健全な地平線なしのハッブル定数の決定：銀河調査からの測定
| Title |
Determining_the_Hubble_Constant_without_the_Sound_Horizon:_Measurements_from_Galaxy_Surveys |
| Authors |
Oliver_H._E._Philcox,_Blake_D._Sherwin,_Gerrit_S._Farren,_Eric_J._Baxter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08084 |
銀河のパワースペクトルには2つのスケールがエンコードされています。再結合時の音の地平線と物質と放射の等値時の地平線です。BOSSDR12銀河パワースペクトルをパンテオン超新星からの$\Omega_m$の事前分布と組み合わせることにより、この2番目の一般的に悪用されていないスケールを介して堅牢な$H_0$測定を取得し、$H_0=65.1^{+3.0}_{-5.4}\を見つけます。\mathrm{km}\、\mathrm{s}^{-1}\mathrm{Mpc}^{-1}$;これは、95％の信頼度で、SH0ESの最適とは異なります。$\Omega_m$が未調整のBAOから制約されている場合、同様の結果が得られます：$H_0=65.6^{+3.4}_{-5.5}\、\mathrm{km}\、\mathrm{s}^{-1}\mathrm{Mpc}^{-1}$。バクスターとシャーウィン2020からの類似のプランクレンズ効果の結果を追加すると、事後は$70.6にシフトします^{+3.7}_{-5.0}\、\mathrm{km}\、\mathrm{s}^{-1}\mathrm{Mpc}^{-1}$。モックデータ、フィッシャー分析、スケールカットを使用して、制約が音の水平線スケールから重要な情報を受け取らないことを示します。多くのモデルは音の地平線を変えるために新しい物理学を追加することによって$H_0$論争を解決するので、私たちの測定は再結合前の標準的な宇宙論の一貫性テストです。単純な予測では、このような音の範囲に依存しない制約は$\sigma_{H_0}\simeq1.6\、\mathrm{km}\、\mathrm{s}^{-1}\mathrm{Mpc}^{-1に達する可能性があることを示していますユークリッドの時代の}$。
グラフエントロピーのレンズを通した宇宙ウェブ
| Title |
The_cosmic_web_through_the_lens_of_graph_entropy |
| Authors |
Mar\'ia_Valentina_Garc\'ia-Alvarado,_Jaime_E._Forero-Romero,_Xiao-Dong_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08164 |
宇宙ウェブを定量化するスカラーとしてグラフの情報理論エントロピーを探索します。1.5〜3.2ビットの範囲のエントロピー値を見つけます。このエントロピーは、連続密度場の接続性を定量化するために使用されるスカラーの離散アナログとして使用できると主張します。エントロピーがクラスター化された点とランダムな点を明確に区別していることを示した後、シミュレーションを使用して、調査ジオメトリ、宇宙分散、赤方偏移空間の歪み、赤方偏移の進化、宇宙論的パラメーターおよび空間数密度の影響を測定します。宇宙の分散は最も重要ではない影響を示しますが、測量ジオメトリ、赤方偏移空間の歪み、宇宙論的パラメータおよび赤方偏移の変化は、$10^{-2}$ビットのオーダーで大きな変化をもたらします。グラフエントロピーへの最大の影響は、クラスター化された点の数密度の変化から生じます。数密度が減少し、宇宙のウェブが目立たなくなると、エントロピーは最大0.2ビットまで減少します。グラフエントロピーは計算が簡単で、シミュレーションと大規模な銀河の赤方偏移調査からの観測データの両方に適用できます。これは、他の種類のトポロジー測定またはクラスタリング測定を補完する方法で使用できる新しい統計です。
複数のベクトル場と非ガウス性によるインフレ
$U（1）$ベクトル場のトリプレットからなるインフレーションのモデルを検討します。これは、非最小でインフレーターに結合されている、パリティーに違反する相互作用を含みます。ベクトル場セクターは、等方性構成を認め、ベクトルモードだけでなくスカラーモードやテンソルモードも提供するグローバルな$O（3）$対称性を楽しんでいます。スカラー摂動を断熱的、エントロピー、および等曲率摂動に分解し、スカラーとテンソルセクターのすべてのパワースペクトルと相互相関を計算します。ベクトル場に関連するテンソルモードは、重力波のパワースペクトルに寄与しますが、パリティに違反する項は、重力パワースペクトルとバイスペクトルにキラリティーを生成します。非線形スカラーとテンソルの摂動を研究し、すべてのバイスペクトルと3点相互相関を計算します。特に、曲率摂動と重力波の非ガウス性がベクトル場の摂動によって向上することが示されています。非ガウス性が、パリティー違反カップリングやベクトル場の分数エネルギーなどのモデルパラメーターに強い制約を課すことを示します。
宇宙の曲率に対するモデルに依存しない制約：高赤方偏移標準キャンドルの更新されたハッブル図からの示唆
| Title |
Model-independent_constraints_on_cosmic_curvature:_implication_from_updated_Hubble_diagram_of_high-redshift_standard_candles |
| Authors |
Yuting_Liu,_Shuo_Cao,_Tonghua_Liu,_Xiaolei_Li,_Shuaibo_Geng,_Yujie_Lian,_Wuzheng_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08378 |
宇宙の曲率（$\Omega_k$）は、宇宙論の基本的なパラメーターです。この論文では、ハッブルパラメータ$H（z）$と光度距離$D_L（z）$に幾何学的に関連する、宇宙の曲率を制約するための改良されたモデルに依存しない方法を提案します。有名な宇宙クロノメーターからの現在最大の$H（z）$サンプルと、1598クエーサーのUVおよびX線光度と新しくコンパイルされた光度との関係からの光度距離$D_L（z）$を使用1048SNeIaを含むパンテオンサンプル、宇宙曲率$\Omega_k（z）$の31の独立した測定は、$0.07<z<2$の赤方偏移範囲をカバーすることが期待できます。$\Omega_k（z）$の推定は、現在の観測精度レベルでフラットユニバースと完全に互換性があります。一方、新しいタイプの標準キャンドルとしての1598クエーサーのハッブル図では、空間曲率が$\Omega_k=0.08\pm0.31$に制限されていることがわかります。SNeIa観測の最新のパンテオンサンプルについては、$\Omega_k=-0.02\pm0.14$を取得します。モデルに依存しない空間曲率の推定を目的とする他のアプローチと比較して、私たちの分析は競合する精度で制約を達成します。さらに興味深いことに、再構成された曲率$\Omega_k$は高赤方偏移領域で負であることが示唆されています。これは、文献のモデル依存の制約からの結果とも一致しています。このような発見は、特定の形式を仮定せずにガウシアンプロセス（GP）のモデルに依存しない方法のフレームワークで、$\Omega_k（z）$の再構築された進化によって確認されます。
eROSITAの軟X線におけるクラスターと活動銀河核の全天光子シミュレーション
| Title |
Full-sky_photon_simulation_of_clusters_and_active_galactic_nuclei_in_the_soft_X-rays_for_eROSITA |
| Authors |
Johan_Comparat,_Dominique_Eckert,_Alexis_Finoguenov,_Robert_Schmidt,_Jeremy_Sanders,_Daisuke_Nagai,_Erwin_T._Lau,_Florian_Kaefer,_Florian_Pacaud,_Nicolas_Clerc,_Thomas_H._Reiprich,_Esra_Bulbul,_Jacob_Ider_Chitham,_Chia-Hsun_Chuang,_Vittorio_Ghirardini,_Violeta_Gonzalez-Perez,_Ghassem_Gozaliazl,_Charles_C._Kirkpatrick,_Anatoly_Klypin,_Andrea_Merloni,_Kirpal_Nandra,_Teng_Liu,_Francisco_Prada,_Miriam_E._Ramos-Ceja,_Mara_Salvato,_Riccardo_Seppi,_Elmo_Tempel,_Gustavo_Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08404 |
Spectrum-Roentgen-Gamma（SRG）ミッションに搭載されたeROSITAX線望遠鏡は、全天にわたって約100,000個の銀河団と300万個の活動銀河核の位置と特性を測定します。この進行中の調査の統計的特性を研究するには、選択関数を正確に推定することが重要です。MultiDarkおよびUNITダークマターのみのN体シミュレーションを使用して、全天のライトコーンのセットを作成します。銀河団のX線放出を予測する新しい方法を紹介します。一連の暗黒物質ハロープロパティ（質量、赤方偏移、楕円率、オフセットパラメーター）が与えられた場合、光円錐内の各ハローのX線放射率プロファイルと画像を作成します。eROSITAスキャン戦略に従って、全天のX線光子のリストを生成します。文献とよく一致するモデルクラスターのスケーリング関係を予測します。フラックスの関数としてのクラスターの予測数密度も、以前の測定値と一致します。最後に、X線の明度-質量（温度-質量、明度-温度）モデルのスケーリング関係の0.21（0.07、0.25）の分散を取得します。クラスターと活動銀河核から放出されるモデル光子をカタログに提供します。これらのカタログは、eROSITAのエンドツーエンドのシミュレーションフロー分析、特にソース検出プロセスとカタログ作成方法を支援します。
フェルミオン暗黒物質（ "ino"）モデルからの自己相互作用する無菌ニュートリノに対する銀河中心の制約
| Title |
Galactic_Center_constraints_on_self-interacting_sterile_neutrinos_from_fermionic_dark_matter_("ino")_models |
| Authors |
R._Yunis,_C._R._Arg\"uelles,_N._E._Mavromatos,_A._Molin\'e,_A._Krut,_M._Carinci,_J._A._Rueda,_R._Ruffini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08464 |
ニュートリノ最小標準モデル（$\nu$MSM）は、暗黒物質（DM）の生成から、またはX線と小規模の観測からのどちらかで、近年厳しく制約されています。ただし、無菌ニュートリノDMの現在の境界は、DM候補が大規模な（軸）ベクトル場を介して相互作用する$\nu$MSM拡張を検討するときに大幅に変更できます。特に、初期の宇宙における標準的な生成メカニズムは、そのような巨大なメディエーターの衰退を通じて影響を受ける可能性があります。$\nu$MSMパラメーター空間の制約が相互作用によってどのように影響を受けるかを調べるために、間接検出分析を実行します。現象論的ではなく、Ruffini-Arg\"uelles-Rueda（RAR）フェルミオン（"ino"）モデルの更新バージョンを使用して、粒子物理モデルを自己矛盾なく説明するDMプロファイルを考慮して、X線フラックスを計算しますNavarro-Frenk-White（NFW）分布などのプロファイル。相互作用するDMを説明するRARプロファイルが、銀河の回転曲線の測定およびBulletクラスターからのDMの自己相互作用断面の制約と互換性があることを示します。ここでは、天の川の中央パーセクにおけるX線NuSTARデータの新しい分析が行われ、自己相互作用する無菌ニュートリノパラメータ空間に対する制約が導出されます。このような制約は、一般的に使用されるDMプロファイルで得られる制約よりも強いため、RARプロファイルの密なDMコア特性。
人食いは成長を妨げます：人食いの暗黒物質と$ S_8 $緊張
| Title |
Cannibalism_hinders_growth:_Cannibal_Dark_Matter_and_the_$S_8$_tension |
| Authors |
Stefan_Heimersheim,_Nils_Sch\"oneberg,_Deanna_C._Hooper,_Julien_Lesgourgues |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08486 |
