xカット宇宙せん断：バリオンおよび非線形物理に対する感度を最適に削除して、暗黒エネルギー調査の1年目のせん断データに適用する
| Title |
x-cut_Cosmic_Shear:_Optimally_Removing_Sensitivity_to_Baryonic_and_Nonlinear_Physics_with_an_Application_to_the_Dark_Energy_Survey_Year_1_Shear_Data |
| Authors |
Peter_L._Taylor_(JPL),_Francis_Bernardeau_(IAP,_IPT),_Eric_Huff_(JPL) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00675 |
Xカット宇宙シアーと呼ばれる新しい方法を提示します。これは、2点宇宙シアー信号からモデル化が不十分なスケールに対する感度を最適に削除します。xカットの宇宙せん断共分散行列が相関関数の共分散行列から数分で計算できることを示し、追加の計算コストをかけずに尤度分析を可能にします。さらに、xカット宇宙シアーを銀河銀河レンズに一般化する方法を示します。ダークエネルギー調査の1年目（DESY1）せん断データのxカット宇宙せん断解析を実行すると、相関関数解析に比べてS8のエラーが20％減少します。一方、制約はさまざまなバリオンフィードバックモデルに対してロバストです。小さな角度スケールでの情報によって大きく駆動された結果、S8=0.734プラス/マイナス0.038は、宇宙マイクロ波背景のPlanckLegacy分析で2.6シグマ張力をもたらします。バリオニックモデリングの不確実性を軽減するだけでなく、この方法を使用して、計算の制限により非常に小さなスケールでパワースペクトルをモデル化することが不可能になる、修正重力の多数の理論を最適に制約できます。コードの重要な部分は公開されています。
| Title |
Modeling_features_in_the_redshift-space_halo_power_spectrum_with_perturbation_theory |
| Authors |
Shi-Fan_Chen,_Zvonimir_Vlah_and_Martin_White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00704 |
線形パワースペクトルが「特徴」を持っているモデルでバイアストレーサーの赤方偏移空間クラスタリングをモデル化するために、有効フィールド理論の寄与と赤外線再開による摂動モデルの能力を研究します-インフレ中に刻印されるか、非標準の拡張によって引き起こされます。歴史。オイラーおよびラグランジアン摂動理論の両方が、一連の$4096^3$粒子N体シミュレーションから、ハローのフーリエ空間2点関数を非線形スケールまで再現できることを示します。これは、摂動モデルが、そのような理論のN体シミュレーションでバイアスされたトレーサーの赤方偏移空間クラスタリングに正確に適合できる最初のデモンストレーションです。さまざまな理論モデルとIR再開スキームを比較することにより、特徴を持つモデルのパワースペクトルを予測する際の現在の理論的不確実性を評価します。私たちの結果は、将来の調査で、原始スペクトルの特徴を広範囲のスケールにわたって1％レベル未満で検出または厳密に制限できることを示唆しています。
重力波イベントのホスト銀河を特定する巨大望遠鏡としての強力なレンズ
| Title |
Strong_lensing_as_a_giant_telescope_to_localize_the_host_galaxy_of_gravitational_wave_event |
| Authors |
Hai_Yu,_Pengjie_Zhang,_Fa-Yin_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00828 |
重力波（GW）の合併イベントの標準的なサイレン宇宙論は、ホスト銀河とその赤方偏移の特定に依存しています。しかし、GWローカリゼーションエリアには多数の銀河候補があるため、これは非常に困難な場合があります。観測の制約が増えるため、候補の数は、レンズ効果の強いGWイベントでは桁違いに減少する可能性があることを指摘します。アインシュタイン望遠鏡（ET）のような次世代GW検出器の場合、GWのローカリゼーションの不確実性が$\sim10\、\rmdeg^2$よりも優れている限り、この数は通常1を大幅に下回ると推定されます。これは、ETおよびCosmicExplorer（CE）によって検出されたレンズ付きGWイベントのホスト銀河の一意の識別が可能であることを意味します。これは、GWイベントの赤方偏移を測定し、標準的なサイレン宇宙論を促進する有望な機会を私たちに提供します。また、GWイベントの進化プロセスと環境を理解する上での潜在的なアプリケーションについても説明します。
$ ^ 3 $ He $ ^ + $の超微細遷移による高z IGMのプローブ
| Title |
Probing_the_high-z_IGM_with_the_hyperfine_transition_of_$^3$He$^+$ |
| Authors |
Shivan_Khullar_(MPA_Garching,_Australian_National_University_Canberra,_Birla_Institute_of_Technology_and_Science_Pilani),_Qingbo_Ma_(Guizhou_Normal_University_Guiyang),_Philipp_Busch_(The_Open_University_of_Israel,_The_Technion_Haifa,_MPA_Garching),_Benedetta_Ciardi_(MPA_Garching),_Marius_B._Eide_(MPA_Garching),_Koki_Kakiichi_(University_College_London) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00934 |
3.5cmでの$^3$He$^+$の超微細遷移は、ガスのヘリウム成分の進化に関するユニークな洞察を提供するだけでなく、中性水素からの21cm信号に対する独立した制約。この論文では、星、X線連星、降着ブラックホール、衝撃加熱された星間物質などの線源によって駆動される再電離の放射伝達シミュレーション、および信号を特徴付けて検出の見通しを分析する高zクエーサーのシミュレーションを使用します。。信号のピークは両方の環境で1-50$\mu$Kの範囲にあることがわかりますが、クエーサーの周囲では常に放射状態にありますが、宇宙再イオン化の場合、短時間の吸収が予想されます。HeIIの進化は星によって決定されるため、よりエネルギッシュなソースによって駆動される再イオン化の履歴を区別することは不可能であることがわかります。一方、明るいQSOは21cmの信号を生成しますが、これは銀河の大規模なコレクションからのものと非常によく似ていますが、3.5cmの信号は非常に独特で、QSOの存在を識別する強力なプローブになる可能性があります。基準望遠鏡としてSKA1-midを使用して、信号の検出可能性の見通しを分析します。波数ビンの幅と調査ボリュームが十分に大きい場合、適度なS/N比が得られますが、ノイズパワースペクトルが信号のパワースペクトルよりも支配的であることがわかります。
X-COPの鉄：高精度の存在量プロファイルでクラスター周辺の濃縮を追跡
| Title |
Iron_in_X-COP:_tracing_enrichment_in_cluster_outskirts_with_high_accuracy_abundance_profiles |
| Authors |
Simona_Ghizzardi,_Silvano_Molendi,_Remco_van_der_Burg,_Sabrina_De_Grandi,_Iacopo_Bartalucci,_Fabio_Gastaldello,_Mariachiara_Rossetti,_Veronica_Biffi,_Stefano_Borgani,_Dominique_Eckert,_Stefano_Ettori,_Massimo_Gaspari,_Vittorio_Ghirardini,_Elena_Rasia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01084 |
大規模なクラスターの代表的なサンプルの最初の金属存在量プロファイルを示します。私たちの測定値は$R_{500}$まで拡張され、以前の郊外の見積もりを悩ませている系統的な誤差に対して修正されます。私たちのプロファイルは大きな半径で平らになり、確かに新しい結果ではありませんが、サンプルの半径範囲と代表的な性質は、以前の調査結果をはるかに超えてインポートを拡張しています。$\sim0.3R_{500}$を超えるクールコアシステムと非クールコアシステムの分離の証拠は見つかりません。これは、熱力学的特性（Ghirardinietal、2019）で見つかったように、コアはグローバルクラスタプロパティに影響しません。$R_{500}$内の平均の存在量は、$<$15％という非常に穏やかなばらつきを示しており、これらの大規模システムすべてで濃縮プロセスが非常に類似している必要があることを示唆しています。これは新しい発見であり、フィードバックプロセスに大きな影響を与えます。以前のX-COPペーパーで提示された熱力学的特性の結果と合わせて、フィードバック効果がシステムごとに大きく変化しない一貫した図を提供します。ICMと恒星の測定値を組み合わせることにより、ICMで拡散したFeの量が星に閉じ込められた量の約10倍であることがわかりました。私たちの見積もりは、ある程度の強さで、クラスター内の測定された鉄の質量が予測されたものをはるかに上回っていることを示唆していますが、体系的な誤差により、明確な声明を出すことができません。さらなる進歩は、体系的な不確実性、主に$R_{500}$内外の恒星の質量に関連する不確実性を低減できる場合にのみ可能になります。
確率論的重力波背景の異方性に対する相対論的粒子の痕跡
| Title |
The_Imprint_of_Relativistic_Particles_on_the_Anisotropies_of_the_Stochastic_Gravitational-Wave_Background |
| Authors |
Lorenzo_Valbusa_Dall'Armi,_Angelo_Ricciardone,_Nicola_Bartolo,_Daniele_Bertacca,_Sabino_Matarrese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01215 |
確率的重力波背景（SGWB）は、重力波（GW）干渉法の主要な観測点になると予想されます。その発見は、初期の宇宙宇宙論、コンパクトな天体の天体物理学、そしてこの手紙に示されているように、宇宙の素粒子物理学の内容に関する新しいウィンドウを開きます。この手紙では、宇宙マイクロ波背景（CMB）と大規模構造（LSS）への影響に加えて、初期宇宙の相対論的粒子がSGWBの異方性に明確な痕跡を残すことを示しています。特に、Sachs-Wolfe（SW）とIntegratedSachs-Wolfe（ISW）の両方の項が影響を受けるため、分離された相対論的粒子の数の変化がSGWBの角パワースペクトルをシフトさせることを示します。これらは非常に大きな角度の影響であるため、将来のGW干渉計の新しいテスト可能な予測につながります。
$ K2 $＆$ TESS $ Synergy I：K2-114、K2-167、K2-237、およびK2-261のエフェメリスとパラメーターを更新
| Title |
The_$K2$_&_$TESS$_Synergy_I:_Updated_Ephemerides_and_Parameters_for_K2-114,_K2-167,_K2-237,_&_K2-261 |
| Authors |
Mma_Ikwut-Ukwa,_Joseph_E._Rodriguez,_Allyson_Bieryla,_Andrew_Vanderburg,_Teo_Mocnik,_Stephen_R._Kane,_Samuel_N._Quinn,_Knicole_D._Col\'on,_George_Zhou,_Jason_D._Eastman,_Chelsea_X._Huang,_David_W._Latham,_Jessie_Dotson,_Jon_M._Jenkins,_George_R._Ricker,_Sara_Seager,_Roland_K._Vanderspek,_Joshua_N._Winn,_Thomas_Barclay,_Geert_Barentsen,_Zachory_Berta-Thompson,_David_Charbonneau,_Diana_Dragomir,_Tansu_Daylan,_Maximilian_Gunther,_Christina_Hedges,_Christopher_E._Henze,_Scott_McDermott,_Joshua_E._Schlieder,_Elisa_V._Quintana,_Jeffrey_C._Smith,_Joseph_D._Twicken,_Daniel_A._Yahalomi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00678 |
