標準宇宙論では、物質放射の平等の前に、エネルギー密度の約41％が自由流動ニュートリノにあったと予測しています。ただし、標準モデル以外の多くのシナリオでは、このコンポーネントの量とフリーストリーミングの性質が変更されます。たとえば、これは、新しいニュートリノの自己相互作用または相互作用する光の粒子を持つ追加のダークセクターを持つモデルで発生します。このような粒子物理モデルによって動機付けられた非フリーストリーミング放射成分を含む標準宇宙論のいくつかの拡張を検討し、最終的なプランクデータリリースを使用してそれらを制約します。このリリースには、相互作用する放射線種からフリーストリーミングを区別する上で重要な役割を果たす偏光尤度の大幅な改善が含まれています。標準的なニュートリノデカップリングからの期待に一致するように放射の総エネルギー量を修正すると、自由に流れる放射の割合は95％CLで$f_\mathrm{fs}>0.8$でなければならないことがわかります（温度、偏光、バリオン音響の組み合わせ振動データ）。フリーストリーミングと相互作用する放射の任意の寄与を考慮して、新しい非フリーストリーミングの自由度の有効数は、95％CLで$N_\mathrm{fld}<0.6$に制限されます。追加の放射を伴う宇宙論は、局所測定と現在の膨張率$H_0$のCMB推定との間の矛盾を緩和することも知られています。非フリーストリーミング放射成分を含めると、放射の総エネルギー密度が大きくなり、フリーストリーミング成分のみを含む前述のモデルと比較して、宇宙データへの適合性が緩やかに改善されることがわかります。
時間遅延レンズReduxの過度に制約されたモデル：角度のついた尾が放射状の犬を揺らす方法
| Title |
Over-constrained_Models_of_Time_Delay_Lenses_Redux:_How_the_Angular_Tail_Wags_the_Radial_Dog |
| Authors |
C._S._Kochanek_(1)_((1)_Department_of_Astronomy,_The_Ohio_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08395 |
アインシュタインリングによって十分に制約されている重力レンズの動径質量分布の2つの特性は、アインシュタイン半径R_Eおよびxi2=R_Ealpha''（R_E）/（1-kappa_E）、ここでalpha''（R_E）およびkappa_Eは、偏向プロファイルとR_Eでの収束の2次導関数です。ただし、楕円体のように、放射状質量プロファイルと角度構造の間に厳密な数学的関係がある場合、アインシュタインリングは同じxi2の放射状質量分布を強く区別するように見えることがあります。この問題は、Millonetal。の楕円モデルによって美しく説明されています。（2019）。アインシュタインリングを使用して放射状の質量分布を制約する場合、モデルの角度構造には、自然で予想されるすべての自由度が含まれている必要があります（外部せん断、星と暗黒物質の異なる楕円率、楕円構造からの適度な偏差、適度な軸のねじれ、適度な楕円率勾配など）重力の放射状構造と角度構造を分離する働きをします。角度の自由度が少なすぎるアインシュタインリングのモデルは、放射状の質量分布と重力レンズの時間遅延に基づくH0の非常に正確だが不正確な推定値との間の強く偏った尤度の区別につながります。
原始量子情報からの暗黒物質
宇宙マイクロ波背景温度パワースペクトルピークの位置とインフレーションスローロールパラメーター$\epsilon$との一般的な関係を提案します。この関係は、ピークの位置を設定する変数を、膨張の終わりと再結合の間の量子距離として解釈することに基づいています。この距離は、arXiv：2002.04294で導入された原始宇宙論的フィッシャー情報によって決定されます。宇宙マイクロ波背景温度データによって設定された観測上の制約は、テンソル対スカラー比の値の非常に厳しい予測につながります：$r=0.01\pm0.002$。宇宙マイクロ波背景の将来の偏光データは、この信号を測定し、モデルを確証または破棄できるはずです。
CLASH-VLT：1 kpcからビリアル半径までのAbell S1063の質量プロファイルの完全な動的再構成
| Title |
CLASH-VLT:_a_full_dynamical_reconstruction_of_the_mass_profile_of_Abell_S1063_from_1_kpc_out_to_the_virial_radius |
| Authors |
B._Sartoris,_A._Biviano,_P._Rosati,_A._Mercurio,_C.Grillo,_S._Ettori,_M._Nonino,_K._Umetsu,_P._Bergamini,_G.B.Caminha,_M._Girardi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08475 |
コンテキスト：宇宙論的なハローの質量密度プロファイルの形状は、DMとDM-バリオンの相互作用の性質を教えてくれます。銀河団の質量密度プロファイルの内部勾配の以前の推定値は、CDMの数値シミュレーションから導出された予測とは反対です。目的：$z=0.35$での銀河の大規模クラスターであるAbellS1063（RXCJ2248.7$-$4431）のDM密度プロファイルの内側の傾きを決定します。ESOVLTのVIMOSおよびMUSEスペクトログラフ。この新しいデータセットは、MUSE積分場分光法から抽出されたクラスターコア（R<200kpc）に104個ある1234個の分光メンバーの前例のないサンプルを提供します。後者はまた、最も明るいクラスター銀河（BCG）の恒星速度分散プロファイルを40kpcまで測定できるようにします。方法：アップグレード版のMAMPOSStテクニックを使用して、BCGの速度分散プロファイルと1kpcからビリアル半径（〜2.7Mpc）のクラスターメンバー銀河の速度分布に合わせた最尤フィットを実行）。結果：他のすべてのパラメーターをマージナリングした後、DM密度プロファイルの内部対数勾配に対して$\gamma_{DM}=0.99\pm0.04$の値が見つかりました。新しく決定された動的質量プロファイルは、深いチャンドラデータに基づく独立したX線静水圧解析から得られた質量密度プロファイル、および強いレンズ効果と弱いレンズ効果の解析と非常によく一致することがわかります。\gamma_{DM}の値は、宇宙CDMシミュレーションからの予測と非常によく一致しています。今後の作業では、分析をより多くのクラスターに拡張します。大きなクラスターサンプルで確認された場合、この結果はこのDMモデルを他のモデルよりも魅力的にします。
21cmエポックの再イオン化実験に対する現実的な前景と機器モデルの影響
| Title |
The_Impact_of_Realistic_Foreground_and_Instrument_Models_on_21cm_Epoch_of_Reionization_Experiments |
| Authors |
Ainulnabilah_Nasirudin,_Steven_Murray,_Cathryn_Trott,_Bradley_Greig,_Ronniy_Joseph_and_Chris_Power |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08552 |
21cm干渉実験で再イオン化のエポック（EoR）信号モデルを区別する能力の予測は、通常、データモデルの単純さによって制限されるため、前景の信号と機器の特性はしばしば単純化または無視されます。、より現実的な前景モデルと機器モデルを21cm信号に適用することの効果、およびこれらの追加の複雑さを伴う天体物理学パラメータを推定する能力を調査します。\textsc{21cmMC}に統合された\textsc{21cmFAST}の高度に最適化されたバージョンを使用して、ベイジアンパラメーター推定のための輝度温度変動のライトコーンを生成します。統計的な点源前景モデルと、将来の平方キロメートルアレイ（SKA）と同様の効果的な感度を持つように、観測時間でスケーリングされたマーチソンワイドフィールドアレイ（MWA）に基づく機器モデルを含めます。また、ビームコンボリューションとフォアグラウンドの存在、2次元パワースペクトル（PS）、およびPSモードの相関を考慮して、現在の尤度処方を拡張します。150〜180MHzの周波数帯域を使用して、イオン化効率（$\zeta$）、ハローの最小ビリアル温度（$T_{\mathrm{vir}}$）、単位星形成あたりの軟X線放射率を制限します。レート（SFR）（$L_X/SFR$）、およびX線エネルギーしきい値（$E_0$）。現実的な前景と機器コンポーネントを含めると、EoR信号、前景、および熱ノイズ間のクロスパワーが考慮されないため、パラメータの制約が偏ることがわかります。これにより、$\zeta$の推定値は最大$5\sigma$によってバイアスされますが、$T_{vir}$、L$_X$/SFRおよびE$_0$の推定値は影響を受けず、すべて$1\sigma$以内です。。
z = 6.62でのQSOのすばる中分解能スペクトル：3つの再イオン化テスト
| Title |
Subaru_medium-resolution_spectra_of_a_QSO_at_z=6.62:_Three_reionization_tests |
| Authors |
Ting-Yi_Lu,_Tomotsugu_Goto,_Ji-Jia_Tang,_Tetsuya_Hashimoto,_Yi-Hang_Valerie_Wong,_Chia-Ying_Chang,_Yi-Han_Wu,_Seong_Jin_Kim,_Chien-Chang_Ho,_Ting-Wen_Wang,_Alvina_Y._L._On,_Daryl_Joe_D._Santos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08848 |
高赤方偏移クエーサー（QSO）のGunn-Petersonトラフの調査は、宇宙の再イオン化を明らかにする強力な方法です。そのような試みの1つとして、一連の分析を実行して、最も高い赤方偏移QSOの1つであるPSOJ006.1240+39.2219で観測された吸収線を調べます。すばる望遠鏡を使用して、総露光時間7.5時間の中解像度スペクトルを得ました。異なる赤方偏移ビンのLy$\alpha$透過率を計算して、5.6$<$z$<$6.5の近距離ゾーンの半径と光学的深さを決定します。5.75$<$z$<$5.86でLy$\alpha$透過率の突然の変化が見つかりました。これは文献の結果と一致しています。QSOの近ゾーン半径は5.79$\pm$0.09$p$Mpcです。これは、以前の研究で測定された他のQSOの近ゾーン半径の散布内です。また、ダークギャップ分布を分析して、Gunn-Petersonトラフの飽和限界を超えた中性水素フラクションを調べます。ダークギャップの測定値を5.7$<$z$<$6.3に拡張します。赤方偏移の増加とともにギャップ幅が増加することがわかり、赤方偏移が高いほど中立な宇宙が示唆されます。ただし、これらの測定は連続体モデリングに強く依存しています。連続体モデルなしの試みとして、ダークピクセルカウント分析も実行して、$z<$5.8（$z>で$\langlex_{\rmHI}\rangle\sim$0.6（0.8）の上限を見つけます。5.8ドル）。このQSOに基づく3つの分析はすべて、より高い赤方偏移に向かってますます中性の水素を示し、貴重な測定値をz$\sim$6.5まで追加しています。
ネクロプラネトロジー：WD 1145 + 017を周回する分化した惑星物質の潮dal破壊のシミュレーション
| Title |
Necroplanetology:_Simulating_the_Tidal_Disruption_of_Differentiated_Planetary_Material_Orbiting_WD_1145+017 |
| Authors |
Girish_M._Duvvuri,_Seth_Redfield,_Dimitri_Veras |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08410 |
WD1145+017システムは、バルク密度$<4$gcm$^{-3}$およびバルク質量$\lesssim10^{21}$kg（Verasetal。、2017;arXiv：1610.06926）。オープンソースのN体コードREBOUND（ReinandLiu、2011;arXiv：1110.4876）を使用して、さまざまな内部構造でこの混乱をシミュレートします：コアの体積割合、マントル/コア密度比、および存在の有無薄い低密度クラスト。瓦bleの山は、地上ベースの測光からのものに匹敵するリズムで、特定のポイントで光曲線を部分的に破壊し、キャプチャすることができます。概念実証として、これらの構造パラメーターを変化させると、小惑星が破壊される際に通過光曲線に観察可能な区別できる効果があることを示し、シミュレーションで生成されたライトカーブをGaryetal。、2017（arXiv：1608.00026）のデータと比較します。私たちのシミュレーションは昇華を詳細にモデル化せず、軌道進化への影響を考慮していないという警告により、低コア分率と低マントル/コア密度比の小惑星は、複数の週に存在する安定した輸送機能と最も一致していることがわかります2016年4月（Garyetal。、2017でG6121（arXiv：1608.00026）およびHallakounetal。、2017でA1（arXiv：1702.05483）と呼ばれます。潮disrupt破壊シミュレーションを測光に接続すると、系外惑星、私たちが活動中の惑星系の死を観測しているためにのみ可能な情報TESSやLSSTなどの全天調査ミッションは、WD1145+017のような他のシステムを検出し、対象のサンプルを作成します。惑星科学の新しいサブフィールド：ネクロプラネトロジー。
ケプラー惑星（超地球と海王星を含む）は、ガス状の原始惑星系円盤が消滅する前に形成される可能性があります。ガスジャイアントと一緒に、これらの第1世代の惑星と呼ばれ、ディスクの分散後に形成される惑星（第2世代の惑星、たとえば太陽系の地球型惑星）と区別します。これらのディスクの金属含有量がホスト星のそれと類似している場合、ケプラー惑星は金属が豊富な星の周りでより頻繁に、そしてより大きくなると単純に予想します。これらの期待に反して、ケプラー惑星（質量のプロキシ）の半径はホストの金属性とは無関係であり、その発生率は金属性によってわずかにしか上昇しないことがわかります。後者の傾向は、密接なバイナリの影響を考慮するとさらに平坦化されます。最初の結果は、\citet{Wu2019}によって最初に示唆されたように、ケプラー惑星の質量がまだ未知のプロセスによって規制されていると解釈します。単純なモデルを使用して2番目の結果を説明します。原始惑星系円盤の質量は、星の金属性の広がりよりもはるかに大きく、全固体の$\sim30$地球質量を超える円盤はケプラー惑星を形成できます。その結果、これらの惑星のホストは、平均よりもわずかに金属が豊富です。対照的に、巨大惑星の形成には、5倍の固体が必要です。また、ケプラー惑星をホストしている彼らのホストは、はるかに金属が豊富です。また、このモデルは、ハーフソーラーよりも金属欠乏の星が、どのようなGen-I惑星もホストすることはめったにないと予測しています。
