| Title |
Cannibal_domination_and_the_matter_power_spectrum |
| Authors |
Adrienne_L._Erickcek,_Pranjal_Ralegankar,_and_Jessie_Shelton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04311 |
分離された隠れたセクターは、簡単かつ一般的に人食い支配の期間をもたらす可能性があり、その間、宇宙の主要な構成要素は、数が変化する相互作用による自己加熱により、放射と物質の中間の状態方程式を持ちます。小規模での構造形成のためのビッグバン元素合成の前の人食い支配時代の結果を初めて提示します。初期の共食い支配時代は、暗黒物質パワースペクトルに特徴的なピークを刻み込み、スケールと振幅は、共食い場の質量、寿命、および数を変化させる相互作用の強さによって直接決定されることがわかります。小規模な物質のパワースペクトルに対するこの強化は、初期形成暗黒物質マイクロハローを生成し、共食い種の特性とこれらの構造の特徴的な質量および形成時間の間の詳細かつ透明なマップを提供します。これらの関係は、暗黒物質が標準モデルに直接結合していない場合でも、隠れたセクターの内部の仕組みが物質のパワースペクトルに観測可能な痕跡を残す可能性があることを示しています。
高赤方偏移電波銀河：21 cm変動の潜在的な新しい発生源
| Title |
High-redshift_radio_galaxies:_a_potential_new_source_of_21-cm_fluctuations |
| Authors |
Itamar_Reis,_Anastasia_Fialkov,_and_Rennan_Barkana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04315 |
ラジオソースは高い赤方偏移で形成され、低周波数で宇宙マイクロ波背景（CMB）を超える過剰な放射線背景を生成すると予想されます。中性水素の赤方偏移21cm信号への影響は、関連するバックグラウンドが小さいと想定されるため、通常無視されます。最近、EDGESの共同作業によって報告された赤方偏移$z\sim17$からの異常に強い21cm信号の考えられる説明の1つとして、CMBのレベルを超える過剰な無線バックグラウンドが提案されました。結果として、上空平均（グローバル）21cm信号とその変動の両方に対するスムーズで非常に強い過剰な電波バックグラウンドの影響が考慮されました。ここでは、高赤方偏移銀河の母集団によって作成された電波バックグラウンドの不均一性を考慮に入れ、密度、速度、Ly-${\のよく知られた寄与に新しいタイプの21cm変動を追加することを示します。alpha}$カップリング、加熱、再イオン化。中程度に増強された無線効率（EDGESの結果とは無関係）でも、高赤方偏移銀河の集団は、弱いX線加熱のモデルで21cmのパワースペクトルとグローバル信号に大きな影響を与える可能性があることを発見しました。EDGESデータを説明できるモデルの場合、大規模なパラメーター調査を実施して、そのシグネチャーを調査します。このようなモデルでは、$z\sim17$の21cmパワースペクトルが、CMBのみの標準の場合と比較して最大2桁強化され、パワースペクトルの形状と時間発展が大幅に変更されることを示しています。電波変動による。これらの変動は、今後の無線干渉計の範囲内です。また、これらのモデルは、電波源の現在および将来の観測によって大幅に制約される可能性があることもわかりました。
X線の観測とシミュレーションからの偏向した銀河団圧力プロファイル
X線観測からの結果と宇宙シミュレーションを組み合わせることにより、静水圧質量バイアスを調整した平均クラスター圧力プロファイルの更新モデルを提示します。私たちのモデルは、流体力学シミュレーション（IllustrisTNG、BAHAMAS、およびMACSIS）における「真の」ハロー質量とX線クラスター質量の間の関係にべき乗則を当てはめることにより、このバイアスを推定します。アプリケーションの例として、REXCESSX線クラスターサンプルと、スケーリングおよびスタックされた圧力プロファイルから導出されたユニバーサル圧力プロファイル（UPP）を検討します。調整された質量$M_\mathrm{500c}、$は$\lesssim$15％高く、スケーリングされた圧力$P/P_\mathrm{500c}$は以前に推定されたものよりも$\lesssim$35％低い正規化を持っています。私たちの偏りのない圧力プロファイル（DPP）は、一般化されたNavarro-Frenk-White（GNFW）関数によって、パラメーター$[P_0、c_{500}、\alpha、\beta、\gamma]=[5.048,1.217、1.192,5.490,0.433]$であり、質量依存の補正項は必要ありません。DPPを使用してSunyaev-Zel'dovich（SZ）効果をモデル化すると、統合されたコンプトン$Y-M$関係には、自己相似スケーリングからのわずかな逸脱しかないことがわかります。熱SZ角パワースペクトルは、名目上の宇宙論的パラメーター（例：$\Omega_\text{m}=0.3$、$\sigma_8=0.8$）を想定すると、振幅が約30％低く、最近のPlanckの結果とほぼ一致しています。追加のバイアス補正が必要です。
スバルハイパースプリムカム銀河の弱いレンズ効果とプランク宇宙マイクロ波背景レンズ効果の間の相互相関
| Title |
Cross-correlation_between_Subaru_Hyper_Suprime-Cam_Galaxy_Weak_Lensing_and_Planck_Cosmic_Microwave_Background_Lensing |
| Authors |
Gabriela_A._Marques,_Jia_Liu,_Kevin_M._Huffenberger,_J._Colin_Hill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04369 |
銀河の弱いレンズ効果（WL）とCosmicMicrowaveBackground（CMB）レンズ効果の相互相関は、中間の赤方偏移で物質の変動をプローブし、いずれかのプローブで残留システマティクスを検出する強力なツールです。このホワイトペーパーでは、HyperSuprime-CamSubaruStrategicProgram（HSC）の最初のデータリリースからの銀河WLの相互相関と、0.3<z<1.5のHSCソース銀河について、最後のPlanckデータリリースからのCMBレンズ効果を調べます。HSCは、これまでで最も深い銀河WL調査であり、高赤方偏移の宇宙を研究する絶好の機会と、ソースブレンディングなどの非常に高いソース密度に関連する新しい課題の両方を提供します。相互相関信号は、3.1$\sigma$の有意水準で測定されます。最適な2018Planck宇宙論に対する最適なモデルの振幅は$A=0.81\pm0.25$で、$A=1$と一致します。私たちの結果は、さまざまな調査を使用した以前のCMBレンズおよび銀河WL相互相関研究とも一致しています。WLBモード、点像分布関数、測光赤方偏移エラー、および熱スニヤエフ・ゼルドビッチ漏出に関するテストを実行しますが、残差体系の重要な証拠はありません。
Navarro-Frenk-White暗黒物質プロファイルとディスクシステム周辺の暗いハロー
| Title |
Navarro-Frenk-White_dark_matter_profile_and_the_dark_halos_around_disk_systems |
| Authors |
Razieh_Dehghani,_Paolo_Salucci_and_H._Ghaffarnejad |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04732 |
$\Lambda$の冷たい暗黒物質（$\Lambda$CDM）シナリオは、大規模では宇宙をよく説明していますが、小規模ではいくつかの深刻な問題を示しています。、上記のシナリオのN体シミュレーションで予測された$r^{-1}$なし。より物理的な状況では、銀河のバリオンは超新星爆発によって元の尖頭を逆反応させて消去する可能性があります。この影響を調査する前に、観測されたプロファイルとN体予測されたプロファイルの間の不一致がどれほど広く頻繁にあるか、およびその特徴を特定することが重要です。ディスクシステムの高品質で高解像度の3200以上の非常に拡張された回転曲線（RC）を使用しました。曲線はすべての大きさの範囲をカバーしています。これらのRCは、26の付加されたRCに凝縮されました。それぞれのRCは、類似した光度と形態の銀河の個別のRCで構築されました。円速度へのDMハローの寄与についてはNavarro-Frenk-White（NFW）プロファイルを使用してこれらの26のRCの質量モデルを実行し、恒星円盤の場合は指数関数的なFreemanディスクを実行しました。26のケースすべてにおいて、近似は一般的に不十分です。いくつかのケースでは、$\chi^2_{red}>2$が見つかります。さらに、モデルの3つのパラメーター（$c$、$M_D$、および$M_{vir}$）の最も適合する値は、1$\sigma$の不確実性の値と組み合わせると、$のよく知られた期待と明らかに矛盾します。\Lambda$CDMシナリオ。また、スパイラルに存在するスケーリング関係とフィッティング結果をテストしました。モデリングではこれらのスケーリング関係を考慮していません。したがって、NFWハロー密度の法則は、円盤銀河のファミリー全体の運動学を説明できません。したがって、任意の光度のディスク銀河の$\LambdaCDM$シナリオでは、初期カスプを観測されたコアに変換することが必須です。
コンパクトなバイナリマージャーからの確率的重力波背景のStarTrack予測
| Title |
StarTrack_predictions_of_the_stochastic_gravitational-wave_background_from_compact_binary_mergers |
| Authors |
C.~P\'erigois,_C.~Belczynski,_T.~Bulik_and_T.~Regimbau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04890 |
\textbf{\textit{StarTrack}}バイナリポピュレーションコードを使用して、宇宙時間全体の孤立したバイナリ進化からの二重コンパクトオブジェクトによって作成された重力波背景をモデル化します。母集団I/IIの星だけでなく、メタルフリーの母集団IIIの星も含まれます。マージおよび非マージの二重コンパクトオブジェクトバイナリが考慮されます。スペースアンテナLISAの帯域内の低周波信号をモデル化するために、赤方偏移と偏心の進化を説明します。人口I/IIの場合のみ、10Hzの参照周波数で$\Omega_{GW}\sim2.7\times10^{-9}$のエネルギー密度が見つかり、現在の地上ベースの検出器でバックグラウンドを検出できます、設計感度で動作するLIGO、Virgo、Kagraなど。母集団IIIからの寄与を追加すると、エネルギー密度が$\Omega_{GW}\sim1.4\times10^{-8}$に増加し、$\sim10の後に通常のべき法則から逸脱するスペクトルの形状も変更されます$Hz。一方、マージしていないバイナリの人口からの寄与は無視できる程度で、桁違いです。最後に、偏心はLISAまたは地上の検出器の周波数帯域に影響を与えないことがわかります。
タイタンの大気におけるHCN生成：量子化学と不平衡大気モデリングの結合
| Title |
HCN_production_in_Titan's_Atmosphere:_Coupling_quantum_chemistry_and_disequilibrium_atmospheric_modeling |
| Authors |
Ben_K._D._Pearce,_Karan_Molaverdikhani,_Ralph_E._Pudritz,_Thomas_Henning,_Eric_H\'ebrard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04312 |
シアン化水素（HCN）は、生命の起源に関連する重要な生体分子を構築するための重要な反応性窒素源です。それでも、多くのHCN反応は実験や理論によって特徴づけられておらず、惑星大気におけるHCN生成の全体像は完全には理解されていません。この状況を改善するために、計算量子化学、実験データ、大気数値シミュレーションを利用した新しい手法を開発します。まず、量子化学シミュレーションを使用して、N2、CH4、およびH2が優勢な大気中の主要な化学種のリストについて、可能な反応の全フィールドを探索します。このプロセスでは、これまでに既知の速度係数がない33の新しい反応を発見します。ここから、利用可能な場合は実験値を含み、それ以外の場合は計算された速度係数を含む、一貫した還元大気ハイブリッド化学ネットワーク（CRAHCN）を開発します。次に、CRAHCNを1D化学反応速度モデル（ChemKM）に結合して、HCN存在量をタイタンの大気の深さの関数として計算します。シミュレートされた大気HCNプロファイルは、Cassiniの観測と非常によく一致しています。CRAHCNには104の反応が含まれていますが、シミュレーションされた大気HCNプロファイルのほぼすべては、わずか19の支配的な反応のスケールダウンネットワークを使用して取得できます。ここから、主要な大気種の解離から4つの主要なチャネルに沿ったHCNの直接生成まで、タイタンの大気におけるHCN化学の完全な図を形成します。これらのチャネルの1つは、ピアスらによって最初に発見され、特徴付けられました。（2019）そしてこの作品。
形成過程により説明される長周期彗星の異方性
