oleg_Smirnov,_Arpad_Szomoru |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12655 |
非常に長いベースライン干渉（VLBI）観測でソース構造とフリンジフィッティングパラメーターの同時推定を実行するための確率的フレームワークを提案します。最初のステップとして、ベースラインに依存する熱雑音の存在下で、230GHzでのさまざまな幾何学的音源モデルの合成短期イベント地平線望遠鏡（EHT）観測の分析を通じてこの手法を示します。さまざまなソースモデル間のベイズパラメータ推定とモデル選択を実行して、さまざまなソースとフリンジフィッティング関連のモデルパラメータ間の信頼性のある不確実性推定と相関を取得します。また、ベイズの事後分布をCASAやAIPSなどの広く使用されているVLBIデータ削減パッケージを使用して得られたものと比較し、さまざまなノイズ実現で各ソースモデルの200モンテカルロシミュレーションをフリンジフィッティングして、最大A事後分布（MAP）見積り。解決された非対称ソース構造と特定のアレイジオメトリの存在下で、点ソースモデルを使用したフリンジフィッティングの従来の手法では、推定位相残差にかなりのオフセットが生じ、開始モデルのダイナミックレンジにバイアスをかけたり制限したりする可能性があることがわかります自己校正に使用されます。校正プロセスの早い段階でソース構造を正式な不確かさで同時に推定すると、フリンジフィッティングの精度と精度が向上し、特に事前情報がほとんどない場合に、利用可能なデータの可能性が確立されます。また、特定の科学ケースの天文学と測地学へのこのメソッドの潜在的なアプリケーションと、計算パフォーマンスの改善とより複雑なソース分布の分析についても説明します。
iDQ：重力波検出器の補助自由度による非ガウスノイズの統計的推論
| Title |
iDQ:_Statistical_Inference_of_Non-Gaussian_Noise_with_Auxiliary_Degrees_of_Freedom_in_Gravitational-Wave_Detectors |
| Authors |
Reed_Essick,_Patrick_Godwin,_Chad_Hanna,_Lindy_Blackburn,_Erik_Katsavounidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12761 |
重力波検出器は非常に敏感な機器であり、日常的に新しい天文現象の画期的な観測を可能にします。ただし、それらはまた、非物理的、非ガウスノイズであり、天体物理学のソースと誤認されたり、検出の信頼性が低下したり、ノイズの多いデータからの信号パラメーターの抽出を単純に複雑化したりします。これに対処するために、重力波の影響を受けない補助自由度のみに基づいて重力波検出器のノイズアーティファクトを自律的に検出する教師あり学習フレームワークであるiDQを紹介します。iDQは、2つのLIGO干渉計のそれぞれにおいて、高度な検出器時代を通じて低レイテンシで動作し、各検出に関する非常に貴重なデータ品質情報をリアルタイムで提供します。アルゴリズムを文書化し、統計フレームワークと重力波検索内の可能なアプリケーションについて説明します。特に、非ガウスノイズアーティファクトの存在を同時に考慮し、観測された重力波ひずみ信号と数千の補助自由度の両方からの情報を利用する尤度比検定を作成します。また、最新の干渉計を使用したiDQのパフォーマンスの例をいくつか示し、iDQが既知のデータ品質モニターを自律的に再現し、他の分析でフラグされていないノイズアーティファクトを識別する能力を示します。
Space VLBI 2020：Science and Technology Futures Conference Summary
| Title |
Space_VLBI_2020:_Science_and_Technology_Futures_Conference_Summary |
| Authors |
T._Joseph_W._Lazio_(1)_and_Walter_Brisken_(2)_and_Katherine_Bouman_(3)_and_Sheperd_Doeleman_(4)_and_Heino_Falcke_(5)_and_Satoru_Iguchi_(6)_and_Yuri_Y._Kovalev_(7)_and_Colin_J._Lonsdale_(8)_and_Zhiqiang_Shen_(9)_and_Anton_Zensus_(10)_and_Anthony_J._Beasley_(2)_(_(1)_Jet_Propulsion_Laboratory,_California_Institute_of_Technology,_(2)_National_Radio_Astronomy_Observatory,_(3)_California_Institute_of_Technology,_(4)_Harvard-Smithsonian_Center_for_Astrophysics,_(5)_Radboud_University,_(6)_Graduate_University_of_Advanced_Studies,_National_Astronomical_Observatory_of_Japan,_(7)_Astro_Space_Center_of_Lebedev_Physical_Institute,_Moscow_Institute_of_Physics_&_Technology,_(8)_Massachusetts_Institute_of_Technology/Haystack_Observatory,_(9)_Shanghai_Astronomical_Observatory,_(10)_Universit\"at_zu_K\"oln,_Max-Planck-Institut_fuer_Radioastronomie) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12767 |
「SpaceVLBI2020：ScienceandTechnologyFutures」ミーティングは、「宇宙の高解像度無線干渉法の未来」シリーズの2番目でした。最初の会議（2018年9月5〜6日、オランダのノールトウェイク）では、宇宙ベースのアンテナを使用した非常に長いベースライン干渉（VLBI）で可能なあらゆる科学アプリケーションに焦点を当てました。したがって、考慮される観測周波数（波長）は、1MHz以下（>300m）から300GHz以上（<1mm）の範囲でした。この2番目の会議では、ミッションの概念とサポートテクノロジーに焦点が絞られ、30〜GHz以上（1cm未満）の周波数で最高の角度分解能の観測が可能になりました。この焦点の狭まりは、科学的および技術的な考慮事項の両方によって推進されました。まず、RadioAstronミッションとEventHorizonTelescope（EHT）の結果は、ブラックホール（BH）の降着円盤とジェットの内部を研究し、一般相対性理論（GR）の要素をテストすることにかなりの興奮をもたらしました。第二に、宇宙ベースのVLBIに関連する技術と要件は、100〜MHzと100〜GHzの間でかなり異なります。関連する考慮事項は、約100〜MHz以下の周波数の既存の機器またはミッションコンセプトがいくつかあることですが、10〜GHzを超える周波数でのVLBIのスペース配置に注意が向けられてからしばらく時間が経っています。この会議の要約では、発生したプレゼンテーションとディスカッションの要素を捉えようとしています。
Fornax 4は、Fornax矮小回転楕円銀河の核星団ですか？
