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Tue 17 Mar 20 18:00:00 GMT -- Wed 18 Mar 20 18:00:00 GMT

全天空角パワースペクトル:I. TGSS 150 MHzサーベイを使用した輝度温度変動の推定

Title All_sky_angular_power_spectrum:_I._Estimating_brightness_temperature_fluctuations_using_TGSS_150_MHz_survey
Authors Samir_Choudhuri,_Abhik_Ghosh,_Nirupam_Roy,_Somnath_Bharadwaj,_Huib._T._Intema_and_Sk._Saiyad_Ali
URL https://arxiv.org/abs/2003.07869
銀河のシンクロトロン放射の測定は、再イオン化の時代からの21cmの研究に関連しています。シンクロトロン放射の研究は、銀河の乱流星間媒体(ISM)の磁場と宇宙線電子密度の変動を定量化するのにも役立ちます。ここでは、150{\rmMHz}でTIFRGMRTSkySurvey(TGSS)を使用した拡散シンクロトロン放射の全天角パワースペクトル$(C_{\ell})$測定値を示します。モデル化されたポイントソースを減算する前後の可視データを使用して、$C_{\ell}$を推定します。測定された$C_{\ell}$の振幅は、点光源を差し引くと大幅に低下し、残差データの銀河面でもわずかに高くなります。残りの$C_{\ell}$は、銀河のシンクロトロン放射によって支配される可能性が最も高いです。残留$C_{\ell}$の振幅は、銀河面から大きく離れています。北半球と南半球では、円盤から拡散ハローが卓越する領域への遷移領域である緯度範囲$15-30^{\circ}$を除いて、測定値が非常に対称的であることがわかります。この干渉測定と150{\rmMHz}のHaslamrmsマップのスケーリングされたバージョンとの比較は、ここで考慮されるほとんどの緯度範囲で相関係数$(r)$が0.5以上であることを示しています。これは、TGSS調査が拡散銀河放射光に非常に敏感であることを意味します。

PyBirdコードを使用したEFTofLSSからの$ w $ CDMの制限

Title Limits_on_$w$CDM_from_the_EFTofLSS_with_the_PyBird_code
Authors Guido_D'Amico,_Leonardo_Senatore,_Pierre_Zhang
URL https://arxiv.org/abs/2003.07956
大規模構造の有効場理論を適用して、$w$CDM宇宙モデルを分析します。パワースペクトルの完全な形状と、BOSSのBAO再構成後の測定、パンテオンの超新星、およびBBNの事前分布を使用することにより、競争力のあるCMB非依存の制限$w=-1.046_{-0.052}^{+0.055}$$68\%$CL。PlanckCMBデータを追加すると、$w=-1.023_{-0.030}^{+0.033}$が$68\%$CLで見つかります。結果はPyBirdを使用して取得しました。新しく公開されたPythonベースのコードで、一般に公開されています。

せん断ダスト宇宙におけるアインシュタインの方程式の数値解:コード比較

Title Numerical_solutions_to_Einstein's_equations_in_a_shearing-dust_Universe:_a_code_comparison
Authors Julian_Adamek,_Cristian_Barrera-Hinojosa,_Marco_Bruni,_Baojiu_Li,_Hayley_J._Macpherson,_and_James_B._Mertens
URL https://arxiv.org/abs/2003.08014
近年、宇宙構造形成の一般相対論的シミュレーションのための多くのコードが開発されました。ここでは、これらのコードのサンプルがニュートン体制を超えて一貫した結果を生成することを示します。重力磁気に支配されているアインシュタインの方程式の解をシミュレートします。これは、ニュートン重力には存在せず、フレームドラッギング(ポストニュートン効果)をもたらすベクトル型重力場です。独立した各コードでレイトレーシングを実行することにより、交差するヌル測地線に対する座標不変効果を計算します。この観測可能な量を使用して、相対論的効果を計算する各コードの能力を評価および比較します。

大規模構造を持つ精密宇宙論に対する盲目的な挑戦:赤方偏移空間銀河パワースペクトルの有効場理論からの結果

Title Blinded_challenge_for_precision_cosmology_with_large-scale_structure:_results_from_effective_field_theory_for_the_redshift-space_galaxy_power_spectrum
Authors Takahiro_Nishimichi,_Guido_D'Amico,_Mikhail_M._Ivanov,_Leonardo_Senatore,_Marko_Simonovi\'c,_Masahiro_Takada,_Matias_Zaldarriaga_and_Pierre_Zhang
URL https://arxiv.org/abs/2003.08277
銀河のパワースペクトルの正確な理論的テンプレートは、進行中および将来の分光調査の成功の鍵です。効果的な大規模構造の場の理論がそのようなテンプレートを提供し、宇宙論的パラメーターを正しく推定できる程度を調べます。そのために、BOSS銀河サンプルを模倣しているが、100倍の累積体積をカバーする高解像度モックカタログの赤方偏移空間パワースペクトルから宇宙論的パラメーターを推測する盲目的な挑戦を開始します。この巨大なシミュレーションボリュームにより、理論的なモデリングによる体系的なバイアスと、サンプルの分散による統計的な誤差を分離できます。課題のタスクは、シミュレーションで使用される3つの未知の入力パラメーター、ハッブル定数、物質密度分率、およびクラスター化振幅を測定することでした。さらに別の独立したグループによって生成された模擬シミュレーションデータに適合した2つの独立したチームによって行われた分析を提示します。これにより、アナライザーによる確認バイアスを回避し、特定のEFT実装の可能なチューニングを特定できます。両方の独立したチームは、総シミュレーション量に対応するサブパーセント統計誤差内で入力パラメーターの真の値を回復しました。

Myrタイムスケールでのエンケラドスでの衝撃駆動プルーム形成の繰り返し

Title Repeated_Impact-Driven_Plume_Formation_On_Enceladus_Over_Myr_Timescales
Authors Amir_Siraj,_Abraham_Loeb
URL https://arxiv.org/abs/2003.07866
エンケラドスの南極にある「虎の縞」の特徴から噴出する水プルームは、地球規模の地下海につながると考えられています。「タイガーストライプ」を形成するために必要な初期応力の提案された起源には、真の極移動を必要とする巨大な衝撃、または海底の部分的な凍結を必要とする引張応力が含まれます。これらの仮説のさらなる問題は、「虎の縞」が短命かもしれないということです。ここでは、衝撃リサーフェシングがプルームを封鎖し、質量損失が$\sim1\mathrm{\;Myr}$を超える圧縮および閉鎖につながる可能性があることを示します。現在プルームが観察されているため、$\sim1\mathrm{\;Myr}$ごとに新しいプルームを生成でき、そのようなプルームが南極で形成される可能性が最も高いメカニズムが必要です。私たちは、衝撃が断裂とプルームの継続的な扇動のための適切な繰り返しソースを構成する可能性を提案し、調査します。エンケラドスへの影響の割合は、南極の圧倒的多数であるGyrあたり$\sim10^3$独立したプルームシステムの形成を示唆しており、月の南極のカッシーニ由来の年齢と一致していることがわかります。のような爆撃履歴、破壊寿命の推定値、および並行破壊伝播に必要なパラメーターを使用します。このモデルは、ガリレオ衛星のそれに類似するものよりも、トリトンのそれに似た砲撃の歴史を支持し、半径$1\mathrm{\;km}<R<10\のインパクターに対して累積指数法則4.2を支持します。mathrm{\;km}$。