オールト雲から来る長周期彗星は、黄道面の惑星領域に形成された微惑星であると考えられています。私たちは銀河の潮によるこれらの天体の軌道進化を調査しました。樋口ほかを延長しました。（2007）そして、遠日点の方向の銀河の経度と緯度、$L$と$B$の解析解を導き出しました。分析ソリューションを使用して、$L$と$B$の進化の周期の比率が、初期偏心$e_i\simeq1$の場合、2または$\infty$に非常に近いことを示します。オールト雲彗星。$L$と$B$の関係から、惑星領域に戻るオールト雲彗星は、黄道面と「空の黄道」と呼ばれる2番目の平面に集中していると予測されます。これは、銀河の極の周りの黄道が180$^\circ$回転することにあります。私たちの数値積分は、解析解の導出で無視されている銀河潮汐の放射成分が、解析的に導出された$L$と$B$の間の関係を壊すほど強くないことを確認します。観測データを簡単に調べると、黄道と空の黄道の両方の近くに濃度があることがわかります。また、何人かの著者が言及した長周期彗星の$B$の分布の異常は、以前の説明よりも2つの平面への集中によってより一貫して説明されていることも示しています。
穏やかな階層的なトリプルダイナミクスと外部太陽系への応用
| Title |
Mildly-Hierarchical_triple_dynamics_and_applications_to_the_outer_solar_system |
| Authors |
Hareesh_Gautham_Bhaskar,_Gongjie_Li,_Sam_Hadden,_Matthew_J._Payne,_Matthew_J._Holman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04335 |
三体相互作用は宇宙物理学の至る所にあります。たとえば、階層的トリプルシステムでのKozai-Lidov振動は、広範囲にわたって研究されており、さまざまな天体物理学システムに適用されています。ただし、穏やかな階層のトリプルも重要な役割を果たしますが、あまり調査されていません。この研究では、穏やかな階層構成でのテスト粒子の経年ダイナミクスを検討します。経年近似が信頼できる限界を見つけ、断面の表面を使用して共鳴とカオス領域を提示し、大きな偏心と傾斜変動を可能にする位相空間の領域を特徴付けます。最後に、長期的な結果を外部の太陽系に適用します。可能な外惑星（プラネット-9）の摂動下での極超トランスネプテューニアンオブジェクト（eTNO）の分布に焦点を当て、低傾斜のプラネット-9に加えて、極軌道または逆軌道の惑星極中心のクラスターはeTNOの周辺中心クラスタリングも生成しますが、極のクラスターはeTNOの傾向の広がりを広げます。
大きなトランスネプテューヌオブジェクト（174567）Vardaによる多弦恒星食
| Title |
A_multi-chord_stellar_occultation_by_the_large_trans-Neptunian_object_(174567)_Varda |
| Authors |
D._Souami,_F._Braga-Ribas,_B._Sicardy,_B._Morgado,_J._L._Ortiz,_J._Desmars,_J.I.B._Camargo,_F._Vachier,_J._Berthier,_B._Carry,_C.J._Anderson,_R._Showers,_K._Thomason,_P._D._Maley,_W._Thomas,_M._W._Buie,_R._Leiva,_J.M._Keller,_R._Vieira-Martins,_M._Assafin,_P._Santos-Sanz,_N._Morales,_R._Duffard,_G._Benedetti-Rossi,_A.R._Gomes-J\'unior,_R._Boufleur,_C.L._Pereira,_G._Margoti,_H._Pavlov,_T._George,_D._Oesper,_J._Bardecker,_R._Dunford,_M._Kehrli,_C._Spencer,_J.M._Cota,_M._Garcia,_C._Lara,_K.A._McCandless,_E._Self,_J._Lecacheux,_E._Frappa,_D._Dunham,_and_M._Emilio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04818 |
2018年9月10$^{\rmth}$に観測された、大型のトランスネプテューニアン天体（174567）ヴァルダによって最初に記録された恒星食の結果を示します。ヴァルダは高傾斜動的励起集団に属し、Vardaの半分のサイズの衛星Ilmar\"e。Vardaのサイズとアルベドを決定し、その3D形状と密度を制限します。米国の13の異なるサイトがイベントを監視し、そのうちの5つが本体。掩蔽弦に対する最適な楕円は、身体の瞬間的な四肢を提供し、そこから幾何学的アルベドが計算されます。バルダのサイズと形状が評価され、そのかさ密度は、以前から知られているバルダの質量を使用して制約されます最適な楕円形の四肢は、$（381\pm3）$kmの準主（赤道）軸と、見かけの面積と同等の半径$R'_{\に対応する見かけの偏平$0.043\pm0.036$を持ちます。rmequiv}=（373\pm8）$kmおよび幾何学的アルベド$p_v=0.09視覚的な絶対等級を$H_V=3.81\pm0.01$とすると、7\pm0.004$。ボディの3つの可能な回転周期（4.76〜h、5.91〜h、および7.87〜h）を使用して、対応するMacLaurinソリューションを導出します。さらに、前述の期間の単一ピークの回転光曲線の低振幅（$0.06\pm0.01$）が与えられている場合、二重期間を考慮します。5.91〜hの期間（最も可能性が高い）とその倍数（11.82〜h）の場合、かさ密度と$\rho=（1.52\pm0.05）$gcm$^{-3}$の真の扁平率がわかります。$\epsilon=0.232\pm0.036$および$\rho=（1.25\pm0.04）$gcm$^{-3}$、$\epsilon=0.079\pm0.044$。ただし、他のソリューションはまだ除外できないことに注意してください。
IFUデータのPSFデコンボリューションとGalaxy Stellar Kinematicsの復元
| Title |
PSF_Deconvolution_of_the_IFU_Data_and_Restoration_of_Galaxy_Stellar_Kinematics |
| Authors |
Haeun_Chung,_Changbom_Park,_Yong-Sun_Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04313 |
銀河の運動学の復元のために天体積分フィールドユニット（IFU）分光データに適用されたポイント拡散関数デコンボリューションアルゴリズムのパフォーマンステストを提示します。Lucy-Richardsonアルゴリズムを各波長の2D画像スライスに適用して、IFUデータをデコンボリューションします。アルゴリズムは、表面輝度プロファイル、S/N、見通し内ジオメトリ、見通し内速度分布（LOSVD）の多様な組み合わせでモックIFUデータを使用することにより、銀河の真の恒星運動学を効果的に回復できることを示します。さらに、スピンパラメーター$\lambda_{R_{e}}$のプロキシは、デコンボリューションされたIFUデータから正確に測定できることを示しています。実際のSDSS-IVMaNGAIFU調査データにデコンボリューションアルゴリズムを適用します。デコンボリューションされたMaNGAIFUデータから測定された2DLOSVD、ジオメトリ、および$\lambda_{R_{e}}$は、元のIFUデータから測定されたものと比較して顕著な違いを示しています。この方法は、他のレギュラーグリッドIFUデータに適用して、PSF逆畳み込み空間情報を抽出できます。
シミュレートされた矮星スターバーストにおける若い大規模星団の構造と回転
| Title |
Structure_and_rotation_of_young_massive_star_clusters_in_a_simulated_dwarf_starburst |
| Authors |
Natalia_Lah\'en,_Thorsten_Naab,_Peter_H._Johansson,_Bruce_Elmegreen,_Chia-Yu_Hu_and_Stefanie_Walch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04320 |
金属に乏しい矮小銀河のスターバーストの高解像度GRIFFINプロジェクトシミュレーションで形成される若い星団集団の3次元形状と運動学を分析します。べき法則の質量分布に従う星団は、冷たいISMフェーズから形成され、IMFは個々の星でサンプリングされ、サブパーセクの空間分解能で4つの太陽質量までサンプリングされます。巨大な星とその重要なフィードバックメカニズムが詳細にモデル化されています。シミュレートされたクラスターは、特定の角運動量と質量の間の驚くほど緊密な関係に従い、2つの部分母集団を示します。大規模なクラスター（$M_\mathrm{cl}\gtrsim3\times10^4M_{\odot}）$は、低い楕円率（$\epsilon\sim0.2$）で最大の固有角運動量を持ち、それらの形状と回転。質量の小さいクラスターは、特定の角運動量が小さく、散乱が大きく、伸びの範囲が広く、通常は位置がずれているため、回転によって形作られていないことがわかります。最も大規模なクラスター$（M\gtrsim10^5\、M_{\odot}）$は、$t\lesssim10上の$\lesssim100\、\rmpc$スケールのローカル銀河環境からの付加ガスとプロトクラスターです。\、\rmMyr$タイムスケール。周囲の角運動量プロパティを継承します。彼らの2次元の運動学的マップは、形成時に秩序だった回転を示し、最大$v\sim8.5\、\rmkm\、s^{-1}$であり、観測された若い大規模クラスターおよび古い球状クラスターと一致し、それらは進化する可能性があります。。大規模なクラスターには角運動量パラメーター$\lambda_R\lesssim0.5$があり、速度と反相関するガウスエルミート係数$h_3$を示します。これは、散逸的形成プロセスのシグネチャとして非対称の見通し線速度分布を示します。
赤方偏移での調査で銀河進化モデルを区別するための見通し$ z \ gtrsim 4 $
高$z$の銀河の光度関数を解釈し、次世代の銀河調査の予測を行うために、多くの半経験的な銀河形成モデルが近年登場しています。一般的なアプローチは、「普遍的な」星形成効率$f_{\ast}$を前提としています。これは、宇宙時間とは無関係ですが、高$z$銀河をホストする暗黒物質ハローの質量に強く依存します。このクラスのモデルは、宇宙の歴史の多くにわたって観測値のマッチングに非常に成功していますが、単純な恒星フィードバックモデルは、$f_{\ast}$の赤方偏移の進化を予測し、半分析モデルのデファクトレシピになっています。この作業では、普遍的な$f_{\ast}$とフィードバック制御モデルのセットを、残りの紫外線$z\gtrsim4$観測の同じセットにキャリブレーションし、迅速な$\sim（1+z）^{-3/2}$ダスト規制の効率と星形成のデューティサイクルの両方における$の低下は、フィードバックで調整されたモデルを現在の観測と一致させるために必要です。構造上、これらのモデルは、残りの紫外光度関数と色において、普遍的な$f_{\ast}$モデルとほとんど同じままです。その結果、これらの競合するシナリオを区別する唯一の方法は、（i）銀河のクラスタリングに対する制約を改善することです-ユニバーサルモデルとフィードバック制御モデルでは、$0.1のレベルでの典型的な銀河バイアスの予測が異なります\lesssim\Delta\langleb\rangle\lesssim0.3$over$4\lesssimz\lesssim10$-または（ii）ダストの内容および/または星形成のデューティサイクルに対する独立した制約。これは、高$z$銀河の「ほこり」と「バースト性」に対する改善された制約は、高$z$銀河の星形成の特定のモデルに明瞭さを追加するだけでなく、基本的に、そもそも正しいモデル。
MOSDEF調査：z〜2での形態的に選択された合併のSFRとメタリシティの違い
| Title |
The_MOSDEF_Survey:_Differences_in_SFR_and_Metallicity_for_Morphologically-Selected_Mergers_at_z~2 |
| Authors |
Katelyn_Horstman,_Alice_E._Shapley,_Ryan_L._Sanders,_Bahram_Mobasher,_Naveen_A._Reddy,_Mariska_Kriek,_Alison_L._Coil,_Brian_Siana,_Irene_Shivaei,_William_R._Freeman,_Mojegan_Azadi,_Sedona_H._Price,_Gene_C._K._Leung,_Tara_Fetherolf,_Laura_de_Groot,_Tom_Zick,_Francesca_M._Fornasini,_Guillermo_Barro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04327 |
形態学的に同定された55個の銀河系のz〜2における性質を調べます。これらのシステムは、潮汐の尾、二重核、非対称などの機能に基づいて、合併としてフラグが付けられます。私たちのサンプルは、同じ赤方偏移にある孤立した銀河のコントロールサンプルとともに、MOSFIREディープエボリューションフィールド（MOSDEF）調査から抽出されました。私たちは、星の質量、星形成率（SFR）、および合流システムと非合流システムの両方の気相金属性の関係を検討します。局所宇宙では、システムのマージは、特定の質量での孤立したシステムと比較して、SFRの上昇と金属性の低下によって特徴付けられます。我々の結果は、z〜2での固定恒星質量の非マージシステムと比較したマージシステムのSFRの強化と金属性の不足を示していますが、統計的有意性が高いこれらの予備結果を確立するには、より大きなサンプルが必要です。今後の作業では、ローカルユニバースでの合併で見られるように、高赤方偏移の合併における強化されたSFRと抑制された金属性が「基本的な金属性関係」から逸脱するかどうかを確認することが重要です。相互作用。
MOSDEF調査：H $ \ alpha $の星形成率と$ 1.4
| Title |
The_MOSDEF_Survey:_Calibrating_the_relationship_between_H$\alpha$_star-formation_rate_and_radio_continuum_luminosity_at_$1.4_ |
