non-Gaussianityの小さな星生成銀河に対する影響の調査をしている。
non-Gaussianityが強いと、UVの銀河光度関数が暗い方に増える。
再電離のUVって、PopIIIとかクエーサーじゃなくて、小さな星生成銀河の影響を強く受けてるのか。
勉強不足で読めん。今度じゃ。
大質量星ができるには、フラグメンテーションのない状態で、冷たくて大質量のクラウドが必要。
こういうクラウドは、たいてい、赤外を出している。
ここではフラグメンテーションのない条件として、強い磁場を考えている。
MHDの結果のfig3から、磁場が強くなるほど、小さな半径に大質量を支えられることがわかる。
やっぱ、MHDできるといいよなあ。
クエーサーとLAEの区別がつかんのか。
普通は、赤外を使うものらしい。z=6のあたりでは、可視光なら3.5ミクロンくらいになるのだな。
赤外の望遠鏡サーベイのチェックもしないとな。
high-zの観測は要チェックだなあ。
3.5keVのラインの話。
ダークマターの散乱による励起からの崩壊。
コンシステントなドワーフサテライトの非検出。
3.5keVにしても、輝線プロファイルのようなものがあるのかなあ？
ダークマター関係の集中的な調査が必要だ。
====2014/10/29終わり====
====2014/10/28====
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「
The halo model in a massive neutrino cosmology」
Massara et al.
＝アブストラクト＝
我々は、重いニュートリノの宇宙論の中で、ハローモデルの定量的な解析を提供する。我々は、非線形物質とCDMパワースペクトルをモデル化するのに必要なすべての成分を議論し、重いニュートリノを扱うN体シミュレーションの結果を比較する。我々の、ニュートリノハローモデルは、k=10 h/Mpcの非線形スケールまで、約20％の精度で物質のクラスタリングの非線形な振る舞いを捉えることができる。
最も大きなずれは、1-haloと2-haloのtermで同じくらいのk=0.5-1 h/Mpcの範囲で起こり、また質量のないニュートリノ宇宙論でも存在する。しかし、k < 0.2 h/Mpcのスケールでは、ハローモデルは、全ニュートリノ質量が < 0.3 eVで8％のレベルで、N体シミュレーションの結果と一致している。
我々はまた、ニュートリノの非線形密度場を線形のクラスターした成分の合計としてモデル化し、ニュートリノパワースペクトルとCDM-ニュートリノクロスパワースペクトルを～30％の精度でk=1 h/Mpcまで予言した。0.15 eV以下の質量に対しては、ニュートリノハローモデルは、抑圧を引き起こすニュートリノを捉え、質量ありと質量なしのシナリオの間の質量パワーの比の意味でキャストされている。２％のｎ体ニュートリノシミュレーションの結果と一致する。
我々は、星の光の成分と中心AGNのパワー則とFeII放射とを線形に組み合わせて連続光をモデル化した。モデル化した連続光を引くと、それぞれの輝線・吸収線が複数のガウシアンによってフィットできる。全てのラインのシフトは、モデル化された星の光成分に関連して決定される。母銀河の星の光を局所系のリファレンスとして使うことによって、HαとHβの両方は、～300 km/sだけブルーシフトしたAGN吸収線を示している。
我々は、最初のVHE検出である1ES\,0033+595（統計的有意性5.5\,σ）を示す。この天体のVHE放射はMAGIC観測(2009年8月から10月）を通して一定であり、150GeV以上の積分フラックス（
と）と光子インデックス（3.8 +- 0.7)をパワー則でパラメータ化できる。我々は、そのSEDをシンクロトロン光子の逆コンプトンの結果としてモデル化した。SEDの研究として、我々は同時のKVA望遠鏡によるRバンドデータ、SwiftによるX線データ、INTEGRALのデータを使い、同時の高エネルギー（HE,300MeV-10GeV)のFermi LATからのガンマ線データを使った。
Prandini et al. (2010)の経験上のアプローチと、Fermi-LATとMAGICのスペクトルを使って、我々は、この天体のレッドシフトを0.34+-0.08+-0.05と推定した。これは、この天体がベストテンに入る遠いVHEブレーザーである可能性があるので妥当な結果であり、更なる（同時）観測で将来のEBLとIGMFの制限と同様にブレーザー種族の研究の重要な役割をなす。
＝コメント＝
VHEってこの前もあったな。very high energyの略だった。VHE検出って珍しいのか。
Fig2を見ると、光度が変動してるのかな？
Fig8のスペクトルも２ピーク？
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「
How Late can the Dark Matter form in our universe?」
Sarkar et al.
＝アブストラクト＝
我々は、ダークマターがビッグバン元素生成と物質放射等密度の間に現れたという、WIMPではないある候補の場合のダークマター生成の時代を制限した。
そのようなモデルで、物質のパワースペクトルは、線形スケールに向かって強く抑制されている。例え、ダークマターがかなり等密度の時代の近くで形成されていて、SDSSとライマンαデータからの線形パワースペクトル測定から強く制限にさらされている。主にダークマター粒子の質量が抑制スケールをコントロールしている、”Late Forming Dark Matter”シナリオのWDMの場合とは違って、パワースペクトルの自由な流れのスケールを決定しているのはダークマター生成のレッドシフトである。
我々は、SDSSとライマンαデータを使って、直接宇宙のダークマター生成の最近の時代を発見した。もし、全ての観測されたダークマターが最近生成されたとしたら、我々は、ダークマター生成のレッドシフトの下限を発見した。それは、SDSSデータで
、ライマンαデータで
（99.73％信頼度）である。もし、ダークマターの一部だけが最近の生成だとしたら、我々はライマンαデータからLFDMの存在の仮の証拠を見つけたことになる。SDSSIII/Bossでやってくるデータによってこの問題をより詳しく調査できるだろう。
＝コメント＝
ダークマターの生成時期か。なかなか難しいね。
ちょっと後で読む。
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「
Searching for coherent pulsations in ultraluminous X-ray sources」
Doroshenko et al.
＝アブストラクト＝
ULXsの光度は、星質量の天体への等方降着のエディントン限界と比較すると、不快なくらい大きい。最もよく、星質量BHへの超臨界降着も中質量BHへの降着のどちらかがULXの高光度として使われる。しかし、最近のNuSTARによるM82 ULXからのコヒーレントな脈動の発見により、磁化した中性子星への降着というもう一つのシナリオが可能性があると示された。この発見を動機として、我々は、脈動の検索をも目的としたいくつかの明るいULXのXMM-Newtonのアーカイブ観測を再確認して、降着する中性子星が他のULXに力を与えられるかをチェックした。
我々は、M82 ULXを含めたどのソースでも有意なコヒーレントな脈動の証拠を発見できなかった。我々は、サンプルの中のソースに対する検出されていな脈動の兆候の振幅の上限を与える。
＝コメント＝
ULXは面白そうなんだがな。
今日は、X-ray望遠鏡の調査をした方がよさそうだ。
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「
Core shifts in blazar jets」
Zdziarski et al.
＝アブストラクト＝
我々は、ジェットの中でのコアのシフトの効果について研究した。それは、ジェットの電波コアの位置の周波数依存である。我々は、シフトの値と観測されるフラックスの値に基づいて、ジェットの磁場を測定する新しい手法を導き、等配分を仮定した標準的な手法を補完する。両方の手法を使って、我々は、Zamaninasab et al.のブレーザーのサンプルを再解析した。
我々は、等配分が電波コア領域のジェットのオープニングアングルが観測的に見つかった値、すなわち、全体のローレンツファクター
で割った～0.1-0.2に近いときのみ満たされることを発見した。大きな値、すなわち
は、等分配からかなり離れていることを示している。小さなオープニングアングルは、磁化パラメータが<<1であると示している。
我々は、この効果を考慮することでジェットの磁気フラックスを決定した。我々は、平均的な磁場フラックスは、ジェット生成のモデルと互換性があることを発見した。それは、ブラックホールのスピンエネルギーの引き抜きや磁気的にとらわれた降着によるものである。
我々は、このモデルに対応するジェットの平均的な質量流率を計算し、それが実在の質量降着率の割合で構成されていることを発見した。我々はまた、平均的なジェットのパワーを計算し、それが
を少し超えていて、BHスピンエネルギーの引き抜きを反映していることを発見した。
＝コメント＝
ジェットの電波コアってどこにあたるのだ。勘違いしてるのかもしれぬ。
====2014/10/28終わり====
====2014/10/27====
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「
The Effects of Rayleigh Scattering on the CMB and Cosmic Structure」
Alipour et al.