MUSEを使用したPDS 70bの降着特性

Title Accretion_Properties_of_PDS_70b_with_MUSE
Authors Jun_Hashimoto,_Yuhiko_Aoyama,_Mihoko_Konishi,_Taichi_Uyama,_Shinsuke_Takasao,_Masahiro_Ikoma,_and_Takayuki_Tanigawa
URL https://arxiv.org/abs/2003.07922
VLT/MUSEで得られたPDS〜70bの降着特性の新しい評価を報告します。Haffertらの以前の研究との主な違い。(2019)および青山&生駒(2019)は、大量降着率です。H$\alpha$やH$\beta$などの複数行の同時観測により、降着惑星の物理的特性をより適切に制約できます。PDS〜70bからH$\alpha$の放出を明確に検出しましたが、H$\beta$の放出は検出されませんでした。H$\beta$のラインフラックスは、3-$\sigma$の上限で2.3〜$\times$〜10$^{-16}$〜erg〜s$^{-1}$〜と推定されます。cm$^{-2}$。PDS〜70bのフラックス比$F_{\rmH\beta}$/$F_{\rmH\alpha}$は、$<$〜0.28です。青山らによる数値調査(2018)絶滅が無視できる場合、$F_{\rmH\beta}$/$F_{\rmH\alpha}$を1に近づけることを提案します。フラックス比の減少は消光によるものと考え、星間を使用してPDS〜70bのH$\alpha$($A_{\rmH\alpha}$)の消光を$>$〜2.0〜magと推定します。絶滅値。%PDS〜70bの位置にある原始惑星系円盤のギャップの予想される$A_{\rmH\alpha}$値は2.4〜magであり、これは推定絶滅と一致しています。H$\alpha$の線幅とH$\alpha$の赤みを帯びた線の明度を組み合わせることにより、PDS〜70bの動的質量と質量降着率を\hashimotor{12〜$\pm$〜3〜$に導きますM_{\rmJup}$}および$\gtrsim$〜5〜$\times$〜10$^{-7}$〜$M_{\rmJup}$〜yr$^{-1}$。PDS〜70bの質量降着率を$\gtrsim$〜5〜$\times$〜10$^{-7}$〜$M_{\rmJup}$〜yr$^{-1}$と導出します。PDS〜70bの質量降着率は、PDS〜70のそれよりも一桁大きい。充填係数$f_{\rmf}$(H$\alpha$を放出する惑星表面の小数領域)は$\gtrsim$0.01であり、これは典型的な星の値に似ていることがわかりました。$f_{\rmf}$の小さな値は、H$\alpha$放出領域がPDS〜70bの表面に局在していることを示しています。

海王星の宇宙船のテザーキャプチャ

Title Tether_Capture_of_spacecraft_at_Neptune
Authors J._R._Sanmart\'in_and_J._Pel\'aez
URL https://arxiv.org/abs/2003.07985
過去の惑星ミッションは、アイスジャイアンツのフライバイミッションと比較して、ガスジャイアンツでは広範かつ詳細でした。現在、電気力学的テザーを使用した海王星へのミッションは、テザーが軌道挿入のための自由な推進力と力を提供する能力、および追加の探索操縦を可能にするため、検討中です。標準的なオービターミッションよりも多くのミッション能力を提供します。テザーの動作は、プラズマ密度と磁場$\mathbf{B}$に依存しますが、テザーは、定義されていない密度プロファイルを処理でき、陽極セグメントは密度に合わせて自己調整します。惑星磁場は、惑星内部の小さな体積の電流、磁気モーメントベクトル、および通常、双極子の法則の近似によるものです。土星や木星と比較すると、ネプチューンの磁気構造はかなり複雑です。双極子は赤道面の下に位置し、惑星の中心から大きくずれており、その回転軸に対して大きく傾斜しています。ローレンツドラッグの仕事は距離とともに急速に減少するため、惑星の近くでの捕捉時に宇宙船の近点を必要とし、大きなオフセットを可能にして捕捉効率(宇宙船とテザーの質量比)をオフセットなしの場合よりも十分に大きくすることができます。S/Cは、ダイポールの子午面を横切って、S/Cがそれに面した状態で近点に最適に到達する場合があります。この便利な同期は、キャプチャ中に海王星がほとんど回転しないことで緩和されます。計算により最大効率は約12になりますが、$10^{\circ}$経線誤差は効率を約6%低下させます。効率の結果は、ネプチューン回転を完全に含め、詳細な双極子および四重極の補正を考慮するために、新しい計算を行う必要があることを示唆しています。

超高速イメージングとSPHシミュレーションを使用して観測された衝突点付近の衝突イジェクタ、および2つの方法の比較

Title Impact_Ejecta_near_the_Impact_Point_Observed_using_Ultra-high-speed_Imaging_and_SPH_Simulations,_and_a_Comparison_of_the_Two_Methods
Authors Takaya_Okamoto,_Kosuke_Kurosawa,_Hidenori_Genda,_Takafumi_Matsui
URL https://arxiv.org/abs/2003.08103
衝突速度に匹敵する速度での高速衝突放出物は、惑星体間の物質輸送と衝突クレーターから遠く離れた放出物の堆積に寄与すると予想されます。実験的手法と数値的手法の両方を使用して、45度と90度の角度で生成された高速噴出物の挙動を調査しました。千葉工業大学の惑星探査研究センター(日本)で開発された実験システムにより、噴出物の初期成長を観察することができました。〜4kms$^{-1}の衝突速度で直径4.8mmのポリカーボネート発射体がポリカーボネートプレートに衝突する場合、0.2$\mathrm{{\mu}}$s間隔で高速イジェクタをイメージングすることに成功しました。$。さまざまな数値分解能の平滑化粒子流体力学(SPH)シミュレーションが、実験に関連するのと同じ衝撃条件に対して行われました。実験とシミュレーションで噴出物の形態と速度を比較し、高解像度シミュレーション(発射体を表す$\geq10^6$SPH粒子)との密接な一致を確認しました。私たちの高解像度シミュレーションから得られた噴出物の速度分布によると、斜めの衝撃に対する高速噴出物の噴出速度は、垂直衝撃の噴出速度よりもはるかに大きい。斜めの衝撃でターゲット表面に平行に貫通する発射体の並進運動は、噴出物の根元で長期の持続的な加速を引き起こす可能性があります。