弱いレンズとCMB実験の間の$S_8$緊張を緩和するために、暗黒物質の多くのモデルが提案されています。そのようなエキサイティングな可能性の1つは、共熱的暗黒物質（CanDM）です。これは、発熱的数を変化させる相互作用を持ち、非相対論的レジームまでずっと暖かくとどまることを可能にします。ここでは、線形Einstein-Boltzmannソルバー内にモデルを実装することにより、CanDMの宇宙論的影響と、それがCMB異方性と物質パワースペクトルにどのように影響するかを調査します。CanDMが、軽いウォームダークマターまたはホットダークマターと非常によく似た方法で、小規模物質のパワースペクトルを抑制することを示します。ただし、これらのモデルとは異なり、CanDMモデルがCMB制約との互換性を保ちながら抑制が発生する場合があります。一定および温度依存の両方の熱平均断面積に対するCanDMの存在量の関数として、CanDMの相互作用強度に強い制約を課します。CanDMモデルは$S_8$テンションを簡単に解決できることがわかります（ただし、ハッブルテンションには影響しません）。実際、CMB+BAOデータと互換性がある一方で、0.76の$S_8$の値に対応できます。ただし、$S_8$のテンションが中程度である限り、余分な自由パラメーターの数を考えると、全体的な$\chi^2$の改善は比較的小さく、CanDMモデルはそれほど好ましくありません。
Q連続体シミュレーションからのHaloマージツリーの構築
| Title |
Building_Halo_Merger_Trees_from_the_Q_Continuum_Simulation |
| Authors |
Esteban_Rangel,_Nicholas_Frontiere,_Salman_Habib,_Katrin_Heitmann,_Wei-keng_Liao,_Ankit_Agrawal,_Alok_Choudhary |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08519 |
宇宙論的N体シミュレーションは、今日最も計算集約的な取り組みの1つにランクされています。主要な課題は、ハローと呼ばれる何十億ものコンパクトな粒子クラスターの構造、部分構造、および結合履歴の分析です。ハローのマージ履歴を効果的に表現することは、現代の宇宙シミュレーションの重要なアプリケーションである合成天空カタログの生成に使用される多くの銀河形成モデルに不可欠です。現実的な模擬カタログを生成するには、何百テラバイトもの分析データを取り、多数のタイムステップで大量のハローを含むシミュレーションからハロー形成履歴を計算する必要があります。ハローマージツリーを生成し、単一レベルの密度ベースのクラスタリングアルゴリズムからハローサブ構造を追跡するための高速並列アルゴリズムを紹介します。マージツリーは、隣接するスナップショットのハロパーティクルメンバーシップ関数を分析して作成されます。サブ構造は、マージするハロの「コア」を追跡することによって識別されます。コア追跡は、マージツリーの作成後に実行され、ツリーの構築中に見つかった関係を使用して、サブ構造をホストに関連付けます。アルゴリズムはMPIで実装され、最新の宇宙論シミュレーションフレームワークであるHACCからのデータに対して最大16,384のプロセスを使用して、CrayXK7スーパーコンピューターで評価されます。QContinuumから取られた101の分析スナップショットからマージツリーを作成した結果を示します。これは、大容量、高質量分解能、5兆個の粒子を進化させる宇宙論的シミュレーションです。
小口径望遠鏡による通過太陽系外惑星とそのホスト星のモニタリング
現在、太陽系外惑星の研究は、システムの多様性が豊富なターゲットを対象としており、需要の高い観測所が長期間にわたる追跡観測を行うことを困難にしています。通過する熱い木星とそのホスト星を監視するために0.4mクラスの望遠鏡を使用することの有効性を調査します。13の新しいトランジットを備えたWASP-52bと、17の新しいトランジットと78日間をカバーする同時測光モニタリングを備えたHAT-P-23bの2つの代表的なケーススタディを検討します。更新されたシステムパラメーターを提示し、新しい通過時間と以前に公開された結果を組み合わせて、両方のシステムの新しい天体暦を計算します。WASP-52bの中間輸送時間の分析では、2次エフェメリス（$\Delta\chi_{\nu}^2=0.07$、$\DeltaBIC=1.53$が線形エフェメリスよりもわずかに優先されます。$\deltaP/\deltat=-38.6\pm4{\rmms〜yr^{-1}}$の周期変化を示すこの2次エフェメリスの現実と考えられる原因を考慮してください。WASP-52は、以前の出版物で多くのスポット横断イベントを報告しているアクティブな星ですが、新しい測光ではそのようなイベントは見られません。WASP-52がまだアクティブであり、スポットの緯度が通過コードから離れた可能性が高いことが分析により示されています。HAT-P-23bの膨張した性質と円軌道。HAT-P-23の監視により、周期が7.015日であり、振幅が0.011等であり、HAT-P-23の回転周期として解釈されます。ケーススタディで達成された通過タイミングの精度は、このクラスの望遠鏡が正確な特性評価が可能で、長時間専用の継続的および将来的な地上および宇宙ベースの観測をサポートする、通過する熱い木星の長期監視。
コメット67PのROSINAイオン動物園
| Title |
ROSINA_ion_zoo_at_Comet_67P |
| Authors |
A._Beth_and_K._Altwegg_and_H._Balsiger_and_J.-J._Berthelier_and_M._R._Combi_and_J._De_Keyser_and_B._Fiethe_and_S._A._Fuselier_and_M._Galand_and_T._I._Gombosi_and_M._Rubin_and_T._S\'emon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08430 |
ロゼッタ宇宙船は、3.8〜1.24auの太陽系を通る旅に沿って、彗星67P/Churyumov-Gerasimenkoを2年間護衛しました。ロゼッタ搭載の高分解能質量分析計のおかげで、コマ内の詳細なイオン組成が現場で初めて正確に評価されました。$\text{Giotto}$などの以前の彗星任務には、搭載されている分光計の質量分解能が低すぎて、同じような質量のイオン種を分離できないため、昏睡状態のプラズマの正確な性質を特定する計測機能がありませんでした。対照的に、ロゼッタ（ROSINA）搭載のイオンおよびニュートラル分析用ロゼッタオービタースペクトロメーターの一部であるダブルフォーカシング質量分析計（DFMS）は、高質量分解能モードを備えており、すべての性能を上回り、彗星イオンの多様性を明らかにしました。2014年10月から2016年4月まで、DFMSによってイオンモードで取得された一連のスペクトルを校正および分析しました。特に、13〜39u$\cdot$q$^{-1}$の範囲に焦点を当てました。DFMSの高い質量分解能により、たとえば$^{13}$C$^+$をCH$^+$から分離して、準類似質量のイオンを正確に特定できます。CH$_m^+$（$m=1-4$）、H$_n$O$^+$（$n=1-3$）、Oなど、彗星で予測される陽イオンのinsituでの存在を確認します$^+$、Na$^+$、およびいくつかのイオン化およびプロトン化された分子。ロゼッタ以前は、地球ベースの観測から確認されたものはごく一部でした。さらに、太陽系本体のガスエンベロープ、つまりCO$_2^{++}$に分子ジカチオンが存在することを初めて明確に報告します。
後期降着による水星の組成と密度の変更
| Title |
Modification_of_the_composition_and_density_of_Mercury_from_late_accretion |
| Authors |
Ryuki_Hyodo,_Hidenori_Genda,_Ramon_Brasser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08490 |
後期降着は、水星の表面地形および地球化学的特徴を強く変調するプロセスです。それでも、衝撃の時代と衝撃の時代を通してのマーキュリーの表面への影響者の運命とそれらの影響は明確ではありません。モンテカルロとクレーターの影響の分析的アプローチを使用して、水星への遅い降着の物理的および熱力学的結果を調査します。後期降着における不確実性を考慮して、衝撃速度と後期降着の総質量の関数として次のパラメーターのスケーリング則を開発します：（1）地殻侵食の深さ、（2）表面再形成の程度、および（3）降着した質量インパクター素材から。既存の力学モデルは、マーキュリーが激しい衝撃砲撃を受けたことを示しています（総質量$\sim8\times10^{18}-8\times10^{20}$kg、典型的な衝撃速度は$30-40$kms$^{-1}$）$4.5$Ga後。これにより、遅い降着により水星の初期の地殻の50m〜10kmが削除される可能性がありますが、コアとマントルの比率の変化は無視できます。あるいは、水星が最終的にそのような物体から降着した場合、初期の太陽系における推定上の分化した惑星のマントルをより簡単に取り除くことができ、それぞれの核分率が増加します。クレーターは水星の古い地質表面の記録を消去することで注目に値しますが、揮発性物質を含むインパクターの外因性物質の$\sim40-50$wt％は、後期として水星の表面に不均一に注入できることを示していますベニア（合計$>3\times10^{18}-1.6\times10^{19}$kg）。付着したインパクターの材料の約半分は蒸発し、残りは衝撃で完全に溶けます。理論的な結果と、BepiColomboミッションを含む水星の今後の表面観測とのさらなる相互作用により、水星の起源と進化をよりよく理解できるようになると期待しています。
3 mmでの総COライン放出の強度マッピング検出
| Title |
An_Intensity_Mapping_Detection_of_Aggregate_CO_Line_Emission_at_3_mm |
| Authors |
Garrett_K._Keating,_Daniel_P._Marrone,_Geoffrey_C._Bower,_and_Ryan_P._Keenan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08087 |
ライン強度マッピングの手法を使用して、分子ガス放出の$z\sim1-5$での検出を示します。1つはハッブル超深視野（ASPECS）でのALMA分光測量からの1つ、2016年から2018年の間に行われた一連のアタカマコンパクトアレイ（ACA）観測からの2つは、3mm干渉データセットのペアを使用します。COSMOSフィールドをターゲットにします。100GHzでは、ACAデータセットとALMAデータセットでそれぞれ97.8％と99.9％の信頼度でゼロ以外の電力を測定します。共同の結果では、99.99％の信頼度でゼロパワー仮説を棄却し、$\tilde{I}^{2}_{s}（\nu）=770\pm210\\mu\textrm{K}^2を見つけます\\textrm{Hz}\\textrm{sr}$。サンプル分散効果を考慮した後、推定スペクトルショットパワーは$\tilde{I}^{2}_{s}（\nu）=1010_{-390}^{+550}\\mu\textrm{K}になります^2\\textrm{Hz}\\textrm{sr}$。測定の影響を受けやすいと予想されるさまざまな線種のモデルを導出し、ショットパワーを$120_{-40}^{+80}\\mu\textrm{K}^2\h^{と推定します-3}\、\textrm{Mpc}^{3}$、$200^{+120}_{-70}\\mu\textrm{K}^2\h^{-3}\、\textrm{Mpc}^{3}$、および$90^{+70}_{-40}\\mu\textrm{K}^2\h^{-3}\、\textrm{Mpc}^{3}$forCO（2-1）$z=1.3$、CO（3-2）は$z=2.5$、CO（4-3）はそれぞれ$z=3.6$です。高赤方偏移銀河に適したライン比を使用すると、これらの結果はCOパワースペクトル調査（COPSS）の結果とよく一致していることがわかります。$\alpha_{\rmCO}=3.6\M_{\odot}\（\textrm{K}\\textrm{km}\\textrm{s}^{-1}\\textrm{pc}^{2を採用}）^{-1}$、$\rho_{\textrm{H}_2}（z）\sim10^{8}\M_{\odot}\\textrm{Mpc}の宇宙分子ガス密度を推定します^{-3}$は$z=1-3$の間です。
| Title |
The_Formation_of_Very_Massive_Stars_in_Early_Galaxies_and_Implications_for_Intermediate_Mass_Black_Holes |
| Authors |
John_A._Regan_(Maynooth,_Ireland),_John_H._Wise_(Georgia_Tech),_Tyrone_E._Woods_(NRC_Canada),_Turlough_P._Downes_(DCU,_Ireland),_Brian_W._O'Shea_(Michigan_State)_and_Michael_L._Norman_(UCSD) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08090 |