$TESS$プライマリミッションは北と南の黄道半球を観測しましたが、一般的には黄道を避け、$K2$ミッション中の$Kepler$宇宙望遠鏡は黄道の近くしか観測できませんでしたが、$K2$フィールドの多くは十分遠くまで伸びていますセクションが$TESS$フィールドと重なる黄道面から。$K2$と$TESS$の両方からの測光観測とアーカイブ分光観測を組み合わせて、$K2$によって発見された4つの既知の惑星系を、最初の$TESS$ミッションの初年度に観測されたモデルでグローバルにモデル化しました。具体的には、K2-114b、K2-167b、K2-237b、およびK2-261bの更新された暦とシステムパラメータを提供します。これらは、最初の年に$TESS$によって観測された最初の$K2$惑星の一部であり、3つの木星サイズの惑星と、軌道周期が12日未満の亜海王星が含まれています。いずれの場合も、更新されたエフェメリスにより、将来の通過時刻の予測の不確実性が大幅に減少します。これは、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡や他の将来の施設での観測計画に役立ちます。$TESS$拡張ミッションは、$K2$フィールドの約半分を観察することが期待されており、このタイプの分析をより多くのシステムで実行する機会を提供します。
カッシーニVIMS太陽のきらめき観測からクラーケンマーレ海峡で検出された潮流
| Title |
Tidal_Currents_Detected_in_Kraken_Mare_Straits_from_Cassini_VIMS_Sun_Glitter_Observations |
| Authors |
Michael_F._Heslar,_Jason_W._Barnes,_Jason_M._Soderblom,_Benoit_Seignovert,_Rajani_D._Dhingra,_Christophe_Sotin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00804 |
太陽の輝き-鏡面反射点からオフセットされた液体表面からの波による反射-のカッシーニVIMS観測をクラーケンマーレで紹介します。太陽の輝きは、クラーケンマーレ周辺の荒れた海面、つまり海岸と狭い海峡を明らかにします。太陽の輝きの観測は、夏の北の間にクラーケンマーレの風と潮流によって駆動される波の活動を示します。T104カッシーニVIMS観測は、多彩な波動場を示す3つの太陽の輝きの特徴をバイタフレタムに示しています。沿岸のバイタ波の発生源を一意に特定することはできませんが、潮流はバイタフレトゥムで毛管重力波を生成するには弱すぎるため、地表風の解釈に傾倒しています。T105とT110の観測から、潮流の収縮に起因する可能性が高いセルドンフレタム、ラルワース洞、トゥヌ洞の海峡の波動場が明らかになります。BermoothesとHufaidhInsulaeの海岸線は荒れた海面に隣接しており、風が荒れた海と局地的な潮流の複雑な相互作用を示唆しています。BermoothesとHufaidhInsulaeは、オーストラリア沖のトーレス海峡またはフィンランドのオーランド地域のいずれかの特性を共有している可能性があり、複雑な表面循環パターンをホストする浅い水深の島状海峡としてまとめられています。HufaidhInsulaeは、トーレス海峡と同様に、豊富な堆積物供給で潮流によって形成された海底のベッドフォームをホストできます。フファイド島とベルモーテス島の海岸線はリアまたは洪水沿岸の入り江をホストしている可能性が高く、島が海面上昇または構造的隆起のエピソードによって分離された原始地殻の局所的なピークである可能性を示唆しています。
原始惑星系円盤の内部での漂流I上昇する温度での軟骨ダストの付着
| Title |
Drifting_inwards_in_protoplanetary_discs_I_Sticking_of_chondritic_dust_at_increasing_temperatures |
| Authors |
T._Bogdan,_C._Pillich,_J._Landers,_H._Wende,_G._Wurm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00997 |
付着特性は、原始惑星系円盤における小石の成長の初期段階を支配します。原始惑星系円盤では、穀物は定期的に、水が豊富な冷たい地域から暖かい内部に移動します。このドリフトは、穀物がこれまでになく高温になるため、組成、粒度、形態、および含水率に影響を与えます。この研究では、1400Kまでの真空下でコンドライトダストを焼き戻しました。その後、ミリメートルサイズのダスト凝集体の分裂引張強度を測定しました。推定される有効表面エネルギーは、$\gamma_e=0.07\、\rmJ/m^2$から始まります。この値は、オスバウアー分光法で測定される豊富な酸化鉄が支配的です。最大1250K、$\gamma_e$は、最大5倍まで継続的に減少します。高温では、オリビンが支配的です。1300Kを超えるダスト粒子は、サイズ。$\gamma_e$は減少しなくなりましたが、大きな粒子サイズは凝集体の成長能力を制限します。1400Kを超える凝集はもはや不可能です。全体的に、調査された条件下では、ダストの小石の安定性は星に向かって減少します。ドラッグの不安定性を引き起こすのに必要な最小の凝集体サイズを見ると、惑星の形成を星に近づけるのがますます難しくなっています。
TiO化学による惑星外大気中のバルク元素比の追跡
惑星外の大気の元素の存在量を知ることは簡単なことではありませんが、惑星の形成史を理解することは非常に重要です。この研究の目的は、高温の木星大気の透過スペクトルにおける光学波長でのTiOの特徴の観測可能性が、大気の化学的性質に敏感であることを示すことです。そのために、超高温JupiterWASP-19bおよび超高温バージョンのHD〜209458bに対して、TiOの形成と破壊を含む化学モデルのグリッドを実行します。非平衡化学と、さまざまなC/O比率によるこれらの雰囲気の温度および圧力構造の変化を考慮します。これらのモデルの合成透過スペクトルを計算し、TiOと\ce{H2O}の特徴の相対強度を定量的に調査します。観測値と比較するために、分子外存在量のモデルに依存しないメトリック$\DeltaZ_{\rmTiO-H_2O}/H_{\rmeq}$を使用しました。これは、以前に惑星外大気の観測研究で使用されていました。このメトリックを使用すると、さまざまな化学モデルを区別し、大気のバルク炭素と酸素の存在量に制約を課すことができます。化学的考察から、TiOの存在量はバルク窒素に依存すると予想しましたが、N/Hを変更しても、結果のTiOは変更されないことがわかりました。関連する光波長で観測された既知の太陽系外惑星のセットにこの方法を適用し、低解像度観測とWASP-121bのモデルとの良好な一致、WASP-79b、WASP-76b、およびWASP-19b、およびHD209458bとの不十分な合意。私たちの方法は、炭素と酸素のバルク存在量の間接的な研究に特に役立ちます。
K2-38惑星系の特徴。これまでに知られている最も密度の高い惑星の1つを解明する
| Title |
Characterization_of_the_K2-38_planetary_system._Unraveling_one_of_the_densest_planets_known_to_date |
| Authors |
B._Toledo-Padr\'on,_C._Lovis,_A._Su\'arez_Mascare\~no,_S._C._C._Barros,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_A._Sozzetti,_F._Bouchy,_M._R._Zapatero_Osorio,_R._Rebolo,_S._Cristiani,_F._A._Pepe,_N._C._Santos,_S._G._Sousa,_H._M._Tabernero,_J._Lillo-Box,_D._Bossini,_V._Adibekyan,_R._Allart,_M._Damasso,_V._D'Odorico,_P._Figueira,_B._Lavie,_G._Lo_Curto,_A._Mehner,_G._Micela,_A._Modigliani,_N._J._Nunes,_E._Pall\'e,_M._Abreu,_M._Affolter,_Y._Alibert,_M._Aliverti,_C._Allende_Prieto,_D._Alves,_M._Amate,_G._Avila,_V._Baldini,_T._Bandy,_S._Benatti,_W._Benz,_A._Bianco,_C._Broeg,_A._Cabral,_G._Calderone,_R._Cirami,_J._Coelho,_P._Conconi,_I._Coretti,_C._Cumani,_G._Cupani,_S._Deiries,_H._Dekker,_B._Delabre,_O._Demangeon,_P._Di_Marcantonio,_D._Ehrenreich,_A._Fragoso,_L._Genolet,_M._Genoni,_R._G\'enova_Santos,_I._Hughes,_et_al._(32_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01081 |
新世代エシェル分光器ESPRESSOを使用して、G2VスターK2-38を周回する通過惑星系を特徴付けました。この2つの既知の惑星の半径を測定するために、この星の利用可能なK2測光光度曲線の測光分析を実行しました。過去に公開された14のHIRESRV測定とともに8か月の間に取られた43のESPRESSO高精度半径速度測定を使用して、MCMC分析を通じて2つの惑星の軌道をモデル化し、質量測定を大幅に改善しました。ESPRESSOスペクトルを使用して、恒星パラメーター$T_{\rmeff}$=5731$\pm$66、$\logg$=4.38$\pm$0.11〜dex、および$[Fe/H]$=0.26$を導出しました\pm$0.05〜dex、つまりK2-38の質量と半径、$M_{\star}$=1.03$^{+0.04}_{-0.02}$〜M$_{\oplus}$と$R_{\star}$=1.06$^{+0.09}_{-0.06}$〜R$_{\oplus}$。両方の惑星の惑星特性の新しい値を決定します。$R_{\rmP}$=1.54$\pm$0.14〜R$_{\rm\oplus}$および$M_{\rmp}$=7.3$^{を使用して、K2-38bを超地球として特徴付けます+1.1}_{-1.0}$〜M$_{\oplus}$、および$R_{\rmP}$=2.29$\pm$0.26〜R$_{\rmのサブネプチューンとしてのK2-38c\oplus}$および$M_{\rmp}$=8.3$^{+1.3}_{-1.3}$〜M$_{\oplus}$。K2-38bおよび$\rho_{\rmの平均密度$\rho_{\rmp}$=11.0$^{+4.1}_{-2.8}$〜gcm$^{-3}$を導出しましたK2-38cの場合、p}$=3.8$^{+1.8}_{-1.1}$〜g〜cm$^{-3}$。K2-38bはこれまでに知られている最も密度の高い惑星の1つであることが確認されています。K2-38bの組成を最もよく表すのは、鉄を多く含む水星のようなモデルです。一方、K2-38cは、氷を多く含むモデルでよりよく説明されています。最大衝突ストリッピング境界は、巨大な衝撃が高密度のK2-38bの原因である可能性を示しています。各惑星が受ける照射は、それらを半径谷の反対側に置きます。我々は、その起源が0.25-3〜M$_{\rmJ}$惑星または恒星活動にリンクされている可能性がある、ラジアル速度時系列で長周期信号の証拠を見つけます。
小惑星表面をシミュレートするための実験室衝撃スプラッシュ実験
| Title |
Laboratory_Impact_Splash_Experiments_to_Simulate_Asteroid_Surfaces |
| Authors |
Tabea_Bogdan,_Jonathan_E._Kollmer,_Jens_Teiser,_Maximilian_Kruss,_Gerhard_Wurm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01130 |