トランジションディスクSR 21のミリメートルキャビティ内のスパイラル

Title Spirals_inside_the_millimeter_cavity_of_transition_disk_SR_21
Authors G._A._Muro-Arena,_C._Ginski,_C._Dominik,_M._Benisty,_P._Pinilla,_A._J._Bohn,_T._Moldenhauer,_W._Kley,_D._Harsono,_T._Henning,_R._G._van_Holstein,_M._Janson,_M._Keppler,_F._M\'enard,_L._M._P\'erez,_T._Stolker,_M._Tazzari,_M._Villenave,_A._Zurlo,_C._Petit,_F._Rigal,_O._M\"oller-Nilsson,_M._Llored,_T._Moulin,_and_P.Rabou
URL https://arxiv.org/abs/2003.08189
惑星と円盤の相互作用の流体力学的シミュレーションは、惑星が散乱光とダストの熱放射の両方で円盤で頻繁に観察される多くの下部構造の原因である可能性を示唆しています。これらの機能の遍在にもかかわらず、ディスクに埋め込まれた惑星と惑星のギャップ内のスパイラルアームのような特定の相互作用の機能の直接的な証拠はまだ珍しいままです。本研究では、遷移ディスクの空洞にある推定埋没惑星の特性を推測するために、流体力学シミュレーションのコンテキストでの最近の観測結果について議論します。SPHERE/IRDISによる散乱光と0.1インチの空間解像度でのALMAバンド3(3mm)観測による熱塵放出で、HバンドのトランジションディスクSR21をイメージングしました。これらのデータセットを既存のバンド9(430um)と組み合わせます。バンド7(870um)ALMA連続体データ。バンド3連続体データは、大きな空洞と、ダストトラッピングを強く示唆する53auでピークに達する明るいリングを示しています。リングは、北西に明るい領域を持つ顕著な方位角非対称性を示しています。同様に非対称なリングが偏光散乱光の同じ場所に現れ、mm空洞内の一連の明るいらせんと、外側のリングへのギャップを埋めるかすかならせんに加えて。これらの特徴は、惑星円盤相互作用の以前の多くの流体力学モデルと一致しており、44auおよびPA=11{\deg}での〜1MJup惑星の存在を示唆しています。mmキャビティ、および1推定される惑星の位置を正確に推測することができます。可能性のある惑星の位置は観測によって十分に制約されているため、その円盤にまだ埋め込まれている惑星の仲間の直接的な証拠を検索するフォローアップ観測の理想的な候補です。

巨大な星形成の塊?

Title Giant_star-forming_clumps?
Authors R._J._Ivison_(ESO),_J._Richard,_A._D._Biggs,_M._A._Zwaan,_E._Falgarone,_V._Arumugam,_P._P._van_der_Werf_and_W._Rujopakarn
URL https://arxiv.org/abs/2003.07863
AtacamaLargeMillimeterArray(ALMA)の空間解像度では、遠方の宇宙のほこりの多い銀河は、通常、中央半分の光半径$\approx$1kpcの単一でコンパクトな塵の放出の塊として現れます。時折、前景の銀河または銀河団による強力な重力レンズ効果により、空間スケールが1から2桁小さく探索され、しばしば後期段階の合併が明らかになり、時にはサブ構造の食欲をそそるヒントが示されます。特に、レンズ付き銀河の1つである$z=$2.3のCosmicEyelashは、空間スケール$\approx$100pcで星間物質がはっきりとした顕著な塊を示す例として広く引用されています。局所宇宙の巨大分子雲よりも7桁明るい、これらの特徴は、多くの$z\sim$2-3銀河で観測された青い塊が進行中の星形成の重要な場所であり、ガスと星。ここでは、宇宙まつげのほこりの連続体が実際に滑らかであり、有効な半径1.2および4.4kpcの2つのS\'sericプロファイルを使用して再現できることを明らかにするアルマのデータを示します。空間スケール$\approx$80pc、星形成率$<$3M$_\odot$yr$^{-1}$まで。

CALIFA調査のHII地域:I.カタログプレゼンテーション

Title HII_regions_in_the_CALIFA_survey:_I._Catalog_presentation
Authors C._Espinosa-Ponce,_S._F._S\'anchez,_C._Morisset,_J._K._Barrera-Ballesteros,_L._Galbany,_R._Garc\'ia-Benito,_E._A._D._Lacerda,_D._Mast
URL https://arxiv.org/abs/2003.07865
拡張されたCALIFAおよびPISCOサンプルの積分フィールド分光法(IFS)データに基づいて、HII領域の新しいカタログを提示します。HII領域の選択は、2つの仮定に基づいていました。H$\alpha$放射のコントラストの高い塊状構造と、若い星からなる星の母集団です。このカタログは、3745〜7200Aの波長範囲をカバーする51本の輝線のフラックス強度と同等の幅を含む、924銀河に対応する26,408個の個々の領域の分光情報を提供します。私たちの知る限り、これはHII領域の分光特性の最大のカタログです。拡散イオン化ガスの寄与から輝線を汚染除去する新しいアプローチを探求します。この拡散ガス補正は、考慮されたスペクトル範囲内のすべての輝線を補正すると推定されました。HII領域のカタログが修正されると、古典的な診断図に新しい境界線が提案されます。最後に、HII領域の基になる恒星集団の特性を調べます。星雲のイオン化条件と恒星集団の特性の間には、イオン化された領域の物理的条件に加えて直接的な関係があることがわかりました。

いて座ストリームの球状星団。 Gaia DR2でメンバーと候補者を改訂する

Title Globular_Clusters_in_the_Sagittarius_stream._Revising_members_and_candidates_with_Gaia_DR2
Authors M._Bellazzini,_R._Ibata,_K._Malhan,_N._Martin,_B._Famaey,_G._Thomas
URL https://arxiv.org/abs/2003.07871
GaiaDR2データを使用して、射手座d星回転楕円体銀河(SgrdSph)の潮流に対する銀河球状星団(GC)の関連付けのケースを再検討します。RRLyraeを使用して6Dでストリームをトレースし、観測されたストリームに位置と速度で一致するクラスターを選択します。銀河の本体にあるクラスター(M54、Ter8、Ter7、Arp2)に加えて、最近の銀河系で失われた星によって占められたトレーリングアームの部分へのPal12とWhiting1のメンバーシップを確認します。パッセージ。NGC2419、NGC5634、NGC4147は非常に興味深い候補であり、ストリームのより古いラップに関連している可能性があります。銀河の恒星核内にあるM54を除くこれらすべてのクラスターは、ストリームのトレーリングアームにあります。選択したクラスターは、[Fe/H]対[Mg/Fe]、[Ca/Fe]パターン、およびSgrdSph本体のフィールドスターによって表示される年齢と金属の関係と完全に一致しています。

{\ it Gaia}時代の赤い塊星の多波長絶対値と色

Title Multiwavelength_Absolute_Magnitudes_and_Colours_of_Red_Clump_Stars_in_{\it_Gaia}_Era
Authors Olcay_Plevne,_\"Ozgecan_\"Onal_Ta\c{s},_Sel\c{c}uk_Bilir,_George_M._Seabroke
URL https://arxiv.org/abs/2003.07887
この研究は、APOGEEとGALAHDR2の組み合わせカタログから選択された赤い塊(RC)星の絶対強度と色の多波長調査を提示し、{\itGaia}DR2天文データと{の多波長測光データで補完されます\itGALEX}GR6/7、SDSSDR7、{\itGaia}DR2、2MASS、および{\itWISE}空の調査。分析は、{\itGaia}三角視差、(1/$\varpi$)およびBayes統計、および[$\alpha$/Fe]$\times$の化学的に定義された銀河円盤の人口を使用したさまざまな距離推定方法に集中しています。[Fe/H]プレーン。このような調査は、RCの光度に対する人口効果の長い間研究されてきた問題に疑問を投げかけています。2つの異なる距離推定アプローチを使用すると、(i)化学的な薄い円盤と化学的な厚い円盤のRC星は絶対強度が異なることが示されますが、色はすべての測光バンドで同じままです。絶対光度は、銀河系の人口の変化に伴い、1/$\varpi$で-0.12〜+0.13等の間で変化します。絶対値のこの変動は、他の方法の方が大きいことがわかります。(ii)2MASS測光用のGalaxyのBesan\c集団合成モデル。化学集団間の絶対的な大きさの差は、薄い円盤から厚い円盤まで-0.35から-0.40等の間で見つかりました。結果を互いに比較すると、絶対強度の差は、観測値よりもモデルで約3倍大きくなります。RC絶対光度は、銀河系の人口の$\alpha$要素の存在量に依存することを確認します。

