インフレーションエポックとリヒートエポックのモデルに依存しない結果
モデルに依存しない方法でインフレーション特性を決定する問題に取り組み、再加熱の制約を研究します。$\phi_k$を横切る水平線でのインフラトンの値を正確に計算できる、最近提案された方程式から始めます。次に、この方程式の等価な形式を使用して、テンソルからスカラーへのインデックス$r$をインフレ時のe-foldの数に関連付ける式を記述します$N_k$。したがって、$N_k$の一般的な境界が続きます。特に、現在$r<0.063$は$N_k<56.3$を意味します。また、インフレーションの時代に、現在の観測可能な宇宙を生じさせた宇宙の大きさの上限を示します。再加熱エポックについて説明し、相対論的自由度の有効数$g_{re}$の限界を示します。これは再加熱温度の限界に変換されます。ここから、再加熱中および放射線支配エポック中の電子フォールドの数の境界が続きます。有効な自由度の数の制約が存在するかどうかを判断する基準は、比$V_e/V_k$で与えられます。ここで、$V_e$はインフレーション終了時のポテンシャル、$V_k$は水平交差スケール$k$。最後に、2つの特定のモデルを研究します。スタロビンスキーモデルは以前に研究されており、ここでは比較のために主に使用されています。表\ref{table2}および\ref{table3}は、インフレの2つの特定のモデルの結果を示しています。
銀河群の識別のためのFOFとハローベースのアルゴリズムの組み合わせ
| Title |
Combining_FOF_and_halo-based_algorithms_for_the_identification_of_galaxy_groups |
| Authors |
Facundo_Rodriguez_and_Manuel_Merch\'an |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09442 |
銀河グループは、宇宙の構造の大規模な理解を促進し、銀河の特性をホストのハローの特性にリンクできるようにする、非常に多様な研究の手段を提供します。ただし、銀河系の同定は困難な作業であるため、可能な限り関連する技術を改善する必要があります。現在および今後の大規模な銀河カタログを考慮して、我々は、銀河系を識別するために使用される2つの最も一般的な技術を組み合わせたアルゴリズムを提案、実装、および評価します。このアルゴリズムは分光銀河カタログに簡単に適用できますが、ここではSloanDigitalSkySurveyでの使用方法を示します。銀河グループが、少なくとも1つの明るい銀河を持つ重力に囲まれたシステムであると仮定して、この定義に適合するように適合されたFriends-Of-Friendsアルゴリズムでグループを識別することから始めます。この方法の欠点、特に少数のグループを特定する能力の欠如、および結果として質量範囲全体でハローの占有を研究できないことを考慮して、ハローベースの手順を追加することでそれを改善します。パフォーマンスを評価するために、半分析モデルから模擬カタログを作成し、この方法を使用して識別されたグループをシミュレーションから取得したグループと比較します。この方法を使用して抽出されたグループと模擬カタログのグループを比較すると、提案されたアルゴリズムが優れた結果を提供することがわかります。採用されたグループ定義に適合するように手順の最初の部分でFriends-Of-Friendsアルゴリズムに導入された変更は、信頼できるグループを与えました。さらに、ハローベースの方法を組み込むことで、グループごとの銀河の数をより正確に再現しながら、侵入者を減らすことができます。特定のアプリケーションとして、アルゴリズムを使用してSloanDigitalSkySurveyからグループを抽出します。
心肺停止と近隣の超大規模ブラックホールの蘇生
| Title |
Cardiopulmonary_Arrest_and_Resuscitation_of_a_Nearby_Super_Massive_Black_Hole |
| Authors |
J._Wang,_D._W._Xu,_S._S._Sun,_Q._C._Feng,_T._R._Li,_P._F._Xiao,_and_J._Y._Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09613 |
活動的銀河核（AGN）のスペクトル型遷移の発見、いわゆる変貌（CL）現象は、方向ベースの統一モデルだけでなく、標準的なディスクモデルでも広く受け入れられているAGNパラダイムに挑戦します。過去数十年で、数個の近くで繰り返される「変化する外観」の活動銀河核（CL-AGN）のみが特定されました。ここでは、2001年以降の18年間のUGC3223の分光観測を報告します。1987年にStirpeによって撮影されたスペクトルを組み合わせて、32年にわたる$1.5\rightarrow2.0\rightarrow1.8$からのタイプ遷移を目撃し、長寿命（少なくとも10年）の完全な「ターンオフ」状態をキャプチャしましたセイファート2銀河に典型的なスペクトル。長期にわたる徹底的な「電源オフ」状態は、おそらくUGC3223の一時休止状態および覚醒状態の中央エンジンを示唆しています。広いバルマー輝線の（消失）出現は、超大質量ブラックホールの降着の計算されたエディントン比の進化を考えると、ディスク風BLRモデルによって説明できると主張します。
| Title |
Intensity_Mapping_as_a_Probe_of_Axion_Dark_Matter |
| Authors |
Jurek_B._Bauer_(U_G\"ottingen),_David_J._E._Marsh_(U_G\"ottingen),_Ren\'ee_Hlo\v{z}ek_(U_Toronto),_Hamsa_Padmanabhan_(CITA),_Alex_Lagu\"e_(U_Toronto/CITA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09655 |
スペクトル線の強度マッピング（IM）は、宇宙マイクロ波背景（CMB）異方性と比較して観測されたモードの総数を数桁増やすことにより、宇宙論に革命を起こす可能性があります。本論文では、赤方偏移範囲$0\lesssimz\lesssim3$における中性水素（HI）のIMについて、HIが暗黒物質（DM）ハローの分布に従うと仮定するハローモデルアプローチを採用することを考慮します。DMの一部が超軽量のアクシオンで構成されている場合、アクシオンジーンズの質量より下の冷たい暗黒物質と比較して、ハローの量が変化します。完全にハローに存在すると想定される固定総HI密度$\Omega_{\rmHI}$を使用すると、この効果により、アキシオンジーンズスケールより上のスケールでスケールに依存しないHIパワースペクトルの増加が導入されます。N体シミュレーション。より軽いアクシオンは、ジーンズスケール付近の物質パワースペクトルを抑制するため、線形スケールでもスケール依存の機能を導入します。フィッシャーマトリックス形式を使用して、将来のHI調査がDMのアキシオン分率を制限し、天体物理学およびモデルの不確実性を無視する能力を予測します。HIRAXに似た調査は非常に信頼性の高いIM調査構成であり、非線形スケールによる不確実性の影響を最小限に抑えられますが、SKA1MID構成は非線形スケールに敏感であるため、最も制約が厳しいことがわかります。非線形スケールを含め、SKA1MIDのようなIM調査をSimonsObservatoryCMBと組み合わせることで、$m_a=10^{-22}\text{eV}$のベンチマーク''ファジーDM''モデルを10で制約できます。％レベル。より軽いULAの場合、この制限は1％未満に改善され、広範囲の質量にわたってアキシオンモデルとグランド統合スケール間の接続をテストする可能性を可能にします。
数値シミュレーションにおける銀河の分布からのフィラメントの集団
| Title |
Populations_of_filaments_from_the_distribution_of_galaxies_in_numerical_simulations |
| Authors |
Daniela_Gal\'arraga-Espinosa,_Nabila_Aghanim,_Mathieu_Langer,_C\'eline_Gouin,_Nicola_Malavasi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09697 |
赤方偏移z=0での大規模な流体力学シミュレーションTNG300-1およびMAGNETICUMで、宇宙ウェブのフィラメント構造の統計的研究を提示します。DiscretePersistentStructureExtractor（DisPerSE）を使用して検出されたフィラメント周辺の銀河密度の放射状分布に注目します。フィラメントの平均プロファイルは、コアから半径27Mpcまでの銀河密度（>5sigma）を超過していることを示しています。銀河密度とフィラメントの長さの関係をさらに調査し、短い（L_f<9Mpc）フィラメントと長い（L_f>20Mpc）フィラメントが統計的に異なる2つの集団であることを示します。短いフィラメントはふっくら、密度が高く、質量の大きいオブジェクトに接続されていますが、長いフィラメントは細く、密度が低く、質量の小さい構造に接続されています。これらの2つの集団は異なる環境をトレースし、高密度の構造（短いフィラメント）と宇宙のウェブの骨格を形作る宇宙フィラメント（長いフィラメント）の間の物質の橋に対応する可能性があります。MCMCの調査を通じて、短いフィラメントと長いフィラメントの両方の密度プロファイルが、異なる明確なパラメーターセットを持つ同じ経験的モデル（GNFW、ベータモデル、単一および二重べき乗則）で記述できることがわかりました。
オフアクシスクラスター合併でのラジオレリックとX線テールの再構築：A115の流体力学シミュレーション
| Title |
Reconstruction_of_Radio_Relics_and_X-ray_Tails_in_an_Off-axis_Cluster_Merger:_Hydrodynamical_Simulations_of_A115 |
| Authors |
Wonki_Lee,_M._James_Jee,_Hyesung_Kang,_Dongsu_Ryu,_Taysun_Kimm,_Marcus_Br\"uggen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09825 |
銀河団の統合は、多くの重要な天体物理学プロセスと基礎物理学を研究するための有用な実験室ですが、統合シナリオを慎重に分析しないと限られた解釈しかできません。ただし、多波長観測と詳細な数値シミュレーションを徹底的に比較する必要があるため、この研究は困難です。このペーパーでは、軸外バイナリマージA115のこのような研究を紹介します。このシステムには数多くの注目すべき観測機能がありますが、彗星のX線尾部の方向と調和して電波遺物の形状と位置を説明する説得力のある合併シナリオは提示されていません。アダプティブメッシュリファインメントを使用した流体力学シミュレーションは、A115の彗星のX線尾部がパチンコ尾部であり、2つのサブクラスターがアポセンターに到達する前に$\sim0.3$Gyrs発生する可能性があることを示唆しています。このシナリオは、北のX線尾部に平行な巨大な電波遺物の位置と方向を予測できます。さらに、我々の研究は、より強い磁場および/または化石電子のより顕著な存在に助けられない限り、拡散衝撃加速度だけでは観測された無線電力を生成できないことを示しています。
異方性独立宇宙シミュレーション
有限体積の調査では直接観測できない長波長コヒーレント過密度と潮force力は、宇宙構造形成の時間進化に影響を与え、したがってモード結合を通じて観測可能量をクラスタリングします。この論文では、局所的な背景の異方性膨張への大規模な潮force力の影響を考慮して、大規模な構造形成をシミュレートするための「異方性」分離宇宙（SU）シミュレーション技術を開発します。TreePMN体シミュレーションコードを変更して異方性SUシミュレーションを実装し、物質パワースペクトルが波数と赤方偏移の関数として大規模な潮dal効果にどのように応答するかを説明する物質パワースペクトルの「応答」関数を調べます。与えられたグローバルな宇宙論に対して。摂動理論予測と高解像度PMシミュレーションの結果との比較から、SUシミュレーション結果をテストおよび検証します。応答関数は、最大k〜6h/Mpcまでのスケール範囲から非線形スケールまでの特性スケール依存性を表示することがわかります。
再イオン化と宇宙の夜明けの時代への新たな窓としてのLy $ \ alpha $森林パワースペクトル
| Title |
Ly$\alpha$_forest_power_spectrum_as_an_emerging_window_into_the_epoch_of_reionization_and_cosmic_dawn |
| Authors |
Paulo_Montero-Camacho_and_Yi_Mao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10077 |
従来の知恵では、再イオン化の時代（EOR）からの熱的遺物が迅速に消滅し、通常の銀河間媒体（IGM）の温度密度関係が急速に回復するというものでした。したがって、Ly$\alpha$フォレストは、再イオン化後の時代における主要な宇宙論的プローブの1つです。しかし、最近、宇宙の再イオン化の痕跡は、以前考えられていたよりも低い赤方偏移（$z\sim2$）まで生き残ることができることが示されました。今後のLy$\alpha$森林調査の感度が高いことを考えると、この効果は、宇宙への応用に取り組む必要がある新しいブロードバンドの体系的なものになるでしょう。しかし、天体物理学の観点からは、不均一な再イオン化の痕跡は、EORと宇宙の夜明けに光を当てることができます。ハイブリッド法を利用します。これには、巨大なダイナミックレンジを処理できる2つの異なるシミュレーションコードが含まれています。1DLy$\alpha$パワースペクトルに、$z=2$の10パーセントから$z=4$の数パーセントまでの小さな、しかし統計的に有意な偏差が見つかりました。3DLy$\alpha$パワースペクトルの偏差はかなり大きく、$z=2$での数パーセントから$z=4$での数十パーセントまでの範囲です。さまざまな天体物理シナリオ間でパワースペクトルの異なる$k$依存性を利用することにより、Ly$\alpha$森林パワースペクトルに対するパッチ再イオン化の効果は、宇宙再イオン化、さらには宇宙の夜明けに至る新しいウィンドウを開くことができます。
$ f（T）$重力は$ H_0 $張力を解消できますか？
テレパラレル重力$f（T）$の最も単純な代表が、標準宇宙論の仮定の下での直接局所測定と間接グローバル推論の間の現在の$H_0$張力を解決できるかどうかを調査します。Planck-2018宇宙マイクロ波背景データを使用して3つの一般的な$f（T）$シナリオを制約することにより、$f（T）$べき乗則モデルが$H_0$の大きな不一致を$4.4\sigma$から$1.9\に緩和できることがわかります2つの指数モデルに対抗するsigma$信頼レベル。べき法則モデルのニュートリノ効果を考慮すると、相対論的種の有効数$N_{eff}$および3つのアクティブニュートリノの質量和$\Sigmam_\nu$の制約を$f（T）$で取得します。重力。$H_0$とニュートリノパラメーター間の相関を使用して、張力を$1.9\sigma$から$1.8\sigma$の信頼レベルに改善および緩和できます。さらに、べき乗則モデルが2つの指数関数よりも効率的に$H_0$張力を緩和する理由を説明します。最後に、実行可能な$f（T）$理論が$H_0$張力を解決できるかどうかは、歪み係数$y$の数学的構造に依存するかどうかがわかります。これは、理論家が$fのより良い表現を書くための手がかりを提供します（T）$関数。
LSSの一貫性関係を使用したバイアストレーサーの摂動記述
| Title |
Perturbative_description_of_bias_tracers_using_consistency_relations_of_LSS |
| Authors |
Tomohiro_Fujita_and_Zvonimir_Vlah |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10114 |
