バリオニックタリーフィッシャー関係を使用した$ H_o $の測定
新しい距離インジケーターとしてバリオンタリーフィッシャー関係（bTFR）の使用を検討します。近赤外イメージングと恒星の人口モデルに加えて、正確な回転曲線の進歩により、距離が不確実性の主な原因となるようにbTFRのばらつきが減少しています。セファイドからの正確な距離または赤い巨大な枝の先端の大きさを持つ50個の銀河を使用して、$H_o$に依存しないスケールでbTFRを較正します。次に、CosmicFlows-3速度を使用して、この較正済みbTFRをSPARCサンプルからの95個の独立した銀河に適用し、$H_o$のローカル値を推定します。$H_o$=75.1+/-2.3（stat）+/-1.5（sys）kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$が見つかります。
時間遅延レンズモデリングの課題：II。結果
| Title |
Time_Delay_Lens_modelling_Challenge:_II._Results |
| Authors |
X._Ding,_T._Treu,_S._Birrer,_G._C.-F._Chen,_J._Coles,_P._Denzel,_M._Frigo_A._Galan,_P._J._Marshall,_M._Millon,_A._More,_A._J._Shajib,_D._Sluse,_H._Tak,_D._Xu,_M._W._Auger,_V._Bonvin,_H._Chand,_F._Courbin,_G._Despali,_C._D._Fassnacht,_D._Gilman,_S._Hilbert,_S._R._Kumar,_Y.-Y._Lin,_J._W._Park,_P._Saha,_S._Vegetti,_L._Van_de_Vyvere,_L._L.R._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.08619 |
近年、方法とデータの進歩により、重力時間遅延がハッブル定数$H_0$を測定する非常に強力なツールとして浮上することが可能になりました。ただし、公開されている最新の分析では、1年の専門家の調査時間と、システムあたり最大100万時間のコンピューティング時間が必要です。さらに、精度が向上するにつれて、系統的な不確実性を特定して軽減することが重要です。この時間遅延レンズモデリングの課題では、ペーパーIで提示されているシミュレーションデータセットのブラインド分析を通じて、現在50次レンズを処理するのに十分な速さのモデリングテクニックの精度と精度のレベルを評価することを目指しています。ラング1の結果Rung2は、点光源の位置のみを使用する方法は、精度を維持しながら精度が低くなる傾向がある（$10-20\％$）ことを示しています。ラング2では、イメージングデータセットとキネマティックデータセットの完全な情報を活用する方法により、ターゲットの精度（$|A|<2\％$）と精度（システムあたり$<6\％$）内で$H_0$を回復できます。未知の点広がり関数と複雑なソース形態の存在下でも。Rung3の非盲検分析では、レイトレーシングされた宇宙シミュレーションの数値精度が、レンズモデリング方法論をパーセントレベルでテストするには不十分であり、結果の解釈が困難であることが示されました。体系的な不確実性の調査をさらに進めるには、シミュレーションを改善した新しい課題が必要です。完全を期すために、Rung3の結果を付録に示し、それらを使用して、将来のブラインドチャレンジにおける同様の微妙なデータ生成の影響を軽減するためのさまざまなアプローチについて説明します。
原始的なCMB $ B $モードを明らかにするための制約付きモーメントILCメソッドを使用した前景の剥離
| Title |
Peeling_off_foregrounds_with_the_constrained_moment_ILC_method_to_unveil_primordial_CMB_$B$-modes |
| Authors |
Mathieu_Remazeilles,_Aditya_Rotti,_Jens_Chluba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.08628 |
銀河の前景は、宇宙マイクロ波背景（CMB）の$B$モード偏光の観測に対する主な障害です。インフレの$B$モード信号を数桁分不明瞭にすることに加えて、銀河の前景には、ピクセル/ビームウィンドウ内の見通し線に沿った平均化効果によって部分的に未知で歪んでいる重要なスペクトルシグネチャがあります。そして、さまざまな分析の選択（例えば、球面調和変換とフィルター）。統計モーメント拡張法は、CMB観測におけるこれらの平均化効果から生じる効果的な銀河前景放射をモデル化するための強力なツールを提供し、ブラインドコンポーネント分離処理は未知の前景を処理できます。この作業では、これらの2つのアプローチを組み合わせて、拘束モーメントILC（cMILC）と呼ばれるパラメトリック法とブラインド法の交点で新しいセミブラインド成分分離法を開発します。この方法は、標準のILC方法にいくつかの制約を追加して、銀河のフォアグラウンド放出の主要な統計モーメントを逆投影します。マップへの適用はニードルスペースで実行され、NILCメソッドと比較すると、これは再構築されたCMB$B$モードマップ、パワースペクトル、およびテンソルから-への残留前景汚染（バイアス、分散、および歪度）を大幅に削減するのに役立ちますスカラー比。LiteBIRDおよびPICOと同様の実験設定の天空シミュレーションを検討します。これは、新しいcMILCフレームワーク内で、残留フォアグラウンドバイアスと$r$の制約の低下との間のトレードオフが予想されることを示しています。また、今後の分析の課題に備えてさらに多くの作業が必要ないくつかの方向性についても概説します。
Axionミニクラスターを簡単に
ピークパッチエクスカーションセット形式の修正版を使用して、アキシオンストリング崩壊の数値シミュレーションから得られた完全に非ガウスの初期密度フィールドからQCDアキシオンミニクラスターの質量とサイズの分布を計算します。大幅に低い計算コストでN-Bodyシミュレーションとの強い一致が見られます。球体崩壊モデルを採用し、放射線時代の修正バリアのフィッティング機能を提供します。$z=99$でのハロー質量関数は、小さい質量の場合は$M^{-0.68}$のべき乗則分布を持ち、$10^{-15}\lesssimの範囲内の大きな質量の場合は$M^{-0.35}$を持ちますM\lesssim10^{-9}M_{\odot}$、すべての質量は$（m_a/50\mu\mathrm{eV}）^{-0.5}$としてスケーリングされます。マージツリーを構築して、崩壊の赤方偏移と濃度の質量関係$C（M）$を推定します。これは、初期パワースペクトルと線形成長の分析結果を使用してよく説明されています。キャリブレーションされた分析結果を使用して$z=0$に外挿することにより、このメソッドは平均濃度$C\sim\mathcal{O}（\text{few}）\times10^4$を予測します。私たちの方法は計算コストが低いため、希少で密なミニクラスターの統計の将来の調査が容易になります。
弱いレンズを用いたredMaPPer銀河団の表面質量密度楕円率の測定
| Title |
Measuring_the_surface_mass_density_ellipticity_of_redMaPPer_galaxy_clusters_using_weak-lensing |
| Authors |
Elizabeth_J._Gonzalez,_Martin_Makler,_Diego_Garcia_Lambas,_Martin_Chalela,_Maria_E._S._Pereira,_Ludovic_Van_Waerbeke,_HuanYuan_Shan,_Thomas_Erben |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.08651 |
この作業では、弱いレンズのスタッキング手法を使用して、銀河団の投影表面質量密度分布の形状を調べます。特に、redMaPPerクラスターのサンプル（$0.1\leqz<0.4$）について、投影された楕円率の平均整列コンポーネント$\epsilon$を制約します。クラスターの向きには6つの異なるプロキシを考慮し、クラスターの中心からの投影距離の3つの範囲について$\epsilon$を測定します。内側の領域（最大$700\、$kpc）の質量分布は、より高いメンバーシップ確率を持つクラスター銀河によってトレースされ、外側の領域（$700\、$kpcから$5\、$Mpcまで）はより良いトレースです。可能性の低い銀河団のメンバーが含まれていることが原因です。内部領域の近似楕円率は$\epsilon=0.21\pm0.04$であり、以前の推定値と一致しています。また、$\epsilon$とクラスターの平均赤方偏移と豊かさの関係も調べます。中央値の赤方偏移に従ってサンプルを2つの赤方偏移範囲に分割することにより、シミュレーションからの予想と一致して、より高い赤方偏移でクラスターのより大きい$\epsilon$値を取得します。さらに、低赤方偏移でクラスターの外側の領域でより高い楕円率値を取得します。測定されたレンズの楕円率に影響を与える可能性のあるいくつかの系統的効果と、質量分布の派生楕円率との関係について説明します。
開口質量統計の高速推定I：開口質量分散とCFHTLenSデータへの応用
| Title |
Fast_estimation_of_aperture-mass_statistics_I:_aperture_mass_variance_and_an_application_to_the_CFHTLenS_data |
| Authors |
Lucas_Porth,_Robert_E._Smith,_Patrick_Simon,_Laura_Marian,_Stefan_Hilbert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.08665 |
弱いレンズ調査データにおける開口質量統計量の推定のための通常のせん断相関関数アプローチに代わる方法を探ります。私たちのアプローチは、Schneider（1998）の直接推定法に基づいています。このペーパーでは、方法論をテストおよび検証するために、開口部の質量分散に焦点を当てます。測定された楕円体の重み付きセットの信号とノイズを計算した後、直接推定器を高速かつ効率的な計算を可能にする線形次数アルゴリズムにする方法を示します。次に、穴とチップギャップのある実際のサーベイマスクが存在する場合の直接推定手法の適用性を調査します。このために、完全なレイトレーシングの模擬シミュレーションの大規模なアンサンブルを使用します。さまざまなアパーチャからの情報を組み合わせるためにさまざまな重み付けスキームを使用することにより、70％を超えるアパーチャの完全性で個々のアパーチャ推定に重み付けする逆分散により、標準の相関関数アプローチと密接に一致する回答が得られることがわかります。次に、このアプローチをCFHTLenSにパイロットスキームとして適用し、レンズフィットのせん断バイアスのカタログを修正した後、EモードとBモードの両方の信号の分散について、Kilbinger（2013）の結果が高精度に回復することを確認します9インチより近いペアのアルゴリズム。次に、Fisher情報アプローチを使用して直接推定量の宇宙情報コンテンツを調査します。完全性の低いアパーチャの拒否により、宇宙情報にはわずかな損失しかないことを示します。この方法線形次数操作で高次のアパーチャ質量統計を回復するための高速で効率的な方法への扉を開きます。
ミリメートル未満の銀河の倍率バイアスを含む宇宙論：概念実証
| Title |
Cosmology_with_the_submillimetre_galaxies_magnification_bias:_Proof_of_concept |
| Authors |
L._Bonavera,_J._Gonz\'alez-Nuevo,_M._M._Cueli,_T._Ronconi,_M._Migliaccio,_L._Dunne,_A._Lapi,_S._J._Maddox,_M._Negrello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09185 |
環境。最近実証されたように、高zサブミリ銀河（SMG）は、銀河とクラスター（バリオンとダークマター）の質量密度プロファイルと、重力レンズ効果によるそれらの時間発展を追跡するのに最適なバックグラウンドサンプルです。それらの倍率バイアス、弱い重力レンズ効果は、ハロー占有分布（HOD）モデルの自由パラメーターと、場合によっては主要な宇宙論パラメーターのいくつかを制約するための強力なツールです。ねらい。この作業の目的は、宇宙論的プローブとしての高zSMGで生成される倍率バイアスの機能をテストすることです。相互相関データを利用して、天体物理学のパラメーター（$M_{min}$、$M_1$、$\alpha$）だけでなく、いくつかの宇宙論的パラメーター（$\Omega_m$、$\sigma_8$、および$H_0$）をこの概念実証に使用します。メソッド。0.2<z<0.8の範囲の分光赤方偏移を持つGAMA銀河の前景サンプルと、測光赤方偏移>1.2を持つH-ATLAS銀河の背景サンプル間の測定された相互相関関数は、HODに依存する従来のハローモデル記述を使用してモデル化されますそして宇宙論的パラメータ。次に、異なる事前集合を使用してマルコフ連鎖モンテカルロ分析を実行してこれらのパラメーターを推定し、結果のロバスト性をテストし、現在のデータセットで観測可能なこの新規のパフォーマンスのパフォーマンスを調査します。現在の結果では、$\Omega_m$と$H_0$は適切に制約できません。ただし、$\Omega_m$の95\％信頼レベル（CL）で0.24以上の下限を設定でき、$H_0>70$値に向かってわずかな傾向が見られます。$\sigma_8$に対する制約では、0.75あたりの暫定的なピークしか得られませんが、興味深い上限は95\％CLで$\sigma_8\lesssim1$です。また、天体物理学のパラメータにより限定的な事前条件を課すことにより、より良い制約を導き出す可能性についても検討します。
銀河の偏りと原始的な非ガウス性：IllustrisTNGによる銀河形成シミュレーションからの洞察
| Title |
Galaxy_bias_and_primordial_non-Gaussianity:_insights_from_galaxy_formation_simulations_with_IllustrisTNG |
| Authors |
Alexandre_Barreira,_Giovanni_Cabass,_Fabian_Schmidt,_Annalisa_Pillepich,_Dylan_Nelson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09368 |
IllustrisTNGモデルを使用して、（i）物質密度および（ii）ローカル原始非ガウス性（PNG）の原始重力ポテンシャルの大規模摂動が銀河形成に与える影響を調べます。ここでは、線形銀河バイアス$b_1$と、PNGによって引き起こされるスケール依存バイアスの係数$b_\phi$に焦点を当てます。これらは、これら2つのタイプの摂動に対する銀河数カウントの応答をそれぞれ示しています。摂動の効果は宇宙論的パラメーターの変更によって模倣される個別の宇宙シミュレーションを使用して研究を実行します：$b_1$の変更された宇宙物質密度と原始スカラーパワースペクトルの変更された振幅$\mathcal{A}_s$$b_\phi$の場合。広く使用されている普遍性の関係$b_\phi=2\delta_c（b_1-1）$は、恒星の質量$M_*$によって選択されたハローと銀河のバイアスの不十分な説明であることがわかります。\phi（M_*）=2\delta_c（b_1（M_*）-p）$with$p\in[0.4、0.7]$。これは、物質の高密度とローカルPNGが中央値の恒星とハロー質量の関係に与えるさまざまな影響によって説明されます。この影響の単純なモデルにより、$b_1$と$b_\phi$の恒星の質量依存性をかなりよく説明できます。私たちの結果は、色とブラックホール質量降着率によって選択された銀河の$b_1$と$b_\phi$の間の重要な関係も示しています。私たちの結果は、銀河のクラスタリングを使用して、ローカルのPNG制約と予測のために$b_\phi$の事前調整を提供します。広く使用されている普遍性関係が$b_\phi（M_*）$を過小評価していることを考えると、既存の分析はローカルPNGの真の拘束力を過小評価している可能性があります。
反射した星明かりの下で直接太陽系外惑星を撮像しました。惑星半径を知ることの重要性
| Title |
Directly_imaged_exoplanets_in_reflected_starlight._The_importance_of_knowing_the_planet_radius |
| Authors |
\'Oscar_Carri\'on-Gonz\'alez,_Antonio_Garc\'ia_Mu\~noz,_Juan_Cabrera,_Szil\'ard_Csizmadia,_Nuno_C._Santos,_Heike_Rauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.08784 |