自然のままの原子冷却ハローにおける超大質量星のab-initio形成を調査します。ハローは、より大きな自己矛盾のない親シミュレーションから抽出されます。ハローは金属のないままであり、合併と穏やかな（$J_{\rmLW}\sim2-10\J_{21}$（z））の動的加熱の組み合わせにより、スター形成は抑制されますLyman-Werner（LW）背景。星の質量が1000M$_{\odot}$を超える20個を超える非常に巨大な星が形成されていることがわかります。最も重い星は6000M$_{\odot}$を超える恒星の質量を持っています。ただし、すべての星への降着は、最初の$\sim$100kyrの進化の後、周囲の物質が付着し、ガスの乱流の性質によって星が低密度領域に移動するため、大幅に減少します。星からの電離放射線の影響を後処理し、SMSの形成と成長を検討する場合、電離放射線が制限要因ではないことを発見しました。むしろ、出生環境は非常に乱流であり、シミュレーションのタイムスケール（2Myr）内で安定した降着流が維持されません。巨大な星が直接崩壊ブラックホールとして寿命を終えると、これはこれらの初期ハローに約300M$_{\odot}$から10,000M$_{\odot}$の質量のブラックホールの集団を播種します。その後、それらはハローの中心に沈む可能性があり、最終的に合体して大きな中間質量のブラックホールを形成します。
CGM $ ^ {2} $ I：中性水素によって追跡される銀河系の媒体の範囲
| Title |
CGM$^{2}$_I:_The_Extent_of_the_Circumgalactic_Medium_Traced_by_Neutral_Hydrogen |
| Authors |
Matthew_C._Wilde,_Jessica_K._Werk,_Joseph_N._Burchett,_J._Xavier_Prochaska,_Kirill_Tchernyshyov,_Todd_M._Tripp,_Nicolas_Tejos,_Nicolas_Lehner,_Rongmon_Bordoloi,_John_M._O'Meara,_Jason_Tumlinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08092 |
COSおよびGeminiMappingCircumgalacticMedium（CGMCGM$\equiv$CGM$^{2}$）調査の初期結果を示します。CGM$^{2}$分光測量は、すべてが既存のS/Nを持つ22個の$z\lesssim1$クエーサーの1Mpc以内で、正確な赤方偏移測定に適した高品質のGeminiGMOSスペクトルを持つ1689個の銀河で構成されています$\sim$10HST-COSG130M$+$G160Mスペクトル。しきい値$N_{\rmHI}$$>10^{14}$cm$^{-2}$を超えるHIカバー率は、ビリアル半径1.5以内で$\gtrsim0.6$（$R_{\恒星質量の銀河のrmvir}\simR_{200m}$）$10^{8}M_{\odot}<M_{\star}<10^{11}M_{\odot}$。銀河系の全身速度に対するHI吸収の運動学を調べ、吸収の大部分が$\pm$250kms$^{-1}$内にあり、この濃度が$からHIカラム密度の増加とともに増加することを確認しますN_{\rmHI}$$=10^{14}-10^{17}$cm$^{-2}$。銀河の質量の関数として、CGMの特徴的なサイズ$R^{14}_{\rmCGM}$を推測するために、さまざまな影響パラメータにわたってHIカバー率を調べます。$R^{14}_{\rmCGM}$は、$N_{\rmHI}$$>$10$^{14}$cm$^{-2で吸収体を観測する確率である影響パラメータです}$は$>$50％です。このフレームワークでは、$M_{\star}>10^{10}M_{\odot}$銀河のCGMの半径範囲は$R^{14}_{\rmCGM}=362_{-72}^です{+83}$kpcまたは$R^{14}_{\rmCGM}=1.4R_{\rmvir}$。質量の小さい銀河ほど物理スケールが小さくなります$R^{14}_{\rmCGM}=281_{-36}^{+42}$kpcが$R^{14}_{\rmCGM}=まで拡大2.3R_{\rmvir}$。私たちの分析では、CGMの特性半径のプロキシとして$R_{\rmvir}$を使用すると、特に$M_{\star}<10^{10}M_{\odot}$の銀河の場合、その範囲が過小評価される可能性が高いことが示唆されています。
カーボンで強化されたライマンリミットシステム：第一世代の星の特徴？
| Title |
A_Carbon-enhanced_Lyman_Limit_System:_Signature_of_the_First_Generation_of_Stars? |
| Authors |
Siwei_Zou,_Patrick_Petitjean,_Pasquier_Noterdaeme,_C\'edric_Ledoux,_Raghunathan_Srianand,_Linhua_Jiang,_Jens-Kristian_Krogager |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08096 |
VLTX-shooterで観測されたクエーサーJ134122.50+185213.9に対して、$z_{\rmabs}$=1.5441でのライマンリミットシステム（LLS）の研究を紹介します。これは非常に特異なシステムで、中性水素カラムの密度がlog$N$（HI）（cm$^{-2}$）=18.10であり、ガスが外部UVフラックスからガスを遮断するには小さすぎるため、CI吸収が強く見られます。。低電離吸収線は、単一成分と一致する単純な運動学的構造を示します。CLOUDYモデルを使用してイオン化を修正すると、ガスのイオン化パラメーターが$-$4.5$<$log$U$$<$$-$4.2の範囲にあり、ガス密度が$-$1.5$<$log$であることがわかります。n$（H）（cm$^{-3}$）$<$$-$1.2。モデルは、炭素が鉄に比べて過剰であることを示唆しています。[C/Fe]$>$+2.2[Fe/H]$\sim$$-$1.6。このような金属の存在パターンは、銀河のハローで検出された、炭素を多く含む金属の少ない星を連想させます。超新星の第1世代による金属濃縮は、このシステムで推定される存在パターンのもっともらしい説明を提供します。
FR0電波銀河のLOFARビュー
| Title |
The_LOFAR_view_of_FR0_radio_galaxies |
| Authors |
A._Capetti_(1)_M._Brienza_(2,3)_R.D._Baldi_(4,5,6)_G._Giovannini_(2,3)_R._Morganti_(7,8)_M.J._Hardcastle_(9)_H.J.A._Rottgering_(10)_G.F._Brunetti_(3)_P.N._Best_(11)_G._Miley_(10)_((1)_Osservatorio_Astrofisico_di_Torino,_Pino_Torinese,_(2)_Italy_Dipartimento_di_Fisica_e_Astronomia,_Universita'_di_Bologna,_Bologna,_Italy_(3)_INAF_-_Istituto_di_Radio_Astronomia,_Bologna,_(4)_Italy_Department_of_Physics_&_Astronomy,_University_of_Southampton,_Hampshire,_Southampton_(5)_Dipartimento_di_Fisica,_Universita'_degli_Studi_di_Torino,_Torino,_Italy_(6)_INAF_-_Istituto_di_Astrofisica_e_Planetologia_Spaziali,_Roma,_Italy_(7)_ASTRON,_the_Netherlands_Institute_of_Radio_Astronomy,_Dwingeloo,_the_Netherlands_(8)_Kapteyn_Astronomical_Institute,_University_of_Groningen,_Groningen,_the_Netherlands_(9)_Centre_for_Astrophysics_Research,_University_of_Hertfordshire,_College_Lane,_Hatfield,_UK_(10)_Leiden_Observatory,_Leiden_University,_Leiden,_The_Netherlands_(11)_SUPA,_Institute_for_Astronomy,_Royal_Observatory,_Blackford_Hill,_Edinburgh,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08099 |
150MHzでのLOw周波数ARray（LOFAR）観測によって見られるように、Fanaroff-Rileyクラス0カタログ（FR0CAT）のソースの低周波無線特性を調査します。このサンプルには、近くの（z<0.05）大規模な初期型銀河に関連する104個のコンパクトな放射性銀河核（AGN）が含まれています。66個のFR0CATソースがLOFARによって観測された空の領域にあり、それらすべてが検出され、通常、サイズが3〜6kpc未満の点状の構造を示します。ただし、12個のFR0は、150MHzでの総無線出力の5％から40％に寄与する低表面輝度の解決された放出を示します。100kpcx100kpcの領域全体で5x10$^{22}$W/Hzの通常の光度制限がある他のFR0の周囲で拡張放出は検出されません。150MHzと1.4GHzの間のFR0のスペクトル勾配は広い範囲（-0.7<$\alpha$<0.8）で、中央値は$\overline\alpha\sim0.1$です。それらの20％は急なスペクトル（$\alpha$>0.5）を持っています。これは、空間分解能制限内に閉じ込められた大幅な拡張放出の存在を示しています。スペクトル情報と形態学的情報の両方を含めることにより、ジェットの存在の証拠を示すFR0の割合は、少なくとも約40％です。この研究は、FR0とFRIが、サイズと無線電力の下限を表す、噴射源の連続的な母集団の2つの極端として解釈できることを確認しています。
ALMA 0.02 "解像度の観測により、NGC 1068核でHCNが豊富に逆回転し、流出する高密度分子ガスを明らかに
| Title |
ALMA_0.02"-resolution_observations_reveal_HCN-abundance-enhanced_counter-rotating_and_outflowing_dense_molecular_gas_at_the_NGC_1068_nucleus |
| Authors |
Masatoshi_Imanishi_(1),_Dieu_D._Nguyen_(1),_Keiichi_Wada_(2),_Yoshiaki_Hagiwara_(3),_Satoru_Iguchi_(1),_Takuma_Izumi_(1),_Nozomu_Kawakatu_(4),_Kouichiro_Nakanishi_(1),_Kyoko_Onishi_(5)_((1)_NAOJ,_(2)_Kagoshima_University,_(3)_Toyo_University,_(4)_Kure_College,_(5)_Chalmers_University_of_Technology) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08101 |
HMA/HCO+/HNCJ=3-2ライン、およびそれらの13Cアイソトポログと振動励起ラインで、近く（約14Mpc）タイプ2AGNNGC1068の核のALMA〜0.02"解像度の観測を提示します。、質量を付加する超大質量ブラックホールの周りの推定ダストダスト分子トーラスにおける高密度分子ガスの形態学的/力学的/化学的/物理的特性を精査するために、形態学的および動的の両方で、ほぼ東西方向の高密度分子ガス放出を確認します。トーラスからのものと見なしてください。明るい放射はコンパクト（<3pc）で、低表面輝度放射は5〜7pcまで拡張されます。これらの高密度分子ガスの特性は、東と西のトーラスの間で対称ではありません。HCNJ=3-2放出はHCO+J=3-2放出よりも強く、〜7pcトーラス領域内で（0.4-1.0）x10^6Msunの推定高密度分子量を示します。HCN存在量はトーラスで強化されていると解釈します。流出する高密度分子ガスとバイブの兆候を検出します合理的に励起されたHCNJ=3-2ライン。最後に、トーラスの最も内側（<1pc）の部分では、全身速度に対する密な分子線の回転速度が、外側（>2pc）の部分のそれとは逆であることがわかります。そして西部トーラス。私たちは、最も内側がほぼケプラー回転で外側がゆっくり回転している（ケプラーよりはるかに低い）成分を持つ逆回転する高密度分子ガスのシナリオを好みます。私たちの高空間解像度の密な分子線データは、NGC1068のトーラスプロパティが、古典的なAGN統一パラダイムの単純な軸対称回転トーラス画像よりもはるかに複雑であることを示しています。
