TDCOSMO III：暗黒物質の部分構造が暗黒エネルギーに出会う-$ H_0 $の強いレンズの測定に対する（部分）ハローの影響
| Title |
TDCOSMO_III:_Dark_matter_substructure_meets_dark_energy_--_the_effects_of_(sub)halos_on_strong-lensing_measurements_of_$H_0$ |
| Authors |
Daniel_Gilman,_Simon_Birrer,_Tommaso_Treu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01308 |
時間遅延コスモグラフィーは、強力な重力レンズの画像間の到着時間遅延を使用して、宇宙論的パラメーター、特にハッブル定数$H_0$を測定します。むだ時間宇宙分光で使用されるレンズモデルでは、暗黒物質のサブハローと見通しハローが無視されます。$H_0$を推測するために文献で使用されているのと同じモデリング仮定を適用して、暗黒物質サブハローと見通し内ハローの全母集団を含む現実的なモックレンズシステムを分析することにより、この仮定を明示的に定量化します。私たちはモックレンズをハッブル定数の測定値を提供した6つの四重像のクエーサーに基づいており、レンズごとに追加の不確実性やバイアスを定量化しています。暗い部分構造を省略しても、$H_0$の推論が偏ることはありません。ただし、部分構造からの摂動は、レンズボリュームの平方根を最長の時間遅延で割ったものとしてスケーリングされる$H_0$の推定値のランダムな不確実性の追加の原因となります。フィッティング関数を提供するこの不確実性の追加の原因は、$0.6-2.4\％$の範囲です。単一レンズからの宇宙論的推論の精度が向上し、単一レンズからの推論に精度の限界を設定するため、エラーバジェットに組み込む必要がある場合があります。
ファジィ暗黒物質ハローのスケーリング関係I：それらの宇宙環境における個々のシステム
非常に軽いボソン粒子を含む暗黒物質モデルは、一般にファジーダークマター（FDM）として知られており、その波のような現象論が暗黒物質粒子の長年の誤検出を同時に説明するため、宇宙論界で大きな関心を集めていますまた、標準の冷暗黒物質（CDM）シナリオに関連する小規模な問題の緩和にも役立ちます。現在の作業では、N体コードAX-GADGETを使用して実行された宇宙論的フレームワークにおけるFDM構造の進化を調査することを目的とした一連の論文を開始します。また、ホストハロのプロパティは、個々のシステムの動的状態、形態、および結合履歴に大きく影響されます。特に、この最初の論文では、典型的なFDMソリトニックコアを正しく再現するAX-GADGETの機能を確認し、それを使用して、ズームインシミュレーションアプローチを通じて宇宙論的なコンテキストで8つのFDMハローの非線形進化を研究します。以前の作品で特定された孤立システムのスケーリング関係は、現実的な宇宙環境で進化するハローに対して一般的に変更され、最もリラックスした球対称システムの制限としてのみ有効であることがわかります。
シフト対称のHorndeski理論における新しい毛深いブラックホールの存在と不安定性
| Title |
Existence_and_Instability_of_Novel_Hairy_Black_Holes_in_Shift-symmetric_Horndeski_Theories |
| Authors |
Justin_Khoury,_Mark_Trodden,_Sam_S._C._Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01320 |
シフト対称のHorndeski理論は、時間依存のスカラーヘアを示すシュワルツシルトブラックホールソリューションの興味深いクラスを認めています。Lema\^{i}tre座標を使用することにより、これらのタイプのブラックホールの周りの摂動を分析し、ブラックホールの背景の周りのスカラー摂動に勾配の不安定性が必ずあることを示します。以前に確立された結果と合わせて、この新たに発見された不安定性は、Horndeski理論における時間依存のスカラーヘアによるブラックホールを除外します。
| Title |
Searching_for_axion-like_particles_under_strong_gravitational_lenses |
| Authors |
Aritra_Basu,_Jishnu_Goswami,_Dominik_J._Schwarz,_Yuko_Urakawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01440 |
強力な重力レンズシステムを、暗黒物質の候補であるアキシオン様粒子（ALP）の堅牢なプローブとして確立します。光子とALPの小さな相互作用により、複屈折が生じます。重力でレンズ化された偏光物体の複数の画像は、微分複屈折測定を可能にし、体系と天体物理学的依存性を緩和します。この新しい方法をレンズシステムCLASSB1152+199に適用し、ALPと光子の結合を$\le9.2\times10^{-11}\、{\rmGeV}^{-1}\textrm{を}7.7\に制限します10^{-8}\、{\rmGeV}^{-1}$（$95\％$CL）、$3.6\times10^{-21}\、{\rmeV}$と$4.6の間のALP質量\times10^{-18}\、{\rmeV}$。サンプルが大きいほど、制約が改善されます。
CMB分極の原始Bモードの検索に対する内部消去バイアスの影響
| Title |
Impact_of_internal-delensing_biases_on_searches_for_primordial_B-modes_of_CMB_polarisation |
| Authors |
Ant\'on_Baleato_Lizancos,_Anthony_Challinor_and_Julien_Carron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01622 |
度スケールCMB$B$モードの偏光データにおける原始重力波の痕跡の検索は、重力レンズ効果による重大な汚染を説明する必要があります。幸い、レンズ効果は、高解像度の$E$モードの測定値と予測される物質分布の推定値を組み合わせることにより、部分的に取り除くことができます。近い将来、実験的な特性は、後者が観察されたCMBから高い忠実度で内部的に再構築でき、$EB$二次推定量がS/N比の大部分を提供するようになるでしょう。この状況でよく知られている現象は、監視解除される$B$フィールドと再構成の元となる$B$フィールドの間のモードが重複すると、監視できるレベルを超えて監視解除された電力が抑制されることです。レンズ効果の軽減に起因する。さらに重要なことに、このスペクトルに関連する分散も減少し、追加の電力抑制がテンソルとスカラーの比率$r$をより適切に制約するのに役立つかどうかという疑問が生じます。この論文では、前の研究で示唆されているが定量化されていないため、そうではないことを示しています。推定されたテンソルとスカラーの比率に対するバイアスを回避するための単純なくりこみ処方を示唆する、バイアスがかけられたデレンズされた$B$モードの角度パワースペクトルの分析モデルを開発します。このアプローチにより、バイアスは必然的に、「バイアスのないデレンシング」と比較して、原始コンポーネントのS/N比の低下につながることを学びます。次に、重複する$B$モードをレンズ再構成から削除することによる$r$の制約能力への影響を評価します。これは、バイアスをモデル化または再正規化するよりも、これを行う方が一般に有利であることを示しています。最後に、シミュレーションに適用された最尤推論フレームワーク内でこれらの結果を検証します。
| Title |
Cornering_(quasi)_degenerate_neutrinos_with_cosmology |
| Authors |
Massimiliano_Lattanzi,_Martina_Gerbino,_Katherine_Freese,_Gordon_Kane_and_Jos\'e_W._F._Valle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01650 |
宇宙論的観測の感度の向上を考慮して、準縮退ニュートリノ質量シナリオの状態を調べます。大規模なニュートリノを持つ標準的な宇宙論モデルの最も単純な拡張の範囲内で、準縮退ニュートリノが現在の宇宙論データとニュートリノ振動実験によって厳しく制約されていることがわかります。％％Planck2018で観測された宇宙マイクロ波背景（CMB）異方性の観測により、$2.4$ガウス$\sigma$の準縮退ニュートリノ質量が不快になり、バリオン音響振動（BAO）データを追加すると5.9$\sigmaに拒否がもたらされます$の。％ニュートリノの質量の合計が$\Sigmam_\nu=60$\meV（ニュートリノ振動実験で許容される最小値）である場合、準縮退を除外できる最高の統計的有意性が発生します。確かに、将来の宇宙論的プローブの組み合わせから予想されるように、15meVの感度は、17$\sigma$までの拒絶レベルをさらに改善します。％これらの予測のロバスト性については、基礎となる宇宙論モデルの仮定に関連して説明し、$\beta$崩壊エンドポイントおよびニュートリノレスダブルベータ崩壊の研究からの境界と比較します。
宇宙の大規模構造における熱および重力エネルギー密度
宇宙構造が形成されると、物質密度の変動は重力によって崩壊し、バリオン物質は衝撃加熱されて熱化されます。したがって、崩壊したハローの平均重力ポテンシャルエネルギー密度$\Omega_{W}^{\rmhalo}$とバリオンの平均熱エネルギー密度$\Omega_{\rmth}$の間の関係が予想されます。これらの量は、2つの根本的に異なる推定を使用して取得できます。暗黒物質統計によって駆動されるハローモデルの理論的フレームワークを使用して$\Omega_{W}^{\rmhalo}$を計算し、$\Omega_{\rmを測定しますth}$バリオンの平均熱圧力を調べるSunyaev-Zeldovich（SZ）効果を使用します。まず、現時点では、$\Omega_{W}^{\rmhalo}$の約90％が$M>10^{13}\、M_\odot$を含む大規模なハローから発生していることを導き出します。次に、SZバックグラウンドの測定を使用して、$\Omega_{\rmth}$が$z\lesssim0.5$でのハローの圧力に利用できるバリオンの運動エネルギーの約80％を占めることがわかります。これにより、たとえば、質量降着によって発生するバルクおよび乱流ガス運動による非熱圧力の量が、約$\Omega_{\rmnon-th}\simeq0.4\times10^{-8}$になるように制限されます。$z=0$。
MeerKATによるHI強度マッピング：1 / fノイズ分析
| Title |
HI_intensity_mapping_with_MeerKAT:_1/f_noise_analysis |
| Authors |
Yichao_Li,_Mario_G._Santos,_Keith_Grainge,_Stuart_Harper,_Jingying_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01767 |
単一ディッシュ電波望遠鏡の時間相関ノイズ成分（1/fノイズ）の性質は、強度マッピング実験でのHI信号の検出可能性にとって重要です。この論文では、南天極（SCP）追跡データを使用したMeerKAT受信機システムの1/fノイズ特性を示します。各アンテナと偏波の時間パワースペクトル密度と2Dパワースペクトル密度の両方を推定します。特異値分解（SVD）をデータセットに適用し、最も強い成分を削除することで、1/fノイズを大幅に削減できることを示します。これは、周波数に高い相関があることを示しています。SVDモード減算を使用しない場合、$20\、$MHz積分でのニー周波数は$0.1\、\rmHz$より高くなります。$2$〜modeの減算だけで、ニー周波数が$\sim3\times10^{-3}\、{\rmHz}$に減少します。これは、システムによって引き起こされた1/fタイプの変動が数百秒の時間スケールでの熱雑音変動。2Dパワースペクトルは、1/fタイプの変動が、周波数または時間のいずれかで長波長相関がある、時間-周波数空間の小さな領域に制限されていることを示しています。これにより、ゲイン時間の変動をさらに校正する必要なく21cm信号を測定できる幅広い宇宙スケールが得られます。最後に、データを説明し、1Dと2Dの両方のパワースペクトルのフィッティングパラメーターを提供するには、単純なパワースペクトルのパラメーター化で十分であることを示します。
| Title |
Impact_of_Relativistic_Effects_on_the_Primordial_Non-Gaussianity_Signature_in_the_Large-Scale_Clustering_of_Quasars |
| Authors |
Mike_Shengbo_Wang,_Florian_Beutler_and_David_Bacon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01802 |
クラスタリング観測における相対論的効果は、大規模な銀河の過密度フィールドにスケール依存の補正を導入することが示されています。これは、スケール依存のハローバイアスによる原始的な非ガウス性$f_\textrm{NL}$の検出を妨げる可能性があります。。相対論的補正の振幅は、宇宙論的バックグラウンドの拡大だけでなく、進化の偏り$b_\textrm{e}$と拡大の偏りによってパラメータ化されているため、赤方偏移の進化とトレーサ母集団の光度しきい値に対する感度にも依存します。$s$。この作業では、拡張されたバリオン振動分光法調査（eBOSS）から光度関数測定をクエーサー（QSO）サンプルの$b_\textrm{e}$と$s$に伝播し、それにより、その電力に対する相対論的補正の制約を導き出します。スペクトル多重極。考慮されているトレーサーサンプルの赤方偏移範囲または光度しきい値を調整することにより、$f_\textrm{NL}$シグネチャへの影響を軽減することができますが、大規模な宇宙ボリュームを調査する将来の調査では、相対論的修正を進めることをお勧めしますトレーサの光度関数からモデル化され、その不確実性を含みます。これは、相対論的補正が予想される$を圧倒する可能性があるダークエネルギー分光計（DESI）などの今後の調査で、スケール$k\sim10^{-3}h^{-1}$Mpcでのクエーサークラスタリング測定にとって重要になります。赤方偏移が小さい場合のf_\textrm{NL}$シグネチャ$z\lesssim1$と赤方偏移$z\gtrsim2.5$でのパワースペクトル四重極の$f_\textrm{NL}\simeq1$と同等になります。
ステージIV分光法調査のためのフィッシャーアプローチの検証
| Title |
Validating_the_Fisher_approach_for_stage_IV_spectroscopic_surveys |
| Authors |
S._Yahia-Cherif,_A._Blanchard,_S._Camera,_S._Ili\'c,_K._Markovi\v{c},_A._Pourtsidou,_Z._Sakr,_D._Sapone,_I._Tutusaus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01812 |
近年、予測活動は大規模構造物調査を設計および最適化するための非常に重要なツールになりました。このような調査のパフォーマンスを予測するために、フィッシャー行列形式は、宇宙論的パラメーターの制約を計算するための高速で簡単な方法として頻繁に使用されます。その中には、現代の宇宙論の主要な目標の1つである暗黒エネルギーの特性の研究があります。そのため、ダークエネルギーを抑制する調査の力の測定基準は、性能指数（FoM）によって提供されます。これは、Chevallier-Polarski-Linderパラメータ化の状態パラメータの暗黒エネルギー方程式$\{w_0、w_a\}$の共同分散によって与えられる表面等高線の逆数として定義されます。これは、次の共分散行列から評価できます。パラメータ。この共分散行列は、フィッシャー行列の逆行列として取得されます。フィッシャー行列の要素が十分な精度で推定されていない場合、悪条件の行列の反転により、共分散係数に大きな誤差が生じる可能性があります。条件付け数は、信頼性の高い反転に必要な精度に数学的な下限を提供する指標ですが、実際には、サイズが$2\times2$より大きいフィッシャー行列では厳しすぎる場合があります。この論文では、FoMのように、推論された制約に対して特定の精度を保証する一般的な数値手法を提案します。これは、与えられた振幅のガウス摂動でフィッシャー行列要素をランダムに振動（摂動）し、FoMを選択された精度内に保つ最大振幅を評価することで構成されます。フィッシャー行列要素の計算に含まれる数値微分と積分で使用されるステップは、フィッシャー行列要素の精度をこの最大振幅より低く保つために、それに応じて選択できます...