小さな小惑星の低重力に拘束された粒状物質は、低速の衝撃によって動員されます。衝突によって生成されるこれらの飛沫は、小惑星の表面を彫刻する上で重要な役割を果たす可能性があります。実験室実験では、0.8m/sで顆粒床に衝突する直径150$\rm\mum$の球状玄武岩粒子によって生成される噴出物を特徴付けます。このような影響により、通常、粒子床から排出される粒子が10個未満になり、典型的な排出軌道が表面上の1粒子未満に上昇することがわかります。すなわち、観察された衝撃は非常に散逸的であり、衝撃エネルギーのほんの一部のみがエジェクタに与えられます。インパクター自体はまだリバウンドしていますが、通常はインパクト速度の平均約20％まで大幅に減速します。砂のサイズの粒子の衝撃から生成された小惑星、インパクター、およびエジェクターにスケーリングされ、小惑星の表面に広がることはできませんが、衝撃サイトの近くにとどまります。したがって、これらの非常に弾力性のない柔らかい粒状の床への衝撃は、むき出しの岩の多い表面への弾力性の強い衝撃とは対照的に、穀物を効果的に捕らえます。このトポロジー的弾性バイアスは、粒子の再分布がサイズ分離につながることを示唆しているため、これは小惑星の観測された特徴とも一致しています。
LEGA-Cによるz = 0.8でのスターバースト後の銀河の恒星の逆数年齢勾配
| Title |
Inverse_stellar_population_age_gradients_of_post-starburst_galaxies_at_z=0.8_with_LEGA-C |
| Authors |
Francesco_D'Eugenio,_Arjen_van_der_Wel,_Po-Feng_Wu,_Tania_M._Barone,_Josha_van_Houdt,_Rachel_Bezanson,_Caroline_M._S._Straatman,_Camilla_Pacifici,_Adam_Muzzin,_Anna_Gallazzi,_Vivienne_Wild,_David_Sobral,_Eric_F._Bell,_Stefano_Zibetti,_Lamiya_Mowla_and_Marijn_Franx |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00663 |
LEGA-Cサーベイからの深い空間分解分光法を使用して、17の分光的に選択されたポストスターバースト（PSB）銀河の恒星集団の放射状変動を研究します。スペクトルフィッティングを使用して、2つのリックインデックス、$H{\delta}_A$と$Fe4383$を測定し、平均して、PSB銀河は$H{\delta}_A$を半径方向に減少させ、$Fe4383$プロファイルを増加させていることがわかります。対照的に、同じ質量範囲の静止した非PSB銀河のコントロールサンプルでは、外向きに$H{\delta}_A$が増加し、$Fe4383$が減少しています。観測された勾配は弱い（$\約-0.2$\r{A}/$R_e$）。これは主に畳み込みが見られるためです。2つのSSPモデルは、固有の勾配がローカルのPSB銀河で観察されるのと同じくらい強いことを示唆しています（$\約-0.8$\r{A}$/R_e$）。これらの結果は、（静止集団の大部分の）裏返しの成長と、中心に最後に発生する星形成（PSB銀河の場合）の観点から解釈します。形態と潮汐の特徴が乱されているPSB銀河の割合が高い（40％）ことからもわかるように、$z\約0.8$では、中央の星の爆発はガスに富む合併の結果であることがよくあります。私たちの結果は、静止への複数のパスの追加の証拠を提供します：基本的な構造変換なしで、インサイドアウトディスク形成と徐々に減少する星形成活動に関連付けられた標準パス、および中央集中型スターバーストに関連付けられた高速パス年齢勾配が逆になり、半分の光の半径が小さくなります。
9つの強力なレンズをもつクラスターにおける静止銀河の速度分散関数
| Title |
The_Velocity_Dispersion_Function_for_Quiescent_Galaxies_in_Nine_Strong-Lensing_Clusters |
| Authors |
Jubee_Sohn,_Daniel_G._Fabricant,_Margaret_J._Geller,_Ho_Seong_Hwang,_Antonaldo_Diaferio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00679 |
赤方偏移の範囲$0.18<z<0.29$で、ハッブル宇宙望遠鏡の画像の強いレンズアークを使用して、9つの北部クラスターのセットで静止銀河の中心恒星速度分散関数を測定します。速度分散関数は、銀河を暗黒物質ハローに直接リンクします。高密度SDSSおよびMMT/Hectospec分光法から、各クラスターの$\sim380$分光メンバーを特定します。赤方偏移、$D_{n}4000$、中心星速度分散などのクラスターメンバーの物理的特性を導出し、3419個のクラスターメンバーのこれらの測定値の表を含めます。$D_{n}4000>1.5$で$R_{200}$以内の静止銀河の速度分散関数を構築します。クラスター速度分散関数はすべて、フィールド速度分散関数と比較して$\sigma\gtrsim250kms^{-1}$で過剰を示しています。大きな速度分散（$\sigma>160kms^{-1}$）での速度分散関数の傾きは、より大きなクラスターではより急勾配であり、クラスター光度関数で観察される傾向と一致しています。$R_{200}$より大きい半径で大きな速度分散を持つ銀河の空間分布は、クラスターアセンブリ中の大規模なクラスター銀河の成長における乾式結合の推定される主要な役割をさらに強調しています。
銀河流出の初期段階における宇宙線の役割
理想的な設定を使用して、ハロー質量$10^{8}$、$10^{11}$および$10^{12}$の銀河の銀河流出の初期段階における宇宙線（CR）の動的な役割を調査します$M_\odot$。流出は銀河円盤の中央領域から開始され、動的な3つの異なる恒星形成率（$0.1$、$1$、および$10$$M_{\odot}$yr$^{-1}$）を考慮します。$50$Myrのタイムスケールガスの温度分布を測定し、CRが衝撃を受けたガスの温度を下げることができることを確認しました。これは以前の結果と一致しています。ただし、CRが流出による質量負荷に顕著な影響を与えないことを示しています。CRは流出のサイズを削減できることがわかりました。これは、CRの効率的な動的影響に関する以前の主張と矛盾します。しかし、それは恒星風だけでなく宇宙線駆動の爆風の初期の理論モデルとも一致しています。結果のCR注射処方への依存性について議論し、それらを以前の研究と比較します。銀河流出の初期段階では、CRの動的な役割は重要ではないと結論付けます。
M51の磁化されたディスクハロー遷移領域
| Title |
The_magnetized_disk-halo_transition_region_of_M51 |
| Authors |
M._Kierdorf,_S._A._Mao,_R._Beck,_A._Basu,_A._Fletcher,_C._Horellou,_F._Tabatabaei,_J._Ott,_and_M._Haverkorn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00702 |
壮大なデザインの正面渦巻銀河M51は、銀河の磁場を研究するための優れた実験室です。ディスクとハローの間の遷移領域に新しい光を当てるために、Sバンド（2〜4GHz）の周波数範囲でVLAを使用してM51の新しい観測を提示します。全強度、偏光強度、偏光度、および回転測定（RM）の分布の画像を提示します。SバンドのRM分布は、明らかな大規模構造のない変動パターンを示しています。多層磁気イオン媒体におけるシンクロトロン放射の偏光解消のモデルについて議論し、モデル予測をM51の偏光データと1〜8GHzで比較します。モデル予測はSバンドの波長範囲内で大きく異なるため、新しいデータは不可欠です。モデルのパラメーターは、いくつかの選択された領域の分極率のデータに合わせて調整されます。3つのスパイラルアーム領域では、ディスク内の乱流場が18muG〜24muGの強さで支配的ですが、通常の場の強さは8〜16muGです。1つのアーム間領域では、18muGの通常の電界強度が11muGの乱流電界のそれを超えています。ハローの通常の場の強さは3-5muGです。円盤ハロー遷移領域で観測されたRMは、進化するダイナモのモデルから予測されるように、もつれた規則的なフィールド、および/またはパーカーの不安定性または銀河風の数値シミュレーションから予測される垂直フィールドによって支配されます。どちらのタイプの磁場も、ビームサイズ（550pc）と同じかそれ以上のスケールで頻繁に反転し、RM分散の増加と、通常のフィールドの大規模パターンの歪みに寄与します。私たちの研究は、たとえば平方キロメートルアレイからの将来のデータに適用できる、広帯域多周波偏波データを分析および解釈する新しい方法を考案しています。
M87のハローにある球状星団と超コンパクト矮星のケック宇宙Webイメージャー（KCWI）スペクトル
| Title |
Keck_Cosmic_Web_Imager_(KCWI)_Spectra_of_Globular_Clusters_and_Ultra_Compact_Dwarfs_in_the_Halo_of_M87 |
| Authors |
Duncan_A._Forbes,_Anna_Ferr\'e-Mateu,_Mark_Durr\'e,_Jean_P._Brodie_and_Aaron_J._Romanowsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00739 |
KeckCosmicWebImagerを使用して、$\sim$5kpcの同様の射影中心半径で、いくつかの球状星団（GC）、超小型矮星（UCD）、およびM87の内部ハロー星明かりのスペクトルを取得します。これにより、初めて、同じ星の集団分析をGC、UCD、およびスターライトに適用して、M87の年齢、金属性、およびアルファ元素存在量を一貫して導き出すことができます。M87ハローライトで二重星の個体群、つまり古くて金属が豊富な質量が$\sim$80\％のコンポーネントと古くて金属が少ない$\sim$20\％のコンポーネントの証拠が見つかりました。2つの赤いGCは、ハローライトと同様の恒星集団を共有しており、主要なハローコンポーネントと同時に形成された可能性があることを示唆しています。3つのUCDと1つの青いGCは同様の恒星の個体群を持ち、平均年齢は若く、金属性が低く、太陽に近いアルファ元素の存在量があります。文献データと組み合わせると、私たちの調査結果は、UCDが剥奪された銀河の残された核であるというシナリオと一致しています。大きな半径でのM87の運動学に関する文献の不一致をさらに調査し、速度分散プロファイルの減少を支持します。この研究は、銀河ハローのより首尾一貫した研究の必要性を浮き彫りにしました。
LineStacker：干渉データ用のスペクトルラインスタッキングツール
| Title |
LineStacker:_A_spectral_line_stacking_tool_for_interferometric_data |
| Authors |
Jean-Baptiste_Jolly,_Kirsten_K._Knudsen,_Flora_Stanley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00829 |
LineStackerは、干渉データにスペクトル線を積み重ねるための新しいオープンアクセスおよびオープンソースツールです。LineStackerはCASAタスクのアンサンブルであり、3Dキューブまたは既に抽出されたスペクトルの両方をスタックできます。アルゴリズムは、ますます複雑になるシミュレートされたデータセットでテストされ、AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArrayおよびKarlG.Jansky超大型アレイの[CII]およびCO（3-2）輝線の観測結果を$z\sim7$および$zから模倣します。それぞれ\sim4$銀河。アルゴリズムは非常に堅牢で、すべての場合に$\gtrsim90$\％の精度で積み上げ線の入力パラメーターを正常に取得することがわかりました。ただし、メソッドの本質的な制限を示すいくつかの特定の状況を区別します。主に、赤方偏移の不確実性が高い（$\Deltaz>0.01$）と、シフトした中心周波数にラインが積み重なるため、信号対雑音比の改善が不十分になる可能性があります。さらに、LineStackerに含まれている組み込み統計ツールについて、主にブートストラップ、リビニング、サブサンプリングについて詳しく説明します。速度の再ビニング{スタッキングの前にデータに適用されます}は、スタック内の人工的なスペクトル機能を回避するために、ラインプロファイルを調べるときに必要であることがわかります。サブサンプリングは、積み重ねられたソースを並べ替えるのに役立ち、検索されたパラメーターを最大化するサブサンプルを見つけることができ、ブートストラップは積み重ねられたサンプルの不均一性を検出することができます。LineStackerは、さまざまなタイプのスペクトル観測からほとんどを抽出するための便利なツールです。
Kジャイアント星によって追跡されたハローの微分回転
| Title |
Differential_rotation_of_the_halo_traced_by_the_K-giant_stars |