ボロメトリックボンドアルベドとミマスの熱慣性マップ
Cassiniの複合赤外線分光計CIRSのデータを使用して、Mimasの表面温度とその熱物理特性をマッピングします。これにより、Howettetal。の研究が劇的に改善されます。（2011）、Mimasの2つの地域（異常地域の内側と外側）でのみ値が決定されました。CIRSのMimasの表面の焦点面3（FP3、600〜1100cm-1）によって行われたすべての空間分解スキャンを使用します。これは主に昼間の観測ですが、夜間の観測も含まれます。結果の温度マップは、Mimasの以前に発見された熱異常領域の存在と場所を確認します。他の熱異常領域は発見されませんでしたが、ミマスの主要な反土星半球では表面の被覆が不完全であることに注意してください。熱慣性マップは、異常領域が周囲よりも著しく高い熱慣性を持っていることを確認します：34+/-32Jmと比較して、異常内部の98+/-42Jm-2K-1s-1/2-2K-1s-1/2外。異常領域の内側と外側のアルベドは、その不確実性の範囲内で一致します。異常の外側の0.41+/-0.07と比較して、0.45+/-0.08の内側です。興味深いことに、異常領域の内側ではアルベドがより明るく見えますが、この領域がいくつかのUV波長（0.338ミクロン、Schenketal。、2011を参照）で明るく見えることを考えると、驚くことではありません。ただし、前述のように、統計的にこれら2つの領域のアルベドは不確実性を考慮すると同じであるため、この結果は注意して処理する必要があります。ここで決定されたこれらの熱慣性とアルベド値は、Howettetal。（2011）、異常内部の熱慣性を66+/-23Jm-2K-1s-1/2で、外部で16Jm-2K-1s-1/2未満と決定したのは、0.49から0.70まで変化したアルベド。
ALMA 0.88 mm惑星質量仲間の周りのディスクの調査
| Title |
ALMA_0.88_mm_Survey_of_Disks_around_Planetary-mass_Companions |
| Authors |
Ya-Lin_Wu,_Brendan_P._Bowler,_Patrick_D._Sheehan,_Sean_M._Andrews,_Gregory_J._Herczeg,_Adam_L._Kraus,_Luca_Ricci,_David_J._Wilner,_Zhaohuan_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08658 |
惑星周辺の円盤の物理的性質と組成を特徴付けることは、巨大な惑星と衛星の形成に関する重要な洞察を提供します。6つの惑星質量（10-20$M_{\rmJup}$）仲間のALMA0.88mm（バンド7）連続観測：CTChab、1RXS1609b、ROXs12b、ROXs42Bb、DHTaub、およびFUTaub。コンパニオンの位置では、120〜210$\mu$Jyの3$\sigma$制限まで連続したソースは検出されません。これらの非検出を考えると、惑星質量コンパニオンの周りのディスクが実際に恒星体制のディスクフラックス-ホスト質量トレンドに従うかどうかは明らかではありません。これらのコンパニオンディスクのわずかな電波の明るさは、高速の半径方向のドリフトとダストトラップの欠如の組み合わせから生じる可能性があります。あるいは、連星系の円盤は潮interactionsの相互作用によりミリメートルフラックスが大幅に低いことが知られているため、これらの伴星円盤は代わりに中程度の間隔の連星の関係に従う場合があります。このシナリオは、rmsレベル$\lesssim$10$\mu$Jyの高感度連続イメージングでテストできます。
Dark Energy Surveyの極端なトランスネプチューン天体の等方性のテスト
| Title |
Testing_the_isotropy_of_the_Dark_Energy_Survey's_extreme_trans-Neptunian_objects |
| Authors |
Pedro_H._Bernardinelli,_Gary_M._Bernstein,_Masao_Sako,_Stephanie_Hamilton,_David_W._Gerdes,_Fred_C._Adams,_William_R._Saunders,_M._Aguena,_S._Allam,_S._Avila,_D._Brooks,_H._T._Diehl,_P._Doel,_S._Everett,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gaztanaga,_R._A._Gruendl,_K._Honscheid,_R._L._C._Ogando,_A._Palmese,_D._L._Tucker,_A._R._Walker_(the_DES_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08901 |
Y4DarkEnergySurvey（DES）データで検出された「極度の」トランスネプチューン天体（eTNO）の人口が方位角非対称性を示すかどうかをテストします。検出されたeTNOの軌道を回転させることにより、合成集団を構築し、DES選択関数に従うと、軌道要素$a、e、$および$i$で検出されたeTNOの分布を再現しますH$、ただし平均異常$M$、上昇ノード$\Omega、$の経度、近日点$\omega。$の引数に均一な分布があります。次に、$\Omega、\omega、$のそれぞれで検出された分布を比較し$\varpi\equiv\Omega+\omega$を等方性集団から期待されるものに、KolipergovのKolmogorov-Smirnov検定を使用して。3つの角度は、eTNO母集団の4つの定義ごとにテストされ、$a>（150,250）$〜AUおよび近日点$q>（30,37）$〜AUから選択されます。これらの選択により、DESY4サンプルで3-7eTNOが生成されます。12の合計テストのうち、2つは$p<0.05で等方性母集団から観測された角度を引き出す可能性があります。$a>250、q>37$〜AUで3つの検出、および$a>で4つの検出250、q>30$〜AU、$\Omega$分布は$p=0.03$で、等方性構造に由来しますが、これは12の異なるテストを与えられた異方性の強力な証拠ではありません。したがって、単独で取得されたDESデータは方位角等方性と一致しており、「Planet9」仮説を必要としません。ただし、空の範囲とオブジェクトの数が限られているため、DESデータがこの仮説を決して改ざんすることはありません。
Gaia Data Release 2を使用した銀河の軸対称性の破れの調査
| Title |
Probing_Axial_Symmetry_Breaking_in_the_Galaxy_with_Gaia_Data_Release_2 |
| Authors |
Austin_Hinkel,_Susan_Gardner,_Brian_Yanny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08389 |
GaiaDataRelease2の一連の太陽近傍（$d<3$kpc）の星を調べて、方位角の星数の違い、つまり銀河中心から太陽を通る線の左右を決定し、これらの違いを北と南。ガードナーらへのこのコンパニオンペーパーで。（2020）、軸の対称性のテストに不可欠であるため、サンプリング効果、不完全性、および/または侵入者集団から誤った非対称性を削除する手順を示します。特に、大きさ、色、面内のガラクトセントリック半径、銀河$|b|$および$|z|$を適切に選択するように注意しました。高精度の視差決定を必要とすることでサンプリングバイアスが発生するため、このような要件を回避し、たとえば、マゼラン雲への視線の周りの領域とその鏡像の視線を除外して、よく一致するようにしますデータセット。保守的なカットを行った後、方位角の非対称性の存在を示し、北と南でそれらの違いを見つけます。これらの非対称性により、銀河系の摂動の性質と起源に関する重要な洞察が得られ、マゼラン雲（LMC＆SMC）、銀河の棒、および銀河の質量分布に対する他の質量の相対的な影響を評価できます。ガードナー他（2020）。非対称性の半径依存性により、銀河バーに起因する変動が明らかになり、半径$（0.95\pm0.03）R_0$で符号が変化し、$R_0$が太陽銀河中心（GC）距離であるため、外部のリンドブラッド共振半径の最初の直接評価。
多相ガスと放射性乱流混合層のフラクタル性
| Title |
Multiphase_Gas_and_the_Fractal_Nature_of_Radiative_Turbulent_Mixing_Layers |
| Authors |
Drummond_B._Fielding,_Eve_C._Ostriker,_Greg_L._Bryan,_Adam_S._Jermyn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08390 |
銀河系および銀河系ガスの一般的な状況には、高温の拡散ガスと比較して動きのある冷たい高密度ガスが含まれます。ケルビン-ヘルムホルツ不安定性は乱流混合層を作成し、しばしば急速に冷却する中間温度相に存在します。冷却により失われたエネルギーは、混合層への高温の高エンタルピーガスの移流によってバランスがとられ、その結果、低温相の成長と加速が生じます。このプロセスは、星間物質と銀河系中期の相構造を決定し、銀河風と宇宙フィラメントの低温ガスを加速するのに大きな役割を果たす可能性があります。これらの混合層での冷却は、薄い波形シートで行われ、フラクタル次元$D=5/2$の領域と、熱相混合時間を冷却時間に合わせるために調整される厚さがあると主張します。これらの冷却シートの特性は、冷却速度と高温ガス流入速度がサイズ$L$、冷却時間$t_{\rmcool}$、相対速度$v_{\rmrel}$にどのように依存するかについての新しいモデルの基礎を形成します。、および密度のコントラストは、システムの$\rho_{\rmcold}/\rho_{\rmhot}$です。引き込みは、短い$t_{\rmcool}$、大きな$v_{\rmrel}$、および大きな$\rho_{\rmcold}/\rho_{\rmhot}$の環境で強化されると予想されます。大規模な一連の3次元流体力学シミュレーションを使用して、このフラクタル冷却層モデルが乱流界面のエネルギーと進化を正確にキャプチャし、したがって強力な放射冷却を伴う多相混合を理解するための基盤として使用できることを示します。
銀河の相互作用が周囲の銀河系媒体に及ぼす影響を観察する
| Title |
Observing_the_Effects_of_Galaxy_Interactions_on_the_Circumgalactic_Medium |
| Authors |
Huanian_Zhang,_Taotao_Fang,_Dennis_Zaritsky,_Peter_Behroozi,_Jessica_Werk,_and_Xiaohu_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08393 |
銀河のハローとその環境に存在する低温（$T\sim10^4$K）ガスに由来する輝線フラックスの実証研究を続けます。具体的には、{\bf$10<{S_p/\rmkpc}<200$}の範囲と、5,443SDSSで交差する質量比$<$1：5の範囲の投影された銀河ペアのサンプルで得られた結果を示します。2つの銀河のいずれかまたは両方から10〜50kpcの投影半径での視線。低質量ペア（銀河あたりの平均星質量、$\overline{\rmM}_*、<10の場合、H$\alpha$放射の大幅な強化と[N{\smallII}]6583放射の適度な強化が見つかりました。^{10.4}{\rmM}_\odot$）コントロールサンプルからの結果に関連。この強化されたH$\alpha$放射は、ほぼ完全に銀河の間にある視線から来ており、強化の短期的な相互作用駆動の起源と一致しています。H$\alpha$放射の強化は見られませんが、高質量（$\overline{\rmM}_*>10^{10.4}{\rmMの[N{\smallII}]6583放射の大幅な強化が見つかりました。}_\odot$）ペア。さらに、質量比が1：2.5未満のものが[N{\smallII}]6583を強化し、質量比が1：2.5〜1：5しないでください。すべての場合において、対照サンプルからの逸脱は、近いペア（$S_p<$100kpc）でのみ検出されます。上昇した[N{\smallII}]6583/H$\alpha$比率をショックに帰属させると、ショックは、より質量が大きく質量比が1に近いペアのCGMプロパティを決定する役割を果たしていると推測されます。：1。
| Title |
GLaD:_Gravitational_Lensing_and_Dynamics,_combined_analysis_to_unveil_properties_of_high-redshift_galaxies |
| Authors |
G._Chiriv\`i,_A._Y{\i}ld{\i}r{\i}m,_S._H._Suyu_and_A._Halkola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08404 |
Integral-Field-Unit（IFU）恒星運動学の動的モデリングは、局所宇宙での銀河の動的構造と質量の蓄積を明らかにする強力なツールであり、重力レンズ効果は、局所を超えた銀河の特性を調べるための自然の宇宙望遠鏡です宇宙。高赤方偏移銀河の構造的および動的特性を再構築するために、強い重力レンズ効果の拡大力で銀河の動的モデリングを統合する新しいアプローチを提示します。軸対称ジーンズモデリングを使用して、表面の明るさと表面の質量密度プロファイルを想定して、ソース銀河の動的モデルを作成します。次に、前景の質量分布によってレンズ化されたときの光源の表面輝度と運動学がどのように見えるかを予測し、強力な重力レンズシステムの模擬観測アークと比較します。デモンストレーション用に、強力なレンズシステムRXJ1131-1231のモックデータを作成および分析します。レンズと光源の両方をモデリングすることにより、5％の不確実性の範囲内で強くレンズ化された高赤方偏移光源の有効半径内の動的質量を回復し、レンズ質量パラメータの制約を最大50％改善します。この機械は、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡などの大型のセグメント化ミラー望遠鏡からの将来の観測に特に適しています。これにより、遠方の銀河やかすかな銀河を研究するための高感度で角度分解能のIFUデータが得られます。
LARgE調査-III。宇宙正午の超大質量受動銀河の環境：合併を通じて成長するBCG前駆体
| Title |
LARgE_Survey_--_III._Environments_of_Ultra-Massive_Passive_Galaxies_at_Cosmic_Noon:_BCG_progenitors_growing_through_mergers |
| Authors |