＝アブストラクト＝
再電離中と再電離後、自由電子とのトムソン散乱に加えて、光子はレイリー散乱を通して中性水素とヘリウム原子とカップリングする。このカップリングは、CMB非等方と宇宙の物質の分布の両方に影響する。レイリー散乱断面積の周波数依存性は、CMB温度の熱的性質と偏光非等方を壊し、効果的にCMBの強度と偏光の統計を記述するのに必要な変数の数を倍増させる。一方で、追加の原子カップリングが物質の分布を変化させ、CMBのレンジングを変化させる。
我々は、宇宙論的なパワースペクトルへのレイリー散乱の効果を捉える新しい手法を紹介する。レイリー散乱は、CMB温度と偏光の非等方を353 GHzで（スケーリングは
）-1％で変化させ、物質の関連を-0.3％で変化させる。我々は、レイリーシグナル、特に熱的なEモード偏光とレイリー強度の間のクロススペクトルは、背景の存在があっても未来のCMBミッションで検出されるかもしれないことと、この新しい情報がどのように宇宙論パラメータをよく制限するかを示した。
＝コメント＝
レイリー散乱を考えたのは初めてなのかな？と思ったら、バリオンとの相互作用のエッセンスを変えたみたいだ。
レイリー散乱は普通にあったみたいだ。
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「
Cosmological constraints on deviations from Lorentz invariance in gravity and dark matter」
Audren et al.
＝アブストラクト＝
我々は、局所的なローレンツ不変がすべての時空点で特定の時間方向が存在することで、破られているというシナリオを考えた。このシナリオは、量子重力の流れで起こり得て、その低エネルギーでの記述は特定の方向をパラメータ化している単位時間的なベクトル場を含む。
素粒子物理のローレンツ不変の検証は、このベクトルの標準モデルの場との直接のカップリングを排除したが、ダークマターに対してはそうではない。我々は、どのようにこのベクトルとその可能なダークマターとのカップリングの存在が宇宙の進化にどのように影響するかを議論する。一様宇宙論のレベルで、ローレンツ不変の破れの効果のみが、膨張率をリスケールするものである。摂動のレベルでは、物理はより複雑である。
我々は、観測に重要な3つの効果を特定した。ポアソン方程式に寄与する物質のリスケールと非等方圧力に寄与する追加のものの存在とダークマターのクラスタリングのスケール依存のenhancementである。これらの効果は、CMBと密度揺らぎのパワースペクトルに明確な特徴を結果として残す。PlanckとWiggleZからのデータを使って、我々は、最も厳しい宇宙論制限を得て、ローレンツ対称っからの出発に言及している。我々の解析により、ダークマター部分のローレンツ不変からのずれの最初の直接的な制限を与える。
＝コメント＝
ローレンツ不変って基本すぎるところがやぶれちゃうんだな。
って、ラグランジアンの中身がわからんな。素粒子やらないとー。
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「
IFU observations of luminous type II AGN - I. Evidence for ubiquitous winds」
McElroy et al.
＝アブストラクト＝
我々は、17の明るくて（
![\log (L[{\rm O\;III}]/L_{\odot}) > 8.7](http://chart.apis.google.com/chart?cht=tx&chf=bg,s,ffffff00&chco=000000ff&chs=25&chl=%5Clog%20%28L%5B%7B%5Crm%20O%5C%3BIII%7D%5D%2FL_%7B%5Codot%7D%29%20%26amp%3Bgt%3B%208.7)
)近傍の(z<0.11)タイプ２AGNの観測を与える。我々の目的は、力学とイオン化診断情報の組み合わせによってこれらの銀河のAGN駆動のアウトフローの広がりと性質を調査することである。
我々は、ノンパラメトリック手法（W80、輝線フラックスの80％を含む幅）を使って、ターゲットの中心領域の輝線幅を調査した。それぞれの銀河のW80の最大値は、平均790 +- 90 km/sで、400-1600 km/sの範囲にある。そのような高い速度は、これらのAGNがイオン化されたアウトフローを駆動していると強く示唆している。
マルチガウシアンフィッティングを使って、我々の銀河の速度構造を分解した。14/17のターゲットは、3つの分離した力学的な成分を、中心領域のイオン化ガスに要求した。最も広い成分は、FWHM = 530-2520 km/sで、平均値902 +- 50 km/sを持っている。Hβ/[O III}とHα/[N II]の両方を同時にフィッティングすることで、我々はそれぞれの成分をイオン化診断図を作った。13/17の銀河は、[N II]/Hα比とガスの速度分散の間にかなりの(>95%)相関を示している。そのような相関は、ショックの励起からのイオン化への寄与の自然の結果であり、我々は、このことがAGNからのアウトフローが直接銀河内のISMに衝撃を与えていることを示した。
＝コメント＝
BPT図とW80の利用。まあ、こういう診断もあるのだなー。
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「
On the dynamics of clouds in the broad-line region of AGNs with an ADAF atmosphere」
Khajenabi
＝アブストラクト＝
我々は、AGNのBLRの球形の圧力で閉じ込められたクラウドの軌道運動を調査した。
中心天体の重力と中心放射源の非等方放射を組み合わせた影響を考慮に入れる。前の研究のほとんどがクラウド間のガス成分の圧力は半径方向の座標のパワー則関数に比例していると仮定しているのに対して、我々はそれを外からの圧力が半径距離と緯度角の両方に依存していない場合に一般化した。我々の決めた圧力プロファイルは、BLRクラウドの半径と柱密度を場所の関数として決定する。
我々はまた、軌道の安定性を議論し、束縛軌道の存在条件が得られた。我々は、BLRは、単に安定性の考慮により、他の部分より赤道面領域に存在しがちであることを発見した。この発見は、特定の圧力プロファイルに対して得られたが、この結果はクラウド間の媒質の圧力分布が赤道面から極まで減っていく限り、正しいと考える。
＝コメント＝
ダストトーラスよりBLRの方が未来あるんじゃないかなー。
でも、BLRも観測が中心なんだよな。
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「
Probing the epoch of pre-reionization by cross-correlating cosmic microwave and infrared background anisotropies」
Atrio-Barandela and Kashlinsky
＝アブストラクト＝
第一世代の星の形成の時代とそのときのIGMの状態は、直接現在の望遠鏡で観測できない。そのような初期のソースからの放射は現在、CIBの一部で、これらのソースがその周りのガスをイオン化したとき、IGMプラズマは熱的SZ効果を通してCMBにわずかな温度の非等方性を作っただろう。これらのTSZ非等方は、わずかすぎて検出できないが、我々は、Euclidからのソースを引いたCIBゆらぎのマップのクロスコリレーションを、適切に作られた異なる周波数のマイクロ波のマップと合わせると、再電離の間のガスの物理状態を探索し、初期のCIBソースのモデルを検証・制限できる。
部分的または全体的に背骨・覆い偏光構造を示す同時VLBA偏光観測が、4.6, 5.0, 7.9, 8.9, 12.9 GHzで得られた。横のFaraday rotationの傾斜のような（ジェットにわたる視線方向磁場成分の系統的変化による）、らせんジェット磁場の追加の証拠を探すために。
3σ以上の有意性で単調な傾斜の横のFaraday rotationを示す8このソースの結果がここにある。コアからの距離または時間で横のRM傾斜の方向の逆転はこれらのAGNの3つで検出された。これらは、ネストしたらせん状の磁場構造の方向として解釈できる。らせん状の場の内部と外部領域で方位角方向の場の成分の異なる方向を持つ。
よく考えられる、小スケールの熱的なエネルギーがAGNによって奪われること（これもシミュレーションに実装しているが）に加えて、我々は、プロセス後の長距離の光イオン化AGN放射をモデル化し、AGNフィードバックの星を形成するガスの能力にたいするインパクトを定量化した。驚くことに、AGNがパワフルなアウトフローを生成しているとしても、AGN加熱と光イオン化の星形成へのインパクトは弱い
星生成率は、クエーサー（
)でも、たかだか数パーセントで減少する。
さらに、100-200 Myrsのタイムスケールで星を生成すると期待される原子ガスの貯蔵庫はまた、わずかに影響されている。なので、AGN駆動のアウトフローが長い期間のガスの大量に動かすことができるが、AGNフィードバックのhigh-zのISMの星生成効率へのインパクトはあまり重要でない。たとえ長い距離の放射効果が考慮されたとしても。
＝コメント＝
AGNと母銀河のカップリング。いろいろ話があるなー。
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「
Late-time near-infrared observations of SN 2005df」
Diamond et al.