AGNの微小変動：さまざまな統計的手法の研究II。シミュレーション画像からの光度曲線
| Title |
Microvariability_in_AGNs:_study_of_different_statistical_methods_II._Light_curves_from_simulated_images |
| Authors |
L._Zibecchi,_I._Andruchow,_S.A._Cellone,_D.D._Carpintero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08137 |
以前の論文では、活動銀河核（AGN）の変動性を分析するために使用される2つの統計的手法、CおよびF統計を研究しました。これらを39AGNの観測された微分光度曲線に適用すると、C基準は実際の統計的検定とは見なされなくても、変動を検出するための有用なパラメーターである可能性があるのに対し、Fは非変動。制御された入力条件下でこれらの結果をテストして、さまざまなエラーソースを個別に評価できるように、雲量、シーイング、空の明るさなどのさまざまな大気条件で天文画像をシミュレートする一連の合成微分光度曲線を生成しました。AGNのいくつかのタイプの固有の変動性だけでなく、すべて特定の機器構成を備えています。各ケースの光度曲線を得て、信頼性をテストするために両方の統計を適用しました。これらのインデックスでは常に重み係数を使用する必要があることがわかりました。F検定は、ノイズのある非変数曲線を変数（つまり、偽陽性）として分類する傾向がありますが、非変数曲線を正しく分類することは信頼性が高く堅牢です。それどころか、Cインデックスは偽陰性を与える傾向がありますが、Cインデックスがソースが変数であることを示すときはいつでも、事実上そうであることがわかりました。最後に、振幅変動が小さい光度曲線は、大気条件の変化の影響を受けやすくなります。
すべての優れた点は3つあります。レンズ付きクエーサーPKS1830-211の3番目の画像
| Title |
All_good_things_come_in_threes:_the_third_image_of_the_lensed_quasar_PKS1830-211 |
| Authors |
S._Muller_(1),_S._Jaswanth_(1),_C._Horellou_(1),_and_I._Marti-Vidal_(2,3)_((1)_Department_of_Space,_Earth_and_Environment,_Chalmers_University_of_Technology,_Onsala_Space_Observatory,_Onsala,_Sweden,_(2)_Observatori_Astronomic,_Universitat_de_Valencia,_Parc_Cientific,_Paterna,_Valencia,_Spain,_(3)_Departament_d'Astronomia_i_Astrofisica,_Universitat_de_Valencia,_Burjassot,_Valencia,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08395 |
強力な重力レンズ効果は宇宙論的距離でのソースのビューを歪めますが、前景オブジェクトの質量コンテンツと宇宙のジオメトリとプロパティに非常に重要な制約をもたらします。高ダイナミックレンジと高角度分解能のアルママルチ周波数観測で強くレンズ化されたクエーサーPKS1830-211に向けた3番目の連続光源の検出を報告します。この3番目の光源は点状であり、2つのメインレンズ画像AとBを結ぶ対角線の少し北に位置し、画像Bから0.3アーク秒離れています。これは、画像AおよびBの約140倍弱い磁束密度を持っていますシンクロトロン放射と互換性のある同様のスペクトルインデックス。このソースは、クエーサーの予想される非常に縮小された第3レンズの画像である可能性が高いと結論付けます。さらに、ミリメートル波長で初めて、弱い波長で非対称の拡大が検出されます。これは、センチメートルの波長で見られるアインシュタインリングの最も明るい領域に対応する画像AおよびBから逸脱しています。それらのスペクトルインデックスは、コンパクトな画像A、B、Cのスペクトルインデックスよりも急です。これは、それらがクエーサーの異なるコンポーネントから発生していることを示唆しています。GravLensコードを使用して、レンズモデルに関する調査結果の影響を調査し、ALMAデータと以前のVLA観測を正確に再現する単純なモデルを提案します。画像AとBの間の時間遅延のより正確で正確な測定により、システムPKS1830-211は、ハッブル定数を数パーセントの精度に制約するのに役立ちます。
高解像度クエーサースペクトルのMgII吸収体。 I. Voigtプロファイルモデル
| Title |
MgII_Absorbers_in_High_Resolution_Quasar_Spectra._I._Voigt_Profile_Models |
| Authors |
Christopher_W._Churchill_(1),_Jessica_L._Evans,_(1)_Bryson_Stemock_(1),_Nikole_M._Nielsen_(2,3),_Glenn_G._Kacprzak_(2,3),_and_Michael_T._Murphy_(2)_((1)_New_Mexico_State_University,_(2)_Swinburne_University,_(3)_ASTRO-3D) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08487 |
フォアプロファイル（VP）モデル、列密度、ドップラーbパラメーター、運動学、および249HIRESおよびUVESクエーサースペクトルの調査で見つかった422MgII吸収体のコンポーネントの分布を示します。サンプルの同等の幅の範囲は0.006<W_r（2796）<6.23オングストローム（A）であり、赤方偏移の範囲は0.19<z<2.55であり、平均は<z>=1.18です。歴史的な先例に基づいて、180の吸収体を弱い系（W_r（2796）<0.3A）として分類し、242を強い系（W_r（2796）>=0.3A）として分類しました。システムあたりの重要なコンポーネントの最小数を想定すると、VPフィッティングにより、合計2,989コンポーネントが得られ、弱いおよび強いMgIIサブサンプルでそれぞれ平均2.7および10.3コンポーネントが見つかりました。完全なサンプルのVPコンポーネントライン密度は8.62+/-0.23クラウド/Aです。12.4<log[N（MgII）]<17.0[ionscm^-2]の範囲にわたるVPコンポーネントの列密度の分布は、-1.45+/-0.01のべき乗則勾配でモデル化されています。ドップラーbの中央値パラメーターは、4.5+/-3.5km/s、6.0+/-4.5km/s、および5.7+/-4.4km/sです。3成分複合ガウス関数を使用して、サンプル全体の成分速度分割（2点速度相関関数、TPCF）の確率をモデル化しました。結果の速度分散は、それぞれ25.4、68.7、207.1km/sです。これらのデータは、MgII吸収体の運動学的進化の宇宙進化を研究するための優れたデータベースを提供します。
GOODS-ALMA：光学的に暗いALMA銀河は、z = 3.5で形成中のクラスターに光を当てます
| Title |
GOODS-ALMA:_Optically_dark_ALMA_galaxies_shed_light_on_a_cluster_in_formation_at_z_=_3.5 |
| Authors |
L._Zhou,_D._Elbaz,_M._Franco,_B._Magnelli,_C._Schreiber,_T._Wang,_L._Ciesla,_E._Daddi,_M._Dickinson,_N._Nagar,_G._Magdis,_D._M._Alexander,_M._B\'ethermin,_R._Demarco,_J._Mullaney,_F._Bournaud,_H._Ferguson,_S._L._Finkelstein,_M._Giavalisco,_H._Inami,_D._Iono,_S._Juneau,_G._Lagache,_H._Messias,_K._Motohara,_K._Okumura,_M._Pannella,_C._Papovich,_A._Pope,_W._Rujopakarn,_Y._Shi,_X._Shu,_and_J._Silverman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08518 |
この論文では、69arcmin^2GOODS-ALMA1.1mm連続体調査で検出された6つの光学的に暗い銀河の特性を調べます。それらのどれもGOODS-Southフィールドの最も深いHバンドベースのCANDELSカタログにはH=28.16ABまでリストされていませんが、2つを明るい隣のものからブレンド解除し、$H$バンドを測定することができましたそれらのための変化。AGS4とAGS15にはそれぞれH=25.23、27.11ABがあることに注意してください。明るい光源に非常に接近しており（0.50インチ、0.27インチ）、非常にかすかになっているため、Hバンドカタログに含めることができませんでした。ALMAバンド4の6つの光源のうち5つを分光スキャンで追跡します。すべてが2mmの連続体で検出され、信号対雑音比は8より高くなっています。AGS4（\nu_{obs}=151.44GHz、S/N=8.58）とAGS17（\nu_{obs}=154.78GHz、S/N=10.23）で1本の輝線が検出され、両方のケースで解釈されます。これは、それぞれz^{AGS4}_{spec}=3.556およびz^{AGS4}_{spec}=3.467のCO（6-5）線によるものです。これらの赤方偏移は、紫外から近赤外のスペクトルエネルギー分布（SED）に由来する測光赤方偏移の確率分布と、これらの赤方偏移での銀河の典型的なダスト温度の遠赤外線SEDの両方に一致します。光学的に暗い銀河の約70％（銀河の4/6）がz〜3.5の同じ密度の銀河に属しているという証拠を提示します。overdensity最も重いもの、AGS24（M_{\star}=10^{11.32^{+0.02}_{-0.19}}M_{\odot}）は、アクティブな銀河核（AGN）を持たない最も巨大な銀河です。GOODS-ALMAフィールドの$z$\、>\、3。それは銀河表面密度のピークのまさに中心にあり、周囲の高密度がビリアル化の過程におけるプロトクラスターであり、AGS24が将来の最も明るいクラスター銀河（BCG）の前駆体候補であることを示唆しています。
| Title |
Returning_radiation_in_strong_gravity_around_black_holes:_Reverberation_from_the_accretion_disc |
| Authors |
D.R._Wilkins,_J.A._Garc\'ia,_T._Dauser_and_A.C._Fabian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08083 |
一般相対論的光線追跡と放射伝達計算を使用して、ブラックホール周辺の強い重力場で降着円盤に戻る反射X線放射を調べます。ディスクの内部領域がコロナに照らされたときに生成される反射されたX線は、強い重力光の曲げを受け、反射した放射の最大47％が急速に回転するブラックホールの周りのディスクに戻されます。コロナのスケールの高さによって異なります。鉄のKラインは、連続体に対して25％強化され、コンプトンのこぶは最大3倍に増加します。一次反射と二次反射の間の追加の光の移動時間により、鉄のKバンドで測定された残響タイムラグが49％増加し、軟X線ラグは25％増加し、コンプトンこぶの応答時間は60％増加します。X線の残響ラグの測定サンプルは、強い重力で降着円盤に戻るX線と一致していることが示されています。ブラックホールを調査するために残響観測を解釈するには、戻ってくる放射の影響を理解することが重要です。ディスクに戻る反射X線は、内側のディスクからコンプトン散乱されたブルーシフトされた戻り鉄Kライン光子によって一意に識別でき、次のX線で検出可能な3.5-4.5keVのエネルギー範囲で過剰な遅延放出を生成します強いフィールド限界における一般相対性理論のユニークなテストを表す観測所。
Circumbinary Diskの長寿命偏心モード