$\mathit{Monkey\bias}$をダビングするバイアストレーサーの単純な形式を開発します。この形式では、バイアスされたトレーサーフィールドは、線形物質変動フィールドとそれに作用する微分演算子のセットに関して直接構築されます。このようなバイアス展開は、バイアスされたトレーサーの非線形動的方程式の一般的な構造に基づいて最初に編成されます。等価性原理のようなさらなる物理的条件は、一貫性関係を利用してツリーレベルの相関器に課せられます。一般化された$\Lambda$CDMバックグラウンドで線形物質変動の3次までのバイアス展開を取得します。これにより、EdS宇宙の限界で以前の結果が再現されます。バイアス演算子ベースのこのアルゴリズム構築は、高次バイアスフィールドへの拡張に適しています。さらに、この形式は、一般化された$\Lambda$CDMバックグラウンドのバイアストレーサーダイナミクスが残りのバイアスパラメーターで完全に縮退しているわけではないことを明らかにしています。
ボルツマンの$ H $定理、エントロピー、および物質と幾何学の間の非最小結合のある理論における重力の強さ
| Title |
Boltzmann's_$H$-theorem,_entropy_and_the_strength_of_gravity_in_theories_with_a_nonminimal_coupling_between_matter_and_geometry |
| Authors |
P.P._Avelino,_R.P.L._Azevedo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10154 |
この論文では、有効な重力定数が時間とともに増加する場合、最近の主張とは反対に、ボルツマンの$H$定理は、非最小結合物質場の重力理論の文脈で必ずしも成立しないことを示します。また、これらの理論の文脈において、宇宙の高いエントロピーと重力の弱さとの間の可能なリンクを提案します。
非最小インフレでのスローロール違反
重力への非最小結合は、ヒッグスインフレーションの場合と同様に、いくつかのインフレーションモデルを宇宙データと一致させることができるだけでなく、スローロール違反を呼び出してインフレーションからの優雅な出口を実現できることを示します。特に、これは、モデルが重力に最小限に結合されているときに、インフレを終わらせる不安定化メカニズムが想定されるモデルの場合です。明示的な例として、重力への非最小結合を持つべき法則および逆単項インフレーションモデルを検討します。これらのモデルは最小結合のケースでは除外されますが、非最小結合のシナリオで再び実行可能になることを示します。また、ほとんどのシナリオでは、再加熱は重力粒子の生成によって自然に実現できると考えていますが、これは重力の基礎理論に非自明な方法で依存していると主張しています。
変動性とVLBIを使用して宇宙距離を測定する
| Title |
Using_variability_and_VLBI_to_measure_cosmological_distances |
| Authors |
Jeffrey_A._Hodgson,_Benjamin_L'Huillier,_Ioannis_Liodakis,_Sang-Sung_Lee,_Arman_Shafieloo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10278 |
この論文では、近くのソースから非常に高い赤方偏移ソースまで拡張できる、軽い移動時間引数を介して活動銀河核（AGN）への宇宙距離を決定する新しいアプローチを提案します。重要な仮定は、AGNで見られる変動は光の速度によって制約されているため、放射領域の線形サイズの推定値を提供することです。これは、距離を導出するために、非常に長いベースライン干渉法（VLBI）で測定された角度サイズと比較できます。ペルセウス星団の明るいラジオコアである特定のよく研究された低赤方偏移（z=0.0178）ソース3C84（NGC1275）でこのアプローチを示します。このソースの$D_{A}=72^{+5}_{-6}$Mpcの統計誤差を含む角直径距離を導出します。これは、この赤方偏移での他の距離測定と一致しています。系統的エラーの考えられる原因とそれらを修正する方法について説明します。
Graleを使用したレンズ再構成の拡張：時間領域、部分構造、弱レンズ情報の活用
| Title |
Extended_lens_reconstructions_with_Grale:_exploiting_time_domain,_substructural_and_weak-lensing_information |
| Authors |
Jori_Liesenborgs,_Liliya_L.R._Williams,_Jenny_Wagner,_Sven_De_Rijcke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10377 |
重力レンズ効果によって提供される銀河クラスターの質量密度に関する情報は、多くの反転手法に影響を与えました。この記事では、Graleで以前に導入されたメソッドの更新について説明し、いくつかの例で検討します。最初は、未知のソース位置を必要とせず、時間遅延情報を組み込む別の方法を検討します。これにより、画像の「オーバーフォーカス」につながる可能性のあるバイアスが回避されることがわかります。つまり、真の位置よりもかなり小さい領域にあるソース位置推定値を提供します。2つ目は、多重画像化された背景の銀河に超新星SNRefsdalが含まれていたMACSJ1149.6+2223銀河団の以前の再構成から着想を得たものです。クラスター全体の反転は、このクワッドの内部で十分な詳細を回復できませんでした。クラスター全体から単一のメンバー銀河まで、このようなさまざまなスケールの制約をどのように使用して、このような小規模の下位構造を解決できるかを示します。最後に、この方法への弱いレンズ情報の追加について調査します。これは明らかに強いレンズ領域周辺の環境を回復するのに役立ちますが、質量シートの縮退は、手元の楕円率情報の品質によっては、完全に強い反転と弱い反転を困難にする場合があります。2つのレジームの境界でリング状の構造に遭遇します。これは、縮退の影響を受ける可能性がある、強いレンズ効果と弱いレンズ効果の組み合わせの結果であると主張されています。
観測者と超新星の両方のホスト銀河の特異な速度によるType〜Ia超新星の観測量の相関変動と、それらが宇宙論的パラメーター推定に与える影響を研究します。CosmicFlows-3データセットを使用して、低い赤方偏移でJLAカタログの特異な速度の補正が体系的に過小評価されていることを示します。水平サイズのN体シミュレーションをクエリすると、ランダムに配置されたコペルニクスの観測者と比較して、ローカル宇宙のような環境の観測者は、JLAカタログの超新星間の2〜5倍の強い相関を見ることがわかります。したがって、コペルニクスの観測者が超新星のホスト銀河のコヒーレント運動の効果を過小評価することを前提とする通常採用される共分散。以前の研究では、これが宇宙パラメータ推定に$<2\％$の影響を与えることが示唆されていますが、特異な速度が一貫して処理されると、JLAデータは標準の$\Lambdaよりもはるかに小さい物質と暗黒エネルギー密度の値を優先することがわかります$CDMモデル。宇宙論的パラメータとバルクフローを同時に決定するためのジョイントフィットにより、200km〜s$^{-1}$よりも速いバルクフローが200〜Mpcを超えて継続することがわかります。これは、局所的なバルクフローが、超新星データを分析するときに宇宙論モデルのフィッティングに含める必要がある重要な迷惑パラメーターであることを示しています。
中赤外線月の秘密を明らかにする
| Title |
Unveiling_the_secrets_of_the_mid-infrared_Moon |
| Authors |
Yunzhao_Wu,_Qi_Jin,_Cui_Li,_Tianyi_Xu,_Wenwen_Qi,_Wei_Tan,_Xiaoman_Li,_Zhicheng_Shi,_Hongyan_He,_Shuwu_Dai,_Guo_Li,_Fengjing_Liu,_Jingqiao_Wang,_Xiaoyan_Wang,_Yu_Lu,_Wei_Cai,_Qi_Wang,_Lingjie_Meng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09646 |
可視および長波長赤外線（LWIR）における月の光学特性は、私たちの目または機器で長い間観察されてきました。中赤外線（MIR）月がどのように見えるかは、まだ謎です。高解像度の静止衛星によって観測されたMIR月の詳細な外観を初めて提示し、その外観の背後にある本質を明らかにします。MIRMoonの外観は、通常の目に見える外観とは反対です。さらに、MIRMoonは四肢が暗くなっています。MIR月面ディスクの絶対輝度分布と相対輝度分布は、太陽の入射角によって変化します。MIRMoonのシグネチャは、月面の反射と放射の両方によって制御されます。また、モザイクを必要とせずに月ディスクの史上初の輝度温度マップを表示します。これにより、月ディスク全体の温度変化がわかりやすくなります。彼らは、輝度温度と太陽入射角iの関係はcos1/biであり、電力パラメータは月軌道ベースの測定で観測されたcos1/4iのランバート温度モデルよりも小さいことを明らかにしました。太陽の下の点から遠ざかるときの輝度温度の低下がランベルトモデルより遅いのは、地形効果によるものです。輝度温度は、アルベドと太陽の入射角によって支配され、地形の影響を受けます。私たちの結果は、MIRの月は以前は未知であった多くの興味深い現象を示し、将来の研究のために月の反射と熱放射に関する豊富な情報を含むことを示しています。
一般的な希薄凝縮とその後の成長からの地球と月の胚の形成
月と地球の胚は、一般的な親の希薄化した凝縮の収縮の結果として形成された可能性があります。この凝縮に必要な角運動量は、親凝縮を生成する2つの希薄凝縮の衝突で大きく獲得できます。月と地球の胚のその後の成長を考慮すると、地球と月のシステムの現在の角運動量に達するのに必要な形成されたままの胚の総質量は、地球質量の0.01未満になる可能性があります。月と地球の元々鉄が欠乏した胚の微惑星の付着による低月鉄の豊富さを再現するためには、月胚の質量はせいぜい1.3倍に増加したはずです。ガスを含まない媒体に微惑星が蓄積することによる地球胚の質量の最大増加は3倍になり、現在の地上の鉄の量は達成されません。胚が固体の微惑星を蓄積するだけで（胚から物質を放出することなく）成長したと想定される場合、胚の初期の存在量で現在の月と地上の鉄の存在量を再現することは困難です。現在の月の鉄の存在量を再現するためには、地球の胚から放出されて月の胚に落ちる物質の量は、月の胚に直接降り注ぐ微惑星の総質量の合計よりも一桁大きいはずでした元の胚が微惑星と同じ鉄量を有していた場合、親の凝縮から形成された月の胚の初期質量。月の胚に取り込まれた物質の大部分は、微惑星（および小さな物体）との複数の衝突で地球から放出される可能性があります。
地球惑星と月への水と揮発物の配送
惑星の影響下での微惑星の円盤の進化のモデリングから、木星の軌道を超えて地球に運ばれる水の質量は、地球の海洋の質量に匹敵することが示されています。水のかなりの部分は、その質量が地球の現在の質量よりも小さかったときに、地球の胚に運ばれた可能性があります。地球の胚の質量が現在の地球の質量の半分に成長している間、胚に供給される水の質量は、木星と土星の摂食ゾーンから地球に供給される水の総量の30％近くになる可能性があります。陸上の海洋の水は、いくつかの水源からの水がより高いD/H比とより低いD/H比で混合した結果である可能性があります。木星の軌道を超えて金星に運ばれた水の質量は、惑星の単位質量に正規化された場合、地球のそれとほぼ同じでした。火星に届けられた水の単位質量の類似量は、地球の場合の2〜3倍でした。木星の軌道を超えて月に運ばれる水の質量は、地球の場合よりも20倍以下になる可能性があります。
星と惑星の相互作用と関連する極光電波放射の電磁流体力学モデリング
| Title |
Magnetohydrodynamic_modelling_of_star-planet_interaction_and_associated_auroral_radio_emission |
| Authors |
Sam_Turnpenney,_Jonathan_D._Nichols,_Graham_A._Wynn,_Xianzhe_Jia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09991 |
磁気圏と恒星風の相互作用から生じる磁気圏および電離圏対流のグローバル磁気流体力学（MHD）モデリングを使用して計算された、太陽のような星を周回する磁化ホット木星のオーロラ無線電力の計算を提示します。太陽系外オーロラの無線電力は、伝統的に、放射電力を星の風惑星相互作用で消散する磁気エネルギーまたは運動エネルギーに関連付けるラジオメトリックボード法則（RBL）などの経験的または分析的に導出された関係を使用して推定されます。そのような方法は、電波放射を引き起こす磁気圏の電気力学の過剰な単純化の危険を冒します。自己矛盾のない画像への次のステップとして、3DMHDモデルを使用して、恒星風磁気圏電離圏結合電流をモデル化します。計算された電離層電界整列電流密度から電子サイクロトロンメーザー不安定性駆動放出を計算します。オーロラ無線電力は惑星間磁場（IMF）強度に非常に敏感であり、放射はもっともらしいホットジュピターペダーセンコンダクタンスに対して飽和していることを示し、無線電力は電離層コンダクタンスとはほとんど無関係であることを示します。IMF強度$10^3$nTにさらされた惑星からのピーク無線電力$10^{14}$Wを推定します。これは、現在および将来の電波望遠鏡で潜在的に検出可能な地球から15pcの距離の磁束密度を意味します。また、高温の木星での磁気圏電離圏結合の以前の解析モデルの結果とほぼ一致する無線電力と惑星軌道距離の関係を見つけ、RBLが無線電力を2桁まで過大評価する可能性が高いことを示しますホット木星政権
接近した巨人の大気に対する星風の影響：侵食の増加の代わりに脱出の可能な減少
| Title |
Stellar_wind_effects_on_the_atmospheres_of_close-in_giants:_a_possible_reduction_in_escape_instead_of_increased_erosion |
| Authors |
A._A._Vidotto,_A._Cleary_(Trinity_College_Dublin,_the_University_of_Dublin) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10272 |
高度に照射された太陽系外惑星の大気は、流体力学的脱出を受けることが観察されています。しかし、強い圧力のために、恒星風は惑星の大気を閉じ込めることができ、それらの脱出を減らします。ここでは、近距離の巨人の大気中への脱出が、ホスト星の風の大きな圧力によって制限される条件を調査します。そのために、軌道距離（[0.04、0.14]au）、惑星重力（木星の重力の[36％、87％]）、および年齢（[1、6.9]Gyr）の範囲の惑星での脱出をシミュレートします。これらのシミュレーションのそれぞれについて、これらの逃げる大気のラム圧を計算し、それらを予想される恒星風の外圧と比較して、特定の大気が閉じ込められているかどうかを判断します。私たちは、より若い近距離の巨人はより高いレベルの大気脱出を経験するはずですが、より高い星の照射により、星の風も若い年齢で強くなり、若い系外惑星の脱出を潜在的に減らすことを示します。年齢に関係なく、パラメータ空間には常に大気圏脱出が制限されている領域があり、できればより高い惑星重力と軌道距離で発生していることがわかります。いくつかの既知の太陽系外惑星の閉じ込めを調査し、パイメンcを含むそれらのいくつかの大気がホスト星の風によって閉じ込められるべきであることがわかります。したがって、パイメンcについて最近報告された水素エスケープの欠如は、恒星風によって引き起こされた可能性があります。
小惑星の動的環境と表面特性（16）プシュケ
レーダー観測によると、（16）プシュケは、メインベルトにある直径約230kmのMクラスの最大かつ最も大きな小惑星の1つです。観察により鉄ニッケル組成が示されたため、この事実はプシュケをユニークなオブジェクトにします。この物体は、激しい衝突のために数百万年にわたって断片化された初期の惑星の金属コアから残ったものであると考えられています。この研究では、この小惑星の周囲の環境だけでなく、表面に関連するさまざまな動的な側面を研究します。計算ツールを使用して、密度と回転周期に一定の値を仮定して、この物体によって生成される重力場を探索します。次に、その表面全体にわたって一連の物理的および動的特性を決定します。結果には、幾何学的高度、地理ポテンシャル高度、傾斜、傾斜などが含まれます。また、小惑星（16）プシュケの周辺を探索し、平衡点の位置と線形安定性を見つけました。4つの外部平衡点が見つかりました。そのうちの2つは線形に安定しています。小惑星の周りの質量のない粒子の数値シミュレーションを実行することにより、これらの点の安定性を確認しました。これは、安定領域のサイズの非対称性も示しました。さらに、表面のどの領域で粒子が衝突する可能性が最も高いかを確認するために、（16）Psycheの近くに粒子の雲を統合します。