| Title |
Is_Fornax_4_the_nuclear_star_cluster_of_the_Fornax_dwarf_spheroidal_galaxy? |
| Authors |
S._Martocchia,_E._Dalessandro,_M._Salaris,_S._Larsen,_M._Rejkuba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12352 |
Fornax4は、Fornaxドワーフ回転楕円体で最も特徴的な球状星団です。銀河の中心に近く、金属が豊富で、4人の仲間（つまり、Fornaxクラスターの番号1、2、3、および5）よりも若い可能性があるため、他のクラスターとは異なる形成を経験したことが示唆されています銀河。ここでは、HST/WFC3測光を使用して、このシステムの恒星個体群の内容を特徴付け、その性質に新しい光を当てます。合成された水平枝と赤い巨大枝と観測された色彩図との詳細な比較により、このシステムは$\Delta$[Fe/H]までの有意な鉄の広がりを特徴とする恒星の亜集団をホストしている可能性が高いことがわかります$\sim$0.4dex、およびおそらくある程度のHe存在量の変動$\Delta$Y$\sim0.03$。この純粋に観察された証拠は、このシステムを特徴付ける他の特性と組み合わさって、Fornax4がFornax矮小回転楕円銀河の核星団である可能性をサポートしていると主張します。この興味深い結果を確認し、このシステムの形成と初期の進化、そしてより一般的には銀河核形成のプロセスを詳細に研究するには、多数の分解されたメンバー星の分光学的フォローアップが必要です。
K2ターゲットの回転変動を理解する。 HgMnスターKIC 250152017および青い水平分岐スターKIC 249660366
| Title |
Understanding_the_rotational_variability_of_K2_targets._HgMn_star_KIC_250152017_and_blue_horizontal_branch_star_KIC_249660366 |
| Authors |
J._Krticka,_A._Kawka,_Z._Mikulasek,_L._Fossati,_I._Krtickova,_M._Prvak,_J._Janik,_M._Skarka,_R._Liptaj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12358 |
超精密宇宙測光により、以前は一定と見なされていた星の光の変動を明らかにすることができます。このような星の大規模なグループは、回転変調される可能性のある変動を示します。このタイプの光の変動性は、回転速度の正確な推定値を提供するため、特に興味深いものです。回転変調の兆候を示すK2ターゲットの光の変動の起源を理解することを目指しています。位相分解中解像度XSHOOTER分光法を使用して、回転変調されている可能性のある星KIC〜250152017およびKIC〜249660366の光の変動を理解しました。個々のフェーズで大気パラメータを決定し、スペクトルの回転変調の存在をテストしました。KIC250152017はHgMnスターであり、その光の変動はマンガンと鉄の不均一な表面分布によって引き起こされます。光の変動性がよく理解されているのは、2番目のHgMnスターだけです。KIC249660366は、Heに弱い高速の水平分岐星で、シリコンとアルゴンが豊富に含まれています。この星の光の変動は、このポストコモンエンベロープバイナリの反射効果が原因である可能性があります。
機械学習の分野における最近の進歩に伴い、時系列予測のためのディープニューラルネットワークの使用が普及しています。太陽周期の準周期的な性質は、時系列予測方法を適用するための良い候補になります。WaveNetとLSTMニューラルネットワークを組み合わせて、1749年から2019年までの太陽黒点数と1874年から2019年までの太陽系列25の時系列データを使用して太陽黒点の総面積を予測します。LSTMの使用を含む他の3つのモデルと1DConvNetは、当社の最良のモデルとも比較されます。私たちの分析は、WaveNetおよびLSTMモデルが全体的な傾向をより適切に捉え、時系列データの固有の長期および短期の依存関係を学習できることを示しています。この方法を使用して、太陽周期25の11年間の月平均データを予測します。予測では、次の太陽周期25の最大太陽黒点数は約106$\pm$19.75で、最大合計太陽黒点面積は約1771$\pm$381.17です。。これは、周期が太陽周期24よりもわずかに弱いことを示しています。
急速に回転する星の外層のシミュレーション
この論文では、急速に回転する星の表面近くの領域における対流の放射流体力学（RHD）シミュレーションの結果を示します。シミュレーションは恒星モデルと一致する微物理を使用し、現実的な対流と放射伝達の影響を含みます。回転の全体的な効果は乱気流の強さを減らすことです。回転と放射冷却の組み合わせにより、表面付近の流体のパーセルの動きが回転に依存しないゾーン速度プロファイルが作成されます。それらの動きは、放射冷却によって生成される強い上下の流れによって制御されます。一方、より深い層の流体小包は回転によって制御されます。
LB-1の近赤外ディスク輝線の位相依存研究
| Title |
Phase-dependent_study_of_near-infrared_disk_emission_lines_in_LB-1 |
| Authors |
Jifeng_Liu,_Zheng_Zheng,_Roberto_Soria,_Jesus_Aceituno,_Haotong_Zhang,_Youjun_Lu,_Song_Wang,_Wolf-Rainer_Hamann,_Lida_M._Oskinova,_Varsha_Ramachandran,_Hailong_Yuan,_Zhongrui_Bai,_Shu_Wang,_Brendan_J._McKee,_Jianfeng_Wu,_Junfeng_Wang,_Mario_Lattanzi,_Krzysztof_Belczynski,_Jorge_Casares,_Sergio_Simon-Diaz,_Jonay_I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_and_Rafael_Rebolo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12595 |
バイナリシステムLB-1の質量、起源、および進化段階は、それが$\sim$70$M_{\odot}$ブラックホールをホストしているという主張に続いて、激しい議論の対象となってきました。天の川の星の残骸。カラルアルト天文台にある3.5mの望遠鏡を使用して、このシステムの近赤外線パッシェンラインの高解像度位相分解分光研究を実施しました。Pa$\beta$とPa$\gamma$（恒星吸収成分を適切に差し引いた後）は、ディスク放出に典型的な標準の二重ピークモデルにうまく適合していることがわかります。28の軌道位相での赤と青のピークの速度シフトを測定しました。線の中心には恒星の運動と完全な逆位相の軌道運動があり、線速度の振幅は線の選択によって8〜13km/sの範囲です。プロファイルのモデリング。この曲線は、円盤が一次円盤の軌道運動をトレースしていて、円周円盤と階層的なトリプルシナリオを除外している証拠として解釈されます。位相平均ピークツーピーク半分離（外側のディスクの予測回転速度のプロキシ）は$\sim$70kms$^{-1}$であり、恒星の軌道速度よりも大きく、また周囲のディスク。これらの結果から、一次質量は二次質量の4〜8倍高いと推測します。さらに、青と赤のピークの比（V/R強度比）が副星と同じ位相の正弦波状の振る舞いをすることを示します。これは、副星による外部ディスクへの外部照射の影響として解釈できます。最後に、LB-1で最近提案された代替シナリオのコンテキストでの調査結果について簡単に説明します。代替ソリューション間の最終的なテストでは、$Gaia$からの天文学データがさらに必要になります。