太陽系外惑星の反射星光スペクトルの情報内容を調査しました。私たちは、バーナードのスターb候補超大地に分析を指定します。これは、海王星の半径の0.6倍の半径、H$_2$-Heが支配する大気、5$\cdotのCH$_4$体積混合比を想定しています。$10$^{-3}$。しかし、私たちの研究の主な結論は惑星に依存していません。半径、大気中のメタンの存在量、雲の層の基本的な特性など、7つのパラメータによって記述される太陽系外惑星のモデルを設定しました。500から900nmのゼロ位相（フルディスク照明）で合成スペクトルを生成し、スペクトル分解能はR$\sim$125-225です。信号対ノイズ比S/N=10で、単純化された波長に依存しないノイズモデルを使用して、測定されたスペクトルをシミュレートします。MCMCベースの取得方法を使用して、測定されたスペクトルとそれらの間の理論的相関から推測できる惑星/大気パラメーターを分析します。惑星の半径が既知であるか完全に未知である場合、および惑星の半径が部分的に制約されている中間の場合を制限することを検討します。惑星の半径がわかっている場合は、通常、雲のない大気と曇りの大気を区別し、メタンの存在量を2桁以内に抑えることができます。惑星の半径が不明な場合、モデルパラメータ間に新しい相関関係が発生し、検索の精度が低下します。半径を決定しないと、惑星に雲があるかどうかを見分けるのは困難であり、メタン存在量の推定値は低下します。ただし、調査したすべてのケースで、惑星の半径は2倍以内に制限されています。惑星の半径に関するアプリオリな情報があれば、たとえ近似値であっても、検索の改善に役立ちます。質量と半径を決定して長周期惑星の人口を拡大するように、太陽系外惑星の検出の取り組みを要請します。
太陽系星雲のパラメータ空間を制限する
| Title |
Constraining_the_parameter_space_for_the_Solar_Nebula |
| Authors |
Christian_T._Lenz,_Hubert_Klahr,_Tilman_Birnstiel,_Katherine_Kretke,_and_Sebastian_Stammler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.08799 |
惑星形成を理解したい場合、私たちが持っている唯一のデータセットは私たち自身の太陽系です。これは、これまでのところ、その発展した生命について私たちが知っている唯一の惑星系であるため、特に興味深いものです。太陽系星雲が進化した条件を理解することは、ディスク内のさまざまなプロセスと、ガスディスクがなくなった後の（原始）惑星間のその後の動的相互作用を理解するために重要です。原始惑星系円盤は、探索するための膨大な数の異なるパラメーターを提供します。問題は、このパラメーター空間を制約して、シミュレーションで太陽系を再現できるかどうかです。惑星形成のモデルと観測は、太陽系星雲の特定の領域における初期の微惑星質量に制約を提供します。小石フラックス制御の惑星形成を利用することにより、初期ディスク質量、初期ディスクサイズ、初期ダスト対ガス比、乱流レベルなど、9つの異なるディスクパラメーターを使用してパラメーター調査を実行します。ディスク内の微惑星の質量分布は、微惑星の形成タイムスケールと小石のドリフトタイムスケールに依存することがわかります。複数のディスクパラメータが小石の特性に影響を与え、したがって惑星形成に影響を与える可能性があります。ただし、潜在的なパラメーター範囲について、いくつかの結論を出すことは依然として可能です。小石フラックスで調整された微惑星の形成は非常に堅牢であるように思われ、幅広い範囲のパラメーターを使用したシミュレーションで太陽系星雲の初期の微惑星の制約を満たすことができます。つまり、多くの微調整は必要ありません。
月の接近遭遇は地球周縁のリドフ・コザイ効果と競合する
| Title |
Lunar_close_encounters_compete_with_the_circumterrestrial_Lidov-Kozai_effect |
| Authors |
Davide_Amato,_Renu_Malhotra,_Vladislav_Sidorenko,_Aaron_J._Rosengren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.08827 |
ルナ3（またはロシアの情報源ではルニック3）は、月の接近飛行を行った最初の宇宙船でした。1959年10月に大きな半主軸と離心率を持つ月にまたがる軌道で打ち上げられ、1960年3月下旬に地球と衝突しました。6か月の短い動的寿命は、リドフ・コザイによる離心率の増加を通じて説明されてきました効果。ただし、古典的なLidov-Kozai解は、小さな半長軸比の制限でのみ有効です。この条件は、太陽の摂動（月の摂動ではない）に対してのみ満たされる条件です。その進化に影響を与える主要なメカニズムを評価する目的でルナ3のダイナミクスの研究に着手しました。正確な接触解を生成し、それらをベクトル形式の単一および二重平均運動方程式の積分と比較することにより、Luna3の軌跡を分析します。平均接近法では再現できない月の接近遭遇は、軌道に決定的な影響を与え、二重平均ダイナミクスを壊します。太陽の摂動は、中間期の振動を誘発し、接近した遭遇の形状に影響を与え、1つの平均化された偏角で象限（軌道面の``フリップ''）を変化させます。ルナ3の独特の進化は、月の接近遭遇と中間期の用語を考慮することによってのみ説明できることがわかります。そのような用語は、Lidov-Kozai解法で平均化されます。これは、月にまたがる軌道を説明するのに適切ではありません。リドフ-コザイ解の限界を理解することは、地球-月環境での物体の運動と太陽系外惑星系の運動にとって特に重要です。
星雲起源の水による水惑星の形成：地球惑星の捕獲された大気の構造と質量に対する水の富化の影響
| Title |
Formation_of_aqua_planets_with_water_of_nebular_origin:_Effects_of_water_enrichment_on_the_structure_and_mass_of_captured_atmospheres_of_terrestrial_planets |
| Authors |
Tadahiro_Kimura_and_Masahiro_Ikoma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09068 |
地球のような日射を伴う太陽系外惑星の最近の検出は、一般的な地球のような水惑星がどのように太陽系を超えているかに関心が集まっています。地球の惑星は、氷や水が豊富な惑星を捕獲するとしばしば想定されていますが、星雲起源の始原大気自体は、流入する惑星またはマグマ海からの酸化鉱物による大気水素の酸化を通じて水を生成できます。熱力学的に、通常の酸素バッファーはモル数が水素と同等かそれ以上の水を生成します。このように、原始の大気は水蒸気で非常に豊かになるでしょう。しかし、原始大気は常に太陽の豊富さを持っていると想定されていました。ここでは、0.3$M_\odot$のM矮星の周りの原始惑星系円盤に埋め込まれたサブ地球のそのような豊かな大気の1D構造を統合し、水の量に焦点を当てて大気の性質に対する水の富化の影響を調べます。十分に混合された高度に濃縮された大気は、太陽の豊富な大気よりも数桁大きく、火星の質量の惑星でさえ、現在の地球の海洋に匹敵する水を得ることができます。火星と質量の近接した惑星は、ディスクの分散と光蒸発によって捕捉された水を失う可能性がありますが、これらの結果は、以前に予測されていたよりも地球のような含水量のサブアースが多いことを示唆しています。ただし、その後の損失に対して実際にどれだけの水地球型惑星が取得および保持されるかは、水の生成、大気とマグマ海での混合、および光蒸発の効率に依存します。詳細については、今後調査する必要があります。
火星での中赤外線におけるオゾンの最初の検出：メタン検出への影響
| Title |
First_detection_of_ozone_in_the_mid-infrared_at_Mars:_implications_for_methane_detection |
| Authors |
Kevin_S._Olsen,_Franck_Lef\`evre,_Franck_Montmessin,_Alexander_Trokhimovskiy,_Lucio_Baggio,_Anna_Fedorova,_Juan_Alday,_Alexander_Lomakin,_Denis_A._Belyaev,_Andrey_Patrakeev,_Alexey_Shakun,_Oleg_Korablev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09079 |
ExoMarsトレースガスオービター（TGO）は、2016年3月に火星に送られ、アクティブな地質学的または生物起源のプロセスを診断するトレースガスを検索しました。私たちは、大気圏化学スイート（ACS）Mid-InfaRed（MIR）チャネルを使用した中赤外域での火星オゾン（O3）のスペクトル特性の最初の観測を報告します。火星へのリモートセンシング任務のスペクトル分解能。オゾンの観測は、2018年の地球規模のダストストームが始まる前に、高緯度北部（>65N）で行われました（Ls=163-193）。夏と冬のオゾン分布の間のこの高速移行フェーズ中に、観測されたO3体積混合比は、20km付近で100〜200ppbvです。これらの量は、紫外領域の南極渦の端で行われた過去の観測と一致しています。3000-3060cm-1で観測されたオゾンのスペクトルシグネチャは、メタン（CH4）nu3振動回転バンドのスペクトル範囲と直接重なり、同じ領域で新しく発見されたCO2バンドとともに、測定に干渉する可能性がありますメタン
クエーサーでのFe III放出：高密度乱流媒体の証拠
| Title |
Fe_III_emission_in_quasars:_evidence_for_a_dense_turbulent_medium |
| Authors |
Matthew_J._Temple,_Gary_J._Ferland,_Amy_L._Rankine,_Paul_C._Hewett,_N._R._Badnell,_C._P._Ballance,_G._Del_Zanna,_and_R._P._Dufresne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.08617 |
原子エネルギーレベルのデータに対する最近の改善により、初めて、明るいスペクトル$L_\text{bol}=10^{46}-10^{のFeIII線放出強度の正確な予測を行うことができます48}$erg/s、アクティブ銀河核。FeIII放出ガスは、主に光イオン化されている必要があり、ライン残響の観察と一致しています。CLOUDYモデルを使用して、広範囲のパラメーター空間を探索し、スローンデジタルスカイサーベイからの26,500のレストフレーム紫外線スペクトルと共に、線放出ガスの物理的条件を制約します。観測されたFeIII発光は、微小乱流であり、ラインの光学的深度がより小さくなり、蛍光励起が発生する高密度（$n_H=10^{14}$cm$^{-3}$）ガスによって最もよく説明されます。そのような高密度ガスは、大部分の発光クエーサーの中央領域に存在するようです。私たちの支持モデルを使用して、FeIIIUV34$\lambda\lambda$1895,1914,1926マルチプレットの相対強度の理論的予測を提示します。このマルチプレットはSiIII]$\lambda$1892およびCIII]$\lambda$1909輝線とブレンドされ、これらの線を使用してクエーサーの広い線領域の物理に関する情報を推測する場合、UV34の正確な減算が不可欠です。
LMCの落下に対する恒星ハローの応答を球面調和関数で定量化する
| Title |
Quantifying_the_Stellar_Halo's_Response_to_the_LMC's_Infall_with_Spherical_Harmonics |
| Authors |
Emily_C._Cunningham,_Nicolas_Garavito-Camargo,_Alis_J._Deason,_Kathryn_V._Johnston,_Denis_Erkal,_Chervin_F._P._Laporte,_Gurtina_Besla,_Rodrigo_Luger,_Robyn_E._Sanderson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.08621 |
天の川（MW）の質量の大部分は暗黒物質（DM）です。したがって、MW質量分布を直接観察することはできず、MWDMハローの特性を推測するためにトレーサー集団を使用する必要があります。ただし、MWハロートレーサーは、MW自体の重力の影響を感じるだけではありません。トレーサーは、MW衛星の影響も受ける可能性があります。Garavito-Camargoetal。（2019）（以降GC19）は、大マゼラン雲（LMC）がMWDMに密度ウェイクを引き起こし、MW恒星ハローに大規模な運動学的パターンをもたらすことを示しています。この作業では、大規模なスケール（たとえば、LMC自体とLMCによって誘発されるDMウェイクによる）と小規模の摂動を解きほぐすために、シミュレートされた恒星ハローの速度場の球面調和展開（SHE）を使用します。（部分構造のため）。GC19シミュレーションを使用して、恒星速度場のSHEのさまざまな項がさまざまな伴流成分をどのように反映するかを示し、これらのシグネチャがLMC質量の強力な関数であることを示します。降着した小人Bullock＆Johnston（2005）から構築されたモデルハローの調査は、大規模な最近の降着イベントからの恒星の破片が、LMCに起因する後流からの摂動よりもはるかに多くのパワーを速度角パワースペクトルで生成できることを示唆しています。したがって、射手座（Sgr）ストリームの2つのモデル（LMCを除くMWでの最新の大規模な降着イベント）を検討し、大規模な角力は一般に、LMCに起因する後流によって支配されることがわかりますSgrが含まれている場合。したがって、MW恒星ハロー速度場のSHEは、LMCの降下に対するMWDMハローの応答を定量化するのに役立つツールであると結論付けます。
NGC 7000 / IC 5070複合体における恒星協会の形成：星とガスの運動学的解析の結果
| Title |
The_Formation_of_a_Stellar_Association_in_the_NGC_7000/IC_5070_Complex:_Results_from_Kinematic_Analysis_of_Stars_and_Gas |
| Authors |
Michael_A._Kuhn_(1),_Lynne_A._Hillenbrand_(1),_John_M._Carpenter_(2),_Angel_Rodrigo_Avelar_Menendez_(1)_((1)_California_Institute_of_Technology,_(2)_Joint_ALMA_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.08622 |
分子線マップに示されているように、分子ガスの構造と動きに関連して、Gaia天文学によって明らかにされた、北アメリカ/ペリカン星雲の若い恒星オブジェクト（YSO）のクラスタリングと運動学を調べます。ガイアの視差と適切な動きにより、以前に公開されたYSOのリストを大幅に改善でき、以前に分散した母集団を形成すると考えられていたオブジェクトの多くが非メンバーであることがわかります。メンバーは少なくとも6つの空間運動学的グループに細分され、各グループは独自の分子雲コンポーネントに関連付けられています。グループの3つは、0.3〜0.5km/s/pcの速度勾配で最大速度がグループの中心から最大8km/sまで拡大しています。この地域に関連する2つの既知のO型星2MASSJ20555125+4352246とHD199579は、低質量星と同じ位置-速度関係に従って、これらのグループの1つから急速にエスケープしています。分子ガスの塊状分布からのガス排出と潮汐力の組み合わせが、観測された速度勾配をグループ内に与えることができると計算します。ただし、地球規模では、グループの相対的な動きは発散的でも収束的でもありません。システム全体の速度分散は、複合体の重力崩壊によって得られる運動エネルギーと一致しています。ほとんどの恒星の人口の年齢は、出生時の雲の自由落下タイムスケールに似ています。したがって、乱流分子雲のほぼ自由落下崩壊は、この複合体における星形成の最も可能性の高いシナリオとして提案されています。
H3調査による、Stellar Haloは完全に下部構造で構成されているという証拠
| Title |
Evidence_from_the_H3_Survey_that_the_Stellar_Halo_is_Entirely_Comprised_of_Substructure |
| Authors |
Rohan_P._Naidu,_Charlie_Conroy,_Ana_Bonaca,_Benjamin_D._Johnson,_Yuan-Sen_Ting,_Nelson_Caldwell,_Dennis_Zaritsky,_Phillip_A._Cargile |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.08625 |