熱いネプチューン砂漠の残された惑星コア
| Title |
A_remnant_planetary_core_in_the_hot_Neptunian_desert |
| Authors |
David_J._Armstrong,_Th\'eo_A._Lopez,_Vardan_Adibekyan,_Richard_A._Booth,_Edward_M._Bryant,_Karen_A._Collins,_Alexandre_Emsenhuber,_Chelsea_X._Huang,_George_W._King,_Jorge_Lillo-box,_Jack_J._Lissauer,_Elisabeth_C._Matthews,_Olivier_Mousis,_Louise_D._Nielsen,_Hugh_Osborn,_Jon_Otegi,_Nuno_C._Santos,_S\'ergio_G._Sousa,_Keivan_G._Stassun,_Dimitri_Veras,_Carl_Ziegler,_Jack_S._Acton,_Jose_M._Almenara,_David_R._Anderson,_David_Barrado,_Susana_C.C._Barros,_Daniel_Bayliss,_Claudia_Belardi,_Francois_Bouchy,_C\'esar_Briceno,_Matteo_Brogi,_David_J._A._Brown,_Matthew_R._Burleigh,_Sarah_L._Casewell,_Alexander_Chaushev,_David_R._Ciardi,_Kevin_I._Collins,_Knicole_D._Col\'on,_Benjamin_F._Cooke,_Ian_J._M._Crossfield,_Rodrigo_F._D\'iaz,_Magali_Deleuil,_Elisa_Delgado_Mena,_Olivier_D._S._Demangeon,_Caroline_Dorn,_et_al._(49_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10314 |
巨大惑星の内部はよく理解されていません。太陽系の惑星でさえ、観測の困難さは、惑星のコアの特性に大きな不確実性をもたらします。まれな進化経路を経た系外惑星は、惑星内部を理解するための新しいルートを提供します。半径が海王星より小さいが、異常に高い質量$M_p=40.8^{+2.4}_{-2.5}M_{\oplus}$と密度を持つ巨大惑星の残骸であるTOI-849bの発見を紹介します。$5.5\pm0.8$gcm$^{-3}$で、地球と同様です。内部構造モデルは、純粋な水素とヘリウムの気体エンベロープは、惑星の全質量の$3.9^{+0.8}_{-0.9}$％を超えないことを示唆しています。TOI-849bは後期G型星（T$_{\rmmag}=11.5$）を18.4時間の軌道周期で通過し、1800Kの平衡温度に至ります。惑星の質量は、暴走ガスの降着に関する理論上の閾値質量よりも大きい。そのため、惑星は、熱的自己破壊や巨大惑星の衝突により極端な質量損失を起こす前にガス巨人であった可能性があります。光蒸発率は、木星のようなガス巨人を減らすために必要な質量損失を提供することはできませんが、数Gyrのタイムスケールでいくつかの$M_\oplus$水素とヘリウムのエンベロープを除去できます。惑星内部からの他の揮発物。TOI-849bは、原始コアの材料が地層から残り、研究に利用できるユニークなケースです。
マゼラン/ PFS系外惑星探査：明るい（$ V = 8.6 $）星HD 95338を通過する55日間の高密度海王星
| Title |
The_Magellan/PFS_Exoplanet_Search:_A_55-day_period_dense_Neptune_transiting_the_bright_($V=8.6$)_star_HD_95338 |
| Authors |
Mat\'ias_R._D\'iaz,_James_S._Jenkins,_Fabo_Feng,_R._Paul_Butler,_Mikko_Tuomi,_Stephen_A._Shectman,_Daniel_Thorngren,_Maritza_G._Soto,_Jos\'e_I._Vines,_Johanna_K._Teske,_Diana_Dragomir,_Steven_Villanueva,_Stephen_R._Kane,_Zaira_M._Berdi\~nas,_Jeffrey_D._Crane,_Sharon_X._Wang,_Pamela_Arriagada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10319 |
明るい（$V=8.6$）K0.5V星HD95338を周回する、通過する高密度の海王星惑星候補の検出を報告します。55日間の周期信号の検出は、PlanetFinderSpectrographからの正確な放射速度の分析から得られます。（PFS）マゼランII望遠鏡。HARPSを使用した追跡観測により、結合されたデータ内の周期信号の存在も確認されます。HD95338はTransingingExoplanetSurveySatellite（{\itTESS}）でも観測されており、動径速度データで検出された信号に対応する周期で明確な単一のトランジットを識別します。速度に関するマルコフ連鎖モンテカルロ周期検索により、予想通過時間に強い制約が与えられ、{\itTESS}を使用して計算されたエポックによく一致します。ジョイントフィットモデルの絶対質量は39.43$^{+6.04}_{-4.13}M_{\oplus}$で、半径は3.98$^{+0.09}_{-0.08}$$R_{\oplus}惑星の場合、3.41$^{+0.56}_{-0.40}$gcm$^{-3}$の密度に変換されます。惑星の質量と半径を考えると、構造モデルはそれが完全に氷で構成されていることを示唆しています。HD95338bは、これまでに検出された最も密度の高い海王星惑星の1つであり、$\sim$90％（$\sim35\、M_{\oplus}$）の重い元素の濃縮を示しています。このシステムは、クールなガスの巨大惑星の構造モデルをさらに制約することができる将来のフォローアップ観測のためのユニークな機会を提供します。
潮id的に除去されたシステムの質量損失。エネルギーベースの切り捨て方法
| Title |
Mass_loss_in_tidally_stripped_systems;_the_energy-based_truncation_method |
| Authors |
Nicole_E._Drakos,_James_E._Taylor,_Andrew_J._Benson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09452 |
潮id的に剥ぎ取られたハローの進化を正確に予測する能力は、銀河の形成を理解し、暗黒物質の特性をテストするために重要です。下部構造の進化のほとんどの研究は、数値シミュレーションを使用して較正された潮mass質量損失の経験的モデルに基づいて予測を行います。このアプローチは、考慮されるケースでは正確である可能性がありますが、一般性に欠けており、関連するプロセスの物理的理解を提供しません。最近、NFW分布関数をエネルギーで急激に切り捨てることにより、潮id的に除去されたシステムの密度プロファイルに似た密度プロファイルが得られ、潮mass質量損失の物理的に動機付けられたモデルを構築するパスが提供されることが示されました。この作業では、エネルギーの切り捨てのみに基づいて質量損失の計算を確認し、次に、これを超えて質量損失を調節する可能性がある二次的な影響を検討します。追加の軌道パラメーターへの依存と軌道上の個々の粒子エネルギーの変動の組み合わせにより、サブハローが質量を失うときのエネルギー空間の急激な切り捨てが少なくなることがわかります。エネルギー損失アプローチと質量損失率の単純な予測を組み合わせて、単一パラメーター$\eta_{\rmeff}$に関してサブハローの進化を正確に予測できる質量損失の完全なモデルを構築します。このパラメーターは、初期の軌道とハローのプロパティから完全に決定でき、数値シミュレーションによるキャリブレーションは不要です。
N体シミュレーションによる天の川環境での衛星潮ti破片の分布への対処
| Title |
Addressing_via_N-body_simulations_the_distribution_of_the_satellite_tidal_debris_in_the_Milky_Way_environment |
| Authors |
Matteo_Mazzarini,_Andreas_Just,_Andrea_V._Macci\`o,_Reza_Moetazedian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09464 |
天の川衛星の星および暗黒物質デブリの分布を研究します。a）宇宙論的シミュレーションから抽出された現実的な一連の軌道、b）ライブハロー、ディスク、バルジコンポーネントを備えた3つのコンポーネントのホスト銀河を同時に利用することで、シミュレーションで衛星の潮disrupt破壊の問題に初めて対処します流体力学シミュレーションからの衛星。2Gyrのタイムスケールで内なる天の川に到達するすべての巨大銀河の衛星デブリの統計的特性を分析します。最大80$\％$の暗黒物質が衛星から取り除かれますが、これは最大30$\％$の星に対して起こります。恒星の残骸は主に内側の天の川ハローで終わりますが、暗黒物質の残骸は主なハロー全体にわたって平坦な質量分布を示します。暗黒物質デブリは、内部指数法則インデックス$\alpha_{\rmDM}=-0.66$および外部インデックス$\beta_{\rmDM}=2.94$の密度プロファイルに従いますが、星の場合は$\alpha_{*}=-0.44$および$\beta_{*}=6.17$。内側の25kpcでは、星の残骸の分布は暗黒物質の残骸の分布よりも平坦であり、それらの短軸の向きは大きく異なります。恒星円盤の向きを90$^{\rm{o}}$だけ変更しても、衛星デブリの分布にはわずかな影響しかありません。我々の結果は、暗黒物質は天の川衛星からの星よりも簡単に剥ぎ取られることを示しています。デブリの構造は、衛星の軌道特性によって支配されています。星状および暗黒物質デブリの放射状プロファイル、平坦化および方向は大きく異なり、観測された星の成分からの暗黒物質分布の予測を妨げます。
大マゼラン雲Vにおける初期クラスター形成の性質と同時性の調査：古代の球状星団における複数の集団
| Title |
Exploring_the_nature_and_synchronicity_of_early_cluster_formation_in_the_Large_Magellanic_Cloud_V:_Multiple_Populations_in_ancient_Globular_Clusters |
| Authors |
Christina_K._Gilligan,_Brian_Chaboyer,_Jeffrey_D._Cummings,_Dougal_Mackey,_Roger_E._Cohen,_Douglas_Geisler,_Aaron_J._Grocholski,_M._C._Parisi,_Ata_Sarajedini,_Paolo_Ventura,_Sandro_Villanova,_Soung-Chul_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09473 |
ハッブル宇宙望遠鏡プログラムGO-14164のAdvancedCameraforSurveysとWideFieldCamera3を使用して、4つの古代の大マゼラン雲（LMC）球状星団（GC）を調べて、複数の星の集団の証拠を探します。NGC1466、NGC1841、およびNGC2257はすべて、メインシーケンスに沿った赤みがかった二次集団の証拠を示しています。網状組織は赤の集団の存在の証拠を示していませんが、このGCの星の数は最も少なく、モンテカルロシミュレーションは、メインシーケンスの星のサンプルが小さすぎて、このクラスターに赤の集団が存在するかどうかを確実に推測できないことを示しています。他の3つのクラスターの2番目の赤の人口は、メインシーケンスに沿った合計人口の$\sim30-40\％$を構成します。これにより、既知の分割または拡張メインシーケンスを持つ古代LMCGCの総数が5になります。ただし、Hodge11およびNGC2210（arXiv：1904.01434を参照）とは異なり、クラスターはいずれも、水平分岐の複数の集団の証拠を示していません。また、RedGiantBranch（RGB）に沿った2番目の人口の証拠は見つかりません。
極低表面輝度銀河マリン1のイオン化ガス放出線の最初の分光研究
| Title |
First_spectroscopic_study_of_ionized_gas_emission_lines_in_the_extreme_low_surface_brightness_galaxy_Malin_1 |
| Authors |
Junais,_S._Boissier,_B._Epinat,_P._Amram,_B._F._Madore,_A._Boselli,_J._Koda,_A._Gil_de_Paz,_J._C._Mu\~nos_Mateos,_L._Chemin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09492 |
マリン1は、既知の最大表面低輝度（LSB）銀河であり、いわゆる巨大LSBの原型です。そのような銀河の構造と起源は、特に高解像度の運動学と分光データの不足のため、まだよく理解されていません。マリン1の内部ダイナミクスと星形成履歴に新しい制約をもたらすことを目的として、マリン1の分光観測からの輝線を使用します。マリン1の異なる領域から合計16スペクトルを抽出し、これらの領域の回転速度を計算しました観測されたH$\alpha$輝線フラックスからの波長シフトと星形成率。マリン1の既存のデータおよびモデルとデータを比較します。初めて、少なくとも350kmまでの回転速度の急激な上昇によって半径範囲r<10kpcで特徴付けられるマリン1の内部回転曲線を示します。/s（大きな分散）、以前は観測されていなかった。これらのデータを使用して、マリン1の一連の新しい質量モデルを研究します。内部領域では、ダイナミクスが星に支配されている可能性があることを示します（ただし、測定した最高速度を説明できるモデルはありませんが）。暗黒物質ハローが必要なままです。H$\alpha$フラックス由来の星形成率は、内部領域の初期型円盤、およびマリン1の巨大円盤の外側部分の拡張UV銀河で見られるレベルと一致しています。内部領域の金属性は高いが、ダスト含有量は少ない。
銀河H II領域Sh2-242の若い星の人口のセンサス
| Title |
Census_of_young_stellar_population_in_the_Galactic_H_II_region_Sh2-242 |
| Authors |
Alik_Panja,_Soumen_Mondal,_Somnath_Dutta,_Santosh_Joshi,_Sneh_Lata,_and_Ramkrishna_Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09581 |