流体力学シミュレーションは、バイナリが円形の場合でも、円周ディスクが偏心していることを示しています。ここでは、定常状態で、ディスクの偏心がディスクの寿命の長いフリーモードとして動作することを示します。その結果、摂動された圧力支持ディスクの単純な線形理論によって、ディスクの歳差運動速度と偏心プロファイルの両方を計算できます。線形理論を定式化して解くと、（i）驚くべきことに、四重極が圧力に対して非常に弱い場合でも、歳差運動率は、バイナリの四重極によっておおよそ決定されます。（ii）離心率プロファイルは、ディスクの内縁付近で最大であり、指数関数的に外側に下がります。（iii）線形理論の結果は、シミュレーションで得られた結果と確かに一致します。円周ディスクの偏心モードの発達を理解することは、偏心、角運動量、およびバイナリーとガスの間の質量の長期（永年）交換を理解するための重要な最初のステップです。潜在的なアプリケーションには、バイナリ候補の周りのディスクにおける特徴的な運動学的シグネチャの検索、および長い時間スケールにわたる降着によって引き起こされる降着の変調が含まれます。
| Title |
Monte-Carlo_neutrino_transport_in_neutron_star_merger_simulations |
| Authors |
Francois_Foucart,_Matthew_D._Duez,_Francois_Hebert,_Lawrence_E._Kidder,_Harald_P._Pfeiffer,_Mark_A._Scheel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08089 |
中性子星連星の合流からの重力波と電磁信号は、高密度物質の特性、重元素の形成、高エネルギー天体物理学に関する貴重な情報を提供します。これらのシステムの観測を十分に活用するには、これらの合併で拘束されない問題の特性について信頼できる予測を提供する数値シミュレーションが必要です。現在のシミュレーションの重要な制限は、数値解法が増加しても輸送方程式の解に収束せず、したがって定量化できないエラーがあるニュートリノ輸送の近似法の使用です。ここでは、モンテカルロ法を使用して輸送方程式を直接解く連星中性子星合体の最初のシミュレーションについて報告します。計算ノイズの少ないモンテカルロトランスポートがサンプリングノイズの悪影響なしに実装できることを示します。モンテカルロ輸送を、最大5ミリ秒までの不等質量中性子星連星合体に適用し、物質の特性とニュートリノ流出について報告します。最後に、結果を最良の近似M1輸送スキームの出力と比較します。ニュートリノエネルギースペクトルを注意深く近似するM1スキームは、噴出物の組成と速度に約10％の不確実性をもたらし、約20であることを示します。電子（反）ニュートリノの光度とエネルギーの不確実性（％）。M1とモンテカルロの結果の間に見られる最も重要な不一致は、重レプトンニュートリノの光度の2倍の違いです。
NGC 2770：相互作用により超新星発生率が高い
| Title |
NGC_2770:_high_supernova_rate_due_to_interaction |
| Authors |
Micha{\l}_J._Micha{\l}owski,_Christina_Th\"one,_Antonio_de_Ugarte_Postigo,_Jens_Hjorth,_Aleksandra_Lesniewska,_Natalia_Gotkiewicz,_Wojciech_Dimitrov,_Maciej_P._Koprowski,_Peter_Kamphuis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08091 |
多くのコア崩壊超新星（SN）爆発をホストした銀河は、大規模な星の形成に必要な条件を研究するために使用できます。NGC2770は、SNファクトリと呼ばれました。これは、20年間で4つのコア崩壊SNe（3つのタイプIbと1つのタイプIIn）をホストしていたためです。その星形成率（SFR）は向上しないと報告されているため、そのような高いSN率と互換性がありません。NGC2770の高いSN率を説明することを目的としています。NGC2770にはアーカイブHIラインデータを使用し、Halphaおよび光連続体データを再解釈しました。連続体ベースのSFRインジケータは高い値を生成しませんが、ダスト補正されたHalpha光度は、高いSNレートと一致する高いSFRを意味します。連続体指標は10Myrのオーダーのタイムスケールをトレースするラインインジケーターとは異なり、連続体指標は100Myrのオーダーの長いタイムスケールをトレースするため、SFR推定量間のこのような相違は最近の星形成活動の指標です。したがって、他の銀河と比較したNGC2770のユニークな特徴は、SFRの強化後にごく最近観察されたという事実です。また、1等以上のE（B-V）という高いダスト消光率を持っています。NGC2770のSFRの増加は、その伴銀河との相互作用によるものであるという仮説をサポートします。NGC2770とその最も近いコンパニオン間のHIブリッジと、100kpc内に合計4つのコンパニオン（1つは初めて識別された）の存在を報告します。ガンマ線バースト（GRB）のホストや広域SNeタイプIc（IcBL）で検出された濃度など、NGC2770のSNeの位置に近い明確なHI濃度はありません。これは、タイプIbSNeの前駆細胞が、GRBおよびIcBLSN前駆細胞で示唆されたように、最近付着した原子ガスから生まれていないことを示唆しています。
高質量X線連星の変動吸収を評価するためのツールとしてのカラー-カラー図
高質量X線連星は、コンパクトオブジェクトからの放出をバックライトとして使用して、構造化された恒星風の可変吸収を評価することにより、超大質量伴星の風の構造を理解できると期待しています。視線に沿った風は、数分以下のタイムスケールで変化する可能性があります。しかしながら、そのような短いタイムスケールは、現在の世代のX線望遠鏡によるX線分光法による吸収の直接測定には利用できません。このホワイトペーパーでは、高質量X線バイナリシステムを付加する風の可変吸収を評価するためのカラーカラーダイアグラムの有用性を示します。高質量X線バイナリのスペクトル形状を説明するために部分被覆モデルを採用し、さまざまな吸収体の影響と色と色の軌跡の形状に対するそれらの変動性を評価します。吸収体のイオン化を考慮すること、特に吸収深度に伴うイオン化の変動を考慮することは、観測された動作をうまく説明するために重要であることを示します。
ALP、Dark Photon、Sterile Neutrino Dark Matterに関するTHESEUSの洞察
| Title |
THESEUS_Insights_into_ALP,_Dark_Photon_and_Sterile_Neutrino_Dark_Matter |
| Authors |
Charles_Thorpe-Morgan,_Denys_Malyshev,_Andrea_Santangelo,_Josef_Jochum,_Barbara_J\"ager,_Manami_Sasaki,_Sara_Saeedi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08306 |
一連のシミュレートされた観察を通じて、keV-MeVエネルギー範囲の崩壊する暗黒物質（DM）からの特徴的な信号を検出するための次のTHESEUSミッションに搭載された機器の機能を調査します。私たちは、アキシオンのような粒子、暗い光子、無菌ニュートリノDM候補をホストする3つのよく研究された標準モデル拡張に研究を集中させます。THESEUSのXおよびGammaImagingSpectrometer（XGIS）装置の感度により、考慮されたDMモデルに応じてゼロレベルを想定し、暗黒物質パラメーターに対する既存の制約を最大約300倍改善できることを示します。体系的な不確実性の。また、最小レベルの系統的不確実性が1％の場合でも、潜在的な制約が1〜2桁低下する可能性があることを示しています。それでもなお、THESEUSによって課せられた制約は、既存の制約よりも大幅に改善され、eXTPやAthenaなどの今後のミッションの制約を十分に補完することになると主張します。最終的に、THESEUSおよび将来のミッションによって課される制限により、減衰するDMモデルのパラメータースペースの堅牢で完全なカバレッジが確保され、暗黒物質の検出または関連する制限の大幅な改善が可能になります。
量子フィルターキャビティの最適な離調
| Title |
Optimal_detuning_for_quantum_filter_cavities |
| Authors |
Chris_Whittle,_Kentaro_Komori,_Dhruva_Ganapathy,_Lee_McCuller,_Lisa_Barsotti,_Nergis_Mavalvala,_Matthew_Evans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08086 |
真空量子変動は重力波干渉計の感度に根本的な制限を課します。重力波干渉計は、これまでに構築された中で最も感度の高い精密測定デバイスのひとつです。従来の圧搾真空を注入すると、一方の直交における量子ノイズが減少しますが、他方の直交におけるノイズは増加します。このアプローチにより、3回目の観測（O3）中のAdvancedLIGOおよびAdvancedVirgo干渉計の感度が向上しましたが、将来のアームパワーおよびスクイーズレベルの向上により、放射圧力ノイズが前面に現れます。周波数に依存するスクイーズ用のフィルターキャビティを設置すると、この放射圧ノイズを軽減することで、量子ノイズを広帯域で低減できます。これは、現在考えられている将来のすべての重力波検出器に対して計画されているベースラインアプローチです。フィルターキャビティの設計と操作には、干渉計のオプトメカニクスと、絞り込みの劣化プロセスを慎重に検討する必要があります。このペーパーでは、詳細な分析を行って、フィルターキャビティの最適な動作点を決定します。数値ツールと一緒にモデルを使用して、高度なLIGO検出器の次の"A+"アップグレードに取り付けられるフィルターキャビティの影響を調査します。
積分フィールドユニット分光法観測への機械学習アプローチ：I. HII領域の運動学
| Title |
Machine_Learning_Approach_to_Integral_Field_Unit_Spectroscopy_Observations:_I._HII_Region_Kinematics |
| Authors |
Carter_L._Rhea,_Laurie_Rousseau-Nepton,_Simon_Prunet,_Julie_Hlavacek-larrondo,_Sebastien_Fabbro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08093 |
SITELLEは、印象的な空間（11x11arcmin）、スペクトルカバレッジ、およびスペクトル分解能（R=1-20000）を備えた新しい積分フィールドユニット分光装置です。SIGNALSは、40の銀河の詳細な観測（3.6x10-17ergss-1cm-2まで）を取得することが期待されており、それぞれがスペクトル情報を抽出するために複雑で相当な時間を必要とします。シグナル大プログラムの一部としてSITELLEで取得した光スペクトルの輝線パラメーターを推定するために、畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を使用する方法を紹介します。私たちのアルゴリズムは、メキシコのミリオンモデルデータベース（3MdB）BONDシミュレーションに基づいて、HII領域の典型的な発光スペクトルを表す合成データでトレーニングおよびテストされています。ネットワークの活性化マップは、SN3の5つの輝線（H{\alpha}、N[II]ダブレット、S[II]ダブレットなど）のセットから動的（広がりと速度）パラメータを抽出する能力を示しています（651-685nm）SITELLEのフィルター。トレーニングが完了すると、アルゴリズムはM33の南西フィールドの1つのSIGNALSプログラムの実際のSITELLE観測でテストされました。CNNは、H{\alpha}ライン上でS/N比が15より大きい領域で、動的パラメーターを5kms-1より優れた精度で回復します。さらに重要なことには、CNNの方法は、標準のフィッティング手順と比較して、ネイティブな空間解像度でスペクトルキューブの計算時間を1桁以上削減します。これらの結果は、将来のIFUベースのミッションで使用するための機械学習アルゴリズムの能力を明確に示しています。後続の作業では、主要な輝線のフラックスなど、他のスペクトルパラメーターへの方法論の適用性を検討します。
重力波周波数での振幅フィルター空洞のデモンストレーション
| Title |
Demonstration_of_an_amplitude_filter_cavity_at_gravitational-wave_frequencies |
| Authors |
Kentaro_Komori,_Dhruva_Ganapathy,_Chris_Whittle,_Lee_McCuller,_Lisa_Barsotti,_Nergis_Mavalvala,_Matthew_Evans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08094 |
