銀河511 keVラインからの粒子と始原ブラックホールの混合暗黒物質モデルに対する制約
| Title |
Constraints_on_mixed_dark_matter_model_of_particles_and_primordial_black_holes_from_the_Galactic_511_keV_line |
| Authors |
Rong-Gen_Cai,_Xing-Yu_Yang,_Yu-Feng_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11804 |
511keVラインは1970年代に最初に検出されましたが、その起源はまだ不明です。銀河のハローにある暗黒物質（DM）粒子からの陽電子が発生源である可能性があると提案されました。DM粒子と原始ブラックホール（PBH）で構成される混合DMモデルを考えます。PBHが存在する場合、DM粒子は重力によってPBHにバインドされ、密度スパイクを伴うPBHの周囲にハローを形成する可能性があります。これらの密度スパイクは、DM粒子からの陽電子の生成率を高めることができるため、511keVのラインの観測によって制約されます。密度スパイクのプロファイルを計算し、ライトダークマター（LDM）シナリオと励起ダークマター（XDM）シナリオのそれぞれについて、DM$f_{\mathrm{PBH}}$のPBHの割合に対する制約を取得します。$1\mathrm{MeV}\sim3\mathrm{MeV}$の範囲の質量を持つLDMの場合、制約は緩やかです。質量が$10\mathrm{GeV}\sim1\mathrm{TeV}$の範囲のXDMの場合、制約には比較的小さい質量範囲で$M_{\mathrm{PBH}}^{-2}$の勾配があります。比較的大規模な質量範囲で、おおよそ$M_{\mathrm{PBH}}^{2/5}$の勾配があります。最も厳しい制約$f_{\mathrm{PBH}}\lesssim10^{-11}$は、XDMの質量に依存する転換点に現れます。
冷却された初期条件が宇宙ストリングネットワークの進化に及ぼす影響の定量化
| Title |
Quantifying_the_effect_of_cooled_initial_conditions_on_cosmic_string_network_evolution |
| Authors |
J._R._C._C._C._Correia,_C._J._A._P._Martins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12008 |
進化と宇宙の文字列（または他のトポロジーの欠陥）のネットワークの宇宙の結果の定量的研究は、数値シミュレーションと速度依存の1スケール（VOS）モデルの分析モデリングの組み合わせが必要です。前の研究では、ローカルアーベリアンヒッグス文字列ネットワークのGPU高速化コードにより、文字列ネットワークの進化に影響を与える主要な動的プロセスの統計的分離が可能になり、VOSモデルの正確なキャリブレーションが可能になることを示しました。ここでは、シミュレーションをVOSモデルに接続する2つの重要な側面の詳細な調査で、このコードをさらに活用します。最初に、初期条件の高い勾配による熱振動の存在（または不在）に対するモデルキャリブレーションの感度を調べます。文献に記載されている一部のアーベリアンヒッグスシミュレーションでは、これらの振動を抑制し、スケーリングへの収束を加速する目的で、通常は冷却として知られる人工的な（非物理的な）散逸の期間が導入されるため、これは重要です。少量の冷却がVOSモデルのキャリブレーションに統計的に有意な影響を与えないことを示しますが、より長い散逸期間は顕著な効果をもたらします。次に、この分析を行う際に、VOSモデルのキャリブレーション用に改善されたマルコフチェーンモンテカルロベースのパイプラインも導入します。以前のブートストラップベースのパイプラインと比較すると、後者はVOSモデルパラメータの最適値を正確に決定しましたが、一部のパラメータの不確実性。全体的に、私たちの分析は、キャリブレーションパイプラインが堅牢であり、将来のはるかに大きなフィールド理論シミュレーションに適用できることを示しています。
ボイド内の赤方偏移空間の効果と宇宙論的テストへの影響。パートI：ボイドサイズ関数
| Title |
Redshift-space_effects_in_voids_and_their_impact_on_cosmological_tests._Part_I:_the_void_size_function |
| Authors |
Carlos_M._Correa,_Dante_J._Paz,_Ariel_G._S\'anchez,_Andr\'es_N._Ruiz,_Nelson_D._Padilla_and_Ra\'ul_E._Angulo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12064 |
宇宙ボイドは有望な宇宙論的プローブです。それにもかかわらず、ボイドに基づくすべての宇宙論的テストでは、赤方偏移空間でそれらを特定する方法を採用する必要があります。したがって、赤方偏移空間歪み（RSD）やAlcock-Paczy\'nski効果（AP）などの体系的な効果は、ボイド識別プロセス自体に影響を及ぼし、観測に追加の歪みパターンを生成することが予想されます。ボイド発見メカニズムを物理的に説明する統計的および理論的フレームワークを開発しました。球形のボイドファインダーを使用して、実際のボイドと赤方偏移空間のボイドを統計的に比較しました。ショットノイズレベルより上の赤方偏移空間のボイドには、同じ空間領域にまたがる固有の実空間の対応物があり、体系的に大きく、それらの中心が優先的に見通し線に沿ってシフトしていることがわかりました。拡大効果は、ボイド半径の周りのスケールでのトレーサーダイナミクスによって誘発されたRSDの副産物ですが、偏心効果は、ボイドダイナミクスに似た大きなスケールで誘発された異なるクラスのRSDを構成します。ボイドの体積は、距離を測定すると想定される基準宇宙論によっても変化します。これはAPの体積変化です。これらの3つの体系は、宇宙統計学に影響を与えます。この作業では、ボイドサイズ関数に焦点を当てます。これらの効果をモデル化する理論的フレームワークを開発し、数値シミュレーションでテストして、実空間におけるボイドの量の統計的特性を回復しました。この説明は、宇宙論に強く依存しています。したがって、赤方偏移調査から公平な宇宙論的制約を得るために、ボイドの豊富さに関する現在のモデルを改善するための基礎を築きます。
21cm強度マッピング実験における原始非ガウス性と前景の間の縮退
| Title |
The_degeneracy_between_primordial_non-Gaussianity_and_foregrounds_in_21cm_intensity_mapping_experiments |
| Authors |
Steven_Cunnington,_Stefano_Camera,_Alkistis_Pourtsidou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12126 |
原始非ガウス性（PNG）の潜在的な証拠は、宇宙論調査によってマッピングされた最大のスケールにあると予想されます。今後の21cm強度マッピング実験は、銀河内の中性水素（HI）を調査することにより、これらのスケールを調査することを目的としています。ただし、フォアグラウンドシグナルは21cmのかすかな発光を支配します。つまり、宇宙論的シグナルを回復するにはフォアグラウンドクリーニングが必要です。これがもたらす効果は、特に視線に沿って、最大スケールでHIパワースペクトルを減衰させることです。この汚染がPNGの調査に潜在的に問題であるという合意はありますが、完全に調査され、定量化されていません。この作業では、$f_\text{NL}$の最初の予測を実行します。この予測では、実際のデータで採用されている手法を使用して削除されたシミュレーション前景マップが組み込まれています。MCMC分析を使用して、フォアグラウンドでクリーンアップされたデータが、$f_\text{で非常に偏った値（$f_\text{NL}=-102.1_{-7.96}^{+8.39}$[68％CL]）を回復することを示しますNL}=0$基準入力。前景汚染の固定パラメーターを持つモデルを導入すると、公平な結果（$f_\text{NL}=-2.94_{-11.9}^{+11.4}$）を回復できます。ただし、そのような厳密なモデルを可能にする前景の汚染について十分に理解していることは明らかではありません。前景モデルのメインパラメーター$k_\parallel^\text{FG}$を厄介なパラメーターとして扱い、それを取り除いても、偏りのない結果が回復しますが、はるかに大きなエラーが発生します（$f_\text{NL}=0.75^{+40.2}_{-44.5}$）、それはPlanck2018以前に課すことによってのみ削減できます。私たちの結果は、HI強度マッピングでPNGを研究するには、前景の除去効果の理解と制御に関する重要な進展が必要であることを示しています。
星団における共鳴および非共鳴惑星系の生存について
| Title |
On_the_survival_of_resonant_and_non-resonant_planetary_systems_in_star_clusters |
| Authors |
Katja_Stock,_Maxwell_X._Cai,_Rainer_Spurzem,_M.B.N._Kouwenhoven_and_Simon_Portegies_Zwart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11601 |
近年の数千の太陽系外惑星の発見にもかかわらず、星団内の既知の太陽系外惑星の数は少ないままです。これは、これらのクラスター内の惑星系の動的進化を混乱させている接近した恒星の出会いの結果かもしれません。ここでは、$N=8k、16k、32k$、および$64k$の星を含む星団に埋め込まれた多惑星系の直接の$N$体シミュレーションの結果を示します。太陽系の4つの巨大惑星である木星、土星、天王星、海王星で構成される惑星系は、さまざまな軌道構成で初期化され、惑星全体の動的な進化に対するシステムアーキテクチャの影響と、個々の惑星の脱出率。太陽系巨星の現在の軌道パラメータ（最初は円軌道、現在の離心率）とややコンパクトな構成が、恒星の摂動に対して高い耐性を持っていることがわかります。惑星間の初期平均運動共振が3：2、3：2、および5：4の構成。これは、Niceモデルから発想を得ており、通常、2つの最も外側の惑星が最初の$10^5$内に排出されます。yrは、多くの場合、外部の恒星摂動と少なくとも1つの惑星の急速な放出による共鳴の除去により安定します。すべての惑星に1木星の質量の同じ質量を割り当てると、生存率がほぼ等しくなります。私たちのシミュレーションは、観測された太陽系外惑星システムの中で幅広い多様性を再現します。多くの非常に広い軌道や偏心軌道だけでなく、かなりの数の（安定した）逆行軌道も見られます。
SCExAO / CHARIS原始惑星系円盤HD 34700のスパイラルと暗化機能の高コントラストイメージング
| Title |
SCExAO/CHARIS_High-Contrast_Imaging_of_Spirals_and_Darkening_Features_in_the_HD_34700_A_Protoplanetary_Disk |
| Authors |
Taichi_Uyama,_Thayne_Currie,_Valentin_Christiaens,_Jaehan_Bae,_Takayuki_Muto,_Sanemichi_Z._Takahashi,_Ryo_Tazaki,_Marie_Ygouf,_Jeremy_N._Kasdin,_Tyler_Groff,_Timothy_D._Brandt,_Jeffrey_Chilcote,_Masahiko_Hayashi,_Michael_W._McElwain,_Olivier_Guyon,_Julien_Lozi,_Nemanja_Jovanovic,_Frantz_Martinache,_Tomoyuki_Kudo,_Motohide_Tamura,_Eiji_Akiyama,_Charles_A._Beichman,_Carol_A._Grady,_Gillian_R._Knapp,_Jungmi_Kwon,_Michael_Sitko,_Michihiro_Takami,_Kevin_R._Wagner,_John_P._Wisniewski,_Yi_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11655 |
HD34700AのSubaru/SCExAO+CHARISブロードバンド（$JHK$-band）積分フィールド分光法を紹介します。CHARISデータはHD34700Aのディスクリングを回復し、Monnierらで発見された複数のスパイラルを確認します。（2019）。$\sim12\M_{\rmJup}$を$0\farcs3$（リングギャップ内）に、$\sim5\M_{\rmJup}$を$0\farcs75$（リングの外側）に配置します。）。データは、リングやスパイラルへの暗くなる効果を示していますが、外側のスパイラルに関連するシャドウや物理的特徴などの各特徴の起源は特定していません。表面輝度から変換された幾何学的アルベドは、$\sim45^\circ$と$90^\circ$の間の位置角度で、より高いスケール高さおよび/または目立つ豊富なサブミクロンのダストを示唆しています。スパイラルフィッティングは非常に大きなピッチ角（$\sim30-50^\circ$）をもたらし、HD34700Bの恒星のフライバイまたは可能なエンベロープからの落下は、おそらく大きなピッチ角を説明するための合理的なシナリオです。