Marcin_Sawicki,_Liz_Arcila-Osejo,_Anneya_Golob,_Thibaud_Moutard,_Stephane_Arnouts,_Gurpreet_Kaur_Cheema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08464 |
61の非常にまれなz〜1.6超大質量受動進化銀河（UMPEG：恒星質量M_stars>10^11.5M_sun）のサンプルの環境を調査します。（2020）-z〜0の巨大な（コマとおとめ座のような）銀河団の前駆体である可能性が非常に高い（M_halo〜10^14.1h^-1M_sun）暗黒物質ハローに関連付けられているようです。UMPEGの平均質量質量比M_sat：M_UMPEG>〜1：5（つまり、M_sat>〜10^10.8M_sun）が0.5Mpc未満の衛星銀河は1つ未満であることがわかります。典型的なUMPEGとその最も大規模な衛星の間で観察される大きな質量ギャップは、z〜1.6UMPEGが主要な合併を通じて組み立てられたことを意味します。文献からの合併タイムスケールで観測された衛星カウントを使用して、質量比>〜1：4の合併による成長率を〜13％Gyr^-1と推定します（〜2xの系統的不確実性）。この比較的低い成長率は、恒星質量関数の巨大な端部の形状に大きな影響を与えそうにありません。その進化は、代わりに超大質量星形成銀河の新しいコホートの消光によって駆動されなければなりません。ただし、この成長率は十分に高いため、z〜0に維持されると、通常のz〜1.6M_UMPEG=10^11.6M_sunUMPEGは、現在のM_stars〜10^12M_sunの最も明るいクラスター銀河（BCG）に成長できます。大規模な銀河団。私たちの観察は、UMPEGが現在のBCGの主分岐前駆体であり、最初に大きな赤方偏移で大規模な合併を経て集合し、後の（おそらく小さな）合併でさらに成長したシナリオを支持しています。
銀河の粒度分布の進化に対する回転破壊の影響
星間塵粒は放射トルクによってスピンアップする可能性があり、結果として生じる遠心力は、大きな塵粒を破壊するのに十分強い可能性があります。銀河の粒度分布の進化に対するこの回転破壊の影響を調べます。この目標に向けて、回転破壊が主要な小粒子生産メカニズムであると仮定して、以前のモデルを修正します。回転破壊は、特に複合材料とマントル（引張強度$\sim10^7$ergcm$^{-3}$）の次の2つの側面で、粒径分布の進化に大きな影響を与えることがわかります。第一に、回転破壊の時間スケールが短いため、銀河進化の初期段階でも小粒子の生成が起こります。そのため、星は大きな粒子を生成しますが、小さな粒子が豊富に存在すると、消光曲線を急峻にするのに十分な大きさになります。第二に、絶滅曲線の急峻さを調節する最大粒子半径を決定するには、回転破壊が重要です。引張強度が$\gtrsim10^9$ergcm$^{-3}$のコンパクトな粒子の場合、サイズ変化は、放射場が強い（またはダスト温度が高い）スターバースト銀河に期待。コンパクト粒子の場合、回転破壊は、ダスト温度が$\gtrsim50$Kの銀河の最大粒子半径が0.2$\mu$m未満になることを予測します。
SDSS-IV MaNGA：局所宇宙の低質量銀河の星形成史のベイズ分析
SDSS-IVMaNGA調査で得られた$M_\ast<10^9M_\odot$の低質量銀河サンプルの星形成履歴（SFH）を測定します。各銀河の多数のIFUスペクトルは、高い信号対雑音比に到達するために組み合わされるか、空間変動の調査に使用されます。完全なスペクトルフィッティングに基づくベイズ推定を使用します。ベイジアン証拠比に基づく分析は、古い恒星の存在を許可するモデルに対する強い選好を示しており、SFHの不適切なモデルはこれらの銀河の古い個体を著しく過小評価する可能性があります。NIR測光を制約データに追加すると、さまざまなSFHモデルファミリをさらに区別し、古い母集団の質量分率に対する制約を大幅に強化できます。現在の低質量銀河の恒星質量の平均半分以上は8Gyrs前に形成されましたが、過去4Gyrs内では約30％です。衛星銀河は平均して中央の銀河よりも早く星の質量を形成しており、銀河の外側の領域の星は中央の銀河よりも若いです。私たちの結果は、低質量銀河のほとんどが、現在の星の質量の大部分を生成する活発な星形成の初期のエピソードを持っていることを示唆しています。
CDF-SでAGNを覆い隠す高赤方偏移銀河の塵とガスの含有量
| Title |
Dust_and_gas_content_of_high-redshift_galaxies_hosting_obscured_AGN_in_the_CDF-S |
| Authors |
Q._D'Amato,_R._Gilli,_C._Vignali,_M._Massardi,_F._Pozzi,_G._Zamorani,_C._Circosta,_F._Vito,_J._Fritz,_G._Cresci,_V._Casasola,_F._Calura,_A._Feltre,_V._Manieri,_D._Rigopoulou,_P._Tozzi_and_C._Norman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08631 |
隠れたAGNは、特に高い赤方偏移（z=3-5で〜70％）で、AGN人口全体のかなりの割合を占めます。それらはしばしば、これらの天体を遠赤外線およびサブミリ波長で輝かせる活発な星形成プロセスを維持し、場合によっては不明瞭にすると考えられる大きなガスと塵の貯留層の存在によって特徴付けられます。7MsCDF-Sでz_spec>2.5のあいまいなAGNをホストする6つのX線選択SMGのサンプルの連続体（〜2.1mm）および高JCO放出のALMAサイクル4観測を活用します。ダストと分子ガスの質量とサイズを測定し、均一な球体ジオメトリに基づいてガス密度とカラム密度を導き出しました。最後に、測定されたカラム密度を、チャンドラX線スペクトルから得られたカラム密度と比較しました。磁束密度とサイズの両方を測定した3つの光源の連続体と線の両方を検出しました。検出されない線源については、磁束密度の上限を導き出しました。検出された銀河はガスと塵に富んでいることがわかりました（{\alpha}_CO=0.8では<0.5-2.7x10^10M_sunの範囲で、{\では最大2x10^11〜M_sunまでの分子ガス質量alpha}_CO=6.5、ダスト質量<0.9-4.9x10^8M_sun）およびコンパクト（ガス長軸2.1-3.0kpc、ダスト長軸1.4-2.7kpc）。ISMに関連付けられたカラム密度は10^（23-24）cm-2のオーダーであり、X線スペクトルから得られたカラム密度に匹敵します。検出されたソースについては、0.8-3.7x10^10M_sunの範囲の動的質量も導出しました。高赤方偏移銀河のISMは、コンプトン厚（>10^24cm-2）までの核の不明瞭化に大きく寄与していると考えられます。さらに、検出されたすべてのソースは、1つの回転システムを連想させる速度勾配を示しますが、2つは混inとした、場合によっては融合した構造に関連付けられる形態に特有の特徴を示します。
偏光エコーによる、外観が変化する活動銀河核の状態遷移の追跡
| Title |
Tracking_the_state_transitions_in_changing-look_active_galactic_nuclei_through_their_polarized-light_echoes |
| Authors |
F._Marin_and_D._Hutsem\'ekers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08641 |
コンテキスト：質量降着率の変動は、ますます活発な銀河核（AGN）で観測されるスペクトルタイプの急速な遷移の原因であると考えられます。これらのオブジェクトは「変化する外観」のAGNとラベル付けされ、超大質量ブラックホールへの降着の物理を理解するための重要なオブジェクトです。目的：観察できる偏光変動、特に偏光エコーをモデリングすることにより、外観が変化するAGNの分析と解釈を補完することを目指しています。方法：AGNとそのホスト銀河の複雑で代表的なモデルを構築し、放射伝達シミュレーションを実行して、外観が変化するオブジェクトの現実的な時間依存偏光シグネチャを取得しました。実際のデータに基づいて、降着速度の急激な変化を想定して、システムを数年以内に数倍暗くまたは明るくすることを許可しました。結果：傾斜の代表的なセットについて、遠方の高光度（クエーサー）および近くの低光度（セイファーズ）の変化する外観AGNの時間依存偏光シグネチャを取得します。これらのオブジェクトで動作する物理学をよりよく理解することを目標に、将来の偏光測定キャンペーンの連続偏光の進化を予測します。また、状態を変化させることなく、強い降着速度の変動を経験する非常に傾斜したAGNを調査します。モデリングを、外観が変化するAGNの最もよく文書化されたケースであるMrk1018に適用し、最近の連続体の減光後の偏光の変動を予測します。
500-1050 \ AA \静止フレームでのクエーサー流出のHST / COS観測：I.宇宙および他の発見で最もエネルギッシュな流出
| Title |
HST/COS_Observations_of_Quasar_Outflows_in_the_500-1050_\AA\_Rest_Frame:_I._The_Most_Energetic_Outflows_in_the_Universe_and_Other_Discoveries |
| Authors |
Nahum_Arav,_Xinfeng_Xu,_Timothy_R._Miller,_Gerard_A._Kriss,_Rachel_J._Plesha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08688 |
ハッブル宇宙望遠鏡/宇宙起源スペクトログラフ（COS）は、クエーサー吸収流出とAGNフィードバックへの貢献を研究するための新しい発見スペースを開きました。具体的には、COSは、中程度の赤方偏移オブジェクトの診断リッチな500-1050オングストロームレストフレーム（以下、EUV500）をカバーする高品質の遠紫外線（FUV）スペクトルを提供します。EUV500診断トラフの品質と量により、流出物質の90％以上を運ぶ非常に高いイオン化段階を調べることができ、中央ソース（$R$）からのほとんどの流出の距離を決定できます。地上ベースのスペクトルでは最初の目的を達成することは不可能であり、$R$はそのうちの$\sim$1％でしか測定できません。ここでは、このような流出の最初の専用調査の主な結果を要約します。これには、以下が含まれます。1）ホスト銀河の環境におけるAGNフィードバックプロセスの主なエージェントとなりうる、これまでに最も活発な3つの流出の測定。2）すべての流出には、温吸収体に見られるものと同様の非常に高いイオン化成分があり、流出の運動輝度のほとんどを保持します。この発見は、地上から観測されたすべての高イオン化流出にも、同様の未検出の非常に高イオン化の成分があることを示唆しています。3）調査した13個のEUV500アウトフローのうち、9個が$100<R<2000$パーセク、2個が$5<R<20$パーセク、1個が$0.05<R<50$パーセクであり、1つのケースでは$R$を決定できない。4）流出の1つは、これまでに測定された最大の速度シフト（1550kms$^{-1}$）と加速度（1.5cms$^{-2}$）を持っています。この流出は、クエーサーPG1211+143で検出された高速X線流出と物理的に類似しています。
500-1050 \ AA \静止フレームでのクエーサー流出のHST / COS観測：II現在までに測定された最も活発なクエーサー流出
| Title |
HST/COS_Observations_of_Quasar_Outflows_in_the_500_--_1050_\AA\_Rest_Frame:_II_The_Most_Energetic_Quasar_Outflow_Measured_to_Date |
| Authors |
Xinfeng_Xu,_Nahum_Arav,_Timothy_Miller,_Gerard_A._Kriss,_Rachel_Plesha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08689 |
クエーサーSDSSJ1042+1646（z=0.978）のレストフレーム500-1050$\r{A}$（EUV500）領域で見られるBAL流出の研究を紹介します。結果は、最近のハッブル宇宙望遠鏡/宇宙起源スペクトログラフ観測の分析に基づいています。5つの流出システムが特定されており、合計でイオン遷移からの$\sim$70流出トラフが含まれています。これらには、OV*、NeV*、ArVI、CaVI、CaVII、およびCaVIIIの遷移からの最初の非ソーラー検出が含まれます。すべての流出に非常に高いイオン化種（たとえば、NeVIII、NaIX、MgX）が出現するため、観測された流出には少なくとも2つのイオン化段階が必要です。多数の観測されたトラフに適合するインタラクティブな合成スペクトルシミュレーション法を開発します。密度に敏感な谷の検出（例：SIV*$\lambda$657.32$\r{A}$およびOV*多重線）により、流出（$R$）の距離とエネルギー論を決定できます。2つの流出は$R$$\simeq$800pcにあり、1つは$R$$\simeq$15pcにあります。流出の1つは、記録上の最高の運動輝度（$\dot{E_{k}}$$=5\times10^{46}$ergs$^{-1}$）を持ち、これはその20％です。エディントンの光度。このような大きな比率は、この流出が、銀河核のアクティブなフィードバックメカニズムに必要なエネルギーを提供できることを示唆しています。
500-1050 \ AA \レストフレームでのクエーサー流出のHST / COS観測：III。 2MASS J1051 +
1247の4つの類似の流出と、AGNフィードバックへの主要な貢献者となる十分なエネルギー
| Title |
HST/COS_Observations_of_Quasar_Outflows_in_the_500-1050_\AA\_Rest_Frame:_III._Four_Similar_Outflows_in_2MASS_J1051+1247_with_Enough_Energy_to_be_Major_Contributors_to_AGN_Feedback |
| Authors |
Timothy_R._Miller,_Nahum_Arav,_Xinfeng_Xu,_Gerard_A._Kriss,_Rachel_J._Plesha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08690 |