6つの超小型降着バイナリの分光および測光期間
| Title |
Spectroscopic_and_Photometric_Periods_of_Six_Ultracompact_Accreting_Binaries |
| Authors |
Matthew_J._Green,_Thomas_R._Marsh,_Philip_J._Carter,_Danny_Steeghs,_Elm\'e_Breedt,_V._S._Dhillon,_S._P._Littlefair,_Steven_G._Parsons,_Paul_Kerry,_Nicola_P._Gentile_Fusillo,_R._P._Ashley,_Madelon_C._P._Bours,_Tim_Cunningham,_Martin_J._Dyer,_Boris_T._G\"ansicke,_Paula_Izquierdo,_Anna_F._Pala,_Chuangwit_Pattama,_Sabrina_Outmani,_David_I._Sahman,_Boonchoo_Sukaum,_and_James_Wild |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12616 |
超小型の降着バイナリーシステムはそれぞれ、コンパクトなドナー星からの恒星の残骸降着ヘリウム濃縮物質で構成されています。このような連星には、AMCVnタイプの連星とヘリウム激変変数の2つの関連するサブクラスがあり、どちらも中心の星は白色矮星です。位相分解VLT分光法と高速ULTRACAM測光を含む、軌道周期が40〜70分の範囲にある6つの降着連星の分光学的および測光的研究を紹介します。これらの4つはAMCVnシステムで、2つはヘリウムの激変変数です。これらのバイナリのうち4つについて、軌道周期を識別できます（そのうち3つは分光です）。SDSSJ1505+0659の軌道周期は67.8分で、以前考えられていたよりも大幅に長く、他の既知のAMCVnバイナリよりも長くなっています。SDSSJ1505+0659でWISE赤外線の超過を特定します。これは、直接影響しないバイナリでAMCVnドナースターを初めて直接検出したと考えられます。SDSSJ1505+0659の質量比は、白色矮星ドナーと一致しています。CRTSJ1028-0819の軌道周期は52.1分で、ヘリウムの激変変数の中で最も短い周期です。MOA2010-BLG-087は、スペクトルを支配するKクラスの星と協調しています。ASASSN-14eiとASASSN-14mvはどちらも、スーパーアウトバーストの後に驚くべき数のエコーバーストを示します（それぞれ13と10のエコーバースト）。ASASSN-14eiは、恐らくその降着率の増加に起因して、そのスーパーバーストに続く数年にわたってバースト率の増加を示しています。
進化した星に向けて、437、439、471、および474 GHzでサブミリメーターの水メーザー。 APEX観測と放射伝達モデリング
| Title |
Submillimetre_water_masers_at_437,_439,_471,_and_474_GHz_towards_evolved_stars._APEX_observations_and_radiative_transfer_modelling |
| Authors |
P._Bergman_and_E._M._L._Humphreys |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12624 |
ここでは、進化した星のサンプルに向けて、437、439、471、および474GHzでサブミリメータの水メーザーを特徴付けることを目指しています。アタカマパスファインダー実験（APEX）を使用して、11進化星へのサブミリメーターの水遷移とCO（4-3）ラインを観察しました。サンプルには、準標準変数とMira変数、および赤い超巨大星が含まれています。ウォーターメーザーの放射伝達モデリングを行いました。また、CO観測を使用して、星の質量損失率を決定しました。11個の進化した星のサンプルから、7個は437、439、471、および474GHzで1つ以上のメーザーを表示します。したがって、これらのメーザーは進化した星の恒星エンベロープに共通していることがわかります。メーザーラインが恒星の速度付近で検出されているという事実は、メーザーラインがターゲットの星間エンベロープに由来している可能性が高いことを示しています。メーザーの存在をターゲットスターの変動の程度に暫定的にリンクします。つまり、メーザーは、準正規変数よりもミラ変数に存在する可能性が高くなります。これは、メーザーに必要な条件を作成する上での強いショックの重要性を示していると考えられます。通常、437GHz回線は、ここで調査した回線の中で観測された最も強いメーザー回線です。上記の発見を放射伝達モデルで再現することはできません。一般的に、ここで調べたラインでは、メーザー放出はダスト温度に非常に敏感であることがわかります。強いメーザー放出を生成するには、ダスト温度がガスの運動温度よりも大幅に低くなければなりません。これらのラインの強いメーザーの最適な物理的条件を決定するためにモデルのグリッドを実行することに加えて、観測されたライン形状を再現できない滑らかな風のモデリングを実行しました。これは、メーザーが主に内側のエンベロープから発生している必要があることも示唆しています。
IRISとALMAの観測により、タイプIIスピキュラーと彩層プラージュ領域の動的性質が明らかになった
| Title |
IRIS_and_ALMA_Observations_Uncovering_a_Type-II_Spicule_and_the_Dynamic_Nature_of_a_Chromospheric_Plage_Region |
| Authors |
Georgios_Chintzoglou,_Bart_De_Pontieu,_Juan_Mart\'inez-Sykora,_Viggo_Hansteen,_Jaime_de_la_Cruz_Rodr\'iguez,_Mikolaj_Szydlarski,_Shahin_Jafarzadeh,_Sven_Wedemeyer,_Timothy_S._Bastian_and_Alberto_Sa\'inz_Dalda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12717 |
AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray（\emph{ALMA}）およびInterfaceRegionImagingSpectrograph（\emph{IRIS}）と同時に得られた太陽彩層の観測結果を示します。観測所は、空間分布（強く磁化された領域と弱く磁化された領域の間で分割）がバックグラウンド放出による汚染のない孤立した線形状構造の研究を可能にした彩層プラージュ領域をターゲットにしました。これらの観測結果を、非平衡電離効果を考慮したコロナまでの上部対流ゾーンをカバーする放射電磁流体力学2.5Dモデルと組み合わせて、\emph{ALMA}を使用してディスク上の彩層スピキュルの検出を報告し、確認します。そのマルチサーマルの性質。さらに、\emph{ALMA}/Band6と\emph{IRIS}/\ion{Si}{4}（モデルでも再現）で観測された彩層プラージュ機能の驚くほど高い類似性について説明し、\emph{ALMA}/Band6は、これまで考えられていたような低彩層では観測されませんが、遷移領域の温度に近い幾何学的な高さで、螺旋やプラージュ上の明るい構造などの構造の上部彩層部分を観測します。また、\emph{IRIS}/\ion{Mg}{2}は、以前に考えられていた\emph{ALMA}/Band6とあまり相関がないことも示しています。これらの比較のために、我々は、一般的に使用される他の方法と比較して、プラージュをその周辺領域からよりよく分離するように思われる、プラージ領域の決定のための新しい経験的方法を提案し、採用する。プラージュをそのすぐ周囲から隔離することは、異なる彩層観測値間の定量的比較における統計的バイアスを軽減するように注意して行う必要があることに注意してください。最後に、\emph{ALMA}/Band6の観測によってサポートされた、移動衝撃による彩層加熱の兆候を報告します。
太陽フレア電流シートに沿った磁場と相対論的電子の測定
| Title |
Measurement_of_magnetic_field_and_relativistic_electrons_along_a_solar_flare_current_sheet |
| Authors |
Bin_Chen,_Chengcai_Shen,_Dale_E._Gary,_Katharine_K._Reeves,_Gregory_D._Fleishman,_Sijie_Yu,_Fan_Guo,_S\"am_Krucker,_Jun_Lin,_Gelu_Nita,_and_Xiangliang_Kong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12757 |
太陽フレアの標準モデルでは、大規模な再接続電流シートが、フレアエネルギー放出に動力を供給し、粒子を加速するための中央エンジンとして想定されています。ただし、現在のシートの磁気特性を測定できないため、エネルギー放出と粒子加速がどこでどのように発生するかは不明のままです。ここでは、太陽フレアの電流シートフィーチャに沿って、空間分解磁場とフレア加速相対論的電子の測定を報告します。測定された磁場プロファイルは、再接続Xポイントと呼ばれる、反対極性の再接続磁力線が互いに接近する極大を示します。また、測定値は、「磁気ボトル」と呼ばれる、フレアループトップの上の現在のシートの下部近くの極小値を明らかにします。この空間構造は、理論的予測および数値モデリングの結果と一致します。Xポイントの近くで、約4000V/mの強い再接続電界が推測されます。ただし、この場所は、マイクロ波を放出する相対論的電子の局所的な枯渇を示しています。これらの電子は、代わりに磁気ボトル構造またはその近くに集中し、その瞬間にそれらの99％以上が存在します。私たちの観察は、ループトップの磁気ボトルが相対論的電子を加速および/または閉じ込めるための主要なサイトである可能性が高いことを示唆しています。
11の中間極と可能な候補のXMM-Newton観測
| Title |
XMM-Newton_observations_of_eleven_intermediate_polars_and_possible_candidates |
| Authors |
Hauke_W\"orpel,_Axel_Schwope,_Iris_Traulsen,_Koji_Mukai,_Samet_Ok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12827 |
私たちは、有望な候補のリストからXMM-Newton観測で新しい中間極（IP）を識別することを目指しています。以前はX線が明るいとは知られていないターゲットを選択することにより、X線の光量の少ないIPサブポピュレーションの証拠を明らかにします。XMM-NewtonX線とターゲットの光学データの周期検索を実行して、IPが異なるスピン周期と軌道周期の両方を求めました。また、X線スペクトルを調査して、これらのオブジェクトが示す高温プラズマ発光を見つけました。アーカイブのSwiftデータを使用して、長期的なX線の変動を大まかに調査し、さまざまなカタログのアーカイブの光学データを使用して、光学とX線の光度を比較して、X線のかすかなオブジェクトを特定しました。このペーパーでは、プロトタイプIP、DQHerの最初のXMM-Newton観測を紹介します。HZ〜Pup、V349Aqr、およびIGRJ18151-1052がIPであり、それぞれ1552、390、および390秒の白色矮星スピンの可能性が高いという確固たる証拠が見つかりました。前者の2つはIPに典型的な光度を持ち、後者は吸収が強く、距離が不明です。GI〜MonおよびV1084〜Herは、WDスピンとは無関係な興味深い短期変動性を備えた、明らかに非磁性のCVです。V533〜Herはおそらく磁気CVであり、優れたIP候補として残っていますが、V1039Cenはおそらく極性です。残りの候補者たちは、あまりにも弱すぎて、確固たる結論を出すことができませんでした。
イメージングと分光法を使用して赤道横断ループ（TELs）の動的進化を研究するには。大気イメージングアセンブリと太陽ダイナミクス天文台に搭載されたHelioseismicマグネティックイメージャーによって記録された画像と、ひので搭載された極端紫外イメージングスペクトロメーターから取得された分光観測を使用しました。AIA193{\AA}チャネルのデータは、TELがAR12230と新しく出現したAR12234の間に形成され、2014年12月10〜14日に進化したことを示しています。AIA193{\AAを使用して取得した2014年12月12日のxtプロットデータは、X領域への流入と流出のシグネチャを明らかにします。ハイケイデンスAIA画像は、X領域（P2）に近接して再発強度の強化も示しています。これは、logT[K]=6.20で形成されたスペクトル線と他の高温でのボイドの強度が高いことが観察されています。X領域（およびP2）の電子密度と温度は、それぞれlogN_e=8.5-8.7/ccとlogT[K]=6.20で安定的に維持されます。X領域のドップラー速度は、ディスクの中心に近い場合は主に5〜8km/sの赤方偏移を示しますが、中心から離れると青方偏移（いくつかのゼロ速度ピクセルと共に）を示します。全幅-半値-最大（FWHM）マップは、FeXII、FeXIII、FeXV線の約27〜30km/sの非熱速度を示します。ただし、最も明るいピクセルの非熱速度は、FeXIIおよびFeXIII線で約62km/sです。逆に、FeXV線の暗いX領域は、非熱速度が最も高い（およそ115km/s）。磁気再接続によりTELが形成されたと結論付けます。さらに、TEL自体が磁気再接続を受けて、個々のARのループが再形成されることに注意してください。さらに、この研究は初めて、X領域のプラズマパラメーターの測定を提供し、それによって理論的研究に不可欠な制約を提供します。
潜在的なフィールドソースサーフェスモデルの楕円展開
| Title |
An_elliptic_expansion_of_the_potential_field_source_surface_model |
| Authors |
Martin_Kruse,_Verena_Heidrich-Meisner,_R.F._Wimmer-Schweingruber_and_Michael_Hauptmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12843 |