$ {\ text {Pr} _ \ mathrm {M}} \ ge 1 $のゆらぎダイナモの飽和メカニズムについて

Title On_the_saturation_mechanism_of_the_fluctuation_dynamo_at_${\text{Pr}_\mathrm{M}}_\ge_1$
Authors Amit_Seta,_Paul_J._Bushby,_Anvar_Shukurov,_Toby_S._Wood
URL https://arxiv.org/abs/2003.07997
多くの天体物理学のオブジェクトの磁場の存在は、ダイナモ作用によるものであり、それによって運動エネルギーの一部が磁気エネルギーに変換されます。乱流と同じスケールで磁場構造を生成する乱流ダイナモは、変動ダイナモとして知られています。数値シミュレーションを使用して、駆動された乱流におけるゆらぎダイナモの非線形で統計的に定常な状態を調べます。磁場の成長が飽和すると、その増幅と拡散の両方が、流れに対するローレンツ力の逆反応の影響を受けることを示しています。速度場、磁場、および電流密度の強い整列により、磁場の増幅が減少します。さらに、磁力線の伸びが弱いために増幅が減少することを確認します。磁力線の伸張に対する拡散の強化は、磁気レイノルズ数の計算された局所値の減少によって定量化されます。ミンコフスキー汎関数を使用して、ダイナモが運動フィラメントと飽和ダイナモの両方で磁気フィラメントとリボンとして生成する磁気構造の形状を定量化し、磁気レイノルズ数で磁気構造の典型的な長さ、幅、厚さのスケーリングを導き出します。ダイナモが飽和すると、これら3つの磁気長さスケールがすべて増加することを示します。キネマティックダイナモ(磁場強度が指数関数的に増加する)に強い磁気間欠性は、統計的に安定した状態で持続しますが、強い磁気フィラメントとリボンはより多くの体積で満たされます。

核星団を持つ銀河における潮disrupt崩壊イベント率の強化:war星から楕円まで

Title Enhancement_of_the_tidal_disruption_event_rate_in_galaxies_with_a_nuclear_star_cluster:_from_dwarfs_to_ellipticals
Authors Hugo_Pfister,_Marta_Volonteri,_Jane_Lixin_Dai_and_Monica_Colpi
URL https://arxiv.org/abs/2003.08133
質量が$2.5\times10^4\mathrm{M}_\odot$の低質量の局所的な大質量ブラックホール(MBH)の周りの潮disrupt崩壊イベント(TDE)レートを計算して、初めてd星体制を調査します。37個の銀河のサンプルを選択します。これらのサンプルには、表面の星の密度プロファイル、MBHの質量の動的推定値、および天の川を含む6個の核星団(NSC)が分解されています。天の川の場合、NSCを考慮した場合の合計TDEレートは$\sim10^{-4}\mathrm{yr}^{-1}$であり、$\sim10^{-7}\それ以外の場合はmathrm{yr}^{-1}$。TDEは主に光($<3\times10^{10}\mathrm{M}_\odot$)銀河のNSCから供給され、数$10^{-5}\mathrm{yr}^{-1}$、および無核銀河と比較して最大2桁の強化。銀河の有核分数を考慮に入れて、銀河の質量の傾向を調べるために、スケーリング関係の異なるセットを使用して、模擬銀河集団を作成します。全体として、銀河が$10^{11}\mathrm{M}_\odot$よりも大きく、MBHを含む場合に低下する数$10^{-5}\mathrm{yr}^{-1}$の割合が見つかります。星全体を飲み込み、TDEが観測されない。

深層生成ネットワークを使用した天体画像の異常値の検出

Title Detecting_outliers_in_astronomical_images_with_deepgenerative_networks
Authors Berta_Margalef-Bentabol,_Marc_Huertas-Company,_Tom_Charnock,_Carla_Margalef-Bentabol,_Mariangela_Bernardi,_Yohan_Dubois,_Kate_Storey-Fisher,_Lorenzo_Zanis
URL https://arxiv.org/abs/2003.08263
将来のビッグデータ調査の出現により、教師なし発見のための自動化ツールがますます必要になっています。この作業では、天文イメージングデータセットの外れ値を検出するための深い生成ネットワークの能力を調査します。このような生成モデルの主な利点は、ピクセル空間から直接複雑な表現を学習できることです。したがって、これらの方法により、従来のモーメントベースのアプローチでは見落とされがちな微妙な形態的偏差を探すことができます。生成モデルを使用して、トレーニングセットで定義された\emph{expected}データの表現を学習し、特定のオブジェクトの最適な再構築を探して、学習した表現からの偏差を探します。この最初の概念実証作業では、2つの異なるテストケースにメソッドを適用します。最初に、シミュレートされた銀河のセットから、孤立した銀河のサンプルのみでネットワークをトレーニングすると、$\sim90\%$の融合銀河を検出できることを示します。次に、モデルで十分に表現されていない観測された銀河を特定することにより、提示されたアプローチを使用して観測と流体力学シミュレーションを比較する方法を探ります。

波の暗黒物質と超拡散銀河

Title Wave_Dark_Matter_and_Ultra_Diffuse_Galaxies
Authors Alvaro_Pozo,_Tom_Broadhurst,_Ivan_De_Martino,_Hoang_Nhan_Luu,_George_F._Smoot,_Jeremy_Lim,_Mark_Neyrinck
URL https://arxiv.org/abs/2003.08313
ストリング理論のアキソニックスカラー場粒子などのボーズ・アインシュタイン凝縮体としての暗黒物質は、暗黒物質の冷たさを大規模に説明できます。このコンテキストでの先駆的なシミュレーションは、ドブロイスケールで干渉する励起状態のハローに囲まれたすべての銀河内の基底状態ソリトンコアを持つ、豊かな波のような構造を予測します。このドブロイスケールは、運動量がより低いため、低質量銀河で最大であり、小回転楕円体銀河の広いコアの簡単な説明を提供します。ここでは、これらの「波の暗黒物質」($\psi$DM)予測を、新たに発見されたクラスの「超拡散銀河」(UDG)に拡張します。現在最もよく研​​究されている例であるDF44は、均一速度分散が$\simeq33$km/sであり、最低3kpcまで拡張され、ソリトン半径が$\の$\psi$DMシミュレーションで再現されていますsimeq0.5$kpc。$\psi$DMのコンテキストでは、DF44の比較的平坦な分散プロファイルが、密集したソリトンを持つ巨大な銀河の間にあることを示しています。AntliaIIのような、半径3Kpcの広く低密度のソリトン内。対照的に、標準的なCDMでは、本来の中心カスプに対抗するために過度の接線方向の恒星運動が支配的である必要があり、そうでなければ中心速度分散が強化されます。