KiDS-1000方法論：ジョイントの弱い重力レンズ効果と分光銀河クラスター分析のモデリングと推論
| Title |
KiDS-1000_Methodology:_Modelling_and_inference_for_joint_weak_gravitational_lensing_and_spectroscopic_galaxy_clustering_analysis |
| Authors |
B._Joachimi,_C.-A._Lin,_M._Asgari,_T._Tr\"oster,_C._Heymans,_H._Hildebrandt,_F._K\"ohlinger,_A._G._S\'anchez,_A._H._Wright,_M._Bilicki,_C._Blake,_J._L._van_den_Busch,_M._Crocce,_A._Dvornik,_T._Erben,_F._Getman,_B._Giblin,_H._Hoekstra,_A._Kannawadi,_K._Kuijken,_N._R._Napolitano,_P._Schneider,_R._Scoccimarro,_E._Sellentin,_H._Y._Shan,_M._von_Wietersheim-Kramsta,_and_J._Zuntz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01844 |
ESOキロ度調査（KiDS-1000）の4番目のデータリリースからの弱い重力レンズ効果と、部分的に重なっているBOSSおよび2dFLenS調査からの銀河クラスタリングの共同宇宙解析の方法論を提示します。銀河の位置と楕円率の相互相関が分析に組み込まれ、摂動アプローチと非摂動アプローチをブレンドした非線形スケールのハイブリッドモデルが開発され、天体物理学的効果による信号の寄与が評価されます。すべての弱いレンズ信号は、サーベイマスクの影響を受けず、低レベルのモードミキシングを表示するフーリエ空間統計によって一貫して測定されます。測光赤方偏移分布と乗法重力シアバイアスのキャリブレーションが更新され、残留キャリブレーションの不確実性のより完全な集計が尤度に反映されます。20000以上のモックの専用スイートを使用して、共分散モデルのパフォーマンスを評価し、測量ジオメトリの影響と信号とそのエラーに対する測量深度の空間変動を定量化します。尤度のサンプリング分布と$\chi^2$適合度統計が検証され、有効自由度の計算に変更が提案されています。限界事後から導出された$S_8=\sigma_8\、（\Omega_{\rmm}/0.3）^{1/2}$の標準的な弱いレンズポイントの推定は、バイアスが低くバイアスされていると誤って解釈され、代替の推定器および関連信頼できる間隔が提案されます。弱いレンズのモデリングと推論に関連する既知の体系的な影響は、$S_8$に0.1以下の標準偏差でバイアスをかけることが示されています。以前のKiDS分析と比較して、$S_8$制約は、弱いレンズ効果のみの場合は20％、共同分析の場合は29％向上すると予想されます。[要約]
KiDS-1000カタログ：弱い重力レンズ効果によるせん断測定
| Title |
KiDS-1000_catalogue:_weak_gravitational_lensing_shear_measurements |
| Authors |
Benjamin_Giblin,_Catherine_Heymans,_Marika_Asgari,_Hendrik_Hildebrandt,_Henk_Hoekstra,_Benjamin_Joachimi,_Arun_Kannawadi,_Konrad_Kuijken,_Chieh-An_Lin,_Lance_Miller,_Tilman_Tr\"oster,_Jan_Luca_van_den_Busch,_Angus_H._Wright,_Maciej_Bilicki,_Chris_Blake,_Jelte_de_Jong,_Andrej_Dvornik,_Thomas_Erben,_Fedor_Getman,_Nicola_R._Napolitano,_Peter_Schneider,_HuanYuan_Shan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01845 |
1006平方度の高解像度イメージングに及ぶ、Kilo-DegreeSurvey、KiDS-1000の4番目のデータリリースからの弱いレンズシアーカタログを提示します。十分に較正された測光赤方偏移分布を持つ私たちの「金のサンプル」の銀河は、1平方分あたり$\sim6.2$の有効数密度を持つ21百万個の銀河で構成されています。空間的、時間的、流束依存の点像分布関数（PSF）モデルの精度を定量化し、モデルがクラスタリング宇宙パラメーターの推定された宇宙せん断制約に$0.1\sigma$未満の変化を引き起こす要件を満たすことを確認します$S_8=\sigma_8\sqrt{\Omega_{\rmm}/0.3}$。一連の2点ヌルテストにより、シアー推定値を検証し、データ内に非レンズ化Bモード歪みの証拠がないことを確認します。PSF残差は、オブジェクトの選択や重みの偏りに起因して、最も高い赤方偏移のビンで検出されます。ただし、振幅は十分に低く、厳しい要件の範囲内であることが示されています。剪断比ヌルテストを使用して、明るい赤い銀河の周りの銀河-銀河レンズ効果信号の予想される赤方偏移スケーリングを検証します。結合KiDS-1000せん断および測光赤方偏移キャリブレーションは、結合プローブの重力レンズ効果と分光クラスタリング分析に対して十分に堅牢であると結論付けます。
シミュレーションによるKiDS相互相関赤方偏移のテスト
| Title |
Testing_KiDS_cross-correlation_redshifts_with_simulations |
| Authors |
J._L._van_den_Busch,_H._Hildebrandt,_A._H._Wright,_C._B._Morrison,_C._Blake,_B._Joachimi,_T._Erben,_C._Heymans,_K._Kuijken |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01846 |
広視野イメージング調査で宇宙シアーを測定するには、すべての線源の赤方偏移分布の正確な知識が必要です。クラスター化赤方偏移技術は、未知の赤方偏移を持つターゲット銀河のサンプルと既知の赤方偏移を持つ参照サンプルの角度相互相関を利用し、色ベースの赤方偏移キャリブレーションの魅力的な代替手段です。このようなクラスタリング赤方偏移測定のパフォーマンスを、Kilo-DegreeSurvey（KiDS）に似た模擬カタログを使用してテストします。これらのモックはMICEシミュレーションから作成され、KiDSソースサンプルと重複する分光基準サンプルのプロパティを厳密に模倣しています。相互相関の結果を、5つのKiDSフォトメトリック赤方偏移ビンのそれぞれの真の赤方偏移分布と比較することにより、クラスタ化赤方偏移のパフォーマンスを定量化します。高赤方偏移では参照サンプルが不完全であるため、有益なモデルとのこのような比較が必要です。これらの条件下では、クラスタリングの平均赤方偏移は$|\Deltaz|<0.006$でバイアスされません。銀河バイアスの赤方偏移の進化は、自動相関測定と自己無矛盾性関係を使用してこのレベルの精度で確実に軽減でき、ステージIVの宇宙剪断調査が到着するまで系統誤差の支配的な原因にはなりません。クラスタリング赤方偏移との比較のためのモデルとして、真の赤方偏移分布ではなく、直接の色ベースの推定からの赤方偏移分布を使用すると、平均のバイアスが最大$|\Deltaz|\sim0.04$に増加します。これは、実際のアプリケーションでの赤方偏移のクラスタリングの解釈には、将来的に赤方偏移分布のより洗練された（パラメータ化された）モデルが必要になることを示しています。そのようなより優れたモデルが利用可能な場合、クラスタリング赤方偏移技法は、赤方偏移較正の他の方法に対する非常に補完的な代替手段になると約束します。
デブリディスク内のダストサイズと空間分布：exo-Kuiperベルトから引き込まれた体外ダストの予測
| Title |
Dust_size_and_spatial_distributions_in_debris_discs:_predictions_for_exozodiacal_dust_dragged_in_from_an_exo-Kuiper_belt |
| Authors |
Jessica_K._Rigley,_Mark_C._Wyatt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01313 |
近くのいくつかの星のSEDは、エクソゾダイアルダストと呼ばれる暖かい居住可能ゾーンのダストによる中赤外線の過剰を示しています。このダストは、内側に引きずられる前に、惑星帯での衝突に起因する可能性があります。この論文では、破壊的な衝突とポインティング・ロバートソン（P-R）ドラッグによる進化を考慮しながら、そのようなシナリオにおける異なる半径方向の位置での粒子のサイズ分布の分析モデルを紹介します。このプロセスのより正確であるが計算コストの高い数値シミュレーションの結果を使用して、モデルを検証し、その自由パラメーターを適合させます。モデルは、現実的な粒子特性を使用して、一連のダスト質量と惑星帯の半径を持つディスクの11$\mu$m超過（$R_{11}$）を予測します。P-Rドラッグは、既知の外側ベルトを備えたシステムで大型双眼鏡望遠鏡干渉計（LBTI）（$R_{11}>0.1\％$）で検出可能な外生塵レベルを生成することを示します。非検出は、ほこりの減少を示している可能性があります。介在する惑星によって。また、LBTIは、遠赤外線の波長では検出できず、光度が$f\sim10^{-7}$で半径$\sim10-80$auであり、ベルトから引きずり出された外生塵を検出することができます。LBTIで観察されたシステムへの適用は、P-R抗力が、既知の外側ベルトを備えたシステムでの体外ほこり検出のほとんど（5/9）を説明できる可能性があることを示しています。明るいエクソゾディを備えた2つのシステム（$\beta$Umaと$\eta$Corvi）は、エキソコメットが原因である可能性があります。私たちは、外生塵を検出するが既知のベルトがない3つのシステムには、遠赤外線では検出できないほど微弱な寒冷惑星帯があることをお勧めします。外側のベルトを検出しないシステムでも、外生動物のほこりレベルが$R_{11}>0.04\％$になる可能性があり、これは、外地球イメージングに問題があります。
ローウェルディスカバリー望遠鏡によるハレー型彗星12P /ポンブルックスの復活
| Title |
Recovery_of_Returning_Halley-Type_Comet_12P/Pons-Brooks_With_the_Lowell_Discovery_Telescope |
| Authors |
Quanzhi_Ye,_Tony_L._Farnham,_Matthew_M._Knight,_Carrie_E._Holt,_Lori_M._Feaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01368 |
11.89auの太陽中心距離で、4.3mのローウェルディスカバリー望遠鏡を使用して、ハレータイプの彗星12P/ポンズブルックスが戻ってきたときの回復について報告します。ダストモデルとの比較分析は、彗星が太陽から$\sim30$au以降活動していた可能性があることを示唆しています。核測光から$17\pm6$kmの核半径を導き出しますが、この数値は、ほこりやガスによる汚染のために過大評価されている可能性があります。2024年4月に近日点が近づくと予想されるため、監視を続けることが推奨されます。
失われた海：影響による大気の損失の熱的要素に対する組成の影響
| Title |
Losing_Oceans:_The_Effects_of_Composition_on_the_Thermal_Component_of_Impact-driven_Atmospheric_Loss |
| Authors |
John_B._Biersteker_(MIT)_and_Hilke_E._Schlichting_(UCLA,_MIT) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01446 |
太陽系の地球型惑星の形成は、巨大な影響の期間で終わりました。月を形成する衝撃の衝撃によって引き起こされた揮発性の損失を調べる以前の研究では、大気の損失が最大で20〜30％であり、本質的に海洋の損失はありませんでした。ただし、巨大な衝撃によって熱が発生し、パーカータイプの風によって大気からの脱出が大幅に増える可能性があります。ここでは、H2Oおよびその他の平均分子量の高いガス放出種が、水素が支配する大気に存在する場合、この熱風によって効率的に失われ、地球型惑星の最終的な揮発性インベントリを大幅に変更できることを示します。具体的には、原始地球を備えた火星サイズの胚の巨大な影響が、原始的な水素が支配的な大気とともに、いくつかの地球の海洋に相当するH2Oや他のより重い揮発性種を取り除くことができることを示します。これらの結果は、地球の軽い希ガス収支で観測された枯渇と、枯渇したキセノンインベントリーの説明を提供します。これは、地球がその降着の終わりまでに大幅な大気損失を受けたことを示唆しています。惑星の胚は原始水素エンベロープを付加するのに十分な大きさであり、巨大な影響は確率的であり、他の初期の大気進化プロセスと同時に発生するため、私たちの結果は地球の揮発性予算の多様性を示唆しています。