クエーサー2MASSJ1051+1247のハッブル宇宙望遠鏡/宇宙起源分光器のスペクトルで、10$^{46}$ergs$^{-1}$。これらの流出には顕著な類似性が見られます：速度重心が4900〜5700kms$^{-1}$の間、中央ソースからの距離（$R$）が数百個のパーセクのすべてが誤差内で一貫している、および$すべての流出に対して2倍以内の\dot{E_k}$。したがって、流出の共通の原因が考えられます。流出質量の大部分は、NeVIII、NaIX、MgX、SiXIIのトラフによって明らかな非常に高いイオン化段階にあり、これらの紫外線流出の物理的条件を近くで見られるX線温吸収体流出に接続します。セイファート銀河。3つの流出には、電子数密度の2つまたは3つの独立した診断があり、各流出に対して一貫した値を生成し、$R$決定の堅牢性を高めます。ArVI、OIV*、NeVI*、およびNeV*のこれまでに見られなかったイオン遷移からのトラフが識別されます。クエーサーのエディントン光度の$7.0^{+6.5}_{-2.3}$％である結合された$\dot{E_k}$により、これらの流出は、さまざまなアクティブな銀河核フィードバック効果の主要なエージェントになる主要な候補です。
500-1050 \ AA \レストフレームでのクエーサー流出のHST / COS観測：IV。最大の広い吸収線加速
| Title |
HST/COS_Observations_of_Quasar_Outflows_in_the_500_--_1050_\AA\_Rest_Frame:_IV._The_Largest_Broad_Absorption_Line_Acceleration |
| Authors |
Xinfeng_Xu,_Nahum_Arav,_Timothy_Miller,_Gerard_A._Kriss,_Rachel_Plesha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08691 |
クエーサーSDSSJ1042+1646の流出システムの1つに現れた幅広い吸収線（BAL）速度シフトの分析を提示します。観測は、2011年と2017年にハッブル宇宙望遠鏡/宇宙起源スペクトログラフによって500〜1050$\r{A}$レストフレームで行われました。流出の速度の重心は、$\sim$--1550kms$^{-1}$から--19,500kms$^{-1}$から--21,050kms$^{-1}$までシフトしました静止フレーム時間3.2年。速度シフトの特徴は、NeVIII$\lambda\lambda$770.41、780.32ダブレットの吸収特性で最も顕著であり、OV$\lambda$629.73およびMgX$\lambda\lambda$609.79の吸収トラフによってサポートされています。、624.94ダブレット。クエーサー流出速度シフトが複数のイオンからのトラフとダブレット遷移からの明確なトラフで観察されるのはこれが初めてです（NeVIII）。別の説明として、光イオン化の変化と視線に出入りする物質の動きを除外できるため、速度シフトは既存の流出の加速に起因します。これにより、クエーサーの静止フレームで480kms$^{-1}$yr$^{-1}$（1.52cms$^{-2}$）の平均加速度が得られます。加速度と絶対速度シフトの両方が、これまでのクエーサー流出で報告されている最大のものです。OV*多重項の吸収トラフに基づいて、中央ソースからの流出（$R$）の距離の範囲、0.05pc$<$$R$$<$54.3pcを導き出します。この流出は、クエーサーPG1211+143で検出された高速X線流出との類似性を示しています。加速と速度シフトを使用して、放射的に加速されたアクティブな銀河核ディスク風モデルを制約し、それらを使用して将来の観測の予測を行います。
500-1050 \ AA \レストフレームでのクエーサー流出のHST / COS観測：V. PKS
J0352-0711の物理的診断およびイオン化ポテンシャル依存速度シフトの豊富さ
| Title |
HST/COS_Observations_of_Quasar_Outflows_in_the_500-1050_\AA\_Rest_Frame:_V._Richness_of_Physical_Diagnostics_and_Ionization_Potential-dependent_Velocity_Shift_in_PKS_J0352-0711 |
| Authors |
Timothy_R._Miller,_Nahum_Arav,_Xinfeng_Xu,_Gerard_A._Kriss,_Rachel_J._Plesha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08692 |
ハッブル宇宙望遠鏡で撮影したスペクトルから、PKSJ0352-0711内の2つの流出（$-$1950kms$^{-1}$のS1と$-$3150kms$^{-1}$のS2）からの吸収トラフを分析します。/CosmicOriginSpectrograph。診断に富んだ585〜900オングストロームの静止フレーム波長範囲をカバーします。S2では、CaIV、CaV、CaV*、CaVII*、およびCaVIII*からの吸収トラフが初めて検出されました。CaVのカラム密度測定は、S2が超太陽金属性であることを示唆しています。両方の流出には、少なくとも2つのイオン化フェーズが必要であり、非常に高いイオン化フェーズのカラム密度は、対応する高イオン化フェーズの約15倍です。これらの高いカラム密度と非常に高いイオン化ポテンシャルイオンは、X線ウォームアブソーバーに似ています。S2の2つのフェーズは、関連するトラフ間のユニークな速度重心シフトを示しています。OV*吸収トラフのモンテカルロ測定により、S2の電子数密度（CaV*およびCaVIII*トラフからの独立した測定によって完全に裏付けられた）を決定し、9pcの距離と2$の運動輝度をもたらします。\times$10$^{43}$ergs$^{-1}$。S1は10$^{43}$ergs$^{-1}$の運動輝度で、中央の光源から500pc離れた場所にあります。
500-1050 \ AA \静止フレームでのクエーサー流出のHST / COS観測：SDSS J0755 + 2306でのVI幅のエネルギッシュな流出
| Title |
HST/COS_Observations_of_Quasar_Outflows_in_the_500_--_1050_\AA\_Rest_Frame:_VI_Wide,_Energetic_Outflows_in_SDSS_J0755+2306 |
| Authors |
Xinfeng_Xu,_Nahum_Arav,_Timothy_Miller,_Gerard_A._Kriss,_Rachel_Plesha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08693 |
クエーサーSDSSJ0755+の最近のHST/COS観測で見られた2つの流出（-5500kms$^{-1}$でのS1と--9700kms$^{-1}$でのS2）の分析を示します。2306（z=0.854）。流出は、NIII、OIII、SIVなどの高イオン化種、およびArVIII、NeVIII、NaIXなどの非常に高イオン化種の両方からの吸収トラフとして検出されます。導出された光イオン化ソリューションは、各流出に2つのイオン化フェーズソリューションが必要であることを示しています。S1の場合、SIV*およびSIVの谷により、電子数密度$n_{e}$=1.8$\times$10$^4$cm$^{-3}$とその距離を導出できます。$R$の中央ソース=270pc。S2の場合、OIII*およびOIIIのトラフは$n_{e}$=1.2$\times$10$^3$cm$^{-3}$および$R$=1600pcを生成します。S2の運動輝度は、クエーサーのエディントン輝度の$>$12％であるため、強力なAGNフィードバック効果を提供できます。両方の流出システムにおけるOIIIとOVIの吸収トラフの比較は、特定の元素について、より高いイオン化イオンがより低いイオン化イオンよりも大きな被覆率を持つという考えをサポートしています。
銀河間の放牧衝突における外腕スターバーストからの流出
| Title |
Outflow_from_Outer-arm_Starburst_in_a_Grazing_Collision_between_Galaxies |
| Authors |
Michele_Kaufman,_Bruce_G._Elmegreen,_Morten_Andersen,_Debra_Meloy_Elmegreen,_Curtis_Struck,_Frederic_Bournaud,_Elias_Brinks,_and_James_C._McGarry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08827 |
新しいALMACO、HCO+、および100GHz連続体観測とGeminiNIFSKバンドスペクトルは、以前の無線からX線データと組み合わされて、相互作用する銀河NGC2207の外腕にある非常に明るいスターバーストの塊であるFeatureiを研究します。クランプには、170pcコアから伸びる光学的に不透明なダストコーンがあります。ほぼすべてのガスと塵が星団の前にある場合、測定されたCOはダークコーンの消滅を説明します。関連するCO流出量はv_z〜16km/s、推定分子量は8x10^6Msunで、高さは0.9kpcまで上昇します。v_z〜28km/sの遠方でのCO流出の減少はそれほど大きくありません。10Myr以上のコアで観測された星の形成は、超新星と恒星風を介してダークコーンの運動エネルギーを供給することができます。激しい活動の他の兆候は、埋め込まれた超新星または他の爆発、X線放射、82km/sの線幅のBrガンマ線およびHeI線を示唆する可変的な電波連続体です。以前のモデルによると、NGC2207が受ける逆行性の遭遇は角運動量の損失を引き起こしました。これにより、外部ディスクが圧縮されました。らせん状の密度波によって圧縮され、観測されたスターバーストを引き起こしたため、結果として生じる内側に衝突するガス流が大規模なHI雲に衝突することを提案します。
回転曲線が減少している銀河
公開されたデータから編集された22個の渦巻銀河のサンプルが研究されています。銀河の回転曲線は、中心から$\sim1$kpc以上の最大距離を通過し、その後回転速度が低下します。Tully-Fisher（TF）図とバリオンTully-Fisher（BTF）図の銀河位置は、最大回転速度の値が他の銀河と同じシーケンス上にあり、一方、一部の銀河の円盤周辺の速度はかなり大きいことを示しています。所定の質量または光度の期待値よりも低い。したがって、回転曲線の減少は、回転速度への暗いハローの寄与の減少に関連する可能性があります。最も長い回転曲線を持つ7つの銀河の場合、円盤質量は暗いハローあり（ニュートンモデル）とハローなし（修正ニュートン力学（MOND）モデル）であると推定されました。4つの銀河では、MONDモデルは回転曲線を解釈するのに困難に直面します。観測と一貫性を保つために、MONDパラメーター$a_0$は期待値$a_0\sim10^{-8}$と大きく異なる必要がありますcm/s$^2$。ただし、ディスクの質量は、IR測光と最大ディスクモデルに基づく値を超えています。MONDとの競合は、NGC157で最も重要です。
UHECRのBlazarの起源とEeVエネルギーでの天体物理学的ソースニュートリノの検出の展望
| Title |
Blazar_origin_of_the_UHECRs_and_perspectives_for_the_detection_of_astrophysical_source_neutrinos_at_EeV_energies |
| Authors |
Xavier_Rodrigues,_Jonas_Heinze,_Andrea_Palladino,_Arjen_van_Vliet,_Walter_Winter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08392 |
私たちは、ブザーザーの集団が超高エネルギー宇宙線（UHECR）の観測されたスペクトルと組成を記述できること、および主要な寄与が低光度のBLラックに由来することを実証します。ただし、高輝度の危険からの準支配的な寄与は、EeVエネルギーでピークとなる実質的なニュートリノフラックスにつながる可能性があります。源からのこのニュートリノフラックスは、UHECRの伝播中に生成される宇宙線生成ニュートリノフラックスよりも優れていると考えられます。これは、高エネルギー（EeV）ニュートリノ検出実験に深い意味を持ちます：主なターゲットはソースニュートリノであり、スタッキング検索、フレア解析、マルチメッセンジャーのフォローアップなど、追加の検索戦略を使用できます。
赤外線での熱核I型X線バーストの発見：4U 1728-34の軌道周期の新しい制限
| Title |
Discovery_of_a_thermonuclear_Type_I_X-ray_burst_in_infrared:_new_limits_on_the_orbital_period_of_4U_1728-34 |
| Authors |
F._M._Vincentelli,_Y._Cavecchi,_P._Casella,_S._Migliari,_D._Altamirano,_T._Belloni,_M._Diaz-Trigo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08403 |
中性子星4U1728-34（GX354-0）からの熱核I型X線バーストに遅れをとる赤外線バーストの検出を報告します。観測は、XMM-Newton（0.7-12keV）、NuSTAR（3-79keV）、およびHAWK-I@VLT（2.2$\mu$m）で同時に実行されました。2つのバンドの放射のピーク間で$4.75\pm0.5$sのラグを測定します。ラグの長さとIRバーストの形状により、このような大きな遅延のもっともらしい原因は、伴星によるタイプIバーストX線の再処理であることがわかりました。中性子星とコンパニオン間の推定距離は、システムの軌道周期を制限するために使用できます。これは、現実的な傾き$の場合、$\sim$66分（または$\gtrsim$2時間も）<75^\circ$）。これは、現在の仮推定期間である$\sim11$分よりもはるかに長いです。連星の性質に対する物理的意味を議論し、4U1728-34の仲間はヘリウム星である可能性が最も高いと結論付けます。
4FGL J0935.3 + 0901と関連する可能性のあるコンパクトなX線放出バイナリ
| Title |
A_Compact_X-Ray_Emitting_Binary_in_Likely_Association_with_4FGL_J0935.3+0901 |
| Authors |
Zhongxiang_Wang_(1),_Yi_Xing_(1),_Jujia_Zhang_(2_and_3),_Konstantina_Boutsia_(4),_Gege_Wang_(1),_Jithesh_V._(5),_Kevin_B._Burdge_(6),_Michael_W._Coughlin_(7),_Dmitry_A._Duev_(7),_S._R._Kulkarni_(7_and_6),_Reed_Riddle_(6),_Eugene_Serabyn_(8)_((1)_Shanghai_Astronomical_Observatory_China,_(2)_Yunnan_Observatories_China,_(3)_Key_Laboratory_for_the_Structure_and_Evolution_of_Celestial_Objects_China,_(4)_Las_Campanas_Observatory_Chile,_(5)_Inter-University_Centre_for_Astronomy_and_Astrophysics_India,_(6)_Caltech_Optical_Observatories_USA,_(7)_Division_of_Physics_Math_and_Astronomy_California_Institute_of_Technology_USA,_(8)_Jet_Propulsion_Laboratory_California_Institute_of_Technology_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08509 |