| Authors |
Kenneth_J._Duncan,_Irene_Shivaei,_Alice_E._Shapley,_Naveen_A._Reddy,_Bahram_Mobasher,_Alison_L._Coil,_Mariska_Kriek_and_Brian_Siana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04329 |
低赤方偏移銀河の星形成率（SFR）とそれらの電波連続体光度との間の観測された経験的関係は、ダストの覆いに影響されない高赤方偏移銀河のSFRを測定する潜在的な手段を提供します。この研究では、ダスト補正H$\alpha$SFRを使用して、高赤方偏移でのSFRとラジオの連続体関係における赤方偏移進化の最初のテストを行います。私たちのサンプルは、モスファイアディープエボリューションフィールド（MOSDEF）調査の178個の銀河で構成されており、レストフレーム光学分光法とKarlG.フィールド。スタッキング分析を使用して、観測された電波連続体光度を、$z\sim0$関係の範囲を想定して、ダスト補正H$\alpha$SFRから予測された光度と比較します。ダストの補正されたH$\alpha$SFRの関数として電波連続体を積み重ねるとき、および恒星の質量の関数として光学分光法と電波連続体の両方を積み重ねるとき、赤方偏移を伴う系統的進化の証拠は見つかりません。SFRと電波連続体光度の間のローカルに調整された関係は、$z\sim2$まで有効であると結論付けます。
非軸対称銀河核における不等質量バイナリーブラックホールの併合
| Title |
Merging_of_Unequal_Mass_Binary_Black_Holes_in_Non-Axisymmetric_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Peter_Berczik,_Manuel_Arca_Sedda,_Margaryta_Sobolenko,_Marina_Ishchenko,_Rainer_Spurzem |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04342 |
この研究では、銀河核の中央領域における不等質量超大質量ブラックホール（SMBH）バイナリの恒星力学的硬化を研究します。SMBHバイナリ（SMBHB）の総質量と質量比の両方を変化させて、問題の包括的なN体シミュレーションの包括的なセットを提示します。シミュレーションは\PGPU$N$-bodyコードで実行されます。これにより、グラフィックプロセッシングユニット（GPU）を備えたスーパーコンピューターを完全に活用できます。私たちは、最初に結合されていない2つのSMBHを含む、銀河の合併イベントから出現する銀河核の特性を再現することを目的とした、初期の軸対称回転モデルを採用します。私たちのSMBHは失速の重要な兆候を示さずにペアになって縮小する傾向があるため、「最終的なPCの問題」は見つかりません。これは以前の結果を確認し、それらを大きな粒子数および回転システムに拡張します。SMBHBの硬化は、単一のパラメーター関数を介してバイナリの還元質量比に依存することがわかります。私たちの結果は、高赤方偏移でのSMBHBが$\sim$3の係数でより効率的にマージされることが予想されるため、重力波源として検出される可能性のあるSMBHの母集団に大きな影響を与える可能性があることを示唆しています。
VISCACHA調査-II。マゼラン雲周辺の星団の構造
| Title |
The_VISCACHA_survey_--_II._Structure_of_star_clusters_in_the_Magellanic_Clouds_periphery |
| Authors |
J._F._C._Santos_Jr.,_F._F._S._Maia,_B._Dias,_L._de_O._Kerber,_A._E._Piatti,_E._Bica,_M._S._Angelo,_D._Minniti,_A._P\'erez-Villegas,_A._Roman-Lopes,_P._Westera,_L._Fraga,_B._Quint_and_D._Sanmartim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04399 |
小マゼラン雲（SMC）と大マゼラン雲（LMC）の周辺にある83個の星団の構造パラメーターの均一なセットを提供します。クラスターの恒星の密度と表面の明るさのプロファイルは、深いAO支援の光学画像と均一な分析技術から構築されました。構造パラメータは、KingとElsonらから得られました。モデル継手。マグニチュードと質量の統合（サブサンプル用）も提供されます。サンプルには、LMCとSMCの中心からそれぞれ4.5〜6.5kpcと1〜6.5kpcの距離にある表面輝度の低いクラスターがほとんど含まれています。それらの空間分布と構造特性を分析し、それらを内部クラスターのものと比較しました。半分の光とジャコビ半径が推定され、Rocheボリュームの潮汐充填の評価が可能になりました。次のことを発見しました。（i）LMCクラスターのサンプルでは、平均して、潮汐半径が以前の研究の内部クラスターの潮汐半径よりも大きくなっています。（ii）コア半径の分散は、南西に向かって配置されたLMCクラスターの方が大きくなる傾向があり、LMCの中心からの位置角度は$\sim$200度で約$\sim$5度です。つまり、SMCに近いLMCクラスターです。（iii）既知の年齢のクラスターのコア半径の進化は、内部クラスターのそれと似ています。（iv）ガラクトセントリック距離が4kpcに近いSMCクラスターは、過剰充填です。（v）最近の雲の衝突は、LMCクラスターの構造にマークを残しませんでした。
巨大分子雲からの恒星連合と星団の形成のモデル
| Title |
A_model_for_the_formation_of_stellar_associations_and_clusters_from_giant_molecular_clouds |
| Authors |
Michael_Y._Grudi\'c,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Philip_F._Hopkins,_Xiangcheng_Ma,_Eliot_Quataert,_and_Michael_Boylan-Kolchin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04453 |
星のフィードバックを持つ乱流の星形成巨大分子雲（GMC）のMHDシミュレーションの大規模なスイートを提示し、雲の質量とサイズのパラメーター空間の各点について10のランダムな実現をシミュレートすることにより、以前の作業を拡張します。恒星のフィードバックにより雲が分散すると、通常、自己重力星団と束縛されていない星の両方が残ります。これらは、基礎となる同じ構造の恒星密度の連続体から発生します。階層的クラスター形成シナリオ。重力によって結合された星団内で生まれる星の割合は、恒星フィードバックによって設定された全体的な雲星形成効率に関連していますが、星形成ガス流の小規模な詳細における確率論的変動により、かなりのばらつきがあります。数値結果を使用して、自己重力GMCのバルクプロパティ（質量、サイズ、および金属性）を、それらが形成する星団集団にマッピングするモデルを較正し、雲レベルの分布に関して統計的に表現します。M83で観測されたGMCカタログからクラスターカタログを合成すると、このモデルは、標準のIMFおよび恒星進化モデルのみをフィードバックの入力として使用して、観測とよく一致する初期の星団の質量とサイズを予測することがわかります。私たちのモデルでは、重力の強さと恒星のフィードバックの比率が星団の質量を設定する重要なパラメータであり、さまざまなフィードバックチャネルの直接的な恒星放射（光子の運動量と光イオン化）がGMCスケールで最も重要です。
矮小星形成銀河のHIイメージング：質量、形態およびガス欠乏
13付近の矮小星形成銀河からのHI21〜cm-線放出のGMRT観測が表示されます。サンプル銀河の星形成率と恒星の質量の範囲は0.03-1.7〜$M_\odot〜{\rmyr}^{-1}$および0.04-22.3〜$\times10^8〜M_\です。それぞれodot$。HIチャンネル画像、モーメント画像、グローバルプロファイル、質量表面密度プロファイルがここに表示されます。ピークHI質量表面密度の平均値は$\sim$2.5〜M$_{\odot}$〜pc$^{-2}$であると推定されています。これは、巨大な渦巻銀河の値と比較して大幅に低くなっています。$（M_{stars}+M_{\rmH\、I}+M_{\rmHe}）$と$M_{dyn}$のスケーリング関係、ガス分率vs$M_B$、$M_{\rmH\、I}$と$M_{stars}$、\ion{H}{i}と星の質量比と$M_{stars}$、および$M_{\rmH\、I}$と$D_サンプル銀河の{\rmH\、I}$が推定されます。これらのスケーリング関係を使用して、銀河進化モデルの主要なパラメーターを制約できます。これらの銀河は、最大8〜galaxy〜Mpc$^{-3}$の銀河密度を持つグループ環境に存在しています。ほとんどの銀河では、フィールド環境の銀河と比較して、HIの質量不足（$DEF_{\rmHI}>0.3$の場合）が、その光学直径で見られます。これらの銀河における潮汐相互作用の明確なシグネチャは、HI画像を使用して推測できます。いくつかの銀河の近くには、光学的に対応するものがない、孤立したHI雲が見られます。HI放出エンベロープは、いくつかの銀河で光学エンベロープからのオフセットを持っていることがわかります。グループ環境での銀河の進化に関するこれまでの研究と一致して、潮汐の相互作用は、最近の星の形成を引き起こす重要な役割を果たしているようです。
オリオンKLの爆発によって加熱された高密度ガスの証拠
| Title |
Evidence_for_dense_gas_heated_by_the_explosion_in_Orion_KL |
| Authors |
Dalei_Li,_Xindi_Tang,_Christian_Henkel,_Karl_M._Menten,_Friedrich_Wyrowski,_Yan_Gong,_Gang_Wu,_Yuxin_He,_Jarken_Esimbek,_and_Jianjun_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04564 |
OrionKLの動的温度構造を$\sim$20$''$（$\sim$8000AU）サイズの領域にpara-H$_{2}$CS$7_{07}-6_{06}$でマッピングしました、$7_{26}-6_{25}$、および$7_{25}-6_{24}$は、ALMABand6ScienceVerificationデータを利用しています。$1\hbox{$\、。\！\！^{\prime\prime}$}65$$\times$$1\hbox{$\、。\！\！^{\の解像度で取得された運動温度prime\prime}$}14$（$\sim$550AU）は、para-H$_2$CSの測定された平均速度積分強度比をモデル化することにより推定されます$7_{26}-6_{25}/7_{07}-6_{06}$と$7_{25}-6_{24}/7_{07}-6_{06}$、RADEX非LTEモデル。10$^7$cm$^{-3}$の空間密度でのpara-H$_2$CSライン比から導出される高密度ガスの運動温度は、43から$>$500Kの範囲で高くなります。加重平均は$\sim$170Kです。以前の研究で特定されたさまざまな構造、つまり細長い尾根、北西部の塊、およびコンパクトの東部地域の暖房に重要な役割を果たす内部ソースの証拠はありません。尾根、コンパクトな尾根の西部地域の高温は内部の大規模な星の形成によって支配される可能性があります。H$_2$CSによって追跡された分子フィラメントに沿った運動温度の有意な勾配は、数百年前に発生した謎の爆発イベントによって引き起こされた衝撃によって高密度ガスが加熱され、オリオンKL領域のエネルギーに大きな影響を与えていることを示しています。したがって、コンパクトな尾根の西部地域を除いて、オリオンKLの高密度ガスの高温は、おそらく外部から加熱された高密度ガスの主要な成分につながる爆発イベントからの衝撃によって引き起こされます。
FRB：ホスト銀河の分散測定
| Title |
FRBs:_the_Dispersion_Measure_of_Host_Galaxies |
| Authors |
M._Jaroszynski_(Astronomical_Observatory,_University_of_Warsaw) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04634 |
IllustrisTNGシミュレーションの結果を使用して、高速無線バーストソース（FRB）のいわゆるホスト銀河のハローに起因する可能性のある分散測度を推定します。我々の結果は、宇宙論的テストへのFRBの適用可能性を示すために使用される仮定に反して、与えられた恒星の質量を持つホスト銀河に対して計算された分散測度とその標準偏差の両方が、一般に赤方偏移で増加することを示しています。影響は強くなく、FRBを使用する宇宙論的テストは可能ですが、統計的不確実性のレベルを維持するために、サンプル内で既知の赤方偏移を持つFRBの数を状況に応じて15％〜35％増やす必要があります。銀河を取り巻くイオン化ガスのさまざまな統計的特性、結果の分散測定、およびホスト銀河の恒星質量、赤方偏移、およびホスト中心からのFRBソースの予測距離への依存性を示します。宇宙論：理論-銀河：ハロー-宇宙の大規模構造
炭素からウランまでの元素の起源