エクスモーンは、太陽系外の世界の居住可能性を決定する上で重要な役割を果たす可能性があります。彼らは、条件を安定させ、親星との潮汐ロックを破ることによって気候を変え、潮汐加熱を駆動し、そしておそらく彼ら自身をホストすることさえできます。ただし、エキソムーンを維持するための太陽系外惑星の能力は、複雑な潮汐相互作用に依存します。これを動機として、単純化された潮汐遅れモデルを利用して、惑星、星、および月のシステムにおける分離と軌道および回転周期の進化を追跡します。これらのモデルを既知の太陽系外惑星システムに適用して、これらの太陽系外惑星が太陽系外惑星をホストする可能性を評価します。ハビタブルゾーンの太陽系外惑星が1ギガ年よりも長い期間にわたって太陽系外惑星をホストする可能性があるシステムが少なくとも36あることがわかりました。これには、エキソムーン候補のある太陽系外惑星であるケプラー-1625bが含まれます。これらの結果は、将来の観測のための潜在的なターゲットを提供するのに役立つ可能性があります。多くの場合、特定の太陽系外惑星の組成にはかなりの不確実性が残っています。エキソムーンの検出（またはそうでない）は、潮汐応答の違いにより、惑星構造に重要な制約を与えることを示します。
トランジット分光法（HEARTS）で解決された熱い太陽系外惑星の大気V.膨張したスーパーネプチューンWASP-166bでのナトリウムの検出
| Title |
Hot_Exoplanet_Atmospheres_Resolved_with_Transit_Spectroscopy_(HEARTS)_V._Detection_of_sodium_on_the_bloated_super-Neptune_WASP-166b |
| Authors |
J._V._Seidel,_D._Ehrenreich,_V._Bourrier,_R._Allart,_O._Attia,_H._J._Hoeijmakers,_M._Lendl,_E._Linder,_A._Wyttenbach,_N._Astudillo-Defru,_D._Bayliss,_H._M._Cegla,_Kevin_Heng,_B._Lavie,_C._Lovis,_C._Melo,_F._Pepe,_L._A._dos_Santos,_D._S\'egransan,_S._Udry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01783 |
惑星の形成過程や進化のメカニズムは、海王星の熱い砂漠の起源であると推測されています。現在この砂漠の内部または端に住んでいる太陽系外惑星を研究することで、形成と進化のそれぞれの役割を解明することができます。ネプチューン砂漠の外縁にある、膨張したスーパーネプチューンWASP-166bのHARPS透過スペクトルを示します。中性ナトリウムは3.4$\sigma$レベル（$0.455\pm0.135\％$）で検出されます。これは、線を広げる仮の兆候であり、ナトリウムをさらに空間に吹き込む風によって引き起こされる可能性があります。これらの高度に照射された世界。同じ観測でナトリウムの非検出を主張していた以前の研究との関連でこの検出を行い、廃棄された恒星ナトリウム線の痕跡における高いノイズが非検出の原因であったことを示します。WASP-166bと同様の太陽系外惑星の検出に対する、この低いS/N比の影響を強調します。
拡大された高赤方偏移星団に向けた統計的マイクロレンズ
マイクロレンズの前景個体群によって誘発された、重力で拡大された高赤方偏移星団の光変動性を研究します。これは、光源面上のランダムな拡大パターンを横切る多数の光源星からの光の変化の非干渉性の重ね合わせとして発生します。光度曲線は、数年から数十年のタイムスケールでのスケール不変のガウス過程に似ていますが、数日から数ヶ月のタイムスケールでは、振幅が大きく、マイクロコースティック交差フレアが頻繁に発生します。具体的な例として、レンズ付きのサンバーストアークで最近発見された$L=2.37$の若いLyman-continuum-leaking星団を研究します。拡大画像の1つにかすかな前景銀河が介在しているため、$1$-$2\％$レベルで可変フラックスを示すはずです。これは$\sim1$-$3\で宇宙で測定可能です。ハッブル宇宙望遠鏡での$ks露出、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡での露出、または適応光学系なしの$\sim$4メートル望遠鏡を使用した地上からの露出。この変動性の詳細な測定により、絶対マクロ倍率を決定し、したがって星団の固有の質量と長さのスケールを決定し、恒星集団の合成モデルをテストし、大量の星の多様性を探ることができます。さらに、前景の恒星マイクロレンズによる重要な介入のない、星団の他のレンズ付き画像を監視することで、暗黒物質のわずか数パーセントを構成する惑星から恒星の質量コンパクトオブジェクトを探査できるようになることをお勧めします。銀河団の星の典型的な表面密度を考えると、この現象は、銀河団のレンズの背後にある宇宙の正午で他の多くの重力によって拡大された星団に関連していると予想されます。
銀河団におけるミニハローとAGNフィードバックの関係について
| Title |
On_the_relation_between_mini-halos_and_AGN_feedback_in_clusters_of_galaxies |
| Authors |
A._Richard-Laferri\`ere,_J._Hlavacek-Larrondo,_R._S._Nemmen,_C._L._Rhea,_G._B._Taylor,_M._Prasow-\'Emond,_M._Gendron-Marsolais,_M._Latulippe,_A._C._Edge,_A._C._Fabian,_J._S._Sanders,_M._T._Hogan,_G._Demontigny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01306 |
さまざまな大規模拡散電波構造が、電波天文学の新しい最先端の設備の出現により、多くのクラスターで特定されています。これらの拡散電波構造の中で、電波のミニハローは、クールコアクラスターの中央領域にあります。それらの起源はまだ不明であり、発見するのは困難です。現在までに30冊未満が公開されています。新しいVLA観測に基づいて、大規模な強力なクールコアクラスターPKS0745$-$191（$z=0.1028$）でミニハローを確認し、大規模なクールコアクラスターMACSJ1447.4+0827（$z=0.3755$）。さらに、既知のすべてのミニハローの詳細な分析を使用して、中央の銀河からのミニハローとAGNフィードバックプロセスの関係を調べます。AGN電波放射を過去のコンポーネントにスペクトル分解すると、ミニハロー無線パワーとX線キャビティパワーの間、およびミニハローと相対論的ジェットに関連する中心銀河ラジオパワーの間の、以前は未知であった強い相関関係の証拠が見つかります爆発と継続的な降着のための1つ。全体として、私たちの研究は、以前の仮定に従って、ミニハローがクラスター内の中央AGNに直接接続されていることを示しています。AGNフィードバックは、クラスター内媒体にエネルギーを注入して粒子の古い集団を再加速することによってミニハローを発生させる主要なメカニズムの1つである可能性があると仮定します。一方、スロッシングモーションは、コールドフロント内のミニハローの全体的な形状を駆動します。。したがって、AGNフィードバックは、クールコアクラスター内の冷却を相殺する上で重要な役割を果たすだけでなく、クラスター内の非熱粒子を再活性化する際にも基本的な役割を果たす可能性があります。
$ z \ sim6 $の星形成銀河におけるLy $ \ alpha $ -UV空間オフセットのサイズと普及率
| Title |
The_Size_and_Pervasiveness_of_Ly$\alpha$-UV_Spatial_Offsets_in_Star-Forming_Galaxies_at_$z\sim6$ |
| Authors |
B._C._Lemaux,_S._Fuller,_M._Brada\v{c},_L._Pentericci,_A._Hoag,_V._Strait,_T._Treu,_C._Alvarez,_P._Bolan,_P._J._Gandhi,_T._Jones,_C._Mason,_D._Pelliccia,_B._Ribeiro,_R._E._Ryan,_K._B._Schmidt,_E._Vanzella,_Y._Khusanova,_O._Le_F\`evre,_L._Guaita,_N._P._Hathi,_A._Koekemoer,_and_J._Pforr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01310 |
再イオン化のエポック（5<z<7）における65のレンズ付き銀河とレンズなし銀河のサンプルについて、紫外連続体とLy$\alpha$放出の間の予測空間オフセットを調べます。これらのオフセットがスリット分光で観測された銀河のLy$\alpha$プロパティの推定を混乱させる可能性を理解します。サンプルの銀河の約40％が有意な投影空間オフセット（$|\Delta_{Ly\alpha-UV}|$）を示していることがわかりますが、平均オフセットは控えめに0.61$\pm$0.08kpcです。サンプルのごく一部、約10％は、これらの赤方偏移での典型的な銀河の有効半径よりも大きい2〜4kpcのオフセットを示しています。内部比較およびより低い赤方偏移での研究との比較では、赤方偏移を伴う$|\Delta_{Ly\alpha-UV}|$の進化の有意な証拠は得られませんでした。私たち自身のサンプルでは、UV明るい銀河は、それぞれの暗い銀河よりも3倍大きいオフセットを示しました。それぞれ0.89$\pm$0.18対0.27$\pm$0.05kpcです。オフセットはマージプロセスの結果ではない可能性が高いと主張しますが、Ly$\alpha$蛍光や近傍または流出ガスからの後方散乱を促進する恒星フィードバックの結果として、銀河内部の異方性内部プロセスが原因であると主張します。さまざまな観測設定のオフセット効果によるLy$\alpha$フラックスの減少は、単純なシミュレーションの模擬観測を通じて定量化されました。平均オフセットのある銀河のLy$\alpha$光子の損失は、修正した場合、最も狭いスリット幅（<0.4''）以外のすべての制限要因ではないことがわかりました。ただし、最大のオフセットの場合、そのようなオフセットがスリットの主軸にほぼ垂直であると、JamesWebbSpaceで計画されているようなスリット幅$\le$1''が使用された場合、スリットの損失が非常に深刻であることがわかりました。望遠鏡/NIRSpec観測。（要約）
LSST時代の白色矮星と宇宙ベースのミッションとの相乗効果
VeraC.RubinObservatoryでの空間と時間のレガシー調査（LSST）の差し迫った開始、およびこの10年の後半に運用を開始すると予想されるいくつかの新しい宇宙望遠鏡により、時間領域と広視野天文学の両方が新しい時代。このホワイトペーパーでは、銀河系の白色矮星（WD）の分布に新しいマルチコンポーネントモデルを使用して、今後の4つの広視野調査（つまり、LSST、ユークリッド、ローマ宇宙望遠鏡、CASTOR）でWD母集団をシミュレートします）結果のサンプルを使用して、いくつかの代表的なWD科学の事例を調査します。私たちの結果は、LSSTが銀河系WDに豊富な情報を提供し、積み重ねられた10年間の調査の最終的な深さで1億5000万以上のWDを検出することを確認しています。このサンプル内では、300,000近くのオブジェクトに5$\sigma$視差測定があり、700万近くに5$\sigma$の適切なモーション測定があります。これにより、ハローWD光度関数のターンオフの検出と、より多くの発見200,000ZZCetiスター以上。LSSTデータをユークリッドやローマ宇宙望遠鏡からの観測と組み合わせることによって可能になる広い波長範囲も、デブリディスクを備えた3,500WD以上を発見し、地上ベースと宇宙ベースのデータを組み合わせる利点を強調します。ミッション。
SDSSスペクトルとGALEX測光からの初期型銀河の歴史の手がかり
| Title |
Clues_on_the_history_of_early-type_galaxies_from_SDSS_spectra_and_GALEX_photometry |
| Authors |
Ariel_Werle,_Roberto_Cid_Fernandes,_Natalia_Vale_Asari,_Paula_R._T._Coelho,_Gustavo_Bruzual,_Stephane_Charlot,_Reinaldo_R._de_Carvalho,_F\'abio_R._Herpich,_Clauda_Mendes_de_Oliveira,_Laerte_Sodr\'e,_Daniel_Ruschel_Dutra,_Andr\'e_de_Amorim_and_Vitor_M._Sampaio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01314 |