4FGLJ0935.3+0901は、フェルミガンマ線宇宙望遠鏡に搭載された大面積望遠鏡（LAT）によって検出されるガンマ線源です。このソースのLATデータの詳細な分析とソースフィールドの多波長研究を実施しました。ガンマ線放射は指数関数的カットオフ（$E_c=2.9\pm1.6$GeV）のべき法則（$\Gamma=2.0\pm0.2$）で記述できますが、フラックスは大幅な長期変動を示します。アーカイブのNeilGehrelsSwiftX線望遠鏡データの分析から、LATの2$\sigma$エラー領域にあるX線源は1つしか見つかりません。X線源の半径3.7インチの誤差範囲内には、最低$r'\sim$23等の光学物体が1つしかありません。光学物体の時間分解測光は、2.5時間の周期的変調の可能性を示しています。これらの結果を組み合わせて、4FGLJ0935と関連する可能性のあるコンパクトなX線放射バイナリを発見したと結論付けました。.3+0901、つまり、ミリ秒パルサー（MSP）バイナリ。光学スペクトルの特徴の意味について説明します：このバイナリは、サブルミナスディスク状態での遷移MSPシステムである可能性がありますが、さらなる観測研究は、この候補MSPバイナリの詳細な特性を決定し、その現在の状態を明らかにするのに役立ちます。
PSR B0540-69の制動指数とスピンダウン速度遷移後の関連するパルサー風星雲放出
| Title |
The_braking_index_of_PSR_B0540-69_and_the_associated_pulsar_wind_nebula_emission_after_spin-down_rate_transition |
| Authors |
L._J._Wang,_M._Y._Ge,_J._S._Wang,_S._S._Weng,_H._Tong,_L._L._Yan,_S._N._Zhang,_Z._G._Dai,_L._M._Song |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08538 |
2011年12月、PSRB0540-69はスピンダウンレート遷移（SRT）を経験しました。その後、パルサーのスピンダウンパワーが〜36％向上しました。SRTの約1000日後、関連するパルサー風星雲（PWN）のX線光度が32+/-8％明るくなることがわかりました。SRT後、PSRB0540-69のブレーキインデックスnは、n=2.12からn=0.03に変化し、この値を約5年間保持してから、次の年にn=0.9に上昇します。現在のモデルのほとんどは、測定された制動指数を説明するのが難しいことがわかります。一方、制動指数の進化の例外的なモデルの1つは、PSRB0540-69の双極子磁場の増加です。磁場のトロイダル成分の価格でポロイダル成分を強化するパルサーコア内の不安定性から、磁場の増加が生じる可能性があります。双極子磁場が増加すると、PWNのX線が明るくなります。PWNX線の光度曲線を2つのモデルで近似します。1つは増光中にPWN内で一定の磁場を仮定し、もう1つはPWNのエネルギー密度に比例した強化磁場を仮定します。2つのモデルはデータに等しく適合しているように見えますが、後者のモデルはデータにより適合しているようです。これは、PWN内の磁場が終端ショックによって生成されるというわずかな観察証拠を提供します。確固たる結論を引き出すには、将来の高品質で高リズムのデータが必要です。
| Title |
Cosmic_Evolution_of_Stellar-mass_Black_Hole_Merger_Rate_in_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Y._Yang,_I._Bartos,_Z._Haiman,_B._Kocsis,_S._M\'arka,_H._Tagawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08564 |
バイナリブラックホールの合併は、その環境とその形成につながった天体物理学的プロセスに関する情報をエンコードします。合併率の赤方偏移依存性を測定することは、銀河の形成と進化、および星形成率の進化を調べるのに役立ちます。ここでは、ActiveGalacticNuclei（AGN）のディスク内の恒星質量連星の合併率の宇宙進化を計算します。現在の地球ベースの重力波観測所のアクセス可能な範囲をカバーする、赤方偏移$z=2$への最近の進化に焦点を当てています。この規模では、AGNの人口密度が赤方偏移依存の主な要因です。AGNに支援された合併率は、赤方偏移では有意に進化せず、このチャネルをフィールドバイナリや他のいくつかの動的形成シナリオと区別することがわかります。
ALMAで検出された230 GHzでのSgr A *の磁束密度の時間変動
| Title |
Time_Variations_in_the_Flux_Density_of_Sgr_A*_at_230_GHz_Detected_with_ALMA |
| Authors |
Yuhei_Iwata,_Tomoharu_Oka,_Masato_Tsuboi,_Makoto_Miyoshi,_Shunya_Takekawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08601 |
銀河中心の電波源SgrA*は、超大質量ブラックホール候補の第一候補であり、したがってそれらの理解を深めるための鍵となります。SgrA*の230GHzバンドフラックスの時間変動は、アタカマラージミリ/サブミリアレイ（ALMA）サイクル5観測で発見されました。217.5、219.5、および234.0GHzで1分間のスナップショットでSgrA*のフラックス密度を測定すると、70分の10周期の光度曲線が得られました。ライトカーブは、数十分の変動と1時間ごとのスケールを示します。より短い時間スケールは、$4\times10^{6}$$M_{\odot}$ブラックホールの周りの最も内側の安定した円軌道の軌道周期に似ており、変動がSgrA*のすぐ近くに由来することを示唆しています。また、217.5GHzと234.0GHzの間にタイムラグは検出されず、磁束密度に対するスペクトルインデックスの依存性も検出されました。
| Title |
The_Boltzmann-radiation-hydrodynamics_Simulations_of_the_Core-collapse_Supernova_with_the_Different_Equations_of_State:_the_Role_of_Nuclear_Composition_and_the_Behavior_of_Neutrinos |
| Authors |
Akira_Harada,_Hiroki_Nagakura,_Wakana_Iwakami,_Hirotada_Okawa,_Shun_Furusawa,_Kohsuke_Sumiyoshi,_Hideo_Matsufuru,_Shoichi_Yamada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08630 |
ニュートリノ輸送のボルツマン方程式を解くボルツマン放射流体力学コードを使用して、ラティマー・スウェスティ（LS）および古沢シェン（FS）の核状態方程式（EOS）を使用したシミュレーションの結果を示します。LSモデルのシミュレーション時間を延長し、徹底的な調査を実施しましたが、以前の論文では結果の一部を簡単に報告しました。LSモデルのみが衝撃の復活を示しています。これは、核組成に起因するようです。異なる核組成は、光解離による異なるエネルギー損失をもたらし、したがって、迅速な対流とその後のニュートリノ駆動対流の強度が異なります。多核種の存在がEOSを和らげるので、FSモデルで見られる原中性子星はLSモデルよりもコンパクトです。ニュートリノの振る舞いについて、ニュートリノのフラックスとエディントンテンソルを調べました。光学的に厚い領域では、ニュートリノの拡散と物質の動きによる引きずりがフラックスを決定します。光学的に薄い領域では、フリーストリーミングによって決定されます。エディントンテンソルは、M1閉包関係から得られたものと比較されます。M1閉包スキームは、半透明領域の速度依存項からの寄与を過大評価します。
重力波（GW）天文学では、質量などのソースパラメーターの正確な測定は、正確な波形テンプレートに依存しています。現在、バイナリブラックホール（BBH）などのソースが真空内にあると想定して、テンプレートが開発されています。しかし、天体物理モデルは、BBHが一般的なエンベロープ、恒星コア、活動銀河核の降着円盤などの気体環境で形成される可能性があると予測しています。ここでは、GW周波数がミリヘルツ前後の初期のインスパイラルフェーズに焦点を当てて、星質量BBHのGW波形に対するガスの影響を再検討します。これらのBBHの場合、ガスの摩擦が動的な進化を支配し、チャープ信号を複製できることを示します。関連する流体力学的タイムスケール$\tau_{\rmgas}$は、上記の天体物理シナリオでのGW放射タイムスケール$\tau_{\rmgw}$よりもはるかに短い可能性があります。結果として、観測可能なチャープ質量は実際の質量よりも$（1+\tau_{\rmgw}/\tau_{\rmgas}）^{3/5}$倍になります。データ分析では無視されます。このようなエラーは、$（1+\tau_{\rmgw}/\tau_{\rmgas}）$の係数による光源距離の過大評価にもつながります。ミリヘルツ帯域で整合フィルタリング分析を実行することにより、ガスが支配的な信号が、真空環境に存在するより大きなBBHのチャープ信号と実際に区別できないことを証明します。ミリヘルツ帯のこのような偽の巨大な物体は、将来適切に考慮されない場合、BBHの形成、進化、および検出の理解を変える可能性があります。
FSRQからのEeV天体ニュートリノ？
フラットスペクトル無線クエーサー（FSRQ）は、ガンマ線帯域で最も強力な危険です。それらは高エネルギーニュートリノを生成するのに適した候補であると考えられていますが、FSKQの安全な検出は、PKSB1424-418の可能性のある場合を除いて、これまで得られていません。この作業では、中央の超巨大ブラックホールを囲む領域を埋める放射場の特性の標準的な仮定を使用して、FSRQからの高エネルギーニュートリノの予想フラックスを計算します。その結果、高エネルギーニュートリノは、PeVエネルギーではなく、サブEeV-EeVエネルギー範囲のFSRQから自然に期待されることがわかります。これは、10PeV未満のニュートリノのみが観測されているため、本技術ではFSRQからのニュートリノが観測されないことを正当化します。無視できない範囲のパラメーターの場合、FSRQからの累積フラックスは、予想される宇宙線ニュートリノフラックスに匹敵するか、それを超えることさえあります。この結果は興味深いものであり、これらの点源放射を拡散宇宙線背景から解きほぐすことの重要性を強調しています。
| Title |
The_2016_Vela_glitch:_A_key_to_neutron_star_internal_structure_and_dynamics |
| Authors |
Erbil_G\"ugercino\u{g}lu,_M._Ali_Alpar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08724 |
2016年のVelaグリッチとその緩和の高分解能、パルス間観測により、中性子星の内部構造とダイナミクスをかつてないほど詳細に調べることができました。このグリッチの観測を使用して、渦クリープモデルの枠組みで超流動特性を推測します。12.6秒というグリッチ上昇時間の制約により、地殻超流動体と観測された地殻との間の角運動量交換に厳しい制限が課されました。これは、グリッチ後の平衡値と比較した回転速度の観測された過剰加速度とともに、地殻超流動地殻格子とコア超流動地殻法線物質結合時間スケールを区別します。グリッチが発生する直前の地殻の回転速度の明らかな低下は、大規模な渦のアンピン雪崩を開始する新しい渦トラップゾーンの形成と一致しています。
RadioAstronを使用して、AGNジェットの最も内側の領域とその磁場をプローブします。
III。マイクロ秒単位の分解能でのBlazar S5 0716 + 71
| Title |
Probing_the_innermost_regions_of_AGN_jets_and_their_magnetic_fields_with_RadioAstron._III._Blazar_S5_0716+71_at_microarcsecond_resolution |
| Authors |
Evgeniya_V._Kravchenko_(IRA_INAF,_ASC_Lebedev),_Jose_L._G\'omez_(IAA_CSIC),_Yuri_Y._Kovalev_(ASC_Lebedev,_MIPT,_MPIfR),_Andrei_P._Lobanov,_Tuomas_Savolainen,_Gabriele_Bruni,_Antonio_Fuentes,_James_M._Anderson,_Svetlana_G._Jorstad,_Alan_P._Marscher,_Merja_Tornikoski,_Anne_L\"ahteenm\"aki,_Mikhail_M._Lisakov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08776 |
2015年1月3〜4日に22GHzの周波数（波長$\lambda=1.3$cm）で行われたBLLacオブジェクトS50716+71のRadioAstronSpaceVLBIイメージング観測を紹介します。観測は、AGN偏光キーサイエンスプログラムの枠組みで行われました。平行ハンド干渉とクロスハンド干渉測定の両方について、最大70833km（地球の直径5.6）までの投影された宇宙空間のベースラインでソースが検出されました。これらの検出を使用して、これまでにない最高の24$\mu$asという前例のない角度分解能で、ブラザーのフル偏光画像を取得しました。これにより、無線コアのサイズを$<12\times5〜\mu$asと見積もることができ、内側の100$\mu$asで複雑な構造とブラザージェットの大きな曲率を明らかにすることができました。ジェットの視野角がジェット円錐流出の開口角の内側にあることを示します。かなり高度（15％）の直線偏光放射は、サイズが19$\mu$asのジェット領域で検出され、コアから58$\mu$as下流にあります。ソースフレームの最高輝度温度は、ブラザーコアに対して$>2.2\times10^{13}$Kと推定されます。これは、0716+714について報告された最大ドップラー係数$\delta\thicksim25$であっても、ソースの残りのフレームで逆コンプトン制限に違反する必要があることを意味します。