| Authors |
Hao_Tian,_Chao_Liu,_Yougang_Wang,_Yan_Xu,_Chengqun_Yang,_Bo_Zhang_and_Xiang-Xiang_Xue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00852 |
LAMOSTDR5から選択されたK巨大星を使用して、さまざまな空間位置での銀河ハローの回転速度の変動を調べます。ハローとディスクコンポーネントの両方で回転速度分布をモデル化すると、ハロー集団の回転速度は、固定された銀河中心半径$R$で銀河ディスク平面への垂直距離$Z$の増加とともにほぼ直線的に減少することがわかります。サンプルは、$6<R<12$kpcと$12<R<20$kpcの2つの部分に分かれています。2つのサブサンプルの$Z$に沿った減少率は$-3.07\pm0.63$と$-1.89\pm0.37$kms$^{-1}$kpc$^{-1}$であると導きます。それぞれ。TNGシミュレーションと比較して、この傾向はおそらくディスクとハロー間の相互作用が原因であると考えられます。シミュレーションの結果は、回転円盤状のハローのみが$Z$の増加に伴って回転速度の減少を提供できることを示しています。これは、銀河のハローがガラクトセントリックな半径$R<20$kpcで扁平であることを示しています。一方、ディスクコンポーネント（主に厚いディスク）のフレアリングはこの調査で明確にトレースされ、$R$が12〜20kpcの場合、ディスクはディスク平面の上方に$6\sim10$kpcまで垂直に伸びます。さらに興味深いのは、Gaia-Enceladus-Sausage（GES）コンポーネントが$R<12$kpc、つまり23$-$47\％の割合のハローでのみ大きな影響を与えることです。外側のサブサンプルでは、寄与度が低すぎて十分に制約できません。
OGLE-IVとGaia DR2を使用した銀河バルジ内のRR Lyrae星の運動学
| Title |
Kinematics_of_RR_Lyrae_stars_in_the_Galactic_bulge_with_OGLE-IV_and_Gaia_DR2 |
| Authors |
Hangci_Du,_Shude_Mao,_E._Athanassoula,_Juntai_Shen_and_Pawel_Pietrukowicz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01102 |
OGLE-IV測光データとGaiaDR2固有運動を組み合わせることにより、銀河バルジ内の基本モード15,599RRLyrae（RRL）星の運動学と空間分布を分析します。縦方向の固有運動と視線速度が銀河中心領域の回転に対して同様の結果を与えることを示します。バルジRRLの角速度は約$35$kms$^{-1}$kpc$^{-1}$であり、ほとんどのバルジ星の角速度（$50-60$kms$^{-1}$kpc$^{-1}$）;バルジRRLは、若い星よりも速度分散が大きい（120$-$140kms$^{-1}$）。バルジRRLの運動学のそれらの金属性への依存性は、それらの回転曲線と空間分布によって示されます。金属の少ないRRL（[Fe/H]<$-1$）は、金属の多いRRLよりも小さいバー角度を示します。また、バルジ内のRRLがハロースターによって支配されていないことを示唆する手掛かりも見つかります。これらの結果は、バルジRRLに関する以前のいくつかの矛盾する結果を説明し、銀河バルジの化学力学的進化を理解するのに役立ちます。
孤立したレンチキュラー銀河における星状円盤の構造
| Title |
The_structure_of_stellar_disks_in_isolated_lenticular_galaxies |
| Authors |
Olga_K._Sil'chenko,_Alexei_Yu._Kniazev,_Ekaterina_M._Chudakova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01129 |
LasCumbresObservatoryの1メートル望遠鏡ネットワークを使用して、42の孤立したレンチキュラー銀河のサンプルについて、gとrの2つの測光バンドで画像データを取得しました。それらの大規模な恒星円盤の構造を分析しました。表面輝度分布のパラメーターは、放射状のプロファイル形状とディスクの厚さを含めて決定されています。放射状の明るさプロファイルを調べた後、すべての銀河は純粋な指数（TypeI）、打ち切り（TypeII）、および反打ち切り（TypeIII）ディスクに分類されています。放射状プロファイル形状の派生統計をクラスターS0の以前のサンプルと比較することにより、非常に希薄な環境とクラスターにおけるS0s銀河の恒星ディスク間の顕著な違いに気づきました。プロファイルの切り捨てを見つけることができます。この発見は、さまざまな環境でのS0銀河の考えられるさまざまな動的履歴を示唆しています。
シミュレーションにおける大規模フィラメント上の銀河の研究
宇宙でのギャラクシーの進化と組み立て（EAGLE）宇宙シミュレーションからのデータを使用して、宇宙のウェブで銀河の特性を研究します。銀河は、大規模なフィラメントの円筒軸から離れた銀河よりも赤くなり、星を形成する割合が低くなります。これらの傾向は、$M_*/M_{\odot}\lesssim10^{10}$を持つ銀河で特に強力です。また、フィラメントのスパインから$<0.5$Mpcの距離で、フィラメント銀河の中央ガスと恒星の質量分率は、フィラメントのスパインからの距離の減少に伴って急激に上昇することもわかりました。これらの結果は、SFR/$M_*$とフィラメント銀河の$gr$色の一致する傾向とともに、（i）フィラメント内ガスがフィラメント銀河に凝縮し、その結果、それらの中で星形成が促進され、（ii）数が増加したことを示唆しています。フィラメントの中心軸に近い銀河の密度は、脊椎に近いフィラメント銀河間の重力相互作用の速度を高めます。
VALES VI：$ ^ {12} $ CO（1-0）、$ ^ {13} $ CO（1-0）およびC $ ^ {18}を使用して最大z
$ \ sim $ 0.2までの星形成銀河のISMエンリッチメント$ O（1-0）ライン光度比
| Title |
VALES_VI:_ISM_enrichment_in_star-forming_galaxies_up_to_z$\sim$0.2_using_$^{12}$CO(1-0),_$^{13}$CO(1-0)_and_C$^{18}$O(1-0)_line_luminosity_ratios |
| Authors |
H._M\'endez-Hern\'andez,_E._Ibar,_K._K._Knudsen,_P._Cassata,_M._Aravena,_M._J._Micha{\l}owski,_Zhi-Yu_Zhang,_M._A._Lara-L\'opez,_R._J._Ivison,_P._van_der_Werf,_V._Villanueva,_R._Herrera-Camus,_T._M._Hughes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01182 |
アタカマの大型ミリ/サブミリ配列（ALMA）の観測値を、バルパラのisoALMA/APEXLineEmissionSurvey（VALES）から取得した27個の低赤方偏移（$0.02<z<0.2$）の星形成銀河に向けて示します。$^{12}$CO（$1-0$）、$^{13}$CO（$1-0$）およびC$^{18}$O（$1-0$）輝線のスタッキング分析を実行します$L'$（$^{12}$CO（$1-0$））/$L'$（$^{13}$CO（$1-0$）））（以降$L'$（$^{12}$CO）/$L'$（$^{13}$CO））および$L'$（$^{13}$CO（$1-0$））/$L'$（C$^{18}$O（$1-0$））（以降、$L'$（$^{13}$CO）/$L'$（C$^{18}$O）ライン光度比依存性星形成活動に関連するさまざまなグローバル銀河パラメーターの関数。サンプルには、遠赤外線の光度$10^{10.1-11.9}$L$_{\odot}$と恒星の質量$10^{9.8-10.9}$M$があります_{\odot}$は、これらの赤方偏移での典型的な星形成銀河とスターバースト銀河に対応しています。平均して、$L'$（$^{12}$CO）/$L'$（$^{13}$CO）16.1$\pm$2.5の線の光度比の値です。マージ活動の可能性のある証拠を持つ銀河は、より高い$L'$（$^{12}$CO）/$L'$（$^{13}$CO）を示す傾向がありますこの比率の変化は、星形成率または星形成効率の高い銀河サンプルでも見られます。平均$L'$（$^{13}$CO）/$L'$（C$^{18}$O）ライン光度比は2.5$\pm$0.6で、これは以前にスターバーストについて報告されたものとよく一致しています。銀河。$L_{\text{IR}}$、SFR、SFEが高い銀河のサンプルでは、$L'$（$^{13}$CO）/$L'$（C$^{18}$Oが低いことがわかります。）高い$L'$（$^{12}$CO）/$L'$（$^{13}$CO）のライン光度比は、これらの傾向が大量の星の選択的濃縮によって生成されていることを示唆しています。若いスターバースト。
星間媒体での13CHの最初の検出
| Title |
First_detection_of_13CH_in_the_interstellar_medium |
| Authors |
Arshia_M._Jacob,_Karl_M._Menten,_Helmut_Wiesemeyer,_Rolf_Guesten,_Friedrich_Wyrowski,_and_Bernd_Klein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01190 |
近年、メチリデン（CH）のサブmmおよびFIR遷移の高スペクトル分解能の観測が多数あり、このラジカルがH2の貴重なプロキシであり、星間物質（ISM）内の分子ガスの特性評価に使用できることが実証されています）CO-darkコンポーネントを含む銀河スケールで。ここでは、SOFIA搭載のupGREATレシーバーを使用したISMでの13CHアイソトポローグの発見について報告します。2THz周波数遷移の3つの超微細構造成分を基底状態から4つの高質量星形成領域に向かって検出し、13CHカラム密度を決定しました。ISM内の炭素を含む分子の遍在性は、炭素の2つの安定同位体の存在量12C/13C間の比率の決定を銀河の化学進化研究の要石に変えました。ガラクトセントリック距離で上昇勾配を表示している間、この比率は、異なる分子（CO、H2COなど）の観測を使用して測定すると、使用するトレーサーに応じて系統的な変動を示します。これらの観察された不整合は、光学的深度効果、化学的分別または同位体選択的光解離から生じる可能性があります。UV駆動または乱流駆動の化学反応によりC+から形成されたCHは、C+の分別を反映し、12C/13C同位体比を決定するために以前に使用された他の分子とは異なり、重要な分別効果を示しません。銀河全体の12C/13C比率。したがって、13CHの派生列密度をメインのアイソトポログ12CHの対応する遷移の以前に取得したSOFIAデータと比較することにより、SgrB2（M）、G34.26+0.15、W49（N）に向けて12C/13C同位体比を導き出し、W51E。12/13CHから導出した値を以前の銀河の同位体勾配の計算に追加すると、12C/13C=5.85（0.50）R_GC+15.03（3.40）の修正値が得られます。
深い弱いレンズ効果の研究の参照サンプルとしての3D-HST測光赤方偏移推定の精度のテスト
| Title |
Testing_the_accuracy_of_3D-HST_photometric_redshift_estimates_as_reference_samples_for_deep_weak_lensing_studies |
| Authors |
S.F.Raihan,_T.Schrabback,_H.Hildebrandt,_D.Applegate_and_G.Mahler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01211 |
銀河クラスター調査の宇宙論的利用のために質量プロキシーを較正するために、クラスターの正確な弱いレンズ化質量推定値が必要です。そのような測定には、弱いレンズ化銀河の赤方偏移分布の正確な知識が必要です。このコンテキストでは、3D-HSTチームによって計算された、測光赤方偏移（photo-$z$s）の精度を調査します。宇宙アセンブリの近赤外線ディープギャラクティックレガシー調査フィールドでは、ディープウィークに関連するフォトメトリックリファレンスデータセットが提供されます。レンズ研究。ハッブルウルトラディープフィールドからの非常に深いデータに基づく分光赤方偏移および写真-$z$との比較を通じて、3D-HST/CANDELSカタログで壊滅的赤方偏移の外れ値を特定します。これらを考慮に入れないと、弱いレンズ効果の結果が大幅にバイアスされます。これらの外れ値の原因を調査し、スペクトルエネルギー分布（SED）テンプレートの補間と測光データの適切に選択された組み合わせにより、弱いレンズ効果の研究に対する正味の影響を減らすことができることを示します。