近隣銀河調査のLBT衛星(LBT-SONG):NGC 628の衛星人口

Title The_LBT_Satellites_of_Nearby_Galaxies_Survey_(LBT-SONG):_The_Satellite_Population_of_NGC_628
Authors A._Bianca_Davis,_Anna_M._Nierenberg,_Annika_H._G._Peter,_Christopher_T._Garling,_Johnny_P._Greco,_Christopher_S._Kochanek,_Dyas_Utomo,_Kirsten_Casey,_Richard_W._Pogge,_Daniella_Roberts,_David_J._Sand,_Amy_Sardone
URL https://arxiv.org/abs/2003.08352
近距離銀河の大型双眼望遠鏡衛星調査(LBT-SONG)の最初の衛星システムを紹介します。これは、大マゼラン雲から天の川質量の星形成銀河までの局所衛星集団を特徴付ける調査です。この論文では、衛星の発見と完全性の測定方法を説明し、このフレームワークを天の川の恒星質量の約1/4の孤立した銀河であるNGC628に適用します。NGC628dwA、dwB、それぞれ$\text{M}_{\text{V}}$=$-12.2$および$-7.7$の2つの新しいd小衛星銀河候補を提示します。NGC628dwAは古典的なd星で、NGC628dwBは再イオン化後に消光されたと思われる低光度の銀河です。完全性の修正は、これら2つの衛星の存在がCDMの予測と一致していることを示しています。衛星の色は、銀河が活発に星を形成しておらず、超they星の特徴である純粋に古代の星の集団を持っていないことを示しています。代わりに、NGC4214システムに関する以前の研究と一致して、最近の消光の兆候を示しており、環境消光は、天の川より小さいホストでも衛星個体数の修正に役割を果たすことができることを示しています。

スペクトルエネルギー分布の分析に基づいたblazar Mrk 421の物理パラメーターのバリエーション

Title Variations_of_the_physical_parameters_of_the_blazar_Mrk_421_based_on_the_analysis_of_the_spectral_energy_distributions
Authors Yurika_Yamada,_Makoto_Uemura,_Ryosuke_Itoh,_Yasushi_Fukazawa,_Masanori_Ohno,_Fumiya_Imazato
URL https://arxiv.org/abs/2003.08016
BlazarMrk421で観測されたジェットの物理的パラメーターの変動について報告し、いくつかのスペクトルエネルギー分布(SED)の分析に基づいて、ジェットのX線フレアの起源を説明します。SEDは、1ゾーンシンクロトロン自己コンプトン(SSC)モデルを使用してモデル化され、そのパラメーターはマルコフ連鎖モンテカルロ法を使用して決定されます。TeVエネルギーでのデータの欠如は、多くのパラメーターを一意に決定できず、相関していることを意味します。これらは詳細に研究されています。最適な解は、磁場(B)、ドップラー係数、放出領域のサイズ、電子エネルギー分布の正規化係数の4つのパラメーターのいずれかに制約を適用した場合にのみ一意に決定できることがわかりました。2009年から2014年までの31セットのSEDを使用し、UVOT/SwiftおよびKanata望遠鏡で観測した光学UVデータ、XRT/SwiftでX線データ、およびFermiLargeAreaTelescope(LAT)でガンマ線データを使用しました。SED分析の結果は、X線かすかな状態では、比較的強い磁場(B〜10^-1G)で比較的小さな領域(〜10^16cm)で放射が発生することを示唆しています。X線の明るい状態は、微弱な状態とは逆の傾向を示します。つまり、おそらくジェットと下流の弱い磁場(B〜10^-3)の下流に大きな放射領域(〜10^18cm)がありますG)。高いX線束は、電子の最大エネルギーの増加によるものでした。一方、2種類の放射領域が存在するということは、1ゾーンモデルが、観測されたSEDの少なくとも一部を再現するには不適切であることを意味します。

ジェットの静止特性の研究:BL Lacertae。 I.サブ解析スケールでのダイナミクスと輝度の非対称性

Title Studies_of_stationary_features_in_jets:_BL_Lacertae._I._Dynamics_and_brightness_asymmetry_on_sub-parsec_scales
Authors T.G._Arshakian,_A.B._Pushkarev,_M.L._Lister,_M.H._Cohen,_T._Savolainen
URL https://arxiv.org/abs/2003.08181
環境。15GHzでのBLLacertaeのVLBAモニタリングは、無線コアから0.26masのジェットの最も内側の部分に準定常無線機能があることを明らかにしています。静止した特徴は多くの危険に見られますが、詳細に調査されることはめったにありません。ねらい17年以上のサブミリ秒の分解能(サブスケール)でのVLBAモニタリングに基づいて、BLLacertaeのジェットの準定常特性の運動学、ダイナミクス、明るさを研究することを目指しています。メソッド。最も内側の準定常特性の位置の不確実性と磁束漏れの影響を分析し、静的特性と無線コアの動きを区別する統計ツールを開発します。おもちゃのモデルを構築して、観測された準定常成分の放出をシミュレートします。結果。準定常成分の軌道がジェット軸に沿って整列していることがわかります。これは無線コアの変位として解釈できます。ジェットが安定した状態では、コアシフトは静止コンポーネントの見かけの変位に大きく影響し、反転を伴う軌道運動を示します。準静止コンポーネントは、月の時間スケールで超光速が低いため、位置誤差が大きい可能性があります。年の時間スケールでは、見かけの速度は約0.07cの準相対論的です。準定常成分の輝度プロファイルはジェット軸に沿って非対称であり、ジェット軸に対して横方向であり、この効果はエポックで変化しないことがわかります。結論。準静止コンポーネントの軌道と速度を測定するには、正確な位置決定、観測の高いリズム、およびコアシフトの適切な説明が重要です。その動きはジェットノズルの動作に似ています。ジェットノズルは、スイング運動で流出を引きずり、下流に移動するさまざまな振幅の横波を励起します。(略称)

3C 454.3の長期光度曲線におけるガンマ線フレア

Title Gamma-Ray_Flares_in_Long_Term_Light_Curve_of_3C_454.3
Authors Avik_Kumar_Das,_Raj_Prince,_Nayantara_Gupta
URL https://arxiv.org/abs/2003.08266
3C454.3はフレア状態で頻繁に観察されます。この光源の長期光度曲線は、FermiLAT検出器からの9年間(2008年8月-2017年7月)のデータで分析されています。5つのフレアと1つの静止状態を特定しました。フレアには、フレアリングフェーズ中に多くのピークを持つサブ構造があります。フレアの立ち上がり時間と減衰時間を推定し、他の同様のソースのフレアと比較しました。ガンマ線スペクトルエネルギー分布のモデリングは、ほとんどの場合、Logパラボラ関数がデータに最適であることを示しています。2つのフレアの時間依存のレプトンモデリングを行っており、同時マルチ波長データを利用できます。これらの2つの長続きするフレアFlare-2AとFlare-2Dは、それぞれ95日間と133日間続きました。これらのフレアのモデリングでは、ドップラーファクターの平均値、電子の注入光度、放出領域のサイズ、および放出領域の磁場を使用しました。放出領域は、シングルゾーンモデルの太線領域にあると想定されています。モデリング中に、エネルギー損失(シンクロトロン、シンクロトロン自己コンプトン、外部コンプトン)および放出領域からの電子の脱出が含まれています。これらのフレアをレプトンモデルでモデル化するために必要なジェットの総出力は、他のソースと比較して高いですが、エディントンの光度3C454.3よりも常に低いことがわかります。また、いくつかのフレアピークを選択し、ドップラーファクターの時間変化または短い時間スケールでの電子の注入光度がそれらの光度曲線を説明できることを示します。