タイプIIb超新星の残骸であるカシオペアAのサブソーラーメタリティ前駆体
| Title |
A_Sub-Solar_Metallicity_Progenitor_for_Cassiopeia_A,_the_remnant_of_a_Type_IIb_Supernova |
| Authors |
Toshiki_Sato,_Takashi_Yoshida,_Shigehiro_Nagataki,_Masaomi_Ono,_Keiichi_Maeda,_Ryosuke_Hirai,_John_P._Hughes,_Brian_J._Williams,_Yoshitomo_Maeda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08922 |
初めて、タイプIIb超新星（SNIIb）の残骸であるカシオペアA.マンガン（$^{55}$Mnの崩壊後のMn-K$\alpha$線の検出を報告します。}$Co）は、クロム（$^{52}$Feの崩壊後の$^{52}$Cr）と一緒に中性子に富む元素であり、主に爆発性の不完全なSi燃焼領域で合成されます。したがって、中性子過剰のMn/Cr質量比は、爆発中の関連する燃焼層での中性子化を反映します。ChandraのカシオペアAのアーカイブX線データは、Mn/Cr質量比が0.10--0.66の範囲にあることを示しており、1次元SN爆発モデルと比較した場合、電子分率は0.4990$\lesssimY_{\rme}不完全なSi燃焼層で\lesssim$0.5。典型的な爆発エネルギー（$1\times10^{51}$erg）を持つ太陽金属前駆体を想定した爆発モデルでは、このような高い電子分率を再現できません。そのようなモデルでは、爆発性のSi燃焼領域は、前駆体の静水圧進化中に確立されたSi/O層にのみ拡大します。Si/O層の$Y_e$は、観測上の制約で必要な値よりも低くなっています。爆発性のSi燃焼領域がO/Ne静水圧層まで拡大すると、観測されたMn/Crの質量比を満たすことができます。これは、$Y_{\rme}$が高いです。これには、カシオペアAのエネルギー（$>2\times10^{51}$erg）および/またはサブソーラー金属前駆体の非対称爆発（$Z\lesssim0.5Z_{\odot}$）が必要です。初期の金属性は、単一星の前駆体を除外するために使用でき、コンパクトな伴星（白色d星、中性子星、またはブラックホール）を持つバイナリ前駆体の可能性を残します。ボンダイ降着からの爆発サイト周辺のこのようなコンパクトな仲間へのX線の検出可能性について議論します。また、カシオペアAの前駆システムの他の可能な質量損失シナリオについても説明します。
GRS 1915 + 105のタイプC準周期的振動に関連する位相遅れの系統的分析
| Title |
A_Systematic_Analysis_of_the_Phase_Lags_Associated_with_the_Type-C_Quasi-periodic_Oscillation_in_GRS_1915+105 |
| Authors |
Liang_Zhang,_Mariano_M\'endez,_Diego_Altamirano,_Jinlu_Qu,_Li_Chen,_Konstantinos_Karpouzas,_Tomaso_M._Belloni,_Qingcui_Bu,_Yue_Huang,_Xiang_Ma,_Lian_Tao_and_Yanan_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08928 |
RXTEデータを使用して、GRS1915+105のタイプCQPOに関連する位相遅れの体系的な分析を提示します。サンプルは、〜0.4Hz〜〜6.3Hzの範囲のタイプCQPOを含む620個のRXTE観測で構成されています。分析に基づいて、QPOの位相遅れはQPO周波数とともに減少し、QPO周波数が〜2Hzで正から負に符号が変化することを確認します。さらに、この関係の勾配は、2Hzを下回るQPOと2Hzを上回るQPOの間で大きく異なることがわかります。QPOラグとQPOrmsの関係は、破線でうまく適合できます。QPOラグが負から正に変わると、QPOrmsは最初に増加し、ゼロラグ付近で最大に達し、その後減少します。QPOのサブハーモニックの位相遅れの動作はQPO基本波の動作と似ています。サブハーモニックラグはサブハーモニック周波数とともに減少し、約1Hzのサブハーモニック周波数で正から負に符号が変化します。それどころか、QPOの2次高調波はまったく異なる位相遅延動作を示し、すべての2次高調波はほぼ一定のハードラグを示します。QPOとその（サブ）ハーモニクスの両方について、ラグエネルギースペクトルの勾配は、平均位相遅れと同様の周波数の進化を示します。これは、遅延エネルギースペクトルが平均位相遅延を駆動することを示唆しています。ラグ記号の変化の可能性、およびQPOラグの物理的起源について説明します。
再イオン化アレイの水素エポックの冗長ベースライン較正
| Title |
Redundant-Baseline_Calibration_of_the_Hydrogen_Epoch_of_Reionization_Array |
| Authors |
Joshua_S._Dillon,_Max_Lee,_Zaki_S._Ali,_Aaron_R._Parsons,_Naomi_Orosz,_Chuneeta_Devi_Nunhokee,_Paul_La_Plante,_Adam_P._Beardsley,_Nicholas_S._Kern,_Zara_Abdurashidova,_James_E._Aguirre,_Paul_Alexander,_Yanga_Balfour,_Gianni_Bernardi,_Tashalee_S._Billings,_Judd_D._Bowman,_Richard_F._Bradley,_Phil_Bull,_Jacob_Burba,_Steve_Carey,_Chris_L._Carilli,_Carina_Cheng,_David_R._DeBoer,_Matt_Dexter,_Eloy_de_Lera_Acedo,_John_Ely,_Aaron_Ewall-Wice,_Nicolas_Fagnoni,_Randall_Fritz,_Steven_R._Furlanetto,_Kingsley_Gale-Sides,_Brian_Glendenning,_Deepthi_Gorthi,_Bradley_Greig,_Jasper_Grobbelaar,_Ziyaad_Halday,_Bryna_J._Hazelton,_Jacqueline_N._Hewitt,_Jack_Hickish,_Daniel_C._Jacobs,_Austin_Julius,_Joshua_Kerrigan,_Piyanat_Kittiwisit,_Saul_A._Kohn,_Matthew_Kolopanis,_Adam_Lanman,_Telalo_Lekalake,_David_Lewis,_Adrian_Liu,_et_al._(30_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08399 |
21cmの宇宙論では、精密なキャリブレーションは、明るい天体物理学の前景から中性水素信号を分離する鍵となります。適切に較正されていない場合、各アンテナ要素の複雑なゲインは、スペクトルの滑らかな前景にスペクトル構造を与え、その統計的分離を複雑にします。21cm宇宙論に特化した干渉計で、現在南アフリカで建設中の水素再生成アレイ（HERA）は、同じ干渉モードの繰り返し測定の自己一貫性を使用して大部分が較正されるように設計されました。冗長ベースラインキャリブレーションと呼ばれるこの手法は、キャリブレーション問題の内部自由度のほとんどを解決します。ただし、冗長グリッド上に正確に配置された同一の一次ビームを持つアンテナ要素を想定しています。この作業では、冗長ベースラインキャリブレーションを可能にするアルゴリズムの詳細な実装を確認し、HERAデータを使用して結果を報告します。実際の非冗長性の影響を定量化し、冗長な測定値がノイズの実現においてのみ異なる理想的なシナリオと比較する方法を説明します。最後に、非冗長性がキャリブレーションソリューション（データとシミュレーションの両方）で偽の時間構造を生成する方法を研究し、その構造を緩和するための戦略を提示します。
| Title |
An_improved_analysis_framework_for_axion_dark_matter_searches |
| Authors |
D._A._Palken,_B._M._Brubaker,_M._Malnou,_S._Al_Kenany,_K._M._Backes,_S._B._Cahn,_Y._V._Gurevich,_S._K._Lamoreaux,_S._M._Lewis,_R._H._Maruyama,_N._M._Rapidis,_J._R._Root,_M._Simanovskaia,_T._M._Shokair,_Sukhman_Singh,_D._H._Speller,_I._Urdinaran,_K._van_Bibber,_L._Zhong_and_K._W._Lehnert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08510 |
アキソニックダークマターを検索する実験では、標準のしきい値ベースのデータ分析を使用すると、貴重な情報が破棄されます。既存の処理プロトコルに基づいて構築され、動作中のハロスコープなどのコヒーレントなアクシオン検出器のデータからより多くの情報を抽出するベイズ分析フレームワークを提示します。この分析では、標準の分析フレームワークに伴う論理的な微妙さを回避し、将来のデータ実行で実験の柔軟性を高めることができます。HAYSTAC実験の既存のデータでこの分析を実行すると、$g。\gamma$のアクシオンと光子のカップリングの制約が改善されていることがわかります。質量範囲。標準のしきい値分析と比較すると、分析からスキャンレートが$36\％$改善されていることが示唆され、将来のアクシオンハロースコープ分析にこのフレームワークが有用であることを示しています。
Haoping電波望遠鏡によるパルサータイミング観測
| Title |
Pulsar_Timing_Observations_with_Haoping_Radio_Telescope |
| Authors |
Jintao_Luo,_Yuping_Gao,_Tinggao_Yang,_Chengshi_Zhao,_Minglei_Tong,_Yongnan_Rao,_Yifeng_Li,_Bian_Li,_Xingzhi_Zhu,_Haihua_Qiao,_and_Xiaochun_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08586 |
2014年に建設されたNTSCの40メートルHaoping電波望遠鏡（HRT）でLバンドで行われたパルサータイミング観測を報告します。観測は、開発したパルサーマシンを使用して行われました。ミリ秒パルサーJ0437-4715に対するタイミング観測では、284日間の期間で397nsのタイミング残差（r.m.s）が得られます。そして、私たちの観測では、2019年7月23日に発生したカニパルサーのグリッチが正常に検出されました。
天文時系列分類のためのニューラルアーキテクチャについて
天文時系列分類のためのニューラルネットワーク（NN）の有用性にもかかわらず、多様なデータセットに適用される学習アーキテクチャの急増により、さまざまなアプローチの直接的な相互比較が妨げられています。ここでは、天文学的な時系列のNNベースの学習と推論のバリアントの最初の包括的な研究を実行し、相対的なパフォーマンスの概要と、できれば実用的な実装のためのクラス最高の選択肢のセットをコミュニティに提供することを目指しています。監視下と自己監視下の両方のコンテキストで、異なる時系列互換レイヤー選択の影響、すなわち、拡張された時間畳み込みニューラルネットワーク（dTCN）、長期短期記憶（LSTM）NN、ゲーテッドリカレントユニット（GRU）の影響を研究しますおよび時間畳み込みNN（tCNN）。また、直接分類ネットワーク、補助（非時系列）メタデータを含むさまざまな経路、およびマルチパスバンドデータ（つまり、複数のソースごとの時系列）。パフォーマンス--10の不均衡なクラスでのMACHO調査からの17,604個の変光星のサンプルに適用---トレーニング収束時間、分類精度、再構成エラー、および生成された潜在変数で測定されます。リカレントNN（RNN）を使用したネットワークは、一般にdTCNよりも優れており、多くのシナリオでtCNNと同様の精度が得られます。時間とメモリの要件を学習する際、畳み込みベースのレイヤーの方がパフォーマンスが高くなります。最後に、LSST、WFIRST、ZTF2などの次世代調査に注目して、変光星分類の深層アーキテクチャの利点と制限について説明します。
アフリカの現在のVLBIネットワークのUVギャップを埋める
| Title |
Filling_the_uv-gaps_of_the_current_VLBI_network_in_Africa |
| Authors |
Marcellin_Atemkeng,_Patrice_M._Okouma,_Eric_Maina,_Roger_Ianjamasimanana,_Serges_Zambou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08642 |
アフリカ大陸では、南アフリカには高度な電波天文学研究のための世界クラスの天文学施設があります。南アフリカのスクエアキロメートルアレイプロジェクト（SASKA）の出現により、アフリカの6か国（SASKAパートナー国）が南アフリカに加わり、アフリカ超長基線干渉（VLBI）ネットワーク（AVN）に貢献しています。各AVN諸国には、AVN、ヨーロッパVLBIネットワーク、およびグローバルVLBIネットワークの一部となる単一皿電波望遠鏡が間もなく導入されます。SKAとAVNは、南半球で非常に高感度のVLBIを可能にします。現在のAVNネットワークでは、中央アフリカ地域のカバレッジにギャップがあります。この作業では、中央アフリカの6カ国（カメルーン、ガボン、コンゴ、赤道ギニア、中央アフリカ共和国）のそれぞれで、新しいアンテナを構築するか、古い通信設備を電波望遠鏡に変換する場合の科学的影響を分析します。この作業では、アフリカのこの地域に電波干渉計を設置することの経済的およびスキル移転の影響についても説明します。
極めて正確な放射速度パイプライン：EXPRESからの最初の放射速度
| Title |
An_Extreme_Precision_Radial_Velocity_Pipeline:_First_Radial_Velocities_from_EXPRES |
| Authors |