$\Lambda$CDMパラダイムでは、銀河系の恒星のハローは、より小さな系の降着された破片を宿すと予測されています。これらのシステムを特定するために、$Gaia$と組み合わせたH3SpectroscopicSurveyは、遠い銀河の6D位相空間と化学情報を収集しています。ここでは、$|b|>40^{\circ}$と$|Z|>2$kpcの5684巨人のサンプルを使用して、銀河中心から50kpc以内の構造の包括的な一覧を示します。high-$\alpha$ディスク、in-situハロー（偏心軌道に加熱されたディスク星）、射手座（Sgr）、$Gaia$-Sausage-Enceladus（GSE）、HelmiStreams、Sequoia、そしてタムノス。さらに、次の新しい構造を特定します：（i）アレフ（[Fe/H]$=-0.5$）、飛行機から驚くほど10kpc上昇する低偏心構造、（ii、iii）アルジュナ（[Fe/H]$=-1.2$）とI'itoi（[Fe/H]$<-2$）、これはセコイアと共に高エネルギー逆行性ハローを構成し、（iv）Wukong（[Fe/H]$=-1.6$）、化学的にGSEとは異なる進行性の相空間過密度。構造ごとに、[Fe/H]、[$\alpha$/Fe]、および軌道パラメーターを提供します。銀河系内で生まれた星は、$|Z|\sim$2kpc（$\約$60$\％$）の主要な構成要素ですが、相対的な割合は15kpcを過ぎると$\lesssim$5$\％$に急激に減少します。15kpcを超えると、ハローの$>$80$\％$は、2つの大規模な（$M_{\star}\sim10^{8}-10^{9}M_{\odot}$）降着した小人：GSE（[Fe/H]$=-1.2$）25kpc以内、およびSgr（[Fe/H]$=-1.0$）25kpc以上。これは、ハローの全体的な金属性が比較的高いことを説明しています（[Fe/H]$\約1.2$）。サンプルの$\gtrsim$95$\％$は、一覧表示された構造の1つに起因し、付着した小人とディスクの加熱から完全に構築されたハローを指しています。
ブレイザーの新しい多波長国勢調査
| Title |
A_New_Multi-Wavelength_Census_of_Blazars |
| Authors |
A._Paggi,_M._Bonato,_C._M._Raiteri,_M._Villata,_G._De_Zotti,_M._I._Carnerero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.08627 |
コンテキスト：Blazは、最も希少で最も強力な活動銀河核であり、今日の複数周波数および複数メッセンジャーの天体物理学において重要かつ成長している役割を果たしています。ただし、現在のblazarカタログは不完全であり、特に低銀河の緯度では減少しています。目的：現在のブレザーの国勢調査を拡張して、関連のないガンマ線源、高エネルギーニュートリノ放出源、超高エネルギー宇宙線源に対応する候補を提供できる、均一な空をカバーするブレーザー候補のカタログを構築することを目指しています。方法：アルマキャリブレーターカタログから始めて、多波長情報を収集する1580ブレザー候補（アルマブラー候補、ABC）のカタログを作成しました。ABCソースと既存のblazarカタログを比較しました。結果：ABCカタログは、現在のblazarカタログの低銀河緯度ソースの欠如を埋めます。ABCソースは、ガイアgバンドの既知のブザーよりもかなり暗く、SDSSおよびWISEカラーではより青く見えます。ABCソースの大部分（〜90％）は、それらをQSOとして分類する光学スペクトルを持っています。ABC線源は、X線では既知のブレザーと似ていますが、ガンマ線では、平均してより暗く、柔らかく、FSRQ線源の大きな寄与を示しています。WISE色を使用して、715個のABC線源をさまざまなクラスの候補ガンマ線ブレザーとして分類しました。結論：豊富な多波長データセットを使用して、1580候補のブレザーの新しいカタログを作成しました。これにより、現在のブザーカタログの銀河緯度の低い光源の欠如を埋めることができました。これは、高エネルギーニュートリノまたは超高エネルギー宇宙線の発生源を特定するために特に重要です。来たるLSST調査によって収集されたデータは、これらの情報源の可能なブザーの性質を調査するための重要なツールを提供します。
天の川における質量とサイズの関係とGMC表面密度の不変性
同じCO調査から導出された2つの既存の分子雲カタログと、局所的なダスト消滅調査から導出された2つのカタログを使用して、銀河におけるGMC質量とサイズの関係の性質を調査します。4つの調査は$M_{GMC}\simR^2$によって適切に説明されており、カタログ化された雲の一定の平均表面密度$\Sigma_{GMC}$を示しています。ただし、スケーリング係数と散布は、COと消滅から導出された関係の間で大幅に異なります。COの関係で見られる追加の散乱は、ローカルの消滅データでは観測できない銀河の半径を持つ$\Sigma_{GMC}$の系統的な変動が原因であることがわかります。この$\Sigma_{GMC}$の放射状の変化を2つの成分に分解します。銀河の半径を持つ線形の負の勾配と、分子リングと一致し、線形の勾配に重ね合わされた広いピークです。前者は金属性に対するX$_{CO}$の放射状の依存性が原因である可能性があることを示し、後者はおそらく個々のGMCの表面密度の増加と$\Sigma_{の測定値の系統的上方バイアスの組み合わせから生じる可能性が高いGMC}$は、分子リングでの雲の混合によるものです。COと消滅データの間のスケーリング係数の違いは、X$_{CO}$の過小評価に起因します。消滅測定を使用して近くのGMCのCO観測値を再調整し、ローカルでX$_{CO}$$=$3.6$\pm$0.3$\times$10$^{20}$cm$^{-2}$（K-km/s）$^{-1}$。分子リングの外側では、GalaxyのGMC集団は、35M$_\odot$pc$^{-2}$の定数$\Sigma_{GMC}$で比較的正確に記述できると結論付けています。
銀河の固有のSFRFおよびsSFRF：SDSS観測とIllustrisTNGシミュレーションの比較
| Title |
The_intrinsic_SFRF_and_sSFRF_of_galaxies:_comparing_SDSS_observation_with_IllustrisTNG_simulation |
| Authors |
Ping_Zhao,_Haojie_Xu,_Antonios_Katsianis,_Xiaohu_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.08634 |
観測からの星形成率関数（SFRF）と特定の星形成率関数（sSFRF）は、推定されたSFRが不確実であるため、エディントンバイアスの影響を受けます。エディントンバイアスを修正するための新しい方法を開発し、スローンデジタルスカイサーベイデータリリース7から固有のSFRFとsSFRFを取得しました。固有のSFRFは、UVSFRに依存していた文献の以前のデータからの測定値とよく一致していますが、高い星形成端は、それらのIRおよびラジオトレーサーよりわずかに低いです。SDSSからの固有のsSFRFがバイモーダル形式であり、1つのピークが${\rmsSFR\sim10^{-9.7}yr^{-1}}$にあり、もう一方は星形成オブジェクトを表していることを示しますピークは、消光された母集団を表す${\rmsSFR\sim10^{-12}yr^{-1}}$にあります。さらに、私たちの観察をIllustrisTNGおよびIllustrisシミュレーションからの予測と比較し、「TNG」モデルが以前のものよりもはるかに優れていることを示します。ただし、TNGシミュレーションのシミュレートされたSFRFと宇宙の星形成密度（CSFRD）は、モデルの制限と今日の最先端のシミュレーションを反映して、解像度に大きく依存していることを示します。SDSSの観測で示されているバイモーダルの2つのピークのsSFRFが、採用されたボックスサイズや解像度に関係なくTNGに表示されないことを示しています。この緊張は、TNGモデルに追加の効率的な焼入れメカニズムを含める必要性を反映しています。
手付かずの内部銀河調査（PIGS）II：内部の天の川の中で最も金属に乏しい集団を明らかにする
| Title |
The_Pristine_Inner_Galaxy_Survey_(PIGS)_II:_Uncovering_the_most_metal-poor_populations_in_the_inner_Milky_Way |
| Authors |
Anke_Arentsen,_Else_Starkenburg,_Nicolas_F._Martin,_David_S._Aguado,_Daniel_B._Zucker,_Carlos_Allende_Prieto,_Vanessa_Hill,_Kim._A._Venn,_Raymond_G._Carlberg,_Jonay_I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_Lyudmila_I._Mashonkina,_Julio_F._Navarro,_Rub\'en_S\'anchez-Janssen,_Mathias_Schultheis,_Guillaume_F._Thomas,_Kris_Youakim,_Geraint_F._Lewis,_Jeffrey_D._Simpson,_Zhen_Wan,_Roger_E._Cohen,_Doug_Geisler,_Julia_E._O'Connell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.08641 |
金属に乏しい星は、天の川の初期の歴史をたどったり、星の最初の世代について学ぶための重要なツールです。シミュレーションは、最も古い金属に乏しい星が内側の銀河で発見されることを示唆しています。ただし、典型的なバルジ調査では、内側の銀河が主に金属に富んでいるため、金属度が低い（[Fe/H]<-1.0）星が欠けています。PristineInnerGalaxySurvey（PIGS）の目的は、この地域の金属の少ない星と非常に金属の少ない（VMP、[Fe/H]<-2.0）星を調べることです。PIGSでは、分光学的フォローアップの金属に乏しいターゲットは、CFHTの金属性に敏感なCaHK測光から選択されます。この研究では、AATでAAOmegaを使用して、約250度^2の測光調査と、中解像度の分光学的フォローアップ観測（約8000星）を紹介します。スペクトルは、2つの独立したツールを使用して分析されます。経験的スペクトルライブラリを備えたULySSと、合成スペクトルのライブラリを備えたFERREです。2つの方法を比較することで、恒星パラメータとその不確実性を確実に決定できます。1300個のVMPスターのサンプルを提示します。これは、これまでの内部銀河におけるVMPスターの最大のサンプルです。さらに、分光データセットには、金属が少ない標準的なキャンドルとして有用な〜1700の水平分岐星が含まれています。さらに、PIGS測光は前例のない効率でVMP星を選択することを示します。最良の候補の86％/80％（より低い/より高い消光）は、[Fe/H]<-2.0を満たし、80％/63％よりも大きく、より少ない厳選されたサンプル。このユニークなデータセットの将来のアプリケーションについて説明します。これにより、銀河の最も内側の領域の化学的および力学的進化の理解が深まります。
スローンデジタルスカイサーベイマルチエポック分光法による高赤方偏移極端変動性クエーサー
| Title |
High-redshift_Extreme_Variability_Quasars_from_Sloan_Digital_Sky_Survey_Multi-Epoch_Spectroscopy |
| Authors |
Hengxiao_Guo,_Jiacheng_Peng,_Kaiwen_Zhang,_Colin_J._Burke,_Xin_Liu,_Mouyuan_Sun,_Shu_Wang,_Minzhi_Kong,_Zhenfeng_Sheng,_Tinggui_Wang,_Zhicheng_He,_and_Minfeng_Gu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.08645 |
スローンデジタルスカイサーベイの16回目のデータリリースからの繰り返しスペクトルを使用して、高赤方偏移（$z>$1.5）の極端変動クエーサー（EVQ）の系統的検索を実行します。これは、最大$\sim$18年間にわたるベースラインを提供します。観測されたフレーム。静止フレーム1450オングストロームで最大連続体変動が100％を超える348EVQのサンプルをコンパイルします（つまり、$\delta$V$\equiv$（Max$-$Min）/Mean$>$1）。それらのEVQの中で、さまざまなUVライン、たとえばCIV、CIII]、SiIV、およびMgIIでCLの動作をする23の新しいルッキングルックアクティブ銀河核（CLAGN）を発見しました。重要なのは、SDSSの問題のあるスペクトルフラックスキャリブレーション（ファイバードロップの問題など）によって引き起こされる偽のCLAGNが拒否されることです。通常のEVQと比較して、CLAGNは体系的に低い連続光度と広い輝線幅を持っているため、エディントン比が低いことがわかります。EVQ/CLAGNプロパティの統計的テストは、CLAGNが、特徴的なAGN母集団ではなく、効率の悪い降着を伴うEVQのサブセットである可能性が高いことを示唆しています。さらに、EVQとCLAGNの差分合成スペクトル（bright$-$faint）は、両方とも通常のクエーサーのスペクトルに似ており、べき乗則勾配は$\alpha_{\rm\lambda、diff}\simです。-2$、それらが類似の固有の変動メカニズム、たとえば可能な状態遷移を伴う急速な降着率の変化を持つ同じ集団に属していることをさらに支持します。最後に、EVQでCIVの反呼吸（つまり、明度が上がると線幅が増える）も確認し、シングルエポックCIVビリアルブラックホールの質量推定における$\sim$0.4dexの系統的不確実性に加えて、$\sim$0.3dexの余分なばらつきは、極端な変動性によって導入されます。
巨大銀河の化学的濃縮を抑制するための表面輝度変動
| Title |
Surface_Brightness_Fluctuations_for_constraining_the_chemical_enrichment_of_massive_galaxies |
| Authors |
A._Vazdekis,_P._Rodr\'iguez-Beltr\'an,_M._Cervi\~no,_M._Montes,_I._Mart\'in-Navarro,_M.B._Beasley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.08678 |
非常に深い測光に基づいて、表面輝度変動（SBF）は伝統的に銀河の距離を決定するために使用されてきました。私たちは最近、経験的な星に完全に基づいた、適度に高い解像度で恒星の母集団のSBFスペクトルを計算しました。SBFスペクトルは、これまでのところ、平均フラックスに基づいて取り組んできた恒星の人口研究に前例のない可能性を提供することを示します。SBFは、金属に乏しい恒星成分を1％レベルで明らかにすることができることがわかります。これは、標準分析との絡み合いを解くことはできません。これらの金属に乏しい成分は化学濃縮の最初の段階に対応しているため、SBF分析は、消光時代に厳しい制約を提供します。
惑星状星雲NGC 7027におけるHeH $ ^ + $の形成の再検討
| Title |
Revisiting_the_Formation_of_HeH$^+$_in_the_Planetary_Nebula_NGC_7027 |
| Authors |
R._C._Forrey,_J._F._Babb,_E._D._S._Courtney,_R._McArdle,_and_P._C._Stancil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.08716 |
3つの異なる理論的アプローチを使用した4つの独立した計算から、He$^+$とHの放射結合によるHeH$^+$の形成の速度係数が計算されました。$\sim$800から20,000Kの速度論的温度について20年前に得られた以前の結果と新しい計算との間に良い一致が見られました。HeH$^+$の形成のためのこのプロセスに関する私たちの知識。HeH$^+$の最初の検出に対する現在の結果の意味と、惑星状星雲NGC7027におけるモデル化された存在量について説明します。
天の川の殻構造が放射状衝突の時間を明らかにする
| Title |
The_Milky_Way's_Shell_Structure_Reveals_the_Time_of_a_Radial_Collision |
| Authors |
Thomas_Donlon_II,_Heidi_Jo_Newberg,_Robyn_Sanderson,_Lawrence_M._Widrow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.08764 |
天の川の殻構造を初めて特定しました。SloanDigitalSkySurveyとGaiaデータを使用して、おとめ座過密（VOD）リージョンに2つのシェルと、ヘラクレスアクイラクラウド（HAC）リージョンに2つのシェルを見つけます。これらのシェルスターは、以前は乙女座の放射状の合併（VRM）として識別されていた部分構造のサブセットです。これらの殻のタイミングの議論は、それらの始祖の矮小銀河が銀河系の中心を2.4$\pm$0.2Gyr前に通過したことを示しています。衝突の時間に基づいて、VRMがディスクとスプラッシュの垂直方向の動きで位相空間スパイラルを作成した現象に関連している可能性もあり、内部ディスクで星形成のバーストを引き起こした可能性があります。放射状のマージN体シミュレーションのコレクションでフェーズミキシングを分析し、銀河中心との衝突後、天の川のデータで観察されたものと同様のシェル構造が5Gyrまでに消えることを確認します。VRMのマージ時間の計算に使用された方法は、これらのシミュレーションの正しいマージ時間を確実に回復することができました。前の作品は、VRMとガイアソーセージ/ガイアエンケラドスの合併は同じであるという考えを支持しています。ただし、ガイアソーセージは8〜11歳と広く信じられています。祖先がビリアルの半径を横切ったとき、より大きな年齢が落下時間に関連付けられている場合、異なる年齢は調整される可能性があります。先祖が天の川に縛り付けられるようになった時を制限しません。あるいは、ガイアソーセージは以前考えられていたよりも若いかもしれません。