MerKAT-16 HIによるdIrr銀河WLMの観測
| Title |
MeerKAT-16_HI_observation_of_the_dIrr_galaxy_WLM |
| Authors |
Roger_Ianjamasimanana,_Brenda_Namumba,_Athanaseus_J._T._Ramaila,_Anna_S._Saburova,_Gyula_I._G._Jozsa,_Talon_Myburgh,_Kshitij_Thorat,_Claude_Carignan,_Eric_Maina,_W._J._G._de_Blok,_Lexy_A._L._Andati,_Benjamin_V._Hugo,_Dane_Kleiner,_Peter_Kamphuis,_Paolo_Serra,_Oleg_M._Smirnov,_Filippo_M._Maccagni,_Sphesihle_Makhathini,_Daniel_Cs._Molnar,_Simon_Perkins,_Mpati_Ramatsoku,_Sarah_V._White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01292 |
孤立した矮小不規則銀河、Wolf-Lundmark-Melotte（WLM）における運動学と中性水素（HI）の分布の観察とモデルを提示します。グリーンバンク望遠鏡（GBT）で、およびMeerKATアーリーサイエンスプログラムの一環としてWLMを観察しました。WLMのHIディスクは、長軸の直径が30分（8.5kpc）、短軸の直径が20分（5.6kpc）まで拡張され、GBTで測定されます。MeerKATデータを使用して、TiRiFiCソフトウェアスイートを使用してWLMをモデリングします。これにより、さまざまな傾斜リングモデルを適合させ、観測に最も一致するモデルを選択できます。私たちの最終的な最適モデルは、垂直方向の厚さ、一定の傾きと分散、および調和歪みのある放射状に変化する表面輝度を持つフラットディスクです。棒のような動きをシミュレートするために、接線方向と垂直方向の速度に2次高調波歪みを含めます。含まれているのは、円運動のみのモデルと非円運動のモデルです。後者はデータをよりよく説明します。全体的に、モデルは、2シグマレベルでいくつかのかすかな放出を除いて、ガスの全体的な分布と運動学を再現します。WLMの質量分布を、疑似等温（ISO）モデルとNavarro-Frenk-White（NFW）暗黒物質ハローモデルでモデル化します。NFWモデルとISOモデルは、導出された回転曲線を形式的な誤差の範囲内で近似しますが、ISOモデルでは、カイ二乗値がより小さくなっています。WLMの質量分布は、すべての半径で暗黒物質によって支配されます。
ソーラー変調のチャージサインと剛性依存性の制約
宇宙線の発生源を特定し、これらの粒子が星間物質をどのように伝播するかを理解する私たちの能力は、太陽風とその埋め込まれた磁場の組み合わせの影響によって妨げられます。この論文では、太陽圏磁場があった2007年から2012年の間に収集されたAMS-02とBESSPolarIIからのデータを使用して、宇宙線スペクトルに対する太陽変調の影響をモデル化および制約する以前の研究に基づいて構築します。負極性の状態。私たちのモデルは、太陽圏磁場と太陽圏電流シートの傾斜角の測定値を使用して、時間、電荷、および剛性の関数として太陽変調の効果を正確に予測します。負の極性の期間からのデータを組み込むことにより、太陽変調の電荷依存効果を確実に観察して制約することができました。
M87の球状星団集団に関連する新たに同定されたULXのX線分光法
| Title |
X-Ray_Spectroscopy_of_Newly_Identified_ULXs_Associated_With_M87's_Globular_Cluster_Population |
| Authors |
Kristen_C._Dage,_Stephen_E._Zepf,_Erica_Thygesen,_Arash_Bahramian,_Arunav_Kundu,_Thomas_J._Maccarone,_Mark_B._Peacock,_Jay_Strader |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00671 |
M87に関連する球状星団候補（GC）と一致する7つの超高輝度X線源（ULX）を特定しました。古いGC環境のULXは、ULXの新しい集団であり、ブラックホールである可能性が高いものです。この研究では、豊富なアーカイブのチャンドラ観察と16年の長期ベースラインにわたって、7つのGCULXに対する詳細なX線分光フォローアップを実行します。この調査では、GCULXの既知のサンプルの合計を17にしました。これらのソースの2つは、長年にわたってX線の光度に1桁の変動を示し、これらのソースの1つは、時間スケールでの観測内変動を示しています。球状クラスターULXの大部分のX線スペクトルは単一コンポーネントモデルに最適ですが、このホワイトペーパーで研究されているソースの1つは、2コンポーネントモデルに最適な2番目のGCULXです。GCULXのこの新しいサンプルを以前に調査したサンプルと比較し、サンプル全体のX線および光学特性を比較します。M87でULXをホストするクラスターには、g-z=1.01からg-z=1.70までの金属性があることがわかります。X線スペクトルの最も適合するべき法則指数は、ガンマ=1.37-2.21の範囲であり、最も適合する内側黒体ディスク温度は、kT=0.56-1.90keVの範囲です。
宇宙線電子と陽電子フラックスにおける可能なTeV破壊の意味
| Title |
Implications_of_a_possible_TeV_break_in_the_cosmic-ray_electron_and_positron_flux |
| Authors |
Yu-Chen_Ding,_Nan_Li,_Chun-Cheng_Wei,_Yue-Liang_Wu,_Yu-Feng_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00703 |
H.E.S.S.は、スペクトルパワーインデックスが$\sim3$から$\sim4$に軟化する宇宙線電子および陽電子（CRE）の全フラックスにおけるTeVスペクトルの中断を観測しました。そして最近、DAMPEによって$6.6〜\sigma$の高い有意性で確認されました。このような観察結果は、Fermi-LAT、AMS-02、CALETなどの他の実験のデータとは明らかに矛盾しています。Fermi-LAT、AMS-02、CALET、DAMPE、H.E.S.Sなどの最新のCREデータをグローバルに分析します。データセット間の整合性を向上させるために、エネルギースケールの不確実性が考慮されます。フィット結果は$\sim1$TeVでのブレークの存在を強く支持し、$13.3〜\sigma$の統計的有意性がさらに高くなります。暫定的なCREブレークを考慮して、単一の一般的なパルサー風星雲（PWN）、ATNFカタログからの既知の複数のPWNe、および追加のダークマター（DM）との組み合わせなど、近くのソースの多数のモデルを再訪します。コンポーネントまたは超新星残骸（SNR）。$\sim1$TeVでのCREブレークと、既知のCR陽電子過剰ポイントが近くのソースが高度に電荷非対称である可能性に向かっていることを示します。検討中のモデルの中で、PWNにSNRを加えたモデルが現在のデータで最も支持されています。PWNとSNRのソースの好ましい距離と経過時間は、どちらもそれぞれ$0.6$kpc以内と約$10^{5}$年です。可能性のある候補光源には、PSRJ0954-5430、VelaおよびMonogemリングなどがあります。検討中のモデルの場合、追加のDMコンポーネントは不要であるか、H.E.S.S。銀河中心の方向からの$\gamma$線のデータ。また、CREの到来方向の異方性の現在の測定が、ソースのプロパティを決定するのに役立つことを示します。
EventHorizonTelescope（EHT）は最近、M87のブラックホールの最初の水平スケール画像をリリースしました。これらの画像は、他の天文データと組み合わせて、穴の質量とスピン、および穴に閉じ込められた降着率と磁束を制限します。EHTの重要な問題は、スピンやトラップされた磁束などの主要なパラメーターを、現在および将来のEHTデータだけからどれだけ抽出できるかです。ここでは、最先端のシミュレーションから描画された高解像度の合成画像でトレーニングされたニューラルネットワークを使用したパラメーター抽出について説明します。ニューラルネットワークは、スピンとフラックスを高精度で回復できることがわかりました。ニューラルネットワークの出力を解釈し、ブラックホールスピンなどの特定に使用される機能を理解することに特に関心があります。機能マップを使用すると、特に表面輝度の低い機能のネットワークキーがわかります。
永続的なソフトステートソースでのジェット出力の厳格な上限4U〜1957 + 11
| Title |
The_stringent_upper_limit_on_jet_power_in_the_persistent_soft_state_source_4U~1957+11 |
| Authors |
Thomas_J._Maccarone_(Texas_Tech_University),_Arlo_Osler_(Texas_Tech_University_and_Pima_Community_College)_James_C.A._Miller-Jones,_P._Atri_(Curtin_University),_David_M._Russell_(New_York_University),_David_L._Meier_(Jet_Propulsion_Laboratory),_Ian_M._McHardy_(University_of_Southampton),_Penelope_A._Longa-Pe\~na_(University_of_Antofagosta) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00834 |
我々は、4U〜1957+11からの電波放出に非常に深い上限を提示します。これは、ほとんど常にソフト状態にある永続的に降着するブラックホールであると一般に考えられているX線バイナリです。タイプIバーストの過去の研究よりも包括的な検索について説明し、バーストレートの厳しい上限を明らかにし、ブラックホールアクセレータのケースを強化します。1.07$\mu$Jy/ビームノイズレベルでのこのソースの検出の欠如は、ラジオジェット生産用の最も極端な薄型ディスクモデルでも予想よりも強いジェット抑制を示しています-ここでのラジオ出力は1500〜3700ですハード状態のラジオ/X線相関の外挿よりも数倍低い。不確実性は、主に不十分に制約された線源距離に依存する。また、音源の位置と速度についても議論し、それがハローで形成されたか、強い非対称の出生前の蹴りで形成されたに違いないことを示します。
高度に非対称な合併におけるマスギャップオブジェクトの形成
LIGO/Virgoコラボレーション（LVC）は最近、GW190814の検出、$23^{+1.0}_{-0.9}〜M_{\odot}$プライマリブラックホール（BH）と$2.6^{+の合併を報告しました0.08}_{-0.08}〜M_{\odot}$セカンダリ。セカンダリの質量は、質量ギャップレジームに分類されます。これは、質量範囲2-5$M_{\odot}$のコンパクトオブジェクトの不足を指します。GW190814の形成への最初の手がかりは、プライマリーが非常に大規模なBHであるという事実にあります。二次星は中性子星（NS）として誕生したことを示唆します。中性子星（NS）は、その形成からのかなりの量の超新星噴出物質量が、巨大なBHコンパニオンの存在により、連星に結合したままでした。束縛された質量は、円周降着円盤を形成し、そのNSへの降着は、質量ギャップオブジェクトを作成しました。このシナリオでは、LIGO/Virgoは、極端な質量比のバイナリマージで質量ギャップオブジェクトのみを検出します。また、このような非対称的な合併における二次の質量と一次の質量の間の相関も予測します。私たちのモデルは、LVCの3番目の観測実行からの将来のデータでテストできます。
ブラックホール周辺の相対論的降着円盤からの2つの温度解と出現スペクトル
| Title |
Two_temperature_solutions_and_emergent_spectra_from_relativistic_accretion_discs_around_black_holes |
| Authors |
Shilpa_Sarkar,_Indranil_Chattopadhyay,_Philippe_Laurent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00919 |