ここでアクティブな星形成サイトSh2-242に関連付けられている若い星の人口の識別と特徴付けを提示します。独自の新しい光学イメージングと分光観測データ、およびいくつかのアーカイブカタログ（Pan-STARRS1、$Gaia$DR2、IPHAS、WIRCam、2MASS、$Spitzer$など）を使用しました。スリット分光法の結果は、主イオン源BD+26980がスペクトル型B0.5Vの初期型星として分類されていることを裏付けています。星の分光測光距離は2.08$\pm$0.24kpcと推定され、源を裏付けていますクラスターのメンバーとして。大きな領域（直径$\sim$50'）をカバーする絶滅マップは、領域に向かって$H$および$K$測光で生成されます。マップから、ピーク絶滅複合体の3つの異なる位置（$A_{V}$$\simeq$7$-$17等）が初めて特定されました。赤外線の過剰な色を使用して、合計33のクラスIと137のクラスIIの若いオブジェクトが領域内で分類されます。IPHAS測光により、クラスIIオブジェクトである可能性のある36個のH$\alpha$放射源の分類が明らかになります。36個のH$\alpha$放射源のうち、5個はすでに赤外線過剰放射を使用して特定されています。合計で、201個の若いオブジェクトがこの調査からS242に分類されます。若い情報源のメンバーシップステータスは、$Gaia$DR2カタログの視差を含めることでさらにウィンドウ化されます。光学および赤外線の色度図を使用して、若い星の天体は$\sim$1Myrの平均年齢と0.1$-$3.0$M_\odot$の範囲の質量で特徴付けられます。測光データと分光データの組み合わせを使用して、領域内の星の内容の人口調査について説明します。
Ram小銀河に対するラム圧力ストリッピングの効果
| Title |
The_Effect_of_Ram-Pressure_Stripping_on_Dwarf_Galaxies |
| Authors |
Patrick_Steyrleithner_(1),_Gerhard_Hensler_(1),_Alessandro_Boselli_(2)_((1)_University_of_Vienna,_(2)_Aix_Marseille_Universit{\ae}) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09591 |
Ram-pressurestripping（RPS）は、銀河団の熱いクラスター内媒体（ICM）を通過する大規模な渦巻銀河のよく観察される現象です。クラスター内のd小銀河（DG）の場合、RPSによる気体系からガス欠乏系への変換は容易に観察されず、クラスターの周辺で発生する必要があります。銀河団とフィールドの近くにあるいくつかの天体では、RPSが観測されています。クラスター初期型DGも多種多様な内部構造（予期しない中央ガス貯留層、青い星のコア、合成放射状の星のプロファイル）を示すため、本研究では、ラム圧（RP）が星間ガス含有量にどのように影響するかを調査することを目的としています星形成（SF）アクティビティ。一連の数値シミュレーションを使用して、落下するDGの速度と周囲のICM密度に対する、除去されたガスの依存性を定量化します。SFは、ICM密度とDG質量に応じて、RPによって抑制またはトリガーできることを実証しました。ある条件下では、RPはガスを圧縮する可能性があるため、中央のDG領域に予期せず保持され、星を形成します。ガス雲がまだストリッピングに対して拘束されているが、薄い円盤から持ち上げられて落下すると、それらの新しい星は、ハラスメントの必要なしに、より大きな速度分散を伴う楕円形の（若い）星の集団を形成します。最も壮観なのは、強力なRPの場合、剥ぎ取られた巨大なガス雲の下流に星団が形成されることです。結果を観察と比較します。
銀河の消光における特徴的な質量：環境効果と内部効果
| Title |
Characteristic_masses_in_galaxy_quenching:_environmental_versus_internal_effects |
| Authors |
Pengfei_Li,_Huiyuan_Wang,_H.J._Mo,_Enci_Wang_and_Hui_Hong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09776 |
銀河消光の明確な遷移は、星の質量（$M_*$）、バルジと総質量の比（$B/T_{\rmm}$）、ハロー質量（$M_{\rmh}$）およびハロー中心距離（$r/r_{180}$）。与えられたハロー質量に対して、遷移の特徴的な恒星質量（$M_{*、\rmc}$）は、対応する中央の銀河の恒星質量の約5分の1であり、$B/T_{\rmm}$。$B/T_{\rmm}$が修正されると、$M_*<M_{*、\rmc}$の銀河の急冷部分は$M_h$で増加しますが、$M_*$で{\it減少}ハローの内側部分（$r/r_{180}<0.5$）。外側の部分（$r/r_{180}>0.5$）では、$M_{\rmh}$の傾向は残りますが、$M_*$との相関関係は存在しないか、正になります。$M_{\rm*、c}$を超え、$B/T_{\rmm}$を修正した銀河では、急冷部分は$M_{\rm*}$で増加しますが、$M_{\内側領域と外側領域の両方でrmh}$。一般に、他のパラメータが固定されている場合、急冷部分は$B/T_{\rmm}$とともに増加します。内部および環境の消光プロセスに対する特徴的な恒星質量の意味について議論します。環境消光は$M_*<M_{*、\rmc}$の銀河でのみ重要である一方、内部消光は高質量銀河で支配的な役割を果たすことを示唆しています。内部および環境消光の効率は、どちらも$B/T_{\rmm}$に依存します。
カリフォルニアの分子雲における最初の組み込みクラスター形成
| Title |
First_embedded_cluster_formation_in_California_molecular_cloud |
| Authors |
Jin-Long_Xu,_Ye_Xu,_Peng_Jiang,_Ming_Zhu,_Xin_Guan,_Naiping_Yu,_Guo-Yin_Zhang,_and_Deng-Rong_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09811 |
LkHa101組み込みクラスターとそれに隣接する85arcmin*60arcmin領域に対して多波長観測を実施しました。LkHa101組み込みクラスターは、カリフォルニアの分子クラウド（CMC）で最初で唯一の重要なクラスターです。これらの観察により、LkHa101埋め込みクラスターは、2つのフィラメントの投影交差領域に位置していることが明らかになりました。1つのフィラメントはCMCの最高密度のセクションであり、もう1つのフィラメントは低密度のガス放出を伴う新しく特定されたフィラメントです。投影された交差点に向かって、速度の2つのフィラメントを接続するブリッジ機能を見つけ、V字型のガス構造を特定します。これらは、2つのフィラメントが互いに衝突しているというシナリオと一致しています。500メートルの開口球面電波望遠鏡（FAST）を使用して、LkHa101HII領域のRRL速度が0.5km/sであることを測定しました。これはCMCフィラメントの速度成分に関連しています。さらに、交差領域の外側にいくつかのYSOが分布しています。メインフィラメントのフラグメンテーションと一緒にクラウドクラウド衝突がクラスターのYSOs形成に重要な役割を果たす可能性があることをお勧めします。
創発重力は、SDSS Dr7からの色依存の銀河銀河レンズ信号を説明できません
| Title |
Emergent_gravity_fails_to_explain_color-dependent_galaxy-galax_lensing_signals_from_SDSS_Dr7 |
| Authors |
Wentao_Luo,_Jiajun_Zhang,_Vitali_Halenka,_Xiaohu_Yang,_Surhud_More,_Chris_Miller,_Tomomi_Sunayama,_Lei_Liu_and_Feng_Shi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09818 |
SDSSDR7データに基づく銀河銀河レンズ技術を使用して、創発重力（EG）理論をテストします。EGシナリオでは、バリオン質量によってのみ発揮されるEGによって予測される「見かけの暗黒物質」における銀河サンプルの色依存性は予想されません。バリオン質量が類似している場合、銀河サンプルの色に関係なく、バリオン質量から予測されるレンズ効果プロファイルは、EGに応じて類似するはずです。銀河の恒星質量をバリオン質量の代理として使用します。銀河サンプルを5つの恒星質量ビンに分割し、さらに各恒星質量ビンで赤と青のサブサンプルとして分類します。ハローの質量と濃度を自由なパラメーターとして設定すると、$\Lambda$CDMは$\chi^2$の削減という点でデータに有利になりますが、EGは銀河銀河レンズ測定からのESDの色依存性を説明できません。
超薄エッジオン銀河の近赤外測光
| Title |
Near-Infrared_Photometry_of_Superthin_Edge-on_Galaxies |
| Authors |
D._Bizyaev,_A.M.Tatarnikov,_N.I._Shatsky,_A.E._Nadjip,_M.A._Burlak_and_O.V._Vozyakova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09842 |
49個の極薄エッジオン銀河の大規模サンプルの近赤外測光を実行します。これらの銀河は、星の円盤の半径と垂直のスケール比が高いため、光学測光に基づいて選択されます。近赤外（NIR）HおよびK観測は、ロモノーソフモスクワ州立大学のコーカサス山天文台にある2.5m望遠鏡の極低温冷却カメラASTRONIRCAMで行われました。サンプルの銀河の大部分は、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）光学画像と同等以上の測光深度を示しています。銀河内の恒星円盤の構造パラメーターを推定し、恒星円盤のNIRスケールの高さは、光学、SDSSg、r、iから推定されたものと同等であるのに対して、恒星円盤のHおよびKスケールの長さは有意g、r、iよりも短い。ほこりだけの現実的な分布だけでスケールの長さの違いを説明できるかどうかを調査し、銀河の大部分で恒星集団の放射状の変動が実際に色分布の原因であることがわかります。後者は、円盤周辺の若い年齢と、超薄型銀河内の恒星円盤の裏返しの構築を示唆しています。
war小銀河における超新星からの宇宙線フィードバック
war小銀河のバリオン含有量の規制は、長年の問題です。超新星（SNe）は、銀河から重要な量のガスを除去することにより、大規模な銀河風を形成する上で重要な役割を果たすと考えられています。SNeは、宇宙線（CR）と呼ばれる非熱粒子の効率的な加速器であり、ガスと条件のダイナミクスを大幅に変更して大規模な銀河風を形成することができます。SNeによるCR注入がinjection小銀河の星形成と大規模な風の形成にどのように影響するか、そしてそれが銀河の星形成率（SFR）と観測に近い風の特性を生成できるかどうかを調査します。アダプティブメッシュリファインメントコードラムセスを使用して、高解像度（9pc）でd小銀河のCR電磁流体シミュレーションを実行します。これらの円盤銀河は、質量$10^{10}$および$10^{11}\、\rmM_{\odot}$の孤立したハローに埋め込まれ、CRはSNeによって注入されます。さまざまな拡散係数、CR放射損失、CRストリーミングを備えたCR等方性および異方性拡散が含まれます。CRエネルギーを星間物質に注入すると、最高ガス密度が滑らかになり、SFRが2〜3倍減少します。CR拡散では、拡散係数が高くなると2桁だけ質量流出率が大幅に増加します。拡散とストリーミングがなければ、CRは風の生成に非効率的です。CRストリーミングのみでは、風の形成は可能ですが、観測と一致するには弱すぎます。銀河風の形成は拡散係数に強く依存します：低係数の場合、CRエネルギー損失が最も高い高密度領域にCRエネルギーが閉じ込められたままになり、高密度ガスからのCRのより効率的な漏れを可能にするより高い係数が生成されます強い風。CR拡散は、CRを使用しない場合よりも冷たい風と濃い風をもたらし、流出率と質量負荷係数を観測にはるかに近づけます。
衛星アライメント：III。衛星銀河の空間分布と新しい銀河ファインダーによる赤方偏移への依存
| Title |
Satellite_Alignment:_III._Satellite_Galaxies_Spatial_Distribution_and_their_Dependence_on_Redshift_with_A_Novel_Galaxy_Finder |
| Authors |
Lin_Tang,_Weipeng_Lin,_Yang_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10070 |
広範囲に調査した後、観測と理論の間の広範な合意に達し、衛星はホスト中央の主要軸と優先的に一致するようになりました。このトピックにはまだ解決されていない問題がいくつかあります。本稿では、衛星の空間分布に関する研究を紹介します。観測とかなり比較するために、点広がり関数、ピクセルサイズ、表面輝度制限、解像度、赤方偏移を十分に考慮して、投影された模擬画像に基づいた流体力学シミュレーションの新しい銀河ファインダーと再構築アルゴリズムを開発します調光効果。このようなアルゴリズムを使用して構築された銀河のサンプルでは、観測結果と比較することにより衛星のアライメントが調べられます。この研究でサンプルを支配している赤色銀河では観測アライメントが再現できるが、青色銀河では再現できないことがわかっています。衛星の放射状分布も調査されています。ホストのハロー内の外側の衛星は、内側の領域の衛星、特に赤色の衛星の衛星よりも強いアライメント信号を示します。これは、以前の研究とは対照的です。この不一致は、主にホストのハローの内側にある新しい銀河ファインダーで特定された余分な銀河によるものです。私たちの研究は、赤方偏移が低くなると整列強度が強くなり、放射状分布曲線がより平坦になることを示しています。これは、内側と外側のハローに存在する衛星間の角度分布の進化の違いを示唆し、落下後の進化が元のアライメント信号を減少させ、後の落下時間で衛星の衝撃が減少することを意味します。
AGNはそれほどクールではありません：固有のAGN遠赤外スペクトルエネルギー分布の再検討
| Title |
AGNs_are_not_that_cool:_revisiting_the_intrinsic_AGN_far-infrared_spectral_energy_distribution |
| Authors |
Jun_Xu_(USTC),_Mouyuan_Sun_(XMU,_USTC),_Yongquan_Xue_(USTC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10078 |
SED分解による42$z<0.5$の光学発光パロマーグリーン調査クエーサーのある赤外線（IR）バンドでの活動銀河核（AGN）の固有スペクトルエネルギー分布（SED）を調査します。42のクエーサーのSEDを分解するには、AGNパラメーター空間の広い範囲をカバーするAGNIRテンプレートライブラリSiebenmorgen2015と、一般的に使用される3つの銀河テンプレートライブラリを組み合わせます。最適な結果からAGNSEDの中央値を決定します。AGNSEDの中央値の遠赤外線（FIR）の寄与は、Symeonidisetal。2016、ただし、Lyuetal。2017.AGNIRSEDは、ボロメータの光度が高くなると冷却されます。これは、トーラス構造を変更するために、より明るいAGNがより強い放射フィードバックを持ち、トーラス構造がトーラス構造の金属性が高いためです。私たちの結論は、galaxyテンプレートライブラリの選択に依存しません。ただし、予測される多環芳香族炭化水素（PAH）輝線フラックスは銀河テンプレートに依存するため、PAHフラックスから銀河のFIR寄与を導出する際には注意が必要です。
近くの32の銀河における放射状星形成の歴史
| Title |
Radial_Star_Formation_Histories_in_32_Nearby_Galaxies |
| Authors |
Daniel_A._Dale,_Kristin_R._Anderson,_Louis_M._Bran,_Isaiah_S._Cox,_Carolyn_L._Drake,_Nathan_J._Lee,_Jacob_D._Pilawa,_F._Alexander_Slane,_Susana_Soto,_Emily_I._Jensen,_Jessica_S._Sutter,_Jordan_A._Turner,_Henry_A._Kobulnicky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10260 |