かんらん石の診断スペクトル特性に関する修正ガウスモデルの研究と宇宙風化実験におけるその応用

Title Study_of_the_Modified_Gaussian_Model_on_olivine_diagnostic_spectral_features_and_its_applications_in_space_weathering_experiments
Authors Hui-Jie_Han,_Xiao-Ping_Lu,_Ya-Zhou_Yang,_Hao_Zhang,_Admire_Muchimamui_Mutelo
URL https://arxiv.org/abs/2003.07856
可視および近赤外(VNIR)反射スペクトルにおけるかんらん石の吸収特性は、その鉱物学的研究における重要なスペクトルパラメーターです。一般に、これらのスペクトルパラメーターは、適切な連続体除去を行う修正ガウスモデル(MGM)を活用することで取得できます。ただし、異なる連続体により、これらのパラメーターのデコンボリューション結果が変わる場合があります。この論文では、さまざまな化学組成を持つかんらん石の診断スペクトル特性を調査します。デコンボリューション結果を取得するためのMGMを使用した4つの異なる連続体除去方法が提示され、Mg数(Fo#)を予測するための回帰方程式が導入されています。結果は、ミネラル吸収機能に重ねられた異なる連続体が、吸収帯の形状、幅、および強度の明らかな変化と同様に、吸収中心をシフトさせることを示しています。さらに、2次多項式連続体の対数は、対数空間のスペクトルの全体形状と一致し、かんらん石が支配的なスペクトルの化学組成を推定するために適用される改善された回帰式も優れたパフォーマンスを発揮することがわかります。応用例として、改良されたアプローチがカンラン石のパルスレーザー照射に適用され、カンラン石の診断スペクトル特性に対する宇宙風化の影響をシミュレートおよび研究しています。実験により、宇宙の風化により吸収帯の中心がより長い波長にシフトすることが確認されています。したがって、リモートセンシングスペクトルから推定されるFo#は、実際の化学組成よりも小さい場合があります。これらの結果は、かんらん石粒とかんらん石支配の小惑星のスペクトルの違いを明らかにするための貴重な情報を提供するかもしれません。

天文ドップラー分光器の波長基準としてのルビジウム遷移

Title Rubidium_transitions_as_wavelength_reference_for_astronomical_Doppler_spectrographs
Authors Dmytro_Rogozin,_Tobias_Feger,_Christian_Schwab,_Yulia_V._Gurevich,_Gert_Raskin,_David_W._Coutts,_Julian_Stuermer,_Andreas_Seifahrt,_Thorsten_Fuehrer,_Thomas_Legero,_Hans_van_Winckel,_Sam_Halverson,_Andreas_Quirrenbach
URL https://arxiv.org/abs/2003.08205
正確な波長校正は、高解像度の分光観測にとって重要な問題です。理想的なキャリブレーションソースは、一定の強度の均一に分布したスペクトル線の非常に安定した高密度のグリッドを提供できるはずです。上記のすべての条件を満たす新しい方法が、私たちのグループによって開発されました。アプローチは、波長可変レーザーで非常に高い精度でファブリーペローエタロンの単一スペクトル線の正確な位置を積極的に測定し、それを非常に安定した波長標準と比較することです。標準の理想的な選択は、数十年にわたって光周波数標準として使用されてきたルビジウムのD2吸収線です。この手法では、分光器の安定した波長校正の問題が、1つのエタロンラインをRb遷移にどれだけ確実に測定して固定できるかという問題になります。この作業では、Rb飽和吸収分光法用の自己構築モジュールを紹介し、その安定性について説明します。

チャンドラは、X線で二重FU OrionisシステムRNO 1B / 1Cを解決します

Title Chandra_Resolves_the_Double_FU_Orionis_System_RNO_1B/1C_in_X-rays
Authors Stephen_L._Skinner_and_Manuel_Guedel
URL https://arxiv.org/abs/2003.07944
L1287雲にある若い星RNO1Bと1C(6$''$分離)の近いペアの新しいチャンドラX線観測を示します。RNO1Bは1978年から1990年に噴火し、FUOrionisstar(FUor)に分類されます。RNO1CはFUorのほとんどの特性も示していますが、噴火はまだ見られません。数ダースのFUorしか知られておらず、小さな角分離を持つ2つのそのようなオブジェクトの存在はまれであり、共通の起源を示唆しています。両方の星はチャンドラによってかすかに検出され、以前に検出された他のFUorのフレームワーク内でのX線特性を要約します。また、深く埋め込まれた若い星RNO1G、ジェットのような電波源VLA3、2回のチャンドラ被曝の2回目でのみ検出された2MASSカウンターパートのない謎の硬いフレア源など、L1287での他のX線検出も報告します。

偏光測定を使用して調査したアルファOphの回転

Title The_rotation_of_alpha_Oph_investigated_using_polarimetry
Authors Jeremy_Bailey,_Daniel_V._Cotton,_Ian_D._Howarth,_Fiona_Lewis,_Lucyna_Kedziora-Chudczer
URL https://arxiv.org/abs/2003.07983
最近、我々は、高精度の偏光観測により、急速に回転するB型星の回転歪みに起因する偏光を検出できることを実証しました。ここでは、このアプローチのA型星への拡張を調査します。$\alpha$Oph(A5IV)の直線偏光観測は、400〜750nmの波長で得られています。それらは、星間偏光からの寄与と組み合わされた、急速に回転する星に期待される波長依存性を示しています。回転星偏光モデルを近似し、測定された$v_e\sin{i}$を含む追加の制約を追加することにより、観測をモデル化します。ただし、回転速度と傾斜の影響を完全に分離することはできず、可能な解決策が残されています。0.83〜0.98の回転速度$\omega=\Omega/\Omega_c$と、軸方向の傾きi>60degを決定します。回転軸の位置角は、142$\pm$4degであり、干渉計で得られた値とは16deg異なります。これは、バイナリコンパニオンとの相互作用による回転軸の歳差運動が原因である可能性があります。分析から得られるその他のパラメーターには、極温度Tp=8725$\pm$175K、極重力$\log{g_p}=3.93\pm0.08$(dexcgs)、極半径$R_{\rmp}=2.52\pm0.06$Rsun。回転星進化モデルとの比較は、$\alpha$Ophが主系列進化の後半にあり、0.8以上の初期$\omega$を持っている必要があることを示しています。星間偏光の波長($\lambda_{\rmmax}$)での最大値は$440\pm110$nmで、他の近くの星の値と一致しています。

双極惑星状星雲の優先方位角

Title A_Preferred_Orientation_Angle_for_Bipolar_Planetary_Nebulae
Authors Andreas_Ritter_and_Quentin_A._Parker
URL https://arxiv.org/abs/2003.08067
香港/オーストラリア天文台/ストラスブール天文台H-alpha惑星状星雲(HASH)の研究プラットフォームおよびデータベース(Parkeretal。[1]、[2])。楕円PNeの場合、方位角の分布は本質的に均一であることがわかります。ただし、双極PNeの場合、銀河全体にわたって優先配向角(統計的に小さいサンプルで以前に報告された)の統計的に有意な証拠があります。

太陽隆起における下降ノットの動力学と局所コロナの加熱への可能な寄与

Title Dynamics_of_descending_knots_in_a_solar_prominence_and_their_possible_contributions_to_the_heating_of_the_local_corona
Authors Yi_Bi,_Bo_Yang,_Tng_Li,_Yan_Dong,_Kaifan_Ji
URL https://arxiv.org/abs/2003.08075
太陽の隆起の結び目は、ほぼ一定の速度で落ちることがしばしば観察されますが、関連する物理的メカニズムは現在よく理解されていません。この手紙では、新しい真空太陽望遠鏡(NVST)で観測されたH-α波長での卓越性を示しました。プロミネンス内で上昇したノットは、より高い高度に優先的に配置されたように見えますが、フォールしたノットはプロミネンス構造全体で見つかりました。太陽表面近くのノットの下降速度は、太陽表面から遠く離れた速度よりも速かった。太陽表面近くの結び目は、大気イメージングアセンブリから観測されたコロナループのセットに沿って走る可能性があることに注意しました。他の場所では、ノットの大部分は、ほぼ一定の速度でより水平な磁場を横切って降下したと解釈されます。この加速の欠如は、解放された重力ポテンシャルエネルギーが運動エネルギーの増加として現れないことを示しています。代わりに、下降ノットがアルフベン波を励起し、局所コロナ内で消散できると仮定すると、ノットの重力ポテンシャルエネルギーは熱エネルギーに変換された可能性があります。したがって、完全に弾性のシステムを想定すると、これらの観測されたノットの重力エネルギー損失率は、静かな太陽全体を加熱するのに必要な重力損失の1/2000になり、ノットのさらに下向きの動きを考慮すると、1/320に増加すると推定されますHアルファの観測では姿を消した。この結果は、このようなメカニズムがこれらの突出部に局所的なコロナの加熱に寄与する可能性があることを示唆しています。