2温度レジームの降着システムは、同じ一連の運動定数に対して複数の解を受け入れ、大きく異なるスペクトルを生成します。観測されたスペクトルをランダムに選択された降着解から得られたものと比較すると、システムの降着パラメーターの誤った推定が得られます。私たちが得たエントロピー測度の形式は、解の縮退を取り除くのに役立ち、システムの物理学を理解することを可能にしました。この作業では、降着システムのスペクトルと光度が運動の定数にどのように依存するかを示し、放射効率の悪い流れから明るい流れまでの範囲のソリューションを生成しました。BH質量の増加はシステムを定量的に変化させ、システムをより明るくし、スペクトル帯域幅も増加します。より高いBH質量システムは、ラジオからガンマ線に及びます。ただし、特定の質量のBHの周りの降着率を上げても、スペクトルの周波数範囲にはほとんど影響がありません。
\ textit {AstroSat}と\ textit {MAXI}による2016年と2018年の爆発時のブラックホールバイナリ4U
1630-472のビュー
| Title |
\textit{AstroSat}_and_\textit{MAXI}_view_of_the_Black_Hole_binary_4U_1630-472_during_2016_and_2018_Outbursts |
| Authors |
Blessy_E._B.,_V._K._Agrawal,_Ramadevi_M._C.,_Tilak_Katoch,_H._M._Antia,_Samir_Mandal_and_Anuj_Nandi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00928 |
\textit{AstroSat}と\textit{MAXI}によって観測された、2016年と2018年のバースト中のブラックホールバイナリ4U1630-472の詳細なスペクトルおよびタイミング分析を示します。\textit{MAXI}によるバーストの広範囲にわたるカバレッジは、硬度強度図（HID）を取得するために使用されます。ソースは、以前の調査結果と一致して「c」字型のプロファイルに従います。以前のバーストのHIDに基づいて、「スーパー」バーストと「ミニ」バーストの間のソースの進化を追跡しようとします。両方の爆発の\textit{AstroSat}観測の広帯域エネルギースペクトル（$0.7-20.0$keV）を現象論的および物理的モデルを使用してモデル化します。2016年の爆発の初めには、ケプラーの椎間板の署名は見られません。ただし、ディスクは数時間以内に表示され、その後温度（$T_{in}$）$\sim$1.3keVで顕著になり、フォトンインデックス（$\Gamma$）が1.8から2.0に増加しますが、ソースは2018年のバーストの\textit{AstroSat}キャンペーン全体を通じて、ディスク支配的な状態で。HIDとスペクトルプロパティに基づいて、バーストを3つの異なる状態に分類します-中間状態と共に「標準的な」ハード状態とソフト状態。準周期振動（QPO）は検出されませんが、さまざまな状態に沿ったrmsの進化が見られます。動的降着モデルを使用して観測されたスペクトルを近似し、降着パラメーターを推定します。ブラックホールの質量は、内側の円盤の半径、ボロメータの光度、および2つの成分の流れモデルを使用して$3-9$$M_{\odot}$と推定されます。最後に、調査結果の考えられる影響について説明します。
ANTARESニュートリノ望遠鏡による太陽の宇宙線の影の観測
| Title |
Observation_of_the_cosmic_ray_shadow_of_the_Sun_with_the_ANTARES_neutrino_telescope |
| Authors |
ANTARES_Collaboration:_A._Albert,_M._Andr\'e,_M._Anghinolfi,_G._Anton,_M._Ardid,_J.-J._Aubert,_J._Aublin,_B._Baret,_S._Basa,_B._Belhorma1,_V._Bertin,_S._Biagi,_M._Bissinger,_J._Boumaaza,_M._Bouta,_M.C._Bouwhuis,_H._Br\^anza\c{s},_R._Bruijn,_J._Brunner,_J._Busto,_A._Capone,_L._Caramete,_J._Carr,_S._Celli,_M._Chabab,_T._N._Chau,_R._Cherkaoui_El_Moursli,_T._Chiarusi,_M._Circella,_A._Coleiro,_M._Colomer-Molla,_R._Coniglione,_P._Coyle,_A._Creusot,_A._F._D\'iaz,_G._de_Wasseige,_A._Deschamps,_C._Distefano,_I._Di_Palma,_A._Domi,_C._Donzaud,_D._Dornic,_D._Drouhin,_T._Eber,_N._El_Khayati,_A._Enzenh\"ofer,_A._Ettahiri,_P._Fermani,_G._Ferrara,_F._Filippini,_L._Fusco,_P._Gay,_H._Glotin,_R._Gozzini,_K._Graf,_C._Guidi,_S._Hallmann,_H._van_Haren,_A.J._Heijboer,_Y._Hello,_J.J._Hern\'andez-Rey,_J._H\"o{\ss}l,_et_al._(74_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00931 |
ANTARES検出器は、地中海の海底ニュートリノ望遠鏡です。点のようなニュートリノ源の探索は、ANTARES望遠鏡の主な目標の1つであり、検出器の角度分解能とポインティング精度を評価するための信頼できる方法が必要です。この作品では、ANTARES検出器による太陽の「影」効果の研究について説明します。影は、一次宇宙線の吸収によって引き起こされる太陽方向の大気ミュー粒子束の不足です。この分析は、ANTARES望遠鏡によって2008年から2017年の間に収集されたデータに基づいています。太陽の影の検出で観測された統計的有意性は$3.9\sigma$で、下向きのミュー粒子の推定角分解能は$0.45^\circ\pm0.12^\circ$です。ポインティングの精度は期待と一致しており、体系的なポインティングシフトの証拠は見られません。
極東のゲストスター369 CE、386 CE、および393 CEに対応する現代版の検索
| Title |
A_Search_for_the_modern_counterparts_of_the_Far_Eastern_guest_stars_369_CE,_386_CE,_and_393_CE |
| Authors |
Susanne_M_Hoffmann_and_Nikolaus_Vogt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01013 |
この研究では、私たちが以前に開発した方法を適用して、古代の一時的な目撃情報を調査し、現代の天体物理学的問題の結果を導き出します。これらの3つの観測は、可能性のある超新星として提案および議論されていましたが、遅い新星も実行可能な代替案です。特定の分野での歴史的なテキストと現在知られているオブジェクトを注意深く再解釈すると、このトピックに新たな光が当てられます。特に、386および393CEの2つのイベントでは、超新星の同定の可能性を提案しますが、3つすべてのケースでは、既知の激変変数（CV）や共生星の中に過去の古典的または再発性の新星噴火の興味深い候補があります。369のトランジェントは、超新星の代わりに古典的で、おそらく再発性の新星として説明することをお勧めします。最も有望な候補は、新星の殻の可能性のあるCVであるBZCamまたはCQDraです。CQDraは、昼間の可視性を備えた圧倒的に明るい新星を可能にする可能性があります。
電波パルサーの輝度とその新しい輝線
パルサーラジオ光度（$L$）、放射効率（スピンダウンパワー$\dot{E}$に対するラジオ光度の比率）、および磁場（B）対スピン周期（P）、そしてそのスピンダウンパワー（$L-\dot{E}$）へのパルサーラジオ光度の依存性は非常に弱いことがわかり、$L\sim\dot{E}^{0.06}$として示されています。これは、放出効率とスピンダウンパワーの間の同等の逆相関を$\xi\sim\dot{E}^{-0.94}$として導き出します。さらに、ミリ秒と通常のパルサーの電波輝度の分布を調べたところ、同様のスピンダウンパワーでは、ミリ秒のパルサーの電波輝度が通常のパルサーの電波輝度よりも約1桁低いことがわかりました。パルサー電波フラックスの分析は、この相関関係が選択的効果によるものではなく、パルサー電波放射物理学に固有のものであることを示唆しています。彼らの無線放射は、異なる放射メカニズムによって支配されている可能性があります。BPダイアグラムで現在観測されている無線パルサーのカットオフ現象は通常「パルサー死線」と呼ばれ、これは$\dot{E}\約10^{30}$エルグ/秒に対応し、カットによって得られますRudermanとSutherlandによって提案されたパルサーの極冠モデルにおける電子加速ギャップのオフオフ電圧。観測上、この死線は、実際に観測されたパルサーフラックス$S\約$1mJyと1kpcの距離、および最大の電波放射効率1\％から推測できます。現在、実際に観測されたパルサーフラックスはFAST望遠鏡によって0.01mJyに達する可能性があり、パルサーのスピンダウンパワーの観測限界は$\dot{E}\約10^28$erg/sと低くなります。これは、新しい観測線が2桁下にシフトすることを意味します。これは、「観測限界線」と呼ばれる可能性が高いため、ギャップのカットオフ電圧のパルサー理論モデルを大幅に変更する必要があります。
ラジオラウドおよびラジオクワイエットSDSSクエーサーの複合X線スペクトル
SDSS、FIRSTカタログ、およびXMM-Newtonアーカイブ間の相互一致から構築された、電波で検出されたクエーサーのサンプルのX線放出に関する研究を紹介します。比較のために、FIRST無線検出のない無線クワイエットSDSSクエーサーのサンプルも集められています。静止フレーム$4215\、\rm\AA$（または$2200\、\rm\AA$）で正規化された光学およびX線複合スペクトルを、電波ラウドクエーサー（RLQ）と電波クエーサー（RQQ）の両方に対して作成します。$z\le3.2$で、19\％の一致したX線の完全性、赤方偏移、および光度。RLQの光学複合スペクトルはRQQのスペクトルと類似していますが、RLQは、RQQよりも高いX線複合スペクトルを持っていることがわかります。これは、これまでの文献の研究と一致しています。ラジオで検出されたクエーサーをラジオラウドネスビンに分割することにより、X線複合スペクトルは一般にラジオラウドネスの増加に伴って高くなります。さらに、光とX線のスペクトルインデックスとラジオのラウドネスの間には有意な相関関係があり、電波で検出されたクエーサーのラジオ、X線の光度とラジオのラウドネスの間には統一された多重相関があります。これらの結果は、コロナとジェットが直接関連しているコロナジェットモデルで説明できる可能性があります。
短いGRB 200219Aの中央エンジンにおける重力波優勢エミッションの証拠
| Title |
Evidence_for_gravitational-wave_dominated_emission_in_the_central_engine_of_short_GRB_200219A |
| Authors |
Hou-Jun_L\"u,_Yong_Yuan,_Lin_Lan,_Bin-Bin_Zhang,_Jin-Hang_Zou,_Zong-Kai_Peng,_Jun_Shen,_Yun-Feng_Liang,_Xiang-Gao_Wang,_and_En-Wei_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01124 |
GRB200219Aは、長時間の放出（EE）が$\sim90$s持続する短いガンマ線バースト（GRB）です。{\emSwift}/BATおよび{\emFermi}/GBMで観測されたデータを分析することにより、カットオフパワー則（CPL）モデルが$\rmE_{を使用して初期の短いパルスのスペクトルに適切にフィットできることがわかりますp}=1387^{+232}_{-134}$keV。さらに興味深いのは、EEコンポーネントと初期のX線データとともに、$\simt^{-1}$セグメントとスムーズに接続されたプラトー放出を示し、その後非常に急な減衰が続くことです。これらの3つのセグメントで構成される短いGRBは{\emSwift}時代に独特であり、ブラックホール中央エンジンの標準の内部/外部衝撃モデルでは説明するのが非常に困難ですが、マグネターの予測と一致する可能性がありますNSバイナリの合併による中央エンジン。プラトー放射とそれに続く$\simt^{-1}$減衰フェーズは、ミリ秒のマグネターのスピンダウンによって駆動され、GW四重極放射を介して回転エネルギーを失うことをお勧めします。次に、電磁気が支配する放出に切り替わる前にマグネターがブラックホールに崩壊することにより、急激な落下減衰が引き起こされます。これは、最初の短いGRBであり、GWが支配する放射線を介してマグネターによって駆動されるX線放射にそのような興味深い機能があります。これが事実である場合、マグネターの物理的パラメーターを推定することができます、マグネターによって供給されるGW信号と合併新星放出も議論されます。