SpitzerExtendedDiskGalaxyExplorationScience調査から引き出された32個の通常の星形成銀河について、空間的に分解された星形成の歴史が研究されています。28magarcsec$^{-2}$以下の表面輝度感度では、新しい光学測光はアーカイブ紫外線および赤外線イメージングを補完し、これらの近くの銀河の従来の光学範囲をはるかに超える放射の特性を調査するのに十分な深さです。遅延星形成履歴モデルを使用したスペクトルエネルギー分布への適合は、渦巻銀河の微妙ではあるが興味深い平均的な放射状の傾向を示しています。最も内側の星と同じくらい古い恒星時代の最も外側の領域。これらの結果は、放射状の移動および/または衛星d星銀河のマイナーな合併と付加の累積的な歴史を通して形成された古い恒星の外側のディスク集団を示唆しています。ここで調べたS0銀河のサブセットは、渦巻きについて推測されているものとは逆の傾向を示しています：銀河の内側の部分の半径が大きくなり、外側の部分の若い星の年齢がますます古い特徴的な星の年齢。この結果は、S0銀河のいずれかが遅延$\tau$モデルによって十分にモデル化されていないこと、および/またはS0銀河が渦巻銀河よりも複雑な形成履歴を持っていることを示唆しています。
光学ホストを備えた32,616個の電波銀河の視覚的な形態学的分類によるカタログ
| Title |
Catalogue_with_visual_morphological_classification_of_32,616_radio_galaxies_with_optical_hosts |
| Authors |
Natalia_\.Zywucka,_Dorota_Kozie{\l}-Wierzbowska,_Arti_Goyal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10322 |
光学銀河に関連し、未解決または拡張形態I（ROGUEI）を持つ無線ソースのカタログを示します。これは、スローンデジタルスカイサーベイデータリリース7（SDSSDR7）の銀河と、20センチのラジオスカイの最初の画像（FIRST）および国立電波天文台VLAスカイサーベイ（NVSS）カタログ。視覚的に分類されたラジオオブジェクトの最大の手作りカタログを作成し、光学ホスト銀河に関連付けました。これには、光学位置から3秒角以内に32,616個の最初のコアを持つ銀河が含まれています。リストされているすべてのオブジェクトは、S/N比が$>$10で、最大$z=0.6$の分光赤方偏移を持つ良質のSDSSDR7スペクトルを持っています。電波形態分類は、DSS画像にオーバーレイされたFIRSTおよびNVSS等高線図の目視検査によって行われ、光学形態分類はSDSSDR7からの120秒角のスナップショット画像に基づいていました。ROGUEIの大部分の電波銀河、すなわち$\sim$93％は未解決（コンパクトまたは伸長）であり、残りの部分はFanaroff-Riley（FR）タイプI、II、ハイブリッド、広角尾、狭角などの拡張形態を示しますテール、ヘッドテールソース、および断続的または方向転換されたジェットアクティビティのあるソース、つまり、ダブルダブル、X形、およびZ形。FRIIのほとんどは、FRIsの輝度に匹敵する低い電波輝度を持っています。さらに、すべてのラジオマップと光学画像の視覚的なチェックにより、多数のラジオオブジェクトを巨大な、二重の、X形、およびZ形のラジオ銀河として発見または再分類することができました。提示されたサンプルは、光学銀河と電波銀河の識別と分類の自動方法をトレーニングするためのデータベースとして機能します。
X線かすかな潮Dis破壊イベントでの急激な降着円盤形成
| Title |
Prompt_Accretion_Disk_Formation_in_an_X-Ray_Faint_Tidal_Disruption_Event |
| Authors |
Tiara_Hung,_Ryan_J._Foley,_Enrico_Ramirez-Ruiz,_Jane_L._Dai,_Katie_Auchettl,_Charles_D._Kilpatrick,_Brenna_Mockler,_Jon_Brown,_David_A._Coulter,_Georgios_Dimitriadis,_Tom_Holoien,_Jamie_Law-Smith,_Anthony_L._Piro,_Armin_Rest,_C\'esar_Rojas-Bravo,_and_Matthew_R._Siebert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09427 |
付加体ディスクの明確な指標として機能する潮serves破壊イベント（TDE）、AT〜2018hyzで解決されたダブルピークバルマー放出の最初の明確なケースの発見を報告します。低偏心（$e\approx0.1$）の付加ディスクが$\sim$100$R_{p}$に広がる\Ha\輝線と、非ディスク雲から発生するガウス成分をモデル化しました。私たちの分析では、AT〜2018hyzでは、最も結合した破片がペリセンターに戻った後、ディスクの形成が即座に行われたことが示されています。初期の恒星質量の$\lesssim$10\％を構成する大きな\Ha放射ディスクを作成するには、おそらく1か月の観測タイムスケールで、角運動量と質量輸送の再分配が発生する必要があります。AT〜2018hyzからのこれらの新しい洞察により、二重ピーク放射がないにもかかわらず、光学的に検出されたTDEの間で効率的な循環が一般的であると推測されます。非ディスクコンポーネント。
可能性のある中性子星に対応する深部CFHT光学検索-ブラックホール合併GW190814
| Title |
A_Deep_CFHT_Optical_Search_for_a_Counterpart_to_the_Possible_Neutron_Star_-_Black_Hole_Merger_GW190814 |
| Authors |
Nicholas_Vieira,_John_J._Ruan,_Daryl_Haggard,_Maria_R._Drout,_Melania_C._Nynka,_Hope_Boyce,_Kristine_Spekkens,_Samar_Safi-Harb,_Raymond_G._Carlberg,_Rodrigo_Fern\'andez,_Anthony_L._Piro,_Niloufar_Afsariardchi,_Dae-Sik_Moon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09437 |
可能性のある中性子星-ブラックホール（NS-BH）合併GW190814/S190814bvに対応する電磁場の広視野光学イメージング検索を提示します。このコンパクトなバイナリマージャーは、質量がNS-BHマージャーを示唆するLIGO/Virgo干渉計による重力波によって検出されました。カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡でMegaCam装置を使用して、LIGO/Virgoのローカライズ領域を撮像しました。タイルと銀河をターゲットにした観測の両方のハイブリッド観測戦略、および画像の差分とトランジェント検出パイプラインについて説明します。観測キャンペーンでは、合併後1.7日から8.7日の間に最も深いマルチバンド画像が生成され、1.7日でg>22.8（ABmag）、3.7でi>23.0およびi>23.9$の5シグマ深度に達しました。それぞれ8。7日。これらの観測は、ローカライズ領域の68.8％の平均合計確率をカバーしています。私たちの画像には、この合併に対応する有力な一時的な対応物はありません。これは、明るい物体がBHの最も内側の安定した円軌道内で潮id的に崩壊したか、一時的なものが観測された空の足跡の外側にあるか、明るい物体が低いことを示唆しています-質量BH。この合併のNS-BH解釈では、画像から5シグマソース検出の上限を使用して、「新星」（カッパ=0.5cm^2g^-1）のキロノバ放出物の質量をMej<0.015Msunに制限します。キロノバ、および「赤」（カッパ=5-10cm^2g^-1）キロノバのMej<0.04Msun。私たちの観測は、重力波イベントに対応する電磁探査の詳細な検索を可能にするための大口径望遠鏡とCFHTMegaCamなどの広視野撮像装置の重要な役割を強調しています。
X線反射分光法と有限厚さの薄いディスクモデルを使用したカーブラックホール仮説のテスト
| Title |
Testing_the_Kerr_black_hole_hypothesis_using_X-ray_reflection_spectroscopy_and_a_thin_disk_model_with_finite_thickness |
| Authors |
Askar_B._Abdikamalov,_Dimitry_Ayzenberg,_Cosimo_Bambi,_Thomas_Dauser,_Javier_A._Garcia,_Sourabh_Nampalliwar,_Ashutosh_Tripathi,_Menglei_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09663 |
X線反射分光法は、ブラックホールの強い重力領域を調べるための強力なツールであり、強磁場領域での一般相対性理論のテストに使用できます。利用可能な相対論的反射モデルを単純化すると、ブラックホールの特性の正確な測定を実行する機能が制限されます。このホワイトペーパーでは、モデルRELXILL_NKの拡張を示します。この拡張では、降着ディスクの厚さが無限に薄くなるのではなく、有限です。Taylor＆Reynolds（2018）によって提案された降着ディスクジオメトリを採用し、ブラックホールの質量降着率の異なる値に対して相対論的反射モデルを構築します。新しいモデルをX線バイナリGRS1915+105の高品質のすざくデータに適用して、カーメトリックのテストに対するディスクの厚さの影響を調べます。
氷中のニュートリノ誘導シャワーからのAskaryan放射
| Title |
Askaryan_radiation_from_neutrino-induced_showers_in_ice |
| Authors |
Jaime_Alvarez-Mu\~niz,_P._M._Hansen,_Andr\'es_Romero-Wolf,_Enrique_Zas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09705 |
氷中の任意のフレーバーのニュートリノによって誘発されたシャワーでのコヒーレントアスカーリアン放射の計算のための半解析的方法を提示します。ZHAireSコードに基づく完全なモンテカルロシミュレーションの結果と結果を比較します。このアプローチは、ベクトルポテンシャルを再現できるため、時間領域で実験的に関連する観測者の位置で電界を再現できます。この作業は、電子誘導シャワーにのみ有効な公開結果を拡張します。氷中のあらゆる種類のニュートリノ誘導シャワーによって生成される無線信号の半解析的計算の妥当性を確立します。この方法は計算的に効率的であり、入力として、シャワーの縦電荷過剰プロファイルと、我々が提供するチェレンコフ角でのシャワーの遠距離場領域におけるベクトルポテンシャルのパラメータ化のみを必要とします。私たちの方法論は、特定の観測者の位置で電波パルスを計算する必要があるたびに、数百万の粒子から電場への寄与を追跡することを避けます。これらの結果は、実験で得られたデータの解釈や、氷上での無線技術に基づいた将来の取り組みの計画と設計に容易に使用できます。
動的スケジューリング：重力波イベントの機会観測のターゲット
| Title |
Dynamic_Scheduling:_Target_of_Opportunity_Observations_of_Gravitational_Wave_Events |
| Authors |
Mouza_Almualla,_Michael_W._Coughlin,_Shreya_Anand,_Khalid_Alqassimi,_Nidhal_Guessoum_and_Leo_P._Singer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09718 |
2つの中性子星の合体（GW/GRB170817A）からの電磁波（EM）と重力波の同時検出は、ガンマからラジオに及ぶEM検出を備えた「マルチメッセンジャー」天文学の新時代の先駆けとなりました。この新しい科学調査の絶好の機会は、利用可能なマルチメッセンジャーツールをどのように統合して、特に一時的な宇宙を研究するための強力な方法を構成できるかという問題を提起します。重力波イベントに対応する可能性のある光学的要素の分類を容易にするには、フォローアッププロセスの重要な要素である観測のスケジューリングと過渡現象のフィルタリングを最適化することが重要です。この作業では、GRANDMAやGROWTHなどの望遠鏡ネットワークが現在スケジュールされている既存のワークフローについて説明します。次に、スケジューリングプロセス用に特別に開発した修正を提示し、最新の観測実行中に発生した関連する課題を特定します。特に大規模でバラバラのローカリゼーションの場合、スカイマップ内の複数のフィールドに対して複数のエポックをスケジュールする問題に対処します。これは2つの方法で行われます。スケジュール可能なフィールドの最大数を最適化すること、およびスカイマップ内のローブを右アセンションによって分割して個別にスケジュールすることです。さらに、スケジュールを変更するときに、以前に観測されたフィールドを考慮する機能を実装します。これらの変更が光学的対応物の検索をより効率的にするためにもたらす改善を示し、さらに改善が必要な領域を指摘します。
弱衝突プラズマにおけるゆらぎダイナモ
宇宙磁場の乱流増幅は、ホストプラズマの材料特性に依存します。銀河団のクラスター内媒質（ICM）などの多くの高温で希薄な天体物理学システムでは、粒子の希少性により、粒子衝突により局所的な熱力学的平衡からの逸脱が可能になります。これらの逸脱は、プラズマの動きに異方性の粘性応力を及ぼし、磁力線を伸ばす能力を阻害します。磁場平行粘性（ブラギンスキー）応力が付与された電磁流体力学（MHD）方程式を使用して、弱衝突プラズマにおけるゆらぎダイナモの数値研究を提示します。応力が、ファイアホースとミラーの不安定性によって調整される圧力異方性と一致する値に制限されている場合、Braginskii-MHDダイナモは、MHDの対応物にほぼ似ています。代わりに、平行粘性応力が衰えずに残っている場合-変動ダイナモの最近の運動シミュレーションと磁化ICMのダイナモの初期段階に関連する状況-ダイナモはその特性を変化させ、多くの特性を示しながら磁場を増幅します大プラントル数（${\rmPm}\gtrsim{1}$）MHDダイナモの飽和状態の。このレジームでBraginskii-MHDダイナモの解析モデルを構築します。これは、磁気エネルギースペクトルとうまく一致します。シミュレーションによって確認されたこのモデルの予測は、平行異方性と垂直粘度の比が大きすぎる場合、圧力異方性リミッターのないBraginskii-MHDプラズマはダイナモをサポートしないことです。この比率は、磁力線の伸張と混合の相対的な許容速度を反映し、後者は磁場の抵抗性散逸を促進します。ダイナモを示すすべての場合において、生成された磁場は、飽和状態にとどまり、カオス流にバイアスをかけ、スケール依存のスペクトル異方性を獲得するに組織化されます。
チャンドラとティコの超新星残骸における非熱X線ストライプの時間変動
| Title |
Time_Variability_of_Nonthermal_X-ray_Stripes_in_Tycho's_Supernova_Remnant_with_Chandra |
| Authors |
Tomoyuki_Okuno,_Takaaki_Tanaka,_Hiroyuki_Uchida,_Felix_A._Aharonian,_Yasunobu_Uchiyama,_Takeshi_Go_Tsuru |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10035 |
2000年、2003年、2007年、2009年、2015年に撮影されたTychoの超新星残骸（SNR）のチャンドラデータを分析し、SNRの南西部（硬いX線のストライプ構造）でシンクロトロンX線の時変特性を検索します放出は以前に発見されました。各エポックで得られたX線画像を比較することにより、特に2015年にストライプ領域の最北部の結び目のような構造が明るくなることを発見しました。また、明るいフィラメント状構造は外側に移動するにつれて徐々に暗くなります。私たちのスペクトル分析は、非熱X線束だけでなく、結び目のような構造の光子指数も年々変化することを明らかにしています。2000年から2015年の期間中、小さな結び目は$\sim70\％$の明るさと$\Delta\Gamma\sim0.45$の硬化を示します。磁場が$\sim100〜\mathrm{\muG}$に増幅される場合、および/または磁気乱流が時間とともに著しく変化する場合、時間変動性を説明できます。