黒点の赤道方向への移動のさまざまなシナリオ

Title Various_scenarios_for_the_equatorward_migration_of_sunspots
Authors Detlef_Elstner,_Yori_Fournier_and_Rainer_Arlt
URL https://arxiv.org/abs/2003.08131
差動回転のプロファイルとアルファ効果の符号により、ダイナモ波の方向が決まります。太陽ダイナモの初期のモデルでは、ダイナモ波はしばしば活動帯の極方向への移動をもたらします。メリディオナルフローによるフラックス輸送または表面せん断層の効果が考えられる解決策です。コロナを含むモデルでは、コロナの特性を変えることでさまざまな移行が得られることを示しています。Babcock-Leightonタイプの新しいダイナモは、磁束密度と磁束の立ち上がり時間の非線形関係により、赤道方向への正しい移動をもたらします。

4重システムVW LMiの軌道の経年変化

Title Secular_changes_in_the_orbits_of_the_quadruple_system_VW_LMi
Authors T._Pribulla,_E._Puha,_T._Borkovits,_J._Budaj,_Z._Garai,_E._Guenther,_L._Hambalek,_R._Komzik,_E._Kundra,_Gy.M._Szabo,_M._Vanko
URL https://arxiv.org/abs/2003.08169
VW〜LMiは、2+2階層を備えた最もタイトな既知の4倍システムです。それは、WUMa型の日食連星(P12=0.47755日)と、質量の共通の中心を周回する別の非食食連星(P34=7.93日)で構成されており、約P1234=355日です。システムの長期的な摂動を研究し、軌道要素を改善するために、時間ベースラインを延長するシステムの新しい観察結果を提示します。システムのマルチデータセットモデリング(コンポーネントとタイミングデータ用の4つの動径速度曲線)は、4.6度/年の割合で非食バイナリの非同時運動を明確に示しましたが、他の摂動はありませんでした。これは、外側の355日間の軌道と、皆既日食の7.93日間の軌道のほぼ共面性と一致しています。広範なN体シミュレーションにより、食をしないバイナリと外側軌道の相互傾斜をj34-1234<10度に制限することができました。

急速に回転する磁気星の重力モードの周期間隔II斜め双極化石磁場の場合

Title Period_spacings_of_gravity_modes_in_rapidly_rotating_magnetic_stars_II._The_case_of_an_oblique_dipolar_fossil_magnetic_field
Authors Vincent_Prat,_St\'ephane_Mathis,_Coralie_Neiner,_Jordan_Van_Beeck,_Dominic_M._Bowman,_Conny_Aerts
URL https://arxiv.org/abs/2003.08218
環境。恒星内部磁場は、重力モードの周期間隔パターンに検出可能なシグネチャを残すことが最近示されました。ねらい混合(ポロイダルおよびトロイダル)双極子内部化石磁場の傾斜が、急速に回転する星の重力モードの周波数に及ぼす回転軸に関する影響を調査します。メソッド。従来の回転の近似を使用して非磁気モードを計算し、磁場の摂動処理を使用して対応する周波数シフトを計算します。新しい定式化を、磁場が約80{\deg}の傾斜角を持つ磁場、高速回転、ゆっくり脈動するB型星HD43317に適用します。結果。磁気軸が赤道領域に近く、これらのモードがトラップされている場合、高ラジアル次数の重力モードで磁場によって誘発される周波数シフトが大きくなることがわかります。傾斜角が90{\deg}の場合、最大値に達します。この傾向は、すべてのモードジオメトリで観察されます。結論。私たちの結果は、重力モードの星状地震学を使用して、内部の斜め双極子磁場のシグネチャが検出可能であると予測しています。

一次宇宙相転移からの重力波:音波源の寿命

Title Gravitational_waves_from_first-order_cosmological_phase_transitions:_lifetime_of_the_sound_wave_source
Authors John_Ellis,_Marek_Lewicki_and_Jos\'e_Miguel_No
URL https://arxiv.org/abs/2003.07360
ゼロ温度での障壁の有無にかかわらず多項式ポテンシャルを持つモデルや、古典的にスケール不変のポテンシャルを持つコールマン・ワインバーグのようなモデルを含む、初期宇宙の1次相転移の粒子物理モデルを研究します。遷移の3つの可能性-爆発、爆燃、およびハイブリッド-を区別し、これらのモデルの遷移中に重力波を生成するための音波と乱流メカニズムを検討します。ゼロ温度障壁のないモデルとスケール不変モデルでは、音波が重力波を生成する期間は、一般的な一次宇宙相転移後のハッブル時間のほんの一部の間しか持続しないのに対し、厳しい過冷却を特徴とするゼロ温度バリアを持つ一部のモデルでは。これらの結果が将来の重力波実験に与える影響を説明します。

Axion Quark Nuggets。 SkyQuakesおよびその他の神秘的な爆発

Title Axion_Quark_Nuggets._SkyQuakes_and_Other_Mysterious_Explosions
Authors Dmitry_Budker,_Victor_V._Flambaum_and_Ariel_Zhitnitsky
URL https://arxiv.org/abs/2003.07363
私たちは、何世紀にもわたって知られているいくつかの神秘的な爆発、いわゆるスカイ地震が、地球の大気中を伝播するときに暗黒物質アキシオンクォークナゲット(AQN)の現れである可能性があるという考えを提唱します。具体的には、2008年7月31日に発生し、カナダのオンタリオ州ロンドン近くの専用ElginfieldInfrasoundArray(ELFO)によって適切に記録されたイベントを調査します。超低周波音の検出には、全天カメラネットワークによる流星の非観測が伴いました。私たちの解釈は、もともと完全に異なる目的で発明されたAQN暗黒物質モデルに基づいています。暗黒と可視の宇宙物質密度の類似性を説明するために、$\Omega_{\rmdark}\sim\Omega_{\rmvisible}$。超音速周波数$\nu\simeq5$Hzおよび過圧$\deltap\sim0.3$Paの推定値は、ELFOレコードと一致しています。分散音響センシングを使用してAQNから発生するこのような爆発を検索するための体系的な研究の検出戦略を提案し、他の可能な検出方法について簡単に説明します。AQNトラックからの特定の信号は、地震観測所の既存のネットワークによって検出される場合もあります。

微視的状態方程式によるハイブリッド中性子星の冷却

Title Cooling_of_hybrid_neutron_stars_with_microscopic_equations_of_state
Authors J.-B._Wei_and_G._F._Burgio_and_H.-J._Schulze_and_and_D._Zappal\`a
URL https://arxiv.org/abs/2003.08079
Brueckner-Hartree-Fockアプローチの微視的核状態方程式と異なるクォークモデルを組み合わせたハイブリッド中性子星の冷却をモデル化します。次に、異なるモデルで予測された中性子星冷却曲線を分析し、優先モデルを選び出します。このシナリオでは、中性子のp波ペアリングの可能性を除外できることがわかりました。