周期表の元素の起源をより深く理解するために、C（A=12）からU（A=238）までのすべての安定元素の銀河化学進化（GCE）モデルを第一原理から構築します。すべての化学物質濃縮源の元素合成収率とイベント率。これにより、時間と環境の関数として要素の起源を予測できます。太陽近傍では、M>20M_\odotで超新星（HNe）からの有意な寄与がある場合、M>30M_\odotの初期質量を持つ星が失敗した超新星になる可能性があることがわかります。超漸近巨大分岐（AGB）星（太陽金属でM〜8-10M_\odotを含む）からのGCEへの寄与は、低質量超AGB星からのハイブリッド白色矮星がいわゆるタイプIax超新星として爆発しない限り、無視できます。または高質量の超AGB星は、電子捕獲超新星（ECSNe）として爆発します。中性子捕獲元素の中で、2番目（Ba）と3番目（Pb）のピーク元素の観測された存在量は、AGB星からの遅い中性子捕獲プロセス（sプロセス）の最新の収量でよく再現されます。最初のピーク要素であるSr、Y、およびZrは、AGBの星とともにECSNeによって十分に生成されます。中性子星の合併は、ThおよびUまでの高速中性子捕獲プロセス（rプロセス）要素を生成できますが、タイムスケールが長すぎて、低金属量での観測を説明できません。Euなどの観測された進化傾向は、25-50M_\odot超新星の〜3％が磁気回転超新星生成rプロセス要素である場合によく説明できます。太陽近傍とともに、ハロー、バルジ、シックディスクの進化の傾向も予測し、将来の銀河考古学調査と比較します。
色マグニチュードダイアグラムで開いたクラスターの未解決のバイナリをモデリングします。 I. NGC3532の方法とアプリケーション
| Title |
Modelling_unresolved_binaries_of_open_clusters_in_color-magnitude_diagram._I._method_and_application_of_NGC3532 |
| Authors |
Lu_Li,_Zhengyi_Shao,_Zhao-Zhou_Li,_Jincheng_Yu,_Jing_Zhong,_Li_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04684 |
散開星団のバイナリプロパティは、星形成理論と星団の動的進化に重要な制約を課します。クラスターメンバーのカラーマグニチュードダイアグラム（CMD）を単一の星とフォトメトリック未解決のバイナリの混合としてモデル化する包括的なアプローチを開発します。この方法を使用すると、べき乗則が想定されている場合、2進法の分数$f_\mathrm{b}$および2進法の質量比分布インデックス$\gamma_q$を含む、2進特性を推測することができます。従来の方法で。変更されたガウスプロセスを使用して、観測されたCMDからのメインシーケンスの稜線とそのばらつきをモデル入力として決定します。最初の例として、GaiaDR2測光を使用して、オープンクラスターNGC3532にメソッドを適用します。FGKドワーフに対応するマグニチュード範囲内のクラスターメンバーについて、質量比$q>0.2のバイナリーに対して$f_\mathrm{b}=0.267\pm0.019$および$\gamma_q=-0.10\pm0.22$を取得します$。$f_\mathrm{b}$の値はNGC3532に関する以前の研究と一致しており、フィールドスターの値よりも小さくなっています。ゼロに近い$\gamma_q$は、バイナリの質量比がほぼ均一な分布に従うことを示します。質量比の小さいバイナリが不足しているため、質量が小さいか、内側の領域にある星の$f_\mathrm{b}$が低く、$\gamma_q$の値が正になる傾向があることが初めて明らかになりました。質量と半径に対するバイナリプロパティの明確な依存性は、内部ダイナミクスによって引き起こされる可能性が最も高くなります。
S62とS4711：S2軌道内のかすかに速く動く星の集団の兆候-Sgr〜A *の周りの7.6年軌道上のS4711
| Title |
S62_and_S4711:_Indications_of_a_population_of_faint_fast_moving_stars_inside_the_S2_orbit_--_S4711_on_a_7.6_year_orbit_around_Sgr~A* |
| Authors |
Florian_Pei{\ss}ker,_Andreas_Eckart,_Michal_Zaja\v{c}ek,_Basel_Ali,_Marzieh_Parsa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04764 |
新しく発見された星S4711-S4715のハイパスフィルター処理されたNACOおよびSINFONI画像を2004年から2016年の間に提示します。H+Kバンド（SINFONI）およびKバンド（NACO）の深いデータは、Sgr〜A*を中心とする非常に偏心した軌道で、軌道周期は7.6年、超大質量ブラックホール（SMBH）までの距離は144AUです。これにより、S4711は、最短の軌道周期と、これまでの軌道中のSMBHへの平均距離が最小の星です。使用されるハイパスフィルター処理された画像は、信号対ノイズを改善するために追加されたデータセットに基づいています。分光学的SINFONIデータにより、質量や回転速度などのS4711の詳細な恒星特性を決定できます。かすかなSクラスター星の候補、S4712〜S4715は、少なくとも一時的に$\leq$120質量のSgr〜A*までの予測距離で観測できます。これらの星から、S4714は軌道周期が12年で、離心率が0.985の最も有名な星です。星S4712〜S4715は、S4711に匹敵する等級と恒星の質量を持つ同様の特性を示しています。MCMCシミュレーションは、S62およびS4711-S4715の軌道要素の信頼できる正確な不確実性を決定します。S55、S62、および新たに発見された星S4714に加えてS4711が存在することは、太陽系のサイズに匹敵するSgr〜A*までの距離で発見できるかすかな星の集団を意味します。私たちの銀河の中心にあるSMBHの周りの密集したクラスターにあるこれらの短い軌道期間の星は、近心転位などの重力効果を観察するのに最適な候補です。
SPARC渦巻銀河の回転曲線のモデリングの比較：ハローモデルとMOND
SPARC（SpitzerPhotometryandAccurateRotationCurves）データベースから2つのダークハローモデル（NFWおよびBurkert）とモディファイドニュートンダイナミクス（MOND）理論を使用して選択された45のHSB非バルジスパイラル銀河からなる回転曲線のサブサンプルを調査します。。これらの3つのモデルの中で、コアが優勢なBurkertハローモデルは、Navarro、Frenk、White（NFW、$\chi_{\nu}よりも観測データ（$\chi_{\nu}^2$=0.33）をよりよく説明します。^2$=0.45）およびMONDモデル（$\chi_{\nu}^2$=0.58）。したがって、私たちの結果は、暗いハローモデルの場合、選択された45のHSB非バルジスパイラル銀河が、尖ったもの（NFW）よりも有芯密度プロファイルを好むことを示しています。また、Burkertモデルでは$\rho_0$と$r_0$の間に相関関係があることもわかりました。MONDフィットの場合、$a_0$を自由パラメーターとして使用すると、これらのHSB渦巻銀河の3.6$\mum$で$a_0$とディスク中央表面の明るさの間に明確な相関関係はありません。これは、基本的な仮定と一致しています。MONDの$a_0$は普遍定数でなければなりません。興味深いことに、サンプルの3つの最高値を除外すると、フィッティングにより$a_0$の平均値は$（0.74\pm0.45）\times10^{-8}\rm{cm\s^{-2}}$になります、標準値よりも小さい（$1.21\times10^{-8}\rm{cm\s^{-2}}$）。
前駆体質量依存収量は矮小銀河元素存在比における固有の散乱を増幅する
| Title |
Progenitor-mass-dependent_yields_amplify_intrinsic_scatter_in_dwarf-galaxy_elemental_abundance_ratios |
| Authors |
Muley,_Dhruv,_Wheeler,_Coral_R.,_Hopkins,_Philip_F,_Wetzel,_Andrew,_Emerick,_Andrew,_Keres,_Dusan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04901 |
流体力学シミュレーションでは、一般的なサブグリッド化学進化モデルは、単一の「IMF平均」超新星収量を使用することが多く、高質量および低質量の噴出物における元素存在比（特に[$\alpha$/Fe]）の変動を無視します恒星集団内の超新星前駆細胞。この単純化の影響を理解し、より明示的なモデルの影響を理解するために、次の核合成収率を使用して、矮小銀河$（M_\star（$z=0$）\sim10^6M_\odot）$のFIREシミュレーションを実行します恒星の前駆細胞の質量と金属性に依存するNuGridデータベース。NuGridはデフォルトのFIRE収量よりも少ない$\alpha$要素の生成を示しますが、その明示的な質量依存は、シミュレートされた[Fe/H]-[$\alpha$/Fe]の固有のばらつきを大幅に広げます-a矮小銀河の最近の観測で潜在的に目に見える現象。
Sgr A *からのジェットと流出の証拠：連続体とスペクトル線の研究
| Title |
Evidence_for_a_jet_and_outflow_from_Sgr_A*:_a_continuum_and_spectral_line_study |
| Authors |
F._Yusef-Zadeh,_M._Royster,_M._Wardle,_W._Cotton,_D._Kunneriath,_I._Heywood_and_J._Michail |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04317 |
ALMAとVLAのスペクトルおよび連続体観測を使用して、SgrA*の環境を研究します。SgrA*に向けたサブアークセカンドH30alpha、H39alpha、H52alpha、およびH56alphaライン放出の分析により、最近公開された広いピーク〜500km/s〜Sgr〜A*に向かうスペクトルが確認されました。また、0.2インチ以内で-2500および4000km/s付近でピークとなる、より極端な半径方向の速度での放出も検出します。次に、複数の周波数の広帯域無線連続体画像を秒角から分角のスケールで提示します。多くの細長い連続体構造が銀河面に平行にあり、約0.4''から10'に広がっています。ミニスパイラルからの熱放射が光学的深度効果によって抑制される1〜1.4GHzの低周波数で、SgrA*から発せられる弧分スケールの非熱的な細長い構造に注目します。この細長い構造の位置角度とSgrA*に対するイオン化された機能の動きの感覚は、SgrA*から出てくる対称的なコリメートされたジェットが、開口角度が約30度、位置角度が約60度で、媒体をパンチすることを示唆しています。周回するイオン化ガスのかなりの部分を高速に加速する前。推定質量流量が約1.4x10^{-5}の太陽質量/年のジェットは、SgrA*のイベントホライズン近くの降着流の赤道面に垂直に現れ、銀河面に沿って走ります。SgrA*の近くの多くの東西の特徴を説明するために、より大きな半径で降着流から発射される、より広い角度の流出コンポーネントの可能性も考慮します。
エキゾチックタイプIc広域超新星SN 2018gep：超新星と高速光学過渡の間の線をぼかします
| Title |
The_Exotic_Type_Ic_Broad-Lined_Supernova_SN_2018gep:_Blurring_the_Line_Between_Supernovae_and_Fast_Optical_Transients |
| Authors |
T._A._Pritchard,_Katarzyna_Bensch,_Maryam_Modjaz,_Marc_Williamson,_Christina_C._Th\"one,_J._Vink\'o,_Federica_B._Bianco,_K._Azalee_Boestroem,_Jamison_Burke,_Rub\'en_Garc\'ia-Benito,_L._Galbany,_Daichi_Hiramatsu,_D._Andrew_Howell,_Luca_Izzo,_D._Alexander_Kann,_Curtis_McCully,_Craig_Pellegrino,_Antonio_de_Ugarte_Postigo,_Stefano_Valenti,_Xiaofeng_Wang,_J._C._Wheeler,_Danfeng_Xiang,_K._S\'arneczky,_A._B\'odi,_B._Cseh,_D._Tarczay-Neh\'ez,_L._Kriskovics,_A._Ordasi,_A._P\'al,_R._Szak\'ats,_K._Vida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04321 |
過去10年間に、従来の超新星モデルでは簡単に説明できない、急速に進化する過渡現象がいくつか発見されました。このようなオブジェクト、SN2018gepの光学データとUVデータを提示します。これは、最大光の周りでほとんど機能のない青色の連続体で速い上昇を示し、SNIc-blのより典型的な幅広い機能を開発しながら、かなりの量の青色のフラックスを保持するように進化しました。その観察を通して。青の過剰は、他のストリップされたエンベロープ超新星よりも4等級以上明るい近紫外フラックスで最も明白ですが、初期には光学g$-$r色でも表示されます。$t_{\rmrise、V}\lesssim6.2\pm0.8$日という高速な立ち上がり時間は、新興の高速進化型発光トランジェント、つまり高速青色光トランジェントに真っ先に入れます。M$_r=-19.49\pm0.23$magのピーク絶対等級では、SNeIc-blの立ち上がり時間とピーク等級分布の両方の最端にあります。他の1つのSNIc-blだけが同様の特性を持つiPTF16asuを持っています。そのため、重要な初期時間とUVデータはあまり得られていません。オブジェクトSNe2018gepとiPTF16asuには類似した測光特性と分光特性があり、それらは全体的にSNeIc-blとFastEvolvingTransientsの両方と多くの類似点を共有していることを示しています。私たちは、SN2018gepホスト銀河のIFU観測を取得し、そのいくつかのプロパティを導出します。SN2018gepとiPTF16asuの両方の導出されたホスト銀河特性は、観測された高速進化過渡サンプルの極端な端にある間、SNeIc-blおよびGRB/SNeサンプルと全体的に一貫していることを示します。これらの測光観測は、観測された急激な青色の上昇を駆動する初期の追加のエネルギー注入の形式を持つ単純なSNIc-blモデルと一致しており、この追加の電源がより広範な高速進化過渡サンプルに外挿する可能性があると推測しています。