カロンのクレーター：ネプテューヌ横断オブジェクト間の衝突カスケードからのインパクター
衝突カスケードからの平衡サイズ分布が、CharonのNewHorizonsクレーターカウントから導出されたインパクターの頻度と一致するかどうかを検討します（Singeretal2019）。分析モデルと一連の数値シミュレーションを使用して、衝突カスケードが波状のサイズ分布を生成することを示します。波の形態は、固体の結合エネルギー$Q_d^\star$と衝突速度$v_c$に依存します。採用された最小サイズの固体、$r_{min}$=1ミクロン、および衝突速度$v_c$=1〜3km/秒の場合、波は$Q_d^\star$の重力成分の影響をあまり受けません。半径$r$の粒子の$Q_d^\star$のバルク強度成分が$Q_sr^{e_s}$である場合、$Q_s$が小さいサイズ分布は、$Q_s$が大きいものよりもかなり波状です。$e_s\約-0.4$のシステムは、$e_s\約0$のシステムよりも強い波を持っています。NewHorizonsデータとの詳細な比較は、弱い氷（Leinhardt＆Stewart2012）と通常の氷（Schlichtingetal2013）の中間のバルク強度を持つ固体間の衝突カスケードが、Charonのインパクターのサイズ分布とかなり類似したサイズ分布を生成することを示唆しています。原始太陽系星雲の面密度$\Sigma$が半主軸$a$で$\Sigma\approx30〜{\rmg〜cm^{-2}}（a/{\rm1〜au}）として変化する場合^{-3/2}$、おおよその平衡を生成するカスケードの時間スケールは、45auで100-300Myr、25auで10-30Myrです。カイパーベルトのより完全な進化的計算を実行する必要がありますが、衝突カスケードは、歴史を通じてCharonに影響を与えた固体のサイズ分布を生成するための実行可能なモデルです。
惑星形成シミュレーションにおける非相互作用粒子間の相互作用
| Title |
Interactions_Among_Non-Interacting_Particles_in_Planet_Formation_Simulations |
| Authors |
Shirui_Peng_and_Konstantin_Batygin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11758 |
最近の数十年の間に、$N$体シミュレーションは、惑星を形成する円盤で発生する重力摂動を定量化するための標準的なツールになりました。このようなシミュレーションのコンテキスト内では、大規模な非中心体は日常的に「大きな」粒子と「小さな」粒子に分類され、大きな物体は他のすべてのオブジェクトと首尾一貫して相互作用しますが、小さな物体は大きな物体と相互作用しますが、互いに相互作用しません。重要なことに、このグループ化は近似スキームに変換され、小さなボディの軌道進化は大きなボディのダイナミクスによって完全に決定され、天体物理学の精度の点でほとんど追加コストなしでかなりの計算上の利点をもたらします。ただし、ここでは、このスキームが擬似的な動的挙動をもたらす可能性があることを指摘します。シミュレーション内に大きな物体がない場合でも、小さな物体間の間接的な結合により、構成要素の「相互作用しない」軌道が励起される可能性があります。一連の数値実験を実行することにより、この自己攪拌を実証し、この効果がタイムステップまたは採用された積分アルゴリズムに大きく依存しないことを確認します。さらに、動的励起の代用として角運動量不足の成長を採用し、時間、システムの累積質量、およびシミュレーションに存在する粒子の総数に対する依存性を調査します。最後に、従来の地球惑星形成計算のコンテキスト内でこのような間接的な励起の程度を調べ、ある程度の注意が必要な場合でも、この効果はシミュレーションによる動的進化の駆動に無視できるほどの役割を果たすと結論付けます。
WASP-74惑星系の傾斜測定と大気特性
| Title |
Obliquity_measurement_and_atmospheric_characterization_of_the_WASP-74_planetary_system |
| Authors |
R._Luque,_N._Casasayas-Barris,_H._Parviainen,_G._Chen,_E._Pall\'e,_J._Livingston,_V._J._S._B\'ejar,_N._Crouzet,_E._Esparza-Borges,_A._Fukui,_D._Hidalgo,_Y._Kawashima,_K._Kawauchi,_P._Klagyivik,_S._Kurita,_N._Kusakabe,_J._P._de_Leon,_A._Madrigal-Aguado,_P._Monta\~n\'es-Rodr\'iguez,_M._Mori,_F._Murgas,_N._Narita,_T._Nishiumi,_G._Nowak,_M._Oshagh,_M._S\'anchez-Benavente,_M._Stangret,_M._Tamura,_Y._Terada,_and_N._Watanabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11851 |
高温の木星WASP-74b（$T_\mathrm{eq}\sim$1860K）の新しい通過観測を、高解像度分光器HARPS-Nとマルチカラー同時イメージャーMuSCAT2を使用して提示します。私たちは、惑星とそのホストスターの軌道特性を改良し、その傾斜を初めて測定します。恒星のスピン軸と惑星の軌道軸との間で測定された空からの投影角度は、ホスト星の赤道（$\lambda=0.77\pm0.99\mathrm{deg}$）と十分に揃った軌道と互換性があります。ラインコアのS/Nが低いため、高解像度の透過スペクトルでH$\alpha$の吸収特性や他の原子スペクトル特性を検出できません。WASP-74bの大気中のTiOおよびVOガスなどの強い光吸収体の存在に関する以前の主張にもかかわらず、文献から以前に報告された観測の再分析と組み合わせた新しい地上ベースの測光は、低解像度透過率の勾配を示していますレイリー散乱のみから予想されるよりも急なスペクトル。
星団IIの惑星系：中間質量のブラックホールと惑星系
| Title |
Planetary_Systems_in_a_Star_Cluster_II:_intermediate-mass_black_holes_and_planetary_systems |
| Authors |
Francesco_Flammini_Dotti,_M.B.N._Kouwenhoven,_Qi_Shu,_Wei_Hao,_Rainer_Spurzem |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11999 |
ほとんどの星は高密度の恒星環境で形成されます。一部の密集した星団は、中間質量ブラックホール（IMBH）をホストしている可能性があると推測されます。IMBHは、高質量スター間の暴走衝突、またはより軽いブラックホールの融合から形成された可能性があります。ここでは、IMBHを使用して、星団の惑星の個体数の進化を数値的に調査します。IMBHのない星団と、質量$100〜M_\odot$または$200〜M_の中心IMBHを持つ星団で、100〜Myrの期間にわたる単一惑星系と自由浮遊惑星の動的進化を研究します\odot$。中央領域（$r\lesssim0.2$〜pc）では、惑星系へのIMBHの潮汐の影響は通常、平均的な隣接する星よりも10倍強力です。$200M_\odot$IMBHを持つ星団の場合、ビリアル半径（$\sim1$〜pc）内でIMBHの影響が強い領域。IMBHは質量分離を抑制し、コアの星は中間領域に向かって移動する傾向があります。IMBHが存在する場合、星と惑星の両方の噴出率が高くなります。惑星がホストスターレートから追い出されるレートは、IMBH質量が大きいクラスターの方が$t<0.5t_{rh}$高く、スタークラスターがスタークラスターと同様にロシュローブを満たしている間はほとんど一定ですIMBHなし。惑星系の崩壊率は、最初は密度の高いクラスター、およびより広い惑星軌道で高くなりますが、この率は中央IMBHの存在によって大幅に向上します。
火山活動は水素に富んだ初期の大気を構築できるか？
岩石の多い惑星の大気中の水素は、N2-H2とCO2-H2の温室効果によって居住可能ゾーンを拡大し、プレバイオティック分子の効率的な生産に適した大気条件を提供するための議論で呼び出されています。地球および超地球サイズのボディでは、H2に富む原始エンベロープがすぐに宇宙空間に失われ、大気からの損失率とバランスが取れていれば、火山ガスが水素源として機能します。ここでは、地球に似た惑星と火星に似た惑星の両方が、関連するマグマfO2範囲全体で数パーセントの大気H2フラクションを維持できることを示しています。一般に、これは、拡散限界よりも効率がやや劣るように動作するために水素の脱出を必要とします。マグマの脱ガスの熱力学的モデルを使用して、マグマの酸化、火山のフラックス、および水素の脱出効率のどの組み合わせが、惑星の二次大気にかなりのレベルの水素を蓄積できるかを判断します。太古の地球に類似し、同様のマグマ性のfO2を持つ惑星では、大気中の水素の混合比は0.2〜3％の範囲であった可能性があることを示唆しています。アイアンウスタイト（IW）バッファー（つまり、始生代の地球よりも3logfO2単位低い）の周りでマグマを噴出している惑星ですが、それ以外の点では火山のフラックスと初期地球へのH2損失率により、約10-20の大気を維持できます。％H2。マグマがIW付近にある初期の火星のような惑星では、地球に比べて表面圧力と火山フラックスの範囲が低いため、大気中のH2混合比率は2〜8％です。火星の初期では、このH2混合比は惑星を氷河崩壊させるのに十分でした。ただし、これらの結果の主要なマグマ含水量と火山フラックスに対する感度は、火星の初期の地殻リサイクル効率とマントル含水量に対する制約を改善する必要があることを示しています。
風食は、環境ガスと局所ガスの圧力に対する速度が十分に高い場合に、微惑星のような弱く結合したオブジェクトを構成粒子に完全に溶解する破壊的なメカニズムです。数値シミュレーションでは、最大10ドルのR_\mathrm{Earth}$までの小惑星と惑星の降着に対するそのような風食の影響を調べます。落下する小さなボディの急速なサイズ縮小により、降着の結果は大幅に変化します。浸食は、10mのオーダーの小さい物体のしきい値サイズを下回る降着効率の大幅な低下につながります。これにより、小体の特定のサイズ分布で小石の付着が大幅に遅くなります。小惑星のしきい値半径は、惑星半径の増加に伴って増加し、準主軸の増加に伴って減少します。調査されたパラメータ内では、追加の惑星大気（最大1バール）はそれほど重要ではありません。
CGMおよびIGMの特性：Sunyaev-Zel'dovich効果からの銀河形成モデルに対する制約
| Title |
Properties_of_the_CGM_and_IGM:_constraints_on_galaxy_formation_models_from_the_Sunyaev-Zel'dovich_effect |
| Authors |
S.H._Lim,_David_Barnes,_Mark_Vogelsberger,_H.J._Mo,_Dylan_Nelson,_Annalisa_Pillepich,_Klaus_Dolag,_Federico_Marinacci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11583 |
観測と$z\sim0$での銀河系（CGM）および銀河系間（IGM）媒体のガスの物理的特性の比較と4つの宇宙流体力学シミュレーション：Illustris、IlustlustTNGプロジェクトのTNG300、EAGLE、およびMagneticumシミュレーション。観測データには、{\itPlanck}CMBマップからのスニヤエフゼルドビッチ効果（SZE）とハローおよびスローンデジタルスカイから再構築された大規模構造の相互相関から推定されたガスプロパティを使用します。調査データ。観測結果とシミュレーション結果の両方で、ハロー内の統合ガス圧が自己相似のケースから逸脱していることが示され、フィードバックが$M_{500}\sim10^{12-13}\、{\rmM_\odot}$。シミュレーションでは、バリオンの半分以上がハローから移動することが予測されますが、観測データから推定されるガスの割合は、$M_{500}\sim10^{12-14.5}\、{\rm全体の宇宙のバリオンの割合とほぼ同じです。M_\odot}$ハロー質量範囲。ここでテストされたすべてのシミュレーションは、ハロー内の平均ガス温度がビリアル温度であると予測していますが、SZEから推定されたものは、シミュレーション（およびX線観測から）よりも最大1桁低くなっています。観測といくつかのシミュレーションとの間のIGMの平均的な特性については顕著な一致が見られますが、大規模な潮汐場への依存が、他の場合と同様の予測を示すモデル間の縮退を壊す可能性があることを示します。最後に、シミュレーションからのガス圧力と電子密度プロファイルが、一般化されたNFW（GNFW）プロファイルによって十分に記述されていないことを示します。代わりに、プロファイルに正確に適合する質量依存形状の新しいモデルを提示します。