環境。潜在的な磁場源表面モデルは、包括的なコロナ磁場が重要であるさらなる科学的調査の基礎として頻繁に使用されます。そのパラメータ、特に光源表面の位置と形状は、惑星間物質の状態を解釈するために重要です。現在のシートソースサーフェス（CSSS）モデルなど、モデルに1つ以上の追加の自由パラメーターを導入する改善が提案されています。ねらい。ソースサーフェスの球形拘束を緩和し、楕円形にすることで、モデル作成者は、解析する特定の期間または場所の物理的環境により正確に一致するように変形させることができます。メソッド。有限差分を使用して3次元グリッドでラプラスの方程式を解く数値ソルバーが提示されます。ソルバーは、変形して楕円形のソースサーフェスを作成できる構造化された球状グリッドで機能します。結果。コロナ磁場の構成は、この新しいソルバーを使用して表示されます。三次元レンダリングは、太陽コロナのさまざまな高さにおける磁気構成のキャリントンのような総観マップによって補完されます。球形モデルと楕円形モデルによって計算された磁気構成の違いが示されています。
| Title |
Spitzer_Variability_Properties_of_Low-Gravity_L_Dwarfs |
| Authors |
Johanna_M._Vos,_Beth_A._Biller,_Katelyn_N._Allers,_Jacqueline_K._Faherty,_Michael_C._Liu,_Stanimir_Metchev,_Simon_Eriksson,_Elena_Manjavacas,_Trent_J._Dupuy,_Markus_Janson,_Jacqueline_Radigan-Hoffman,_Ian_Crossfield,_Mickael_Bonnefoy,_William_M._J._Best,_Derek_Homeier,_Joshua_E._Schlieder,_Wolfgang_Brandner,_Thomas_Henning,_Mariangela_Bonavita_and_Esther_Buenzli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12854 |
近赤外、2MASSJ0045+16、2MASSJ0501-00、および2MASSJ1425-36で以前に変動が検出された3つの低重力L矮星の\textit{SpitzerSpaceTelescope}変動監視観測を提示します。2つのターゲットである2MASSJ0045+16と2MASSJ0501-00で、周期的な有意な変動を検出します。2MASSJ1425-36の変動は検出されません。新しい回転周期と回転速度を組み合わせて、$22\pm1^{\circ}$、${60^{+13}_{-8}}^{\circ}$および$52^{+19の傾斜角を計算します}_{-13}〜^{\circ}$は、それぞれ2MASSJ0045+16、2MASSJ0501-00、2MASSJ1425-36です。私たちの3つの新しいオブジェクトは、以前に報告された傾斜、振幅、色の異常の間の暫定的な関係と一致しています。変動の振幅が最も高いオブジェクトは赤道上に傾斜していますが、観測された最大振幅は傾斜角が減少するにつれて減少します。また、傾斜が測定されたオブジェクトのサンプルについて、傾斜角と$（J-K）_{\mathrm{2MASS}}$色の異常との相関関係もわかります。褐色矮星のサンプル全体を\textit{Spitzer}変動検出でコンパイルすると、フィールド矮星の母集団と比較して、若い初期L矮星の振幅が向上していません。低重力後期L型矮星の振幅が$4.5〜\mu$mで大きくなる可能性があることがわかりました。野外小人や若い個体群の振幅比とスペクトルタイプの相関関係は見つかりません。最後に、1Myrから1Gyrの年齢の褐色矮星の大きなサンプルの回転周期をまとめ、角運動量保存を仮定した進化モデルによって予測された回転速度を比較します。褐色矮星の現在のサンプルの回転率は、進化モデルと分裂限界によって設定された予想範囲内にあることがわかります。
太陽大気中の渦の進化：渦巻強度の動的方程式
| Title |
Vortices_evolution_in_the_solar_atmosphere:_A_dynamical_equation_for_the_swirling_strength |
| Authors |
J.R._Canivete_Cuissa,_O._Steiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12871 |
2つの渦同定基準の解析的進化方程式を採用および導出することにより、太陽大気中の渦力学を研究します。使用される2つの基準は、渦度と旋回強度です。渦度は、せん断流の存在下で偏る可能性がありますが、その動的方程式はよく知られています。渦巻きの強さは渦の流れを特定するためのより正確な基準ですが、その進化方程式はまだわかっていません。したがって、渦巻強度の動的方程式を導き出す可能性を探ります。次に、2つの方程式を適用して、CO5BOLDコードで生成された太陽大気の放射MHDシミュレーションを分析します。旋回強度基準とその進化方程式の数学的導出の詳細なレビューを提示します。この方程式は以前の文献には存在していなかったため、（磁気-）流体力学の幅広い問題の分析に適した新しいツールを構成しています。この方程式を数値モデルに適用することにより、流体力学および磁気傾圧が、対流ゾーンと光球での渦生成の原因となる物理プロセスを駆動していることがわかります。彩層の上方では、磁気項のみが支配的です。さらに、特に磁束集中の内部では、渦巻きの強度がカオス的な方法で小さなスケールで生成されることがわかります。渦巻きの強さは、太陽大気などの乱流の渦を特定するための適切な基準を表します。さらに、この論文で導出されたその進化方程式は、これらの渦のダイナミクスと、それらの生成と進化に関与する物理的メカニズムに関する正確な情報を得るために極めて重要です。この方程式が利用できるので、旋回強さは（磁気）流体力学における渦のダイナミクスを研究するための理想的な量です。
Palatini f（R）重力理論に対するStatefinder診断と制約
パラティーニ形式の一連の$f（R）$重力理論に焦点を当て、フラットフリードマンロバートソンウォーカー（FRW）宇宙のレイトタイム加速を生成する確率を調査します。選択した一連のパラメーターのこれらの宇宙論モデルにステートファインダー診断を適用して、それらが互いに区別されるかどうかを確認します。診断には、ステートファインダーペア$\{r、s\}$が含まれます。$r$は、宇宙時間$t$に関するスケールファクター$a$およびその高次導関数から導出され、$s$は、$r$と減速パラメータ$q$。結論として、2つのタイプの$f（R）$理論がありますが、（i）$f（R）=R+\alphaR^m-\betaR^{-n}$と（ii）$f（R）=R+\alpha\lnR-\beta$は遅い時間の加速につながる可能性があり、$rs$平面と$rq$平面でのそれらの進化の軌跡は異なる進化特性を明らかにし、ステートファインダー診断のメリットを正当化します。さらに、観測ハッブルパラメーターデータ（OHD）を利用して、$f（R）$重力のこれらのモデルを制約します。その結果、（i）ケースの$m=n=1/2$を除き、（i）ケースと（ii）ケースの$\alpha=0$は、$\Lambda$CDMモデルが1$\に存在することを許可しますsigma$信頼領域。ステートファインダー診断を最適なモデルに採用した後、すべての最適なモデルが遅い加速エポックで減速/加速遷移ステージを通過できることがわかり、これらのすべてのモデルがデシッターポイント（$\{r、s\}=\{1,0\}$）将来。また、これらのモデル間の進化の違いは、特に$r-s$平面で明確であり、これにより、ステートファインダーの診断が宇宙論モデルの判別においてより信頼性の高いものになります。