Baron B. Hark \ 'anyiからGaiaミッションまでの恒星温度の決定

Title The_determination_of_stellar_temperatures_from_Baron_B._Hark\'anyi_to_the_Gaia_mission
Authors Kristof_Petrovay
URL https://arxiv.org/abs/2003.08092
太陽以外の星の表面温度の最初の決定は、ハンガリーの天体物理学者B\'elaHark\'anyiによるものです。Hark\'anyiの生誕150周年に合わせて、ガイアからの恒星温度推定値の最近の前例のない増加に促されて、この記事は、この無視された、しかし、恒星の歴史の文脈における注目すべき人物の人生と仕事を提示します天体物理学。

標準モデルを超えた物理学のプローブとしての中性子星の熱進化

Title Thermal_Evolution_of_Neutron_Stars_as_a_Probe_of_Physics_beyond_the_Standard_Model
Authors Keisuke_Yanagi
URL https://arxiv.org/abs/2003.08199
中性子星(NS)の熱進化は、標準モデルを超えた物理学のプローブとして研究されています。最初にNSの標準冷却理論を詳細にレビューし、核子の超流動性の役割に重点を置きます。次に、アキシオンと暗黒物質(DM)による非標準の進化について説明します。アクシオン生成は冷却を促進し、DMの付着はNSの加熱につながります。DM加熱の効果を評価するには、NSの非平衡ベータプロセスによって引き起こされる回転化学加熱と比較する必要があります。論文では、中性子とプロトンの両方の超流動性が存在する場合の回転化学加熱についても調査します。

SensL SiPMの放射線損傷評価

Title Radiation_damage_assessment_of_SensL_SiPMs
Authors Lee_J._Mitchell,_Bernard_Phlips,_W._Neil_Johnson,_Mary_Johnson-Rambert,_Anika_N._Kansky,_Richard_Woolf
URL https://arxiv.org/abs/2003.08213
シリコン光電子増倍管(SiPM)は、従来の光電子増倍管(PMT)に代わって、宇宙空間でのガンマ線シンチレーション検出器の選択肢として最適です。それらはかなりのサイズ、重量、および節電を提供しますが、放射線による損傷を受けやすいことが示されています。異なるセルサイズのSensLSiPMに、64MeVの陽子と8MeVの電子を照射しました。一般的に、セルサイズが大きいほど放射線損傷を受けやすく、最大の50umSiPMは線量の関数として電流の最大の増加を示します。電流の増加は、陽子では〜2rad(Si)、電子では〜20rad(Si)の低線量で観察されました。米国海軍研究所(NRL)のヨウ化ストロンチウム放射​​計(SIRI-1)では、太陽同期軌道での1年間のミッションでオンボード2x2SensLJシリーズ60035SiPMのバイアス電流が528uA増加しました。ここでの作業は、放射線損傷の増加に伴って観測されるバルク電流の増加に焦点を当てており、将来のミッションの線量の関数としてこの効果をより定量化するために実施されました。これらには、将来のNRLミッションSIRI-2、SIRI-1、Glowbug、GAGGRadiationInstrument(GARI)が含まれます。

V.ベンカトラマンクリシュナンらによる「連星パルサー系の高速回転白色d星により誘発されるレンズ回転フレームのドラッグ」に関するコメント

Title A_comment_on_"Lense-Thirring_frame_dragging_induced_by_a_fast-rotating_white_dwarf_in_a_binary_pulsar_system"_by_V._Venkatraman_Krishnan_et_al
Authors Lorenzo_Iorio
URL https://arxiv.org/abs/2003.08244
白色We星で作られたタイトなバイナリシステムPSRJ1141-6545の空の平面に対する軌道面の傾斜$I$の一般相対論的レンズサイアリング永年歳差運動の証拠とされる最近の研究について報告します。同程度の質量の放射性パルサー。白色d星の四重極質量モーメント$Q_2^\mathrm{c}$および角運動量${\boldsymbolS}^\mathrm{c}$により、現在の精度に関して$I$に検出可能な影響が生じます。パルサーのタイミングで。$Q_2^\mathrm{c}$および${\boldsymbolS}^\mathrm{c}$で行われる履歴依存およびモデル依存の仮定は、結果として得られるポストの分析式を計算するためにも必要です。ケプラーの歳差運動は、アインシュタインの重力磁気効果のテストの成功を主張するには広すぎます。さらに、$Q_2^\mathrm{c}$の計算方法に応じて、体系的な不確実性の主な原因である競合する四重極誘導の変化率は、最大$\lesssim30-50\%$白色d星のスピン周期$P_\mathrm{s}$と極角$i_\mathrm{c}、\、\zeta_\mathrm{にまたがる3Dパラメータ空間で許可された値のほとんどに対するレンズ回転効果スピン軸のc}$。Periastron$\dot\varpi$の経度の使用可能性についても調査します。とりわけ$Q_2^\mathrm{c}、\、{\boldsymbol{S}}^\mathrm{c}$によって引き起こされた永年歳差の測定は、さらに制限するのに役立つ可能性があります白いd星のパラメータ空間で許可された領域。

Logotropic Dark Fluid:観測的および熱力学的制約

Title The_Logotropic_Dark_Fluid:_Observational_and_Thermodynamic_Constraints
Authors Abdulla_Al_Mamon_and_Subhajit_Saha
URL https://arxiv.org/abs/2003.08328
対数状態方程式によって圧力が変化する対流性暗黒流体(LDF)として知られる単一の流体で満たされたFLRWユニバースを検討しました。最新のハッブルデータを使用して、このモデルのパラメーター、暗黒物質の現在の割合Omega_{m0}およびハッブル定数H_0を制約します。これらのパラメーターの最適な値は、Omega_{m0}=0.253およびH_{0}=70.35kms^{-1}Mpc^{-1}であり、これはおおよそグローバルおよびローカル測定の平均値であることがわかります。1シグマCLでのH_0のこのデータセットから取得した最適な値を適用して、対数状態方程式と減速パラメーターの進化の履歴を調べます。私たちの研究は、宇宙が減速した段階に続いて加速した膨張段階を実際に経験していることを示しています。また、この遷移の赤方偏移(すなわち、宇宙論的減速-加速遷移)z_t=0.81を測定し、現在の観測とよく一致しています。興味深いことに、宇宙は将来LCDMモデルに落ち着き、LDFモデルに将来の特異点はないことがわかります。さらに、LDFモデルとLCDMモデルを比較します。現在のエポックでは、LDFモデルとLCDMモデルの間に大きな違いはありませんが、赤方偏移が増加するにつれて、これらのモデル間の(パーセントレベルでの)違いが見つかります。LDFのこれらの動的な特徴は、宇宙の晩期進化を決定するのに効果的である可能性があり、したがって偶然の問題に対する答えを提供する可能性があります。また、BekensteinエントロピーとViaggiuエントロピーを使用したLDFモデルの動的見かけの地平線での熱力学の一般化された第2法則も研究しました。私たちの分析では、パラメータBの熱力学的に許容される範囲0leqBleq0.339が得られ、それにより、Chavanisが銀河観測から得た値B=3.53\times10^{-3}をサポートします[16]。