強いレンズ効果による銀河の質量プロファイルIII：2次元の破れたべき法則モデル
| Title |
Galaxy_mass_profiles_from_strong_lensing_III:_The_two-dimensional_broken_power-law_model |
| Authors |
Conor_M._O'Riordan,_Stephen_J._Warren,_Daniel_J._Mortlock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11588 |
強力な重力レンズをモデリングする場合、つまり同じソースの複数の画像がある場合、レンズ銀河の質量プロファイルに最も広く使用されているパラメーター化は、特異べき法則モデル$\rho（r）\proptor^{-です。\gamma}$。このモデルは、たとえば複数の画像間の時間遅延に基づいてハッブル定数を測定するなど、非常に正確な作業には柔軟性が不十分な場合があります。ここでは、投影された質量表面密度が連続的な2次元の破れたべき法則（2DBPL）としてパラメーター化されている、より適応可能なモデルのレンズ特性-偏向角、せん断、および倍率-を導出します。この楕円形の2DBPLモデルは、ブレーク半径$\theta_\mathrm{B}$の両側のべき乗則勾配$t_1$、$t_2$によって特徴付けられます。2DBPLモデルの鍵は、打ち切られたべき乗則（TPL）モデルのレンズ特性の導出です。ここで、表面密度は、打ち切り半径$\theta_\mathrm{T}$およびゼロを超えるべき乗則です。このTPLモデルは、それ自体も役立ちます。TPLプロファイルによってレンズの模擬観察を作成します。ここでは、画像が切り捨て半径の外側に形成されるため、画像で覆われた輪には質量がありません。次に、適度な楕円率のレンズの場合、画像内部のプロファイルの傾斜が正確に回復されることを示します。これは、レンズが画像の輪の質量プロファイルの勾配を測定し、画像の半径の内側での質量分布の影響を受けないという広く認識されている概念が正しくないことを示しています。
超かすかな矮星銀河のヘラクレスにおけるとらえどころのない距離勾配：ハッブル宇宙望遠鏡とガイアビューの組み合わせ
| Title |
The_Elusive_Distance_Gradient_in_the_Ultra-Faint_Dwarf_Galaxy_Hercules:_A_Combined_Hubble_Space_Telescope_and_Gaia_View |
| Authors |
Bur\c{c}in_Mutlu-Pakdil,_David_J._Sand,_Denija_Crnojevi\'c,_Edward_W._Olszewski,_Dennis_Zaritsky,_Jay_Strader,_Michelle_L._Collins,_Anil_C._Seth,_and_Beth_Willman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11589 |
超微光の矮小銀河であるヘラクレスは、非常に細長い形態をしており、測光密度と運動半径の両方が大きな半径にあるため、以前に天の川と接近していたため、潮汐的に混乱している可能性があります。その観測の特異性を説明するために、私たちはヘラクレスとその周辺地域の深いハッブル宇宙望遠鏡（HST）イメージング研究を提示し、その伸張した体に沿った距離勾配の注意深い探索を通じてその潮汐の歴史を調査します。中心から外れたHSTデータは、主なシーケンスを明確に解決し、ヘラクレスの長軸に沿って見られる恒星の延長が本物であり、背景の銀河の塊ではないことを示しています。GaiaDR2データを使用して、フィールド汚染のヘラクレスの周りの領域をクリーンアップし、4つの新しいもっともらしいメンバー星を見つけます。これらはすべて、矮小銀河の郊外にあります。Herculesまでの距離を更新し、本体の$130.6\pm1.2$kpc（$m-M=20.58\pm0.02$）を見つけます。これは、以前の推定値と一致しています。距離勾配の決定的な証拠は見つかりませんが、私たちの研究では、このようなかすかなシステムで距離勾配を制約することは簡単ではなく、視線に沿った矮星の厚さやフィールドの汚染により、決定的な結論を出すことが難しくなっていますこれらの高精度データを使用しても。ヘラクレスの真の性質と超微弱銀河の潮汐歪みの観測値一般を理解するために、テーラード理論モデルと組み合わせた将来の研究が必要です。
WMDF JWST / GTO非常に豊富なクラスターAbell 1489の強力なレンズモデル
| Title |
A_Strong-Lensing_Model_for_the_WMDF_JWST/GTO_Very_Rich_Cluster_Abell_1489 |
| Authors |
Adi_Zitrin,_Ana_Acebron,_Dan_Coe,_Patrick_L._Kelly,_Anton_M._Koekemoer,_Mario_Nonino,_Rogier_A._Windhorst,_Brenda_Frye,_Massimo_Pascale,_Tom_Broadhurst,_Seth_H._Cohen,_Jose_M._Diego,_Steven_L._Finkelstein,_Rolf_A._Jansen,_Rebecca_L._Larson,_Haojing_Yan,_Mehmet_Alpaslan,_Christopher_J._Conselice,_Alex_Griffiths,_Louis-Gregory_Strolger,_J._Stuart_B._Wyithe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11600 |
銀河クラスターRMJ121218.5+273255.1（$z=0.35$、以降RMJ1212、別名Abell1489）の最初の強いレンズモデルを提示します。このクラスターは、redMaPPerカタログで最もリッチなクラスターの上位0.1％の1つです。X線で、ROSATおよび\emph{Planck}データでそれぞれSunyaev-Zel'dovich効果を介して大幅に検出されます。そして、その光度分布は、質量と光のスケーリング関係に従う非常に大きなレンズを意味します。これらの特性に基づいて、WebbMediumDeepFields（WMDF）JWST/GTOプログラムに選択されました。このプログラムの準備として、RMJ1212は最近GMOSを使用してGeminiNorthで、\emph{HubbleSpaceTelescope}を使用して7つの光学および近赤外帯域でイメージングされました。これらのデータを使用してクラスターの内部質量分布をマッピングし、複数の画像のさまざまなセットを明らかにします。また、データ内の高赤方偏移の候補や一時的なソースも検索します。測光赤方偏移とドロップアウト手法の両方に基づいて、10を超える高赤方偏移（$z\gtrsim6$）の候補を見つけます。2つのHST訪問の間のデータで、顕著な（$\gtrsim5\sigma$）過渡現象は見つかりませんでした。私たちのレンズ分析は、スケーリング関係の予想とほぼ一致して、有効なアインシュタイン半径$\theta_{E}\simeq32\pm3''$（$z_{s}=2$）の比較的大きなレンズを明らかにします。RMJ1212は、光跡質量の仮定に従って、強力で自動化された方法で強力なレンズクラスタを選択できることを示しています。
密集した星団におけるトリプルシステムの人口統計
| Title |
Demographics_of_triple_systems_in_dense_star_clusters |
| Authors |
Giacomo_Fragione,_Miguel_A._S._Martinez,_Kyle_Kremer,_Sourav_Chatterjee,_Carl_L._Rodriguez,_Claire_S._Ye,_Newlin_C._Weatherford,_Smadar_Naoz,_Frederic_A._Rasio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11605 |
恒星のタイプに応じて、フィールド内の$\sim50$\％および$\sim15\％$を超える星には、それぞれ少なくとも1つと2つの恒星の伴星があります。階層システムは、星間での少数の物体の遭遇および/またはクラスターコア内のコンパクトな残骸の結果として、密集した星団で動的に組み立てることができます。このペーパーでは、\texttt{CMCClusterCatalog}のバイナリーバイナリーエンカウンターを介して形成された恒星およびコンパクトオブジェクトトリプルの人口統計を示します。これは、球状クラスター（GC）を表す現在のプロパティを持つクラスターシミュレーションスイートです。天の川で観測された。ホストクラスターの初期プロパティが、形成されたトリプルの典型的な軌道パラメーターと形成時間をどのように設定するかを示します。クラスターは通常、内部バイナリに少なくとも1つのブラックホール（BH）を持つ数百のトリプルを組み立てますが、ビリアル半径が十分に小さいクラスターのみが、BH燃焼プロセスの結果として、BHのないトリプルを生成するのに効率的です。。典型的なGCは、現在、少なくとも1つの発光成分を持つ数十のトリプルをホストすることが期待されることを示しています。Lidov-Kozaiメカニズムが、別のクラスターメンバーに遭遇することによってトリプルが動的に再処理される前に、形成されたトリプルの内部バイナリがどのようにして高偏心になるかを説明します。これらのシステムのいくつかは、青いストラグラー、X線バイナリ、タイプIa超新星、Thorne-Zytkowオブジェクト、およびLIGO/Virgoソースなど、さまざまなトランジェントおよびソースを形成するのに十分な偏心に達する可能性があります。
CIVアブソーバーの進化I.宇宙発生
| Title |
Evolution_of_CIV_Absorbers_I._The_Cosmic_Incidence |
| Authors |
Farhanul_Hasan,_Christopher_W._Churchill,_Bryson_Stemock,_Nigel_L._Mathes,_Kristian_Finlator,_Mark_Croom,_Nikole_M._Nielsen,_Glenn_G._Kacprzak,_Michael_T._Murphy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11751 |
同等の幅$W_r<0.3$〜{\AA}を持つ最も弱い集団を含む、CIV吸収体の分布と進化の大規模な高解像度の研究を提示します。Keck/HIRESおよびVLT/UVESの$1.1\leqz_{em}\leq5.3$にあるクエーサーの369の高解像度、高S/Nスペクトルを検索すると、$W_r\geq0.05で$1318$CIV吸収体が見つかりますレッドシフト$1\leqz\leq4.75$で$〜{\AA}（$\sim50\％$の完全性制限）。Schechter関数は、$W_r\gtrsim0.5$〜{\AA}でのべき則から指数関数的減少への遷移を伴う観測された等価幅分布を記述します。べき法則勾配$\alpha$が上昇し、正規化$n_{\star}$が$\sim20\％$だけ$1\leqz<2.5$から$2.5\leqz\leq4.75$に下がります。$W_r\geq0.05$〜{\AA}アブソーバーの移動する赤方偏移パス密度$dN/dX$が$z=4.75$から$z=1に$\sim1.8$倍に上昇することがわかります$、$W_r\geq0.6$〜{\AA}$dN/dX$の増加は$\sim4.5$倍です。$dN/dX$が赤方偏移で直線的に減少するモデルによって、観測された進化を定量化します。このモデルは、$W_r$のしきい値が大きい個体群が赤方偏移でより速く進化し、宇宙の後半に出現することを示唆しています。$3\leqz\leq5$での宇宙論的{\scTechnicolorDawn}シミュレーションは、$W_r<0.3$〜{\AA}で観測された吸収体の量を過剰に生成し、より高い$W_r$で良好な一致をもたらします。私たちの経験的線形モデルは、シミュレーションでのCIVの進化と、過去の$\sim12$Gyrでの$W_r\geq0.6$〜{\AA}CIVの観測された進化をうまく説明しています。測定値と文献を組み合わせると、宇宙時間の最後の$\約13$Gyr（$z\sim6$から$z\sim0$）の間にCIV吸収構造がより多く、および/または物理サイズが大きくなる様子がわかります。
星間物質における2175 {\ AA}絶滅バンプの物理的起源の理解に向けて
| Title |
Toward_understanding_physical_origin_of_2175{\AA}_extinction_bump_in_interstellar_medium |
| Authors |