IceCube-Gen2：極限の宇宙への窓
| Title |
IceCube-Gen2:_The_Window_to_the_Extreme_Universe |
| Authors |
The_IceCube-Gen2_Collaboration:_M._G._Aartsen,_R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_M._Ahrens,_C._Alispach,_P._Allison,_N._M._Amin,_K._Andeen,_T._Anderson,_I._Ansseau,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_T._C._Arlen,_J._Auffenberg,_S._Axani,_H._Bagherpour,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_A._Barbano,_I._Bartos,_B._Bastian,_V._Basu,_V._Baum,_S._Baur,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_C._Bohm,_M._Bohmer,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_J._Bourbeau,_F._Bradascio,_J._Braun,_S._Bron,_J._Brostean-Kaiser,_A._Burgman,_R._T._Burley,_J._Buscher,_R._S._Busse,_M._Bustamante,_M._A._Campana,_E._G._Carnie-Bronca,_T._Carver,_C._Chen,_P._Chen,_E._Cheung,_D._Chirkin,_S._Choi,_et_al._(371_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04323 |
ラジオから$\gamma$線の波長までの電磁放射の観測は、宇宙に関する豊富な情報を提供してきました。ただし、PeV（10$^{15}$eV）以上のエネルギーでは、宇宙のほとんどは光子を透過できません。新しいメッセンジャー、つまり宇宙ニュートリノは、ブラックホール、中性子星、恒星爆発が重力エネルギーを非熱宇宙線に変換する宇宙の最も極端な環境を探索するために必要です。IceCubeによる宇宙ニュートリノの発見は、宇宙にこの新しい窓を開きました。このホワイトペーパーでは、次世代の機器であるIceCube-Gen2の概要を示します。これにより、宇宙を最高のエネルギーで支配するプロセスと環境の理解が深まります。IceCube-Gen2は次のように設計されています。1）TeVからEeVエネルギーまでの高エネルギーニュートリノの空を解決します。2）マルチメッセンジャー観測を通じて宇宙粒子加速を調査します。3）宇宙で最もエネルギーの高い粒子の発生源と伝播を明らかにする。4）高エネルギーニュートリノで基本物理学を探査します。IceCube-Gen2は、観測された宇宙ニュートリノの年間率をIceCubeと比較して10倍に増加させ、その前のものより5倍暗いソースを検出することができます。さらに、無線アレイの追加により、IceCube-Gen2はIceCubeと比較してエネルギー範囲を数桁拡大します。建設には8年かかり、費用は約3億5000万ドルになります。目標は、2033年までにIceCube-Gen2を完全に機能させることです。IceCube-Gen2は、マルチメッセンジャー天文学の新時代を形作る上で重要な役割を果たし、高エネルギー宇宙に関する私たちの知識を根本的に前進させます。この挑戦的な使命は、電磁スペクトル全体にわたる新しい調査機器と今後数年で利用可能になる重力波検出器との連携によってのみ完全に対処できます。
中性子星合併GW170817の数値相対性理論シミュレーション：長期残存進化、風、残存円盤、元素合成
| Title |
Numerical_Relativity_Simulations_of_the_Neutron_Star_Merger_GW170817:_Long-Term_Remnant_Evolutions,_Winds,_Remnant_Disks,_and_Nucleosynthesis |
| Authors |
Nedora_Vsevolod,_Bernuzzi_Sebastiano,_Radice_David,_Daszuta_Boris,_Endrizzi_Andrea,_Perego_Albino,_Prakash_Aviral,_Safarzadeh_Mohammadtaher,_Schianchi_Federico,_Logoteta_Domenico |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04333 |
中性子星合体の残骸における力学的噴出物、風、および元素合成の系統的な数値相対論的研究を提示します。GW170817と互換性のあるチャープ質量、異なる質量比、および5つの微物理状態方程式（EOS）のバイナリは、近似的なニュートリノ輸送と最大100ミリ秒のポストマージャーまでの電磁流体乱流のサブグリッドモデルでシミュレーションされます。中性子星の残骸からディスクに伝播する渦巻き密度波は、質量流束${\sim}0.1{-}0.5\、{\rmM_\odot/s}$が残りの部分である限りシミュレーション全体で持続する風を引き起こしますブラックホールに崩壊しません。この風は平均電子フラクション$\gtrsim0.3$と平均速度${\sim}0.1-0.17\、$cを持つため、弱い$r$プロセス要素（質量数$A<195$）。寿命の長い残骸の周りのディスクは、質量${\sim}0.1{-}0.2\、{\rmM_\odot}$、ピークは$\lesssim10\、$MeVが内側の端の近くにあり、特徴的な二重ピークを持っていますディスクを伝播する衝撃から生じるエントロピーの分布。ターゲットシミュレーションで計算された動的およびらせん波の噴出物は、2成分キロノバモデルを使用してAT2017gfoから推定されたものと互換性がありません。むしろ、AT2017gfoを解釈するには円盤風を含む多成分キロノバモデルが必要であることを示しています。同等の質量の長寿命の合併における結合された動的エジェクタとスパイラル波風の元素合成は、質量数${\sim}75$からアクチニドまで、太陽の豊富さの点からすべての$r$プロセスピークを確実に説明します。総アバンダンドはEOSに弱く依存していますが、質量比は最初のピーク元素の生成に影響します。
コア崩壊超新星からの遅い時間のニュートリノを検出するための刺激的な展望
| Title |
Exciting_Prospects_for_Detecting_Late-Time_Neutrinos_from_Core-Collapse_Supernovae |
| Authors |
Shirley_Weishi_Li,_Luke_F._Roberts,_John_F._Beacom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04340 |
天の川コア崩壊超新星からニュートリノを検出することの重要性はよく知られています。研究が進んでいない段階は、原始中性子星の冷却です。SN1987Aの場合、これは一見すると約2秒で始まったため、Kamiokande-IIおよびIMB検出器の19のイベントのうち6つ（および$\bar{\nu}_e$フレーバーのみ）でプローブされます。現在および近未来の検出器に期待されるより高い統計により、非常に遅い時間まで詳細なニュートリノ信号を測定することが可能になるはずです。さまざまな結果を考慮し、すべてのフレーバーを使用し、詳細な検出器の物理学を採用して、原始中性子星の冷却段階でのニュートリノ検出の最初の包括的な研究を紹介します。私たちの名目上のモデルでは、イベントは10〜s--SN1987A信号のおおよその期間-（$\simeq$250$\bar{\スーパーカミオカンデでのnu}_e$イベント（50〜sまで）、DUNEでの$\simeq$110$\nueq（40〜sまで）、および$\simeq$10$\nu_\mu、\nu_\tau、JUNOの\bar{\nu}_\mu、\bar{\nu}_\tau$イベント（〜20秒）。これらのデータは、ニュートリノの透明性の開始、したがって中性子星への遷移を含む、原始中性子星の前例のない探査を可能にします。ブラックホールが形成された場合は、非常に遅い時間でも、これを明確に特定できます。しかし、検出器は、コアフレーバーの全フレーバーの高統計検出のためのおそらくこれまでに一度の機会について、その可能性を満たしますか？多分。特にDUNEがMeV機能を徹底的に調査および改善するためには、さらなる作業が緊急に必要です。
タイプIa超新星2011feにおける紫外線の識別とMax-Light付近のスペクトル形成
| Title |
Ultraviolet_Line_Identifications_and_Spectral_Formation_Near_Max-Light_in_Type_Ia_Supernovae_2011fe |
| Authors |
James_M._DerKacy,_E._Baron,_David_Branch,_Peter_Hoeflich,_Peter_Hauschildt,_Peter_J._Brown,_Lifan_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04402 |
SYNOWと$\texttt{PHOENIX}$の両方から生成された合成スペクトルを使用して、SN2011feのほぼ最大光のHST観測の紫外線の識別を提示します。スペクトルが鉄族元素Fe、Co、およびNiのブレンドによって支配されることがわかり（UVでこれらの元素による太線のブランケッティングにより予想されるように）、初めて超新星のCIVおよびSiIVから線を特定しますスペクトラム。また、タイプIa超新星の古典的な遅延デトネーションモデルは、SN2011feのフラックスレベルをUVで正確に再現できることもわかりました。さらに分析すると、光化エッジが遠紫外での特徴形成に重要な役割を果たし、噴出物の外層の温度変化がFeIII/FeII比を大幅に変化させ、遠紫外および速度に大きな流束変化をもたらすことが明らかになりました中紫外線機能のシフト。SN2011feは、最もよく観察されたコアノーマルSNeIaです。そのため、UVスペクトルの分析は、タイプIa超新星の異なる金属と前駆シナリオを区別するUVスペクトルのパワーを示します。これは、UVがタイプIa超新星。これは、金属性と前駆細胞の変化に最も敏感です。
ジェットのブラックホール降着シミュレーションに対する解像度の影響
ジェット領域のグリッド解像度に対する結果の感度をテストするために設計されたブラックホール降着の3つの一般相対論的電磁流体力学シミュレーションを実行します。ケースは数値のみが異なり、急速に回転するブラックホールに放射効率の悪い、幾何学的に厚く、磁気的に拘束されたフローの同じ物理シナリオをモデル化しています。最も粗いグリッドで推定された特性は、総ジェット出力とそのさまざまな形式への分解、速度構造、非軸対称構造、解像度の高いミリ波画像の外観など、一般的に高解像度で見られる特性と一致します。変動性と磁化のいくつかの測定は、分解能に敏感です。計算の便宜のためにジェットの近くの解像度を制限することで得られるほとんどの結果は、少なくともグリッドを細かくしても改善されない限り、信頼できるはずです。
有限の電気伝導率を持つコンパクトな物体の周りの磁性流体を付着するための自己相似の進化的解法
| Title |
Self-similar_Evolutionary_Solutions_for_Accreting_Magneto-fluid_around_a_Compact_Object_with_Finite_Electrical_Conductivity |
| Authors |
F._Habibi,_R._Pazhouhesh,_and_M._Shaghaghian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04508 |
この論文では、導電率が有限の降着磁性流体の時間発展を調査します。薄い円板の場合、流体方程式とマクスウェル方程式は、流れの緯度依存性を無視する簡略化された1次元モデルで導出されます。オームの法則により、有限の電気伝導率がプラズマに対して考慮されます。ただし、せん断粘性応力、およびディスクの自己重力は無視されます。磁性流体の動的挙動を支配する統合方程式を解くために、自己相似解を使用しました。2つの無次元変数$S_0$と$\epsilon_\rho$を導入します。これらは、それぞれ電気伝導度の大きさと時間に対する密度の振る舞いを示します。これらのそれぞれがディスクの構造に及ぼす影響を調べます。圧力は常微分方程式を解くことによって簡単に得られますが、密度、磁場、半径方向速度、回転速度が分析的に表示されます。ソリューションは、$S_0$および$\epsilon_\rho$パラメーターがディスクの半径方向の厚さに影響することを示しています。また、半径方向の速度とガス圧は、ディスクの内部領域の導電率に対してより敏感です。さらに、$\epsilon_\rho$パラメーターは、小さな半径での物理量により大きな影響を与えます。
GeVの起源を解読--SS 433からのTeVガンマ線放射
| Title |
Deciphering_the_Origin_of_the_GeV--TeV_Gamma-ray_Emission_from_SS_433 |
| Authors |
Shigeo_S._Kimura,_Kohta_Murase,_Peter_M\'esz\'aros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04515 |