一次および二次宇宙線エネルギースペクトルの普遍的性質
宇宙線に現れる原子核は通常、一次または二次として分類されます。ただし、その起源と伝播のプロパティをよりよく理解する必要があります。国際宇宙ステーションのアルファ磁気スペクトロメーター（AMS）によって2GVと3TVの間の剛性（運動量/電荷）で検出された一次核（He、C、O）および二次核（Li、Be、B）のフラックスを分析します。温度変動のある統計力学の一般化バージョンに動機付けられた$q$指数分布関数は、考慮されるすべての原子核の測定されたフラックスに優れた適合性を提供することを示します。一次フラックスと二次フラックスは、核子あたりの運動エネルギーへの普遍的な依存性を明らかにし、その基礎となるエネルギー分布関数は、有効な自由度によってのみ区別されます。与えられたすべてのスペクトルは、Hagedorn温度と一致する普遍的な平均温度パラメーター$\sim$200MeVによって特徴付けられます。私たちの分析は、非平衡温度変動と一緒にQCD散乱プロセスが測定された宇宙線スペクトルに大きく普遍的に刷り込み、地球上の高エネルギー衝突型加速器実験と同様の形状のエネルギースペクトルを生成することを示唆しています。
衝突風連星Cyg OB2＃8Aでの非熱X線放射の検索
CygOB2＃8aは、強力な非熱電波放射を示す大規模なO型バイナリです。このバイナリのコンパクトさにより、逆コンプトン散乱による非熱X線光子の放出が期待されます。最初に、新しい光学スペクトルを使用してCygOB2＃8aの軌道ソリューションを修正しました。次に、XMM-Newton、Swift、INTEGRAL、およびNuSTARで得られたX線スペクトルを削減および分析しました。XMM-NewtonおよびSwiftデータの分析により、10keV未満のエネルギーでの恒星風と衝突風領域からのX線放射をよりよく特徴付けることができます。軌道に沿ったCygOB2＃8aの広帯域光度曲線の変化を確認します。これは、初めて、位相0.8付近の最大放射の観測です。CygOB2＃8aのX線とボロメータフラックスの最小比は、単一のO型星で予想されるレベルをはるかに上回っており、ペリアストロン通過中に衝突する風の領域が乱されないことを示しています。一般公開されているINTEGRAL観測の完全なセットの分析により、20〜200keVのCygOB2領域の非熱X線フラックスの上限を調整できます。2つのNuSTAR観測（フェーズ0.028および0.085）により、最大30keVのCygOB2＃8aスペクトルを調べることができます。これらのデータは、非熱X線の存在の証拠を提供しませんが、推定非熱成分のフラックスにより厳しい制約をもたらします。最後に、新しい専用モデルのおかげで、風衝撃領域で生成された異方性逆コンプトン放射を計算しました。理論的な非熱放射は、観測限界と互換性があるように思われ、これらのモデルから計算された運動輝度は、10keV未満で観測された非吸収フラックスとよく一致します。
| Title |
Galactic_Center_IRS13E:_Colliding_Stellar_Winds_or_an_Intermediate_Mass_Black_Hole? |
| Authors |
Zhenlin_Zhu,_Zhiyuan_Li,_Anna_Ciurlo,_Mark_R._Morris,_Mengfei_Zhang,_Tuan_Do_and_Andrea_M._Ghez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10311 |
IRS13Eとして総称される、銀河中心にある小さな星団は、SgrA*に近接していることと、埋め込まれた中間質量ブラックホール（IMBH）がそのメンバー星を結合する可能性があるため、特に興味深いものです。Wolf-Rayet型に分類される2つの星からの衝突風が、IRS13Eからの観測されたX線、赤外線、および電波放射の原因であることが示唆されています。20年以上にわたって得られた5.6Mの超深層チャンドラ観測に基づいて、IRS13EのX線の空間的、時間的、スペクトル特性の詳細な調査を実施しました。これらのX線観測では、線源の変動性の重要な証拠は示されていません。また、星の適切な動きの精度を大幅に改善する14年間のベースラインでのケック近赤外イメージングと分光データを使用して、クラスターメンバーの運動学を調査しました。観測は、IRS13Eの物理的条件に一致するように調整された衝突風の3次元流体力学シミュレーションを使用して解釈されるため、観測されたX線スペクトルと形態は衝突風シナリオによって十分に説明できると結論付けることができます。推定IMBHの存在のサポート。数$10^3{\rm〜M_\odot}$よりも大きいIMBHも、星の運動学によって強く嫌われています。
| Title |
Timing_stability_of_black_widow_pulsars |
| Authors |
Ann-Sofie_Bak_Nielsen_(1,2,4),_Gemma_H._Janssen_(3,5),_Golam_Shaifullah_(3),_Joris_P._W._Verbiest_(2,1),_David_J._Champion_(1),_Gr\'egory_Desvignes_(11),_Lucas_Guillemot_(6,7),_Ramesh_Karuppusamy_(1),_Michael_Kramer_(1),_Andrew_G._Lyne_(8),_Andrea_Possenti_(9,12),_Ben_W._Stappers_(8),_Cees_Bassa_(3),_Isma\"el_Cognard_(6,7),_Kuo_Liu_(1),_Gilles_Theureau_(6,7,10)_((1)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Radioastronomie,_(2)_Fakult\"at_f\"ur_Physik,_Universit\"at_Bielefeld,_(3)_ASTRON,_(4)_Leiden_University,_(5)_Radboud_University,_(6)_Laboratoire_de_Physique_et_Chimie_de_l'Environnement_et_de_l'Espace_LPC2E_CNRS-Universit\'e_d'Orl\'eans,_(7)_Station_de_radioastronomie_de_Nancay,_(8)_Jodrell_Bank_Centre_for_Astrophysics,_(9)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Cagliari,_(10)_LUTH,_Observatoire_de_Paris,_(11)_LESIA,_Observatoire_de_Paris,_(12)_Universit\`a_di_Cagliari) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10352 |
長期スピン進化と短期軌道安定性の両方の観点から、3つのブラックウィドウパルサーのタイミング安定性を研究します。発見された最初の2つのブラックウィドウパルサーシステム（PSRB1957+20およびJ2051$-$0827）の不規則なタイミング動作と電波食は、このクラスのパルサーの代表であると想定されました。過去10年間にこの集団にいくつかの新しいブラックウィドウシステムが追加されたため、現在、これらの典型的な軌道変動や電波食を示さないいくつかのシステムが知られています。PSR\、J0023+0923、J2214+3000、およびJ2234+0944の4つのヨーロッパパルサータイミングアレイ望遠鏡からの7年から8年の観測を使用したタイミングソリューションを提示し、これらのシステムのうち2つが重要な軌道を示さないことを確認します両方の永年パラメータまたは軌道パラメータの観点から、観測期間にわたる変動性。3番目のパルサーPSRJ0023+0923は軌道の変動を示しており、タイミングソリューションの意味について説明します。これらのパルサーの長期的なタイミングの結果は、以前の作品と比較していくつかの新しいパラメーターまたは改善されたパラメーターを提供します。これらのパルサーの安定性に関する結果と、一般的にブラックウィドウパルサーのクラスの安定性に関する結果をバイナリパラメーターのコンテキストで説明し、コンパニオンスターのロシュローブ充填因子がインジケーターである可能性について説明します。これらのシステムの安定性のため。
重いほど良い：高質量中性子星合併の質量比とスピンを制限する方法
| Title |
The_heavier_the_better:_how_to_constrain_mass_ratios_and_spins_of_high-mass_neutron-star_mergers |
| Authors |
Elias_R._Most,_Lukas_R._Weih,_Luciano_Rezzolla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10391 |
最初のバイナリー中性子星合併イベント、GW170817、およびその明るい電磁対応物は、かなりの量の情報を提供しました。これとは対照的に、$M_{\rmtot}=3.4^{+0.3}_{-0.1}\、M_{\odot}$で2番目のイベントであるGW190425では、電磁的な対応がなかったため、理解がほとんど向上しませんでした中性子星物理学GW190425は、合併によりブラックホールへの迅速な崩壊と、対応物に動力を与えるために放出される物質がほとんどないシナリオと互換性がありますが、質量比とバイナリの有効スピン$\tilde{\chi}$を決定します難しい。これは、重力波形がバイナリの成分スピンをまだ十分に制約できないためです。ただし、GW190425の質量は非回転中性子星の最大質量$M_{_{\rmTOV}}$よりもかなり大きいため、質量比$q$は小さすぎてはなりません。重い星は重力的にはなりません。安定しています。普遍的な関係と多数の状態方程式を利用して、GW190425の$（\tilde{\chi}、q）$平面に厳密な制限を提供します。つまり、$q_{\rmmin}\geq0.48$および$\tilde{\chi}_{\rmmax}\leq0.16$は、最も極端な構成を除外するのに役立ちます。最後に、今後の高質量バイナリの観測が$M_{_{\rmTOV}}$の下限をどのように提供できるかを示します。
500メートルの開口の球面電波望遠鏡で地球外知能を検索する機会
| Title |
Opportunities_to_Search_for_Extra-Terrestrial_Intelligence_with_the_Five-hundred-meter_Aperture_Spherical_radio_Telescope |
| Authors |
Di_Li,_Vishal_Gajjar,_Pei_Wang,_Andrew_Siemion,_Zhisong_Zhang,_Haiyan_Zhang_Youling_Yue,_Yan_Zhu_Chengjin_Jin,_Shiyu_Li,_Sabrina_Berger,_Bryan_Brzycki,_Jeff_Cobb,_Steve_Croft,_Daniel_Czech,_David_DeBoer,_Julia_DeMarines,_Jamie_Drew,_J._Emilio_Enriquez,_Nectaria_Gizani,_Eric_J._Korpela,_Howard_Isaacson,_Matthew_Lebofsky,_Brian_Lacki,_David_H._E._MacMahon,_Morgan_Nanez,_Chenhui_Niu,_Xin_Pei,_Danny_C._Price,_Dan_Werthimer,_Pete_Worden,_Yunfan_Gerry_Zhang,_Tong-Jie_Zhang_and_FAST_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09639 |
ユビキタスで居住可能な太陽系外惑星の発見は、計装と観測能力の革新的な進歩と相まって、地球外知能（SETI）の探索にルネッサンスをもたらしました。現在、多数の国際施設で大規模なSETI活動が進行中です。500メートルの開口球面電波望遠鏡（FAST）は、世界最大の単一開口電波望遠鏡であり、エキソインテリジェンスを示す電波放射の高感度検索を行うのに適した位置にあります。SETIは、元のFASTプロジェクト計画で指定された5つの重要な科学目標の1つです。ブレークスルーリスンイニシアチブとの共同作業は、2016年に、当時中国国立科学アカデミー（NAOC）の国立天文台の所長であったジュンヤン博士と会長のピーターウォーデン博士の両方が署名した共同声明で開始されました。画期的な賞の財団。このホワイトペーパーでは、新しいSETIの観測を可能にするFASTのユニークな機能のいくつかを取り上げます。技術的なソースを示す3つの異なる信号タイプ、すなわち、狭帯域、広帯域の人工的に分散された信号、および変調された信号を識別して説明します。ここでは、これまでにない感度を実現するために、FASTによる観測を提案します。
パークスパルサータイミングアレイプロジェクト：2回目のデータリリース
| Title |
The_Parkes_Pulsar_Timing_Array_Project:_Second_data_release |
| Authors |
M._Kerr,_D._J._Reardon,_G._Hobbs,_R._M._Shannon,_R._N._Manchester,_S._Dai,_C._J._Russell,_S.-B._Zhang,_W._van_Straten,_S._Os{\l}owski,_A._Parthasarathy,_R._Spiewak,_M._Bailes,_N._D._R._Bhat,_A._D._Cameron,_W._A._Coles,_J._Dempsey,_X._Deng,_B._Goncharov,_J._F_Kaczmarek,_M._J._Keith,_P._D._Lasky,_M._E._Lower,_B._Preisig,_J._M._Sarkissian,_L._Toomey,_H._Wang,_J._Wang,_L._Zhang,_X._Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09780 |
ParkesPulsarTimingArray（PPTA）からの14年間の公開データについて説明します。PPTAは、約3週間のリズムで64mParkes電波望遠鏡を使用して26ミリ秒パルサーからのパルス時間の正確な測定値を生成する進行中のプロジェクトです。3つの観測バンド。2004年以降、望遠鏡で採用されているパルサー観測システムの包括的な説明が提供されています。これには、較正方法やシステムコンポーネントの安定性の分析が含まれます。サードパーティが結果を再現するのを支援するために、測定された生のストークスパラメータから到着のパルス時間への削減の完全な会計処理を提供しようとします。この変換は、来歴を追跡するために設計された処理パイプラインにカプセル化されます。データ製品には、各パルサーのパルス到着時間と、パルサーパラメーターとノイズモデルの初期セットが含まれています。キャリブレーションされたパルスプロファイルとタイミングテンプレートプロファイルも利用できます。これらのデータは、14年間に及ぶほぼ21,000時間の記録データを表しています。時間相関ノイズを引き起こすプロセスを考慮した後、22個のパルサーは、少なくとも1つの無線帯域で<1${\mu}$sの2乗平均平方根タイミング残差に重みを付けました。このデータにより、エンドユーザーは、パルサーの偏光キャリブレーションの複雑さを理解したり、生データファイルを分析するときに必要な無線周波数干渉の緩和を習得したりする必要なく、独自の重力波分析をすばやく行うことができるはずです。
さまざまな観測条件下での極端な適応光学システムの予測の堅牢性：VLT / SPHERE適応光学データを使用した分析
| Title |
Robustness_of_prediction_for_extreme_adaptive_optics_systems_under_various_observing_conditions:_An_analysis_using_VLT/SPHERE_adaptive_optics_data |
| Authors |
M._A._M._van_Kooten,_Niek_Doelman,_Matthew_Kenworthy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10225 |