Xing-Yu_Ma,_Yan-Yan_Zhu,_Qing-Bo_Yan,_Jing-Yang_You,_Gang_Su |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11764 |
天の川の星間物質（ISM）における2175{\AA}紫外線（UV）消光バンプは1965年に発見されました。しかし、半世紀以上にわたる徹底的な探査の後、その正確な起源は依然として大きな難問のままです議論された。ここでは、ISMの消光バンプが、波長2175{\AA}に本質的に鋭い吸収ピークを持つ水素化T炭素（HTC）分子（C40H16）のクラスターに関連している可能性があると主張される混合モデルを提案します。HTC混合物、グラファイト、MgSiO3およびFe2SiO4の計算された吸収スペクトルを線形結合することにより、オプションの6つの星のUV消光曲線がうまくフィットできることを示します。この現在の作品は、天の川のISMにおける2175{\AA}の絶滅の隆起の物理的な起源を理解することに向けた別の説明を提起しています。
銀河の腕のスケールのダイナミクスが、冷たく密度の高いISM IIIの分子組成に及ぼす影響。現在の物理化学モデルの元素枯渇と欠点
| Title |
Influence_of_galactic_arm_scale_dynamics_on_the_molecular_composition_of_the_cold_and_dense_ISM_III._Elemental_depletion_and_shortcomings_of_the_current_physico-chemical_models |
| Authors |
V._Wakelam,_W._Iqbal,_J.-P._Melisse,_P._Gratier,_M._Ruaud,_I._Bonnell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11788 |
星間物質の元素枯渇の研究を紹介します。高密度コアの形成中のガスの物理的条件を説明するGalaticモデルの結果を、完全なガス粒子の化学モデルと組み合わせました。拡散媒質と高密度媒質の間の移行中に、最初はガス中の原子である元素の貯留層は、ダスト粒子が次第に枯渇します（イオンであるものを中和するフェーズがあります）。このプロセスは、密度が100〜cm$^{-3}$より大きい場合に効率的になります。高密度の物質が拡散状態に戻ると、氷上の分子の光解離とそれに続く粒子からの熱脱離により、これらの元素は気相に戻ります。粒子の密度が10〜cm$^{-3}$未満の場合や、分子状の気相では何も残りません。1つの例外は、低密度で効率的に変換される塩素です。現在のガス粒子化学モデルでは、拡散媒質で観測された原子の枯渇を再現できません。ただし、ガスの存在量は、密度が10〜cm$^{-3}$未満の媒質で観測されたものに従っています。これは、重要なプロセス（おそらく化学吸着や氷の照射が氷の性質を大幅に変更することを伴う）が欠落していることを示しています。
| Title |
Unveiling_the_Hierarchical_Structure_of_Open_Star_Clusters:_the_Perseus_Double_Cluster |
| Authors |
Heng_Yu,_Zheng-Yi_Shao,_Antonaldo_Diaferio,_Lu_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11850 |
開いた星団の構造を調べるための新しい運動学的方法を紹介します。星のペアワイズバインディングエネルギーのプロキシを推定し、バイナリツリーに配置するために、クラスタの視野内の星の天体座標と適切な動きを使用する階層的クラスタリングアルゴリズムを採用します。クラスターの部分構造とそのメンバーは、$\sigma$-plateau法に従って2つのしきい値でツリーをトリミングすることによって識別されます。100個の模擬カタログでアルゴリズムをテストすると、平均して、識別されたクラスターのメンバーシップは$（91.5\pm3.5）$\％完了し、無関係な星の割合は$（10.4\pm2.0）$\％であることがわかります。Gaiaのデータリリース2のPerseusダブルクラスターの視野にある星にアルゴリズムを適用します。このアプローチでは、Sub1-1とSub1-2の2つのサブ構造に分離する単一の構造Sub1を識別します。これらの部分構造は$h$Perおよび$\chi$Perと一致します。Sub1-1およびSub1-2のメンバーの適切な動きの分布と色の大きさの図は、$h$Perおよび$hのそれらと完全に一致しています。\chi$Perは文献で報告されています。これらの結果は、私たちの階層的クラスタリングアルゴリズムが、星団の複雑な運動学的情報を明らかにする強力なツールになることを示唆しています。
ALMAを使用した6つのGRBホスト銀河の遠赤外線星形成率
| Title |
Far-infrared_star-formation_rates_of_six_GRB_host_galaxies_with_ALMA |
| Authors |
Tiger_Yu-Yang_Hsiao,_Tetsuya_Hashimoto,_Jia-Yuan_Chang,_Tomotsugu_Goto,_Seong_Jin_Kim,_Simon_C.-C._Ho,_Daryl_Joe_D._Santos,_Ting-Yi_Lu,_Alvina_Y._L._On,_Ting-Wen_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11874 |
ガンマ線バースト（GRB）は、宇宙の星形成率の履歴（CSFRH）の有望なトレーサーになることができます。GRBを使用してCSFRHを明らかにするには、バイアスされたトレーサーであるかどうかを理解することが重要です。このためには、フィールド銀河と比較して、GRBホスト銀河の特性を理解することが重要です。この研究では、IRの明るさに対して選択された6つの$z\sim2$IR明るいGRBホスト銀河のALMA遠赤外線（FIR）観測を報告します。その中で、静止フレームFIRで初めて4つのホスト銀河が検出されました。ALMAデータに加えて、6つのGRBホスト銀河に関する以前の研究から多波長データを収集しました。スペクトルエネルギー分布（SED）フィッティング分析を\texttt{CIGALE}で実行して、ホスト銀河の物理的特性を調査し、アクティブな銀河核（AGN）と無線コンポーネントが必要かどうかをテストしました。私たちの結果は、5つのGRBホスト銀河の最適なテンプレートはAGNコンポーネントを必要としないことを示しており、AGNがないことを示唆しています。1つのGRBホスト銀河である080207は、非常に小さなAGN寄与を示しています。3つのホスト銀河の派生した恒星質量は以前の研究のものとほとんど一致していますが、興味深いことに、6つすべてのGRBホストの星形成率（SFR）の値は以前の研究と一致していません。私たちの結果は、星形成によって加熱された冷たいダストからの熱放射をカバーすることによってSFRを正しく推定するためのレストフレームFIR観測の重要性を示しています。
5つのz〜0.3-0.4で確認されたLyCリーカーのプロパティ：VLT / XShooterの観測
| Title |
Properties_of_five_z~0.3-0.4_confirmed_LyC_leakers:_VLT/XShooter_observations |
| Authors |
N._G._Guseva_(1),_Y._I._Izotov_(1),_D._Schaerer_(2_and_3),_J._M._V._Vilchez_(4),_R._Amorin_(5_and_6),_E._Perez-Montero_(4),_J._Iglesias-Paramo_(4_and_7),_A._Verhamme_(2),_C._Kehrig_(4),_L._Ramambason_(8)_((1)_Bogolyubov_Institute_for_Theoretical_Physics,_Ukrainian_National_Academy_of_Sciences,_Kyiv,_Ukraine,_(2)_Observatoire_de_Geneve,_Universite_de_Geneve,_Versoix,_Switzerland,_(3)_IRAP/CNRS,_Toulouse,_France,_(4)_Instituto_de_Astrofisica_de_Andalucia_-_CSIC,_Granada,_Spain,_(5)_Instituto_de_Investigacion_Multidisciplinar_en_Ciencia_y_Tecnologia,_Universidad_de_La_Serena,_La_Serena,_Chile,_(6)_Departamento_de_Astronomia,_Universidad_de_La_Serena,_La_Serena,_Chile,_(7)_Estacion_Experimental_de_Zonas_Aridas_-_CSIC,_Almeria,_Spain,_(8)_Universite_Paris-Saclay,_CEA,_Departement_d'Astrophysique,_Gif-sur-Yvette,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11977 |
新しいVLT/XShooterスペクトル観測を使用して、5つのz〜0.3-0.4で確認されたLyCリーカーの物理特性を分析します。強力な共鳴MgII2796,2803輝線（I（2796,2803）/I（Hbeta）=10-38パーセント）と非共鳴FeII*2612,2626輝線は、それぞれ5つと3つの銀河のスペクトルで観測されます。高電子密度Ne〜400cm-3は、典型的な低zよりもかなり高いが、z〜2-3の星形成銀河で測定されたものに匹敵します。銀河の平均値はlogN/O=-1.16であり、12+logO/H=7.7-8.1の金属範囲の星形成（SF）銀河で見られる最大値に近い。Izotovetal。によって発見された11個すべての低zLyC放出銀河。（2016、2018）、本研究で検討されたものを含む、高いEW（Hbeta）〜200-400A、高い電離パラメーター（log（U）=-2.5から-1.7）、高い平均電離光子生成効率\xi=10^{25.54}Hzerg-1およびハード電離放射線。BPTダイアグラムでは、低$z$メインシーケンスSFGからのリーカーのオフセットが、ローカルアナログのLBGおよびz〜2-3の極端なSF銀河のオフセットと同じであることがわかります。Izotovらによって提案されたHeI輝線診断の有効性を確認します。（2017）LyCリーカー候補を検索し、その強度比が、中性水素カラム密度が低いN（HI）=10^{17}-5x10^{17}cm-2の中央値のそれらに対応し、LyC放射線。密度が制限されたHII領域が原因である可能性があります。
ガス含有量は銀河における星形成とブラックホール降着のライフサイクルを調節します
| Title |
Gas_Content_Regulates_the_Lifecycle_of_Star_Formation_and_Black_Hole_Accretion_in_Galaxies |
| Authors |
Hassen_M._Yesuf,_Luis_C._Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12026 |
アクティブな銀河核（AGN）フィードバックは、銀河内の冷たいガスの量に影響を与えることが期待されています。ダスト吸収（H$\alpha$/H$\beta$）に基づく分子ガス質量推定を使用して、タイプ2のAGNホスト銀河の大規模なサンプルのガス含有量を非アクティブな銀河と比較して研究します。スパース主成分分析とクラスター分析を使用して、赤方偏移$z=0.02-0.15$で$M_\star\約10^の$\sim27,100$正面の中心銀河の一連の恒星および構造パラメーターを分析します{10}-2\times10^{11}\、M_\odot$。類似の質量と形態（質量表面密度、速度分散、濃度、S\'{e}rsicインデックス）の4つの銀河グループを特定します。これらは、ガス含有量が星形成率（SFR）を仲介するライフサイクルを通じて進化的にリンクできます。AGNアクティビティのレベル。銀河は最初に主に爆発的な星形成を通じてガスを消費し、次に中間層のガスの豊富さの移行期に入り、そこでは星形成とAGNが共存し、AGN活動の残余レベル（LINER）を伴うガスの少ない静止システムとしての引退に落ち着きます。強く降り注ぐブラックホール（セイファート）は、ガスに富み、星を形成するホストに住んでいますが、それらのガス貯留層も、星を形成する能力も、\emph{瞬時に}（タイムスケール$\lesssim0.5$\、Gyr）影響を受けていないようですAGNフィードバック。私たちの結果は、巨大な銀河の中心のバルジが支配的なセイファートのようなAGNが、同様の質量、形態、およびSFRの非アクティブな銀河と比較して分子ガスの割合が大幅に低いことを予測するAGNフィードバックモデルと一致しません。