結局偶然なんてない！
ダークマターが軽いボソンで構成されている場合、初期宇宙でそれらがボーズアインシュタイン凝縮体を形成することを示します。これにより、ほぼ同じ密度の暗黒エネルギーが自然に誘発され、負圧が発生します。これは、いわゆるコインシデンス問題を説明します。
地磁気嵐の間のNavIC観測による電離層モデルの性能の評価
| Title |
Assessment_of_the_Performance_of_Ionospheric_Models_with_NavIC_Observations_during_Geomagnetic_Storms |
| Authors |
Sumanjit_Chakraborty,_Abhirup_Datta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11337 |
このペーパーでは、グローバルな経験的モデルのパフォーマンスの評価について説明します。国際参照電離層（IRI）-2016およびNeQuick2モデルから導出された電離層全電子量（TEC）は、インド星座（NavIC）/インド地域航法衛星によるナビゲーションに関連しています。System（IRNSS）は、地磁気嵐条件下でのTECを推定しました。本研究はインドール（地理：22.52$^{\circ}$N75.92$^{\circ}$Eと磁気傾斜：32.23$^{\circ}$Nで行われ、北の山頂近くにあります。インドセクターの赤道電離異常（EIA）地域）。現在の太陽の減少期にある激しい嵐（2017年9月6〜10日）、穏やかな嵐（2017年9月26〜30日）、および穏やかな嵐（2018年1月17〜21日）について分析が行われました。サイクル。NavICから観測されたTECと比較すると、IRI-2016とNeQuick2から派生したTECの両方が過小評価されているため、この領域全体でのTECのストームタイムの変化を予測できず、変数インドの経度をより正確に予測するには、NavICからの実際のデータを含める必要があります。セクタ。
予熱時代の宇宙顕微鏡
背景が空間的に変化するライトフィールドは、宇宙の予熱を変調し、大きなスケールの変動に小さなスケールで予熱ダイナミクスの非線形効果を刻印することができます。これにより、「宇宙顕微鏡」と呼ばれる予熱時代へのユニークなプローブが提供されます。スカラーフィールドのガウスの原始変動をダイオードのような方形波に変えるスカラー摂動に対する予熱の独特の効果を特定します。この非線形効果は現在の観測と一致しており、近い将来の宇宙探査機が到達できるモデルである「変調部分予熱」を提示します。
デコヒーレンスは、量子サブシステムが量子特性を動的に失う傾向を説明します。これは、対象の量子サブシステムが相互作用し、追跡された環境と絡み合うときに発生します。通常の巨視的システムでは、電磁的相互作用やその他の相互作用により、急速なデコヒーレンスが発生します。ただし、暗黒物質（DM）は、環境との結合が弱いために、特に重力でのみ相互作用する場合に、自然に長期にわたる巨視的量子特性を示す可能性があります。この研究では、局所密度が質量、サイズ、および位置を量子重ね合わせで持つ銀河における光DMのデコヒーレンス率を計算します。デコヒーレンスは、通常の物質によって提供されるDMの過密度とその環境との重力相互作用によるものです。比較的堅牢な構成に焦点を合わせます。モノポールがなく、密度が低く、密度が低いDM摂動は、比較的近い距離でのみ観測可能です。私たちは、非相対論的散乱理論を使用して、過剰密度によって生成されたニュートンポテンシャルを使用して、プローブ粒子がどのように散乱して絡み合うかを決定します。アプリケーションとして、アクシオンを含む軽いスカラーDMを検討します。銀河のハローでは、環境として拡散水素を使用し、地球の近くでは、環境として空気を使用します。サイズが典型的なDMドブロイ波長である過密度の場合、ハローのデコヒーレンスレートは、DM質量$m_a\lesssim5\times10^{-7}$eVおよび地球における現在のハッブルレートよりも高いことがわかりますベースの実験では、$m_a\lesssim10^{-6}$eVの従来のフィールドコヒーレンスレートよりも高くなっています。状態の拡散が発生すると、レートが大幅に速くなる可能性があります。また、DMBECは非常に急速にデコヒーリングするため、古典的な場の理論によって非常によく説明されていることを確認します。
対数正規ピークをもつスカラー摂動によって引き起こされる重力波
$k=k_*$に幅$\Delta$の対数正規ピークを持つスペクトルで、原始スカラー摂動によって誘発された確率重力波（GW）バックグラウンドを研究します。狭い（$\Delta\ll1$）ピークと広い（$\Delta\gtrsim1$）ピークの両方のGWスペクトル$\Omega_\text{GW}$の分析式を導出します。狭いピークの場合、スペクトルには、$k=2k_*/\sqrt{3}$で鋭いピークを持つ二重ピーク機能があります。スペクトルの赤外線（IR）側では、べき乗則の指数で$k=k_b$にブレークがあるべき乗則の振る舞いが見られ、遠赤外線側の$k^3$から$k^に変化しています。近赤外線側に2$。ピーク周波数に対するブレーク周波数の比率は、$\Delta$によって$f_b/f_p\approx\sqrt{3}\Delta$として決定されます。ここで、$f_b$と$f_p$は、ブレーク周波数とピーク周波数です。それぞれ。ブロードピークの場合、GWスペクトルにも$k=k_*$に対数正規ピークがありますが、$\Delta/\sqrt2$の幅が狭くなっています。これらの派生分析式を使用して、狭い場合と広い場合の両方の$\Omega_\text{GW}$の最大値の式も示します。私たちの結果は、今後数十年で誘導されたGW信号を検索するのに役立つツールを提供します。
宇宙の熱履歴のプローブとしての誘導重力波
スカラー摂動によって誘発される重力波は、小規模の原始密度摂動スペクトルのプローブです。この論文では、彼らが宇宙の熱履歴も調査できることを示します。宇宙は、状態方程式パラメーター$w$が一定の段階を経た後、従来のビッグバン宇宙の放射が支配的な段階を経たと仮定します。減速宇宙論のために誘発された確率重力波背景のパワースペクトルの赤外線スロープは、宇宙の状態方程式に関連していることがわかります。さらに、誘導された重力波スペクトルは、一般に、再加熱のスケールの周りで壊れたべき法則形状を持っています。興味深いことに、状態方程式パラメーターのしきい値$w=0$を下回ると、壊れたべき法則は、スカラースペクトルのディラックデルタピークのピークを示します。有限幅のピークの場合、しきい値は幅の値に応じて$w=-1/15$に変わります。場合によっては、このような破壊されたべき法則の重力波スペクトルは、相転移や全球宇宙ストリングなどの他のソースからのスペクトルに退化する可能性があります。
パーカーソーラープローブによって内部太陽圏で観測されたアルフエニックの遅い太陽風
| Title |
Alfv\'enic_Slow_Solar_Wind_Observed_in_the_Inner_Heliosphere_by_Parker_Solar_Probe |
| Authors |