S.Postnikovらの論文についてコメントします。Phys。Rev.D82、024016（2010）であり、ゼロ以外の圧力で1次の相転移が発生する場合に備えて、中性子星の潮汐Love数を計算するときに考慮する必要がある修正された式を示します。元の式を使用した場合の誤差は$p\rightarrow0$のようにゼロになる傾向があることを示し、密度の不連続性がより大きい密度である場合、最大相対誤差は$\sim5\％$と推定します。
高解像度、広視野、狭帯域、スナップショットイメージング
| Title |
High_Resolution,_Wide_Field,_Narrow_Band,_Snapshot_Imaging |
| Authors |
C.L._Carilli,_E._Murphy,_V._Rosero_(NRAO),_K._Mooley_(NRAO,_Caltech),_E._Jimenez-Andrade,_K._Golap,_B._Butler_(NRAO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00712 |
広視野、高解像度、狭帯域、スナップショットイメージングの場合の干渉アレイのイメージングパフォーマンスを調査します。uvセルのサイズが十分に小さい（つまり、画像サイズが十分に大きい）場合、各瞬間可視性レコードが独自のuvセルにグリッド化されることがわかります。これは、次世代VLAのコアのように、高密度のアレイにも当てはまります。この特定のアプリケーションでは、グリッド化された可視性の均一な重み付けが自然の重み付けに近づき、結果として得られる合成ビームに有害な結果をもたらすことがよくあります。コアが支配的なアレイの場合、結果として生じる画像ノイズは、コアのベースラインの空間周波数に匹敵するスケールで高度に相関していることを示しています。一般に、この研究は、高解像度を必要とするイメージングアプリケーション（プレーンアレイ以上）の場合、高解像度サイエンスの品質を犠牲にすることなく、コアアンテナの多くを低解像度サイエンス用の個別のサブアレイとして使用できるという事実を強調しています。。
光干渉法のためのモンテカルロイメージング
| Title |
Monte-Carlo_Imaging_for_Optical_Interferometry |
| Authors |
Michael_J._Ireland_(Caltech),_John_D._Monnier_(University_of_Michigan)_and_Nathalie_Thureau_(University_of_Michigan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00716 |
バイスペクトルからのイメージング用に作成された柔軟なコードと可視性の2乗を提示します。シミュレーテッドアニーリング法を使用することにより、限られた位相情報を持つデータセットで従来のイメージング法を使用した場合に発生する可能性がある、局所的なカイ2乗最小値に収束する確率を制限します。最大エントロピーを含む多数の正則化スキームを利用して、シミュレートされたデータセットで使用したコードの結果を示します。画像のモンテカルロマルコフチェーンの統計プロパティを使用して、このコードが目に見えないバイナリコンパニオンなどの画像機能に統計的制限を設定する方法を示します。
ベラルービン調査望遠鏡の時代における機械学習による天文過渡現象の統計的特性評価と分類
| Title |
Statistical_characterization_and_classification_of_astronomical_transients_with_Machine_Learning_in_the_era_of_the_Vera_Rubin_Survey_Telescope |
| Authors |
M._Vicedomini,_M._Brescia,_S._Cavuoti,_G._Longo,_G._Riccio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01240 |
天文学はマルチメッセンジャーデータの時代に入り、機械学習は多種多様なアプリケーションで広く使用されています。LSST（ラージシノプティック調査望遠鏡）のようなシノプティック（マルチバンドおよびマルチエポック）サーベイの利用には、データ処理および解釈のための自動メソッドの広範な使用が必要です。ペタバイトのドメインにデータボリュームがあるため、タイムクリティカルな情報の差別は人間のオペレーターの能力をすでに超えており、科学者の群衆は多次元ドメインでそのような量のデータを管理することが非常に困難です。この研究は、機械学習に基づくアプローチに関連する重要な側面の分析に焦点を当てています。宇宙論における重要な役割。この作業は、シミュレートされたデータに対して実行されたテストキャンペーンに基づいています。分類は、光度曲線から抽出された統計パラメータに関するいくつかの機械学習アルゴリズムのパフォーマンスを比較することによって実行されました。結果は、データの品質とそのパラメーター空間の特性化に関連するいくつかの重要な側面を証拠にしており、今後10年間の実際のデータ活用のための処理機械の準備に役立っています。
$ R $ -Process Alliance：銀河ハローでの$ r $ -Process-Enhancedスターの検索からの4番目のデータリリース
| Title |
The_$R$-Process_Alliance:_Fourth_Data_Release_from_the_Search_for_$r$-Process-Enhanced_Stars_in_the_Galactic_Halo |
| Authors |
Erika_M._Holmbeck,_Terese_T._Hansen,_Timothy_C._Beers,_Vinicius_M._Placco,_Devin_D._Whitten,_Kaitlin_C._Rasmussen,_Ian_U._Roederer,_Rana_Ezzeddine,_Charli_M._Sakari,_Anna_Frebel,_Maria_R._Drout,_Joshua_D._Simon,_Ian_B._Thompson,_Joss_Bland-Hawthorn,_Brad_K._Gibson,_Eva_K._Grebel,_Georges_Kordopatis,_Andrea_Kunder,_Jorge_Melendez,_Julio_F._Navarro,_Warren_A.Reid,_George_Seabroke,_Matthias_Steinmetz,_Fred_Watson,_and_Rosemary_F.G._Wyse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00749 |
このコンパイルは、$R$-ProcessAlliance（RPA）検索による$r$-process-enhancedスターの4番目のデータリリースであり、2番目のリリースは、「スナップショット」高解像度（$R\sim30,000$）スペクトルに基づいています。デュポン2.5m望遠鏡で収集。このデータリリースでは、経験的に選択された$\mathrm{ではなく、$\mathrm{[Eu/Fe]}=+0.7$の$r$-Iと$r$-IIの恒星クラス間の新しい境界を提案します[Eu/Fe]}=これまでに使用された+1.0$レベル。これまでにリリースされたRPAデータの完全なセットの統計テストに基づいています。$r$-I星の定義について、[Eu/Fe]の最小レベルを統計的に正当化します。[Eu/Fe]$>+0.3$。$r$-Iと$r$-IIの星間の分離を再定義すると、これらの2つのクラスの星の考えられる前駆細胞の分析と、これらのシグネチャが別々の天体物理学のソースから発生したものかどうかがわかります。この再定義を以前のRPAデータに適用すると、識別された$r$-IIおよび$r$-Iスターの数は、これまでに公開された最初のデータリリースのセットからそれぞれ51および121に変わります。このデータリリースでは、合計21の新しい$r$-II、111の新しい$r$-I（プラス3つは再識別）、7つの新しい（プラス1つは再識別）の制限付き-$r$スターを合計で識別しますターゲットスター232個のうち、72個の新しい$r$-IIスター、232個の新しい$r$-Iスター、および現在までのRPAによって識別された42個の制限付き$r$スターの合計サンプルになります。
ストリーマーフランクから生じるソーラーストリーマーブローアウトコロナ質量放出の開始
| Title |
The_initiation_of_a_solar_streamer_blowout_coronal_mass_ejection_arising_from_the_streamer_flank |
| Authors |
Ruisheng_Zheng,_Yao_Chen,_and_Bing_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00896 |
ストリーマーブローアウト（SBO）コロナマスイジェクション（CME）は、上にあるストリーマーが徐々に膨らむことと、フラックスロープ構造を含む遅いCMEが特徴的なCMEの特定のクラスを表します。ストリーマーの側面から発生するSBOCMEは、ストリーマーアーケードの下にある3つの低いアーチを含むSBOCMEの特別なカテゴリに分類されます。ただし、SBOCMEのこの特別なカテゴリの開始メカニズムは、観察上の制限により、とらえどころのないままです。ここでは、ストリーマの側面から発生した極冠フィラメントの噴火に関連するSBOCMEの重要な観察を報告します。フィラメントは、身もだえするような動きで太陽の赤道に向かってゆっくりと立ち上がり、噴火する前に急激な加速を受けました。興味深いことに、上昇中に、フィラメントフィールドは緩やかな外部再接続を経験しました。これは、包絡線フラックスロープ構造のくぼみ形の底が滑らかな凹面から変化し、ゆっくりとした流入（$\sim$1.8kms$^{-1}$）フィラメントフィールドとその下のコロナループの両方、およびフィラメントフィールドとその下のコロナループの間の境界面周辺の持続的な増光。フィラメントソースで新しく形成された下部ループと、引き伸ばされた尾部のY字型構造は、フィラメント噴火の内部再接続を示しています。外部と内部の再接続の明確なシグネチャは、SBOCMEの開始メカニズムに光を当てます。
コロナ質量噴出の3D進化をそれらのソース領域に接続する
| Title |
Connecting_3D_evolution_of_Coronal_Mass_Ejections_to_their_Source_Regions |
| Authors |
Satabdwa_Majumdar,_Vaibhav_Pant,_Ritesh_Patel_and_Dipankar_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00923 |
コロナ質量放出（CME）は宇宙天気の主要な推進力であるため、内部コロナから始まるそれらの進化を研究することが重要です。この作業では、卒業円筒シェル（GCS）モデルを使用して、内側（$<$3R$_{\odot}$）および外側（$>$3R$_{\odot}$の59のCMEの3D進化を研究します。）COR-1およびCOR-2搭載の太陽地球関連観測所（STEREO）宇宙船からの観測を使用したコロナ。これらのCMEのソースリージョンを特定し、それらをアクティブリージョン（AR）、アクティブプロミネンス（AP）、およびプロミネンスエルプション（PE）に関連付けられたCMEとして分類します。27の$\％$のCMEが真の拡張を示し、31の$\％$が外側に伝播するときの真の偏向を示しています。CMEの3D運動学的プロファイルを使用して、真の加速の進化と内側および外側のコロナの真の幅の進化を結び付けます。これにより、運動学に対するローレンツ力の影響が$2.5-3$R$_{\odot}$の高さの範囲内にあることを示す観測的証拠が得られます。ピークの3D速度と加速度の分布に、396から2465km〜s$^{-1}$と176から10922m〜s$^{-2}$の範囲でそれぞれ広い範囲があり、高い方に高い尾が見られます主にARまたはAPから発信されたCMEからの値。さらに、真の加速度の大きさは、-1.19のべき乗則インデックスを使用して、その持続時間に反比例することがわかります。これらの結果は、内側のコロナとCMEの開始と伝播を研究するモデルを観察する今後の宇宙ミッションの計画に重要なインプットを提供すると信じています。
フラックス供給に起因する太陽磁束ロープの噴火