NSFのKarlG.\JanskyVeryLargeArray（VLA）を3〜cmで使用して、NGC\、3115の19個の球状星団（GC）の中間質量ブラックホール（IMBH）からの降着シグネチャを検索しました。9.4Mpcの距離に銀河を入力します。19は恒星の質量$M_{\star}\sim（1.1-2.7）\times10^6〜M_\odot$を持ち、平均$\overline{M_{\star}}\sim1.8\times10^6〜M_\odot$。何も検出されませんでした。IMBH降着モデルが個々のGCとその無線スタックに適用されました。ラジオスタックGCには、IMBH質量$\overline{M_{\rmIMBH}}<1.7\times10^5〜M_\odot$および質量分率$\overline{M_{\rmIMBH}}/\overline{がありますM_{\star}}<9.5\％$、各制限は約2.5倍不確実です。後者の制限は、いくつかの剥がされた原子核の極端と対照的であり、NGC\、3115内のスタックされたGCのセットはそのような原子核のセットではないことを示唆しています。個々のGCの電波輝度は、X線輝度$L_{\rmX}<（3.3-10）\times10^{38}$erg〜s$^{-1}$に対応し、係数は約2.5不確実性。GC内の推定IMBHに対して予測されるこれらの制限は、現存する{\emChandra}の観測と一致しています。最後に、次世代VLA（ngVLA）を使用したシミュレートされた観察は、GCのIMBHからの降着シグネチャは無線のみの検索で検出できるが、X線からの混乱によりX線のみの検索では検出できないことを示していますGCのバイナリ。
オリオンの最年少プロトスターへの流出と落下のAPEX調査
| Title |
An_APEX_survey_of_outflow_and_infall_toward_the_youngest_protostars_in_Orion |
| Authors |
Z._Nagy,_A._Menechella,_S._T._Megeath,_J._J._Tobin,_J._J._Booker,_W._J._Fischer,_P._Manoj,_T._Stanke,_A._Stutz,_and_F._Wyrowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12103 |
ハーシェル宇宙天文台によって最初に特定されたオリオンの初期のクラス0フェーズ低質量プロトスターのサンプルの流出特性を特徴付けることを目指しています。また、主要な分子系統における落下の兆候を探します。アタカマパスファインダー実験（APEX）望遠鏡を使用して、CO$J$=3-2および$J$=4-3の16の非常に若いクラス0プロトスターに向けたマップが取得されました。流出を示すラインウィングのデータを検索し、流出の質量、速度、および動的時間を計算します。追加のHCO$^+$、H$^{13}$CO$^+$、およびNH$_3$行を使用して、原始星への落下署名を探します。流出が検出された8つのソースのCO$J$=3-2および$J$=4-3のライン強度に基づいて、流出の質量、力、および質量損失率を推定します。明確な流出検出なしに、流出質量と発生源の力の上限を導き出します。明確な流出検出があるソースの総流出質量は、CO$J$=3-2の場合は0.03から0.16$M_\odot$の範囲、CO$の場合は0.02から0.10$M_\odot$の範囲です。J$=4-3。流出力は$1.57\times10^{-4}$から$1.16\times10^{-3}$$M_\odot$kms$^{-1}$yr$^{-1}$の範囲ですCO$J$=3-2、$1.14\times10^{-4}$から$6.92\times10^{-4}$$M_\odot$kms$^{-1}$yr$^{の範囲-1}$forCO$J$=4-3。サンプルの9つのプロトスターは、H$^{13}$CO$^+$またはNH$_3$と比較して、HCO$^+$での落下を示す非対称のラインプロファイルを示しています。私たちのサンプルにおける原始星の流出力は、他のクラス0原始星に関するいくつかの以前の研究で発見されたものとは異なり、ボロメータの光度との相関関係を示していません。検出された流出のあるソースの導出流出力は、他の-より進化した-クラス0プロトスターで見られるものと同様であり、クラス0フェーズで流出が急速に発達することを示唆しています。
測光研究におけるB / PSバルジとそのX構造を測定するツールとしての新しいX型バルジフォトメトリックモデル
| Title |
New_X-shaped_bulge_photometric_model_as_a_tool_for_measuring_B/PS_bulges_and_their_X-structures_in_photometric_studies |
| Authors |
Anton_A._Smirnov,_Sergey_S._Savchenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12121 |
さまざまな数値モデルおよび解析モデルにおける3D棒構造の最近の軌道研究では、箱型/ピーナッツ型（B/PS）のバルジに存在するX構造は、特定のタイプの軌道ではなく、それらの自然な部分であることが示されていますそのような膨らみを構成する同じ軌道によって。これは、フォトメトリックスタディでB/PSバルジとそのX構造を正確に説明するには、X構造を自然な部分として含むB/PSバルジのフォトメトリックモデルが必要であることを意味します。このようなモデルを見つけるために、典型的なB/PSバルジが発生する自己矛盾のない数値銀河モデルを検討しました。粒子「星」のスペクトル特性を使用して、銀河モデルをバーと非バーコンポーネントに分解しました。抽出された3Dバーコンポーネントを使用して、適切なB/PSバルジフォトメトリックモデルを見つけました。このモデルは、そのようなバルジにあるX構造を説明できます。結果のB/PSバルジフォトメトリックモデルには、X構造の光線の上（上半分の平面）と下（下半分の平面）に切り捨てが導入された切り捨てられた2DSersicプロファイルがあります。このモデルを適用して、さまざまな数値モデルといくつかの実際の銀河のB/PSバルジを表現しました。以前の作品との比較により、異なるアプローチで測定された同じ銀河のX構造パラメーター間に系統的なシフトがあることが明らかになりました。新しいモデルを使用して測定すると、実際の銀河とモデル化された銀河のX構造の幾何学的パラメーターが互いに整合していることがわかりました。
宇宙の正午に巨大銀河のAGNと星形成活動を探る
| Title |
Exploring_AGN_and_Star_Formation_Activity_of_Massive_Galaxies_at_Cosmic_Noon |
| Authors |
J._Florez,_S._Jogee,_S._Sherman,_M._L._Stevans,_S._L._Finkelstein,_C._Papovich,_L._Kawinwanichakij,_R._Ciardullo,_C._Gronwall,_C._M._Urry,_A._Kirkpatrick,_S._M._LaMassa,_T._T._Ananna,_I._Wold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12170 |
X線発光AGN（$L_X>10^{44}$ergs$^{-1}$）を使用して898個の銀河を分析することにより、$0.5<z<3$でのAGNと星形成（SF）活動の関係を調査しますX線発光AGNのない$\sim320,000$銀河の大規模な比較サンプル。私たちのサンプルは、多波長（X線から遠赤外線）のデータを持つStripe82の広い（11.8deg$^2$）領域から選択されています。$0.5<z<3$の巨大移動ボリューム（$\sim0.3$Gpc$^3$）は、宇宙分散の影響を最小限に抑え、大量の巨大銀河（$\sim30,000$銀河を$M_*>10でキャプチャ）^{11}\M_{\odot}$）およびX線発光AGN。多くの銀河研究ではAGNホストが破棄されますが、コード調査GALaxyEmission（CIGALE）を使用して、X線発光AGNがある場合とない場合の銀河のSEDを適合させ、AGN放出テンプレートを含めます。この包含がない場合、AGNホスト銀河の恒星の質量と星形成率（SFR）は、平均して、それぞれ最大$\sim5$および$\sim10$の係数で過大評価される可能性があることがわかります。X線発光AGNのある銀河の平均SFRは、固定恒星質量と赤方偏移でX線発光AGNのない銀河と比較して$\sim3$から$10$倍高く、高いSFRと高いAGNX-光線の明度は、一般的なメカニズムによって供給されます。X線発光AGNが$z=0.5-3$の銀河の大部分（$>95\％$）はクエンチされたSFを表示しません。これは、AGNフィードバックがSFをクエンチした場合、関連するクエンチプロセスにかなりの時間がかかることを示唆しています。行動し、AGN活動の非常に明るい段階の後に消光段階が始まります。
弱く磁化された$ \ gamma $ -rayバーストジェットの構造
| Title |
The_structure_of_weakly-magnetized_$_\gamma_$-ray_burst_jets |
| Authors |
Ore_Gottlieb,_Omer_Bromberg,_Chandra_B._Singh,_Ehud_Nakar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11590 |
ガンマ線バースト（GRB）ジェットとそれらが発射される高密度媒体との相互作用は、ジェット境界に沿った局所的な流体力学的不安定性の成長を促進します。コンパニオンペーパー（Gottlieb2020b）で、流体力学的（非磁化）ジェットの進化を研究し、ジェット繭材料の混合により、システムのかなりの部分を含む、ジェット繭界面（JCI）と呼ばれる界面層が生じることを発見しました。エネルギー。ジェット+JCIの角度構造は、それらが同相に到達すると、混合の度合いに依存するインデックスを持つフラットコア（ジェット）+べき乗則関数（JCI）で近似できることがわかります。この論文では、ジェットの進化と形態に及ぼす支配的なトロイダル磁場の影響を調べます。弱い場は局所的な不安定性に対してジェットを安定させることができることがわかります。混合の抑制により、JCIが減少し、ジェットのブレイクアウト後の構造が再形成されます。それにもかかわらず、JCIのべき乗則の減衰はより急ですが、流出の全体的な形状は、依然としてフラットコア+べき乗則関数で近似できます。弱いフィールドの影響は、流体力学的ジェットでの混合がより強い長いGRBジェットでより顕著になります。短いGRBジェットでは、弱く磁化されたジェットと磁化されていないジェットの両方で小さな混合があります。この結果は、ジェットの形態によって支配される予想されるジェット放出に影響を与えます。したがって、長いGRBでの迅速な残光観察は、ジェットの基部での磁気的性質のプローブとして使用できます。
円周円盤をもつ連星の軌道進化について
円周円盤は、一般に、軌道共振によって媒介される重力トルクを通じて、時間の経過とともに、2進軌道から角運動量とエネルギーを吸収すると考えられています。このプロセスは、時間の経過に伴うバイナリ軌道の収縮につながり、恒星連星の軌道進化、原始惑星系円盤内の惑星の移動、ブラックホール連星（恒星および超大質量）の進化など、さまざまな天体物理学のコンテキストで重要です。。コンパクトオブジェクトバイナリの統合により、宇宙に重力波の発生源がもたらされます。最近、いくつかのグループが、逆の結果をもたらす周囲の円盤の数値シミュレーションを報告し、バイナリが時間とともに拡大することがわかりました。ここでは、この結果は、主に数値的な理由で作られたシミュレーションパラメーターの選択によるものであり、多くの場合、現実的なディスクパラメーターとは異なると主張します。物理的な引数を提供してから、3D流体力学シミュレーションで、厚い（高圧、高粘度）ディスクが高角運動量材料の十分な降着を促進してバイナリ展開を強制する一方で、薄い（低圧、低粘度）のより現実的なケースでは、）ディスクは降着が少なく、バイナリが縮小します。後者の場合、一般に角運動量とエネルギーを回転速度の速いオブジェクト（バイナリ）から回転速度の遅いオブジェクト（ディスク）に伝達する潮汐が、ディスクバイナリ進化の主要な推進力です。これにより、バイナリが圧縮されます。したがって、我々は、一般的な周囲二分円盤パラメーターの場合、極端でない質量比の二元系は、時間とともに縮小すると予想されると結論付けています。バイナリの膨張は、ディスクの粘度が異常に高い場合に発生する可能性があります。これは、たとえば、..（縮約）によって加熱される、惑星の円盤、スーパーエディントンAGN、またはパッシブプロトステラーディスクの外側の領域。
XMM-Newtonを使用したW49Bでのプラズマの再結合の空間分解研究
| Title |
Spatially-Resolved_Study_of_Recombining_Plasma_in_W49B_Using_XMM-Newton |
| Authors |
Tyler_Holland-Ashford,_Laura_A._Lopez,_Katie_Auchettl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11593 |