量子真空の変動は、重力波検出器などの光学測定の精度を根本的に制限します。従来の圧搾真空の注入は、読み出し直交における量子ノイズを低減するために使用できますが、この低減は、直交直交におけるノイズの増加を犠牲にして行われます。量子放射圧力ノイズ（QRPN）によって課される限界に近い検出器の場合、両方の直交成分が測定に影響を与え、従来のスクイーズの利点は限られています。このホワイトペーパーでは、高周波数での有益なスクイーズを維持しながら、90Hz以下の周波数でアンチスクイーズを低減するために臨界結合16m光キャビティを使用する方法を示します。これは振幅フィルターキャビティと呼ばれ、低周波数での検出器の感度低下を防ぐのに役立ちます。キャビティからの減衰は、後方散乱を軽減するなどの技術的な利点も提供します。
枯渇したポストAGBバイナリでのディスクとバイナリの相互作用
| Title |
Disc-binary_interactions_in_depleted_post-AGB_binaries |
| Authors |
Glenn-Michael_Oomen,_Onno_Pols,_Hans_Van_Winckel,_Gijs_Nelemans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08097 |
二元後漸近巨大枝（ポストAGB）の星の軌道周期は、偏心軌道で100〜2500日の範囲です。それらは、周囲のほこりっぽいディスクに囲まれています。これらは、制約のないバイナリ相互作用プロセスの直接の結果です。それらの観測された軌道特性はモデル予測に対応していません：周期も高偏心も予期されていません。私たちの目標は、枯渇と呼ばれる化学異常を同時に説明しながら、AGB後のフェーズでのバイナリとその周囲のディスク間の相互作用がそれらの偏心軌道をもたらす可能性があるかどうかを調査することです。このホワイトペーパーでは、軌道、光度、化学物質が十分に制限された3つのバイナリ（EPLyr、RUCen、HD46703）を選択しました。MESAコードを使用してポストAGBモデルを進化させ、金属に乏しいガスの付着も含めました。これにより、星の進化を抑制し、モデルの軌道特性に対する円周円盤の影響を調べることができます。バイナリキャビティ内のガスによって生成されるトルクの影響と、リンドブラッド共鳴が軌道に及ぼす影響を調査し、平衡潮汐モデルに続く潮汐相互作用も含めます。私たちのモデルのどれも、サンプル内のバイナリの高軌道離心率を説明できないことがわかりました。降着トルクは2進軌道に大きな影響を与えませんが、リンドブラッド共鳴は偏心を最大$e\約0.2$までポンピングできます。離心率が高くなると、潮汐の相互作用が強くなりすぎて、観測された高い離心率を再現できなくなります。ただし、潮汐が無効であると想定した場合でも、モデルの離心率は$\約0.25$を超えません。我々は、ディスクとバイナリの相互作用に関する知識がまだ不完全であるか、またはバイナリが偏心軌道に強い相互作用のフェーズを残したに違いないと結論付けます。
埋め込みディスクの温度構造：おうし座の若いディスクは暖かい
| Title |
Temperature_structures_of_embedded_disks:_young_disks_in_Taurus_are_warm |
| Authors |
Merel_L.R._van_'t_Hoff,_Daniel_Harsono,_John_J._Tobin,_Arthur_D._Bosman,_Ewine_F._van_Dishoeck,_Jes_K._J{\o}rgensen,_Anna_Miotello,_Nadia_M._Murillo,_and_Catherine_Walsh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08106 |
若い星の周りの円盤内のガスと氷の化学組成は、惑星のバルク組成を設定します。原始惑星系ディスク（クラスII）とは対照的に、L1527IRSで観測的に確認されているように、出生エンベロープ（クラス0およびI）にまだ埋め込まれている若いディスクは、COがフリーズするには暖かすぎると予測されます。若いディスクがより進化した対応ディスクよりも一般的に暖かいかどうかを確認するために、C$^{17}$をターゲットとするAtacamaラージミリ/サブミリアレイ（ALMA）を搭載したおうし座で5つの若い（クラス0/IおよびクラスI）ディスクを観察しましたO$2-1$、H$_2$CO$3_{1,2}-2_{1,1}$、HDO$3_{1,2}-2_{2,1}$およびCH$_3$OH$5$0.48^{\prime\prime}\times0.31^{\prime\prime}$解像度での_K-4_K$遷移。これらの種の異なる凍結温度により、地球全体の温度構造を導き出すことができます。C$^{17}$OとH$_2$COがすべてのディスクで検出され、内部の$\sim$100auでCOの凍結の兆候はなく、COの存在量は$\sim$10$^に近い-4}ドル。H$_2$COの放出は、IRAS〜04302+2247で特に美しいV字型の放出パターンが示すように、2つのエッジオンディスクの表面層から発生します。HDOとCH$_3$OHは検出されず、カラム密度の上限はホットコアの100分の1未満です。したがって、若いディスクは、ソーラーアナログの周りの進化した原始惑星系ディスクよりも暖かく、COフリーズアウト（または$\gtrsim$100auディスクの最も外側の部分のみ）またはCO処理がないことがわかります。ただし、それらは、バーストしているソースの周りの高温のコアやディスクほど暖かくはないため、複雑な分子の大きな気相リザーバーはありません。
Daniel K. Inouye太陽望遠鏡の重要な科学計画（DKIST）
| Title |
Critical_Science_Plan_for_the_Daniel_K._Inouye_Solar_Telescope_(DKIST) |
| Authors |
Mark_P._Rast,_Nazaret_Bello_Gonz\'alez,_Luis_Bellot_Rubio,_Wenda_Cao,_Gianna_Cauzzi,_Edward_DeLuca,_Bart_De_Pontieu,_Lyndsay_Fletcher,_Sarah_E._Gibson,_Philip_G._Judge,_Yukio_Katsukawa,_Maria_D._Kazachenko,_Elena_Khomenko,_Enrico_Landi,_Valentin_Mart\'inez_Pillet,_Gordon_J.D._Petrie,_Jiong_Qiu,_Laurel_A._Rachmeler,_Matthias_Rempel,_Wolfgang_Schmidt,_Eamon_Scullion,_Xudong_Sun,_Brian_T._Welsch,_Vincenzo_Andretta,_Thomas_R._Ayres,_Istvan_Ballai,_K.S._Balasubramaniam,_Thomas_E._Berger,_Stephen_J._Bradshaw,_Mats_Carlsson,_Roberto_Casini,_Rebecca_Centeno,_Steven_R._Cranmer,_Craig_DeForest,_Yuanyong_Deng,_Viktor_Fedun,_Catherine_E._Fischer,_Sergio_J._Gonz\'alez_Manrique,_Michael_Hahn,_Louise_Harra,_Vasco_M.J._Henriques,_Neal_E._Hurlburt,_Sarah_Jaeggli,_Rekha_Jain,_Stuart_M._Jefferies,_Adam_F._Kowalski,_Christoph_Kuckein,_Jeffrey_R._Kuhn,_Jiajia_Liu,_Wei_Liu,_Dana_Longcope,_R.T._James_McAteer,_Scott_W._McIntosh,_David_E._McKenzie,_Richard_J._Morton,_Karin_Muglach,_Mari_Paz_Miralles,_Navdeep_K._Panesar,_Susanna_Parenti,_Clare_E._Parnell,_Bala_Poduval,_Kevin_P._Reardon,_Jeffrey_W._Reep,_Yoshinori_Suematsu,_Thomas_A._Schad,_Donald_Schmit,_Hector_Socas-Navarro,_Abhishek_K._Srivastava,_Lucas_A._Tarr,_Sanjiv_Tiwari,_Alexandra_Tritschler,_Gary_Verth,_Angelos_Vourlidas,_Haimin_Wang,_Yi-Ming_Wang_(for_the_NSO,_DKIST_project,_and_DKIST_instrument_scientists,_the_DKIST_Science_Working_Group,_the_DKIST_Critical_Science_Plan_Community) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08203 |
ダニエルK.イノウエ太陽望遠鏡（DKIST）は、太陽とその大気の構造とダイナミクスを制御する基本的な物理プロセスを測定、理解、モデル化する当社の能力に革命をもたらします。2020年1月29日に一般公開されたファーストライトDKIST画像は、5つの施設機器の完全な試運転に伴う並外れた機能をほのめかしています。このクリティカルサイエンスプラン（CSP）を使用して、これらの機能によって実現できる機能のいくつかを予測し、DanielK.Inouye太陽望遠鏡が運用開始に近づいたときに従事したいと考えている科学的追求のスナップショットを提供します。この作業は、DKISTサイエンスワーキンググループ（SWG）とCSPコミュニティのメンバーの貢献を組み合わせて、彼らの経験、計画、知識、夢を寛大に共有しました。議論は主に、DKISTが独自に貢献する問題に焦点を当てています。
銀河系の新しい移行Wolf-Rayet WN / Cスター
| Title |
A_New_Transition_Wolf-Rayet_WN/C_Star_in_the_Milky_Way |
| Authors |
Wei_Zhang,_Helge_Todt,_Hong_Wu,_Jianrong_Shi,_Chih-Hao_Hsia,_Yuzhong_Wu,_Chaojian_Wu,_Yongheng_Zhao,_Tianmeng_Zhang,_Yonghui_Hou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08205 |
Galaxyで新しい遷移型Wolf-Rayet（WR）WN/Cスターの発見を報告します。その座標（RA、12月）J2000=18h51m39.7s、-05d34m51.1s、および2番目のガイアから推定された距離（地球から7.11kpc）によると、データリリースでは、WR121-16が遠い3kpcアーム。銀河センターから3.75kpc離れています。中国の興隆天文台にあるラージスカイエリアマルチオブジェクトファイバー分光望遠鏡（LAMOST）と2.16m望遠鏡によって取得された光学スペクトルは、これが過渡的なWN7o/WCサブタイプのWRスターであることを示しています。現在の恒星質量約7.1M_solar、質量損失率M_dot=10^（-4.97）M_solar/yr、ボロメータ光度logL/L_solar=4.88、恒星温度T_*=47kKが導出されます、観測されたスペクトルを特定のポツダムウルフ-レイエット（PoWR）モデルに適合させることによって。Vバンドの光度は13.95から14.14等の間で変化しますが、周期は見つかりません。光学スペクトル、時間領域データ、およびGaiaデータの天文解析の指標に基づくと、WR121-16は、WN+WCバイナリではなく、過渡的なWN/C単一星である可能性があります。
ヘリカルキンク不安定プロミネンスから失敗した噴火の多波長観測
| Title |
Multi-wavelength_Observation_of_a_Failed_Eruption_from_a_Helical_Kink-unstable_Prominence |
| Authors |
Haiqing_Xu,_Jiangtao_Su,_Jie_Chen,_Guiping_Ruan,_Arun_Kumar_Awasthi,_Hongqi_Zhang,_Mei_Zhang,_Kaifan_Ji,_Yuzong_Zhang_and_Jiajia_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08299 |
顕著な噴火の多波長観測は、噴火の引き金となる進化のプロセスの物理的メカニズムを明らかにする機会を提供します。この論文では、H{\alpha}、EUV、X線の波長で記録された2012年10月14日の噴火の卓越性を調査しました。噴火の過程は、らせん状の磁気構造の存在に関する証拠を与え、ねじれが身もだえに変わっていることを示しています。推定されるねじれは約6{\pi}（3ターン）で、ねじれの不安定性のしきい値を超えています。その後、上昇しているプラズマは228kms-1と推定される高速に達し、続いて2715ms-2で突然の急速な加速が起こり、太陽と同期しています。共空間カスプ型構造がAIA131{\AA}と94{\AA}の両方の画像で観察され、磁気リコネクションの場所を示しています。噴火したフラックスロープは、最終的に最大値391ms-2の減速を受けました。これは、太陽の自由落下加速度（273ms-2）よりもさらに大きく、おそらく噴火が失敗したことを示唆しています。内向きの磁気張力。