＝アブストラクト＝
我々は、Ia SN2005dfの200-400日の近赤外スペクトル進化を示す。スペクトルは、0.8-1.8um領域全体で、[CoII],[CoIII],[FeII]の多くの強い放射の特徴を示す。スペクトルは、時間がたつと、コバルトの特徴は、56Coが56Feに崩壊すると期待されるように消えていく。
我々は、1.644umの強くて孤立した[FeII]輝線がIaSNの近赤外スペクトルの解析のユニークなツールを与える。この輝線に対してスペクトルを規格化すると、安定と不安定の鉄グループの元素の同位体によって生成されている特徴を分離することができる。我々は、1.644um輝線の幅を使って、白色矮星の初期の中心密度
と磁場
を決定する新しい手法を開発した。輝線幅は、燃焼の初期段階の電子捕獲のために敏感であり、密度の関数として増加する。輝線幅の磁場に対する感度は、時間とともに増加し、減少する
で遅い時間に向かってシフトした磁場の効果で増加する。SN 2005dfの初期の中心密度は
として測定されており、それはチャンドラセカール質量に近い白色矮星に対応し、
と系統誤差
以下である。
チャンドラセカール質量の爆発内では、SN 2005dfの中心密度は、H-accretorに対して、大変低く、ヘリウム星伴星または、潮汐的に崩壊した白色矮星伴星を提案している。代替案として、我々は、中心領域の混合を提案する。我々は、SN 2005dfに
の強さの高い初期磁場があったことを支持する証拠を発見したが、0Gも、低い
と組み合わせてスペクトルのノイズのために却下できない。
＝コメント＝
Ia SNを赤外で見るとCoとFeの輝線が見えるのか。磁場がね。どうなるのかね。
====2014/10/27終わり====
我々は、赤外SpitzerとHerschelデータをガスとダストのモデリングと組み合わせて、ガスの物理状態を推測した。[CII]輝線は、分子ガス質量の30-50％をトレースし、そのガスは、温かく(70-100K)、平均的な密度(
![700< n_H < 3000 [{\rm cm^{-3}}]](http://chart.apis.google.com/chart?cht=tx&chf=bg,s,ffffff00&chco=000000ff&chs=25&chl=700%26amp%3Blt%3B%20n_H%20%26amp%3Blt%3B%203000%20%5B%7B%5Crm%20cm%5E%7B-3%7D%7D%5D)
)を持っている。[CII]輝線は、ブルーシフトして幅が広く、回転、アウトフローガス、乱流の組み合わせで形作られているようだ。それは、近赤外のH2とNa Dの可視光吸収線に一致する。
もし、ウィングをアウトフローと解釈すると、質量損失率は、
より大きく、枯渇タイムスケールは、軌道タイムスケール(108yr)より短い。これらのアウトフロー率は、過剰評価されている。なぜなら、銀河の乱流の確率的な注入は、輝線プロファイルと擬似的なアウトフローガスの３次モーメントに寄与しているからである。我々は、乱流の拡散は、このガスの主な加熱プロセスであることを議論する。宇宙線もまた、加熱に寄与するが、観測的な制限より大きな平均ガス密度が必要である。
我々は、強い乱流のサポートがディスクの高いガススケール高さ(0.3-4kpc)を維持しており、全てのスケールで重力的に束縛された構造の形成を抑制し、3C 326Nでの星生成の弱さの自然な説明を与えている。結論としては、明るい[CII]輝線は、強いAGNのジェット駆動の乱流は、分子ガスの量を増やす(positive feedback)鍵となる役割を果たすかもしれないが、銀河スケールでは、星生成を妨げる(negative feedback)。
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「
What is the probability that direct detection experiments have observed Dark Matter?」
Bozorgnia and Schwetz
＝アブストラクト＝
ダークマターの直接検出で、我々は、他の実験からの制限と矛盾する兆候を報告するいくつかの実験の状況に直面している。そのような結果は、あまり知られていない局所的なダークマターによって導かれる大きな不定性にさらされている。
我々は、ダークマター仮説が正しいと仮定し、仮定とは独立なダークマター分布で、２つの矛盾した実験の結果を入手する結合確率の上限を計算する方法を与える。このように、宇宙物理の独立な方法での２つの実験の互換性を定量化できる。
我々は、LUXとSuperCDMSの実験からの制限とDAMAとCDMS-Siで報告されたヒントの互換性を検証することで我々の手法を描く。この手法はモンテカルロシミュレーションは必要としないが、ポアソン統計を使うことに基づいている。ほとんどないイベントの兆候を扱うために、いわゆる「signal length」を導入し、ビン化したデータの必要なしにエネルギーの情報を考慮する。signal length手法は、特定のダークマターと背景の仮説のもとでの与えられた実験結果を得る確率を計算する単純な方法を与える。
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「
B-mode in CMB polarization. What's that and why it is interesting」
Dolgov
＝アブストラクト＝
古代の重力波の背景放射によって、CMB偏光のBモードの一般化はBICEP2測定と接続して議論される。偏光行列の固有ベクトルで偏光マップの記述を考える。
＝コメント＝
トークのまとめらしいが、内容は面白そう。読むべき。
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「
Multiwavelength observations of Mrk 501 in 2008」
MAGIC Collaboration
＝アブストラクト＝
Mrk 501は、TeVエネルギーで最も明るいブレーザーの一つで、1996年のVHE検出から広く研究されている。我々の目標は、フレアーのない(low)活動性の間のソースのガンマ線放射を、電波-X線放射とともに詳細に特徴づけることである。フレアのない活動性は、よくあるフレアしている(high)活動性よりあまり研究されていない。
我々は、2008/3-2008/5の間のMrk 501の多波長（MW）キャンペーンを構成した。この多機器は南半球で最も感度の高いVHEガンマ線機器、つまり、撮像大気チェレンコフ望遠鏡MAGICとVERITASやSwift、RXTE、F-GAMMA、GASPWEBTや他の機器を含んでいる。Mrk 501は、キャンペーンの間、low状態にあり、かに星雲のフラックスの10-20％の範囲のVHEフラックスを持っていることが分かった。にもかかわらず、かなりのフラックス変動が様々な機器で検出され、エネルギーとともに変動が増加するトレンドがあった。
２つの異なる放射状態の間、広範囲のSEDは、適切に一様な１ゾーンSSCモデル内で記述できて、わずかに高い状態で、電子数密度によって記述されている。このことは、フレアあり、フレアなしの状態の間、このソースの広範囲の放射の前の研究と一致している。
我々は、初めて、low状態の間のX線-VHEの間の関係を報告する。わずかに重要だが、このX線とVHEの正の相関は、high状態では何度も報告されているが、low状態の間のX線／VHE放射を支配するメカニズムは、high状態の放射を担うメカニズムと大いに異なる。
＝コメント＝
ブレーザーのフレアなしとかあるのか。面白いな。
壮大だけどさー、ジェットのモデルスペクトル＋降着円盤のモデルスペクトル＋ダストのモデルスペクトルでブレーザーのスペクトルを計算できたらいいよね。ジェットだけでできちゃうのかな？影響を考えてみるのは面白いと思うな。
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「
Ultraluminous Infrared Galaxies in the AKARI All Sky Survey」
Eser et al.
＝アブストラクト＝
我々は、118のULIRGと1つのHLIRGのカタログを、SDSS DR10と2dFGRSのFinal DRとAKARI全天サーベイをクロスマッチングして与える。
40のULIRGとHLIRGは、新たに特定されたものである。我々は、ULIRGは相互作用しているペアの銀河かマージャの途中か過去にマージャーしていたかであることを発見した。このことは、広く受け入れられている見方とコンシステントである。ULIRGはディスク銀河のメジャーマージャーである。
我々は、前に知られている、AGNの割合とIR光度の間の正の相関を確認した。我々は、ULIRGは、z～1まで「主系列」から大きくずれていることを示した。そのずれは、z～2の「主系列」からのずれは、比較的小さい。我々は、前の結果とコンシステントな結果として、同様の質量の近傍の星形成SDSS銀河と比較して、近傍のULIRGは酸素のアバンダンスが低い。
我々は初めてULIRGが基本的な金属量関係(FMR)に従うと示した。FMR(0.09 dex - 0.5 dex)の周りのULIRGの散らばりは、z～2-3の銀河のちらばりと同等である。その可視光カラーは、ULIRGは、ほとんど青い銀河で、これは前の結果と一致していることを示した。我々は、最も大きい近傍(0.050-0.487)のULIRGカタログを星質量、SFR、ガス金属量、可視カラーとともに与える。我々のカタログは、近傍宇宙でhigh-z銀河と同様な活動銀河を与える。
＝コメント＝
ULIRGの新しい検出をしただけかな？
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「
A revised upper limit to energy extraction from a Kerr black hole」
Schnittman
＝アブストラクト＝
我々は、エルゴ領域での粒子衝突によってカーBHから引き抜かれるエネルギーの新たな上限を与える。
このテーマの前の研究は、大きく、無限遠から地平線の外で衝突するカーBHの極限に落ちる角運動量の臨界値をもった粒子にフォーカスしている。これらの衝突は、任意の重心エネルギーに達することができるが、反応生成物が無限遠に抜け出すことは難しく、実質的には、そのようなプロセスのピーク効率を130％と制限している。
初期粒子がl>2Mをもつことができるとし、地平線で捕獲されないとすると、外向きの軌跡に沿って衝突することができ、大きく生成物が抜け出せる機会が増える。同じ質量の粒子が対消滅して光子になるとすると、Eout～6xEinの増加したピークエネルギーとなることを発見した。コンプトン散乱では、効率はさらに高く、Eout～14xEinであり、散乱を繰り返すと、光子は生成され、プランクスケールのエネルギーで無限大に脱出できる。
====2014/10/24終わり====
前の研究は、クラスタリング、weak lensing、ハロー分布モデリングから推測される単純なハロー質量推定値に基づいている。実際には、これらのアプローチは不定性を残している。なぜなら、AGNはどのようにどうていされたとしても、潜在的に一般的な形と規格化がほとんど知られていないoccupation functionをもつハロー質量レンジで存在しているからだ。本研究では、よりよい制限が、AGN母銀河のクラスタリング、lensing、クロスコリレーションの兆候をすべての銀河に対して導かれる星-ハロー質量関数(SHMR)と比較することで達成されることを示した。
我々のテクニックは、グローバルなSHMRはAGNサンプル単独から導かれる統計よりかなり正確に測定できる事実を開発した。382の平均的な明るさの
のX線AGNをCOSMOSフィールドから使って、X線で選択したサンプルからweak lensingの最初の測定を報告する。この兆候をグローバルSHMRからの予言と比較して、前の結果とは逆に、ほとんどのX線AGNは平均的なサイズのグループ内にあり、約半分が比較的低質量の
のハローに存在していることを示した。AGN occupation functionは、低規格化をもたないすべての銀河で導かれたものと同じ形で記述できる。つまり、我々のサンプルのAGNをもつハローの割合は数パーセントだ。
平均的な光度のX線AGN母銀河はハローを占めている比較的"標準的な"方法をハイライトすることで、我々の結果は、明るいQSOの燃料モードの環境兆候を平均的な光度X線AGNと比較すると、前に言われているより明白ではない。
＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝
「
The formation of low-mass helium white dwarfs in close binaries」
Istrate
＝アブストラクト＝
最近、多くの低質量（<0.30Msun）ヘリウム白色矮星（He WDs）が、WASP、ELM、Kepler、SDSSのようなサーベイの結果として発見されている。それらの大半は、もう一つのコンパクト星を伴星としてもつ。現在の低質量He WDsの理論的なモデルと多くのカギとなる観測にはずれがあり、その形成シナリオの詳細はまだりかいされていないことを示している。
＝コメント＝
He WDの研究も面白そうだ。ちょっと調べてみよう。
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「
Confronting the jet model of Sgr A* with the Faraday rotation measure observations」
Li et al.