銀河団の整列について
クラスタ内の銀河の位置角（PA）の分布を調査します。近接するクラスターの銀河の向きの分布は、後者の重力の影響によって変化する可能性があるため、孤立したクラスターを研究するために選択しました。1つの$90^o$位置角度間隔での数が他の$90^o$間隔よりも2倍以上大きい場合、銀河は整列していると想定します。銀河間の相互作用の結果のPA変動の確率が密集した中央領域よりも小さい、小さな空間密度のクラスターの外側領域での銀河のPA分布を調べます。銀河の整列が貧弱なクラスターでより頻繁に観察されることを発見し、元々の銀河は整列していたと結論付けましたが、任意の向きのフィールド銀河の時間の増加の結果、そして相互の相互作用により、整列した銀河の相対数は減少しました。
NGC 5253超星雲のイオン化ガス：JVLAとTEXESによる高空間分解能とスペクトル分解能の観測
| Title |
Ionized_Gas_in_the_NGC_5253_Supernebula:High_Spatial_and_Spectral_Resolution_Observations_with_the_JVLA_and_TEXES |
| Authors |
Sara_C._Beck,_John_Lacy,_Jean_Turner,_Hauyu_Baobab_Liu,_Thomas_Greathouse,_S.M.Consiglio,_and_Paul_T.P._Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09143 |
知られている最も若い、最も近く、最もコンパクトな埋め込まれた巨大な星団は、近くの矮小銀河NGC5253の超星雲を励起します。これは、最も巨大な星団の誕生と進化を研究するための重要なターゲットとテストケースです。このイオン源のイオン化ガスの観測を、高い空間分解能とスペクトル分解能で提示します。データには、15、22、33GHzのJVLAで作成された〜0.15インチの解像度の自由自由放射の連続体画像と、[SIV]10.5ミクロンの微細構造の輝線の完全なデータキューブが含まれ、〜4.5km/GeminiNorthのTEXESで得られた速度分解能と0.3''ビーム。1）イオン化ガスがアームまたはジェットのクラスターから伸び、2）イオン化ガスが空間的および速度的にオフセットされた2つの成分を含むことがわかります。観測された速度場を作成した可能性のあるメカニズムについて説明します。可能性としては、大規模なジェットやメインソースに落下するサブクラスターなどがあります。
Seyfert 2 AGNの化学的存在量III。酸素量の不一致を減らす
| Title |
Chemical_abundances_of_Seyfert_2_AGNs-III._Reducing_the_oxygen_abundance_discrepancy |
| Authors |
O._L._Dors,_R._Maiolino,_M._V._Cardaci,_G._F._Hagele,_A._C._Krabbe,_E._Perez-Montero,_M._Armah |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09152 |
電子温度の直接推定（Te法）を使用して導出された活動銀河核（AGN）タイプSeyfert2の細線領域（NLR）の酸素存在量推定と、光イオン化モデルを使用して導出された酸素存在量推定との不一致を調査します。これを考慮して、文献から編集されたセイファート2核の光学範囲（3000<\lambda（\AA）<7000）の観測輝線比は、曇りコードで構築された詳細な光イオン化モデルによって再現されました。導出された不一致は主に、AGN化学物質の存在量の研究でHII領域に対して導出された低（t2）と高（t3）の電離ガスゾーンの温度間の関係の不適切な使用が原因であることがわかります。光イオン化モデルグリッドを使用して、セイファート2原子核に有効なt3の関数として、t2の新しい式を導出しました。Teメソッドに基づくO/H存在量のAGN推定でこの新しい式を使用すると、詳細な光イオン化モデルから導出されたものよりもわずかに低い（約0.2dex）O/H存在量が生成されます。また、Teメソッドの新しい定式化により、強い輝線キャリブレーションから得られたアバンダンスと直接推定から得られたアバンダンスとの間のO/Hの不一致が約0.4dex減少することがわかります。
レンチキュラーから青いコンパクト矮星へ：恒星の質量分率は円盤重力不安定性によって制御されています
| Title |
From_lenticulars_to_blue_compact_dwarfs:_the_stellar_mass_fraction_is_regulated_by_disc_gravitational_instability |
| Authors |
Alessandro_B._Romeo,_Oscar_Agertz,_Florent_Renaud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09159 |
恒星とハローの質量関係（SHMR）は、銀河とそれらの暗黒物質ハロー間の関係について私たちが持っている主要な情報源の1つです。ここでは、SHMRの2つの一般的な形式であるM*/Mh対MhおよびM*/Mh対M*を詳細に分析し、それらを別の物理的に動機付けられたスケーリング関係、M*/Mh対GMh/j*sigmahat*と比較します。この関係はハロー質量を明確に予測することはできませんが、恒星の質量分率を、ディスクの重力不安定性を介して特定の角運動量（j*）や速度分散（sigmahat*）などの基本的な銀河の特性に結び付けます。私たちの詳細な比較分析は、高品質の回転曲線と近赤外表面測光の両方を備えた銀河の最大のサンプルの1つに基づいており、次の結果を導きます：（i）M*/MhvsMhおよびM*/MhvsM*は、同じ関係の2つの代替パラメーター化ではなく、2つの大きく異なる関係です。（ii）M*/MhとGMh/j*sigmahat*は、緊密さ、相関強度、および有意性の点で2つの一般的な関係よりも優れています。（iii）j*とsigmahat*は、スケーリング関係において同様に重要な役割を果たし、M*/Mhを非常に厳しく制約するのは、それらの相互作用です。（iv）M*/Mh、j*およびsigmahat*の進化は、ディスクの重力不安定性によって制御されます。M*/Mhが変化すると、j*とsigmahat*もスケーリング関係によって予測されるように変化し、そのため、そのような記憶を消去します進化。これは、ディスクの重力不安定性のプロセスが、レンチキュラーから青色のコンパクトな小人まで、あらゆる形態のタイプのディスク銀河にわたって興味深いことに均一であることを意味します。特に、トムレのQの宇宙分散は0.2デックスで、星と原子ガスの両方に共通の値です。
銀河の消滅法則：I. 2MASS測光によるグローバルNIR分析
| Title |
Galactic_extinction_laws:_I._A_global_NIR_analysis_with_2MASS_photometry |
| Authors |
J._Ma\'iz_Apell\'aniz,_M._Pantaleoni_Gonz\'alez,_R._H._Barb\'a,_P._Garc\'ia-Lario,_and_F._Nogueras-Lara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09206 |
私たちは、絶滅法の完全な多様性が現実のものであるのか、それとも校正や方法論の問題によるものなのかを判断する野心的なプログラムを始めました。ここでは、高品質の測光と非常に赤色の2MASS恒星サンプルのNIR消滅に関する情報を分析することから始めます。1$\mu$m、$A_1$、およびべき乗則指数$\alpha$（$A_\lambda=A_1\lambda^{-\alpha}$）での絶滅を計算します。$HK_1対$JH$平面の消滅軌道では、$A_1>5$の赤巨星に期待されます。それらの星の性質に関する仮定の妥当性、$\alpha$の単一値または複数値が必要かどうか、および結果の空間変動をテストします。それらの星のほとんど（$\sim$83％）は確かに高絶滅した赤い巨人によって説明でき、残りは消滅したAGB星（ほとんどがOに富む）、混合されたソース、および他の少数のオブジェクト、汚染物質の割合で構成されますGaia}DR2データを使用して削減できます。銀河系の赤い巨人は、$\alpha\sim2.27$でNIRの絶滅と数百分の1等級の不確実性を経験します。私たちのサンプルは広く分布しており、消滅の範囲は広いですが、$\alpha$に大きな広がりはありません。以前の結果との違いは、非線形測光効果および/または汚染物質の補正の扱いによるものです。今後の研究は、NIR消滅法の正しい関数形式を見つけることに集中する必要があります。付録では、2MASSバンドにおける非線形測光効果の扱いについて詳しく説明します。
局所的な星形成銀河のダストと冷たいガス含有量
| Title |
The_dust_and_cold_gas_content_of_local_star_forming_galaxies |
| Authors |
P._Popesso,_A._Concas,_L._Morselli,_G._Rodighiero,_A._Enia,_S._Qua |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09224 |
遠赤外線データから導出されたダスト質量（$M_{dust}$）とCO輝度に基づいた分子ガス質量（$M_{mol}$）を使用して、銀河バルマー減少とディスク傾斜の組み合わせに基づいてプロキシを較正しますそしてガスの金属性。このようなプロキシを使用して、星形成銀河（SFG）のローカルSDSSサンプルで$M_{dust}$および$M_{mol}$を推定します。$M_{dust}$と$M_{mol}$の分布を、SFGのメインシーケンス（MS）に沿って、またそれ全体で調べます。$M_{dust}$と$M_{mol}$は、恒星の質量（$M_*$）の増加に伴ってMSに沿って急速に増加し、SFR（または関係からの距離）の増加に伴い、MS全体でよりわずかに増加することがわかります。$M_*$への依存は、$M_{dust}$と$M_{mol}$の両方で線形に近いです。したがって、ダストの割合（$f_{dust}$）と分子ガスの質量（$f_{mol}$）は、大きな$M_*$に向かって単調に減少します。星形成効率（SFE、分子ガス枯渇時間の逆数）は、MSからの距離に強く依存し、MSに沿って一定です。サンプルのほぼすべての銀河は中心銀河なので、ホストのハロー質量に対する$f_{dust}$と$f_{gas}$の依存性を推定し、密接な反相関を見つけます。MSが曲がっている領域は数値的には質量ハローによって支配されているため、MSの曲がりは、星形成の効率が低下するのではなく、質量ハロー内の分子ガス質量の利用可能性が低下するためであると結論付けます。
渦巻銀河の磁気腕による高温ガスの加熱。 M 83の場合
| Title |
Hot_gas_heating_via_magnetic_arms_in_spiral_galaxies._The_case_of_M_83 |
| Authors |
M._Wezgowiec_(Jagiellonian_University),_M._Ehle_(ESA/ESAC),_M._Soida_(Jagiellonian_University),_R.-J._Dettmar_(Ruhr-University_Bochum),_R._Beck_(Max_Planck_Institute_for_Radio_Astronomy),_and_M._Urbanik_(Jagiellonian_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09240 |
再結合加熱は、星間物質の加熱の潜在的な原因と考えられてきました。いくつかの銀河では、渦状腕の間にかなりの偏波電波放射が見られます。この放出は銀河の渦巻き構造に似た「磁気腕」の形をしています。再結合効果により、乱流磁場のエネルギーの一部が周囲の媒体の熱エネルギーに変換され、磁気アームで観察されるように、より秩序だった磁場が残る可能性があります。グランドデザインの渦巻銀河M83の敏感な電波とX線のデータは、磁場と高温ガスの相互作用の詳細な分析に使用されます。これには、磁気再結合効果によるガス加熱の兆候の検索が含まれます。電波放射から得られた磁場強度とエネルギーは、モデルから計算された高温ガスのパラメータと比較され、高温ガス放出の高感度X線スペクトルに適合します。利用可能なX線データにより、M83のハロー内の2つの熱成分を区別することができました。アーム間領域の高温ガスの平均温度がわずかに高くなり、粒子あたりのエネルギーが高くなり、磁場のエネルギー密度。スパイラルアームとアーム間領域の間で観察されたエネルギーバジェットの違いは、別のスパイラル銀河NGC6946の場合と同様に、アーム間領域での磁気リコネクション効果によるガス加熱のヒントを観察していることを示唆しています。磁場の乱流成分により効率的に作用するこれらの効果は、スパイラルアームでより強くなると予想されます。しかし、現在のデータでは、星の形成とその結果生じる乱気流が低いアーム間領域でのみそれらを追跡することが可能です。
Arp 220：核分子ディスクと周囲のガスの構造と運動学への新しい観測的洞察
| Title |
Arp_220:_New_Observational_Insights_into_the_Structure_and_Kinematics_of_the_Nuclear_Molecular_Disks_and_Surrounding_Gas |
| Authors |
Jordan_Wheeler,_Jason_Glenn,_Naseem_Rangwala,_Adalyn_Fyhrie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09262 |
$^{12}$CO$J=3\rightarrow2$、$^{13}$CO$J=4\rightarrow3$、SiOJ=$8\rightarrow7$、およびHCNJ=$のALMAサイクル3の観測5\rightarrow4$が表示されます。$^{12}$COJ$=3\rightarrow2$で、m=2の潮汐の特徴を示す形態を示す有意な拡張放出が検出され、ガスの流入を示唆しています。さらに、両方の原子核の流出は$^{12}$COJ$=3\rightarrow2$にあります。西部の核では、顕著なSiOの吸収が検出された。形態学的にCOとは異なるHCNが両方の核で検出されます。これらの観察結果は、シンプルなガスダイナミクスのためにラインモデリングエンジン（LIME）を使用して作成された非LTE放射伝達モデルと比較され、回転速度、乱流速度、ガス温度、ダスト温度、ガス質量などの物理パラメーターがどのようにできるかを洞察します。観測された運動学的および空間的特徴を再現します。東の核は、円盤の片側から反対側への温度の非対称性を含めることで最適にモデル化されることがわかります。また、$^{13}$COの存在量の少ない種でも、西部の核は光学的に厚く、大量の連続体放射を吸収していることがわかります。
近くの銀河の銀河系の媒質中の回転成分の証拠
| Title |
Evidence_for_a_Rotational_Component_in_the_Circumgalactic_Medium_of_Nearby_Galaxies |
| Authors |
David_M._French,_Bart_P._Wakker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09323 |
$\rmLy\alpha$吸収体の相対速度を局所宇宙の近くの銀河円盤の回転速度（$z\leq0.03$）と比較した研究結果を提示します。南部アフリカ大型望遠鏡で8つの銀河の長いスリット分光法を介して回転曲線を取得し、このデータセットを文献のデータを含む追加の16個の銀河と組み合わせます。各銀河は、QSO見通し線の$3R_{\rmvir}$内に、アーカイブのCosmicOriginSpectrograph（COS）スペクトルとともに表示されます。近くの銀河の回転に関する吸収体の速度配向を研究し、シュタイデル他の両方の結果と比較します。（2002）1DQSO吸収線分光法を介して3D銀河ハローをプロービングするコンテキストでこれらのデータを解釈するためのモノリシックハローモデルと新しい円筒形のNavarro-Frenk-White銀河ハローモデル。これらのモデルと比較して、最大$59\pm5\％$の$\rmLy\alpha$アブソーバーは、共回転と一致する速度を持っていることがわかります。モデルに依存しない方法で、銀河の光度（$L^*$）とインパクトパラメーターとともに減少する$\rmLy\alpha$共回転部分を見つけます。回転防止吸収体と明るい銀河（$L\gtrsim0.5L^*$）の近くにある吸収体の両方で、ドップラー$b$パラメータがほとんどない（$b\lesssim50$km$\rms^{-1}$）。共回転と一致する吸収体は、広範囲のドップラー$b$パラメーターを示します。最後に、共回転率と銀河の傾きの間に強い反相関が見られます。これは、最近の金属線の運動学的研究とは対立し、銀河系の媒体の運動学的および幾何学的分布が複雑で多相であることを示唆しています。
銀河系の媒体における磁場の抑制