それらの光学恒星連続体に基づく初期型銀河（ETG）の恒星個体群研究は、これらが静止系であることを示唆しています。ただし、輝線と紫外線測光は多様な人口を明らかにします。新しいバージョンのSTARLIGHTスペクトル合成コードと最先端の恒星母集団モデルを使用して、$NUV-r>5$の3453$z<0.1$銀河のサンプルのSDSSスペクトルとGALEX測光を同時に当てはめます。ギャラクシー動物園で楕円形に分類されています。文献からの基準を使用して選択されたUV上昇銀河の80％について$FUV$等級を再現しました。これは、連星や極端な水平分岐星などの追加の恒星集団成分がUV上昇に限定的に寄与していることを示唆しています。紫外線データを追加すると、平均恒星年齢、金属性、減衰の分布が広がります。$1\、$Gyr未満の恒星集団は、サンプルの17％で紫外線放射を再現する必要があります。これらのシステムは$5<NUV-r<5.5$でサンプルの43％を占め、サンプル内の他のETGと同じ恒星の質量範囲をカバーしています。若い恒星コンポーネントのETGは、$H\alpha$に相当する幅（$W_{H\alpha}$）が大きく、ダスト減衰が大きくなります。輝線比と$W_{H\alpha}$は、これらのシステムの電離源が若い星と古い星の集団の混合であることを示しています。彼らの若い恒星の個体群は金属が少なく、特に高質量銀河では、小さな合併などの外部プロセスによって引き起こされる若返りイベントに関連する最近の星形成を示しています。
ローカルスターバーストの状態と衝突リング内でのGRB 980425 / SN 1998bwの形成
| Title |
Local_starburst_conditions_and_formation_of_GRB_980425_/_SN_1998bw_within_a_collisional_ring |
| Authors |
M._Arabsalmani,_F._Renaud,_S._Roychowdhury,_V._Arumugam,_E._Le_Floc'h,_F._Bournaud,_D._Cormier,_M._A._Zwaan,_L._Christensen,_E._Pian,_S._Madden,_A._Levan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01317 |
〜50pcスケールでのAtacama大型ミリメータアレイ（ALMA）でのCO（2-1）輝線観測を使用して、ガンマ線バーストの近くの分子ガスの最初の空間分解研究を提示します。GRB980425のホスト銀河には、GRBホストとGRBが配置されているその伴銀河との衝突により形成された可能性が高い高カラム密度のHIガスのリングが含まれています。銀河で11個の分子ガス塊を検出しました。そのうち7個はガスリング内にあります。GRBの位置に最も近いクランプは、約280pcの予測分離にあります。GRB前駆細胞がこの塊で形成されたクラスターから排出されたのはもっともらしいことですが、GRB前駆細胞のinsitu形成が最も可能性の高いシナリオであると私たちは主張します。塊の分子ガス質量を測定し、それらが大規模な星団を形成するのに十分であることがわかりました。塊の分子ガス枯渇時間は、約2dexの変動を示します。これは、近くの宇宙のスターバースト銀河で見られる消耗時間の大きな変動に匹敵します。これは、銀河全体としてその全体的な特性に基づいてスターバーストとして分類することができない場合でも、銀河のローカルスケールでの星形成のスターバーストモードの存在を示しています。私たちの調査結果は、GRB9802425の前駆細胞がスターバーストモードの星形成で形成された若い大規模な星団に由来していることを示唆しています。
アルマ望遠鏡は金属の乏しいマゼラン橋Aの分子雲を解決します
（要約）マゼラン橋Aでのガスとダストの放出を特徴付けます。これは、1皿の調査で見つかった放出の870$\mu$mの排出量が最大です。アルマ望遠鏡を使用して、1.3ミリメートルの連続体とCO（2-1）線放出で、サブパーセクの解像度でマゼランブリッジA分子雲をマッピングしました。また、APEXを使用して870$\mu$mの連続体と約6pcの解像度でCO（2-1）線の放出で雲をマッピングします。アルマとAPEXCO（2-1）ラインキューブを組み合わせて、分子ガス放出を研究します。マゼランブリッジAは、ダストとCO（2-1）放出の2つの異なる分子雲に分かれます。遠赤外線フラックスのフィッティングから得られた最良のパラメーターによると、北の発生源でのダスト放出は、あまり発達していない星の形成に対応して、南の発生源よりも約3K低温です。両方のダストソースは、LABOCAデータで大きなサブミリメートル超過を示します。私たちのベストフィットによると、Spitzer/Herschel連続体への修正黒体（MBB）フィットに対する超過は、北と南のソースでそれぞれ〜7と〜3です。それにもかかわらず、ALMAでは対応する1.3mmの連続体は検出されません。私たちの限界は、MBBフィットの外挿と互換性があるため、このより長い波長での過剰を個別に確認することはできません。CO（2-1）排出は、ビリアルの質量がそれぞれ約400と700Moの2つのパーセックサイズの雲です。それらの体積密度は〜700-2600cm$^{-3}$で、銀河系分子雲の典型的なバルク密度よりも大きいです。COからH2への変換係数は6.5および15M$_{\odot}$（Kkms$^{-1}$pc$^2$）$^{-1}$で、北および南の雲です、それぞれのビリアル質量とCO（2-1）光度を使用して計算されます。私たちのMBBからのガス質量推定はダスト放出に適合し、北と南の質量$M\sim1.3\times10^3$M$_{\odot}$と$2.9\times10^3$M$_{\odot}$を生成しますそれぞれ、COから推定したビリアルの質量よりも約4倍大きい値です。
VIMOS超深度調査：$ 2
| Title |
The_VIMOS_Ultra-Deep_Survey:_the_Ly$\alpha$_emission_line_morphology_at_$2_ |
| Authors |
B._Ribeiro,_O._Le_F\`evre,_A._Paulino-Afonso,_P._Cassata,_V._Le_Brun,_B._C._Lemaux,_D._Maccagni,_L._Pentericci,_R._Thomas,_G._Zamorani,_E._Zucca,_R._Amor\'in,_S._Bardelli,_L._P._Cassar\`a,_L._Guaita,_N.P._Hathi,_A._Koekemoer,_D._Schaerer,_M._Talia,_J._Pforr,_L._Tresse,_S._Fotopoulou,_D._Vergani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01322 |
Lyman-$\alpha$（Ly$\alpha$）輝線は、高赤方偏移銀河を確認および研究するために至る所で使用されています。$2<z_\mathrm{spec}\lesssim6にある4192個の星形成銀河の親サンプルからの914個のLy$\alpha$エミッターのサンプルで、VIMOSウルトラディープサーベイの2Dスペクトルに見られる線形態について報告します$。Ly$\alpha$放出の空間範囲の研究は、銀河からのLy$\alpha$光子の脱出への洞察を提供します。線の放出を、存在しない、一致した、投影された空間オフセットとして、または観測された2DUV連続体放出に関して拡張したものとして分類します。サンプルのラインエミッターは、約45％一致、約24％拡張、および約11％オフセットエミッターとして分類されます。検出されたUV連続体を持つ銀河の場合、拡張されたLy$\alpha$エミッター（LAE）が同等の最も高い幅の銀河に対応することを示します（平均$W_\mathrm{Ly\alpha}\sim-22${\AA}）。これは、このクラスのオブジェクトが、狭帯域の選択されたサンプルで最も一般的であることを意味します。これは、通常、同等の高幅のLAE、$<-20${\AA}を選択します。拡張されたLy$\alpha$エミッターは、ここで考慮されるすべてのクラスの質量が小さく、星形成が少なく、ダスト含有量が低く、UV連続体サイズ（$r_{50}\sim0.9$kpc）が小さいことがわかります。また、UVサイズの大きい銀河では、Ly$\alpha$エミッターの割合が少ないことがわかります。エミッタークラスごとのスペクトルを積み重ねることで、弱いLy$\alpha$エミッターは、強い低イオン化星間媒質（ISM）吸収線を持つことがわかります。興味深いことに、Ly$\alpha$オフセット放出（UV連続体からの中央分離$1.1_{-0.8}^{+1.3}$kpc）を持つ銀河は、ISMで可視放出のない銀河と同様の速度オフセットを示します（そして他のLy$\alpha$放出クラスとは異なります）。このクラスのオブジェクトは、ガス降着、明るいオフセットの塊、またはより大きな銀河への進行中の融合活動のエピソードを示唆している可能性があります。
ガイアDR2を使用した、塵の中のOrionAの詳細な3D構造
| Title |
Detailed_3D_structure_of_OrionA_in_dust_with_Gaia_DR2 |
| Authors |
Sara_Rezaei_Kh.,_Coryn_A.L._Bailer-Jones,_Juan_D._Soler,_and_Eleonora_Zari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01331 |
ガイアDR2の前例のない天文測定は、太陽近傍の分子雲を詳細に研究する機会を私たちに提供します。ただし、これらのデータから豊富な情報を抽出することは依然として困難です。ガウスプロセスベースの3次元ダストマッピング手法をさらに改善して、分子雲をより詳細に研究できるようにしました。これらの改善には、星の数による計算コストの大幅に優れたスケーリング、および個々の星までの距離の不確実性の考慮が含まれます。ガイアDR2天文学と2MASSおよびWISE測光を3万個の星に対して使用して、OrionA分子雲の方向にダストの分布を600pcまで推定します。オリオンAの前に、太陽から約350pcの距離に中心を置いた泡のような構造を特定します。メインのオリオンA構造は少し離れた距離で見ることができ、100pcを超える尾がカーブしていて、視線に対してわずかに傾いていることがはっきりとわかります。私たちの前景の構造の位置は5〜10マイアの古い恒星の個体群と一致しており、オリオン星雲クラスター自体のそれよりも前の星形成エピソードを示唆しています。また、OrionB分子雲の主な構造を特定し、さらに太陽から約460pcの距離にある背景成分を発見します。最後に、Planckによってマッピングされた、さまざまな距離にあるダストコンポーネントを、平面の磁場方向に関連付けます。これは、星形成領域の周りの3Dで磁場をモデリングするための貴重な情報を提供します。
Horizon-AGNシミュレーションにおける空間的にオフセットされたブラックホールと観測との比較
| Title |
Spatially_offset_black_holes_in_the_Horizon-AGN_simulation_and_comparison_to_observations |
| Authors |
Deaglan_J._Bartlett,_Harry_Desmond,_Julien_Devriendt,_Pedro_G._Ferreira_and_Adrianne_Slyz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01353 |
宇宙の流体力学的シミュレーションHorizon-AGNと、文献からのさまざまな観測で、銀河の中心とそれらの超大質量ブラックホール（BH）の間の変位を調べます。Horizon-AGNのBHは、周囲のガスによって発生するサブグリッドの動的摩擦力を感じ、それにより、リコイルBHが銀河から放出されるのを防ぎます。私たちは、i）空間的にオフセットされたBHの割合が宇宙時間とともに増加すること、ii）時間とともに減衰するが$z=0$付近で失速する軌道半径を持つ銀河の平面内の順行軌道にBHが存在すること、およびiii）銀河の中心からのオフセットの大きさは、観測よりもシミュレーションで大幅に大きくなります。落下と過剰なオフセットの大きさの停滞は、星と暗黒物質からの動的摩擦がシミュレーションでモデル化されていないという事実に起因するため、将来のシミュレーションのブラックホールダイナミクスを改善する方法を提供します。
超巨大ブラックホールには、かすかな広幅と狭幅の輝線があります
| Title |
Hyper-massive_Black_Holes_have_Faint_Broad_and_Narrow_Emission_Lines |
| Authors |
Harshitha_K._Bhat,_Susmita_Chakravorty,_Dhrubojyoti_Sengupta,_Martin_Elvis,_Sudeb_Ranjan_Datta,_Nirupam_Roy,_Caroline_Bertemes,_Gary_Ferland,_Savithri_H._Ezhikode |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01438 |