＝アブストラクト＝
Sgr A*は、おそらくその近さからもっともよく調査されているSMBHであろう。その定常状態の放射のいくつかのモデルは、過去２０年ほどに提案されている。放射非効率な降着流とジェットのモデル両方は、観測されるSEDをよく説明すると示されている。Faraday rotation measure(RM)は、きっちりとサブミリ波長で測定されているが、降着流モデルに反していることが確認されている。
ここで、我々は、ジェットモデルに基づいてRMをはじめて計算し、予想値は、測定値よりも２桁小さいことを発見した。我々はまた、ジェットの前の降着流からの追加の寄与を含め、測定されたRMがいくつかのタイトな制限のもとでのモデルと一致しているかもしれないと示した。主な制限は、見込み角が
以上であるべきだということである。しかし、この要求は、観測されている見込み角の推定値とコンシステントではない。
＝コメント＝
Faraday rotationもちゃんと計算を覚えないとな。
＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝
「
Doppler disc tomography applied to low mass AGN spin」
Middleton and Ingram
＝アブストラクト＝
Doppler tomography(DT)は、中心領域が現れて軌道上の光学的に厚い物質で邪魔されているときにBHスピンを決定する強力な方法を提供し、慣習的な方法と同じだけの縮退にさらされていない独立の推定値を与えることができる。
低質量AGNで、時間依存の邪魔は、軟X線バンドまで広がっているディスク放射のスペクトルの変化に兆候を残すと期待される。我々は、DTを扱うモデルを作成し、それを低質量(
)AGNであるRX J1301.9+2747に適用した。それは、我々が議論した短い寿命のフレアの形の時間的性質が普通でなく、光学的に厚いウィンドを通した窓の軌道によってもっともよく説明される。
データセットを時期とサブ時期で分割し、long-term(months-years)とshort-term(days)の変動を研究した。我々は、
の確率でAGNの候補を選択するのに、χ2統計を使った。その確率は観測された変動が統計誤差のみから来ていると考える。
我々は、long-term変動を示す39のソース（母サンプルの1.7％）とshort-term変動を示す55のソース（母サンプルの2.2％）を発見した。つまり、0.03ソース/arcmin2である。メソッドに内在した期待される数の偽の実在を取り除いたあと、推定されるlong-termとshort-terの割合は、母サンプルの1.0％と1.4％である。
我々は、X線と電波で選択されたAGNをもつ候補とIR放射で選択されたAGN候補を比較した。概算して、MIPS24ミクロン変動ソースの50％がこれらの他の方法でAGNと同定された。ゆえに、MIPS24ミクロン変動は、AGN候補を同定する新しい方法で、その候補は、おそらくダストに邪魔されていて低光度AGNで、他の方法では見逃されるであろう。
ここで、我々は、中心のコンパクト天体が、無次元スピンパラメータ
をもったカージオメトリで記述される外部時空を持った超スピン天体（もしくは裸の特異点）であるという代替案の可能性を調べた。我々は、前の研究で考慮したHF QPOモデルのサブセットに対してスピン間隔を計算した。我々の解析は、考えられたモデルの１つをのぞくすべてに対して、少なくとも１つのa>1の間隔が存在することを示しており、この間隔は３つのソースに対して独立に推定された中心のコンパクト天体の質量の範囲によって与えられる制限に置き換えられる。モデルのほとんどで、推定されたaの値は、a=1のカーBHより数倍高い。これらの値はsuperspinarsのスピンはよくa>>1のとき降着によりすばやく減速すると仮定されているので、高すぎる。
我々は、エピサイクリックモデルとケプラー共鳴モデルのみがa=1から少しずれていると期待される推定値を与える。
====2014/10/23終わり====
この論文では、電波と赤外線の研究の橋渡しの研究をつなぐ方法を開発した。電波撮像が個々のバブルを高い迫真性で同定するだけの感度と解像度がないかもしれないが、測定されたパワースペクトルの影響のある知識によって、大きく中性からイオン化したような領域を分離できる。それぞれの銀河カウントと性質のJWST観測の内容であればだが。
イオン化反射の詳細なモデルを使うことで、RXTEで2001年に4U 1636-536から観測された超バーストの時間解像スペクトルを実行する。スペクトルは、イオン化状態が時間とともに落ちる光電離された降着円盤に反射した黒体放射と一致した。反射率の進化は、初期反射が大きな半径のディスクの部分から起こり、続いてディスクの内側の領域からの反射に遷移していることを示唆している。この超バーストはエディントン限界に到達してないが、強く局所的な吸収体が超バーストの間に発展することを発見した。
方法： X線選択の、邪魔されたz-1.5の、観測された赤い色とX線可視光フラックス比に基づいて選ばれたquasarのサンプルのX-shooter観測は、8この天体のうち、、6つで[OIII]広輝線で同定されたアウトフローしているイオン化ガスの存在を示されていて、選択条件の効果を確認している。ここでは、スリット解像スペクトルを２つの明るい天体、XID2028/XID5321に対して行い、複雑な輝線と吸収線の運動を研究する。
結果： 我々は、中心BHから10kpcまで広がったアウトフローを、ブルーシフトとレッドシフトとして検出した。面白いことに、我々は、また[OII]輝線と中性ガス成分でのkpcスケールのアウトフローを、Na-D線とMg吸収線でトレースして検出した。そして、アウトフローしている質量の確固たる量が中性ガスの形であることを確認した。
NH3(J,K)=(1,1)と(2,2)の反転線が、Tsukuba 32-m望遠鏡で吸収されているのを検出された。そして、NH3(1,1)と(6,6)線の吸収がVLAで観測された。NH3(3,3)のプロファイルは、輝線であった。背景のフラックス密度が50mJyである連続ソースは、<0."09 x 0."08のVLAビームで解像されなかった。
全てのアンモニア吸収線は、２つの異なる速度成分を持っている。１つは、対称な速度で、もう１つはブルーシフトされていて、両方の成分は、核ジェットにそって整列している。系統的な成分に対しては、相対的に低い温度のガスが高い温度のガスよりも広がっている。ブルーシフトしているNH3(3,3)放射は、おそらく核メガメーザーディスクの濃いクラウド内の新たに形成された重い星やSNからの強いウィンドによるショックに関連したアンモニアメーザーとみなせる。
para-NH3(1,1),(2,2),(4,4),(5,5)のVLAでの輝線を用いて、回転温度を系統的、ブルーシフトのそれぞれに対して、Trot=120 +- 12、157 +- 19 Kと求めた。Tex ～ Trotを仮定すると、NH3(0,0)-(6,6)の全柱密度は、系統的、ブルーシフトのそれぞれに対して、(8.85+-0.70) x 10^16 cm^{-2}と(4.47+-0.78) x 10^{16} cm^{-2}であった。NH3の分子水素H2に対する存在割合は、系統的、ブルーシフトのそれぞれに対して、[NH3][H2]=1.3x10^{-7},6.5x10^{-8}であった。
我々はまた、OH 2{Pi}3/2 J=9/2のF=4-4とF=5-5の二重線の吸収を発見し、それは、系統的、レッドシフト成分でフィットすることができる。OHの回転温度は、Trot,OH > ～175Kと推定された。核の周りの濃い分子物質の速い核アウトフローの相互作用に関連した熱いガスをトレースとしている。
＝コメント＝
NH3とOHの輝線か。
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「
Glow in the Dark Matter: Observing galactic halos with scattered light」
Davis et al.