| Title |
Eruption_of_Solar_Magnetic_Flux_Ropes_Caused_by_Flux_Feeding |
| Authors |
Quanhao_Zhang,_Yuming_Wang,_Rui_Liu,_Jie_Zhang,_Youqiu_Hu,_Wensi_Wang,_Bin_Zhuang,_Xiaolei_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01278 |
大規模な太陽噴火は、コア構造として磁束ロープを持っていると考えられています。しかし、フラックスロープがどのように形成され、何がその噴火の引き金を引くかについては、わかりにくいままです。最近の観察では、「フラックスフィーディング」の複数のエピソードに続いて隆起が発生したことがわかりました。各エピソードの間に、彩層フィブリルが上昇し、その上にある隆起と融合しました。この手紙では、磁束供給メカニズムがこのような噴火を説明できるかどうかを調査するために、2.5次元の電磁流体力学（MHD）数値シミュレーションを実行しました。シミュレーションは、小さなフラックスロープの離散的な出現が、その全軸フラックスが臨界値に達するまで、既存のフラックスロープに軸フラックスを供給することによって噴火を開始できることを示しています。噴火の始まりは、理想的なMHDプロセスによって支配されます。私たちのシミュレーション結果は、磁束供給が太陽磁束ロープの噴火を引き起こす実行可能なメカニズムであることを裏付けています。
2020年の太陽熱量問題とクラスター内のeMSTO
AFG型星の恒星進化に対する原始惑星系円盤からの降着の影響を研究します。原始惑星系円盤内のダスト粒子の成長とドリフトを含むTwo-Pop-Pyコードを使用して計算された簡略化された円盤モデルを使用します。これは、原始惑星系円盤のさまざまな物理的状態の降着シナリオをモデル化するために使用されます。Garstec恒星進化コードを使用して計算された恒星対流エンベロープの進化と2つの制限的なケースが組み合わされます。金属に乏しい（ガス）または金属に富んだ（ダスト）物質の降着は、恒星の対流エンベロープの化学組成に大きな影響を与えることがわかりました。結果として、星の進化の軌跡は、恒星恒星進化モデルによって予測された標準的なシナリオからそらされ、恒星の組み立てが完了した後、一定で均質な化学組成を仮定します。太陽の場合、太陽の化学組成への影響はわずかです。金属に乏しい材料の付着は実際に太陽大気の全体的な金属性を減少させ、不確実性の範囲内で、Caffauetal。によって報告された太陽Zと一貫しています。（2011）、しかし私たちのモデルはアスプルンドらによる測定と一致していません。（2009）。別の効果は、色の大きさの図における星の位置の変化です。予測をGaiaDR2の一連の散開星団と比較し、CMDで観測された散布の説明に役立つ可能性のある若い星団のターンオフに近い散布を生成できることを示します。近くの散開星団の金属量と存在量の詳細な測定は、提案されたシナリオの厳格な観測テストを提供します。
ブーストレスブートストラップ：ローレンツブーストなしの振幅
ポアンカーの不変性は、十分にテストされた自然の対称性であり、相対論的粒子と重力の説明の中心に位置しています。同時に、ほとんどのシステムでポアンカルの不変性は基底状態の対称性ではないため、自然に破られます。この現象は宇宙論の至る所にあり、そこでは、ローレンツのブーストは、宇宙が均一で等方性である好ましい参照フレームの存在によって自発的に破られます。これは、ローレンツブーストでの相互作用の不変性を必要とせずに散乱振幅を研究する動機になります。特に、オンシェル法を使用し、任意のスピンの質量のない相対論的および内腔の粒子を仮定すると、ミンコフスキー時空の周りで許可される相互作用は、一貫した因数分解の形でのユニタリティと局所性によって厳しく制約されることを示します。相互作用する質量のないスピン2粒子の存在は、（解析的に継続された）3粒子の振幅を、キュービックスカラーカップリングなどの重力子を含まないものでも、ローレンツ不変に強制します。これはすべてのn粒子振幅に当てはまると推測します。また、スピンS>2の粒子は自己相互作用することも、重力に最小限に結合することもできませんが、スピンS>1の粒子は電荷を持つことができません。自由重力子が質量のない内腔相対論的粒子によって適切に記述されているという証拠が増えていることを考えると、ミンコウスキーにおける立方重力子相互作用は、質量次元9の固有のローレンツ不変の高微分補正までの一般相対性理論の相互作用でなければならないことを示唆しています。私たちの分析をインフレのサブバブル限界とダークエネルギーモデルに適用することによって明らかになった驚くべき一般的なレッスンについて話し合います。
長距離暗黒物質の自己相互作用とプラズマ不安定性
これまでのところ、観測された暗黒物質の影響は、純粋に重力相互作用を持っていることと互換性があります。ただし、多くのモデルでは、ダークマターはそれ自体、標準モデル、および/または追加の非表示セクター状態との相互作用を持っています。この論文では、ダークマターが光ベクトルメディエーターを介して相互作用し、ダークマター粒子間に長距離力を生じさせるモデルについて説明します。この力によるコヒーレント散乱効果は、電磁プラズマの不安定性と同様に、小さな摂動の指数関数的成長につながる可能性があります。これらの不安定性は、暗黒物質の自己相互作用に対する通常の粒子ごとの制約が適用されるものよりも桁違いに大きい結合で重大になる可能性があります。この可能性は文献に記載されていますが、メディエーターの質量が有限である場合を含め、このような不安定性に関する最初の体系的な研究を提供します。後者は、提案された暗黒物質検出実験の重要なターゲットを表す、速度論的に混合された「ダークフォトン」メディエーターのモデルに関連しています。私たちの分析は小さな摂動の成長に関するものであるため、暗黒物質モデルに観察上の制約をすぐに提供しないでください。ただし、それらはパラメーター空間の広い領域のさらなる研究の動機となります。
| Title |
Multilayer_neutron_stars_with_scalar_mesons_crossing_term |
| Authors |
Sebastian_Kubis,_W{\l}odzimierz_W\'ojcik_and_Noemi_Zabari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00738 |
$\sigma$と$\delta$の中間子相互作用を持つ最近提案されたRMFモデルが観測データと一致し、中性子星コアの外側部分に相転移を伴う興味深い構造を示すことが示されています。
重力粒子生成を伴う宇宙論モデルにおける計量摂動
| Title |
Metric_perturbations_in_a_cosmological_model_with_gravitational_particle_production |
| Authors |
Kaushik_Bhattacharya,_Saddam_Hussain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00904 |
本論文は、重力粒子生成を伴う宇宙論のモデルにおける宇宙論的計量摂動の問題に対処します。そのような理論の一般的な構造が構築され、その後、紙は、放射に満ちた初期宇宙のデ・シッター空間の計量摂動に焦点を当てます。そのような空間は、重力粒子生成の存在下で発生します。計算の主な焦点は、スカラー計量摂動です。この論文は、問題のド・シッター空間のベクトルとテンソルの摂動について簡潔に意見を述べています。結果は、計量摂動が短いスケールで有限の不安定性を持つ可能性があり、これらの不安定性が初期の放射が支配する宇宙に不均一性を生み出す可能性があることを示しています。不安定性は一般に有限であり、無限に爆破する傾向はありません。テンソル摂動は、現在のモデルでは不安定性を示しません。
抽象的なブラックホール衝突は、一般に量子限界で重力子であると考えられている重力放射を生成します。ブラックホールの引き伸ばされた地平線には、量子情報または量子ヘアの形が含まれ、ブラックホールの合体で重力子の生成に関与します。これは、BH量子力学への準標準モード（QNM）アプローチによるブラックホール（BH）量子物理へのボーアのようなアプローチで促進される可能性があります。イベント地平線上の量子重力と量子毛は、BH合体においてより高いエネルギーに励起されます。衝突直前の2つのBHの地平線近くの状態は、変形したAdS時空です。次に、BH量子毛のこれらの励起状態は、重力子の生成でリラックスします。次に、これは、地平線上の量子毛によって与えられるRTエントロピーを定義するために主張されます。BH合体からのこれらの情報のキュビットは、重力波（GW）データに表示されます。これは、標準のAdS/CFT対応とRyu-Takayanagi（RT）式の形式です。
$ \ Lambda $ CDM（宇宙定数なし）
一般相対性理論の補正にある種の指数減衰を導入すると、修正重力のコンテキストで実行可能な暗黒エネルギーモデルの構築に有望な結果が得られます。モデルは大きな曲率で$R-2\Lambda$として動作し、$R\rightarrow0$でゼロになる傾向があり、フラットな時空解を含み、加速された膨張を引き起こす曲率効果はフラットな空間での量子真空エネルギーとは無関係であることを意味します-時間。このモデルの主要な密度パラメーターの宇宙の進化は、$-1$に非常に近い状態方程式と$z\sim0.5$での減速-加速遷移を示す有効な状態方程式による現在の観測と一致しています。実行可能な宇宙論は別として、宇宙論的および局所的な重力の制限を満たしているだけでなく、最近のモデルでは$\Lambda$CDMで測定可能な違いが見られる場合があります。Hu-Sawickiモデルとの違いを強調する現在のモデルのいくつかの機能について説明します。
アメリカとヨーロッパの光害：善、悪、そして醜い
| Title |
Light_pollution_in_USA_and_Europe:_The_good,_the_bad_and_the_ugly |
| Authors |
Fabio_Falchi,_Riccardo_Furgoni,_Terrel_A._Gallaway,_Nataliya_A._Rybnikova,_Boris_A._Portnov,_Kim_Baugh,_Pierantonio_Cinzano,_Christopher_D._Elvidge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01150 |
光害は、人間の健康と自然の生態系にさまざまな悪影響を与える世界的な問題です。人工夜空の明るさの新世界地図、VIIRSで記録された放射輝度、国内総生産（GDP）のデータを使用して、光害レベルと、州および郡レベルでの人口サイズとGDPに対する光束を比較しました。アメリカ、ヨーロッパの地域（NUTS2）および州（NUTS3）レベル。ヨーロッパで最も汚染されている地域と最も汚染されていない地域の間で6800倍の違い、1人あたりの光束で120倍の違い、GDP単位での光束に267倍の違いが見つかりました。それでも、米国の郡間でさらに大きな違いが見つかりました。上空汚染の200,000倍の違い、1人あたりの光束の16,000倍の違い、GDP単位あたりの光束の40,000倍の違い。これらの調査結果は、政策立案者に情報を提供し、エネルギーの浪費と、光害に関連する環境、文化、健康への悪影響を減らすのに役立ちます。
S-Braneエクパイロシス後の再加熱
最近の研究で、私たち2人は、黄斑収縮の段階の終わりに形成されるSブレーンを利用した非特異な黄斑宇宙論を提案しました。このS-Braneは、収縮と拡張の間の移行を仲介します。S-ブレーンを通過する重力波は、おおよそスケール不変のスペクトルを取得します。S-ブレーンのせん断がゼロの場合、宇宙論的摂動のおおよそスケール不変のスペクトルが得られます。ここでは、S-ブレーンの崩壊によって引き起こされるゲージ場変動の生成を研究し、ゲージ場生成による再加熱プロセスが効率的であり、放射が支配的な膨張相につながることを示します。
暗黒物質相互作用におけるP違反とCP違反の調査
離散的な対称性は弱い相互作用の構造を解明する上で中心的な役割を果たし、暗黒物質（DM）粒子の相互作用に関しても同様に重要です-その性質はとらえどころのないままです。この作業では、将来の直接検出実験の信号を使用して、モデルに依存しない方法で、DM核相互作用におけるPおよびCP違反をテストできることを示します。分析は、重い粒子の交換によって媒介される非相対論的スピン0DM核相互作用の最も一般的な効果的な理論の範囲内で実行されます。理想的なキセノン検出器を想定して、PおよびCP不変のDM核相互作用を拒否するために必要なDM信号イベントの予想数を計算します。30GeV（またはそれ以上）のDM質量の場合、この数は、PおよびCPの不変性のモデル化方法に応じて、約10から300のDM信号イベントの間にあります。したがって、将来の直接検出実験は、DM相互作用におけるP違反とCP違反を明らかにする可能性があり、DM粒子の特定に向けた決定的な一歩を踏み出します。