EUVは、クエーサーの高い等価幅（EW）の広くて狭い輝線（BEL、NEL）を作成するほとんどのイオン化を提供します。超巨大シュヴァルツシルトブラックホール（HMBH、$M_{BH}\geq10^{10}M_{\odot}$）と$\alpha$-discsのスペクトルは、EUVで急速に減少し、EWがはるかに低いことを示唆しています。質量$10^{6}-10^{12}M_{\odot}$のブラックホールのモデルスペクトルと降着率$0.03\leqL_{bol}/L_{edd}\leq1.0$がCLOUDY光イオン化コードに入力されました。EWでは、BELは$M_{BH}\sim10^8M_{\odot}$から$M_{BH}\sim10^{10}M_{\odot}$まで$\sim$100倍弱くなります。高イオン化BEL（OVI1034$\overset{\circ}{\mathrm{A}}$、CIV1549$\overset{\circ}{\mathrm{A}}$、HeII1640$\overset{\circ}{\mathrm{A}}$）（$M_{BH}\geq10^6M_{\odot}$からのEWの減少、ボールドウィン効果を再現するが、$M_{BH}\geqのEWを取り戻す10^{10}M_{\odot}$）。低電離線（MgII2798$\overset{\circ}{\mathrm{A}}$、H$\beta$4861$\overset{\circ}{\mathrm{A}}$およびH$\alpha$6563$\overset{\circ}{\mathrm{A}}$）は弱いままです。最大限に回転するHMBHの線も同様に動作します。BELの線比率図は、OVIを観察するのは難しいものの、高いOVI/H$\beta$と低いCIV/H$\alpha$がHMBHを選択する可能性があることを示しています。NELBPTダイアグラムでは、HMBHは、高度に回転し、高い降着率のHMBHを除いて、星形成領域の間にあります。要約すると、現在の光学施設を使用してHMBHから期待されるBELを検出することは困難です。100から$10^{12}M_{\odot}$まで、AGNの検出に使用される輝線は、ほとんどのAGNが検出される$10^6-10^9M_{\odot}$ウィンドウでのみEWが高くなります。この選択効果は、報告された$M_{BH}$の分布を歪める可能性があります。
Caltech-NRAO Stripe 82 Survey（CNSS）。 IV。ラジオラウドクエーサーの誕生013815 + 00
| Title |
Caltech-NRAO_Stripe_82_Survey_(CNSS)._IV._The_Birth_of_Radio-loud_Quasar_013815+00 |
| Authors |
Magdalena_Kunert-Bajraszewska,_Aleksandra_Wolowska,_Kunal_Mooley,_Preeti_Kharb,_Gregg_Hallinan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01590 |
超大質量ブラックホール（SMBH）へのガスの付着は、その発光に電力を供給する主なプロセスであると考えられています。これは、光学、UV、およびX線領域で発生し、電波では発生しません。クエーサーのほんの数パーセントが電波にしか聞こえないという観測上の事実は、活動銀河核（AGN）集団の理解に関して未解決の問題です。ここでは、UV光学連続体と低イオン化MgIIブロードラインの変化と一致するクエーサー013815+00（z=0.94）で、無線静音から無線ラウドモードへの急速な遷移の検出を示します。これは、約10^9太陽質量の質量の中央ブラックホールへの降着の強化として解釈されます。その結果、新しいラジオ音量のAGNが生まれました。そのスペクトルおよび形態学的特性は、活動の開始時に短いギガヘルツピークスペクトル（GPS）フェーズを通過し、数mJyのレベルで磁束密度を安定化させたことを示しています。013815+00の電波形態は非常にコンパクトであり、このような短期のジェット活動では、その開発は非常に遅くなると予測しています。観測された降着円盤の光度変化は、013815+00の新しい電波相の寿命よりも短くなっています。
宇宙線電子スペクトルにおけるエネルギー損失の特徴
| Title |
The_signature_of_energy_losses_on_the_cosmic_ray_electron_spectrum |
| Authors |
Carmelo_Evoli,_Pasquale_Blasi,_Elena_Amato,_Roberto_Aloisio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01302 |
宇宙線の電子スペクトルの微細構造、特にエネルギー$\sim$42GeVでAMS-02によって主張された過剰が、紫外線、赤外線、およびCMB光子に加えて、銀河系の磁場における標準的なシンクロトロン損失。紫外線のバックグラウンドでのクラインニシーナ体制への移行が特徴の原因です。したがって、前のステートメントとは異なり、観察では異なるコンポーネントのオーバーラップは必要ありません。エネルギー$\sim$42GeVでAMS-02によって観測された特徴は、陽電子過剰とは関係がないことを強調します。代わりに、パルサーなどの陽電子源の存在が必要です。エネルギー損失はこの機能の物理的な説明であるため、銀河におけるレプトンの輸送は、数十GeVのオーダーのエネルギーまで損失が支配的であることを間接的に確認します。この発見は、ソースの周りに集中した繭に坪量が蓄積される宇宙輸送の代替理論の実現可能性に強い制約を課し、電子と陽電子が非常に高いエネルギーでのみ損失支配になることを要求します。
z> 4.5での若い電波クエーサーのX線特性
| Title |
X-ray_Properties_of_Young_Radio_Quasars_at_z_>_4.5 |
| Authors |
Bradford_Snios,_Aneta_Siemiginowska,_Ma{\l}gosia_Sobolewska,_C._C._Cheung,_Vinay_Kashyap,_Giulia_Migliori,_Daniel_A._Schwartz,_{\L}ukasz_Stawarz,_Diana_M._Worrall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01342 |
赤方偏移$4.5<z<5.0$での15人の若い電波クエーサーのチャンドラX線観測の包括的な分析を示します。すべての線源は$0.5〜7.0$keVのエネルギーバンドで検出されます。発光スペクトルが抽出され、サンプルの平均光子指数は$1.5\pm0.1$と測定されます。吸収されていないレストフレーム$2-10$keVの明度は、$（0.5-23.2）\times10^{45}$ergs$^{-1}$の範囲であることがわかります。光学X線のべき法則スペクトルインデックス$\alpha_{ox}$は、文献で利用可能な光学/UVデータを使用して各光源に対して計算されます。$\alpha_{ox}$-UV関係は他のクエーサー調査と比較され、独立した推定値と一致する反相関が観察されます。静止フレームラジオとX線の明度がサンプルに対して確立され、明度間の相関が検出されます。これらの多波長の結果は、広い赤方偏移範囲にわたるクエーサーのスペクトル進化の欠如を補強します。さらに、多波長分析から統計的に有意な外れ値である3つのクエーサーを特定します。1つのソースは初期宇宙におけるコンプトンの厚い候補であり、それぞれについて詳細に説明します。
| Title |
Discriminating_between_Neutron_Stars_and_Black_Holes_with_Imperfect_Knowledge_of_the_Maximum_Neutron_Star_Mass |
| Authors |
Reed_Essick,_Philipe_Landry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01372 |
GW170817のような例外的な低質量コンパクトバイナリ合体からの重力波信号は、ソースをバイナリブラックホールシステムと区別する物質シグネチャを運ぶ可能性がありますが、現在のAdvancedLIGOおよびVirgo天文台によって検出された8つのイベントごとに1つだけが可能性がありますたとえ存在する場合でも、物質の影響を測定するのに十分な大きさの信号対雑音比を持つこと。それにもかかわらず、システムのコンポーネントの質量は一般に正確に制約されます。コンパクトオブジェクトのマージの合計レート密度の明示的な混合モデルを構築し、構成要素の質量が異なる部分母集団から抽出される事後確率に従って重力波ソースを分類する階層ベイズ分析を開発します。最大中性子星質量の現在の不確実性を考慮し、総レート密度に異なる合理的なモデルを採用して、LIGO-Virgoコラボレーションの3番目の観測実行からの2つの最近のイベント、GW190425とGW190814を調べます。中性子星とブラックホールの質量分布の間に重複がない人口モデルの場合、通常、GW190425が中性子星-ブラックホールではなくバイナリ中性子星の合併である可能性が$\gtrsim70\％$であることがわかります合併。一方、想定される人口モデルに関係なく、GW190814がゆっくり回転する中性子星に関与する可能性は$\lesssim6\％$あることがわかります。
[Fe II] 1.644 $ \ mu $ mで観測されたNGC6946の超新星残骸集団とHST
| Title |
The_Supernova_Remnant_Population_of_NGC6946_as_Observed_in_[Fe_II]_1.644_$\mu$m_with_HST |
| Authors |
Knox_S._Long,_William_P._Blair,_P._Frank_Winkler_and_Christina_K._Lacey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01415 |
NGC6946は、1917年以来10個の超新星をホストしてきた、星形成率の高い対面する渦巻銀河です。驚くべきことではありませんが、多数の超新星残骸と候補が、[SII]：H$\alpha$の高い光学星雲として識別されています。ライン比（147）またはコンパクトな非熱放射源（35）。ただし、これら2つのサンプル間で重複しているのは7つだけです。ここでは、[FeII]1.644$\mu$m放出を新しい診断として適用し、この矛盾を解決するために超新星残骸を検索します。[FeII]は、超新星残骸の放射衝撃で比較的強く、HII領域ではほとんど存在しないと予想されています。それは、残存物を識別するために通常使用される光ラインよりも、視線に沿った吸収の影響を受けにくいです。HST上のWFC3カメラからのデータを使用して}、NGC6946の132[FeII]放出星雲を超新星残骸として特定します。これらのうち、54個は以前に知られている光学的超新星残骸と整列しています。残りの78個のオブジェクトは新しいものです。これらの44個は、H$\alpha$および[SII]の新しいHST画像に表示されます。これにより、NGC6946の（光学および/またはIRデータからの）超新星残骸候補の総数は225になります。この拡張されたリストには、無線超新星残骸候補（検索領域の30のうち）との合計14の一致が見つかります。非常に多くの新しい残骸候補の特定により、残骸を見つけるための[FeII]画像の使用が検証され、他の銀河における以前の残骸探索が完全とはほど遠い可能性があることが示唆されます。
検出対象として月とバックグラウンドニュートリノデータを使用して暗黒物質のスピンに依存しない弾性散乱断面積を制約する
| Title |
Constraining_the_spin-independent_elastic_scattering_cross_section_of_dark_matter_using_the_Moon_as_a_detection_target_and_the_background_neutrino_data |
| Authors |
Man_Ho_Chan,_Chak_Man_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01589 |
私たちの月は、暗黒物質を束縛するための自然の巨大な直接検出ターゲットです。月の暗黒物質捕獲率を考慮すると、バックグラウンドニュートリノデータを使用して、核子$\sigma_p^{\rmSI}$上の暗黒物質粒子のスピンに依存しない弾性散乱断面積のいくつかの制約が得られます。$\sigma_p^{\rmSI}$の上限は、特定の「共鳴暗黒物質の質量」の範囲で$\sim10^{-38}-10^{-36}$cm$^2$に制限できます。これらの厳しい天体物理学的制約は、直接検出実験で得られた制約を補完するものです。
FRB 180916.J0158 + 65およびFRB
121102の強制的に歳差運動する中性子星、異常なトルク、および内部磁場からの周期的な高速無線バースト
| Title |
Periodic_fast_radio_bursts_from_forcedly_precessing_neutron_stars,_anomalous_torque,_and_internal_magnetic_field_for_FRB_180916.J0158+65_and_FRB_121102 |