マイクロクエーサーSS433のジェットからのGeV--TeVガンマ線放出のハドロンモデルとレプトンモデルを調査します。TeV光子の放出領域は、電子が効率的に加速されるX線ノットと一致します。一方、光学高密度フィラメントもX線ノットの近くにあり、ハドロンシナリオをサポートしている可能性があります。電子と陽子の輸送方程式を解くことにより、拡張ジェット領域の多波長光子スペクトルを計算します。ハドロンモデルとレプトンモデルの両方が、最新の{\itFermi}LAT結果を含む観測データを説明できることがわかります。ハドロンシナリオは、レプトンモデルよりも高エネルギーの光子を予測し、チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）、大高高度空気シャワー天文台（LHAASO）、南部広視野ガンマ線天文台（SWGO）などの将来の観測を予測します。）これらのモデルを区別し、GeV--TeVガンマ線の放出メカニズムを解明することができます。私たちのハドロン的シナリオに基づいて、マイクロクエーサーと電波銀河の類似性は、電波銀河のジェットのX線結び目領域が重い原子核を超高エネルギーまで加速する可能性があることを意味します。
弱く磁化された回転ブラックホールの周りの帯電粒子の脱出ゾーンのほぼ水平な構造-II：斜め磁気圏における加速と脱出
| Title |
Near-horizon_structure_of_escape_zones_of_electrically_charged_particles_around_weakly_magnetized_rotating_black_hole_--_II:_Acceleration_and_escape_in_the_oblique_magnetosphere |
| Authors |
Ond\v{r}ej_Kop\'a\v{c}ek,_Vladim\'ir_Karas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04630 |
強い重力と磁場は、コンパクトな物体の近くの降着と放出のプロセスに動力を与える重要な要素です。ここで動作する特定のメカニズムはまだ議論されていますが、秩序だった磁場の存在は、超水平長スケールでの荷電粒子の相対論的ジェットの加速とコリメーションにとって重要であるようです。この文脈で、我々はさらに、回転ブラックホールの近くの荷電粒子のダイナミクスに対する大規模磁場の影響を研究します。赤道面の通常の測地線軌道上の最初は中性の粒子が、帯電プロセス（たとえば、光イオン化）によって不安定化するシナリオを考えます。一部の荷電粒子は赤道面から加速され、相対論的な速度でジェットのような軌道をたどります。前回の論文では、磁場と回転軸が完全に整列している場合、つまりシステムが軸対称であると見なされた場合について、このシナリオを調査しました。ここでは、この仮定を緩和し、磁場がブラックホールスピンに対して任意に傾斜している非軸対称システムを調査します。脱出する軌道のゾーンを特定し、最大（最終）脱出速度を計算するために、システムを数値的に研究します。（小さな傾斜角度でも）軸対称を破ると、脱出する軌道の割合が大幅に増加し、軸対称の設定で除外された超相対論的速度への加速が可能になるようです。相対論的流出の発射領域における一時的なカオス力学の存在は、カオス指標で確認されます。
XMM-Newtoを使用した巨大な高速X線トランジェントにおける固い風の降着の監視
超巨大高速X線トランジェント（SFXT）は、巨大なOBコンパニオンの恒星風から降り注ぐ中性子星をホストする超巨大高質量X線バイナリのサブクラスです。古典的なシステムと比較して、SFXTは長い間（少なくとも部分的に）恒星風の塊の存在に起因するとされてきたX線の顕著な変動を表示します。ここでは、X線フレアとSFXTのバースト中の分光学的変動を検索することを目的とした、進行中のXMM-Newton観測プログラムの最初の結果セットについて報告します。論文の目的は、観測プログラムを提示し、得られた結果が期待どおりであることを示すことです。フレアの数（1から4の間）は、一般に光源ごとおよび観測ごとに観測されます（平均20〜ks長）。私たちは、可変吸収カラム密度のスペクトルシグネチャだけでなく、スペクトル連続体の他のパラメーターを一貫して検索するために最適化された体系的で均一な分析方法に基づいて作業を行います。私たちの予備的な結果は、プログラムが成功し、分析の結果が、ほとんどのX線フレアがコンパクトオブジェクトに接近して降着する大規模な構造の存在に関連していると思われる以前の結果をサポートすることを示しています。ただし、SFXTのX線の変動性を高めるために、他のメカニズムが塊と一緒に機能していることを除外することはできません。これは、現在の理論モデルによると予想されます。これらの観測の成功は、私たちの観測プログラムがSFXTのX線変動の理解を深めるための強力な手段になることを示しています。さらなる観察は、統計的にロバストなサンプルを達成するのに役立ちます。これは、将来、SFXTクラス全体を体系的に分析して、これらのイベントを引き起こすさまざまなメカニズムの役割を解明するという最終的な目標を達成するために必要です。
連星コンパクト星の電磁場と重力波の電磁前駆体の解析特性
| Title |
Analytic_properties_of_electromagnetic_field_of_binary_compact_stars_and_electromagnetic_precursors_to_gravitational_waves |
| Authors |
Tomoki_Wada,_Masaru_Shibata,_Kunihito_Ioka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04661 |
少なくとも1つの中性子星を含む近接連星コンパクト星の周りの真空中の電磁場の特性を分析的に研究します。中性子星の軌道運動が、合併の直前に電磁場の高多重極モードを誘導することを示します。これらのモードは、スパイラルアーム構成を形成するために重ね合わされ、そのエッジが磁気再接続の可能性が高い場所であることがわかります。これらのモードは、中性子星連星からの総ポインティング束も2〜4倍に高めます。また、軌道運動によって引き起こされる電場が連星の周りの磁気圏につながることを示し、そのプラズマ密度を推定します。これは、ゴールドライヒ-ジュリアン密度とは異なるパラメーター依存性を持っています。これらのプロパティを使用して、重力波イベントの可能な電磁対応について説明し、高速無線バーストなどの無線前駆体を最も有望な観測ターゲットとして識別します。
内部衝撃モデルを使用した中性子星LMXB 4U 0614 + 091のジェット形状とディスクジェット結合のテスト
| Title |
Testing_jet_geometries_and_disk-jet_coupling_in_the_neutron_star_LMXB_4U_0614+091_with_the_internal_shocks_model |
| Authors |
A._Marino,_J._Malzac,_M._Del_Santo,_S._Migliari,_R._Belmont,_T._Di_Salvo,_D._M._Russell,_J._Lopez_Miralles,_M._Perucho,_R._Iaria,_L._Burderi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04710 |
固い状態の低質量X線バイナリの多波長スペクトルエネルギー分布は、中赤外までの周波数に対するジェットからの放出、および光学からX線の範囲の降着流からの放出によって決定されます。ここ数年、ブラックホール（BH）X線バイナリのラジオから中赤外のフラットスペクトルは、内部衝撃モデルを使用して記述されていました。これは、ジェットに沿った噴出物の速度の変動がX線パワー密度スペクトル（PDS）で表される降着流の変動この作業では、このモデルを中性子星（NS）LMXB、つまり4U0614+091に初めて適用しようとします。2006年に取得したラジオからX線までのデータを含む多波長データセットを使用し、降着流の照射されたディスクモデルと放出の内部衝撃コードの更新バージョンを含むモデルを適用しました。新しいバージョンのコードでは、非円錐ジェットの場合のジェットのジオメトリを変更できます。X線PDSを使用してジェットの非円錐形状を使用するか、円錐形状を使用して「フリッカーノイズ」PDSを使用するかのいずれかで、データの満足できる説明を提供するのは2つの代替シナリオだけです。両方のシナリオは、BHX線バイナリの類似モデルで得られた結果とのいくつかの違いを示唆しており、NSおよびBHバイナリのジェットが何らかの形で降着流と異なるジオメトリまたは異なる結合を持っている可能性に光を当てます。
宇宙論における存在論的分類と選択バイアス：銀河系外の天体の事例
| Title |
Ontological_Categorizations_and_Selection_Biases_in_Cosmology:_the_case_of_Extra_Galactic_Objects |
| Authors |
Paolo_Valore,_Maria_Giovanna_Dainotti,_Oskar_Kopczy\'nski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04746 |
現代の哲学的オントロジーにおける革新的なアプローチの1つは、異なる形而上学的前提に基づく複数のオントロジーの仮定にあります。そのような前提には、とりわけ、本質的であると見なされるもの、および客観的または主観的な基準に基づく選択の好みの単なる影響である可能性があるものを明らかにする際の指針として、ドメインのオブジェクトに関連するプロパティを特定することが含まれます。天体物理学におけるバックグラウンドの形而上学理論の応用の注目すべき例は、超新星、銀河、ガンマ線バーストなどの宇宙論的物体の検出における選択バイアスの問題です。この種の背景理論を明らかにすることの重要性を認識し、選択効果をよりよく理解し、科学的研究における新しいアプローチを促進することが重要であることを示します。
中周波開口アレイの建築設計ドキュメント
| Title |
Mid_Frequency_Aperture_Array_Architectural_Design_Document |
| Authors |
A.W._Gunst,_A.J._Faulkner,_S._Wijnholds,_R._Jongerius,_S._Torchinsky,_W._van_Cappellen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04583 |
平方キロメートルアレイ（SKA）は、次世代の電波望遠鏡です。開口アレイ（AA）は、1.4GHzまでの周波数のSKA-2で考慮されます（SKA-1は350MHzまでのAAを使用します）。このドキュメントでは、この中周波アパーチャアレイ（MFAA）要素の設計上の考慮事項と、SKA-2システム要件に準拠した可能なシステムアーキテクチャを紹介し、高感度と優れた調査速度を組み合わせています。アーキテクチャ分析は、MFAA要素のシステム要件レビューに提出されています。
より深く、より広く、より速い光度曲線での一時的な発見のための教師なし機械学習
| Title |
Unsupervised_machine_learning_for_transient_discovery_in_Deeper,_Wider,_Faster_light_curves |
| Authors |
Sara_Webb,_Michelle_Lochner,_Daniel_Muthukrishna,_Jeff_Cooke,_Chris_Flynn,_Ashish_Mahabal,_Simon_Goode,_Igor_Andreoni,_Tyler_Pritchard_and_Timothy_M._C._Abbott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04666 |
時間領域調査内の異常な光度曲線の特定は、多くの場合困難です。さらに、広域調査の数が増え、手作業で評価する天文学者の能力を超えて生成されるデータの量が増えるにつれ、異常値と異常の検出が一時的な科学にとって不可欠になりました。クラスタリング手法と天文学パッケージを使用した一時的な発見のための教師なし手法を紹介します。概念の実証として、2つの異なる望遠鏡ディザリング戦略を使用して、より深く、より広く、より高速なプログラムの一部として、2つの1.5時間にわたって収集された85553分間隔の光度曲線を評価します。クラスタリング手法HDBSCANを、天文学の視覚的インターフェースを介して分離フォレスト異常検出アルゴリズムと組み合わせることにより、さらなる分析のために異常なソースを迅速に分離することができます。フィールド内からさまざまなカタログにわたって既知の変数ソースを正常に回復し、さらに7つのカタログ化されていない変数と2つの恒星フレアイベントを発見しました。
| Title |
Large_scale_characterization_and_calibration_strategy_of_a_SiPM-based_camera_for_gamma-ray_astronomy |
| Authors |
C._Alispach,_J._Borkowski,_F._R._Cadoux,_N._De_Angelis,_D._Della_Volpe,_Y._Favre,_M._Heller,_J._Jury\v{s}ek,_E._Lyard,_D._Mandat,_L._David_M._Miranda,_T._Montaruli,_A._Nagai,_D._Neise,_T._R._Njoh_Ekoume,_M._Pech,_P._Rajda,_Y._Renier,_V._Sliusar,_R._Walter,_K._Zietara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04716 |
SST-1Mは、直径4mのミラーデイビスコットンガンマ線望遠鏡です。500GeVを超えるエネルギー範囲をカバーし、150〜200m離れた望遠鏡のアレイの一部になるように設計されています。その革新的なカメラは、光子検出器としての大面積六角形シリコン光電子増倍管と、完全にデジタルのトリガーおよび読み出しシステムを備えています。ここでは、そのキャリブレーションの戦略と方法を、得られた結果とともに示します。特に、オフサイトとオンサイトのキャリブレーション戦略は、最初のカメラプロトタイプで実証されています。充電と時間分解能に関するカメラのパフォーマンスについて説明します。