＝アブストラクト＝
We consider the observation of diffuse halos of light around the discs of spiral galaxies, as a probe of the interaction cross section between Dark Matter and photons. Using the galaxy M101 as an example, we show that for a scattering cross section at the level of 10^(-23) x (m/GeV) cm^2 or greater Dark Matter in the halo will scatter light out from the more luminous centre of the disc to larger radii, contributing to an effective increased surface brightness at the edges of the observed area on the sky. This allows us to set an upper limit on the DM-photon cross section using data from the Dragonfly instrument. We then show how to improve this constraint, and the potential for discovery, by combining the radial profile of DM-photon scattering with measurements at multiple wavelengths. Observation of diffuse light presents a new and potentially powerful way to probe the interactions of Dark Matter with photons, which is complimentary to existing searches.
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「
Direct dark matter searches - Test of the Big Bounce Cosmology」
Cheung
＝アブストラクト＝
我々は、ダークマター粒子の質量と相互作用断面積を、現在観測している宇宙の進化の初期段階にビッグバウンスがあった決定的な兆候として使う可能性を考慮する。
バウンス前の収縮とバウンス後の膨張の時期のダークマター生成の研究で、観測されるレリックアバンダンスを達成する新しい場所を明らかにした。そこでは、小さな断面積の、かなり少ない量のダークマターが生成され、バウンス宇宙進化の情報は、非熱平衡なプロセスによって現れる。
直接検出により、ダークマターの質量と相互作用断面積の値が得られれば、この代替のルートは、バウンス宇宙の兆候の予言となる。これで、スカラーダークマター候補は、軽いとすると、ダークマター探索に重要な含蓄があると考えることになる。
＝コメント＝
素粒子の話が分からんとつらいな。早くPeskinを終わらせたい。
====2014/10/22終わり====
====2014/10/21====
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「
The CMB Power Spectrum of Nambu-Goto cosmic strings」
Lazanu et al.
＝アブストラクト＝
膨張する宇宙のNambu-Gotoネットワークシミュレーションを使って得たソース項を使うことによって、宇宙ひもによって誘発されたCMBパワースペクトルの予言を改善した。
我々は、再結合から、Λ優勢までの全期間をカバーした３つの高解像宇宙ひもシミュレーションを使って、unequal time correlators(UETCs)を、宇宙ひもエネルギーテンソルのスカラー、ベクトル、テンソル成分に対して計算した。我々は、ひもから２つの方法でCMB角度パワースペクトルを計算した。１つは、前の仕事との比較を助けるために、我々がシミュレートしたUETCを異なるパラメータの組み合わせから得たものにフィットし、ひもネットワークを表すこれらのパラメータを利用してCMBパワースペクトルを計算する。２つめは、より正確なのだが、UETCを対応する固有値と固有ベクトルに分解し、それらを直接Einstein-Boltzmann解法にいれて、３つのシミュレーション時間間隔のそれぞれにパワースペクトルを計算した。我々は、３つのシミュレーションを組み合わせて、それぞれを関係するレッドシフト範囲でつかった。そして、温度と偏光のパワースペクトルを得た。
我々は、M-SFR平面をz=0.2-1.4の星質量binでの特定のSFR関数を測定することで分解した。我々の解析は、主に、MIPS 24umで選択されたカタログをCOSMOSとGOODSサーベイと組み合わせたものに基づいている。我々は、2500個の銀河のMIRとFIRデータを組み合わせてSFRを推定した。sSFR関数は、
の範囲の４つの星質量で導いた。
まず、我々は、M-SFR関係を研究するときは、選択効果を考慮することが重要だと示した。
２つめに、sSFR ∝ (1+z)bのように変化するレッドシフトでの中央値sSFRの質量依存進化を見つけた。ここでbは、
の間にb=2.88-3.78と増加する。低質量では、この進化は宇宙降着率とセミアナモデル（SAM）の予言に一致する。この一致は、より重い銀河では破れ、重い銀河の星生成史のより理解できる記述を必要とすることを占めす。
３つめに、sSFR関数の形は、z<1.4の時間で不変だが、質量には依存することを得た。我々は、
での0.28dexから
での0.46dexの範囲でsSFR関数が広がることを観測した。そのようなM-SFR関係のばらつきの増加は、星質量が増加するときの星生成史の増加する多様性を提案している。
最後に、我々は、sSFRが質量とともに、log(sSFR)∝-0.17Mに従って徐々に下がることを示した。我々は多くの物理プロセスを議論する。熱いガスハローでのガス枯渇、現在の進化などである。それらは、sSFRを徐々に減らし、星生成史の多様性を増加させることができる。
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「
Spontaneous Magnetization of Solid Quark-cluster Stars」
Lai and Xu
＝アブストラクト＝
パルサーの様なコンパクト星は、強い磁場、
Gaussをもっている。どのようにそんな強い磁場が生成、維持されているかは、まっだ解決されてない問題であり、原理的にそれはコンパクト星の内部構造に関連している。この論文では、我々はクーロン反発力のもとで固体quark-cluster星の電子が自発的に磁化し、電子は星全体にゼロでない磁場モーメントを寄与できると提案する。
我々は、固体quark-cluster星のほとんどの場合に、全磁場モーメントの量は、スピン磁化ξ=(n+ - n-)/neに比例していて、電子の数密度ne=n+ + n-に依存するのだが、ゼロでないξで重要であり対応する単位質量当たりの磁気モーメントは
となりうることを発見した。よって、固体quark-cluster星の電子系の全磁気モーメントは、パルサーの観測される磁場を誘導するのに十分大きい。
＝コメント＝
solid quark-cluster starの意味が分からないというオチ。調べよう。
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「
Overview of Non-Liquid Noble Direct Detection Dark Matter Experiments」
Cooley
＝アブストラクト＝
In the last few years many advances have been made in the field of dark matter direct detection. In this article I will review the progress and status of experiments that employ detection techniques that do not use noble liquids. First, I will give an introduction to the field of dark matter and discuss the background challenges that confront all dark matter experiments. I will also discuss various detection techniques employed by the current generation and the next generation of dark matter experiments. Finally, I will discuss recent results and the status of current and future direct detection experiments.
＝コメント＝
ダークマターの直接検出のレビュー。時間のある時に。
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「
The ultra luminous X-ray source NuSTAR J095551+6940.8: A magnetar in a high mass X-ray binary」
Eksi et al.
＝アブストラクト
Bachetti et al.による、M82にあるULX NuSTAR J095551+6940.8からのパルスの最近の検出は、天体が高質量X線バイナリ（HMXB）系で中性子星に降着していると示している。
天体の超エディントン光度は、磁場が十分強く、そのビームを適切な角度で見ていなければ、散乱断面積を抑えていると示している。我々は、パルサーに対するトルク平衡条件は中性子星のダイポール磁場は
であり、Bachetti et al.によって推定されたものより２桁高いと示し、さらに、より強い磁場はよく高いマルチポールにあるという可能性を指摘した。これは、HMXBからマグネターがやってくるという最近の見方を支持している。
＝コメント＝
ULXって興味深い。今日はULXの調査でもしてみるか。
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「
Comparing the spectral lag of short and long gamma-ray bursts and its relation with the luminosity」
Bernardini et al.
＝アブストラクト＝
我々は、Swiftで検出された明るいlong GRBとshort GRBの２つの完全なサンプルの静止スペクトルのラグを調査した。我々は、Swift/BATデータを、非対称なガウス関数でフィットしたCCFを通して解析し、ラグと関連する不定性を推定した。
我々は、long GRBの半分は、正のラグを持ち、半分は、ゼロに一致したラグをもっていた。すべてのshort GRBは、ゼロに一致したラグを持っていた。short GRBとlong GRBのスペクトルラグの分布は、異なる平均値を持っている。
我々は、降着円盤からの非等方放射のBLRへの影響を考えた。Shakura-Sunyaev状態から超エディントン降着率のslimディスクまでである。
slimディスクの内部領域の幾何学的に厚いfunnelは強い自己隠ぺい効果を作り、強い放射場の非等方性を作る。我々は、放射場の非等方度が降着率が増加するにしたがって成長することを示した。BLR雲はディスクに対してどのような位置にあるかによって異なるSEDを受け、BLRの多様な観測の見た目になる。
我々は、ディスクの内部領域の自己隠ぺいが、降着率によって、BLRの２つの力学的に異なる領域を作ることを示した。これらの２つの領域は、異なる輝線幅とフラックスを持った広いHβ輝線プロファイルの力学的に異なる成分として考えられ、それを合わせることは、一般的に狭輝線セイファート１型銀河で観測されるローレンツプロファイルを説明する。
時間ドメインでは、これらの２つの成分は、変化するイオン化連続スペクトルに対して異なるラグを持つと期待される。それは、降着率と観測者の角度による。
非等方なイオン化エネルギー源のために、BLRは多様な見かけをしていることがHβと他の広輝線（FeIIなど）のリバベレーションマッピングによってテストでき、BLRの構造と力学を診断する新たなツールを与える。我々のモデルの他の観測結果も探索されている。
＝コメント＝
やっぱダストトーラスよりBLRの方が成分の関係で情報は多いよなー。
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「
Constraints on Very High Energy Emission from GRB 130427A」
Aliu et al.