$\sim1,000$の高赤方偏移電波源のファラデー回転測度と、DESIレガシーイメージングサーベイから推定された前景の銀河数密度を相関させることにより、$z<1$銀河の銀河系周囲の媒体（CGM）における磁場の特性を調査します。この方法により、複数の銀河の周りに介在するガスが寄与する回転測定の信号を抽出できます。以前のいくつかの結果とは異なり、回転測定値の分布と前景銀河の数の間に検出可能な相関関係がないことを私たちの結果は示しています。非検出信号を使用して、〜50kpc以内の$\sim20\rm\rad/m^{2}$および$\sim10\rm\のCGMから回転測定の$3\sigma$上限を推定します$100$kpcの間隔でrad/m^{2}$。吸収線測定から得られたイオン化ガスのカラム密度分布を採用することにより、CGMの$<\rm2\\muG$の視線に平行なコヒーレント磁場の強度をさらに推定します。回転測定と磁場強度の推定上限が、最近の銀河の磁気流体力学シミュレーションの出力を制約するのに十分であることを示します。最後に、私たちの結果と以前の作品との間の不一致の考えられる原因について説明します。
M82の高温ガス流出における温度および金属勾配
| Title |
Temperature_and_Metallicity_Gradients_in_the_Hot_Gas_Outflows_of_M82 |
| Authors |
Laura_A._Lopez,_Smita_Mathur,_Dustin_D._Nguyen,_Todd_A._Thompson,_Grace_M._Olivier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.08623 |
私たちは、銀河の短軸に沿って高温プラズマの特性をマッピングするために、深層チャンドラX線観測所のイメージングと、多相風の星型銀河のプロトタイプであるM82のスペクトルを利用します。スターバーストミッドプレーンから最大2.5kpcの11の領域からスペクトルを抽出し、データを非温度（パワー法則）コンポーネントと電荷交換（CX）からの寄与を持つ複数温度の光学的に薄い熱プラズマとしてモデル化します。固有のカラム密度、プラズマ温度、金属存在量、M82核からの距離の関数としての高温ガスの数密度など、最適なパラメーターの勾配を調べます。スターバーストリッジでの温熱プラズマと温プラズマのピークの温度と数密度が短軸に沿って減少することがわかります。温度と密度のプロファイルは、過熱した風の球形断熱膨張と一致せず、質量負荷と高温相と低温材料の混合を示唆しています。非熱放射は考慮されたすべての領域で検出され、CXは吸収補正された広帯域（0.5〜7keV）のX線フラックス全体の7〜22％を占めます。O、Ne、Mg、およびFeの存在量は、考慮される領域全体でほぼ一定であり、SiおよびSは、中央のスターバーストの500pc以内でピークになることを示します。これらの調査結果は、M82スーパーウィンドと暖かくて金属に富む銀河系周囲の媒体（CGM）との間の直接接続をサポートしています。
| Title |
Opacity_Driven_Convection_and_Variability_in_Accretion_Disks_around_Supermassive_Black_Holes |
| Authors |
Yan-Fei_Jiang,_Omer_Blaes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.08657 |
3次元放射磁気流体力学シミュレーションを使用して、半径範囲$30\sim100$の重力半径の超大質量ブラックホールの周りの降着円盤の構造を調べます。活動銀河核（AGN）のこの領域の典型的な条件では、ロッセランドの平均不透明度は電子散乱値よりも大きいと予想されます。鉄の不透明度の隆起により、ディスクが対流不安定になることがわかります。対流によって生成された乱流は、追加の乱流圧力サポートによりディスクを膨らませ、局所的な角運動量輸送を強化します。これはまた、ディスクの表面密度と加熱に強い変動をもたらします。不透明度は温度の上昇とともに低下し、対流が抑制されます。ディスクが冷却され、プロセス全体が再び繰り返されます。これにより、ディスクスケールの高さと明度の変動が数年のタイムスケールで$\約3〜6$倍以上激しく変動します。鉄の不透明度の隆起は、質量と降着率が異なるブラックホールの場合、ディスクのさまざまな場所に移動するため、これは、AGNの変動を長年の時間スケールで広範囲の振幅で説明できる物理的メカニズムであることをお勧めします数十年に。
高エネルギーニュートリノフレアは、フォトンフレアの将来の興味深い対応物です。それらの検出は、線源内の加速ハドロンの存在を保証し、宇宙線の加速と相互作用に関する貴重な情報を提供します。爆発的な過渡現象。これらのソースでは、フォト中間子の生成が効率的になり、荷電パイオンやミューオンなどの二次粒子が大量に生成され、崩壊して高エネルギーのニュートリノを生成します。それらが崩壊する前に、二次粒子はエネルギー損失と加速を経験する可能性があり、それは高エネルギーニュートリノスペクトルに影響を与え、したがってそれらの検出可能性に影響を与える可能性があります。この作業では、2次加速の影響に焦点を当てます。主に変動タイムスケール$t_{\rmvar}$、光度$L_{\rmbol}$、バルクローレンツ係数$\Gamma$によって特徴付けられる1ゾーンモデルを検討します。平均磁場$B$は、これらのパラメーターから推定されます。フォトンフィールドは、壊れたべき法則によってモデル化されます。この一般的なモデルは、爆発的な過渡現象のパラメーター空間における高エネルギーニュートリノの最大エネルギーを体系的に評価することを可能にし、多数のソースカテゴリの二次加速の影響を強く受けることを示しています。高エネルギーニュートリノスペクトル、特にそのピークエネルギーとフラックスに対する二次加速の影響を判断するために、いくつかのケーススタディでこれらの推定を補足します。二次加速が最大ニュートリノ束を増加させ、効率的な加速の場合に最大エネルギーで二次ピークを生成できることを示します。したがって、二次加速は、非常に高エネルギーのニュートリノの検出能力を高めることができ、これはKM3NeT、IceCube-Gen2、POEMMA、GRANDなどの次世代ニュートリノ検出器のターゲットになります。
FRB 121102の同時マルチ望遠鏡観測
| Title |
Simultaneous_multi-telescope_observations_of_FRB_121102 |
| Authors |
M._Caleb,_B._W._Stappers,_T._D._Abbott,_E._D._Barr,_M._C._Bezuidenhout,_S._J._Buchner,_M._Burgay,_W._Chen,_I._Cognard,_L._N._Driessen,_R._Fender,_G._H._Hilmarsson,_J._Hoang,_D._M._Horn,_F._Jankowski,_M._Kramer,_D._R._Lorimer,_M._Malenta,_V._Morello,_M._Pilia,_E._Platts,_A._Possenti,_K._M._Rajwade,_A._Ridolfi,_L._Rhodes,_S._Sanidas,_M._Serylak,_L._G._Spitler,_L._J._Townsend,_A._Weltman,_P._A._Woudt,_J._Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.08662 |
2019年9月10日の「アクティブ」期間中の約3時間の観測で、FRB121102の11の検出を提示します。検出は、南アフリカのMeerKAT電波望遠鏡で新しく配備されたMeerTRAPシステムと単一パルス検出パイプラインを使用して行われました。偶然にも、この日のナンカイ電波望遠鏡による観測は、MeerKATによる観測の最後の1時間と重なり、4つの同時検出が行われました。MeerKATの広帯域受信機での観測は、比較的低い周波数（900〜1670MHzの使用可能なL帯域範囲）まで拡張されており、複雑な周波数構造、強度変動、および周波数依存のサブパルスを詳細に確認できます漂流。フルバンドとサブバンドのデータについて測定したドリフトレートは、勾配が-0.147+/-0.014ms^-1の600〜6500MHzで公開されているものと一致しています。検出されたバーストの2つは、明るいメインパルスから約28ミリ秒と約34ミリ秒離れた、かすかな「前駆体」を示しています。2019年10月6日および8日のフォローアップマルチテレスコープキャンペーンは、これらの周波数ドリフトと構造をより広く連続的に理解するために実施されました。検出は行われず、この期間中、ソースが広い周波数範囲にわたって「非アクティブ」であったことを示しています。
超新星残骸3C 397のタイプIa前駆体の証拠
| Title |
Evidence_of_a_Type_Ia_Progenitor_for_Supernova_Remnant_3C_397 |
| Authors |
H\'ector_Mart\'inez-Rodr\'iguez,_Laura_A._Lopez,_Katie_Auchettl,_Carles_Badenes,_Tyler_Holland-Ashford,_Daniel_J._Patnaude,_Shiu-Hang_Lee,_Adam_R._Foster,_Patrick_O._Slane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.08681 |
若い超新星残骸（SNR）3C397（G41.1-0.3）の爆発的な起源については議論されています。その細長い形態と分子雲への近接性は、コア崩壊（CC）SNの起源を示唆していますが、重金属の最近のX線研究では、化学収率とタイプIaSNと一致する線重心エネルギーが示されています。この論文では、すざくで観測された3C397の0.7-10keVからの完全なX線スペクトルを分析し、中間質量および重金属（MgからNi）の線重心エネルギー、フラックス、および元素存在量をタイプIaと比較します。およびCC流体力学モデル予測。その結果に基づいて、3C397は高密度の周囲媒質でのエネルギッシュなタイプIaの爆発から発生する可能性が高いと結論付け、前駆細胞がChandrasekhar質量の白色矮星に近いことを示します。
SNR G344.7-0.1の西端で明らかにされたガンマ線放出
フェルミガンマ線宇宙望遠鏡に搭載された大面積望遠鏡（LAT）を使用して、最近50GeV以上で発見された超高エネルギー（VHE）の銀河ガンマ線源の調査について報告します。このオブジェクト、2FHLJ1703.4-4145は、2FHLカタログのフォトンインデックスが〜1.2と非常に硬い>50GeVスペクトルを表示するため、銀河オブジェクトの2FHLサブサンプルで最も極端なソースの1つです。利用可能な多波長データの詳細な分析は、このソースが超新星残骸（SNR）G344.7--0.1の西端にあり、さらに拡張されたTeVソースであるHESSJ1702-420にあることを示しています。観測とスペクトルエネルギー分布モデリングは、このガンマ線源がSNRショックと周囲の密な媒質との間の相互作用の副産物であり、密な環境に拡散して大きな宇宙と相互作用する宇宙線（CR）のシナリオをサポートします。観測されたTeVエミッションを生成するローカルクラウド。確認された場合、SNRCRと近くの雲との相互作用により、2FHLJ1703.4-4145は、2FHL銀河サンプルの効率的な粒子加速の有望な候補となり、発生する可能性のある衝撃雲相互作用の以前の調査からの最初の候補に続きます。ヴェラSNRの西端。
超巨大$ M \ sim 5 \ times 10 ^ 4 \;の最後の運命M_ \ odot $ Pop III
Stars：Explosion or Collapse？
| Title |
The_Final_Fate_of_Supermassive_$M_\sim_5_\times_10^4_\;_M_\odot$_Pop_III_Stars:_Explosion_or_Collapse? |
| Authors |
Chris_Nagele,_Hideyuki_Umeda,_Koh_Takahashi,_Takashi_Yoshida,_Kohsuke_Sumiyoshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.08834 |
ヘリウム燃焼相で発生する一般的な相対論的不安定性によって引き起こされる超大質量（$5\times10^4\;M_\odot$）集団IIIの星における超新星の可能性を調査します。この爆発は、等エントロピーコアの初期収縮中にヘリウムが急速に燃焼することで発生する可能性があります。そのような爆発は将来の望遠鏡で見ることができ、初期宇宙の超大質量ブラックホールのために提案された直接崩壊形成チャネルを破壊する可能性があります。まず、ポストニュートン近似を使用した1D恒星進化コードを使用して、水素燃焼からの恒星進化をシミュレーションします。動的崩壊の時点で、Misner-Sharpeメトリックの1D（一般相対論的）流体力学コードに切り替えます。以前の研究とは反対に、非回転の場合の爆発は見つかりませんでしたが、モデルは前の研究の爆発と同様の質量で爆発しそうです。遅い回転を含めると、爆発するモデルが1つ見つかり、まれに追加の爆発するモデルが存在する可能性があると結論付けます。
無衝突の高ベータプラズマにおける自己持続音
| Title |
Self-sustaining_sound_in_collisionless,_high-beta_plasma |
| Authors |
M._W._Kunz,_J._Squire,_A._A._Schekochihin,_E._Quataert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.08940 |
分析理論とハイブリッド運動数値シミュレーションを使用して、無衝突プラズマにおいて、振幅$\deltan/n_0\gtrsim2/\beta$（ここで$\beta\を持つ長波長イオン音響波（IAW）であることを示しますgg{1}$は、熱圧力と磁気圧力の比です）プラズマを不安定にしてホースを不安定にし、ミラーを不安定にするのに十分な圧力異方性を生成します。これらの速度論的不安定性は急速に成長し、ピッチ角散乱と粒子のトラップによってそれぞれ圧力異方性を低減します。これにより、そうでなければ波の強力な無衝突減衰を可能にするランダウ共鳴の維持を妨げます。結果は、弱い衝突プラズマを明らかにする波動ダイナミクスです。イオン分布関数は、ほぼマクスウェル分布であり、熱の場に平行な流れは、Braginskiiフォームに似ています（大振幅の磁気ミラーが粒子の輸送を強く抑制する領域を除く）。さまざまな熱力学的量の間の関係は、速度論よりも「流体のような」ものです。$\deltan/n_0\gtrsim2/\betaのIAWがある場合に、抑制された減衰、強化された変動レベル、弱く衝突する熱力学を示すプラズマ運動論的ランジュバン問題を解くことにより、自己持続IAWの非線形変動散逸関係が得られます$は確率論的に駆動されます。IAWの波長とイオンのラーモア半径の間のスケール分離に結果がどのように依存するかを調査し、乱流と太陽風および銀河クラスターのクラスター内媒質における輸送の理解に対するそれらの影響を簡単に説明します。
XMM-Newton-NuSTARモニタリングキャンペーンで調査されたNLS1銀河Mrk 359のやや過剰
| Title |
The_soft_excess_of_the_NLS1_galaxy_Mrk_359_studied_with_an_XMM-Newton-NuSTAR_monitoring_campaign |
| Authors |
R._Middei,_P.-O._Petrucci,_S._Bianchi,_F._Ursini,_M._Cappi,_M._Clavel,_A._De_Rosa,_A._Marinucci,_G._Matt_and_A._Tortosa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09005 |
XMM-NewtonとNuSTARの複数回の露出により、活動銀河核（AGN）のさまざまな放出成分のもつれを解き、それらのさまざまなスペクトル特性の進化を調べることができます。この作業では、狭線セイファート1銀河Mrk359の5つの同時XMM-ニュートンおよびNuSTAR観測のタイミングとスペクトル特性を示します。UVアップからの発光スペクトルを記述するMrk359の最初の広帯域スペクトルモデリングを提供することを目的としています硬X線に。これを行うために、時間とスペクトルのデータ分析を実行し、Mrk359時系列の振幅とスペクトルの変化を特徴付け、2-10keVの正規化された過剰分散を計算しました。スペクトルブロードバンドモデリングは、標準のホットコンプトナイズコロナと反射コンポーネントを想定していますが、ソフトエクセスについては、2つの異なるモデルをテストしました。暖かい光学的に厚いコンプトンコロナ（2コロナモデル）と、ソフトエクセスが存在する反射モデルぼやけた反射の連続体と線の放出の結果（反射モデル）。キャンペーン中に高および低フラックス状態が観察されました。前者はスペクトル形状が柔らかく、後者は硬い形状を示します。光子指数は1.75-1.89の範囲にあり、高温コロナ電子温度の下限のみが見つかります。遠い物質に関連していると思われる一定の反射成分が観察されます。ソフトオーバーに関しては、テストした反射モデルの中で、より良い適合（縮小された$\chi^2$=1.14）を提供するものが高密度のモデルであることがわかりました。ただし、温かいComptonizationモデルを使用してソフト過剰をモデル化することにより、大幅に優れたフィット（$\chi^2$=1.08の削減）が見つかります。現在の分析では、2コロナモデルが、Mrk359の光学UVからX線への発光スペクトルの最良のシナリオであることが示唆されています。