Ryan_R._Petersburg,_J._M._Joel_Ong,_Lily_L._Zhao,_Ryan_T._Blackman,_John_M._Brewer,_Lars_A._Buchhave,_Samuel_H._C._Cabot,_Allen_B._Davis,_Colby_A._Jurgenson,_Christopher_Leet,_Tyler_M._McCracken,_David_Sawyer,_Mikhail_Sharov,_Ren\'e_Tronsgaard,_Andrew_E._Szymkowiak,_Debra_A._Fischer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08851 |
EXtremePREcisionSpectrograph（EXPRES）は、環境的に安定化された、ファイバー給電の$R=137,500$の光学分光器です。最近、アリゾナ州フラッグスタッフの近くにある4.3mのローウェルディスカバリー望遠鏡（LDT）で委託されました。スペクトログラフは、30$\mathrm{〜cm〜s^{-1}}$の目標半径速度（RV）精度で設計されました。機器の革新に加えて、ここで紹介するEXPRESパイプラインは、波長に依存する量子効率に使用される「拡張フラット」ファイバーを含む、空の光学式ファイバー供給分光器が多くの新しい手法を採用した最初のものです。CCDの特性評価、フラット相対最適抽出アルゴリズム、色重心補正、色校正オフセット、波長校正用の超高精度レーザー周波数コム。EXPRESに使用されるリダクション、キャリブレーション、および動径速度解析パイプラインについて説明し、現在のサブメートル/秒のRV測定精度の例を示します。これは、0.3$\mathrm{〜ピクセルごとの信号対雑音比が250の観測の場合、m〜s^{-1}}$。これらの速度は、既知の太陽系外惑星ホスト51ペグで軌道解を生成します。$\mathrm{〜m〜s^{-1}}$。
EXtreme PREcision Spectrographの性能検証
| Title |
Performance_Verification_of_the_EXtreme_PREcision_Spectrograph |
| Authors |
Ryan_T._Blackman,_Debra_A._Fischer,_Colby_A._Jurgenson,_David_Sawyer,_Tyler_M._McCracken,_Andrew_E._Szymkowiak,_Ryan_R._Petersburg,_J._M._Joel_Ong,_John_M._Brewer,_Lily_L._Zhao,_Christopher_Leet,_Lars_A._Buchhave,_Ren\'e_Tronsgaard,_Joe_Llama,_Travis_Sawyer,_Allen_B._Davis,_Samuel_H._C._Cabot,_Michael_Shao,_Russell_Trahan,_Bijan_Nemati,_Matteo_Genoni,_Giorgio_Pariani,_Marco_Riva,_Rafael_A._Probst,_Ronald_Holzwarth,_Tilo_Steinmetz,_Paul_Fournier,_and_Rafal_Pawluczyk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08852 |
EXtremePREcisionSpectrograph（EXPRES）は、近くの明るい星を周回する地球のような太陽系外惑星を検出するのに十分な動径速度測定精度に到達するように設計された新しいドップラー分光器です。EXPRESの機器の動径速度測定精度を定量的に評価するために、機器のエラーバジェットに含まれる個々の用語に焦点を当てて、広範な実験室試験と空の観測について報告します。EXPRESは、恒星観測からの光子ノイズを含まずに、10cm/sよりも優れた単一測定機器のキャリブレーション精度に到達できることがわかりました。EXPRESのさまざまな環境、機械、および光学サブシステムの性能についても報告し、動径速度誤差への寄与を評価します。大気および望遠鏡に関連する効果の場合、これには、高速のティルトチルトガイドシステム、大気分散補償、および色彩露出計が含まれます。機器のキャリブレーションの場合、これには、レーザー周波数コム（LFC）、フラットフィールド光源、CCD検出器、および光ファイバーの効果が含まれます。モーダルノイズは、カオスファイバーアジテーターを介して無視できるレベルまで軽減されます。これは、LFCを使用した波長キャリブレーションにとって特に重要です。検出器の効果に関して、ピクセル位置の不均一性（PPNU）と電荷移動の非効率性（CTI）による半径方向の速度精度への影響を経験的に評価します。EXPRESは、ロシター・マクラフリン効果の通過分光法と測定に加えて、Gexo星とKd星を周回する太陽系外惑星を発見するための科学調査を開始しました。
アクイラリフト領域に向かう局所分子ガス
| Title |
Local_Molecular_Gas_toward_the_Aquila_Rift_Region |
| Authors |
Yang_Su,_Ji_Yang,_Qing-zeng_Yan,_Yan_Gong,_Zhiwei_Chen,_Shaobo_Zhang,_Yan_Sun,_Miaomiao_Zhang,_Xuepeng_Chen,_Xin_Zhou,_Min_Wang,_Hongchi_Wang,_Ye_Xu,_and_Zhibo_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08587 |
〜250平方度のCOマッピング（+26d<l<+50dおよび-5d<b<+5d）の結果を、空間解像度〜50"およびグリッド間隔30"でAquilaRift領域に向けて表示します。〜0.2km/sのスペクトル解像度の高ダイナミックレンジCOマップは、貴重な速度情報を含む高度に構造化された分子雲（MC）形態を表示し、局所分子ガスの複雑な空間的および動的な特徴を明らかにします。MWISPCOデータとGaiaDR2との組み合わせで、ローカルISMのメインMC構造の距離は、AquilaRiftに向かって適切に決定されます。1kpc以内のMC質量の合計は、全領域で約4.1x10^5Msunであることがわかります。実際、分子ガスの質量は、〜474pc（〜1.4x10^5Msun）のW40巨大分子雲（GMC）と〜560-670pc（〜2.0のGMC複合体G036.0+01.0によって支配されています。x10^5Msun）、〜220-260pcのMCのガス質量は10^2-10^3Msunです。興味深いことに、〜404pcの距離にある〜80pcの長さのフィラメントMCG044.0-02.5は、フィラメントの長軸に沿って垂直に系統的な速度勾配を示しています。強化された放出を伴うHIガスは、対応するCO構造と比較して同様の空間形態と速度特性を持ち、大規模な収束HI流がおそらくMCの形成に関与していることを示します。一方、長いフィラメント状MCは、長さが〜0.5pcから数pcの範囲の多くのサブフィラメントと、他の大規模なローカルMCのフィラメントの一般的なネットワークで構成されています。
傾斜不安定性の非線形粘弾性進化中のプラズモイド鎖の成長速度について
Lundquist数Sが臨界値を超えたときにプラズモイドチェーンの形成によってサポートされている高速衝突磁気再結合レジームの開始段階を、2次元非圧縮性磁気流体力学（MHD）数値シミュレーションによって調査します。本研究は、磁気プラントル数Pm=1（Baty2020）で得られた以前の結果をさまざまなPm値の範囲に拡張します。FINMHDコードを使用します。この場合、一連の低粘性抵抗MHD方程式を使用して、傾斜不安定性の結果として2つの準特異電流層を形成します。この結果は、より遅いアルフベンの時間スケールでの現在のシート形成中の以前の静止段階に続いて、プラズモイド鎖の突然の超アルフベン成長のフェーズ（Pmが高すぎない場合）が得られるという結論を補強します。私たちの結果を、プラズモイド不安定性の一般理論からの予測と比較します。また、Sに依存しない高速の時間平均レートが得られる確率的な時間依存再接続レジームに到達するための、この開始フェーズの重要性についても説明します。最後に、太陽コロナのフレア活動とトカマクの内部破壊を説明するために、結果の関連性について簡単に説明します。
太陽の半径のほぼ世紀規模の変動
| Title |
Nearly_Century-scale_Variation_of_the_Sun's_Radius |
| Authors |
K._M._Hiremath,_J._P._Rozelot,_V._Sarp,_A._Kilcik,_Pavan_D._G.,_and_Shashanka_R._Gurumath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08676 |
コダイカナルアーカイブプログラム（インド）は、1923年から2011年まで、毎日デジタル化された太陽白色光写真としてデジタル形式で科学コミュニティに公開されています。ここに、太陽半径のデータを示します。測定値の誤差（手足の黒ずみ、対物レンズの歪み、屈折、その他の機器効果など）。これらのデータは、レッドノイズ近似とMorletウェーブレット変換分析を備えたマルチテーパー法を適用した後、有意な周期的変動を明らかにするために分析されました。明らかな周期的変動（太陽の回転や地球の年間回転など）を除去した後、11.4年でのサイクル変動、1.5および3.8年での準2年振動、および159、91、および63日でのリーガー型周期性が見られました。6.3〜7.8年で検出された他の2つの主要な周期性から生じる（平均として）〜7.5年の別の周期性は、大気成分として識別できます。トレンド除去データは、平均半径959".7+/-0".7で、分析期間全体で〜（-）1mas未満の残差を示しています。スプリアスでない場合、この推定値はわずかな減少を示します。、しかし、おそらく、計器的および方法論的制限内で、考慮された測距時間中の太陽直径の不変性をより確認します。コダイカナルの長品質観測は、過去の太陽データ測定値をコミュニティにもたらし、たとえば「太陽周期の座席」を特定するために使用できる光度/半径特性の問題をさらに調査する国際的な取り組みに貢献しています。
M d星の風の世界的な傾向
Mwar星は現在、潜在的に居住可能な惑星の検索の主なターゲットです。しかし、それらの風は惑星の大気に有害であることが示唆されています。ここでは、Mwar星の風をよりよく理解し、その物理的性質を推測するために、Alfv\'en波の散逸によって加熱されるMwar星の風の1次元電磁流体パラメトリック研究を実行します。これらの波は地下の対流運動によって引き起こされ、磁力線に沿って伝播します。ここでは、同じ相対波の振幅（$0.1B_0$）と散逸長さを維持しながら、風のベース（彩層）で磁場の強度と密度を変化させます。風は、等密度温度に非常に速く到達し、質量損失率はベース密度の平方に比例することがわかります。結果をパーカーの風モデルと比較すると、高ベータ体制では、両方のモデルが一致することがわかります。しかし、低ベータ体制では、パーカーの風は末端速度を約1桁、質量損失率を数桁過小評価しています。また、Mwar星には、恒星の半径の18％から180％に及ぶ彩層がある可能性があることがわかります。モデルを惑星をホストする星GJ436に適用し、X線観測制約から、$\dot{M}<7.6\times10^{-15}\、M_{\odot}〜\text{yrを見つけます。}^{-1}$。これは、GJ436bのライマンアルファトランジットから得られた値と一致しており、星の風の特性を研究する方法として分光惑星トランジットを使用できることを示しています。
赤巨人枝に沿った内部回転に対する星状地震感受性について
| Title |
On_the_asteroseismic_sensitivity_to_internal_rotation_along_the_red-giant_branch |
| Authors |
F._Ahlborn,_E._P._Bellinger,_S._Hekker,_S._Basu,_G._C._Angelou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08905 |
恒星内部の角運動量の輸送は現在よく理解されていません。星状地震学は星の内部回転の推定値を提供し、角運動量輸送の理解を深めることができます。赤色巨星のコア回転速度を測定でき、ダイポール（$l=1$）モードの測定を使用して表面回転速度の上限を設定できます。ここでは、表面回転に対する異なる度合いのモードの理論的な感度を決定することを目指しています。さらに、中間半径で感度を潜在的に追加できるモードを特定することを目指しています。恒星回転インバージョンを使用して、赤巨人分岐の根元から光度バンプまでの赤巨人モデルの内部恒星回転プロファイルをプローブします。異なるモードセットと異なる合成回転プロファイルの乗法最適ローカライズ平均（MOLA）反転を使用して内部回転速度を計算します。ダイポール混合モードは、赤色巨星の平均コア回転速度に制約を設定するのに十分であることを確認します。ただし、ダイポール混合モードのみで推定された表面回転速度は、コア回転によって汚染されます。浮力周波数のグリッチにより、表面の回転に対する感度は、赤巨人の枝の根元から最低$0.6-0.8L_\text{bump}$に達するまで低下することを示しています。その後、バンプ輝度のすぐ下にある狭い範囲の増加した表面感度が存在します。四重極モードと八重極モードでは、星の外側の部分の感度が高くなります。観測された場合、四重極モードと八重極モードにより、対流ゾーンでの差動回転と固体回転を区別できます。中間半径（つまり、半径$\sim0.4$）での回転速度の正確な推定値を取得するには、球面度$l\approx10$の音響振動モードが必要です。
THを超える太陽風乱流スペクトルの解釈
この論文では、テイラー近似（TA）を超える太陽風乱流パワースペクトルを解釈するために、BourouaineandPerez（2019）（BP19）によって最近提案された方法論を適用します。乱流パワースペクトルは、0.6au近くの\emph{Helios}宇宙船データを使用して測定されました。BP19で提案されているモデルを使用して、プラズマフレーム内の反太陽方向のAlfv\'enic変動のフィールド垂直パワースペクトル$E（k_\perp）$を再現します（$k_\perp$はフィールド垂直波数です）サンプリング角度$\theta_b$に沿った、対応する測定された周波数パワースペクトル$P_{\rmsc}（\omega、\theta_b）$から、これはローカル磁場とサンプリング方向の間の角度です。ここで、$\omega=2\pif$および$f$は時間信号の周波数です。興味深いことに、対応するすべての測定された周波数パワースペクトル$P_{\rmsc}（\omega、\theta_b）$について、再現されたフィールド垂直パワースペクトル$E（k_\perp）$は同じであり、サンプリング角度$\theta_b$とみなされます。この発見は、分析された乱流が強く、$k_\|と非常に異方性があるという事実と一致しています。\llk_\perp$（$k_\|$はフィールド平行波数です）。さらに、この特定の時間信号について、一般に使用されているTAは依然としてほぼ有効であり、各角周波数$\omega$に対する$k_\perp$の広がりが存在するという重要な違いがあることがわかりました。この拡大は、BP19で提案された方法論の文脈で説明できます。