W49Bは、これまでで最も新しいSNRであり、再結合プラズマを示します。この過イオン化の2つの一般的な理論は、断熱膨張による、または隣接する冷却媒体との熱伝導による急速な冷却です。W49Bの再結合プラズマの起源を制限するために、46の領域にわたって深いXMM-Newtonデータの空間分解分光研究を実行します。3つのコンポーネントモデル（1つのISMと2つのイジェクタコンポーネント）を採用し、東から西への過イオン化の増加に伴い、SNR全体にわたって再結合プラズマが存在することを発見しました。後者の結果は以前の研究と一致しており、西側の過イオン化は断熱膨張に起因すると考えています。ただし、東部でも過剰電離の証拠が見られるため、これらの以前の研究とは対照的です。そこでSNRは分子材料と相互作用しているので、急冷の原因として熱伝導の妥当性を調査します。推定されたタイムスケールに基づいて、0.1〜1.0pcのスケールの塊の密な雲の蒸発による小規模な熱伝導が、東で観測された過電離を説明できる可能性があることを示します。
ティコの超新星残骸におけるエジェクタノットのRGS観測
| Title |
RGS_Observations_of_Ejecta_Knots_in_Tycho's_Supernova_Remnant |
| Authors |
Brian_J._Williams,_Satoru_Katsuda,_Renata_Cumbee,_Robert_Petre,_John_C._Raymond,_Hiroyuki_Uchida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11633 |
ティコの超新星残骸の最南端にある顕著なノットの{\itXMM-Newton/RGS}観測の結果を示します。これは、1572CEのタイプIaSNの残骸であることが知られており、これらのノットからの光子を残骸から分散させます。それらの前または後ろの放射が非常に少ないため、ノットのほとんど汚染されていないスペクトルが得られました。最南端の結び目で、RGSは、Si、Ne、OHe$\alpha$とLy$\alpha$、およびFeLシェルからの多数の輝線を正常に解決しました。これは、ティコのSNRにおけるO線の最初の明確な検出です。線の広がりは、OHe$\alpha$では$\sim3$eV、FeL線では$\sim4.5$eVと測定されました。ブロードニングを純粋な熱ドップラー効果に起因するとすると、kT$_{O}$とkT$_{Fe}$はそれぞれ$\sim400$keVと1.5MeVになります。これらの温度は、衝撃速度$\sim3500$kms$^{-1}$の逆衝撃で加熱することで説明できます。RGSとMOSのデータを合わせて得られた豊富さは、これらの物質の量が大幅に増加していることを意味し、ノットが逆衝撃によって加熱され、超新星からの噴出物質を含んでいることが以前の研究で確認されました。これらの豊富さを再現するタイプIaの爆発モデルを見つけることはできませんが、これはおそらく、この結び目が小さすぎて残り全体を推定できないためです。
赤い超巨星における超新星爆発前の流体力学的シミュレーション：非球面性と質量損失
| Title |
Hydrodynamic_Simulations_of_Pre-Supernova_Outbursts_in_Red_Supergiants:_Asphericity_and_Mass_Loss |
| Authors |
Shing-Chi_Leung_and_Jim_Fuller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11712 |
コア崩壊に近づく巨大な星の活動は、星の出現とその後の超新星に強く影響を与える可能性があります。後期の対流核燃焼は、恒星の表面に向かって伝播する波を生成し、エンベロープを加熱し、質量損失を引き起こす可能性があります。この研究では、波熱堆積による超新星以前の質量放出段階の2次元シミュレーションを実行して、以前の1次元モデルを改善します。コアO燃焼中の15$M_{\odot}$赤い超巨大星の恒星進化モデルから始まり、エネルギー蓄積率と継続時間をモデルパラメーターとして扱い、質量損失依存性と事前爆発形態を適宜調べます。1次元モデルとは異なり、波の加熱による密度の反転はレイリー・テイラー不安定性によって平滑化され、波の加熱の主な効果は星の水素エンベロープを放射状に拡大することです。長時間の低加熱率の場合、膨張はほぼ同質ですが、高熱で短命の加熱では、エンベロープの膨張を引き起こし、コア崩壊時に質的に異なる密度プロファイルが発生する衝撃が発生する可能性があります。非対称性はかなり小さく、波の加熱が予想を超えない限り、大量の質量損失は起こりそうにありません。超新星以前の恒星の変動性と超新星の光度曲線の意味について議論します。
非均質中性子星内部における超流動渦媒介相互摩擦
中性子星の内部における多数の超流動渦の平均運動を理解することは、パルサーグリッチのほとんどの理論にとって重要な要素です。この論文では、中性子星の垂直成分と超流動成分の間の運動量交換に関与する相互摩擦力を計算するための運動論的アプローチを提案します。中性子星における多くの渦線のピン止めとピン止めのプロセスをより適切にモデリングするための最初のステップとして、ここでは直線で相互作用しない渦のみを考慮します。固定風景として機能する不均質な媒体に浸された寸法。中性子星の内部クラストまたは外部コアの無秩序度は不明であるため、周期的なピンスケープと無秩序なピンスケープの2つの可能なシナリオを比較します。このアプローチにより、通常のマグナスと渦線に作用する抗力に加えて、ピン止め力が働いているときに、超流動体と星の垂直成分の間の相互摩擦を抽出できます。また、ピン止め遷移に対する無秩序の影響についても説明します。
我々は、以前の研究で提案された安定した（カラー一重項）超大質量グラビティーノが巨大な原始ブラックホールの種として役立つことができると主張します。これらの種子は、放射線支配時代の分数帯電したグラビティーノの緊密に束縛された状態として始まると仮定されています。'自然）。このような束縛状態の塊が合体して重力崩壊を起こすと、放射温度がホーキング温度を超えると、結果として生じるミニブラックホールがホーキング蒸発を免れる可能性があります。その後、ブラックホールはアインシュタインの方程式の正確な解に従って進化し、物質支配時代への移行において巨視的なブラックホールとして出現し、質量は太陽の質量以上のオーダーになります。そのような早い時期にこれらの種が存在することは、物質と放射線がさらに降り注ぐための十分な時間を提供し、観測された最大値まで、ほとんどすべてのサイズのブラックホールの存在を意味します。
放射相対論的乱流における極端な2温度プラズマの生成と持続
| Title |
Production_and_persistence_of_extreme_two-temperature_plasmas_in_radiative_relativistic_turbulence |
| Authors |
Vladimir_Zhdankin,_Dmitri_A._Uzdensky,_Matthew_W._Kunz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12050 |
乱流は、衝突のない天体物理プラズマ内の電子とイオンにエネルギーを与えるための主なプロセスであり、したがって、それらの放射シグネチャ（光度、スペクトル、および変動性）を形作る責任があります。外部駆動乱流の影響を受ける無衝突放射プラズマの運動特性をよりよく理解するために、電子に作用する外部逆コンプトン冷却を伴う相対論的プラズマ乱流のパーティクルインセルシミュレーションを調査します。（放射の正味の影響により）イオンが徐々に冷えている間、イオンは継続的に加熱され、したがって、イオン対電子の温度比$T_i/T_e$は時間とともに増加します。$T_i/T_e$はシミュレーションのサイズと期間によってのみ制限されることを示し（$T_i/T_e\sim10^3$に到達）、電子-イオン熱結合の無衝突メカニズムが効率的でないことを示しています。この結果は、銀河中心やM87で観測されるような、放射効率の悪い降着流のモデルに影響を与えます。このため、光度が低いことを説明するために$T_i/T_e\gg1$のいわゆる2温度プラズマが呼び出されました。さらに、電子は（乱流粒子のエネルギー化と放射冷却の競合によって決定される）準熱分布を取得し、イオンは効率的な非熱加速（同等の非放射シミュレーションよりも難しい分布を取得）することを発見しました。空間、時間、および方向に断続的にビームされる高エネルギー電子の適度な非熱的集団があります。これらのビームされた電子は、特定の高エネルギー天体物理学システム（たとえば、銀河中心）の急速なフレアを説明する可能性があります。これらの数値結果は、極端な2温度プラズマが相対論的放射乱流によって生成および維持できることを示しています。
| Title |
AT2018kzr:_the_merger_of_an_oxygen-neon_white_dwarf_and_a_neutron_star_or_black_hole |
| Authors |
James_H._Gillanders,_Stuart_A._Sim,_Stephen_J._Smartt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12110 |
異常に速く進化する過渡的なAT2018kzrの詳細な分光分析を提示します。トランジェントの観測された光度曲線は、キロノバAT2017gfoに匹敵する急速な減少率を示しました。（TARDISを使用して）放射伝達モデルの自己矛盾のないシーケンスを計算し、排出物質が$\sim$12000-14500km/sの光球速度で中間質量要素（O、Mg、Si）によって支配されていることを確認します。初期のスペクトルは、青色であるという異常な組み合わせを持っていますが、強いFeIIおよびFeIII吸収特性によって支配されています。この組み合わせが可能なのは、高Fe含有量（3.5％）のみです。これは、Fe/（Ni+Co）比が高いことを意味します。トランジェントの提案された爆発の時代からの短い時間を考えると、Feは、爆発で合成された放射性$^{56}$Niの崩壊に起因する$^{56}$Feになることはできません。代わりに、これは安定した$^{54}$Feであり、トランジェントはこの同位体が異常に豊富であることを提案します。さらに、$\sim$20000-26000km/sの噴出物材料の追加の高速成分を特定します。これは、CaIINIRトリプレットを介してわずかに非対称で検出可能です。一連のもっともらしい前駆細胞系を参照して調査結果を議論し、公開された理論的研究と比較します。AT2018kzrは、おそらくONeの白色矮星と中性子星またはブラックホールの間の合併の結果であると結論付けます。そのため、AT2017gfoに続く、コンパクトなバイナリマージャーの電磁気的対応物のための優れたスペクトルシーケンスを持つ2番目の妥当な候補になります。
VLTでの高精度の短期PWV運用予測と上空の背景予測の見通し
| Title |
High_accuracy_short-term_PWV_operational_forecast_at_the_VLT_and_perspectives_for_sky_background_forecast |
| Authors |
A._Turchi_(1),_E._Masciadri_(1),_P._Pathak_(2),_M._Kasper_(2)_((1)_INAF_-_Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri,_(2)_European_Southern_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11966 |
この論文では、可降水量（PWV）に自己回帰（AR）技術を適用することでこれまでに得られた最初の結果を示します。研究は超大型望遠鏡で行われます。AR手法は、次の夜の午後早くに提供される「標準的な予測」に関してはるかに優れたパフォーマンスを達成することにより、短時間（最大数時間）で大気および天候パラメーターの予測を提供するために最近提案されました。ARメソッドは、対象となるパラメータのリアルタイム測定を使用して、大気モデルで実行される予測を改善します。ここでは、VLTでPWVを継続的に測定する放射計であるLHATPROによって提供される測定値を使用しました。1時間のAR予測を標準の予測と比較すると、予測精度の点で$\sim$8（つまり、$\sim$800パーセント）のゲイン係数が観察されます。PWV$\leq$1mmの範囲では、赤外線天文学のアプリケーションにとって非常に重要であり、予測のRMSEは数百ミリメートル（0.04mm）のオーダーです。したがって、AR手法が、PWVに敏感なすべての機器のVLT科学操作に重要な利点を提供することを証明しました。さらに、PWVを予測するこのような能力が、赤外線範囲の空の背景を予測するのにもどのように役立つかを示します（METISにとって非常に魅力的です）。ESOと画期的なイニシアチブでサポートされているNEARプロジェクト（AlphaCen地域の新しい地球）にこの方法を適用することにより、このような能力を定量化します。
チャンドラのX線研究は、磁気標準ApスターKQ Velが中性子星の伴侶をホストしていることを確認します
| Title |
Chandra's_X-ray_study_confirms_that_the_magnetic_standard_Ap_star_KQ_Vel_hosts_a_neutron_star_companion |
| Authors |