| Authors |
Denis_Nikolaevich_Sob'yanin_(Lebedev_Physical_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01616 |
カナダの水素強度マッピング実験（CHIME）における繰り返し高速バーストバーストソースFRB180916.J0158+65の周期的活動の最近の発見は、自由に歳差運動する中性子星からのFRBの考えられる起源を示唆しています。$10^{16}$G.しかし、SwiftとAGILEの観測で同時に検出された高エネルギー放出がないことは、フィールドの大きさに厳しい制約を課し、そのような前駆体の可能性に疑問を投げかけます。中性子星の強制歳差運動の考慮は困難に遭遇しないことを示す。この種の歳差運動は、中性子星が変形せず、恒星の回転によって引き起こされ、非回転電流によって決定される電磁力の異常なモーメントによって引き起こされた場合でも発生します。同時回転の電流に期待されるものとは対照的に、直接法で計算された異常なトルクはゼロではないように見えます。観測された16.35日の期間が恒星の歳差運動の期間に対応する場合、推定される内部磁場は、回転期間1秒間で約$6\times10^{14}$Gであるように見えます。周期が157日の別のおそらく周期的なFRB121102の場合、磁場はさらに低く、$2\times10^{14}$Gであり、それにより、以前の考察を正当化し、歳差運動中性子星からのFRB起源の仮説を除外しません。
中性子星クラストの付着における浅い加熱に対する実験的制約
| Title |
Experimental_constraints_on_shallow_heating_in_accreting_neutron-star_crusts |
| Authors |
Nicolas_Chamel,_Anthea_Francesca_Fantina,_Julian-Leszek_Zdunik,_Pawel_Haensel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01664 |
低質量X線連星の静止期間中に一時的に降着する中性子星の観測された熱緩和は、中性子星クラストの浅い層に未知の熱源が存在することを示唆しています。既存の実験的な核データを利用して、X線バースト灰の埋没によって引き起こされる電子捕獲と微核融合反応により、降着中性子星の外殻に堆積する可能性のある最大可能熱量を推定します。
薄層近似におけるエネルギー保存：II。超新星残骸の非対称古典的事例
| Title |
Energy_Conservation_in_the_thin_layer_approximation:_II._The_asymmetric_classic_case_for_supernovae_remnants |
| Authors |
Lorenzo_Zaninetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01670 |
ここでは、薄層近似の枠組みでのエネルギー保存を非対称の場合に拡張します。4種類の星間媒質が分析され、密度は逆二乗プロファイル、べき乗則プロファイル、指数プロファイル、およびトロイダルプロファイルに従います。時間の関数としての半径と球座標の極角の解析解は、逆二乗プロファイルの場合に導出されます。分析結果と数値結果は、SN1987AとSN1006の2つの超新星残骸に適用されます。放射損失による逆反応は、周囲の媒質の逆二乗プロファイルの場合に評価されます。SN1987Aに見えるトリプルリングとSN1006のジェット機能を説明する、画像形成の2つのモデルが表示されます。
矮小銀河におけるダークマターの無線周波数探索
ドワーフ回転楕円体銀河は、間接的な暗黒物質探索の最適なターゲットとして長い間議論されてきました。しかし、そのような研究の大部分はガンマ線装置を使って行われました。このレビューでは、無線ベースの間接暗黒物質検索で行われたごく最近の進歩について説明します。このトピックに関する既存の作業を検討し、今後のスクエアキロメーターアレイに照らして暗黒物質の狩猟の主要なコンポーネントになることを約束する、この新たに発展している分野での継続的な作業を動機付ける将来の展望について議論します。
大気チェレンコフ望遠鏡アレイをイメージングするためのランワイズシミュレーションおよび分析フレームワーク
| Title |
A_Run-Wise_Simulation_and_Analysis_Framework_for_Imaging_Atmospheric_Cherenkov_Telescope_Arrays |
| Authors |
M._Holler,_J.-P._Lenain,_M._de_Naurois,_R._Rauth,_D._A._Sanchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01697 |
実際の観測条件と各観測ユニットの個々の望遠鏡構成をシミュレートする、イメージング大気チェレンコフ望遠鏡（IACT）アレイの新しいシミュレーションと分析パラダイムを紹介します。シミュレーションは通常、事前定義された設定を使用して生成される既存のフレームワークと比較して、この実行的シミュレーションアプローチは、より現実的なシミュレーションを意味し、したがって体系的な不確実性を低減します。この専用のシミュレーションコンセプトの計算作業は、さまざまな観測構成の量に特に依存せず、観測時間に比例してスケーリングされます。これは、現在および将来のIACTアレイがますます複雑化する大きな利点に対応します。位相空間のサイズにより、古典的なシミュレーションスキームを使用して体系に関する要件に達するシミュレーションを生成することが計算上不可能になります。
特集「ガンマ線暗黒物質探索におけるハロー部分構造の役割」のオーバーレイ
| Title |
Overlay_of_the_Special_Issue_'The_Role_of_Halo_Substructure_in_Gamma-Ray_Dark_Matter_Searches' |
| Authors |
Miguel_Angel_Sanchez_Conde,_Michele_Doro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01747 |
今日の重要な未解決の問題は、ダークマター（DM）ハロー下部構造がDM検索に関連する可能性があることを理解することです。標準的な宇宙論の枠組みでは、サブハローは大きなハロー、つまり私たちのような銀河の内部に大部分が存在すると予測されており、最初に形成され、その後結合してより大きな構造を形成すると考えられています。ドワーフ衛星銀河-私たち自身の銀河におけるハロー下部構造の最も大きな指数-はすでに優れたターゲットであることが知られており、実際、DM消滅信号の検索において現在のガンマ線実験によって常に精査されています。バリオンの対応物が見えるほど大きくない軽いサブハロは、それらの典型的な数密度と距離を考えると、良いターゲットになるかもしれません。さらに、より大きなハローに存在するサブハローの塊の分布は、DM信号を大幅に押し上げる可能性があります。ガンマ線実験が初めて、DMパラメータ空間の最も関連性の高い領域に到達するという刺激的な可能性を備えた時代に、現在テストされているDMターゲットとシナリオの深い知識は、選択されたターゲットまでの時間を監視する重要な望遠鏡に投資するため、およびDM検索の取り組みから堅牢な結論を導き出すための、DM誘発フラックスの正確な予測。この点で、サブハローの統計的および構造的特性の正確な特性評価が重要になります。特集「ガンマ線暗黒物質探索におけるハロー下部構造の役割」[https://www.mdpi.com/journal/galaxies/special_issues/Gamma-RayDMS]で、私たちは今日の私たちの立場を要約することを目指しましたDMハロー下部構造のさまざまな側面に関する知識。残りの大きな問題は何か、それらにどのように対処できるかを特定し、そうすることで、研究のための新しい道を見つける。
宇宙線における光と中組成のスペクトルの違いの近くの線源解釈
| Title |
Nearby_source_interpretation_of_differences_among_light_and_medium_composition_spectra_in_cosmic_rays |
| Authors |
Qiang_Yuan_(PMO),_Bing-Qiang_Qiao_(PMO,_IHEP),_Yi-Qing_Guo_(IHEP),_Yi-Zhong_Fan_(PMO),_Xiao-Jun_Bi_(IHEP) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01768 |
最近、AMS-02は、一次宇宙線の中間質量組成（ネオン、マグネシウム、シリコン）のエネルギースペクトルの正確な測定値を報告しました。ここでは、宇宙線Ne、Mg、Siの新しく測定されたスペクトル、特にHe、C、Oのスペクトルとの違いを説明するために、バックグラウンドソースの寄与とともに近くのソースシナリオを提案します。高エネルギーでの違いは、自然に近くのソースの要素の豊富さによって説明されています。具体的には、Ne、Mg、Si元素のバックグラウンドに対する近くのソースの存在比は、He、C、O元素の存在比より$\sim1.7$倍低くなります。このような違いは、前駆星の恒星進化の豊富さの違い、または近くのソースの加速プロセス/環境による可能性があります。このシナリオは、CREAM/NUCLEON/DAMPEによって最近明らかにされた宇宙線スペクトルの高エネルギースペクトル軟化機能、および大規模異方性のエネルギー依存の動作を同時に説明できます。Ne、Mg、SiグループのPeVエネルギーを下回る双極子異方性振幅は、He、C、Oグループの双極子異方性振幅よりも小さいことが予測されます。これは、将来の測定でテストできます。
MAAT @ GTCに関するホワイトペーパー
| Title |
White_Paper_on_MAAT@GTC |
| Authors |
Francisco_Prada,_Robert_Content,_Ariel_Goobar,_Luca_Izzo,_Enrique_P\'erez,_Adriano_Agnello,_Carlos_del_Burgo,_Vik_Dhillon,_Jos\'e_M._Diego,_Lluis_Galbany,_Jorge_Garc\'ia-Rojas,_David_Jones,_Jon_Lawrence,_Eduardo_Mart\'in,_Evencio_Mediavilla,_M._\'Angeles_P\'erez_Garc\'ia,_Jorge_S\'anchez_Almeida,_Jos\'e_A._Acosta_Pulido,_Angel_R._L\'opez-S\'anchez,_Santiago_Arribas,_Francisco_J._Carrera,_Amalia_Corral,_Inmaculada_Dom\'inguez,_Silvia_Mateos,_Silvia_Mart\'inez_Nu\~nez,_Eva_Villaver,_Mar\'ia_Rosa_Zapatero_Osorio,_Conrado_Albertus,_Fabrizio_Arrigoni_Battaia,_David_Barrado,_V\'ictor_J._S._Bejar,_Henri_M._J._Boffin,_Herve_Bouy,_Adam_Burgasser,_Cesar_Esteban,_Nuria_Huelamo,_Nicolas_Lodieu,_Mar\'ia_Morales_Calder\'on,_Antonio_P\'erez_Garrido,_Pablo_Rodr\'iguez_Gil,_Ana_Sagu\'es_Carracedo,_Miguel_Santander_Garc\'ia,_Enrique_Solano,_Manuel_A._P._Torres,_Roger_Wesson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01603 |
MAATは、10.4mのグランテレスコピオカナリアス（GTC）でOSIRISスペクトログラフを使用して、視野制限のあるFoV14.20''x10''で積分フィールド分光法（IFS）を実行できるビジターミラースライサー光学システムとして提案されています。スライス幅は0.303''です。MAAT@GTCは、0.6''幅のロングスリットと比較して、OSIRISの解像度を1.6倍に強化します。11個すべてのOSIRISグリズムおよび体積位相ホログラフィックグレーティングが利用可能で、3600〜10000{\AA}の波長範囲で中程度の解像度（R=600〜4100）の広いスペクトルカバレッジを提供します。MAAT独自の観測機能により、GTCコミュニティのニーズにその用途が広がり、時間領域の天文学をはるかに超えて、宇宙で最も衝撃的な現象の性質が明らかになります。OSIRIS+MAATを備えたGTCは、他の施設との相乗効果においても基本的な役割を果たすでしょう。それらの施設の一部は、ラパルマの北ORMで運用されています。このホワイトペーパーでは、MAAT@GTCのさまざまな側面について説明します。これには、科学的および技術的な仕様、卓越した科学の事例、機器の概念の概要などが含まれます。