VLT/SPHEREなどの高コントラストイメージング（HCI）システムの場合、小さな角度間隔でのシステムのパフォーマンスは、科学画像の風によるハローによって汚染されます。このハローは、波面位相を測定してから位相補正を適用するまでの時間が有限であるため、補償光学（AO）システムのサーボラグエラーの結果です。サーボラグエラーを軽減する1つのアプローチは、予測制御です。さまざまな乱流条件下で線形データ駆動型予測がVLT/SPHEREにもたらす可能性のある潜在的なオンスカイパフォーマンスを推定し、理解することを目指しています。線形最小二乗誤差予測値を使用し、さまざまな乱流条件下で何晩も撮影したVLT/SPHEREの27の異なるAOテレメトリーデータセットに適用しました。パフォーマンスメトリックとして残留波面位相分散を使用して、予測子のパフォーマンスを評価しました。現在のVLT/SPHEREAOのパフォーマンスと比較して、予測により常に時間波面の位相分散が減少することが示されます。VLT/SPHERE残差と比較した予測の位相分散の平均改善係数は5.1です。理想化されたVLT/SPHEREと比較すると、2.0の改善係数が見つかります。27の異なるケースの下で、予測子の結果、残留時間位相分散の広がりが小さくなることがわかります。最後に、フローフローの仮説から予想されるものとは対照的に、予測子に空間情報を含めることには利点がないことを示します。純粋に一時的な予測子は、VLT/SPHEREのAOに最適です。
B星のスペクトル分類：SDSS-IV / APOGEE近赤外データを使用した経験的シーケンス
| Title |
Spectral_classification_of_B_stars:_The_empirical_sequence_using_SDSS-IV/APOGEE_near-IR_data |
| Authors |
Valeria_G._Ram\'irez-Preciado,_Alexandre_Rom\'an-L\'opes,_Carlos_G._Rom\'an-Zu\~niga,_Jes\'us_Hernandez,_Anibal_Garc\'ia,_Keivan_Stassun,_Guy_S._Stringfellow,_Jinyoung_Serena_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09469 |
SDSSAPOGEE2-NDR14データベースの近赤外スペクトル（1.5-1.7$\mu$m）を使用して、通常のB型星の半経験的スペクトル分類スキームを示します。B型星を扱う主な動機は、若い星団の進化における重要性ですが、APOGEE2-NのB型星候補の多数のサンプル（316個の星）を利用することも活用します。LAMOST調査からの光学（3600-9100\オングストローム）の対応物があります。最初にLAMOSTDR3スペクトルと標準スペクトル分類スキームGray＆Corbally2009を使用して光源の正確なスペクトル分類を取得することにより、APOGEE2のBrackettシリーズの水素スペクトルの光学スペクトルタイプと同等の幅との線形関係を発見しました。-NNIRスペクトル。この関係は、Roman-Lopesetal。によって発見されたO星と初期B星の同様の関係からスムーズに拡張されています。（2018）。このようにして、光学およびNIRの両方の機能を備えたBタイプ光源のカタログと、1つのスペクトルサブクラスに絞り込まれた分類スキームを取得します。
若い遷移円盤を持つオリオン星雲クラスターの低質量メンバーの降着
| Title |
Accretion_in_low-mass_members_of_the_Orion_Nebula_Cluster_with_young_transition_disks |
| Authors |
R._M._G._de_Albuquerque,_J._F._Gameiro,_S._H._P._Alencar,_J._J._G._Lima,_C._Sauty,_C._Melo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09511 |
オリオン星雲クラスターは、太陽近傍で最も研究されているクラスターの1つですが、非常に低質量のメンバー（$M_*<0.25\、M_\odot$）の進化は、その弱さのために完全には対処されていません。私たちの目標は、オリオン星雲クラスター内のいくつかの若い非常に低質量のオブジェクトが、ブロードバンドVLT/X-Shooterスペクトルを使用して進行中の降着の証拠を示すかどうかを確認することです。各ターゲットについて、対応する星のパラメーター、ベーリング、観測されたバルマージャンプ、および降着率を決定しました。さらに、利用可能なオンライン測光により、星周円盤の存在を検索しました。OrionNebulaClusterの3つの若い星のオブジェクトで降着活動を検出しました。そのうちの2つは非常に低質量の範囲にあります。また、年齢が1〜3.5Myrの若い移行ディスクの存在を検出しました。
スペクトル分類合成アプローチの基礎としてのuvby-H $ \ beta $ Str \
"omgren-Crawford測光から導出されたA-G星の平均物理的性質
| Title |
The_Average_Physical_Properties_of_A-G_Stars_Derived_from_uvby-H$\beta$_Str\"omgren-Crawford_Photometry_as_the_Basis_for_a_Spectral-Classification_Synthetical_Approach |
| Authors |
G._Dalle_Mese,_O._L\'opez-Cruz,_W._J._Schuster,_C._Chavarr\'ia-K_and_H.J._Ibarra-Medel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09563 |
A、F、初期Gタイプのメインシーケンススターの$uvby$Str\"omgrenカラーおよびカラーインデックス分布を再確認および更新しました。この目的のために、同じ内部に65MKの標準スターとともに7054ドワーフスターを選択しましたすべての光度クラスをカバーするスペクトル範囲標準プレートは、写真プレートに記録された分類分解能で取得したスペクトルを使用して、厳密にMK指令に従って選択されました。これらの星の色を使用して、有効温度と表面重力を決定しました。基本的なパラメータを使用し、いくつかの例外を考慮してオフセットすると、MKスペクトルタイプ、Str\"omgren測光、およびそれらに関連する物理的特性の間で1対1の対応が見つかります。principal星の平均Str\"omgrenインデックスに主成分分析を適用し、高輝度クラスのMK標準で補完しました。3つの新しい測光メタ指標、SM1、SM2、SM3を導入するために投影を使用しました。メタインディクスの助けを借りて、giant星を明るい巨星や超巨星から分離することができる3Dボックス。MKプロセスに続いて、自動分類器を形成することができました。いくつかのアプリケーションと割り当てられた合成スペクトルタイプを示します。メタインデックス形式によりStr\"omgrenphotometricの拡張が可能になることをお勧めします。追加の測光フィルターの導入を必要とせずに、元の使命の範囲外（つまり、後のタイプ）。
太陽プレフレア段階中のコロナループの準周期的脈動とマイクロ波束の観測
| Title |
Observations_of_a_quasi-periodic_pulsation_in_the_coronal_loop_and_microwave_flux_during_a_solar_preflare_phase |
| Authors |
Dong_Li,_Ying_Li,_Lei_Lu,_Qingmin_Zhang,_Zongjun_Ning,_and_Sergey_Anfinogentov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09567 |
2016年3月23日にC1.1フレアのプレフレアフェーズ中に、EUV画像とマイクロ波放射の両方でコロナルループの空間変位から同時に検出された準周期的脈動（QPP）イベントを報告します。成長周期に伴う振幅横振動は、大気イメージングアセンブリ（AIA）画像シーケンスの拡散コロナループで171Aの波長で発見され、初期振動周期は0.03の遅い成長率で〜397秒と推定されます。同時に、約300秒から約500秒の成長期間をもつQPPが、同じ活性領域のマイクロ波束で発見されました。AIAがEUV波長で、NobeyamaRadioheliographがマイクロ波17GHzで測定したイメージング観測に基づいて、拡散コロナルループとマイクロ波放射源は、94Aの波長でAIA画像に見られるホットループを介して接続されています。QPPの成長期間は、電流が流れるプラズマループのLRC回路発振プロセスの変調に関連している必要があります。電流の存在は、プレフレアフェーズ中のソース領域の非ポテンシャルを意味する場合があります。
スタースポットの3D放射MHDシミュレーション
太陽以外の星のスポットの空間的に直接解決された観測はなく、starspotプロパティは、ライトカーブと分光偏光データを介して間接的に推測されます。G2V、K0V、M0V星の星座の最初の自己無cons着な3D放射MHD計算を提示します。これは、後期型主系列星の活動、変動、磁場の観測をよりよく理解するのに役立ちます。シミュレーションには、「現実的な」黒点の計算に広く使用されているMURaMコードを使用しました。強度コントラスト、温度、磁場強度などの基本的な星の性質がスペクトルタイプによってどのように変化するかを研究することを目指しています。最初に、各スペクトルタイプの複数のスポットを2Dでシミュレートして、3D実行の適切な初期条件を見つけました。恒星の有効温度が上昇すると、スポットのアンブラと周囲の光球の間の温度差が、M0V星の350KからG2V星の1400Kに増加することがわかります。シミュレートされたスタースポットのこの傾向は、観測と一致しています。すべてのスタースポットアンブレの磁場強度は、3〜4.5kGの範囲です。G2VとK0Vのアンブラは約3.5kGの磁場強度を持っていますが、M0Vのアンブラは4kGの磁場強度が比較的高いです。これら両方の傾向の背後にある物理的な理由について説明します。3つのスタースポットはすべて、エバーシェッドフローを伴う半影フィラメント状の構造を発達させます。Evershedの平均流速は、G2V半影の1.32kms$^{-1}$から、M0V半影の0.6kms$^{-1}$まで低下します。
恒星前および原始天体に向けた過酸化水素の深い探索-穀物表面水形成の経路のテスト
| Title |
Deep_search_for_hydrogen_peroxide_toward_pre-_and_protostellar_objects_--_Testing_the_pathway_of_grain_surface_water_formation |
| Authors |
G.W._Fuchs,_D._Witsch,_D._Herberth,_M._Kempkes,_B._Stanclik,_J._Chantzos,_H._Linnartz,_K._Menten,_and_T.F._Giesen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09701 |
コンテキスト：実験室では、過酸化水素（HOOH）が固体反応スキームの中間生成物であることが証明されており、氷状のダスト粒子上での水の形成につながります。氷のような粒子からHOOHが脱着すると、気相で検出できます。水の検出と組み合わせて、水反応ネットワークに関する追加情報を提供できます。過酸化水素は、以前に$\rho$OphAに向かって発見されました。しかし、他のソースでこの分子をさらに検索することはできませんでした。過酸化水素は、固体の水生成と若い恒星天体（YSO）の全体的な貯水池の理解において基本的な役割を果たします。HOOHをさらに検出しないと、氷の表面での水の形成を適切に考慮した適切な化学モデルを評価および開発することは困難です。目的：この作業の目的は、YSO内のHOOHを特定し、それによって穀物表面水形成仮説を制約することです。方法：YSOの物理モデルと組み合わせた以前の研究に基づく天体化学モデルを使用して、ソースRCrA-IRS\、5A、NGCC1333-IRAS\、2A、L1551-IRS\、5、およびL1544が適切な候補として特定されましたHOOH検出用。APEX12mおよびIRAM30m望遠鏡の長い統合時間は、これらのソースのHOOHシグネチャの検索に適用されました。結果：調査中の4つのソースのいずれも、HOOHの説得力のあるスペクトルシグネチャを示しませんでした。ソースRCrA-IRS\、5Aのこの分子の周波数位置でのノイズレベルに基づくHOOH存在量の上限は、予測値に近かった。NGC1333-IRAS2A、L1544、およびL1551-IRS\、5の場合、モデルは過酸化水素の存在量を過大評価しました。
カーネギー超新星プロジェクトII。霧を通して明らかになった衝撃波：強く相互作用するType IIn SN 2013L
| Title |
The_Carnegie_Supernova_Project_II._The_shock_wave_revealed_through_the_fog:_the_strongly_interacting_Type_IIn_SN_2013L |
| Authors |
F._Taddia,_M._D._Stritzinger,_C._Fransson,_P._J._Brown,_C._Contreras,_S._Holmbo,_T._J._Moriya,_M._M._Phillips,_J._Sollerman,_N._B._Suntzeff,_C._Ashall,_C._R._Burns,_L._Busta,_A._Campillay,_S._Castell\'on,_C._Corco,_F._Di_Mille,_C._Gall,_C._Gonz\'alez,_E._Y._Hsiao,_N._Morrell,_A._Nyholm,_J._D._Simon,_J._Ser\'on |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09709 |
カーネギー超新星プロジェクトII（CSP-II）で得られた長寿命のタイプIIn超新星（SN）2013Lの紫外線から中赤外線の観測結果を紹介します。SN2013Lのスペクトルは、異なる領域に起因する3つの成分を特徴とするH放出特性によって支配されています。このタイプIInSNの特徴は、SNの拡大する衝撃波の巨視的な速度が青のシフトラインプロファイルに支配されることです。したがって、+48dの$\sim4800〜km〜s^{-1}$から、$t^{として減少する、高密度で部分的に不透明な星周媒質（CSM）の衝撃速度の進化を追跡できます。-0.23}$から1年後に$\sim2700〜km〜s^{-1}$に。H$\alpha$ラインプロファイルの広域および中間速度成分の両方のスペクトルモデリングを実行します。高速成分は、電子散乱によって広がった放出翼を備えた、拡大する衝撃の背後にある半径方向に薄い球状シェルからの放出と一致しています。中間成分は、狭い成分$\sim100〜km〜s^{-1}$と同じ速度で、電子散乱によって広がった、衝撃を受けていない高密度CSMからの事前イオン化ガスに由来することを提案します。SN2013Lの+132d後のスペクトルエネルギー分布（SED）は、2成分黒体（BB）モデルによって十分に再現されています。ボロメトリック光曲線の星周相互作用モデルは、$\simで大きな値（$1.7\times10^{-2}-0.15〜M_\odot〜yr^{-1}$）の質量損失率履歴を明らかにします。$25-爆発の40年前。$\sim350$日での光度曲線の低下と、エポック後期の電子散乱翼の存在は、異方性CSMを示しています。質量損失率の値と衝撃を受けていないCSMの速度は、$\eta$Carinaに似た強い噴火を受けている明るい青色の変数（LBV）のような大質量星の特性と一致しています。
WIYN Open Cluster Study。 LXXVII。散開星団NGC 7789での動径速度測定と分光バイナリ軌道
| Title |
WIYN_Open_Cluster_Study._LXXVII._Radial-Velocity_Measurements_and_Spectroscopic_Binary_Orbits_in_the_Open_Cluster_NGC_7789 |
| Authors |