Jia_Huang,_J._C._Kasper,_M._Stevens,_D._Vech,_K._G._Klein,_Mihailo_M._Martinovi\'c,_B._L._Alterman,_Lan_K._Jian,_Qiang_Hu,_Marco_Velli,_Timothy_S._Horbury,_B._Lavraud,_T._N._Parashar,_Tereza_\v{D}urovcov\'a,_Tatiana_Niembro,_Kristoff_Paulson,_A._Hegedus,_C._M._Bert,_J._Holmes,_A._W._Case,_K._E._Korreck,_Stuart_D._Bale,_Davin_E._Larson,_Roberto_Livi,_P._Whittlesey,_Marc_Pulupa,_Thierry_Dudok_de_Wit,_David_M._Malaspina,_Robert_J._MacDowall,_John_W._Bonnell,_Peter_R._Harvey,_Keith_Goetz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12372 |
ゆっくりとした太陽風は、典型的には低Avv'enicityとして特徴付けられます。ただし、パーカーソーラープローブ（PSP）は、最初の遭遇のいくつかで主にアルフエニックの遅い太陽風を観測しました。最初の遭遇の観測から、0.25au内の遅い太陽風の約55.3\％は、現在の太陽の最小値で非常にアルフエニック（$|\sigma_C|>0.7$）であり、静かな太陽の割合よりもはるかに高い1auの太陽極大で観測された、関連する高度Alfv\'enicの遅い風。Alfv'enicitiesが異なる遅い太陽風の間隔は、同様のプラズマ特性と温度異方性分布を示すようです。太陽に近づくと、遅い風は速い風と同じように垂直方向の加熱を経験する可能性があるため、一部の低Alfv'enicityの遅い風の間隔は、高温異方性さえ示します。このシグネチャは、PSPの観測値を1auまで追跡しているときに、風力探査機の測定によって確認されています。さらに、ほぼ15年の風測定で、プラズマ特性、温度異方性、およびヘリウム存在比（$N_\alpha/N_p$）の分布は、異なるAlfv'enicitiesの遅い風でも同様であることがわかりましたが、分布は高速の太陽風とは異なります。非常にアルフ風の遅い太陽風には、ヘリウムに富む集団（$N_\alpha/N_p\sim0.045$）とヘリウムに乏しい集団（$N_\alpha/N_p\sim0.015$）の両方が含まれており、複数のソース領域。これらの結果は、非常にアルフエニックの遅い太陽風が、通常の遅い太陽風と同様の温度異方性とヘリウム存在量特性を共有し、したがって、それらには複数の起源があるはずであることを示唆しています。
太陽風における準平行ホイスラ波について
最近のシミュレーションは、おそらく太陽風でほとんど平行なコヒーレントウィスラー波を生成するウィスラー熱流束不安定性が、電子熱伝導の調整に効率的でないことを示しました。さらに、最近の宇宙船の測定では、太陽風のコヒーレントウィスラー波の一部が電子熱流束に反平行に伝播し、超熱電子の垂直温度異方性のために生成されている可能性があることが示されました。原始太陽風に典型的な超熱電子の電子熱流束と温度異方性で不安定な平行および反平行ウィスラー波の特性の分析を提示します。逆ストリーミング密熱コアと希薄超熱ハロー集団からなる電子集団を想定して、逆平行ホイッスラー波は、並列ウィスラー波に比べて、周波数、波数、成長率が小さいと予想されることを示すために、線形安定性分析を実行します。安定性分析は、コアおよびハロー電子の母集団の広範なパラメーターに対して実行されます。準線形スケーリング関係を使用して、逆平行ホイッスラー波が、原始太陽風の約$10^{-3}\;B_0$にある平行ウィスラー波よりも1桁小さい振幅で飽和することを示します。分析では、平行ウィスラー波に比べて周波数が低く振幅が小さいため、自然のままの太陽風における逆平行ウィスラー波の存在が、乱流磁場変動によって不明瞭になる可能性が高いことが示されています。提示された結果は、太陽風の電子熱流束調整の数値シミュレーションにも役立ちます。
ビッグリップ：ホーキング放射による加熱と共形循環宇宙論への可能な関連
| Title |
Big_Rip:_heating_by_Hawking_radiation_and_a_possible_connection_to_conformal_cyclic_cosmology |
| Authors |
Rafael_Ruggiero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12684 |
BigRip宇宙論のシナリオでは、状態方程式（ファントムエネルギー）に$w<-1$のダークエネルギーを含むFRW宇宙は、有限のタイムスパンでスケールファクターが無限大に広がり、宇宙の地平線はゼロになります。ここでは、FRW宇宙の見かけの地平線でホーキング放射が生成されると予想されるという事実に照らしてこのシナリオを再検討し、その放射のエネルギー密度と温度の両方がビッグリップで発散することを示します。次に、この事実を使用して、ペンローズの共形巡回宇宙モデルの新しいバリアントを提案します。このモデルでは、未来の時空メトリックが、deSitter宇宙の遠い未来ではなく、BigRipで共形的に不変になります。これにより、モデルから質量崩壊の必要がなくなり、現在の物理法則と一致します。
一般的な拡張変形変換の下での原始宇宙摂動の変換
| Title |
Transformation_of_Primordial_Cosmological_Perturbations_Under_the_General_Extended_Disformal_Transformation |
| Authors |
Allan_L._Alinea_and_Takahiro_Kubota |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12747 |
原始宇宙論的摂動は、インフレーションとそれに続く動的プロセスによって培われた種子であり、最終的には現在の宇宙につながります。この作業では、一般的な拡張変形変換、つまり$g_{\mu\nu}\rightarrowA（X、Y、Z）g_{\mu\nuの下でのゲージ不変スカラーとテンソル摂動の動作を調査します。}+\Phi_\mu\Phi_\nu$、ここで$X\equiv-\tfrac{1}{2}\phi^{;\mu}\phi_{;\mu}、Y\equiv\phi^{;\mu}X_{;\mu}、Z\equivX^{;\mu}X_{;\mu}$および$\Phi_\mu\equivC\phi_{;\mu}+DX_{;\mu}$、$C$と$D$は$（\phi、X、Y、Z）$の一般的な関数です。この変換では、テンソル摂動が不変であることがわかります。一方、スカラー曲率摂動は、共形項のみによる補正を受けます。少なくとも線形次数までは、異形項とは無関係です。完全なHorndeski理論の枠組みの中で、補正項はゲージ不変な共動密度摂動とその最初の時間微分に線形に依存することがわかります。超水平限界では、これらすべての補正項が消え、元のスカラー曲率の摂動のみが残ります。つまり、完全なHorndeski理論の文脈では、スーパーホライズンリミットの一般的な拡張変形変換の下では不変です。私たちの仕事は、原始宇宙論的摂動の変換または不変性に関する一連の調査研究を含み、一般的な拡張された変形変換の下で結果を一般化します。宇宙論的摂動は別として、この研究とここで検討された変換は、スカラー-テンソル理論の現在の地平線を超える強い推進力を私たちに与えます。
$ F（R）$重力のインフレアトラクタ