γ-Cas星のTESS光度曲線
γ-Cas星は、異常に硬くて明るいX線の放出を示すBe星のサブグループを構成します。追加の特殊性を求めて、15個のγ-CasアナログのTESS光度曲線を分析しました。それらのピリオドグラムは、広い周波数グループおよび/または狭い孤立したピークを表示します。多くの場合、赤いノイズの上に重ねられます。検出された信号は低周波数で表示され、5/dを超える有意な信号はほとんどありません（そしてすべての信号が微弱です）。信号の振幅、および場合によっては周波数の内容は、バーストイベントがない場合でも、時間とともに変化します。それらの光学的測光変動性に基づいて、γ-Cas星は特有の振る舞いを示さないため、一般にBe星に似ています。
LMCからの162個の偏心食連星の最初のアプシダル運動と光度曲線分析
| Title |
First_apsidal_motion_and_light_curve_analysis_of_162_eccentric_eclipsing_binaries_from_LMC |
| Authors |
P._Zasche,_M._Wolf,_H._Ku\v{c}\'akov\'a,_J._K\'ara,_J._Merc,_M._Zejda,_M._Skarka,_J._Jan\'ik,_P._Kurf\"urst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08362 |
LMC銀河にある162の初期型バイナリシステムの広範な研究を示します。これらのシステムは、アプシダル運動を示し、これまでに研究されたことはありません。十分なシステムに対して、初めてライトカーブとアプシダルモーションモデリングを実行しました。これらのシステムの軌道周期の中央値は2.2日であり、典型的な無振動運動の周期は数十年のオーダーであると導き出されました。2つの記録破りのシステムを特定しました。最初のOGLELMC-ECL-22613は、主要なシーケンスコンポーネント（6.6年）を備えたシステムの中で、既知の最も短いアプシダルモーション周期を示しています。軌道周期が23年の第3の成分が含まれています。2番目のOGLELMC-ECL-17226は、既知の最短の軌道周期（0.9879日）と非常に速い無振動運動周期（11年）を持つ偏心システムです。調査したシステムの中で、36個の新しいトリプルスター候補が、追加の期間変動に基づいて特定されました。これは、調査されたすべてのシステムの20％以上を占めています。これは、Galaxyの倍数の統計と一致しています。ただし、私たちの検出方法、データカバレッジ、および日食の個々の時間の制限された精度のために、この割合はLMCのこれらの初期タイプの星の下限としてのみ考慮されるべきです。
ベンチマークスター、ベンチマークスペクトログラフ：ガイアベンチマークスターのESPRESSO、PEPSI、HARPSデータの詳細な分光学的比較
| Title |
Benchmark_stars,_benchmark_spectrographs:_Detailed_spectroscopic_comparison_of_ESPRESSO,_PEPSI,_and_HARPS_data_for_Gaia_benchmark_stars |
| Authors |
V._Adibekyan,_S._G._Sousa,_N._C._Santos,_P._Figueira,_C._Allende_Prieto,_E._Delgado_Mena,_J._I._Gonzaalez_Hernaandez,_P._de_Laverny,_A._Recio-Blanco,_T._L._Campante,_M._Tsantaki,_A._A._Hakobyan,_M._Oshagh,_J._P._Faria,_M._Bergemann,_G._Israelian,_and_T._Boule |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08371 |
Gaiaベンチマークスターは、さまざまな分光測量のキャリブレーションスターとして選択されます。したがって、これらの星の非常に高品質で均質な分光データが必要です。34のガイアベンチマーク星のうち30の超高解像度ESPRESSOスペクトルを収集し、公開しました。さまざまな高解像度および超高解像度の分光器で得られる結果の一貫性を定量化します。また、ESPRESSOのさまざまなスペクトル削減製品を使用した場合の最終的な分光結果への影響を包括的に調査しました。ESPRESSO、PEPSI、およびHARPSスペクトログラフで取得した超高解像度および高解像度のスペクトルを使用して、スペクトル線の特性（線の深さ、線の幅、およびEW）を測定し、11個のガイアベンチマーク星のサブセットの恒星パラメーターと存在量を決定しました。スペクトル線パラメーターの自動測定にはARESコードを使用しました。私たちの測定結果は、ESPRESSOスペクトルの隣接する2Dエシェル次数から測定された同じ個々のスペクトル線が、線の深さと線幅でわずかに異なることを示しています。スペクトル線の長いリストを検討すると、2Dおよび1D（最終的なスペクトル積）ESPRESSOスペクトルに基づくEW測定は非常によく一致します。ESPRESSO、PEPSI、およびHARPSスペクトルに基づくEWスペクトル線測定も数パーセント以内で一致します。ただし、ESPRESSOスペクトルでは、PEPSIおよびHARPSよりも線が深く表示されることに注意してください。いくつかの利用可能なスペクトルを組み合わせることによって各スペクトログラフから導出された恒星パラメータは、全体的によく一致しています。ESPRESSO、PEPSI、およびHARPS分光器は、恒星分光法のほとんどの科学のケースで十分に一貫性のある分光結果を提供できると結論付けています。ただし、3つのスペクトログラフのパフォーマンスに小さな特定の重要な違いがあることを発見しました。これらの違いは、特定の科学のケースにとって重要な場合があります。
原始惑星系円盤の輝度分布の時間変動に関する干渉計研究
| Title |
Interferometric_study_on_the_temporal_variability_of_the_brightness_distributions_of_protoplanetary_disks |
| Authors |
J._Kobus,_S._Wolf,_T._Ratzka,_R._Brunngr\"aber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08374 |
マルチエポック観測により、プリメインシーケンススターやその環境の変動性が明らかになりました。さらに、惑星とディスクの相互作用に起因する中心星の周りの軌道運動の構造は、原始惑星系円盤の輝度分布に時間的変動を引き起こすと予測されています。ESOアーカイブは、超大型望遠鏡干渉計（VLTI）で20年近くにわたって繰り返し観測された結果、原始惑星系円盤内の潜在的な惑星形成領域の高解像度マルチエポック近赤外線および中赤外線観測を含む宝箱になりました。既存のマルチエポック観測が原始惑星系円盤の最も内側のいくつかの天文単位の輝度分布の変動性の証拠を提供するかどうかを調査し、検出された変動を定量化することを目的としています。68のプリメインシーケンススターのVLTI機器PIONIER、AMBER、MIDIで得られたマルチエポック観測に基づいて、時間変動の証拠を検索するさまざまなアプローチを紹介します。サンプル内の9つのオブジェクトについて、等しいベースラインを使用して取得されたマルチエポックデータが利用可能であり、時間的に変化する輝度分布による可視性の変動を直接検出できます。HD50138、DXCha、HD142527、V856Sco、HD163296、およびRCrAのPIONIERおよび/またはAMBERを使用して、さまざまなエポックで得られた近赤外線のビジビリティに大きな変動が見られました。測定された二乗可視性に対するベースラインの小さな変動の影響を推定することにより、別の12個のプリメインシーケンススターのデータを比較できます。これにより、1つの追加オブジェクトAKScoの輝度分布の時間的変動の証拠が見つかります。2つのバイナリDXChaとAKScoに加えて、HD50138とV856Scoも、輝度分布の非対称構造の変動によって引き起こされる変動の兆候を示しています。
ニュートリノ磁気モーメントと大きな余分な次元による中間質量の星の進化における青いループの排除
| Title |
Elimination_of_the_Blue_Loops_in_the_Evolution_of_Intermediate-mass_Stars_by_the_Neutrino_Magnetic_Moment_and_Large_Extra_Dimensions |
| Authors |
Kanji_Mori,_A._Baha_Balantekin,_Toshitaka_Kajino,_Michael_A._Famiano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08393 |
標準モデルの物理を超えて検索する場合、星は地上実験を補完する実験室です。素粒子物理学の標準モデルの質量のないニュートリノは磁気モーメントを持つことはできませんが、大規模なニュートリノは標準モデルの最小拡張で有限の磁気モーメントを持ちます。大きな余分な次元は、階層問題の可能な解決策です。これらは両方とも、それぞれ電磁相互作用と追加の次元への放射を介して恒星の内部に追加のエネルギー損失チャネルを提供し、したがって恒星の進化に影響を与えます。このような追加のエネルギー損失を伴う恒星の進化のシミュレーションを実行すると、中間質量の星の進化で青いループがなくなることがわかります。セファイド星の存在は、ニュートリノ磁気モーメントと大きな余分な次元を制約するために使用できます。セファイドが存在するためには、ニュートリノの磁気モーメントは〜2x10^{-10}から4x10^{-11}mu_Bの範囲より小さくなければなりません。ここで、mu_Bはボーア磁子であり、（4+2）-時空は、^{12}C（alpha、gamma）^{16}O反応の速度に応じて、2〜5TeVより大きくする必要があります。基本的なスケールは、金属性にも強く依存します。磁気モーメントのこの値は、原子炉実験で調査された範囲内ですが、球状星団から推定される限界よりも高くなっています。同様に、私たちが制約する基本的なスケール値は、ねじりバランス実験で探索されたものに匹敵するコンパクト化された次元のサイズに対応しますが、コライダー実験および低質量星から推定される制限よりも小さいです。
M型AGBスターEP Aquarii Iの星周環境の詳細図。高解像度のALMAおよびSPHERE観測
| Title |
A_detailed_view_on_the_circumstellar_environment_of_the_M-type_AGB_star_EP_Aquarii_I._High-resolution_ALMA_and_SPHERE_observations |
| Authors |
Ward_Homan,_Emily_Cannon,_Miguel_Montarg\`es,_Anita_M._S._Richards,_Tom_J._Millar,_Leen_Decin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08394 |
クールな進化した星は、その密でほこりっぽい恒星風による星間物質の富化に大きく貢献していることが知られています。これらの流出の高解像度観察は、それらが高度の形態学的複雑さを持っていることを示しました。バンド6にALMAがあり、4つのフィルターにVLT/SPHERE/ZIMPOLが表示されている、漸近巨大分岐（AGB）スターEPAquariiを観察しました。両方の装置の角度分解能は0.025インチでした。これらは、EPAquariiの低解像度2016ALMA分析のフォローアップ観察であり、その風はほぼ真正面から双円錐形の流出を伴う、ほぼ正面を向く螺旋状の赤道密度の増強を持っていることが明らかになりました。スパイラルの基部では、SiOの放出により、連続体の輝度ピークの西に約0.4インチのところに明確な放出ボイドが現れました。新しいALMAデータは、内風をより適切に解決し、COで観測されたその形態が、流体力学的随伴によって引き起こされる摂動と一致していることを明らかにします。コンパニオンのUVフィールドによる光解離がSiOの放出ボイドの原因であると想定して、穴のサイズから仮のコンパニオンのスペクトル特性を推定しました。最も可能性の高いコンパニオン候補は、質量が0.65から0.8Msolの白色矮星であると結論付けますが、太陽のようなコンパニオンは確実に除外できませんでした。放射状のSiO放射は、周期的な低振幅の摂動を示します。それらは、AGBの風と他のはるかに近い低質量の伴侶との相互作用の結果である可能性があることを暫定的に提案します。偏光SPHERE/ZIMPOLデータは、半径0.1インチのAGBスターを取り巻く円形の信号を示しています...