自動小惑星検出のためのアンブレラソフトウェアスイート
小惑星の検出、検証、識別、報告のためのアンブレラソフトウェアスイートを紹介します。Umbrellaの現在のコアは、Umbrella2と呼ばれるオープンソースのモジュール式ライブラリです。これには、かすかな軌跡の新しい検出アルゴリズムを含む、処理パイプラインのすべてのステップのアルゴリズムとインターフェイスが含まれています。ライブラリに基づいて、デスクトッププログラム（ViaNearby）とWebサーバー（Webrella）の両方からアクセスできる検出パイプラインも実装しました。アイザックニュートン望遠鏡のフィールドカメラ。このホワイトペーパーでは、使用可能なインターフェイスとアルゴリズムに焦点を当ててライブラリについて説明し、小惑星検出ベンチマークとしてEURONEARプロジェクトで使用されている一連のよく整理されたフィールドでデスクトップバージョンを使用して得られた結果を示します。
地球の最も初期の環境をよりよく理解することによってプレバイオティクス化学を制限する
| Title |
Constraining_Prebiotic_Chemistry_Through_a_Better_Understanding_of_Earth's_Earliest_Environments |
| Authors |
Timothy_W._Lyons,_Karyn_Rogers,_Ramanarayanan_Krishnamurthy,_Loren_Williams,_Simone_Marchi,_Edward_Schwieterman,_Noah_Planavsky,_Christopher_Reinhard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04803 |
地球を越えて現在または過去の生命を探す場合は、その開始につながった可能性のある初期プロセスと関連する環境制御を考慮する必要があります。地球と同様に、そのような理解は、単純な有機分子が生命のより複雑な生体分子になる方法をはるかに超えています。生命の出現へのプレバイオティクス経路を許可、調整、および最も決定的に促進する主要な環境要因も含まれている必要があるためです。さらに、一部は液体の水の存在によって定義される居住性がどのように維持され、生命が持続し、独自の環境を形成するポイントまで進化することができるかを尋ねます。研究者は、洗練された分析および計算技術のレンズを通して、過去数十億年にわたる地球の共進化環境および生物圏の多くの章をうまく探索し、その発見は地球外の生命の探索に大きな影響を与えました。それでも、数十年にわたる研究にもかかわらず、私たちの惑星の歴史の最初の数億年の間の生命の始まりはほとんどわかっていません。このレポートは、1つの重要なポイントに焦点を当てています。地球上の生命の出現への道の最初のステップは、私たちの最も初期の環境の進化する化学的および物理的条件に密接に関連していたということです。しかし、その関係についての厳密で学際的な理解は十分に探求されておらず、理解が深まると、地球を超えた生命の探求に役立つでしょう。このようにして、生命の出現の研究は真に学際的な取り組みとなり、プレバイオティクス化学の従来のプラットフォームを拡張して、地球化学者、大気化学者、地質学者と地球物理学者、天文学者、ミッション科学者とエンジニア、および宇宙生物学者を含める必要があります。
| Title |
Nuclear_Burning_in_Collapsar_Accretion_Disks |
| Authors |
Yossef_Zenati,_Daniel_M._Siegel,_Brian_D._Metzger,_and_Hagai_B._Perets |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04309 |
巨大で急速に回転する星のコア崩壊は、長時間のガンマ線バースト（GRB）とそれらに関連する超高エネルギー超新星（SNe）の前駆体であると考えられています。崩壊後の早い時期に、落下する恒星のエンベロープからの比較的低い角運動量の物質は、ブラックホールの地平線のすぐ外側にある降着円盤に循環し、GRBジェットに動力を供給するために必要な高い降着率をもたらします。これらの小さな半径でのディスクミッドプレーンの温度は、原子核を解離させるのに十分なほど高いですが、ディスクからの流出は中性子に富む可能性があり、rプロセス原子核を合成する可能性があります。ただし、後の時期、および前駆細胞の角運動量が高い場合、恒星エンベロープの外層は、より大きな半径$\gtrsim10^{7}$cmで環状化し、そこで核反応がディスク中立面で発生する可能性があります（（eg〜$^{4}$He+$^{16}$O$\rightarrow$$^{20}$Ne+$\gamma$）。ここでは、核崩壊が崩壊の降着円盤に及ぼす影響とその流出を調べます。トーラスの粘性時間がエンベロープのフォールバック時間に匹敵するようになったときに、崩壊の進化における後期降下エポックを模倣するように設計された19同位体核反応ネットワークに結合された流体力学的な$\alpha$粘性トーラスシミュレーションの手段。私たちの結果は、静止燃焼と降着対爆発の条件、ディスク流出における$^{56}$Niの生成など、いくつかの重要な質問に対処します。これは、GRB超新星への電力供給に大きく貢献する可能性があることを示しています。、イジェクタの最も内側の層、後者は放射能を提供することができます後期GRB-SNeスペクトルでrプロセス要素のスペクトルシグネチャを表示するために必要なve熱源。
Kepler / K2データでの新しいWZ Sagittaeタイプ激変変数の発見
| Title |
Discovery_of_a_New_WZ_Sagittae_Type_Cataclysmic_Variable_in_the_Kepler/K2_Data |
| Authors |
R._Ridden-Harper,_B._E._Tucker,_P._Garnavich,_A._Rest,_S._Margheim,_E._J._Shaya,_C._Littlefield,_G._Barensten,_C._Hedges,_M._Gully-Santiago |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04314 |
ケプラー/K2キャンペーン11フィールドで、新しく明るいトランジェントを特定します。その光度曲線は、1日で7等級を超えて上昇し、その後1か月で3等級を低下させてから、次の2等級を急速に弱めます。一過性はキャンペーンの終わりにまだ検出可能でした。光度曲線は、WZ〜Sgeタイプの矮新星爆発と一致しています。82分の初期のスーパーハンプが最初の10日間に見られ、これがWZ〜Sgeクラスに典型的なバイナリの軌道周期であることを示唆しています。ピーク輝度の10日後に強いスーパーハンプ振動が発生し、期間は83〜84分です。ピーク輝度の25日後に、光度曲線の隆起は、これが異常なタイプAの爆発であることを意味する微妙な再明るくする段階を示しているように見えます。これは、爆発中にKepler/K2によって観測された唯一のWZ〜Sgeタイプシステムです。この爆発の初期の上昇は、破壊された電力法則によく適合しています。最初の10時間で、システムは直線的に明るくなり、その後、指数法則指数4.8の急上昇に移行しました。アーカイブケプラー/K2データと新しいTESS観測を見ると、スーパーバーストの開始時の最初の数時間の直線的な上昇は、SU〜UMaの星では一般的であるように見えます。
通過する活動領域の星としての太陽の分光放射照度観測
| Title |
Sun-as-a-star_Spectral_Irradiance_Observations_of_Transiting_Active_Regions |
| Authors |
Shin_Toriumi,_Vladimir_S._Airapetian,_Hugh_S._Hudson,_Carolus_J._Schrijver,_Mark_C.M._Cheung,_Marc_L._DeRosa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04319 |
大きな太陽フレアは、大きく複雑で動的に進化する太陽黒点に関連する活動領域の大気で発生する傾向があります。これは、恒星フレアの起源と発生を理解する上で、可視だけでなく紫外（UV）とX線でもスタースポットの進化を監視することの重要性を示しています。このために、さまざまなフルディスクシノプティック観測を使用して、通過する太陽活動領域のタイプごとに分光放射照度分析を実行します。対象となるイベントは、孤立した太陽黒点、斑点のないプラージュ、および過去10年間から選択された長期間の静かな太陽の状態におけるフラックスの出現です。スポットが中央子午線にある場合、可視の連続体と全太陽放射照度は暗くなりますが、太陽の四肢の近くでは明るくなります。クロモスフィアに敏感なUVバンドは、フォトスフィア内の符号なしの全磁束の変化とよく相関しています。EUVと軟X線の振幅は特性温度とともに増加し、その光学曲線は光学的に薄いコロナに対する感度のためにフラットトップです。通過する斑点のないプラージュは、可視放射照度の暗化を示しませんが、出現するフラックスは、中央子午線の周りのすべての光の曲線に非対称を生成します。ここで説明する多波長の太陽としての太陽の研究は、コロナと光球の光度曲線間のそのようなタイムラグが、スタースポットの上のコロナ磁場の範囲を調査する可能性があることを示しています。さらに、遷移領域の温度に敏感なEUV波長は、逆位相の変動を示す場合があり、スタースポットの周りのプラズマの診断に使用できます。
太陽噴火の熱い磁束ロープはいつ形成されますか？
| Title |
When_do_solar_erupting_hot_magnetic_flux_ropes_form? |
| Authors |
A._Nindos,_S._Patsourakos,_A._Vourlidas,_X._Cheng,_J._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04380 |
コロナ質量放出（CME）の開始の制約モデルに重要である太陽の噴火の開始に関連して噴火の磁束ロープの形成時間を調査します。8時間を超え、太陽力学観測所（SDO）に搭載された大気撮像アセンブリ（AIA）によって取得された131個の\AA\画像の途切れのないシーケンスを検査して、手足に近い場所。フラックスロープの外観と噴火への進化は、形態学的基準を使用して決定されました。フラックスロープの3分の2（20/30）は、噴火の開始のかなり前に形成され（51分から8時間以上）、それらの形成は、限定的なフレアの発生と関連していました。また、噴火の数分前（3から39）に形成されたホットフラックスロープが既に存在する4つのイベントで、明確な限定されたフレア活動との関連はありませんでした。噴火が進行すると、6本のフラックスロープが形成されました。ただし、そのうちの3つで、131個の\AA\画像に目立つ素材が見られました。これは、熱くなかった既存のフラックスロープの存在を示している可能性があります。ホットフラックスロープの最後の3つのグループの形成パターンには、有意差はありませんでした。イベントの母集団全体について、噴火フレアの開始とホットフラックスロープの出現との間の時間差の平均値と中央値は、それぞれ151分と98分でした。私たちの結果は、平均して、既存のフラックスロープを含むCMEモデルを間接的にサポートします。一方、3分の1のイベントでは、噴火中に噴出されたフラックスロープが形成されるモデルがより適切に表示されます。
CMEが生成する太陽噴火のトリプルデッカーチェーンにおける連続的な蓋の取り外し
| Title |
Sequential_Lid_Removal_in_a_Triple-Decker_Chain_of_CME-Producing_Solar_Eruptions |
| Authors |
Navin_Chandra_Joshi,_Alphonse_C._Sterling,_Ronald_L._Moore,_Bhuwan_Joshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04525 |
SDO、STEREO、RHESSI、およびGOESによって観測された大規模な双極性活動領域（AR）から12時間で3つの連続した冠状動脈大量放出（CME）の発疹の発症を調査します。明らかに、ARは当初3階建ての構成でした。極性反転線（PIL）の上に垂直に積み重ねられた3本の磁束ロープです。中央のフラックスロープの限定された噴火にぶつかると、上部のフラックスロープが噴火し、最初のCMEとそれに付随するARにまたがるフレアアーケードが、離れた1組のフレアリボンに根付いています。2番目のCMEは、以前に逮捕されたミドルフラックスロープの噴火によって作られ、1番目のCMEのフレアアーケードを吹き飛ばし、1番目のCMEよりもPILに近い1組のフレアリボンに由来するフレアアーケードを生成します。3番目のCMEは、2番目のフレアアーケードを吹き飛ばし、独自のフレアアーケードと1対のフレアリボンを作る、下部フラックスロープの噴出噴火によって作成されます。PILで観測されたフラックスの相殺は、おそらく中央のフラックスロープの最初の閉じ込められた噴火を引き起こします。その限られた噴火は明らかに最初のCME噴火を引き起こします。最初のCME噴火によって引き起こされた眼瞼除去メカニズムは、2番目のCME噴火を誘発する可能性があります。2回目のCME噴火による眼瞼のさらなる除去が、最終的なCME噴火を引き起こす可能性があります。
古典的セファイドの時代-光度-メタリシティ関係について
| Title |
On_the_Period--Luminosity--Metallicity_relation_of_Classical_Cepheids |
| Authors |
V._Ripepi,_G._Catanzaro,_R._Molinaro,_M._Marconi,_G._Clementini,_F._Cusano,_G._De_Somma,_S._Leccia,_I._Musella,_V._Testa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04608 |