Lidia_M._Oskinova,_Richard_Ignace,_Paolo_Leto,_Konstantin_A._Postnov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11591 |
KQVelは、約7.5kGの強い表面磁場を持つ特異なA0pスターです。それはほぼ8年の遅い回転期間を持っています。ベイリー等。（2015）不確かな性質の連星の伴星を検出し、それが中性子星またはブラックホールである可能性があることを示唆した。この手紙では、チャンドラ望遠鏡によって取得されたX線データを分析して、恒星の磁場と星とその伴星との相互作用に関する情報を確認します。2\times10^{30}erg/sの比較的大きなX線の明度を持つKQVelの以前のX線検出を確認します。X線スペクトルは、20MKを超える高温ガスと、おそらく非熱成分の存在を示唆しています。X線の光度曲線は変化しますが、周期性がある場合はそれを決定するために、より良い品質のデータが必要です。X線スペクトルは、A0pスターのオーロラから発生する非熱放射と、「推進中性子」スターを囲む拡張シェルを埋める高温熱プラズマの2つの成分の組み合わせとして解釈します。さまざまな代替案を検討しますが、推進中性子星の周りのホットシェルと共に恒星磁気圏を含むハイブリッドモデルが最も妥当と思われます。KQVelはもともとトリプルシステムであり、Apスターは合併製品であると推測しています。KQVelは、強磁場主系列星と中性子星からなる中間質量の連星であると結論しました。
太陽孔の大気における磁気音響波エネルギー散逸
| Title |
Magnetoacoustic_Wave_Energy_Dissipation_in_the_Atmosphere_of_Solar_Pores |
| Authors |
Caitlin_A._Gilchrist-Millar,_David_B._Jess,_Samuel_D._T._Grant,_Peter_H._Keys,_Christian_Beck,_Shahin_Jafarzadeh,_Julia_M._Rield,_Tom_Van_Doorselaere,_Basilio_Ruiz_Cobo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11594 |
磁気導波路としての太陽孔の適合性は、近年、議論の主要なトピックとなっています。ここでは、5つの光球太陽孔のグループにおける電磁流体波活動の伝播の観測的証拠を示します。ダン太陽望遠鏡の施設赤外線分光偏光計で得られたデータを使用して、SiI10827\r{A}の線の二等分速度を調べることにより、5分程度の周期の振動がさまざまな大気の高さで検出されました。分光偏光解析の反転と、空間的に分解された二乗平均二等分速度を組み合わせることにより、波のエネルギーフラックスを、各細孔の大気の高さの関数として推定できました。100kmの大気高さで30kW/m$^{2}$のオーダーのエネルギーフラックスを持つ伝播する磁気音響ソーセージモードの波が見つかり、大気の高さで約2kW/m$^{2}$に低下します。約500キロ。エネルギーフラックスの断面構造は、ボディモードと表面モードの両方のソーセージ波の存在を明らかにします。大気の高さによるエネルギーフラックスの減衰を調べると、減衰長の推定値が得られます。これは、光球密度スケールの高さと同様に、5つの細孔すべての平均値が$L_d\約268$kmであることがわかります。ボディモードの波の減衰長が長いことがわかります。これは、表面モードのソーセージの振動が、埋め込まれた波のエネルギーをより簡単に放散できることを示しています。この研究は、磁気音響波エネルギーを上方の太陽大気に導くときに効率的な導管として機能する太陽孔の適合性を検証します。
白色矮星の分光分析のための計算ツール
| Title |
Computational_Tools_for_the_Spectroscopic_Analysis_of_White_Dwarfs |
| Authors |
Vedant_Chandra,_Hsiang-Chih_Hwang,_Nadia_L._Zakamska,_Tam\'as_Budav\'ari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11598 |
白い矮星の分光学的特徴は、恒星の光球の薄い上層に形成されています。これらの機能は、白色矮星の表面温度、表面重力、および化学組成（以下、「ラベル」）に関する情報を伝えます。これらのラベルを決定する既存の方法は、常に公開されているわけではない複雑なab-initio理論モデルに依存しています。ここでは、白色矮星スペクトルから大気ラベルを決定する2つの手法を紹介します。人工ニューラルネットワークで理論スペクトルを補間する生成フィッティングパイプラインと、吸収線の特徴から派生したパラメーターを使用したランダムフォレスト回帰モデルです。私たちは、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）の白色矮星の大規模なカタログを使用してメソッドをテストおよび比較し、以前の研究と同じ精度と無視できるバイアスを達成します。オープンソースのPythonモジュール'wdtools'にテクニックをパッケージ化し、あらゆる施設から観測された白色矮星スペクトルから恒星ラベルを決定するための計算コストのかからない方法を提供します。より理論的なモデルが一般に利用可能になると、ツールを積極的に開発および更新します。磁場、ヘリウムに富んだ大気、および二重縮退バイナリーを含む興味深い外れ値の白色矮星システムを特定するための現在の形式でのツールのアプリケーションについて説明します。
2つのVLMバイナリ（LP 1033-31およびLP 877-72）の検出と特性評価
| Title |
Detection_and_characterisation_of_two_VLM_binaries:_LP_1033-31_and_LP_877-72 |
| Authors |
Subhajeet_Karmakar,_A._S._Rajpurohit,_F._Allard_and_D._Homeier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11660 |
超大型望遠鏡のNaCo機器からの高解像度近赤外補償光学イメージングを使用して、M矮星LP1033-31への新しいバイナリコンパニオンの発見を報告し、LP877-72の二値性も確認します。我々は恒星系の両方を特徴付け、それらの個々のコンポーネントの特性を推定しました。スペクトルタイプがM4.5+M4.5のLP1033-31ABには、6.7$\pm$1.3AUの予測分離があることがわかりました。一方、スペクトルタイプがM1+M4の場合、LP877-72ABの予測分離は45.8$\pm$0.3AUと推定されます。LP1033-31ABのバイナリコンパニオンは、質量、半径、有効温度が類似しており、推定値が0.20$\pm$0.04$\rm{M}_{\odot}$、0.22の対数$g$であることがわかります。$\pm$0.03$\rm{R}_{\odot}$、3200K、5.06$\pm$0.04。ただし、LP877-72ABのプライマリはセカンダリの2倍の質量であり、派生質量は0.520$\pm$0.006$\rm{M}_{\odot}$です。LP877-72ABのプライマリの半径とログ$g$は、セカンダリコンポーネントの1.8および0.95倍で、推定値は0.492$\pm$0.011$\rm{R}_{\odot}です。$および4.768$\pm$0.005です。有効温度が3750$\pm$15Kの場合、LP877-72ABのプライマリも、セカンダリコンポーネントよりも$\sim$400K高いと推定されます。また、LP1033-31とLP877-72の軌道周期はそれぞれ$\sim$28と$\sim$349であると推定しました。両方のシステムの結合エネルギーは$\gt$10$^{43}$ergであることがわかります。これは、両方のシステムが安定していることを示しています。
NOAA 12673のミニシグモイドのダブルデッカーフラックスロープ構成に関連する噴火性同種Mクラスフレア
| Title |
Eruptive-Impulsive_Homologous_M-class_Flares_Associated_with_Double-Decker_Flux_Rope_Configuration_in_Mini-Sigmoid_of_NOAA_12673 |
| Authors |
Prabir_K._Mitra_(USO/PRL,_India),_Bhuwan_Joshi_(USO/PRL,_India),_Astrid_M._Veronig_(Univ._of_Gruz,_Austria),_Ramesh_Chandra_(Kumaun_Univ.,_India),_K._Dissauer_(NorthWest_Res._Associates,_USA)_and_Thomas_Wiegelmann_(Max_Planck_Institute,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11810 |
2017年9月7日にアクティブ領域NOAA12673内の非常にローカライズされたミニシグモイド領域から発生した、GOESクラスM1.4およびM7.3の2つの相同な短命の衝動的フレアの多波長分析を提示します。両方のフレアは関連付けられていました最初のジェットのようなプラズマの放出は、短時間の間、コリメートされた方法で東に向かって移動し、その後、南西に向かって急激に方向を変えました。非線形の力のない場の外挿は、フレアの前のミニS字型領域にコンパクトな2階建てフラックスロープ構成の存在を明らかにします。噴火したプラズマの異常なダイナミクスの原因である可能性が最も高い、活動領域の近くで発生した一連のオープンフィールドラインは、活動領域の近くに出現するコロナホールの最も初期の兆候を示しました。水平磁場分布は、活動領域の上の磁場の急速な減衰を示唆しており、フラックスロープシステムが噴火に向かう傾向が高いことを示しています。低コロナダブルデッカーフラックスロープと、フィラメント下のコンパクトな極端紫外線（EUV）の輝きと関連する光球磁場の変化を考慮して、私たちの分析は、初期テザー切断再接続とそれに続くトーラス不安定性の組み合わせをサポートし、噴火。
TW HyaにおけるCNの励起条件
$N=1-0$、$N=2-1$、$N=3-2$の遷移をカバーするTW〜Hyaの周りのディスク内のシアン化物アニオンCNの観察を報告します。ラインスタッキング技術を使用すると、観測された周波数範囲内の30のうち24の超微細遷移が検出されます。ラインスタッキング法からの超スペクトル分解能を活用すると、これまで実験室分光法では解決されなかった超微細成分の分割が明らかになります。すべての遷移は、$\約45$〜au（0.75"）でピークを迎える方位角対称のリングと、$\約200$〜auでディスクエッジまで広がる拡散した外側尾部を特徴とする同様の放出形態を示します。局所熱力学的平衡（LTE）を想定した解析では、すべての微細構造グループの局所線幅に基づいて、導出された運動温度を超える励起温度が得られ、LTEの仮定が無効であることを示唆しています。0D放射伝達コードRADEXを使用して、-ローカルのH$_2$密度が$10^{7}〜{\rmcm^{-3}}$以下に低下すると、LTE効果が存在する可能性があります。TW〜Hyaのモデルとの比較では、ディスク、通常は$z\、/\、r\gtrsim0.2$。これは、UV照射の減衰が少ないディスク大気層で振動励起H$_2$を介してCNが形成されるモデル予測と一致します。
並外れた振幅の中赤外線原始星の爆発の発見
| Title |
Discovery_of_a_mid-infrared_protostellar_outburst_of_exceptional_amplitude |
| Authors |
P._W._Lucas,_J._Elias,_S._Points,_Z._Guo,_L.C._Smith,_B._Stecklum,_E._Vorobyov,_C._Morris,_J._Borissova,_R._Kurtev,_C._Contreras_Pena,_N._Medina,_D._Minniti,_V.D._Ivanov_and_R.K._Saito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12056 |
$\lambda$$\approx$4.6$\mu$mで8等級の若い恒星天体（YSO）の中赤外線バーストの発見を報告します。WISEAJ142238.82-611553.7は、赤外線ダーククラウド（IRDC）の検索で発見された23の非常に変化しやすいWISEソースの1つです。これは小さなIRDCG313.671-0.309（d$\約$2.6kpc）にあり、ハーシェル/HiGalの調査では、イベントによってある程度暖められた可能性のあるコンパクトで大規模なクラウドコアと見なされています。2004年のSpitzerからのバースト前のデータは、それが低質量クラスIシステムであることを示唆しています。これは、2019年に取得された、その他の特徴のない赤い連続体スペクトルにおける2.12$\mu$mでの弱いH$_2$放出の検出によってサポートされた進化的なステータスです（K$_s$でピークより6等下。Spitzer、WISE、およびVVVのデータは、爆発が2006年までに始まり、期間が$>$$であり、2010年から2014年にかけて比較的平坦なピークがあったことを示しています。数$\times10^2$Lsunのバースト光度は、古典的なFUOrionisイベントに匹敵するMdot=10^{-4}Msun/yrに近い降着率と一致しています。2010年の4.6$\mu$mピークは、T=800-1000Kと放出領域のディスク半径位置R$\約$4.5auを意味します。色の進化は、その後の外側への進行を示唆しています。熱不安定性またはMRIモデルで予想されるより高温の物質が明らかに存在しないのは、最も内側のディスクが完全に覆い隠されているためである可能性があります。エッジオンディスクビュー。あるいは、ディスクの断片化/落下する断片モデルは、中赤外線ピークをより自然に説明するかもしれませんが、これはまだ明確ではありません。