MAXI J1535-571における非共振Type-C QPOのAstroSat観察
| Title |
AstroSat_Observation_of_Non-Resonant_Type-C_QPOs_in_MAXI_J1535-571 |
| Authors |
D._Chatterjee,_D._Debnath,_A._Banerjee,_A._Bhattacharjee,_A._Jana,_K._Chatterjee,_R._Bhowmick,_S._Nath,_J.-R._Shang,_S._K._Chakrabarti,_and_H.-K._Chang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09077 |
銀河の一過性ブラックホール候補（BHC）MAXI〜J1535-571は、2017年9月2日に{\itMAXI}/GSCおよび{\itSwift}/BAT機器によって同時に発見されました。また、2017年から18年にかけてのバーストの上昇期に、インド初の多波長天文学ミッション衛星{\itAstroSat}によって観測されました。$\3-40$〜keV〜ソースの降着流特性を推測します。スペクトル分析は、物理的な2成分の移流（TCAF）ソリューションベースの{\itfits}ファイルで行われます。TCAFモデルのフィッティングされた物理的フローパラメーターの変動の性質から、解析期間中、光源がソフト中間スペクトル状態にあることを確認しました。$\sim1.74-2.81$〜Hzの周波数範囲でシャープなタイプCの準周期振動（QPO）を観測します。これは、ソフト中間スペクトル状態では一般的ではありません。これらのタイプCのQPOの性質と進化をよりよく理解するために、パワー密度スペクトルの動的研究が行われます。また、衝撃振動モデルからこれらのQPOの起源を調査します。ソフト中間スペクトル状態で期待されているように、非散逸性衝撃に対するランキン・ウゴニオット条件の不満足が、それらの共振振動ではなく、タイプCQPOの原因の原因である可能性があることがわかります。
無線ミニハローにおける無線およびX線接続：ハドロンモデルの意味
| Title |
Radio_and_X-ray_connection_in_radio_mini-halos:_implications_for_hadronic_models |
| Authors |
Alessandro_Ignesti,_Gianfranco_Brunetti,_Myriam_Gitti,_Simona_Giacintucci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09254 |
緩和クラスターで観測されたラジオミニハロー（MH）は、中心AGNによって直接影響されるスケールを超えて、数百kpcのスケールで相対論的粒子の存在を調べますが、相対論的電子を生成するメカニズムの性質についてはまだ議論されています。この作業では、MHのサンプルにおけるICMの熱コンポーネントと非熱コンポーネントの関係を調査し、相対論的電子の起源に関するハドロンモデルの影響を調べます。無線とX線表面の明るさを2地点間で比較することにより、熱接続と非熱接続を調べました。モンテカルロチェーンを通じてランダムに生成されたグリッドの影響を考慮することにより、巨大電波ハローに一般的に適用される方法を拡張しました。巨大な電波ハローで一般に観察されるものとは対照的に、サンプルのミニハローには電波とX線の間の超線形スケーリングがあり、相対論的電子と磁場のピーク分布を示唆しています。ラジオとX線の相関を使用して、ハドロンモデルの物理パラメーターを制約し、モデルの予測を現在の観測と比較しました。具体的には、中心のAGNによって宇宙線が注入され、ICMで二次粒子が生成されるモデルに焦点を当て、乱流再加速の役割は無視できると仮定します。このモデルにより、$\sim10^{44-46}$ergs$^{-1}$の範囲のAGN宇宙線の明度と10-40$\mu$Gの範囲の中心磁場を制限できます。これらのモデルパラメーターを想定して計算された結果の$\gamma$線フラックスは、Fermi-LAT望遠鏡によって設定された$\gamma$線拡散放射の上限に違反していません。これらの大きな磁場のファラデー回転の研究との整合性を調査し、二次電子とICM乱流の間の相互作用を研究するために、さらなる研究が必要です。
ラジオラウドナローラインセイファート1銀河IRAS 17020 + 4544における連続体変動の特徴付け
| Title |
Characterising_continuum_variability_in_the_radio-loud_narrow-line_Seyfert_1_galaxy_IRAS_17020+4544 |
| Authors |
A._G._Gonzalez_(1),_L._C._Gallo_(1),_P._Kosec_(2),_A._C._Fabian_(2),_W._N._Alston_(2),_M._Berton_(3_and_4),_and_D._R._Wilkins_(5)_((1)_Saint_Mary's_University,_(2)_Institute_of_Astronomy,_(3)_Finnish_Centre_for_Astronomy_with_ESO,_University_of_Turku,_(4)_Aalto_University_Mets\"ahovi_Radio_Observatory,_(5)_Kavli_Institute_for_Particle_Astrophysics_and_Cosmology,_Stanford_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09330 |
IRAS17020+4544の4つのXMM-NewtonEPICpn観測の時間分析およびスペクトル分析の結果を示します。これは、無線ジェットの形跡のある狭線セイファート1銀河です。光度曲線の分析により、この無線ラウドソースが無線クワイエット対応の大部分の集団のように動作しないことがわかります。フラックスの増加に伴うスペクトル硬化の傾向が見られます。変動はエネルギーとともに増加することがわかりますが、スペクトルが硬化するにつれて減少します。最新の観測の最初の40ksは、エポック間で一意に動作し、他のどの時間よりもソフトなスペクトル状態を示します。低エネルギーで考えられる非定常性が見つかりましたが、高エネルギーではそのような影響は見られず、少なくとも2つの異なるスペクトル成分が示唆されています。残響シグネチャが確認され、遅延周波数、遅延エネルギー、および共分散スペクトルがソフト状態のエポック中に大幅に変化します。時間分析は、反射成分の存在下で可変べき法則を示唆し、したがって、すべてのエポックからの0.3-10keVEPICpnスペクトルに対するそのような適合を動機付けます。タイミングに基づくパラメーターを使用して許容できるスペクトルフィットを見つけ、反射スペクトルを超える追加のモデルコンポーネントを必要とする幅広いFeK輝線の検出を報告します。この情報源と、ジェット活動の証拠を示す他の狭線セイファート1情報源との間のリンクについて議論し、現在非常に限定された興味深いオブジェクトのサンプル間の類似点を見つけます。
MUSE機器のデータ処理パイプライン
| Title |
The_Data_Processing_Pipeline_for_the_MUSE_Instrument |
| Authors |
Peter_M._Weilbacher_(1),_Ralf_Palsa_(2),_Ole_Streicher_(1),_Roland_Bacon_(3),_Tanya_Urrutia_(1),_Lutz_Wisotzki_(1),_Simon_Conseil_(3,4),_Bernd_Husemann_(5),_Aur\'elien_Jarno_(3),_Andreas_Kelz_(1),_Arlette_P\'econtal-Rousset_(3),_Johan_Richard_(3),_Martin_M._Roth_(1),_Fernando_Selman_(6)_and_Jo\"el_Vernet_(2)_((1)_Leibniz-Institut_f\"ur_Astrophysik_Potsdam_(AIP),_(2)_ESO_Garching_(3)_CRAL,_(4)_Gemini,_(5)_MPIA,_(6)_ESO_Santiago) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.08638 |
現代の天文機器からの生データの処理は、今日では主に自動操作で実行されるいわゆる「パイプライン」と呼ばれる専用ソフトウェアを使用して実行されることがよくあります。このホワイトペーパーでは、ESOのパラナル天文台で運用されているマルチユニット分光エクスプローラ（MUSE）積分フィールドスペクトログラフのデータ削減パイプラインについて説明します。このスペクトログラフは複雑な機械です：それはその24の積分フィールドユニットで検出器の1152の別々の空間要素のデータを記録します。このようなデータを効率的に処理するには、高度なソフトウェア、高度な自動化および並列化が必要です。校正と科学データを操作するすべての処理ステップのアルゴリズムを詳細に説明し、生の科学データが校正済みデータキューブに変換される方法を説明します。最後に、選択した手順と出力データ製品の品質をチェックし、パイプラインが科学的分析の準備が整ったデータキューブを提供していることを示します。
ブラジルの情報技術と天文データ：展望と提案
| Title |
Information_technology_&_astronomical_data_in_Brazil:_Perspectives_and_proposals |
| Authors |
Ulisses_Barres_de_Almeida,_Alberto_Krone-Martins,_Marcos_Diaz,_Jos\'e_Dias_do_Nascimento,_Wagner_V._L\'eo,_Reinaldo_R._Rosa_and_Roberto_K._Saito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.08703 |
ブラジル天文学会（SAB）の科学情報技術委員会（CTCI）は、データセンターとネットワークの処理と管理からアーカイブの技術的側面まで、天文データ管理の問題について協会を支援する役割を担っています。データの保存と配布。このペーパーでは、ブラジルの天文学コミュニティ内のいくつかのデータ関連の問題のステータスを診断するために委員会が最近行った調査の結果の概要と、そこから得られたいくつかの提案を示します。
ダブルスリット干渉による概念的な遠隔距離測定
距離測定は天文学にとって非常に重要です。ここでは、ローカル機器を使用して距離を測定する新しい概念的な方法を提案します。二重スリット干渉を利用し、光の位相情報を考慮することにより、最大強度の位置は光源の距離に関連します。その結果、位置の正確な測定を使用して、リモートソースの距離を測定できます。
| Title |
AGILESim:_Monte_Carlo_simulation_of_the_AGILE_gamma-ray_telescope |
| Authors |
V._Fioretti_and_A._Bulgarelli_and_M._Tavani_and_S._Sabatini_and_A._Aboudan_and_A._Argan_and_P._W._Cattaneo_and_A._W._Chen_and_I._Donnarumma_and_F._Longo_and_M._Galli_and_A._Giuliani_and_M._Marisaldi_and_N._Parmiggiani_and_A._Rappoldi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.08980 |
宇宙望遠鏡の科学的性能（角度分解能など）を再現する際のモンテカルロシミュレーションの精度は、ミッションを正しく設計するために必須です。AstrorivelatoreGammaadImmaginiLEggero（AGILE）/Gamma-RayImagingDetector（GRID）宇宙望遠鏡AGILESimの新しいモンテカルロシミュレーターは、カスタマイズ可能なBolognaGeant4マルチミッションシミュレーター（BoGEMMS）アーキテクチャと最新のGeant4を使用して構築されていますAGILE/GRID計測器の計測器性能を再現するライブラリ。モンテカルロシミュレーションの出力は、機器の電子読み出しロジックに従ってBoGEMMSポストプロセッシングパイプラインでデジタル化され、オンボードデータ処理フォーマットに変換され、最後にカルマンフィルターを含む標準ミッション地上再構築パイプラインによって分析されます。宇宙での実際の観測として。このペーパーでは、AGILESimの科学的検証に焦点を当てます。これは、（i）追跡面の変換効率、（ii）地上での組み立て、統合、および検証アクティビティによって測定された追跡電荷の読み出し分布、および（i）iii）100MeV-1GeVエネルギー範囲でのVelaパルサーの飛行中観測の点像分布関数。100〜300度で$2.0^{+0.2}_{-0.3}$および$0.8^{+0.1}_{-0.1}$度のVelaのような点光源の飛行中の角度分解能（FWHM）を測定し、それぞれ300-1000MeVのエネルギーバンド。シミュレーション結果とAGILEの地上および宇宙内パフォーマンスの相互比較の成功により、BoGEMMSフレームワークが将来のガンマ線追跡装置（e-ASTROGAMやAMEGOなど）に適用できることが検証されます。
BRICS天文学と国連オープンユニバースイニシアチブ
電子接続、ポータブルデバイス、およびWebのほぼ普遍的な可用性が大きな革命をもたらしています。あらゆる種類の情報が急速に誰にでもアクセスできるようになり、社会、経済、文化の生活を事実上世界中のどこにでも変えています。インターネットテクノロジーは、データのプロデューサーとユーザー間の通信の前例のない異常な双方向チャネルを表しています。OpenUniverseは、国連宇宙平和利用委員会（COPUOS）に提案されたイニシアチブであり、現在、国連宇宙問題局（UN-OOSA）のリーダーシップのもとで実施されています。その主な目的は、宇宙科学データのアベイラビリティとユーザビリティの劇的な向上を刺激し、科学的発見の可能性を世界のあらゆる場所の新しい参加者に拡大することです。このペーパーでは、イニシアチブ一般、その実現可能性を実証するために実行された活動の一部、およびBRICS天文学プログラムのコンテキストでの使用について説明します。
天文観測データの長期アーカイブのための再配布ツール
| Title |
A_Redistribution_Tool_for_Long-Term_Archive_of_Astronomical_Observation_Data |
| Authors |
Chao_Sun,_Ce_Yu,_Chenzhou_Cui,_Boliang_He,_Jian_Xiao,_Zhen_Li,_Shanjiang_Tang_and_Jizhou_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09188 |
天文観測データには長期間の保存が必要であり、観測データが急速に蓄積されるため、長期間のアーカイブストレージのコストを考慮する必要があります。低速のディスクベースのオンラインストレージに加えて、光ディスクまたはテープベースのオフラインストレージを使用してコストを節約できます。ただし、履歴データ（特に時間領域の天文学）を必要とする天文学の研究では、要求されたデータ（観測時間に従って編成されている）が複数のストレージデバイスに配置されている可能性があるため、データアクセス技術のパフォーマンスとエネルギー消費が問題を引き起こします。この研究では、空間集約を使用して観測データを再配布するAstroLayoutと呼ばれるツールを設計および開発します。コアアルゴリズムは、グラフ分割を使用して、元の観測データ統計とターゲットストレージシステムに従って最適化されたデータ配置を生成します。指定された観測データについて、AstroLayoutはこの配置に従って、ターゲットストレージシステムに長期アーカイブをコピーできます。効率の評価は、AstroLayoutが時間領域の天文学研究でデータアクセス要求に応答するときにアクティブ化されるデバイスの数を減らすことができることを示しています。AstroLayoutは、データアクセス技術のパフォーマンスを向上させるだけでなく、ストレージシステムの電力消費も削減できます。適応性を高めるために、光ディスク、テープ、ハードディスクなど、あらゆるメディアのストレージシステムをサポートしています。
初期型星における磁場の二峰性分布の起源
| Title |
The_Origin_of_the_Bimodal_Distribution_of_Magnetic_Fields_in_Early-type_Stars |
| Authors |
Adam_S._Jermyn_and_Matteo_Cantiello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.08618 |
初期型の星では、化石の磁場が星の形成過程で生成されるか、恒星の合併イベントの結果である可能性があります。表面磁場は、（弱い）表面対流層によって消去されると考えられています。ただし、化石場が十分に強い場合は、（サブ）表面対流の開始を防ぐことができるため、メインシーケンスに保持されます。これが発生する臨界磁場強度を計算し、強く磁化されたAp/Bp星（$\約$300G）で観測された磁場の下限振幅によく対応していることを確認します。臨界磁場強度は、メインシーケンスの進化中にわずかに増加すると予測されています。これは、観測された磁性星の割合の減少を説明することもできます。これは、初期型の星で観測された磁場の二峰性分布が、2つの異なる磁場起源の物語を反映しているという結論を支持します。アクション。