古典的セファイド（DCEP）は、銀河系外の距離スケールの最も重要な主要指標です。それらの期間の金属性への依存性を確立すること-光度と期間-Wesenheit（PL/PW）の関係は、ハッブル定数（H$_0$）の推定に深い影響を与えます。銀河系DCEPのPL/PW関係の金属存在量（[Fe/H]）への依存性を調査することを目的としています。独自のデータと文献の測光データと分光データを組み合わせて、413個の銀河DCEP（372基本モード-DCEP\_Fおよび41最初の倍音-DCEP\_1O）の合計サンプルを収集し、近くに新しい金属依存のPL/PW関係を構築しました赤外線（NIR）は、天文学ベースの輝度を採用しています。銀河系DCEPのPL$（K_S）$およびPW$（J、K_S）$関係の勾配は、大マゼラン雲との関係と比較すると、金属性に依存する可能性があることを示しています。したがって、PL/PW関係の一般化された形式を使用して、勾配の金属量依存性とこれらの関係の切片を同時に考慮しました。PL/PW関係を計算しました。これは、初めて、勾配項と切片項の両方の金属依存性を明示的に含みます。利用可能なデータの品質が不十分であるため、結果はまだ決定的ではありませんが、方法論の観点からは妥当です。新しい関係は大マゼラン雲までの距離の幾何学的測定にリンクされており、{\itGaia}DR2視差ゼロ点オフセット$\Delta\varpi$=0.0615$\pm$0.004masのデータセットから推定することができましたこの作業で使用されるDCEP。
物理化学モデル：ソース調整またはジェネリック？
| Title |
Physicochemical_models:_source-tailored_or_generic? |
| Authors |
Beatrice_M._Kulterer,_Maria_N._Drozdovskaya,_Audrey_Coutens,_S\'ebastien_Manigand,_Gwendoline_St\'ephan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04798 |
物理化学モデルは、原始星系の化学進化を追跡し、形成時のその物理的条件を制約することを可能にする強力なツールになることができます。この研究の目的は、若い低質量のプロトスターの周りに観測された分子量を説明するためにソース調整モデリングが必要かどうか、およびジェネリックモデルが初期段階の化学の理解を向上させるかどうかを評価することです星の形成。3つのモデルに基づく単純で最も豊富な分子の物理的条件と豊富さを比較します。計算された化学物質の出力間の不一致を確立した後、物理入力パラメーターの3つのセットすべてに対して同じ化学モデルで計算がやり直されます。化学モデルから生じる差異が排除され、物理モデルの影響に基づいて出力が比較されます。結果は、化学モデルの影響が物理条件の影響に比べて小さく、考慮されたタイムスケールが最も劇的な影響を与えることを示唆しています。ソース調整モデルは、設計により単純になる場合があります。ただし、おそらく、星形成領域の全体像の中で物理的および化学的パラメータを十分に制約していません。より包括的な物理学を備えたジェネリックモデルは、特定の原始星系の観測に最適な一致を提供しない場合がありますが、他の星形成領域の観点からソースを調査できます。
ブラックホールの宇宙へのねじれを伴う流体の重力崩壊
ブラックホールへのスピンとねじれを伴う、球対称の流体球の重力崩壊を考えます。ソースとして相対論的スピン流体を使用して、トルマン計量とアインシュタイン-カルタン場方程式を使用します。ねじれの重力反発が特異点を防ぎ、それを非特異バウンスに置き換えることを示します。収縮中の量子粒子の生成は、ねじれがせん断を支配するのに役立ちます。膨張中の粒子生成は、有限の期間の膨張を生成し、大量の物質を生成する可能性があります。その結果、イベントの地平線の反対側にある閉じた宇宙には、いくつかのバウンスがある可能性があります。そのような宇宙は振動的であり、宇宙のサイズに到達して無期限に拡大するまで、各サイクルのサイズは前のサイクルよりも大きくなります。したがって、私たちの宇宙はブラックホールから生まれたのかもしれません。
Telescope ArrayとAxion Quark Nuggetsが観測した謎のバースト
望遠鏡アレイ（TA）実験では、\cite{Abbasi：2017rvx、Okuda_2019}のように、エアシャワーのようなイベントの短時間のバーストがいくつか記録されています。これらのバーストは、従来のシングルシャワーとは非常に異なり、雷と強く相関していることがわかります。これらのバーストは、いわゆるアクシオンクォークナゲット（AQN）モデル内の暗黒物質消滅イベントの直接の兆候を表すことを提案します。これは、元々完全に異なる目的で、ユニバース、つまり、フィッティングパラメータなしの$\Omega_{\rmDM}\sim\Omega_{\rmvisible}$出現頻度、時間的および空間的分布、強度、およびその他の関連する観測値を含む観測\cite{Abbasi：2017rvx、Okuda_2019}が、大気中で伝搬するAQNの放出特性とうまく一致することを実証することにより、この提案を支持します雷雨。バーストのカットオフタイムスケール$\Deltat=1$msを増やして既存のデータを再分析することにより、これらのアイデアをテストすることを提案します。また、適切な超音波および地震計との相関関係を分析することにより、この提案をテストすることをお勧めします。
Affleck-DineおよびInflaton質量項を介したバリオジェネシスへの最小限のアプローチ
宇宙のバリオン（$B$）非対称性の生成への最小のアプローチを提示します。非対称性は、アフレック・ダイン（AD）を使用して$B$に違反する二次インフロンポテンシャル項を介して複雑なインフロン凝縮体で生成されます。機構。$B$に違反する2次質量項が、複雑なインフレートン凝縮体に振動非対称性を作成することを示します。再加熱時に標準モデルセクターに転送される最終的な非対称性は、$B$振動に対する平均化の効果により、観察された$B$非対称性の大きさに自然に減少します。バリオジェネシスへのこのアプローチは、広範囲のインフレモデルで簡単に実現できます。また、インフラトンの質量項を介したADバリオジェネシスには、従来のADメカニズムで必要なフィールドダイナミクスのチューニングが含まれないことも示しています。
初期宇宙における一次相転移に基づく新しい暗黒物質（DM）シナリオを提案します。ダークフェルミオンが真と偽の真空間の巨大な質量ギャップを獲得する場合、それらは新しいフェーズにかろうじて侵入することができます。代わりに、それらは古いフェーズに閉じ込められ、蓄積して巨視的なオブジェクトを形成し、フェルミボールと呼ばれます。フェルミボールは、ダークフェルミオンの非対称性と相転移エネルギースケール（プランクスケールまで可能）に最も重要に応じて、幅広いモデルとパラメーター空間でDMの存在量を説明できることを示します。それらは、自由エネルギー解放に対するフェルミオンの量子圧力間のバランスによって安定しているため、質量とサイズが巨視的であることがわかります。ただし、このシナリオでは、電弱スケール相転移の検出可能な重力波を除いて、一般に検出可能な信号は生成されません（これはDM検索のヌル結果を説明する可能性があります）。
中性子星としてのGW190814の二次天体の可能性
コンパクトオブジェクトは、GW190814のLIGOScientificとVirgoのコラボレーション（LVC）によって質量$2.50-2.67〜M_\odot$で観測されました。これは核上物質の調査に大きな課題を提供します。このオブジェクトを研究するために、中性子星の特性は、球形核の基底状態特性によって決定される最新の密度依存相対論的平均場（DDRMF）パラメータ化内で体系的に計算されます。DD-MEXおよびDD-LZ1セットによって計算された中性子星の最大質量は、約$2.55〜M_\odot$であり、高密度でのベクトルポテンシャルからの強い反発の寄与によって生成された非常に硬い状態方程式です。それらの最大音速$c_s/c$は中性子星の中心で$\sqrt{0.8}$より小さく、$1.4〜M_\odot$での無次元潮汐変形能は$800$未満です。さらに、半径$1.4〜M_\odot$は、質量-半径同時測定（NICER）の観測からの制約も満たします。したがって、ハドロン物質で構成された中性子星としてのGW190814の2次オブジェクトの可能性をDDRMFモデルから除外することはできないと結論付けています。
どのくらいの電気料金が...白い矮星に合いますか？
電気的に中性でない白色矮星の正確に解ける近似モデルが導入され、単純な基本関数の観点から完全に解かれます。モデルは、インデックス$n=1$のよく知られているポリトロピックガスボールを2種の設定（簡略化のために電子と陽子）に一般化します。陽子の数が与えられると、最大の負および最大の正に帯電した解が存在し、さらにこれらの極値の間を補間する連続した解のファミリーが存在します。この正確に解けるモデルは、非中性の白色矮星の適切な物理モデルの定性的振る舞いを捉え、それが質問に正しく答えます。白色矮星の陽子の数を考えると、電子はいくつあるのでしょうか。答え（形式：$\frak{A}$から$\frak{B}$まで）は、光の速度$c$およびプランク量子$h$とは無関係です。それは「普遍的」であることが示され、非相対論的または相対論的、古典的または量子の圧力密度関係を持つすべての物理モデルにも有効です。
重力に対する量子補正された効果的なアクションは、大規模なスピン2ゴーストの自由度を含み、大規模なスピン2の縦ベクトル自由度をマクスウェルの電磁気に結合するトポロジー項を認めます。他の方法では観測できない重力磁極が存在する場合、このトポロジー項は、関連する電場と磁場を介してプローブできるブラックホールに電荷を誘導すると主張します。特に、周囲のプラズマからのシンクロトロン放射と超大容量の荷電ブラックホールの影によるLIGOに敏感な荷電ブラックホールバイナリ合体からの電磁気のフォローアップについて説明します。
過去15年間、ベネズエラの科学者によって発行された天文学関連の論文の数は、主に移民のために、継続的に減少しています。迅速な是正措置が実施されない場合、ベネズエラの天文学は消える可能性があります。
大型液体シンチレータ検出器での大気ニュートリノによって誘発される中性電流背景：I.モデル予測
| Title |
Neutral-current_background_induced_by_atmospheric_neutrinos_at_large_liquid-scintillator_detectors:_I._model_predictions |
| Authors |
Jie_Cheng,_Yu-Feng_Li,_Liang-Jian_Wen,_Shun_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04633 |
次世代の大型液体シンチレータ（LS）検出器における拡散超新星ニュートリノバックグラウンドと陽子崩壊の実験的検索は、水チェレンコフ検出器のそれと競合し、相補的です。この論文では、LS検出器における$^{12}{\rmC}$原子核との中性電流（NC）相互作用を介して大気ニュートリノによって引き起こされる支配的なバックグラウンドの体系的な研究を行います。JUNO検出器は明らかに将来のLS検出器の適切な代表であるため、江門地下ニュートリノ観測所（JUNO）の場所での大気ニュートリノフラックスが使用されます。次に、洗練されたジェネレータGENIEとNuWroを実装してニュートリノと炭素原子核の相互作用をシミュレートし、パッケージTALYSを実装して最終状態の原子核の脱励起を処理します。最後に、追加の核子、$\gamma$、$\alpha$、パイ中間子、およびkaonの生成のイベント率が取得および分類され、さまざまなデータ駆動型によって表されるNCバックグラウンドの系統的不確実性核モデルが推定されます。拡散超新星ニュートリノバックグラウンドと陽子崩壊の検出のための大気ニュートリノからのNCバックグラウンドの意味についても説明します。
より現実的な引用モデルに向けて：研究チームの規模の重要な役割
明示的または暗黙的に「直接」および「間接」（別の論文の引用からの引用論文の存在についての学習）の引用メカニズムを含む既存のモデルに基づいて構築される新しい引用モデルを提案します。私たちのモデルは、直接引用の均一確率の通常の非現実的な仮定から逸脱しています。この場合、引用の最初の違いは純粋にランダムに発生します。代わりに、直接引用の確率が論文の著者数（チームサイズ）に比例する2メカニズムモデルが、天文学の分野で発表された記事の経験的引用分布を非常によく再現できることを示します。と異なる時点で。私たちのモデルの解釈は、より大きなチームの論文を支持して、より多くの人々がいくつかの仕事に精通している場合、固有の引用能力、したがって論文の最初の可視性が強化されるということです。固有の引用能力はチームのサイズにのみ依存することはできませんが、私たちのモデルは、ある程度相関しており、同様の方法で分布する必要があることを示しています。したがって、私たちのチームサイズのモデルは、論文の引用数と著者数の間に相関関係があることを定性的に説明しています。
この論文は、ニュートンの重力の法則に適用された分数計算に基づいて、可能な代替重力モデルに関する以前の研究を続けています。特に、ニュートン分数重力（NFG）は、指数関数、クズミン、または他の同様の質量分布によって記述される薄い/厚い円盤銀河などの軸対称の恒星構造に適用されます。主題に関する以前の研究で研究された球対称構造の場合と同様に、我々はNFGと銀河の観測された特性を説明する主要な代替重力モデルである修正ニュートン力学（MOND）の間の可能な接続を調べます暗黒物質（DM）仮説を必要としない他の天体物理学的構造。MOND加速定数$a_{0}\simeq1.2\times10^{-10}\mbox{m}\thinspace\mbox{s}^{-2}$を自然なスケール長$l_{0}に関連付けることによりNFGの$、つまり質量$M$の銀河の$a_{0}\約GM/l_{0}^{2}$であり、経験的な放射状加速関係（RAR）を使用することで、観測された動径加速度$g_{obs}$とバリオニック動径加速度$g_{bar}$の間の接続は、可変局所次元$D$で表されます。この方法論の例として、フィールドドワーフスパイラルギャラクシーNGC6503の場合の詳細な回転曲線フィッティングを提供します。