ウダイプールのUSO / PRLでのCALLISTOを使用した太陽電波観測
| Title |
Solar_Radio_Observation_Using_CALLISTO_at_the_USO/PRL,_Udaipur |
| Authors |
Kushagra_Upadhyay,_Bhuwan_Joshi,_Prabir_K._Mitra,_Ramit_Bhattacharyya,_Divya_Oberoi,_Christian_Monstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01655 |
このペーパーでは、USO/PRLに設置されたCALLISTO太陽電波スペクトログラフのさまざまなサブシステムについて詳しく説明します。フロントエンドシステムでは、40〜900MHzの周波数範囲用に対数周期ダイポールアンテナ（LPDA）が設計されています。このペーパーでは、LPDA設計、その変更、およびシミュレーション結果を示します。また、ウダイプールでCALLISTOが撮影したいくつかの最初の観察を示します。
機械学習によって導出された、KiDSフォトメトリック赤方偏移およびPDF分布の外れ値に基づく拒否基準
| Title |
Rejection_criteria_based_on_outliers_in_the_KiDS_photometric_redshifts_and_PDF_distributions_derived_by_machine_learning |
| Authors |
Valeria_Amaro,_Stefano_Cavuoti,_Massimo_Brescia,_Giuseppe_Riccio,_Crescenzo_Tortora,_Maurizio_D'Addona,_Michele_Delli_Veneri,_Nicola_R._Napolitano,_Mario_Radovich,_Giuseppe_Longo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01840 |
確率密度関数（PDF）は、測光赤方偏移（zphot）予測誤差の推定値を提供します。zphotの精度、信頼性、完全性に関する厳しい要件を特徴とする、現在および将来の天空調査には不可欠です。現在の作業は、適切に定義された除外基準は、潜在的な外れ値を識別して拒否できるため、サンプルの完全性に関して多くを犠牲にすることなく、zphot推定値とその累積PDFの精度を向上できるという前提に基づいています。最大PDFのピークの幅と高さなど、PDFの形状記述子を適切にカットすることで、拒否を評価する方法を提供します。この作業では、KiloDegreeSurvey（KiDS）ESODataRelease4から抽出された測光を使用して、これらの拒否基準を銀河に対してテストしました。このようなアプローチにより、Zphot品質が大幅に改善されることが証明されました。-精度と完全性の間のオフ、$\simeq93を維持しながら、元のデータセットに対して、$\simeq75\％$の外れ値の割合の削減とNMADの$\simeq6\％$の改善を実現コンテンツの\％$。
古典的なセファイドの脈動する彩層。カルシウム赤外線トリプレットとH $ \ alpha $プロファイルのバリエーション
| Title |
Pulsating_chromosphere_of_classical_Cepheids._Calcium_infrared_triplet_and_H$\alpha$_profile_variations |
| Authors |
V._Hocd\'e,_N._Nardetto,_S._Borgniet,_E._Lagadec,_P._Kervella,_A._M\'erand,_N._Evans,_D._Gillet,_Ph._Mathias,_A._Chiavassa,_A._Gallenne,_L._Breuval,_B._Javanmardi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01365 |
最近、脈動サイクルにわたって一定であるセファイドの赤外線放射は、恒星の半径の約15\％のイオン化ガスの脈動シェルによるものである可能性があることが示されています。これは、セファイドの彩層活動に起因する可能性があります。。この論文の目的は、脈動サイクルに沿ったセファイドの彩層の動的構造を調査し、そのサイズを定量化することです。H$\alpha$とカルシウム近赤外線トリプレット（CaIR）のプロファイル変動を、24時間のセファイドのサンプルのUVESスペクトログラフを使用した高解像度分光法を使用して、約3〜60日間の良好な期間をカバーしています。スペクトル線プロファイルの定性分析の後、セフイドの周期の関数としてファンホーフ効果（H$\alpha$とCaIRの間の速度勾配）を定量化します。次に、シュワルツシルトメカニズム（衝撃波により2倍になる線）を使用して、彩層のサイズを定量化します。$P=10$日より長い周期を持つセファイドの重要なファンホーフ効果が見つかりました。特に、H$\alpha$ラインは、CaIRと比較して最大$\Deltav\約$30km/sの速度勾配で遅延しています。長周期のCepheidsの彩層のサイズは、恒星の半径の少なくとも$\およそ$50\％であることがわかります。これは、最初に、分析から以前に見つかったイオン化ガスで作られたシェルのサイズと一致しています。赤外線過剰の。最後に、サンプルの長周期のセファイドのほとんどについて、H$\alpha$ラインの静止吸収機能を報告します。これは、彩層を取り巻く恒星周囲エンベロープに起因するものです。セファイドのCa〜IRラインを分析することは、特に、\textit{Gaia}搭載の放射速度分光計（RVS）からの今後の観測に関連して、赤外線の過剰から周期-明度の関係を不偏にする可能性がある場合に重要です。彼らの彩層に敏感。
HESP-GOMPA調査からの新しい$ r $ -Process-Enhancedスターのアバンダンス分析
| Title |
Abundance_Analysis_of_New_$r$-Process-Enhanced_Stars_from_the_HESP-GOMPA_Survey |
| Authors |
Avrajit_Bandyopadhyay,_Thirupathi_Sivarani,_Timothy_C._Beers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01371 |
SDSS/MARVELS事前調査の一部として最初に観測された、5つの新しい比較的明るい$r$プロセスが強化された星の詳細な化学的存在量に関する研究を紹介します。これらの星は、金属性と炭素の存在量に基づいて、合計60個の星の中から、HESP-GOMPA調査（HanleEchelleSPectrograph-GalacticsearchOfMetalPoorstArs）の一部として、高解像度分光フォローアップ用に選択されました）。ここでは、この調査で見つかった3つの新しい$r$-Iスターと2つの新しい$r$-IIスターについて説明します。これらの各星について、$R\sim30,000$の分解能で詳細な存在量分析を実行し、結果を既存の文献と比較しました。5つ星すべての最初の$r$-プロセスピーク要素（Sr、Y、Zr）の3つを測定できますが、2番目の$r$-からBa、Ce、Nd、Sm、Eu、Dyを検出できます。プロセスピーク要素。トリウムは、アクチニドブーストスターであることが判明しているターゲットの1つでも検出できます。$r$-process-enhancedスターのサブ母集団と天の川ハロー母集団の他の星の間で比較研究を行って、このクラスのオブジェクトの起源を制限しました。これらの明るい$r$プロセスで強化された星は、この集団の元素合成の歴史を詳細に研究し、化学物質の濃縮の歴史に光を当てる絶好の機会を提供します。
時間距離変動地震学のための確率的逆転
時間距離ヘリオイズモロジーは、太陽の表面下の特徴を研究するための強力なツールのセットです。文献には多くの例があり、時間距離測定を解釈するには逆法が必要です。ただし、推論へのより統計的なアプローチを利用し、天文学コミュニティで広く使用されている手法は、ヘリオイズモロジーではあまり一般的ではありません。この記事は、ベイズ確率理論と、局所変動地震学に適したモンテカルロサンプリングに基づいた、潜在的に強力な反転スキームを紹介することを目的としています。確率論的方法と、それが局所的な地震学で使用される標準的な反転とどのように概念的に異なるかを説明します。問題の設定と得られた結果を比較対照するために、いくつかの計算例が実行されます。例では、ヘリオイズモロジーで研究された2つの重要な現象に焦点を当てています。子午線循環と超顆粒化です。数値モデルは合成観測値の計算に使用され、結果をテストできるソリューションを知るという追加の利点を提供します。デモンストレーションの目的で、問題は2次元と3次元で定式化され、光線理論とボーン理論の両方のアプローチが使用されます。結果は、確率的逆変換が不確実性のはるかに現実的な推定でより良い解を見つけるだけでなく、任意の特定のモデルで可能な解の範囲のより広いビューを提供し、逆変換の解釈をより定量的にすることを示しているようです本来は。太陽の向こう側を画像化する、または地球規模のロスビー波のシグネチャを検出した、ローカルヘリオイズモロジーの基本的な測定スキームで行われている進歩とは異なり、これらの測定の反転はあまり成功していません。そのような統計的手法は、これらの障壁のいくつかを克服してフィールドを前進させるのに役立つ可能性があります。
偏心プリメインシーケンスバイナリシステムV1878 Oriの大規模磁場
| Title |
The_large-scale_magnetic_field_of_the_eccentric_pre-main-sequence_binary_system_V1878_Ori |
| Authors |
Alexis_Lavail_(1),_Oleg_Kochukhov_(1),_Gaitee_Hussain_(2),_Costanza_Argiroffi_(3_and_4),_Evelyne_Alecian_(5),_Julien_Morin_(6),_the_BinaMIcS_collaboration_((1)_Uppsala_University,_(2)_European_Southern_Observatory,_(3)_University_of_Palermo,_(4)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Palermo,_(5)_Universit\'e_Grenoble_Alpes,_CNRS,_IPAG,_(6)_LUPM,_Universit\'e_de_Montpellier) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01518 |
若い二重裏打ち分光バイナリV1878Oriの時間分解、高解像度光学分光偏光観測を報告します。私たちの観測は、BinaMIcS大規模プログラムを通じて、カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡のESPaDOnS分光偏光計で収集されました。V1878OriAとBは、偏心非同期軌道上の部分的に対流する中間質量弱線Tタウリ星です。また、ペリアストロンおよびペリアストロンの外側でのX線観測も取得しました。最小二乗デコンボリューション技術（LSD）を使用して多くのスペクトル線からの情報を組み合わせ、軌道全体の両方のコンポーネントで円偏光信号を明確に検出しました。システムの軌道解を洗練し、一次成分と二次成分のもつれのないスペクトルを得ました。もつれのないスペクトルは、スペクトル合成を使用して2つのコンポーネントの大気パラメーターを決定するために採用されました。ZeemanDopplerイメージングコードを複合ストークス$IV$LSDプロファイルに適用して、輝度マップと2つのコンポーネントのグローバル磁場トポロジーを再構築しました。V1878OriAとBは、著しく異なるグローバル磁場トポロジーと平均磁場強度を持っていることがわかります。一次の全磁場は、主にポロイダルで非軸対称です（平均磁場強度は180G）。一方、セカンダリには、ほとんどトロイダルで軸対称のグローバルフィールド（平均強度310G）があります。これらの調査結果は、非常に類似したパラメーターを持つ星が、根本的に異なる全体的な磁場特性を示す可能性があることを確認しています。X線データの分析では、ペリアストロンでの放射能増強の兆候は見られず、この時期には強い磁気圏相互作用がないことが示唆されています。
ZTFデータリリース1の1000万を超える可変ソース候補のカタログ
| Title |
A_catalog_of_over_ten_million_variable_source_candidates_in_ZTF_data_release_1 |
| Authors |
Eran_O._Ofek,_Maayane_Soumagnac,_Guy_Nir,_Avishay_Gal-Yam,_Peter_Nugent,_Frank_Masci,_Shrinivas_R._Kulkarni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01537 |