赤い巨大星の重力モード周期間隔に対する強い磁場の影響
星が赤い巨人に進化すると、コアベースの重力モードとエンベロープベースの圧力モードの間の強化されたカップリングが混合モードを形成し、その深い内部をアステロシアスモロジーで探ることができます。恒星の内部についての情報を取得する機能は、恒星の構造と進化の理論を制約するために重要です。そのため、予測と観測の間のさまざまな不一致の原因についてはまだ議論の余地があります。進行中の推測は、いくつかの赤い巨大星がそれらのコアに強い（動的に重要な）磁場を抱くかもしれないという可能性を取り囲んでいますが、観測データの解釈は議論の余地があります。部分的には、これは、重力モードの地震特性に対する強磁場の影響の理解における不足に結びついており、標準の摂動法の範囲を超えています。ここでは、重力モードの漸近周期間隔に対する強い磁場の影響を調査しようとしています。ハミルトニアンレイアプローチを使用して、モード形成レイが占める位相空間の体積を測定します。これは、モードの平均密度（単位周波数間隔あたりのモード数）にほぼ比例します。強いフィールドは、体系的にこれを約10％増加させるようであり、これは約10％小さい周期間隔を予測します。レイダイナミクスのほぼ積分可能性の証拠は、重力モードスペクトルが強い場で疑似規則性を示す可能性があることを示唆しています。
銀河系外の恒星考古学のための化学物質存在量の精度の予測
| Title |
Forecasting_Chemical_Abundance_Precision_for_Extragalactic_Stellar_Archaeology |
| Authors |
Nathan_R._Sandford,_Daniel_R._Weisz,_Yuan-Sen_Ting |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.08640 |
ますます強力で多重化された分光施設は、天の川（MW）を超えた銀河の何百万もの解像された星の詳細な化学物質存在パターンを約束します。ここでは、Cram\'er-RaoLowerBound（CRLB）を使用して、MWの外側の金属の少ない低質量星の星の存在量を41の電流（Keck、MMT、VLTなど）で測定できる精度を予測します、DESI）および計画された（MSE、JWST、ELTなど）分光器構成。青色光波長（$\lambda\lesssim4500$\AA）で中程度の解像度（$R\lesssim5000$）分光法を使用すると、赤色光分光法（$5000\lesssim\lambda\lesssim10000$\AA）は、同様またはより高い解像度（$R\sim10000$）で、（ii）いくつかの中性子捕獲元素の存在量を$\lesssim$0.3dexに制限できます。さらに、高解像度（$R\gtrsim20000$）、低S/N（$\sim$10pixel$^{-1}$）スペクトルには、完全なスペクトルフィッティングテクニックでモデル化したときに豊富な情報が含まれることを示しています。JWST/NIRSpecとELTが、（i）ローカルグループ全体で金属の少ない赤い巨人について、それぞれ$\sim$10要素と30要素を回復できること、および（ii）[Fe/H]と[$\alpha$/Fe]適度な積分時間で数Mpcまでの銀河の解像星の場合。選択した文献の量は、CRLBの$\sim$2（またはそれ以上）の係数内であることを示します。私たちは、ETCと同様に、恒星分光観測を計画するときにCRLBを使用することをお勧めします。オープンソースのpythonパッケージ\texttt{Chem-I-Calc}が含まれています。これにより、ユーザーは選択したスペクトログラフのCRLBを計算できます。
炭素に富むWolf-Rayetバイナリからのダスト生成の影響の再検討
| Title |
Revisiting_the_Impact_of_Dust_Production_from_Carbon-Rich_Wolf-Rayet_Binaries |
| Authors |
Ryan_M._Lau,_J.J._Eldridge,_Matthew_J._Hankins,_Astrid_Lamberts,_Itsuki_Sakon,_Peredur_M._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.08695 |
ダストのスペクトルエネルギー分布（SED）とバイナリの恒星個体数分析を提示し、炭素に富むウルフレイエット（WC）バイナリーの風のダスト生成率（DPR）と銀河ダストの収支への影響を再検討します。19の銀河WC「デュスター」のDustEMSEDモデルは、$\dot{M}_d\sim10^{-10}-10^{-6}$M$_\odot$yr$^{-1}$のDPRを明らかにします炭素粉塵の凝縮率$\chi_C$、$0.002-40\％$です。$\chi_C\gtrsim1\％$の効率的なダスターには、大きな（$0.1-1.0$$\mu$m）ダスト粒子サイズ構成が適しています。。既知の軌道周期を持つダスターの結果は、衝突風連星におけるダスト形成の理論モデルからの予測と一致する、$\chi_C$、軌道周期、WC質量損失率、および風速の間のべき法則関係を検証します。ダストを組み込んだバイナリポピュレーションとスペクトル合成（BPASS）モデルへの生成により、WCダスター、漸近巨大分岐星（AGB）、赤超巨星（RSG）、およびコア崩壊超新星（SNe）からのダスト生成率を分析します。恒星形成が一定であると仮定したBPASSモデル（SF）と共評価$10^6$M$_\odot$恒星人口は、低、大マゼランクラウド（LMC）のような、太陽の金属性（Z=0.001、0.008、および0.020）で実行されました）。一定のSFモデルと共評価モデルの両方が、SNeがすべての金属性で正味のダスト破壊剤であることを示しています。LMCのようなメタラリティで一定のSFモデルは、AGBスターがWCバイナリとRSGを$2-3$係数でわずかにアウトプロダクションするのに対し、ソーラーメタライトでは、WCバイナリがAGBが始まるまで$\sim60$Myrの主なダストソースであることを示します。WCバイナリのダスト入力と一致します。共評価の人口モデルは、「バースト性」SFの場合、AGBスターが遅い時間にダスト生成を支配することを示しています（$t\gtrsim70$Myr）。
乱流圧縮性対流における上向きオーバーシュートIII。 1次元レイノルズ応力モデルのパラメーターの調整
| Title |
Upward_Overshooting_in_Turbulent_Compressible_Convection._III._Calibrate_Parameters_for_One-dimensional_Reynolds_Stress_Model |
| Authors |
Tao_Cai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.08721 |
この論文では、乱流圧縮性対流における上向きオーバーシュートの3次元数値シミュレーションから生成されたデータを使用して、1次元レイノルズ応力モデルの係数を較正します。較正された対流係数と等方性係数は、純粋な対流ゾーンで較正されたものとほとんど同じであることがわかっています。ただし、較正された拡散係数は、純粋な対流ゾーンで較正されたものとは大きく異なります。境界によって引き起こされる拡散効果は、隣接する安定ゾーンよりも強いと思われます。下り勾配近似の有効性を確認しました。3次モーメントの降勾配近似の予測は不十分であることがわかります。ただし、それらの派生物の予測ははるかに優れています。これは、レイノルズ応力モデルのパフォーマンスが実際の星への適用において妥当である理由を説明しています。較正された係数を使用して、レイノルズ応力モデルの非局所乱流方程式の完全なセットを解決しました。レイノルズ応力モデルにより、3次元数値シミュレーションで特定された熱調整層と乱流散逸層が正常に生成されたことがわかります。温度の摂動とP\'eclet数の自己相関の変曲点を、それぞれ熱調整層と乱流散逸層の範囲を測定するための指標として使用することをお勧めします。この結果は、1D恒星構造および進化モデルにおけるレイノルズ応力モデルの適用に関する実用的なガイダンスを提供する可能性があります。
コンパニオンスターとホストオープンクラスター集団のガイアDR2視差に基づく天の川セファイドリービットの法則
| Title |
The_Milky_Way_Cepheid_Leavitt_law_based_on_Gaia_DR2_parallaxes_of_companion_stars_and_host_open_clusters_populations |
| Authors |
Louise_Breuval,_Pierre_Kervella,_Richard_I._Anderson,_Adam_G._Riess,_Fr\'ed\'eric_Arenou,_Boris_Trahin,_Antoine_M\'erand,_Alexandre_Gallenne,_Wolfgang_Gieren,_Grzegorz_Pietrzy\'nski,_Nicolas_Nardetto,_Behnam_Javanmardi,_Vincent_Hocd\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.08763 |
古典的なセファイドは、経験的な銀河系外のはしごの基礎を提供します。天の川セファイドは、三角波の視差測定にアクセスできるこのクラスの唯一の星です。ただし、2番目のガイアデータリリース（GDR2）からのセファイドの視差は、色度補正がないため、体系化の影響を受け、場合によっては飽和によって影響を受けます。36銀河セファイドの視差のプロキシとして、空間分解されたコンパニオンのGDR2視差またはホストオープンクラスターのGDR2視差のいずれかを採用します。この新しいアプローチにより、飽和と変動によって引き起こされるGDR2Cepheids視差の体系をバイパスできます。最近の推定のほとんどをカバーする0.015マスの不確実性を備えた0.046マスのGDR2視差オフセットを採用します。V、J、H、K_S、およびWesenheitW_HバンドでのLeavittの法則の新しい銀河校正を紹介します。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）による以前の測定結果と比較し、天の川セファイドに固定されたハッブル定数の修正値を計算します。ガイアなしの視差測定に基づく76.18+/-2.37km/s/Mpcの初期ハッブル定数から、直接セファイド視差の代わりにコンパニオンおよび平均クラスター視差を採用することにより、修正値を導き出し、H0=73.07+/-を見つけます。1.75（統計+システム）+/-1.88（ZP）km/s/Mpc（すべてのセファイドを考慮した場合）、H0=73.51+/-1.76（統計+システム）+/-1.91（ZP）km/基本モードのパルセーター専用のs/Mpc。
カッパ分布電子エネルギーは、光イオン化ガス星雲のO IIラインの強度比を説明できますか？
| Title |
Can_the_Kappa-distributed_electron_energies_account_for_the_intensity_ratios_of_O_II_lines_in_photoionized_gaseous_nebulae? |
| Authors |
Bao-Zhi_Lin,_Yong_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.08862 |
惑星状星雲と\ion{H}{2}領域の研究における難問は、衝突励起線に基づくプラズマ診断結果が、再結合線に基づくものと系統的に異なるということです。かなり推測的な解釈は、いわゆる$\kappa$エネルギー分布を持つ非熱電子の存在ですが、この仮説を検証または反証する観測的証拠はほとんどありません。この論文では、近似法を使って\ion{O}{2}再結合線の放射率に対する$\kappa$分布電子の影響を調べます。ここで、$\kappa$分布の速度係数は、マクスウェルボルツマンレート係数と適切な重み。結果は、$\kappa$分布電子を呼び出す場合、[\ion{O}{3}]$（\lambda4959+\lambda5007）/\lambda4363$の比率から導出された温度が、\ionから推定された温度と一致する可能性があることを示しています。{O}{2}$\lambda4649/\lambda4089$の比率。ただし、推定温度と$\kappa$値は、[\ion{O}{3}]$（\lambda4959+\lambda5007）/\lambda4363$の比率と水素再結合スペクトルを比較して得られた値と一致しません。電子エネルギーが星雲領域の地球規模の$\kappa$分布に従う可能性は低いこと。それにもかかわらず、この観察だけに基づいて、星雲内のいくつかの微細構造における$\kappa$分布電子の存在を確実に除外することはできません。
TIC 278956474：\ textit {TESS}で識別される、1つの若い4重システムの2つの近いバイナリ
| Title |
TIC_278956474:_Two_close_binaries_in_one_young_quadruple_system,_identified_by_\textit{TESS} |
| Authors |
Pamela_Rowden_(1),_Tam\'as_Borkovits_(2_and_3),_Jon_M._Jenkins_(4),_Keivan_G._Stassun_(5_and_6),_Joseph_D._Twicken_(4_and_7),_Elisabeth_R._Newton_(8),_Carl_Ziegler_(9),_Coel_Hellier_(10),_Aylin_Garcia_Soto_(8),_Elisabeth_C._Matthews_(11),_Ulrich_Kolb_(1),_George_R._Ricker_(11),_Roland_Vanderspek_(11),_David_W._Latham_(12),_S._Seager_(11_and_13_and_14),_Joshua_N._Winn_(15),_Luke_G._Bouma_(15),_C\'esar_Brice\~no_(16),_David_Charbonneau_(12),_William_Fong_(11),_Ana_Glidden_(13_and_11),_Natalia_M._Guerrero_(11),_Nicholas_Law_(17),_Andrew_W._Mann_(17),_Mark_E._Rose_(4),_Joshua_Schlieder_(18),_Peter_Tenenbaum_(7_and_4),_Eric_B._Ting_(4)_((1)_The_Open_University,_(2)_Baja_Astronomical_Observatory_of_Szeged_University,_(3)_Konkoly_Observatory,_(4)_NASA_Ames_Research_Center,_(5)_Vanderbilt_University,_(6)_Fisk_University,_(7)_SETI_Institute,_(8)_Dartmouth_College,_(9)_Dunlap_Institute_for_Astronomy_and_Astrophysics,_University_of_Toronto,_(10)_Keele_University,_(11)_Department_of_Physics_and_Kavli_Institute_for_Astrophysics_and_Space_Research,_Massachusetts_Institute_of_Technology,_(12)_Center_for_Astrophysics,_Harvard_and_Smithsonian,_(13)_Department_of_Earth,_Atmospheric_and_Planetary_Sciences,_Massachusetts_Institute_of_Technology,_(14)_Department_of_Aeronautics_and_Astronautics,_MIT,_(15)_Princeton_University,_(16)_Cerro_Tololo_Inter-American_Observatory,_(17)_The_University_of_North_Carolina_at_Chapel_Hill,_(18)_NASA_Goddard_Flight_Center) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.08979 |
TESSデータで、2つの近接食バイナリを含む4つのシステムを特定しました。オブジェクトはGaiaで未解決であり、視差1.08〜$\pm$0.01masで単一のソースとして表示されます。両方のバイナリに観測可能な一次および二次日食があり、TESSサイクル1（セクター1〜13）を通じて監視され、TESS連続表示ゾーン内にあります。1つの日食（P=5.488d）では、2番目の日食中に、小さい方の星が大きい方の星によって完全に遮られます。もう一方（P=5.674d）では、両方の日食が放牧されます。これらのデータ、分光法、スペックル測光、SED分析、および進化的恒星軌道を使用して、2つの食の連星の4つの星の質量と半径を制限しました。LiIEWは10-50マイアの年齢を示し、外側の期間は$858^{+7}_{-5}$日であり、私たちの分析はこれが最もコンパクトな若い2+2四重システムの1つであることを示しています。