SN 2014ab：低偏光の非球面タイプIIn超新星
| Title |
SN_2014ab:_An_Aspherical_Type_IIn_Supernova_with_Low_Polarization |
| Authors |
Christopher_Bilinski,_Nathan_Smith,_G._Grant_Williams,_Paul_Smith,_Jennifer_Andrews,_Kelsey_I._Clubb,_WeiKang_Zheng,_Alexei_V._Filippenko,_Ori_D._Fox,_Griffin_Hosseinzadeh,_D._Andrew_Howell,_Patrick_L._Kelly,_Samantha_Cargill,_Chadwick_Casper,_Goni_Halevy,_Haejung_Kim,_Sahana_Kumar,_Kenia_Pina,_Heechan_Yuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12134 |
ピーク輝度から$\sim200$日後に取得された超新星（SN）2014abの測光、スペクトル、分光偏光分析を示します。SN2014abは、そのホスト銀河、VV306cの核の近くのピーク輝度の後に発見された明るいタイプIInSN（$M_V<-19.14$等）でした。発見前の上限により、爆発の時間は発見前の200日以内に制限されます。SN2014abは観測の過程で$\sim1$等減少しましたが、観測されたスペクトルは著しく変化していません。スペクトルは、一貫して強いブルーシフト成分を持つ非対称の輝線プロファイルを示し、ダストの存在またはSNの反対側と反対側の間の対称性の欠如を示唆しています。Pa$\beta$輝線は、H$\alpha$と非常によく似たプロファイルを示します。これは、この強い青方偏移成分が、大きなダスト粒子による覆い隠し、光学的に厚い材料による掩蔽、またはそれらの間の対称性の欠如によって引き起こされていることを意味します相互作用領域の向こう側と手前。これらの非対称のラインプロファイルにもかかわらず、分光偏光データは、SN2014abが星間偏光を考慮した後に偏光をほとんど検出していないことを示しています。これは、真円対称性からの偏差がほんのわずかしかない光球からの放出を見ていることを示唆しています。視線に垂直な平面でほぼ円形の対称性を持つSNIInが見られる可能性がありますが、視線に沿った星状物質の密度またはSN噴出物に大きな粒子のダストまたは大きな非対称性があります。SN2014abとSN2010jl（および他のSNeIIn）は、異なる方向から見た同様のイベントである可能性があることをお勧めします。
GjollストリームとNGC 3201の間の化学力学的リンク
| Title |
A_chemo-dynamical_link_between_the_Gj\"oll_stream_and_NGC_3201 |
| Authors |
T._T._Hansen,_A._H._Riley,_L._E._Strigari,_J._L._Marshall,_P._S._Ferguson,_J._Zepeda,_C._Sneden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12165 |
ガイアの2番目のデータリリースの最近の分析は、天の川を取り巻く多くの新しい恒星流を明らかにしました。これらのストリームの1つであるGj\ollが球状星団NGC3201に関連付けられていることが示唆されていますが、これまでのところ、関連付けはストリームスターの運動学にのみ基づいています。この作業では、マクドナルド天文台のハーランJ.スミス望遠鏡による高解像度の分光学的フォローアップに十分な明るさのGaiaデータ。1つの星は、その半径方向の速度に基づいてメンバーとして除外されています。残りの4つの運動学的メンバーの存在量分析により、2つの星がNGC3201と化学的によく一致し、それらの類似のAlおよび$\alpha$元素の存在量が原因です。残りの2つのうち、1つはNGC3201との化学的類似性がなく、おそらく関連付けられていない天の川ハローフィールドスターです。一方、他の元素は同様のAl存在量を示しますが、$\alpha$元素存在量はやや低くなります。Gj\ollストリーム内のNGC3201への星の化学的タグ付けは、この関連付けを確認し、階層形式の直接的な証拠を提供します天の川のション。
ボソン星の合体からの同期された重力原子
| Title |
Synchronised_gravitational_atoms_from_mergers_of_bosonic_stars |
| Authors |
Nicolas_Sanchis-Gual,_Miguel_Zilh\~ao,_Carlos_Herdeiro,_Fabrizio_Di_Giovanni,_Jos\'e_A._Font,_Eugen_Radu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11584 |
超軽量ボソン場が自然に暗黒物質として存在する場合、超放射は回転するブラックホール（BH）をスピンダウンし、動的にそれらに平衡ボソン雲（ここでは同期重力原子（SGA）と呼ばれます）を与えます。一方、これらの同じフィールドの自己重力は、ボソンスター（BS）として知られる水平線のないソリトン（スカラーまたはベクトル）にそれらをまとめることができます。BSのダイナミクスにより、SGAを形成する新しいチャネルが生成されることを示します。マージして回転BHを形成するBSバイナリを研究します。地平線が形成された後、BHはボソン場を降ろすことによりスピンアップしますが、残りは地平線の周りに残ります。十分な角運動量が存在する場合、残余がSGAになると、BHスピンアップは正確に失速します。初期データが異なると、量子数が異なるSGAになります。したがって、SGAは、スーパーラディアンス駆動のBHスピンダウンと降着駆動のBHスピンアップの両方から形成される可能性があります。さらに、後者のプロセスは、前者から得られたものよりも重いSGAになる可能性があります。ここでの1つの例では、最終システムのエネルギーの$\sim18\％$とその角運動量の$\sim50\％$がSGA。降着と超放射の両方がSGA形成に寄与するシステムでは、さらに高い値が発生する可能性があることをお勧めします。
ストリング理論における異常な$ U（1）$ゲージボソンの明暗物質
| Title |
Anomalous_$U(1)$_Gauge_Bosons_as_Light_Dark_Matter_in_String_Theory |
| Authors |
Luis_A._Anchordoqui,_Ignatios_Antoniadis,_Karim_Benakli_and_Dieter_Lust |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11697 |
現在の実験は、非常に弱く結合した余分なゲージ対称性に敏感であり、ストリング理論のコンパクト化とその後の特性におけるそれらの出現のさらなる調査を動機付けています。Dブレーンのスタックに取り付けられたストリングによるゲージボソンと、交差するDブレーン間で伸びるストリングによるキラル物質を使用した、Dブレーンで終わるオープンストリングに基づく標準モデルの拡張を検討します。基本的なストリングの質量スケールが現在のLHC制限を飽和させ、理論が弱く結合していると仮定すると、バルクに伝播する（異常な）$U（1）$ゲージボソンが、魅力的な明るい暗黒物質候補であることを示します。交差するDブレーンモデルで普遍的な$U（1）$ゲージボソンと、XENON1Tで観測された$3\sigma$超過との関連性についてコメントします。
線形結合のあるアインシュタイン-ガウス-ボンネットインフレーションにおけるほぼ無質量の重力子は、スカラーフィールドの定数ロールを意味します。
| Title |
A_Nearly_Massless_Graviton_in_Einstein-Gauss-Bonnet_Inflation_with_Linear_Coupling_Implies_Constant-roll_for_the_Scalar_Field |
| Authors |
V.K._Oikonomou,_F.P._Fronimos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11915 |
衝突する2つの中性子星から放出されたガンマ線が重力波とほぼ同時に到達したため、印象的なGW170817イベントは、重力子がほとんど質量がないことを示していました。したがって、そうでなければ信じる明らかな理由がないので、インフレとインフレ後の時代の間、重力は無質量でなければならない。この手紙では、4次元ガウスボンネット不変量へのスカラーフィールドの線形結合を伴うアインシュタインガウスボンネット理論に対して重力子が質量を持たないという制約の理論的意味を調査します。私たちが示すように、原始重力波の重力波速度が1に等しいという制約は、スカラーフィールドのダイナミクスを厳しく制限し、それに直接一定のロールの進化を課します。また、ここで示すように、線形結合を使用したGW170817互換のEinstein-Gauss-Bonnet理論の原始スカラー摂動のスペクトルインデックスは、非線形結合を使用した同じ理論と比較して異なります。したがって、モデルの現象論は異なることが予想され、この問題についても簡単に説明します。さらに、一定のロール条件は常に非ガウス性に関連しているため、線形結合のあるアインシュタイン-ガウス-ボンネット理論に質量のない重力子を課すと非ガウス性になる可能性があるため、これについて簡単に説明します。問題も。
オーロラキロメトリック放射と電子ペアリング
ミラーポイントに近いオーロラ上向き電流領域で跳ねる中エネルギー電子のペアリングが、電子サイクロトロンメーザーの不安定性を駆動して、オーロラキロメトリック放射で狭帯域微細構造の脱出を生成する役割を果たす可能性があることを示唆します。このメカニズムはジャイロトロン近似で扱います。簡単にするために、より現実的な異方性J\"utner分布ではなく、比較的相対論的なディラック分布の極端なケースを使用します。帯域幅、周波数ドリフト、空間位置の有望な推定値が示されます。
光学的に浮上したセンサーで複合暗黒物質を検索
| Title |
Search_for_composite_dark_matter_with_optically_levitated_sensors |
| Authors |
Fernando_Monteiro,_Gadi_Afek,_Daniel_Carney,_Gordan_Krnjaic,_Jiaxiang_Wang_and_David_C._Moore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12067 |
結果は、通常の物質との弱くて長距離の相互作用を持つ複合暗黒物質モデルのクラスの検索から報告されます。数日間にわたって光学的に浮上したナノグラムの質量の機械的運動を監視することにより、暗黒物質粒子の通過から生じるインパルスを検索します。そのような粒子が暗黒物質の主要な構成要素であると仮定すると、この検索では、中性子との相互作用に上限を設定します。中性子$\alpha_n\leq1.2\times10^{-7}$で、暗黒物質の質量1〜10TeVおよびメディエーターの質量$m_\phi\leq0.1$eV。暗黒物質がナノグラムの質量からコヒーレントに散乱する（単一の中性子の場合の$\sim10^{29}$倍）ための断面積の大幅な向上と、$\simほどの運動量移動を検出する機能200MeV/cのこれらの結果は、kgスケールまたはトンスケールのターゲットを使用するものを含め、既存の検索を大幅に超える特定のクラスの複合暗黒物質モデルに感度を提供します。これらの手法の拡張により、以前はアクセスできなかった重い暗黒物質候補の幅広いクラスの方向に敏感な検索が可能になります。
球のふるい分け
新しい球形たたみ込みは、球上のディラックデルタのふるい分け特性によって定義されます。いわゆるふるいコンボリューションは、ある関数と別の関数の変換されたバージョンとの内積によって定義されますが、球に代替の変換演算子を採用しています。この変換演算子は、調和空間で見た場合、ユークリッド変換と同様に続きます。ふるいコンボリューションは、代替の定義に欠けているさまざまな望ましい特性を満たします。すなわち、次のとおりです。球体に残る出力があります。計算が効率的です。地球の地形図上のふるい分け畳み込みの図は、出力が球にとどまっている間、異方性フィルタリングを実行する方向性カーネルをサポートしていることを示しています。