可変光源は、幅広い天体物理現象を調べます。ZwickyTransientFacility（ZTF）のDataRelease1（DR1）で見つかった1000万を超える可変ソース候補のカタログを提示します。最大160日^-1の頻度で周期性検索を実行し、光度曲線を不安定な変数と滑らかな変数に分類します。ZTF-DR1光度曲線データベースの約10億個の光源について、変動指標と周期性検索の結果を最大5日^-1の頻度で示します。いくつかの新しい短周期（90分未満）候補と、2つの候補食システムを含む約60の新しいドワーフ新星候補を提示します。1000万個の変数カタログと最大10億個のソースカタログの両方が、catsHTM形式でオンラインで利用できます。
NGTSクラスター調査-II。オリオンで最も若い星からの白色光のフレア
| Title |
NGTS_clusters_survey_--_II._White-light_flares_from_the_youngest_stars_in_Orion |
| Authors |
James_A._G._Jackman,_Peter_J._Wheatley,_Jack_S._Acton,_David_R._Anderson,_Claudia_Belardi,_Matthew_R._Burleigh,_Sarah_L._Casewell,_Philipp_Eigm\"uller,_Samuel_Gill,_Edward_Gillen,_Michael_R._Goad,_Andrew_Grange,_Simon_T._Hodgkin,_James_S._Jenkins,_James_McCormac,_Maximiliano_Moyano,_Didier_Queloz,_Liam_Raynard,_Rosanna_H._Tilbrook,_Christopher_A._Watson,_Richard_G._West |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01553 |
次世代トランジットサーベイ（NGTS）の一部として観測された、オリオンコンプレックスに関連するメインシーケンス前の星からの高エネルギー白色光フレアの検出を示します。最大$5.2\times10^{35}$のエネルギーを持つこれらのフレアは、これまでに見られた中で最もエネルギッシュな白色光フレアイベントの一部です。フレア星と非フレア星のNGTS観測を使用して、4つのMyrM0-M3星の平均フレア発生率を測定しました。また、私たちの結果と以前の研究の結果を組み合わせて、近くの若い協会の初期のMスターの$1\times10^{35}$エルグを超えるフレアの平均率を予測しました。
噴出するミニフィラメントの高解像度分光法とその近くの彩層への影響
| Title |
High-resolution_spectroscopy_of_an_erupting_minifilament_and_its_impact_on_the_nearby_chromosphere |
| Authors |
I._Kontogiannis,_E._Dineva,_A._Diercke,_M._Verma,_C._Kuckein,_H._Balthasar,_C._Denker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01564 |
太陽円盤の中心の静かな地域でのミニフィラメントの噴火の進化と、それが周囲の大気に与える影響を調べます。真空タワー望遠鏡（VTT）、テネリフェ島、スペインのエシェルスペクトログラフによって取得されたH$\alpha$の高スペクトル解像度イメージング分光法を使用しました。太陽力学天文台（SDO）の大気イメージングアセンブリ（AIA）からのイメージング。H$\alpha$ラインプロファイルは、主成分分析（PCA）を使用してノイズを取り除き、次に反転して物理モデルとクラウドモデルのパラメーターマップを作成しました。ミニフィラメントは、一連の小さな再接続イベントを通じて小規模の反対極性の磁気的特徴の間に形成され、H$\alpha$に出現してから1時間以内に噴火しました。その発達と噴火は、大規模な噴火フィラメントとの類似点を示し、共通のメカニズムの作用を示しています。その噴火は、ゆっくりとした上昇と急速な拡大という2つのフェーズで発生し、ミニフィラメントが消える前にコロナの減光を引き起こしました。噴火中に、ねじれた糸のような構造を示す複雑な速度パターンを検出しました。その材料の一部が彩層に戻り、近くの低地の磁気構造に観測可能な影響をもたらしました。クラウドモデル分析は、ミニフィラメントが最初は光学的深さ、ソース関数、およびドップラー幅の点で他の彩層微細構造に似ていることを示しましたが、それは噴火までの過程で大規模なフィラメントに似ていました。彩層の高スペクトル分解能の観測は、ミニフィラメントのダイナミクスとプロパティ、およびそれらと周囲の大気との相互作用に関する豊富な情報を提供できます。
S型星W Aqlの驚くほど炭素が豊富な環境
WAqlは漸近巨大分岐（AGB）星で、大気の元素存在比C/O$\約$0.98であり、M型（C/O$<$1）とC型（C/O$>$1）AGBスター。この中間状態はS型星に典型的であると考えられていますが、それらの星間エンベロープ（CSE）の化学的内容の理解は現在かなり限られています。APEX望遠鏡を使用して周波数範囲159〜268GHzで観測を行い、よく研究されたAGB星に向けて利用可能なスペクトルと比較し、SiC2の場合の回転図分析に基づいて、存在量を推定しました。WAqlのCSEは、M型AGBスターのそれよりもC型AGBスターのCSEにかなり近いように見えます。特に、C2H、SiC2、SiN、およびHC3Nからの放出を検出します。以前はCタイプの星のCSEに対してのみ検出されていた分子です。CSEの気体成分の化学に基づくこの結論は、C型AGB星に典型的な大気分子バンドとダスト種のスペクトル特性の存在に関する文献の報告によってさらに支持されています。私たちの観測は主にCSEの外側の領域で種をトレースしますが、私たちの結論は、S型星の内風の最近の化学平衡モデルに基づくものと密接に一致しています：S型星の大気化学と星周化学はCのそれに類似している型のAGBスターは、M型のAGBスターよりもずっと近くにあります。大気C/Oへの依存性を特徴付けるためには、S型星のガス状星周化学のさらなる観測研究が必要です。AGB星のCSEの非平衡化学モデルは、特定のクラスのS型星と、大気中のC/Oの範囲によって引き起こされる化学種に対処する必要があります。
動的アクシオン背景における電磁信号の時間領域特性
| Title |
Time-domain_properties_of_electromagnetic_signals_in_a_dynamical_axion_background |
| Authors |
Peter_Adshead,_Patrick_Draper,_and_Benjamin_Lillard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01305 |
動的アキシオン背景の電磁波は、高周波数では超光速群速度を示し、低周波数では不安定性を示し、光子が空間を伝播する方法を変更します。局所的な外乱は因果的に伝播しますが、通常のマクスウェル理論とは異なり、伝播はライトコーン内だけでなく内部でも発生します。不安定モードでは、電磁場のエネルギー密度は時間のような変位に沿って指数関数的に増加します。この論文では、アクシオンの電気力学におけるさまざまな制限の遅延グリーン関数を導出し、伝播する信号の時間領域特性を研究します。
慣性フレームのドラッグ効果によるMOGのブラックホールと裸の特異点の区別
| Title |
Distinguishing_Black_Hole_and_Naked_Singularity_in_MOG_via_Inertial_Frame_Dragging_Effect |
| Authors |
Parthapratim_Pradhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01347 |
静止時空の周りのテストジャイロスコープの一般化されたスピン歳差を分析します。つまり、スカラーテンソルベクトル重力または修正重力〜（MOG）でのKerr-MOGブラックホール〜（BH）の場合です。一般化されたスピン周波数の詳細な調査が、非極値BHと比較して、\emph{non}極値Kerr-MOGBH、\emph{extremal}Kerr-MOGBHおよび\emph{nakedsingularity〜（NS）}に対して行われました。極値BH、およびカー時空のNS。{私たちが}計算した一般化されたスピン周波数は、{the}BH質量パラメーター、角運動量パラメーター、およびMOGパラメーターで表すことができます。さらに、この歳差周波数の計算により、非極値BH、極値BH、およびNSを区別します。Lense-Thirring〜（LT）周波数は、制限を$\Omega=0$iとして、一般化されたスピン周波数から取得できます。e。{角周波数}がゼロ制限に設定されている場合。さらに、さまざまな{値}の角度座標、つまり極座標から{the}赤道面までのLT周波数を計算します。LT周波数が極値BHの地平線で発散することを示します。最後に、3つのエピサイクリック周波数、つまりケプラー周波数、{ラジアルエピサイクリック周波数および{the}垂直エピサイクリック周波数を計算して、降着円盤の物理学を研究します。また、ペリアストロン周波数と節点周波数も計算します。これらの周波数プロファイルを利用して、{one}は3つのコンパクトオブジェクトiを区別できます。e。\emph{非極値BH、極値BH}{および}\emph{NS}。
フラクタル宇宙論の枠組みにおけるツァリスホログラフィック暗黒エネルギーモデルの研究
この研究では、Tsallisホログラフィックダークエネルギー（THDE）と相互の相互作用を通じて互いに相互作用する圧力のない暗黒物質で構成されるフラクタル宇宙の進化を研究します。次に、ハッブル長をIRカットオフスケールと見なして、このモデルの相互作用項を再構築します。我々はまた、初期の物質支配時代から後期加速までの宇宙進化の間のさまざまな宇宙論的パラメータの振る舞いを研究しています。現在の研究は、宇宙が最近の膨張の減速段階から加速段階へのスムーズな移行を経験していることを示しています。さらに、モデルの正規化されたハッブルパラメーターの進化も示し、それを最新の宇宙クロノメーターデータと比較しました。最後に、音速の2乗を使用して小さな摂動に対する安定性を調査することにより、モデルの実行可能性をテストします。
XENON1T超過の電子散乱解釈の制約
最近、XENON1T実験では、反動エネルギー範囲$1$-$7$keVで電子反動データの過剰が観察されました。最も好まれている新しい物理の解釈の1つは、速度が\\sim0.1$で質量が\\gtrsim0.1\、\mathrm{MeV}$のブーストされた粒子による電子散乱です。そのような粒子が電子と強い相互作用を持っている場合、それは宇宙論の標準的なシナリオに影響を与えるか、または低しきい値の直接検出実験で観察される可能性があります。ビッグバン元素合成、超新星冷却、直接検出実験からの制約に主に焦点を当てて、さまざまな制約を研究します。XENON1T超過の電子散乱解釈に対するこれらの制約の影響について説明します。
第三量子化真空からの宇宙の創造
3番目の量子化でゼロから自然に作成された、閉じた、平らな、開いた宇宙の平均数を計算します。ユニフォームの作成は、インフロンの運動エネルギーの値が大きい場合は指数関数的に抑制されますが、運動エネルギーが小さい場合は、平らで開いた宇宙よりも閉じた宇宙の方が指数関数的に優先されます。16}$GeV、フラットまたはオープンユニバースの数に対するクローズユニバースの数の比率は\begin{equation}\frac{n_{closed}}{n_{flat、open}}\gtrsim10^{10^{10}}\nonumber\end{equation}
ファズボールとその多極構造によるブラックホールの区別
| Title |
Distinguishing_fuzzballs_from_black_holes_through_their_multipolar_structure |
| Authors |
Massimo_Bianchi,_Dario_Consoli,_Alfredo_Grillo,_Jos\`e_Francisco_Morales,_Paolo_Pani,_Guilherme_Raposo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01743 |
一般相対性理論の中で、孤立したブラックホールの固有の定常解はカー時空であり、その質量とスピンのみに依存する独特の多極構造を持っています。任意の定常時空の多重極モーメントを抽出する一般的な方法を開発し、それを地平線のない微小状態ジオメトリの大規模なファミリに適用します。後者は、カーメトリックの軸対称および赤道対称を壊し、ファズボールモデルを現象論的に制約するためのポータルを提供する、はるかに豊富な多極構造を持つことができます。すべての多重極モーメントは、同じ質量とスピンを持つカーブラックホールのモーメントよりも常に（絶対値で）大きいという数値的証拠を見つけます。ブラックホール候補の四重極モーメントの現在の測定は、ファズボールに穏やかな制約を課すことができるだけでしたが、宇宙ミッションLISAによる極端な質量比インスパイラルの将来の重力波検出は、これらの境界を桁違いに改善します。