100年間隔の太陽フィラメントの新しい包括的なデータセット。私
| Title |
A_New_Comprehensive_Data_Set_of_Solar_Filaments_of_100_yr_Interval._I |
| Authors |
GangHua_Lin,_GaoFei_Zhu,_Xiao_Yang,_YongLiang_Song,_Mei_Zhang,_Suo_Liu,_XiaoFan_Wang,_JiangTao_Su,_Sheng_Zheng,_JiaFeng_Zhang,_DongYi_Tao,_ShuGuang_Zeng,_HaiMin_Wang,_Chang_Liu,_Yan_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09082 |
フィラメントは太陽での非常に一般的な物理現象であり、太陽磁気活動の重要なプロキシとしてしばしば扱われます。フィラメントの研究は、宇宙天気研究のホットな話題になっています。フィラメントをより包括的に理解するには、特に複数の太陽サイクルの太陽活動を理解するために、複数の太陽サイクルデータのデータセットを構築することにより、複合多機能分析を実行する必要があります。この目標を達成するために、私たちは世界中の5つの観測所からのH$\alpha$データをカバーする100周年記念データセットを作成しました。データセットの構築中に、主に複数のソースと長いデータスパンが原因で発生した、データフュージョン、太陽エッジの正確な決定、品質によるデータの分類、動的しきい値など、さまざまな問題に遭遇しました。しかし幸いにも、これらの問題はうまく解決されました。データセットには、7タイプのデータ製品と8タイプの特徴パラメーターが含まれており、これらを使用して、データ検索と統計分析の機能を実装できます。それは、特に宇宙観測でカバーされていない波長で、より良い連続性と宇宙観測データに非常に相補的な特性を持ち、多くの太陽周期をカバーします（60年以上のハイケイデンスデータを含む）。この新しい包括的なデータセットとツールは、統計的またはケーススタディの目的で、研究者が関心のある機能やイベントの検索を大幅に高速化し、おそらくは太陽電池についてのより包括的な理解を深めるのに役立つと期待しています。フィラメントのメカニズム。
O超巨大$ \ zeta $ Puppisの新しいチャンドラスペクトル測定は、18年間で風の質量損失率が驚くほど増加していることを示しています
| Title |
New_Chandra_spectral_measurements_of_the_O_supergiant_$\zeta$_Puppis_indicate_a_surprising_increase_in_the_wind_mass-loss_rate_over_18_years |
| Authors |
David_H._Cohen,_Jiaming_Wang,_Lamiaa_Dakir,_Maurice_Leutenegger,_Veronique_Petit,_Alexandre_David-Uraz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09135 |
O超巨大$\zeta$子犬の新しい長いチャンドラ格子観測では、チャンドラの最初の観測サイクルから18年間で25％強のX線輝線フラックスの増光だけでなく、ドップラー広がりのX線輝線プロファイルでの風の吸収特性の増加。2018年8月（チャンドラサイクル19）に取得された3日間のHETGSデータセットの10行のモデルフィッティングでは、質量損失率が$2.68\pm0.12\times10^{-6}$Msun/yrであり、50％です。サイクル1データのフィッティングから得られた値を超えて増加します。個々の輝線フラックスの増加は、長波長の線よりも短波長の線の方が大きく、線の放射が均一に増加すると、冷たい風による波長依存の吸収が増加すると予想されます。衝撃加熱プラズマが埋め込まれています。
共通エンベロープ進化中の対流とスピンアップ：短周期の二重白色矮星の形成
| Title |
Convection_and_Spin-Up_During_Common_Envelope_Evolution:_The_Formation_of_Short-Period_Double_White_Dwarfs |
| Authors |
E._C._Wilson_and_J._Nordhaus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09360 |
サブセットは重力波の発生源および/またはタイプIa超新星の前駆細胞になるために進化するため、形成チャンネルと二重白色矮星（DWD）の予測される個体群は重要です。観測された短期DWDの母集団を考慮して、対流効果が含まれる場合の一般的なエンベロープの進化の結果を計算します。DWDシステムで観測された白色矮星のそれぞれについて、恒星進化モデルの包括的なスイートから同等の原始WDコア質量を持つすべての前駆星を特定します。2番目に観測された白色矮星を伴に、軌道が崩壊するときに放出されるエネルギーに対流が対応できる条件を計算します。これには、（必要に応じて）共通エンベロープフェーズ中にエンベロープがスピンアップする必要がある量が含まれます。予測されたCE後の最終分離は、観測されたDWD軌道パラメーター空間を厳密に追跡し、対流が一般的なエンベロープの進化における重要な要素であるという見方をさらに強化します。
宇宙論をバウンスするための普遍的散乱則
宇宙論の標準モデルの多くの変種が提案されており、小さなスケールでのアインシュタイン重力の修正により、ビッグバンがビッグバウンスに置き換えられています。ここでは、バウンスの前後の大規模なジオメトリに関連する、特異点散乱マップの概念を紹介し、いわゆる静止特異点のクラスに対して、すべての完全な分類を確立します。適切な場所の条件を楽しむ地図。この分類は、モデル依存のジャンクションの余地を残しながら、バウンス宇宙論（Kasner指数のスケーリング、物質の正準変換）の普遍的な法則を明らかにします。私たちのフレームワークは、修正された重力、黄熱物質、または量子重力補正（ストリング理論、ループ量子宇宙論）に基づくシナリオを網羅しています。これらのモデルの選択について、対応する特異点散乱マップを明示的に調査します。私たちの分類のおかげで、マップはBianchiIソリューションから完全に決定されますが、対称性の仮定なしにバウンスを通じて空間不均一性と異方性がどのように伝達されるかを制御します。特異散乱マップの体系的な分類により、バウンスの原因となる特定のメカニズムにとらわれずに、任意のバウンスシナリオの観察上の影響を詳細に調査する可能性が広がります。
真空ビアンキタイプIX方程式のスケール不変性を示し、これを使用して、初期の不均質なアプローチへの不均質なMixmasterカオスの局所領域の断片化があるというBelinskiによる提案の実現として、マルチフラクタル乱流の可能性を主張します。宇宙論的特異点。重力と流体力学の状況の違いについて概説します。この重力乱流の画像に対するさまざまな潜在的な障害について説明します。
漸近安全重力の特異点と現象論的側面
量子重力の漸近的安全性（AS）プログラムは、一般相対性理論と同じフィールドと対称性を維持し、機能的なくりこみ群（RG）技術を使用して、非摂動レベルで完全な理論の基本的な部分として関連する重力作用を研究します。ASアプローチの新しい視点をテストできる重要な現象論的タスクは、RGの改善された宇宙論とブラックホールの発見です。この作業では、最近発見された非特異球面対称および非特異宇宙解の特性を分析します。さらに、ビアンキアイデンティティを尊重するASの精神で、修正されたアインシュタインフィールド方程式の新しい一貫したセットを導出します。この新しい方程式のセットは、アクションに適切な共変反応速度項を追加することによって生じる、以前に公開された修正アインシュタイン方程式を拡張します。
有限温度相対論的準粒子ランダム位相近似に基づく恒星電子捕獲率
| Title |
Stellar_electron_capture_rates_based_on_finite_temperature_relativistic_quasiparticle_random-phase_approximation |
| Authors |
A._Ravlic,_E._Yuksel,_Y._F._Niu,_G._Colo,_E._Khan,_N._Paar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.08803 |
電子捕獲プロセスは、超新星爆発に先立つ巨大な星のコア崩壊の進化において重要な役割を果たします。この研究では、恒星環境での原子核の電子捕獲は、有限温度と核ペアリング効果の両方を含む相対論的エネルギー密度関数フレームワークで説明されています。関連する核遷移$J^\pi=0^\pm、1^\pm、2^\pm$は、密度依存の中間子交換有効相互作用DD-ME2を使用した有限温度陽子中性子準粒子ランダム位相近似を使用して計算されます。ペアリングと温度の影響は、恒星環境における${}^{44}$Tiと${}^{56}$Feの電子捕獲断面積と速度だけでなく、Gamow-Teller遷移強度でも調査されます。ペアリング相関は、有限温度効果に似た追加の非ブロック化メカニズムを確立し、それがなければブロックされた単一粒子遷移を可能にすることがわかります。有限温度でのペアリング相関を含めると、電子捕獲断面積が大幅に変わる可能性があり、${}^{44}$Tiの場合は最大2倍になりますが、同じ核の場合、電子捕獲率は1桁以上増加する可能性があります大きさ。核での電子捕獲の完全な説明のために、ペアリングと温度効果の両方を考慮に入れなければならない、と私たちは結論付けます。
一般相対性理論は、LIGO-Virgoデータにあるバイナリインスパイラル信号を、人工的な自由度で拡張された波形モデルと比較することでテストできます。このアプローチには、多くの論理的かつ実用的な落とし穴があります。1）結果として生じる制約のストリンジェンシーに意味を帰することは困難です。2）これらの人工モデルに対する相対性のベイジアンモデル比較が前者の実際の検証を提供できるかどうかは疑問です。3）これらのテストが、計算された波形がない重力の代替理論をどの程度検出できるかは不明です。逆に、波形が利用可能な場合、それらを使用するテストは優れています。
| Title |
Prospects_for_improving_the_sensitivity_of_the_cryogenic_gravitational_wave_detector_KAGRA |
| Authors |
Yuta_Michimura,_Kentaro_Komori,_Yutaro_Enomoto,_Koji_Nagano,_Atsushi_Nishizawa,_Eiichi_Hirose,_Matteo_Leonardi,_Eleonora_Capocasa,_Naoki_Aritomi,_Yuhang_Zhao,_Raffaele_Flaminio,_Takafumi_Ushiba,_Tomohiro_Yamada,_Li-Wei_Wei,_Hiroki_Takeda,_Satoshi_Tanioka,_Masaki_Ando,_Kazuhiro_Yamamoto,_Kazuhiro_Hayama,_Sadakazu_Haino,_Kentaro_Somiya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.08970 |
重力波検出器の感度を向上させるためのアップグレードにより、より頻繁な検出とより正確な音源パラメータ推定が可能になります。AdvancedLIGOやAdvancedVirgoなどの他の高度な干渉検出器とは異なり、KAGRAはテストマスの極低温冷却を採用する唯一の検出器であるため、アップグレードには異なるアプローチが必要です。このホワイトペーパーでは、さまざまな検出器バンドに焦点を当てたテクノロジーを使用したKAGRAのアップグレードの可能性について説明し、コンパクトなバイナリ合体の検出への影響を比較します。$100M_{\odot}$-$100M_{\odot}$バイナリブラックホール範囲の5倍の改善、バイナリ中性子星範囲の1.3倍の改善、またはバイナリ中性子星は、既存の極低温または真空インフラストラクチャの変更を必要としないアップグレードで実現可能です。また、検出器に複数のアップグレードを適用することにより、ブロードバンド感度が2倍向上することも示しています。
太陽コロナのヘリウム線の放射率
静止太陽コロナ内のヘリウムの新しい衝突放射モデル（CRM）を提示し、DKIST、SolarOrbiter、およびProba-3によって観測されるHeおよびHe$^+$線の放射率を予測します。これらのモデルに選択したレートについて詳細に説明し、以前の研究で発見したいくつかの欠点を強調します。ヘリウム用の完全で自己矛盾のないコロナルCRMは以前に存在しなかったため、光イオン化用に開発された最近のCRMに対して、10$^{6}$cm$^{-3}$の密度と温度20,000Kで最大モデルをベンチマークしました星雲。次に、計算した新しい二電子再結合率を使用して、外側の太陽コロナの結果を示します。これにより、中性ヘリウムの存在量が約2倍に増加します。また、すべての光トリプレットHeIライン、特に有名なHeI10830および5876Aラインは、ディスク放射からの光励起と光イオン化の両方に強く影響され、広範なCRMモデルが必要であることもわかりました。正しい見積もりを取得します。太陽の近く、10$^{8}$cm$^{-3}$の電子密度および1MKの温度で、HeI10830Aの放射率は強いFeの放射率に匹敵すると予測します10798AでのXIIIコロナライン。ただし、HeX放射率は、FeXIIIに関して、外側コロナで急激に低下すると予想されます。304AのHe$^+$ライマン$\alpha$も光励起の影響を大きく受け、いくつかの太陽半径までの強いコロナラインとして検出できると予想されます。
Palatiniの定式化で動的に誘発されたPlanckスケールとインフレ
| Title |
Dynamically_induced_Planck_scale_and_inflation_in_the_Palatini_formulation |
| Authors |
Ioannis_D._Gialamas,_Alexandros_Karam,_Antonio_Racioppi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09124 |
$R^2$項が存在する場合の重力のパラティーニ定式化における非最小のコールマン-ワインバーグインフレーションを研究します。Planckスケールは、曲率スカラー$R$への非最小結合を介して、インフレートンの真空期待値によって動的に生成されます。パラティーニ重力に$R^2$項を追加すると、非最小のColeman-Weinbergインフレが観測データと再び互換性を持つことを示します。
| Title |
The_development_of_a_utopian_city?_Comparing_land-_and_skyscapes_in_Santa_Cruz_de_Tenerife_and_San_Cristobal_de_la_Laguna |
| Authors |
Alejandro_Gangui,_Juan_Antonio_Belmonte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09180 |
テネリフェ島のカナリア島（スペイン）にあるサンクリストバルデララグナの独特の計画について、旧市街の海港として機能していた近くにある、本質的に現代的なサンタクルスデテネリフェと比較します。このために、ララグーナの古い部分に現在存在する21の歴史的なキリスト教教会の正確な空間的方向に関する以前の研究をレビューします。これは、サンタクルスにある同様の6つの建物の分析と比較し、ここで最初に提示しました。時間。どちらの都市でも、歴史的な教会の空間的な方向性を、それぞれの都市格子の元のレイアウトの良い指標として採用しています。サンタクルスの場合、20度をわずかに下回る絶対値の天文赤緯を示し、サンクリストバルデリシアの7月25日の祝日に近い優先日を示す、LaLagunaの明確な方向パターンが見つかりましたがこの傾向は守られていません。それどころか、統計量が少ないため不確実性の範囲内で、1つの正教会と1つのソルスティアル指向の教会は別として、サンタクルーズで見られるパターンは、日の出の標準的な範囲内の地形的な方向と一致しています。この結果は、ララグーナの街の独自性を浮き彫りにし、16世紀初頭の計画的な計画を示唆する考えを裏付けています。
巨視的量子オブジェクトとしてのブラックホール
シュヴァルツシルト座標における崩壊する殻の古典的な進化の間の適切な時間に対するシュヴァルツシルトの相対的な流れは、実際に、ブラックホールの形成を、殻/反殻のペアが作成される高度に非局所的な量子過程として解釈することを強制します初期の地平線内で、元の折りたたみシェルを地平線で正確にキャンセルします。ブラックホールのバックグラウンドで量子場を調べることにより、同様の非局所効果を明らかにします。特に、ホーキングペアの発信メンバーは、ブラックホールジオメトリ（およびそのパートナーではない）に非常にすぐにからみます。これは、ホーキングペアが地平線近くのローカルジオメトリに従って最大限にからみ合っているという通常の仮定とは対照的です。。また、落下する波は地平線を横切る前でもブラックホールジオメトリに影響します。最後に、粒子がブラックホールの地平線に出入りするのに有限の時間がかかるため、地平線で正確に発生するプロセスで無限の青と赤方偏移が発生しないことがわかります。これらの発見は、巨視的な量子オブジェクトとしてのブラックホールの描写を強く支持しています。