この手紙では、実行可能な$F（R）$重力が、主に$R^2$アトラクタまたは$\alpha$-attractorsの2つのクラスのインフレアトラクタに分類できることを示します。これを示すために、テンポラとスカラーの比率$r$と原始曲率摂動のスペクトルインデックス$n_s$の間の最も一般的な関係、つまり$r-n_s$関係を、条件は、スローロールインデックスの値を制約します。ここで示すように、テンソルとスカラーの比率と原始曲率摂動のスペクトルインデックスの関係は、$r\simeq\frac{48（1-n_s）^2}{（4-x）^2の形式になります。}$、ここで無次元パラメーター$x$は、Ricciスカラーに関する$F（R）$重力関数の高次導関数を含み、これは$e$-foldings数$N$の関数であり、さまざまな$F（R）$重力モデルの自由パラメーターの関数。観測データと互換性のあるスペクトルインデックスを持ち、$x\ll1$も生成する$F（R）$重力の場合、これらは$r^sim3（1-n_s）^2$、そしてこれらは実行可能な理論です。さらに、$x$が特定の範囲でより大きな値を取り、特定の$F（R）$重力に対して一定である場合、結果の$r-n_s$関係は$r\sim3\alpha（1-n_s）^2$、ここで$\alpha$は定数です。したがって、実行可能な$F（R）$重力は2つの制限タイプの$r-n_s$関係に分類できると結論します。1つは$x$の先頭の$R^2$モデルと同一で、もう1つは$\alpha$-attractors$r-n_s$リレーション。$x$定数を生成する$F（R）$重力モデルの場合。最後に、$x$が一定でない場合についても説明します。
放射ブラックホールの周りの触媒真空崩壊と電弱真空の危機について
| Title |
On_catalyzed_vacuum_decay_around_a_radiating_black_hole_and_the_crisis_of_the_electroweak_vacuum |
| Authors |
Takumi_Hayashi,_Kohei_Kamada,_Naritaka_Oshita,_Jun'ichi_Yokoyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12808 |
偽の真空崩壊は、量子場の理論における重要な特徴であり、初期の宇宙宇宙論において明確な特徴を示しています。最近、偽の真空崩壊はブラックホール（BH）によって触媒されることが示唆されており、初期宇宙で原始BHが形成されると、標準モデルヒッグス真空の破滅を引き起こす可能性があります。ホーキング放射の影響を考慮して、放射BHの周りのスカラーフィールドの真空相転移を調査します。地平線近くでスカラーポテンシャルが安定しているため、熱効果が存在すると真空の減衰率がわずかに低下することがわかります。ただし、地平線から十分離れた地点では安定化効果が弱くなります。その結果、スカラー場の放射への有効な結合定数が極端に大きくない限り、減衰率は大きく変化しないことがわかります。これは、ホーキング放射からの電位の変化が、BHによって触媒される標準モデルのヒッグス真空崩壊の防止に役立たないことを意味します。
ボレキシノの太陽CNOサイクルからのニュートリノに対する感度
| Title |
Sensitivity_to_neutrinos_from_the_solar_CNO_cycle_in_Borexino |
| Authors |
M._Agostini,_K._Altenm,_S._Appel,_V._Atroshchenko,_Z._Bagdasarian,_D._Basilico,_G._Bellini,_J._Benziger,_R._Biondi,_D._Bravo,_B._Caccianiga,_F._Calaprice,_A._Caminata,_P._Cavalcante,_A._Chepurnov,_D._D'Angelo,_S._Davini,_A._Derbin,_A._Di_Giacinto,_V._Di_Marcello,_X.F._Ding,_A._Di_Ludovico,_L._Di_Noto,_I._Drachnev,_A._Formozov,_D._Franco,_C._Galbiati,_C._Ghiano,_M._Giammarchi,_A._Goretti,_A.S._G,_M._Gromov,_D._Guffanti,_Aldo_Ianni,_Andrea_Ianni,_A._Jany,_D._Jeschke,_V._Kobychev,_G._Korga,_S._Kumaran,_M._Laubenstein,_E._Litvinovich,_P._Lombardi,_I._Lomskaya,_L._Ludhova,_G._Lukyanchenko,_L._Lukyanchenko,_I._Machulin,_J._Martyn,_E._Meroni,_M._Meyer,_L._Miramonti,_M._Misiaszek,_V._Muratova,_B._Neumair,_M._Nieslony,_R._Nugmanov,_L._Oberauer,_V._Orekhov,_F._Ortica,_M._Pallavicini,_L._Papp,_L._Pietrofaccia,_N._Pilipenko,_A._Pocar,_G._Raikov,_M.T._Ranalli,_G._Ranucci,_A._Razeto,_A._Re,_M._Redchuk,_A._Romani,_N._Rossi,_S._Sch,_D._Semenov,_G._Settanta,_M._Skorokhvatov,_O._Smirnov,_A._Sotnikov,_Y._Suvorov,_R._Tartaglia,_G._Testera,_J._Thurn,_E._Unzhakov,_F.L._Villante,_A._Vishneva,_R.B._Vogelaar,_F._von_Feilitzsch,_M._Wojcik,_M._Wurm,_S._Zavatarelli,_K._Zuber,_G._Zuzel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12829 |
太陽の炭素、窒素、酸素（CNO）核融合サイクルで放出されるニュートリノは、フラックスがまだ測定されていない太陽ニュートリノのサブドミナントでありながら重要な要素です。LaboratoriNazionalidelGranSasso（イタリア）でのBorexino実験は、検出器の放射性純度と検出器の背景の正確な理解のおかげで、それらを直接検出するユニークな機会があります。CNOニュートリノに対するBorexinoの感度について説明します。これは、2つの最も関連性の高いバックグラウンドソース、\（pep\）ニュートリノと\（^{210}\）Biベータ崩壊の速度を制限するために採用した戦略に基づいています。最後に、CNOニュートリノの検出の関連性は、太陽の金属性の問題のコンテキストで広く議論されています。
粒子コライダーからの既存の制約により、粒子物理学の標準モデルにおけるヒッグス電位の現在の電弱真空に対する疑わしいが非致命的なメタ安定性が明らかになりますが、インフレーションのハッブルスケールが不安定性よりも大きい場合、初期宇宙では不利になりますヒッグスの4次自己結合が負の値になるとスケールします。ヒッグス二次結合からリッチスカラーまたはインフロンフィールドへの正の有効質量二乗を取得する以前の試行に代わる方法として、ヒッグスをインフレトンに結合されたカメレオンと見なすことにより、初期宇宙でのヒッグスポテンシャルを安定させる3番目のアプローチを提案します。ヒッグスまたはカメレオンのいずれかに制約を提示します。