＝アブストラクト＝
fluentと近傍（z=0.34）のGRBからのプロンプト放射は、いくつかの宇宙望遠鏡と地上の広い視野のoptical transient monitorsによって検出された。
このGRBの強さと近さに加えて、きわめて長く続いた高エネルギー（100MeV－100GeV）ガンマ線放射のために例外的であり、それは、Fermi LATで初期バースト後に70ksの間検出された。持続した、硬いスペクトルの高エネルギー放射は、最も高いガンマ線はSSCプロセスで作られているかもしれないと提案している。逆に、高エネルギー放射はシンクロトロンスペクトルの延長かもしれないという証拠もあるのだが。
VERITASという地上の撮像大気チェレンコフ望遠鏡アレーはバーストの始まりから71ks(20hr)ほどのちにGRB 130427Aのフォローアップ観測を始めた。GRBはVERITASで検出されなかったが、GRBの低レッドシフトに関連して、高いエレベーションの観測によって、E > 100 GeVのGRB 130427Aからの放射の感度の良い探査ができた。検出されなかったことと結果としての上限によって、このバーストからの高エネルギーガンマ線放射のSSCモデルに対する制限を導くことができた。
＝コメント＝
読んでみないと分かんないな。
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「
A self-consistent and time-dependent hybrid blazar emission model - Properties and application」
Weidinger and Spanier
＝アブストラクト＝
すべての関連する自己矛盾のないプロセスと同じ様に、電子と陽電子のFermi-IプロセスとFermi-IIプロセスためにおこる加速を考慮した、ブレーザージェットの時間依存放射モデルがあげられている。
高く相対論的な陽電子のジェット内の存在は、単純なSSCを、ブレーザーの高エネルギー放射内だけでなく、X線領域にも広げて、光子-メソン生成によるモデルの放射領域の非線形なふるまいを導き、電子陽電子ペアカスケードを表す。
我々は、ブレーザーの変動パターンを、全てのエネルギーバンドで我々のモデルで調査できる。なので使われたパラメータを狭める。ブレーザー1 ES 1011+496は、このモデルがどのようにジェット内に非熱的な陽子ある高周波数にピークを持ったBL Lac天体に応用されるかの例として考えられる。典型的なマルチバンドパターンが導かれていて、実験的にアクセスすることができる。
＝コメント＝
Fermi-I/Fermi-IIプロセス？？
光子-メソン生成？？
マルチバンドパターンってなんのパターンだ？？
読まないとわからんな。
====2014/10/21終わり====
====2014/10/20====
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「
Two new methods to detect cosmic voids without density measurements」
Elyiv et al.
＝アブストラクト＝
宇宙ボイドは、競合する世界のモデルと区別する効率的な宇宙探査である。宇宙ボイドの精密でバイアスのない同定は、正確な観測テストを行うための必要条件である。同定は一般的に、密度とその性質によりショットノイズ誤差を出しやすいという幾何学的な条件に基づいている。この研究では、力学的かつクラスタリングの条件に基づいた２つのボイドの発見方法を提案し、Lagrangian座標でボイドを選択し、まばらなサンプルのインパクトを最小化する。
最初のアプローチは、Zeldovich近似を利用し、ボイドやその周辺に位置する銀河の軌道をさかのぼってトレースする。一方で、第２のアプローチは、観測された銀河-銀河相関関数を用いて、天体の空間分布を一様等方に緩和する。両方の場合で、ボイドはLagrangian座標で負の速度差異の領域として定義され、質量トレーサーのさかのぼった流線のシンクとして考えられる。
我々のメソッドを評価するために、z=0でのN体シミュレーションから抜き出されたダークマターハローカタログを使い、ZOBOVボイド発見法で得られたそれでの結果と比較した。我々は、ボイド差異プロファイルは、密度プロファイルよりも散らばりが小さく、そのスタックはより精密な宇宙探査となることを発見した。
我々の発見法の両方から得られたボイドの中心の差異の兆候の優位性は、ZOBOVの超過密度プロファイルに対するものより60％高い。両方の発見法で選択された個々のボイドは相似な３軸楕円形を持っている。差異の場で測定されたスタックされたボイドの楕円率は、期待されるように、ハローの場所を使った時に見つかるものより、1に近い。
一方で、磁場の強さは観測されるブレーザーのSEDの低エネルギーバンプを形成するシンクロトロン放射の光度を決定する。最も強力なブレーザーのSEDは高エネルギーバンプによって強く支配されており、そのバンプは、ERC(external radiation Compton)メカニズムによるものであろう。
この高いコンプトン支配は、次の条件をみたしていなければ、MADシナリオと一致するのは難しい。
1)外部放射源(BLR,hot dust torus)の幾何は平たんではなく、準球形である
2)ほとんどのガンマ線放射は、低磁化のジェットの領域（たとえば、磁気リコネクション層や速いジェットの骨）で生成されている
＝コメント＝
ジェットに関することなので、ちゃんと目を通したいな。特に磁場がかかわってるのは大きい。ジェットページも作るか。
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「
Hunting down systematics in baryon acoustic oscillations after cosmic high noon」
Prada et al.
＝アブストラクト＝
将来のダークエネルギーの実験は、宇宙ゆらぎのスペクトルのBAOに対するより正確な理論予言が必要だろう。
ここでは、ΛCDMプランク宇宙のN体シミュレーションを使って、非線形重力的な構造成長、スケール依存で局所的でないバイアス、レッドシフト空間歪みの影響によるBAOの系統的なシフトやダンピングについて研究した。
コズミックバリアンスの効果は、同じ位相で始まるBAOのないシミュレーションからのパワースペクトルによって、トレーサーパワースペクトルを割ることで大きく減らせる。このことで、これまでにない精度で（ダークマターに対して0.02％、低バイアスハローに対して0.07％以上）、大きなｋに向かったきれいなBAO波数の小さなシフトと、レッドシフト範囲z=0-1のダークマターとハロー種族のパワースペクトルのBAO振動の非線形なダンピングにつて研究できるようになった。
ダークマターに対しては、線形成長因子D(z)の関数として
の進化の正確なパラメータを与える。ハローサンプルについては、バイアス範囲1.2-2.8の間で、現実の空間で、不定性の範囲でレッドシフト進化を示さないで観測される、0.25％の典型的なBAOシフトを測定した。
さらに、我々は、ハローバイアスの関数として定数シフトを報告する。我々は、少ないダンピングを受けたハローでのダークマターと比べられたときに、全てのハローサンプルでの音響の特徴のダンピングの異なる進化を発見し、またバイアスへの弱い依存性を見つけた。より大きなBAOシフトとダンピングは、レッドシフト空間歪みのために、線形理論によってよく説明されるレッドシフト空間で測定される。
我々は、プランクCMBのTTパワースペクトルとWiggleZ銀河スペクトルの両方に共通な振動パターンを発見した。これらの２つのデータセットで独立なサーチを行うことで、プランクデータのみを使ったAchucarro et al. 2013で先に発見された最も重要なモードと一致することを発見した。
さらに、組み合わせたデータ解析は、プランクデータのみ使って観測されたものと異なり、特徴の振動周波数がより制限され、振幅がわずかに０からずれていることを示している。パラメータ推定に加えて、我々はまたBayesian的な証拠を議論する。WiggleZデータの追加で、やんわりとプランクデータでみつかった最も良いモードの信頼度を高めた。
＝コメント＝
んー。抽象的には分かるのだが、具体的には分からん。宇宙論ページを作ろう。
====2014/10/20終わり====
====2014/10/17====
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「
The Infrared Medium-Deep Survey II: How to Trigger Radio-AGN? Hints from Their Environments」
Karouzos et al.
＝アブストラクト＝
銀河中心の活動性は、その間、中心のSMBHが物質を降着しているのだが、最近、どこでも見られ、全ての銀河進化のフェーズで最もありうるものだと受け入れられている。
銀河のマージャーと相互作用が核活動のトリガーの背景にいる犯人かもしれないと提案されている。VIMOS-SA22フィールドの新しいInfrared Medium-Deep Survey（IMS）とDeep eXtragalactic Survey（DXS）からの近赤外データとFIRST surveyとdeep VLA surveyからの1.4GHzの電波データを用いて、電波AGNの環境を～25 sq. degreeの領域にわたり、電波フラックスは0.1mJyの限界までJ-bandは23AB等級まで研究した。
銀河AGNは、同じレッドシフト、J-band等級、U-R静止系カラーでのcontrol galaxyと同様の環境で見つかった。しかし、電波AGNのサブ種族は、control galaxyより100倍濃い環境で見つかった。よって我々は、マージャーを電波AGNの主なトリガーしているメカニズムから排除した。
最も小さくて、最も濃い環境で、電波AGNのブロードバンドスペクトルエネルギー分布のフィッティングから、最も薄い環境でのエネルギー分布は、高い電波強度、高い星生成効率、高い降着率という典型的ないわゆる高励起電波銀河の持つ値を示した。これらの違いは、
で消える傾向にある。
ここで、我々は、NGC7793のX線源P13が64日周期のバイナリーで、ULXのすべての性質を持っていることを示す。B91aのドナー星のX線過熱による強い可視光とUVの抑揚をモデリングすることで、BH質量を15太陽質量より低いと制限した。
爆発は、WD物質へのクオークノバからの衝撃にトリガーされ、クオークノバはCOトーラス（WD物質）からの降着によってトリガーされるクオークスターへの中性子星の爆発的な遷移である。コンパクトな残骸（クオーク星）の存在は、(i)険しい早期の上昇を含む観測される光度曲線をフィットすることを可能にする追加のエネルギー源、(ii)数1000km/sの速度に作られる56Niのいくらかのスピードを落とす中心重力ポテンシャル、を与える。
我々のモデルでは、56Niの崩壊線は可視光で爆発から20日ほどで見ることができ、観測と一致している。我々は、モデルに重要な検証を与えることができる予言を並べた。
＝コメント＝
クオークノバについては、Ouyed et al. 2013を参照。
面白そう。
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「
Galaxy alignment on large and small scales」
Kang et al.