NSFがサポートするサイバーインフラストラクチャでの人工知能と高性能コンピューティングの収束
| Title |
Convergence_of_Artificial_Intelligence_and_High_Performance_Computing_on_NSF-supported_Cyberinfrastructure |
| Authors |
E._A._Huerta,_Asad_Khan,_Edward_Davis,_Colleen_Bushell,_William_D._Gropp,_Daniel_S._Katz,_Volodymyr_Kindratenko,_Seid_Koric,_William_T._C._Kramer,_Brendan_McGinty,_Kenton_McHenry_and_Aaron_Saxton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08394 |
大規模な科学施設をアップグレードまたは建設するための多額の投資には、ビッグデータ時代の科学および工学のブレークスルーを可能にするアルゴリズムとコンピューティングアプローチを設計するためのR＆Dへの相応の投資が必要です。人工知能（AI）アルゴリズムの驚くべき成功は、産業とテクノロジーにおけるビッグデータの課題を、数十億ドル規模の産業を駆動する変革的なデジタルソリューションに変え、人間の社会的パターンを形作るますます重要な役割を果たし、AIを最も普及させましたビッグデータ研究で求められている信号処理ツール。AIが統計的および数学的厳密さを備えたコンピューティングツールへと進化し続け、AIアーキテクチャと最適化アルゴリズムを通知および刺激するためのドメイン専門知識をエンコードするにつれて、トレーニング、検証、およびテストのための単一GPUソリューションはもはや存在しないことが明らかになりました十分。この実現により、AIとハイパフォーマンスコンピューティング（HPC）の合流が促進され、洞察までの時間を短縮し、堅牢で信頼性が高く、計算効率の高いAIソリューションを生み出しています。このホワイトペーパーでは、この分野における最近の開発の概要を紹介し、HPCプラットフォームの使用を加速および合理化して、高速AIアルゴリズムを設計する方法について説明します。
ビアンキI時空における古典的および量子ゲージ不変摂動のハミルトニアン理論
ゲージ不変の理論のハミルトニアン定式化、異方性BianchiI時空における線形摂動を導出し、このシステムを量子化する方法を説明します。物質の内容は、潜在的な$V（\phi）$を持つ最小結合スカラーフィールドであると想定されます。BianchiI時空が一般に宇宙摂動の異方性と量子もつれの両方を誘発することを示し、これらの特徴の詳細を計算するツールを提供します。次に、この形式を、インフレ時代の前に異方性のビアンキI相が先行するシナリオに適用し、観測可能な量の潜在的なインプリントについて説明します。ここで開発された形式は、同種の自由度と摂動の両方の同時正準量子化への道を開きます。これは、コンパニオンペーパーで開発するタスクです。
極端な質量比のインスパイラルでバインドされたカーのモデル独立テスト
| Title |
Model_independent_tests_of_the_Kerr_bound_with_extreme_mass_ratio_inspirals |
| Authors |
Gabriel_Andres_Piovano,_Andrea_Maselli,_Paolo_Pani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08448 |
一般相対性理論の顕著な予測は、質量が$\mu$の孤立したブラックホールの角運動量$S$がカーバインド$S\leqG\mu^2/c$によって制限されるという事実です。この限界に違反する回転するコンパクトなオブジェクトのモデリングが困難なため、この礎石のテストは困難です。将来のLISAミッションの主なターゲットの1つである超巨大物体の周りの極度の質量比のスパイラルからの重力波を測定することにより、モデルに依存しない正確なテストを実現できることを示します。極端な質量比の制限では、小さなコンパクトなオブジェクトのダイナミクスはその多重極モーメントに依存しますが、その構造の詳細には依存しません。したがって、そのスピンは自由なパラメーターであり、カー限界を超える可能性があります。軌道のディフェージングとカーブラックホールの周りの円形の赤道運動で一般的に回転する点粒子によって放出される重力波信号を計算することにより、LISAは10ドルのレベルで小さなコンパクトな物体のスピンを測定できると推定します\％$。また、ほぼすべてのパラメーター空間で、「スーパースピナー」などの文字列理論に触発されたオブジェクトに、理論にとらわれないかつてない制約を可能にします。
高次の正確な適応メッシュ細分化延長のためのガウス過程モデリングの応用
| Title |
An_Application_of_Gaussian_Process_Modeling_for_High-order_Accurate_Adaptive_Mesh_Refinement_Prolongation |
| Authors |
Steve_Reeves,_Dongwook_Lee,_Adam_Reyes,_Carlo_Graziani,_Petros_Tzeferacos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08508 |
圧縮性および非圧縮性の計算流体力学のアダプティブメッシュリファインメント（AMR）シミュレーション用の新しい多項式フリー延長スキームを提示します。新しい方法は、多次元カーネルベースのガウス過程（GP）延長モデルを使用して構築されます。このスキームの定式化は、A。Reyesらによって導入されたGPメソッドに触発されました。（GaussianProcessModeling、JournalofScientificComputing、76（2017）、443-480を使用した流体力学シミュレーション用の新しいクラスの高次法、GP-WENOを使用した可変高次衝撃捕捉有限差分法、Journalof計算物理学、381（2019）、189-217）。このホワイトペーパーでは、以前のGP補間と再構築を、AMRグリッド階層の粗いグリッドから細かいグリッドまでのデータの高精度で正確な延長を実現する新しいGPベースのAMR延長方法に拡張します。圧縮性流動シミュレーションでは、衝撃と不連続性を安定した方法で処理するために特別な注意が必要です。これを満たすために、A。Reyesetal。による以前のGP作業で開発されたGPベースの滑らかさインジケーターを使用したショック処理戦略を利用します。GP-AMRメソッドが実装されているAMReXライブラリを使用して、一連のテストスイートの問題でGP-AMRメソッドの有効性を実証します。
補遺：ニュートリノの絶対質量とその順序に関するグローバルな制約
| Title |
Addendum_to:_Global_constraints_on_absolute_neutrino_masses_and_their_ordering |
| Authors |
Francesco_Capozzi,_Eleonora_Di_Valentino,_Eligio_Lisi,_Antonio_Marrone,_Alessandro_Melchiorri,_Antonio_Palazzo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08511 |
以前の研究[Phys。Rev.D95、096014（2017）]ここで、ニュートリノ振動と非振動データは、3つのニュートリノファミリーを含む標準フレームワークで分析され、絶対質量を制限し、順序（正常、NO、または反転IO）を調査します。。更新された振動結果を含めて、2つの二乗質量差$\deltam^2$および$\Deltam^2$、3つの混合角度$\theta_{12}$、$\theta_{23}$および$\theta_{13}$、CP違反フェーズ$\delta$の制約、および$\Delta\chi^2=10.0$のレベルでのNO対IOに有利な重要な指示。次に、ベータ崩壊、ニュートリノレス二重ベータ崩壊（ニュートリノがマヨラナの場合）、およびデフォルト、攻撃的、保守的と呼ばれるさまざまな宇宙論的入力の組み合わせからの非振動データを検討します。デフォルトのオプションでは、非振動データから、NOを支持する追加の寄与$\Delta\chi^2=2.2$、およびニュートリノ質量の合計の上限$\Sigma<0.15$eVで$2\sigma$を取得します。;両方の結果-宇宙論によって支配されている-は、それぞれより積極的または保守的なオプションを使用することにより、強化または弱化することができます。このような変動を考慮すると、すべての（振動および非振動）ニュートリノデータの組み合わせは、$3.2-3.7\sigma$のレベルでNOを優先し、$\Sigma$は$2\sigma$レベルで$内に制約されることがわかります。\Sigma<0.12-0.69$eVこの許容範囲の上端は、有効な$\beta$崩壊ニュートリノ質量$m_\beta=\Sigma/3=0.23$eVに対応します。これは、KATRIN実験の感度フロンティアです。
パラティーニ二次重力：ゲージスケール対称性とインフレーションの自発的破れ
メトリックと接続が独立しているパラティーニ形式で、動的接続（$\tilde\Gamma^\alpha_{\mu\nu}$）で$R^2$重力を研究します。アクションには、ゲージフィールド$v_\mu\propto\tilde\Gamma_\mu-\Gamma_\mu$のゲージスケール対称性（ワイルゲージ）があり、$\tilde\Gamma_\mu$（$\Gamma_\mu$）それぞれ、Palatini（Levi-Civita）接続のトレース。この場合、関連するジオメトリは非メトリックです。ディラトン$\partial_\mu\ln\phi$（スカラー$\phi$が$R^2$項を「線形化」する）の微分を吸収することにより、ゲージシュテューケルベルクメカニズムによってゲージ場が質量になることを示します。動的な$v_\mu$を持つパラティーニの2次重力は、自発的に破れたゲージスケール不変理論です。壊れたフェーズでは、正の宇宙定数を持つPlanckスケール（$M$）付近の質量$v_\mu$のアインシュタイン-プロカ作用が見つかります。このスケール$v_\mu$を下回ると、接続はLevi-Civitaになり、計量とアインシュタインの重力が回復します。結果は、非最小結合物質が存在する場合でも有効です。これは、異なる非計量効果までの、ワイル二次重力に関する著者による最近の結果に似ています。スカラー場に結合すると、パラティーニの2次重力はインフレーションの成功と、現在のスペクトルインデックス$n_s$（at$95\％$CL）および$のテンソル/スカラー比$0.007\leqr\leq0.01$の特定の予測を提供しますN=60$efolds。この$r$の値は、非計量性が異なるため、ワイル重力のインフレーションよりもわずかに大きくなっています。これにより、非計量性とインフレーション予測の間の接続が確立され、将来のCMB実験によってこれらの理論をテストできます。
n-T空間の分割によるMMS軌道上の自動領域識別
| Title |
Automatic_Region_Identification_over_the_MMS_Orbit_by_Partitioning_n-T_space |
| Authors |
D._da_Silva,_A._Barrie,_J._Shuster,_C._Schiff,_R._Attie,_D._J._Gershman,_B._Giles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08822 |
宇宙プラズマデータ解析とミッション操作は、磁気圏の異なる領域間のプラズマデータの分類と、それらの間の境界領域の識別によって支援されます。コンピューター化された自動化がなければ、これは大量のデータを手作業で選択した領域に分類することを意味します。高速プラズマ機器のキャリブレーションをサポートするために作成された手書きのデータを使用して、このタスクは99.9％の精度でMMSミッション用に自動化されました。この方法は、数密度とイオン温度平面を各領域のサブ平面に分割し、サポートベクターマシンと呼ばれる機械学習手法を使用してサブ平面間の境界を適合させます。この論文で紹介するこの方法は、統計的な自動化能力とタスクの実行方法に関する科学的洞察をもたらす解釈可能性の両方を提供するため、斬新です。
シュワルツシルト幾何学への外部影響からの銀河回転曲線
この論文では、シュワルツシルト計量の長距離（弱磁場）部分の摂動が考慮されます。摂動は弱い場での重ね合わせの適用可能性によって動機付けられ、ミンコフスキー空間を摂動するという考えは放棄されます。この摂動は、$10^{7}$kpc（kiloparsec）のオーダーである長さスケールの逆数であることが判明したパラメーターによって特徴付けられます。これは、観測可能な宇宙の半径のオーダーです。銀河の回転曲線の良い範囲の存在は、この現象学によって説明することができます。
分子動力学シミュレーションで研究したアモルファス固体水へのH $ _2 $の吸着
星間氷の最も豊富な化学種の1つであるアモルファス固体水（ASW）表面との衝突後、高密度雲の気相の主成分であるH$_2$の挙動を調査しました。星間氷上の軽い種の吸着動力学を研究するための一般的なフレームワークを開発しました。結合エネルギーとその分布、1meV〜60meVの入射エネルギーの付着確率、および10〜110Kの表面温度に対する10〜300Kの熱付着係数を提供します。付着確率は吸着速度論に強く依存することがわかりました。エネルギーと表面温度ですが、ほとんど入射角ではありません。熱脱着温度を超えると、有限の付着確率が観察されました。吸着と熱脱着は、個別の時間スケールを持つ個別のイベントと見なされる必要があります。これらの種の実験結果は、さまざまに採用されている実験技術に起因する傾向のギャップを示しています。私たちの結果は観測を補足し、それらを拡張し、検討中のガス温度の範囲を広げます。この方法を使用して、ラジカル種や荷電種を含むさまざまな吸着物を研究する予定です。
原始フラットフレーム-インフレに関する新しい見解
インフレーション宇宙論のモデルは、幾何学が無限の過去においてフラットなミンコフスキー空間になる計量の選択を認めています。この原始的なフラットフレームでは、無限の過去にすべての質量スケールが消滅し、量子スケールの対称性が実現します。宇宙論的進化は、すべての質量のスケールを設定するスカラー場の緩やかな増加によって支配的に説明されます。スタロビンスキーインフレーションまたはカオスインフレーションとして標準インフレーションモデルの原始フラットフレームを構築します。特に、均質等方性バックグラウンド解の近傍における不均質解の進化と、観測可能な原始ゆらぎスペクトルとの関係について議論します。観測された不均一な宇宙は、物理的な時間の無限の過去に外挿することができます。物理的なビッグバン特異点はありません-後者は、「フィールド座標」の特異な選択のみを反映しています。