AM Herculisのさまざまな降着モード：高降着状態での多波長観測からの手がかり
| Title |
The_various_accretion_modes_of_AM_Herculis:_Clues_from_multi-wavelength_observations_in_high_accretion_states |
| Authors |
A.D._Schwope,_H._Worpel,_I._Traulsen,_D._Sablowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08402 |
XMM-ニュートンとNuSTARのX線観測で、地上の測光と分光法でサポートされている極地のAMHerculisの観測結果を報告します。これらはすべて高降着状態で得られます。2005年、AMHerculisは通常の降着モードにあり、主降着ポールの自食を示していました。自食の間のX線放射は、軟X線放射を通じて2番目の極に割り当てられ、散乱には割り当てられませんでした。2015年、AMHerculisは逆モードになり、遠方降着地域で強いソフトブロビー降着が発生しました。ぼろぼろの降着地域は他の地域よりも明るく、継続的に降着していたため、メイン地域と呼ばれていました。メイン領域からの硬X線は、降着フットポイントの顕著な移動を示す自食を示さなかった。AMHerculisで、2物質間の吸収による軟X線消滅の拡張相が初めて観察されました。多数の個々のソフトフレアのスペクトルパラメータを取得できます。降着の反転モードでの同時NuSTAR観測により、白色矮星表面の主極からの放射のコンプトン反射の明確な証拠が明らかになりました。この図は、軌道全体にわたる6.4keVのFe共鳴線のトレースによってサポートされています。反射格子分光計（RGS）で観測された高度にイオン化された酸素線は、一時的に降着柱の下部にありましたが、暗示的な密度は予想とはかなり異なります。通常の降着モードでは、紫外線（UV）の位相依存変調は、主極での降着加熱スポットの投影効果で説明されます。反転モードでは、投影効果を認識できません。光の曲線は、UV放射の追加のソースと拡張されたUV吸収ディップを明らかにします。同時に取得されたハドップラーマップ（要約を要約）
GRAVITYの若い恒星天体調査III。 RY Lupのほこりっぽいディスク
| Title |
The_GRAVITY_young_stellar_object_survey_III._The_dusty_disk_of_RY_Lup |
| Authors |
GRAVITY_Collaboration:_Y.-I._Bouarour,_K._Perraut,_F._M\'enard,_W._Brandner,_A._Caratti_o_Garatti,_P.Caselli,_E._van_Dishoeck,_C._Dougados,_R._Garcia-Lopez,_R._Grellmann,_T._Henning,_L._Klarmann,_L.Labadie,_A._Natta,_J._Sanchez-Bermudez,_W.-F._Thi,_P.T._de_Zeeuw,_A._Amorim,_M._Baub\"ock,_M.Benisty,_J.-P._Berger,_Y._Clenet,_V._Coud\'e_du_Foresto,_G._Duvert,_A._Eckart,_F._Eisenhauer,_F._Eupen,_M.Filho,_F._Gao,_P._Garcia,_E._Gendron,_R._Genzel,_S._Gillessen,_A._Jim\'enez-Rosales,_L._Jocou,_S._Hippler_and_M._Horrobin,_Z._Hubert,_P._Kervella,_S._Lacour,_J.-B._Le_Bouquin,_P._L\'ena,_T._Ott,_T._Paumard,_G.Perrin,_O._Pfuhl,_G._Rousset,_S._Scheithauer,_J._Shangguan,_J._Stadler,_O._Straub,_C._Straubmeier,_E._Sturm,_F._H._Vincent,_S.D._von_Fellenberg,_and_F._Widmann,_M._Wiest |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08527 |
ESOアーカイブのPIONIERデータと、4つの8m望遠鏡で2017年6月に取得されたGRAVITYデータを使用します。パラメトリックディスクモデルと3D放射伝達コードMCFOSTを使用して、スペクトルエネルギー分布を再現し、干渉観測結果と一致させます。SEDと一致させるために、このモデルでは、以前に決定された値よりも高い、2.5Lsunの恒星の明度が必要です。このような高い値は、以前の研究では無視されてきた高度に傾斜した円盤によって引き起こされる星周囲の絶滅に対応するために必要です。高解像度分光法によって決定された4800Kの有効温度を使用しながら、2.29Rsunの恒星半径を導出します。これらの改訂された基本的なパラメーターは、利用可能な質量推定値と組み合わせると、RYループの年齢が0.5〜2.0Maになり、以前の測定よりもループス協会の年齢とよく一致します。私たちのディスクモデルは干渉のGRAVITYデータをうまく再現し、PIONIERのデータとよく一致しています。中心の星から0.12〜auの内側の縁の位置を導き出します。このモデルは、50度の内側ディスクの傾斜に対応します。これは、以前のSPHERE（NIRで70度）およびALMA（67$\pm$5度）画像からの傾斜した外側ディスクの以前の決定と穏やかな緊張状態ですが、ALMACOスペクトルからの傾斜の決定（55$\pm$5deg）。内側のディスクの傾斜を70度に上げると、より高い見通し内の消光につながるため、観測された光束レベルに一致させるには、より高い恒星の光度4.65Lsunが必要です。この光度は、3.13〜Rsunの恒星半径に変換され、2〜3〜Maの年齢と約2Msunの恒星質量になり、1.3-1.5Msunの観測された動的質量推定値と一致しません。批判的に、この高傾斜内部ディスクモデルは、重力で観測された可視性を再現することもできません。
ワイルの相対論的可能性：重力の存在下での量子物理学へのゲートウェイ？
重力と電気力学の間のよく知られている対応は、ランチョステンソル（ワイルテンソルのポテンシャル）の重要性を強調しています。これは、4次元の疑似リーマン空間で定式化された重力の計量理論の固有の構造要素です。しかし、この独創的な発見はほとんど見過ごされてきました。この重要な量を、特に選ばれた時空でその式を導き出すことによって解明し、それが実際に何を表しているのかを見つけようとします。さまざまな証拠によって確認されているように、ランチョスポテンシャルテンソルは重力場のポテンシャルを表していないことがわかります。むしろ、それは量子特性のさまざまなシグネチャで強化されており、重力の幾何学的な実施形態の中心部への新しい洞察を提供します。
恒星の境界を持つ高エネルギーガンマ線からのアキシオン様粒子に関するヒントの調整
| Title |
Reconciling_hints_on_axion-like-particles_from_high-energy_gamma_rays_with_stellar_bounds |
| Authors |
Gautham_Adamane_Pallathadka,_Francesca_Calore,_Pierluca_Carenza,_Maurizio_Giannotti,_Dieter_Horns,_Jhilik_Majumdar,_Alessandro_Mirizzi,_Andreas_Ringwald,_Anton_Sokolov,_Franziska_Stief |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08100 |
最近、2つの異なるグループによって、銀河パルサーおよび超新星残骸からのガンマ線で観測されたスペクトル変調は、大規模な銀河磁場における光子の超光軸粒子のような粒子（ALP）への変換が原因である可能性があると主張されています。必要な最適な光子-ALP結合を示していますが、観測からの制約と一致するように、$g_{a\gamma}\sim2\times10^{-10}$GeV${}^{-1}$ですこれは、真空での光子-ALP混合の場合、特にCAST太陽軸索限界から、球状星団でのヘリウム燃焼寿命から、およびSN1987Aと一致するガンマ線の非観測から、他の境界と矛盾しています。これらの異なる結果を調整するために、我々は物質の環境効果が高密度の天体物理プラズマでのALP生成を抑制し、以前の境界を緩和し、それらを低密度銀河系の光子-ALP変換と互換性を持つようにすることを提案します。この説明が正しければ、主張されているALP信号は、ALPSIIなどの次世代の実験室実験の範囲にあります。
太陽風の磁気変動におけるテイラー尺度と相関尺度に対する太陽活動の影響
| Title |
Effects_of_Solar_Activity_on_Taylor_Scale_and_Correlation_Scale_in_Solar_Wind_Magnetic_Fluctuations |
| Authors |
G._Zhou,_H.-Q._He,_and_W._Wan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08542 |
相関スケールとテイラースケールは、高度なコンポジションエクスプローラー（ACE）、2001年から2017年までの期間の風およびクラスター宇宙船データを使用して、2点の単一時間相関関数からの惑星間磁場変動について評価されます。太陽サイクル全体。相関スケールとテイラースケールをそれぞれ黒点数と比較して、プラズマ乱流の構造に対する太陽活動の影響を調べます。私たちの研究は、太陽黒点数の増加に伴ってテイラースケールが増加することを示しています。これは、テイラースケールがエネルギーカスケードレートと正の相関があり、太陽黒点数とテイラースケールの間の相関係数が0.92であることを示しています。ただし、これらの結果は、流体力学的散逸理論における従来の知識と一致していません。考えられる説明の1つは、太陽風では、散逸範囲の近くの空間スケールで流体近似が失敗することです。したがって、伝統的な流体力学的乱流理論は、太陽風乱流の物理的性質を、特に運動散逸スケールに近い空間スケールで記述するには不完全です。
マルチフィールド確率的アプローチを使用して、バリオン数またはレプトン数、またはおそらく暗いバリオン数または3つの組み合わせ。CP不変のラグランジアンであっても、一般的にインフレVEVの確率分布はCPを自発的に破壊し、Affleck-Dineメカニズムによるバリオジェネシスの成功を可能にします。インフレ中のハッブルスケール$H_\ast$が$10^{13}$GeVと高い場合、確率的初期条件での荷電スカラーのインフレ後の緩和が、観測されたバリオン非対称性を説明できること、および荷電スカラーが$H_\ast$のオーダーの質量は、等曲率拘束によって支持されます。
サブGeV暗黒物質用のSiC検出器
| Title |
SiC_Detectors_for_Sub-GeV_Dark_Matter |
| Authors |
Sin\'ead_M._Griffin,_Yonit_Hochberg,_Katherine_Inzani,_Noah_Kurinsky,_Tongyan_Lin_and_To_Chin_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08560 |
サブGeV暗黒物質を直接検出するための炭化ケイ素（SiC）の使用を提案します。SiCはシリコンとダイヤモンドの両方に似た特性を持っていますが、2つの重要な利点があります。（ii）物理的性質が変化する多くの安定した多形に存在するため、さまざまな暗黒物質モデルに対して調整可能な感度があります。SiCが暗黒物質の質量10keVまでの散乱からの電子励起、核およびフォノン励起の探索、ならびに暗黒物質の質量10meVまでの吸収プロセスの探索の優れたターゲットであることを示します。他の検出器技術におけるシリコンの代替品としての広範な使用と、ダイヤモンドと比較したその可用性を組み合わせることで、SiCが新しい暗黒物質検出器として大きな期待を持っていることを示しています。