＝アブストラクト＝
銀河は、宇宙にランダムに分布しておらず、異なるスケールで異なった種類の整列を見せている。小さなスケールでは、衛星銀河は銀河中心の長軸そって分布する傾向がある。赤い衛星銀河と赤い中心銀河の両方は青い衛星銀河より強くそろっているという銀河の性質に依存している。大きなスケールでは、LRGsの長軸は、30Mpc/hまで関連を持っているとわかっている。
星生成の流体シミュレーションを使って、異なるスケールの銀河整列の起源を調査した。ほとんどの赤い衛星銀河は、中で中心銀河の形がダークマター分布に揃っているダークマターハローの内部領域にあることを発見した。赤い中心銀河は、大質量ハローにあり、中心銀河ハローの整列はハロー質量に従って増加するので、青い中心銀河よりも強くそろっている。
大スケールでは、LRGの整列はまた、銀河-ハローの形の相関からきているが、不揃いへの拡張をもっている。重いハローは重いハローをつなぐフィラメント内のハローより強い整列をしている。これは、宇宙フィラメントはハロー整列の原因という期待と反する。
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「
Initial Mass Function for Massive Galaxies at z∼1」
Shetty and Cappellari
＝アブストラクト＝
我々は、レッドシフト～１での68この重い（
）ETGの星のIMFの規格化の結果を与える。これは、軸対称な力学モデリングを通して銀河の星のM/L比を導き、フルなスペクトルフィッティングを通して星の種族のモデリングを通して導いた同じものと比較することで行った。
我々は、アップデートしたSNシミュレーションを使った。銀河内の磁場に対する現代的なモデルで、陽子縮退と質量縮小の効果を考慮したPrimakoff断面積を使った。
最終的に、sub-eVのALPの電磁カップリングに対する排他プロットをアップデートし、未来のALP探索と同様に、他の制限と我々の新しい制限を比較した。
＝コメント＝
カップリングコンスタントの最高値が得られてる。僕は、WIMP派だなー。
＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝
「
Axion Stars and Fast Radio Bursts」
Iwazaki
＝アブストラクト＝
我々は、FRBがアクシオン星と中性子星の衝突から起こることを示す。
バーストは、中性子星の大気で放出される。バーストの観測される頻度は、$$m_a/2\pi \simeq {\rm 1.4 GHz}
(m_a/(6\times 10^{-6}{\rm eV}
m_a$$によって与えられる。
我々の、コアサンプルは、
という中央値を持つ27の系で構成されている。これは、Noterdaeme et al.のhigh-z(
)サンプルの数より10倍ほど低い。H2吸収は、10ケース（DLAsで3/5、sub-DLAsで7/22）で検出された。平均して、我々のサーベイは、中央値のN(HI)で
の分子質量割合に対応する
までの感度がある。H2の発生率、
は、
の系で、high-zサンプルのものより２倍以上高い。この高い発生率は、宇宙時間に伴うDLAsとsub-DLAsの宇宙平均金属量の増加によるものである。系統的に低いN(HI)の値を持つにも関わらず、low-zのH2系は、high-zと同等の分子質量割合(
)を示している。
我々のlow-zサンプルで測られた回転励起温度（
)は、典型的にhigh-zのものとコンシステントである。単純な光電離モデルは、low-z H2系で優勢な放射場は
の密度への適切な星の寄与を持っていないということを示した。最も近いホスト銀河のインパクトパラメータは典型的に大きい（
)。なので、low-zのH2を含むガスは星生成ディスクとは関係ないが、自己遮蔽され、広がったハローで潮汐的にはがされ、放出されたディスク物質に根付いていると推測する。
＝コメント＝
アブストラクトの最後の方がよくわからんなー。
読んでみるか。
＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝＝
「
Can dust coagulation trigger streaming instability?」
Drazkowska and Dullemond
＝アブストラクト＝
Streaming instability can be a very efficient way of overcoming growth and drift barriers to planetesimal formation. However, it was shown that strong clumping, which leads to planetesimal formation, requires a considerable number of large grains. State-of-the-art streaming instability models do not take into account realistic size distributions resulting from the collisional evolution of dust. We investigate whether a sufficient quantity of large aggregates can be produced by sticking and what the interplay of dust coagulation and planetesimal formation is. We develop a semi-analytical prescription of planetesimal formation by streaming instability and implement it in our dust coagulation code based on the Monte Carlo algorithm with the representative particles approach. We find that planetesimal formation by streaming instability may preferentially work outside the snow line, where sticky icy aggregates are present. The efficiency of the process depends strongly on local dust abundance and radial pressure gradient, and requires a super-solar metallicity. If planetesimal formation is possible, the dust coagulation and settling typically need ~100 orbits to produce sufficiently large and settled grains and planetesimal formation lasts another ~1000 orbits. We present a simple analytical model that computes the amount of dust that can be turned into planetesimals given the parameters of the disk model.
＝コメント＝
太陽系内の話なのかな？いまいち、興味わかないから後で。
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「
Considerations in the Interpretation of Cosmological Anomalies」
Peiris
＝アブストラクト＝
アノマリーは、科学的発見を駆動する。アノマリーは、研究の未開地の端に関連しており、だいたい低いS/Nのデータで探索される。
天文学では、系統の流行（”知られている未知”と”知られていない未知”）が増加的に大きなデータセットに組み合わさり、アノマリーの検出の前もっての推測に広く使うことや”他でみる”効果は、偽の間違った検出に行きつく。
Bulk flows of galaxies moving with respect to the cosmic microwave background are well established observationally and seen in the most recent LCDM simulations. With the aid of an idealised Gadget-2 simulation, we show that void asymmetries in the cosmic web can exacerbate local bulk flows of galaxies. The Cosmicflows-2 survey, which has mapped in detail the 3D structure of the Local Universe, reveals that the Local Group resides in a "local sheet" of galaxies that borders a "local void" with a diameter of about 40 Mpc. The void is emptying out at a rate of 16 km/s/Mpc. In a co-moving frame, the Local Sheet is found to be moving away from the Local Void at ~ 260 km/s. Our model shows how asymmetric collapse due to unbalanced voids on either side of a developing sheet or wall can lead to a systematic movement of the sheet. We conjectured that asymmetries could lead to a large-scale separation of dark matter and baryons, thereby driving a dependence of galaxy properties with environment, but we do not find any evidence for this effect.
＝コメント＝
シンポジウムの収録みたいだな。興味はあるけど、後回し。
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「
Indirect Probes of Dark Matter and Globular Cluster Properties From Dark Matter Annihilation within the Coolest White Dwarfs」
Hurst et al.
＝アブストラクト＝
WDは、ホストハロー内で軌道運動したとき、DMを捕獲する。これらの捕獲された粒子は、続いて対消滅し、星のコアを加熱し、WDを冷却から防ぐ。
WDのポテンシャル井戸はかなり深く、コアの温度は主系列星よりかなり冷たい。結果的に、DMの蒸発は、WD内であまり重要でなく、
の質量をもち、対消滅断面積が古典的な熱的断面積より何桁も低い(
)DMは、特に宇宙物理の環境においては、WDの冷却にとってかわることができる。
我々は、GCsと矮小銀河のWDsを考える。もし、DM粒子のパラメータがわかっていればGCの最も冷たいWDの温度は、クラスターのハローのDM密度を制限するのに使える。（潜在的には、推測された密度が取り巻く銀河密度のオーダーであれば、ハローの存在を却下することさえできる）
最近、いくつかの直接検出実験は、低質量DMを起源とする兆候を示している。この論文では、もし、CRESST、DAMA、CDMS-Si、CoGeNTによるこれらの主張がDMと解釈されれば、NGC6397の観測は、そのクラスターの中のDMの割合が
と制限できることを示した。
主な制限の一つが、ナトリウムの含有量に基づいて現在同定されている第1、第2世代星の現在比である。我々は、観測されているナトリウムの分布の違った解釈を提案し、第1世代星のメンバーとしてカウントされている低いナトリウム含有量の星は実際には第2世代星かもしれないと提案する。
我々は、以前開発したようなNGC 6752のよく資料化されたケースと同じ制限を使って、速く回転する重い星のモデルに従ったナトリウムの分布にそって第2世代星の数比を計算した。我々は、たいてい第1世代星として分類される低ナトリウム星の典型的な割合を再現した。このクラスターでLi-Naの反相関を説明することを強調することなく、重い星から放出され、元のGC物質と混ぜられた物質から第2世代星の生成を呼び出すことで。
GCは、全体的に今日の第1世代の低質量星を奪っているかもしれない。これは、turn-off GC星の炭素の等方的な比と窒素の含有量の決定で検証できる。結果と関連する問題は簡単に議論されている。
＝コメント＝
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「
A near-IR spectroscopic survey of massive jets towards EGOs」
Garatti et al.
＝アブストラクト＝
我々は、近赤外の観測から重たいジェットの主な物理的な性質を導くことを目的としており、それらを、低質量YSOsからのジェットのサンプルと比較し、その駆動源の主な特徴に関連付ける。
我々は、NIRイメージング（H2とKs）とGLIMPSE拡張緑天体に向かう18の重いジェットの低解像度スペクトル（0.95-2.50um）サーベイを与える。そのジェットは、中間、高質量YSOs（
）によって駆動されている。低質量ジェットの場合、H2が主なNIR冷却剤で、全ての解析されたフローで検出されている。一方で、最も重要なイオンのトレーサーは[FeII]で、ジェットのサンプルの半分で検出されている。
我々の解析で、輝線は高温高密度のショックから起きていると示されている。源の光度に関係なく、フローに沿って蛍光輝線は検出されていない。平均して、これらの重いジェットの物理パラメータ（Av、温度、柱密度、質量、光度）は、低質量のものよりもかなり高い。H2フローの形態は変化しており、ほとんど複雑で動的で非一様な環境によっていて、その環境では、これらの重いジェットが形成され、伝わる。我々のサンプルのフローとジェットはすべて細くなっており、大きな歳差角をもっている。加えて、結び目とジェットの両方が存在していることから、放出プロセスは、低質量YSOsと同じようにバーストのエピソードで連続的だ。
我々は、フローのH2光度を源の光度と比較し、これらにはタイトな相関関係があることを確かめた。しかし、５つの源ではYSO進化に関連しているかもしれない、低いL(H2)/Lbolを示した。最も重要なのは、推測されるL(H2)とLbolの関係が、COアウトフローの運動量フラックスと高質量YSOsの光度の間の相関関係とよく一致したことで、高質量YSOsは低質量のものと同じように運動量駆動のアウトフローであることを示している。
＝コメント＝
原始
星の話か。放置。
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「
Characterising cosmic inhomogeneity with anomalous diffusion」
Kraljic
＝アブストラクト＝
現在クラスタリングしているDMは、フラクタルな視点で調査されており、DMハロー分布の自己相似スケールの性質が一様になるスケールを決定しようとしている。
よく作られた球内個数にもとづく方法は、奇妙な拡散とランダムウォークに基づく新しい方法と同様に、もっと大きいN体シミュレーションのDMハロー（'Dark Sky Simulations'(DS)）と等価なランダムに分布させたカタログの両方に適用されている。
小さな'Millennium Run'(MR)の結果を再見する。MRの体積は小さすぎて、一様性の始まりを確かに特定するのにバイアスをかけがちだ。一様への転移は、クラスターされたランダムな分布のフラクタルなサイズが伴う不定性の中で区別できない時に定義される。
この仮説は、高い特殊なレッドシフト進化に基づいている。BL Lacはレッドシフトが減少すると、共動体積密度が増加しており、他のすべてのAGNと反対である。我々は、相対論的ジェットが若いradio-quietなクエーサーでは検出限界以下で、宇宙時間とともに強さを増し、ついには、BL Lacとして検出されるのだと仮定した。
さらに、完全流体とF(R)をPlanckやBICEP2の様な宇宙論的観測と比較した。明らかな例で、完全流体モデルがPlanckの結果にコンシステントな宇宙に到達することをみた。また、いくつかのF(R)モデルは、特にパワーローモデルはPlanckとBICEP2の結果によって提案される範囲でスペクトルインデックスとテンソル-スカラー比の値にベストフィットを与えた。
＝コメント＝
計算が激しすぎてついてけん。宇宙論らしい宇宙論も勉強したいなー。
====2014/10/16終わり====
====2014/10/15====
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「
Cosmic microwave background anisotropies in the timescape cosmology」
Ahsan Nazer and Wiltshire
＝アブストラクト＝
我々は、timescale(場所依存の時間の)宇宙論におけるCMBのスペクトルを解析した。潜在的にダークエネルギーなしで一様等方宇宙論の代わりになるものである。
我々は、timescape宇宙論が初期のエポックで標準宇宙論にきわめて近いという事実を調査した。存在している数値コードを採用し、CMB非等方スペクトルを生成し、timescale膨張の歴史とできる限り近くなるようにマッチングした。様々なマッチング方法を調べて、比較した。我々は、MCMC解析をパラメータ空間に実行し、CMBマルチポール
をPlanckのデータにフィットした。パラメータフィットは着飾ったHubble定数、
と現在のボイドの体積率
を含んでいる。我々は、同じマルチポールの範囲でΛCDM宇宙論のベストフィットの確率と同等の確率でのフィットを見つけた。
先の結果に反して、パラメータはこの解析によって得られたパラメータ制限はもはや原始リチウム量のアノマリーの解の可能性を許あない。この問題はバリオンDMと非バリオンDMの比と第２と第３の音響ピークの高さの比の間の強い制限に関連している。これは、標準宇宙論が最終散乱面までと仮定される限り変えることができない。
我々は、球状星団Palomar5（Pal 5）を調査した。この球状星団は、潮汐的に、典型的な幅0.7 degreeをもち、22 degreeに広がる冷たくて細い流れに崩されている。我々は、観測からPal 5の現在の位置、距離、径方向の速度を固定して、この流れのモデルを作った。一方、固有運動を変化することは許した。
球形のダークマターハローでは、我々は簡単に観測された形態にフィットするモデルを見つけることはできた。しかし、Pal 5モデルでは、Sagittariusの流れの性質の説明を提案したLaw \& Majewski (2010)の３軸不等のポテンシャルでは発見できなかった。この場合、Pal 5の長くて細くて曲がった形態はそのようなポテンシャルの設定を却下すっるのに使える。このようなポテンシャルにおける流れのようなPal 5は、観測の曲率がなく、真っ直ぐすぎるか、stream-fanningとよぶ普通でない形態を示す。ポテンシャルの３軸不等に敏感な兆候だ。
我々は、他の細くて潮汐のある流れの存在は、ダークマターハローの方向と形に広い制限を与えると結論する。
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「
Are all voids the same?」
Tavasoli et al.
＝アブストラクト＝
銀河の生成や進化に対する低密度差異環境の影響を、z～0.055までのSDSS DR10ボイドカタログからとってきた、ボイドにある約1000この銀河の光の性質を解析することで研究した。
我々は、ボイド銀河をホストボイドの光度密度によって２つのサブサンプルに分けた。
の'sparse void'と
の'populous void'である。sparse voidの銀河はpopulous voidの銀河より軽いということを発見した。
populous voidの銀河の光度分布は同じレッドシフト範囲のSDSSサーベイで観測される分布と同じだ。sparse voidの銀河は青く、比較的ゆっくりと連続した星生成をしているかもしれないと提案している。加えて、populous voidの銀河の光度関数はsparse voidでは同じようには成り立たないシェヒター関数で表されている。
我々は、このサンプルの金属量と冷たいガスの速度幅の関係を、QSO-DLAsのものと比較し、完全に一致することを発見した。そして、我々のサンプルの質量-金属量関係のレッドシフト進化をQSO-DLAsのものと比較し、GRBホストはレッドシフト2.6くらいで、この進化が遅く始まることを発見した。
我々は、QSO-DLAサンプルから決定される基準を使って、GRBホスト銀河の星質量を予言し、SEDフィッティングから質量が決定された4つのホストの星質量の測定値を比較した。見事な一致をし、全ての使えるデータとテストに基づいて、long GRB-DLAホストと介在しているQSO-DLAsは、同じ種族から引き出されるものとコンシステントである。
GRBホスト銀河とQSO-DLAsは、異なるインパクトパラメータの分布を持つと発見し、簡単に、これが統計的サンプルにどのように影響するかを議論する。インパクトパラメータ分布は２つの効果を持っている。まず、どんな金属量勾配でも、銀河中心の金属量から測定される金属量をシフトする。２つめは、ダークマターハローのポテンシャル井戸の異なる部分を通る視線パスが、異なる速度場がサンプルされる原因となる。
我々は、この２つめの効果が検出されるかもしれないということを提案する証拠を報告する。
＝コメント＝
DLA=Damped Lyman Alpha。吸収系を考えるのも重要だなー。
しかし、当面はあんまり関係ないかも。
GRBのスペクトル考えるには必要だと思われるが。
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「
A Local Clue to the Reionization of the Universe」
Borthakur et al.
＝アブストラクト＝
宇宙の再電離を担った銀河の種族を特定することは、天文学で長く立ちはだかる問題である。我々は、電離フ
最終更新：2014年11月04日 00:24