Andrew_C._Nine,_Katelyn_E._Milliman,_Robert_D._Mathieu,_Aaron_M._Geller,_Emily_M._Leiner,_Imants_Platais,_and_Benjamin_M._Tofflemire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09732 |
リッチオープンクラスターNGC7789（1.6Gyr、[Fe/H]=+0.02）のWIYNオープンクラスター研究の半径速度調査の恒星サンプルを紹介します。このサンプルは、クラスターの中心から18$'$の円形半径内にあり（投影では10個、または約2コア半径）、巨人、赤い塊の星、青いストラグラー、赤いストラグラー、サブサブジャイアント、メインシーケンスは、ターンオフの下の1等に星を降ろします。私たちの調査は2005年に始まり、WIYN3.5m望遠鏡のHydraMulti-ObjectSpectrographからの9,000を超える放射速度測定で構成されています。564の可能性のあるクラスターメンバーを識別し、1.45$\、$d〜4200$\、$dの期間の83個のクラスターバイナリ星の軌道解を提示します。メインシーケンスのバイナリ解から、8.22$^{+3.51}_{-1.35}\、$dの循環期間に適合します。すべての年齢の他のWOCSオープンクラスターと同様に、期間が10$^{4}$日未満のバイナリに対して、31％$\pm$3％の不完全性修正メインシーケンスバイナリ頻度を計算します。同じように老化したクラスターNGC6819と一致する31％$\pm$15％の青いストラグラーバイナリ周波数を検出します。
SPHによる回転体の自己重力順圧平衡配置
| Title |
Self-gravitating_barotropic_equilibrium_configurations_of_rotating_bodies_with_SPH |
| Authors |
Domingo_Garc\'ia-Senz,_Rub\'en_M._Cabez\'on,_Jos\'e_M._Blanco_Iglesias_and_Pablo_Lor\'en-Aguilar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09738 |
SPH技術を使用して順圧物体の3次元回転構造を構築するための新しい緩和方法を提示します。この方法は、剛体および差動回転で気体構造を緩和することができます。緩和手順は、SPH手法を特徴付ける角運動量の優れた保存に強く依存しています。この方法は、さまざまなゼロ温度の白色war星とポリトロープ自己重力構造にうまく適用されています。SPHの結果は、主な特徴（エネルギー、中心密度、極赤道半径比）を、グリッドベースの独立した方法（例えば、無矛盾フィールド法）で得られたものと比較することで検証されており、メソッドは数パーセント以内で同意します。
5つのホットなポストAGB候補の高分解能スペクトルにおける吸収線の分析
| Title |
Analysis_of_absorption_lines_in_the_high_resolution_spectra_of_five_hot_post-AGB_candidates |
| Authors |
A._Herrero_(1_and_2),_M._Parthasarathy_(3_and_4),_S._Simon-Diaz_(1_and_2),_S._Hubrig_(5),_G._Sarkar_(6),_S._Muneer_(3)_((1)_Instituto_de_Astrofis\'ica_de_Canarias,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(2)_Departamento_de_Astrof\'isica,_Universidad_de_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(3)_Indian_Institute_of_Astrophysics,_Koramangala,_Bangalore,_India,_(4)_National_Astronomical_Observatory_of_Japan_(NAOJ),_Mitaka,_Tokyo,_Japan,_(5)_Leibniz-Institute_for_Astrophysik,_Potsdam_(AIP),_Potsdam,_Germany,_(6)_Indian_Institute_of_Technology,_Kanpur,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09863 |
高解像度スペクトルの吸収線の分析から、私たちはIRAS17460の半径速度、恒星パラメーター（Teff、重力、風強度パラメーターlogQおよび投影回転速度）および存在量（C、N、O、およびSi）を導き出しました。-3114、IRAS18131-3008、IRAS19336-0400、LSE45、およびLSE163。IRAS19336-0400の低Si存在度とLSE163の穏やかなCNOパターンを除いて、太陽系であることがわかります。そのスペクトル分類のための異常な大きな回転速度。星のパラメーター情報とGaiaDR2データを組み合わせることで、絶対光度、半径、光度を導き出し、オブジェクトのAGB後の可能性を明確にすることができます。IRAS17460-3114とIRAS18131-3008は大規模なOB星であることがわかりましたが、IRAS19336-0400はAGB後の星であることがわかり、すでに星雲の線がスペクトルに表示されています。ただし、LSE45とLSE163の性質はAGB後の星として確認できませんでしたが、それらのパラメーターは大質量星のパラメーターとはるかに矛盾しています。どちらの場合も、分光質量とポストAGB進化軌道の予測から派生した質量との間に矛盾が見つかりました。さらに、LSE45には星雲線がありません。星雲線はIRAS19336-0400に似た温度で存在しています。LSE163の場合、回転速度（259+/-15km/s）は、CSPNに進化する星にとって非常に大きいでしょう。この回転速度、高い銀河緯度、わずかに大きい動径速度、および穏やかなCNO強化の組み合わせは、バイナリ相互作用の歴史を示唆しています。
磁気雲内のプラズマと組成分布の統計的研究：1998-2011
| Title |
A_statistical_study_of_the_plasma_and_composition_distribution_inside_magnetic_clouds:_1998-2011 |
| Authors |
Jin_Huang,_Yu_Liu,_Hengqiang_Feng,_Ake_Zhao,_Z.Z.Abidin,_Yuandeng_Shen,_Oloketuyi_Jacob |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09965 |
1998年2月から2011年8月までにAdvancedCompositionExplorer（ACE）宇宙船によって観測された磁気雲（MC）内のプラズマおよび組成特性の包括的な分析が提示されます。結果は、MCが特定の内部構造を持ち、異なる速度のMCが組成と構造の違いを示すことを示しています。低速MCと比較して、高速MCは鉄、酸素、シリコン、マグネシウム、$\mathrm{O^{7+}/O^{6+}}$、$\mathrm{C^{6+}/C^{5+}}$、$\mathrm{C^{6+}/C^{4+}}$および$\mathrm{Fe^{\geq16+}/Fe_{total}}$値。高速MCのイオン種の場合、原子番号が大きいほど、低速MCよりも平均電荷状態が大きく向上します。また、高速と低速の両方のMCが平均鉄電荷状態（$\mathrm{\langleQ\rangleFe}$）でバイモーダル構造分布を示すことがわかります。これは、噴火前のフラックスロープの存在が一般的であることを示唆しています。さらに、$\mathrm{\langleQ\rangleFe}$、$\mathrm{Fe^{\geq16+}/Fe_{total}}$、および$\mathrm{O^{7+}/O^{6高速MC内の+}}$比率分布には、後方ピークが前方ピークよりも高いという特徴があります。この結果は、CME/フレアの「標準モデル」と一致します。これにより、磁束ロープの下で磁気再結合が発生し、それにより、高エネルギー電子衝突または再結合領域での直接加熱により、磁束ロープの後部のイオンが十分にイオン化されます。
中性マンガンおよびチタンとの低エネルギー水素原子衝突における励起および電荷移動
| Title |
Excitation_and_charge_transfer_in_low-energy_hydrogen_atom_collisions_with_neutral_manganese_and_titanium |
| Authors |
Jon_Grumer_and_Paul_S._Barklem |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10029 |
後期型星の対応するスペクトルの正確なモデリングには、水素原子とマンガンおよびチタンとの衝突による非弾性過程のデータが必要です。低エネルギーのMn+HおよびTi+H衝突における励起および電荷移動は、中性原子-水素-原子系におけるイオン-共有結合相互作用の原子軌道モデルの漸近2電子線形結合に基づく方法を使用して理論的に研究されています。マルチチャネルLandau-Zenerモデルと組み合わせて、ダイナミクスを処理します。2つの衝突系での電荷移動（相互中和、イオン対生成）、励起および脱励起プロセスの広範な計算は、最初のイオン制限以下のエネルギーに解離する共有結合状態と支配的なイオン状態の間のすべての遷移に対して実行されます。レート係数は、1000Kから1000Kの範囲の温度で決定されます。他の原子種の以前の研究と同様に、電荷移動プロセスは励起プロセスよりもはるかに大きなレート係数につながることがわかります。
Z And型爆発への道：V426射手座の場合（HBHA 1704-05）
| Title |
The_path_to_Z_And-type_outbursts:_The_case_of_V426_Sagittae_(HBHA_1704-05) |
| Authors |
A._Skopal,_S._Yu._Shugarov,_U._Munari,_N._Masetti,_E._Marchesini,_R._M._Komzik,_E._Kundra,_N._Shagatova,_T._N._Tarasova,_C._Buil,_C._Boussin,_V._I._Shenavrin,_F.-J._Hambsch,_S._Dallaporta,_A._Frigo,_O._Garde,_A._Zubareva,_P._A._Dubovsk\'y,_and_P._Kroll |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10135 |
元は輝線オブジェクトと準正規変数として分類されていた星V426Sge（HBHA〜1704-05）は、2018年8月の初めに明るくなり、共生星の爆発の兆候を示しています。V426Sgeの古典的な共生星としての性質を確認し、光の極小の測光天体暦を決定し、1968年の共生新星爆発から次の2018ZAnd型爆発までの経路を提案することを目指します。約1900年からV426Sgeの歴史的光度曲線（LC）を再構築し、2018年に取得したSwift-XRTおよびUVOT、光学UBVRcIc、近赤外JHKL測光で補完された独自の低解像度および高解像度分光法を使用しましたバーストと次の静止。歴史的なLCでは、1900年から1967年まで共生的活動は見られませんでした。1968年、V426〜Sgeは共生新星爆発を経験し、1990年頃に停止しました。約1972年から、周期$493.4\pm0.7$LCで開発された日数。これは、2018年8月の初めから2019年2月中旬までのZAndタイプの爆発によって中断されました。2018年の爆発の最大で、燃える白いd星（WD）は温度を$>2\times10^5に上げました$K、$\sim7\times10^{37}（d/3.3kpc）^2$erg/sの光度を生成し、$\sim3\times10^{-6の速度で風を吹きました}$M$_{\odot}$/年。ドナーは通常のM4-5III巨人で、アクレターは低質量$\sim$0.5M$_{\odot}$WDです。共生新星爆発から静止期への移行中に、軌道に沿った顕著な正弦波変動がほとんどの共生新星のLCに発生します。次の最終的な爆発は、WDによる降着が一時的に安定燃焼の上限を超えるときのZAndタイプです。この時点で、システムは古典的な共生星になります。
合併にヒントを得た回転則と中性子星の低T / W不安定性
バイナリー中性子星合併残骸に触発された差動回転則のファミリーを実装して、低T/W不安定性に対する回転プロファイルの影響を検討します。ニュートン重力における線形化された力学方程式の時間発展を使用して、非軸対称振動を研究し、不安定なモードを特定します。低T/W不安定性の存在と進化は、正準エネルギーと角運動量で監視され、成長時間は進化した運動エネルギーから抽出されます。新しい回転法則の結果は、一般に考慮されているj定数法則との類似性を強調しています。不安定性は、振動モードが星と共回転するとき（つまり、モードのパターン速度がバルク角速度に一致する点があるときはいつでも）に設定され、共回転領域の奥深くでより速く成長します。ただし、新しいプロファイルは、問題への追加の共回転点などの機能を追加し、不安定性の開始に影響します。回転の法則は、高速回転モデルのl=m=2fモードの振動周波数により大きく影響しますが、どの回転速度でも不安定な成長時間に影響します。また、低T/W不安定性が慣性モードによってトリガーされるように見えるモデルも特定します。推定された定性的行動がどの程度観察に関連する可能性が高いかについて議論します。
連星系のエネルギー最適化：近い軌道の等質量メンバーの説明
| Title |
Energy_Optimization_in_Binary_Star_Systems:_Explanation_for_Equal_Mass_Members_in_Close_Orbits |
| Authors |
Fred_C._Adams,_Konstantin_Batygin,_and_Anthony_M._Bloch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10288 |
観測では、恒星に近い連星のメンバーの質量比は1に近いことが多く、より長い周期のシステムではより均一な質量比分布が示されます。この論文は、連星系の潮ti平衡状態を決定することにより、この発見の理論的説明を提供します---角運動量と一定の総質量の保存の制約を受けます。この作業は、質量分率を最適化問題の変数として含めることにより、以前の処理を一般化します。結果は、システムにアクセス可能な最低エネルギー状態が、円軌道上の等しい質量の星に対応し、星のスピン角速度が軌道と同期して整列していることを示しています。これらの機能は、近いバイナリシステムの観測されたプロパティとほぼ一致しています。また、この最小エネルギー状態が存在するために必要な条件を見つけます。[1]総角運動量は臨界値を超えなければなりません。[2]軌道角運動量は総スピン角運動量の3倍でなければなりません。半長軸は上から区切られています。最後の条件は、十分な幅のバイナリが等しい質量の星で最適化されていないことを意味します。この場合、バイナリの分離は$a_0\approx16R_\ast$付近で制限されます。
放射状に脈動する星のマイクロレンズ
ここでは、放射状に脈動する星のマイクロレンズを調べます。遠距離で微弱な脈動星の特性を見極め、特性評価することは、高ケイデンスのマイクロレンズ観測によって達成できます。恒星の変動周期とマイクロレンズを組み合わせることで、光源の距離、タイプ、半径が得られ、レンズパラメーターの決定に役立ちます。半径と表面温度の周期的な変化を考慮すると、マイクロレンズの光度曲線は、拡大係数と可変有限サイズ効果の乗算により、パルス光源の固有の輝度曲線によって生成されます。脈動による可変有限光源サイズは、トランジットおよびシングルマイクロレンズの場合、および苛性クロス機能の場合に重要になる可能性があります。この種の倍率の偏差は、投影されたレンズと光源の距離に対する光源半径の比が$\rho_{\star}/u\in[0.4,10]$の範囲にあり、その継続時間が短く、ソース半径を横切る時間と同じオーダーです。可変ソース強度とその面積に起因するその他の偏差は、脈動位相の兆候に関して非対称な色付きの周期的な偏差を生じさせます。正の位相では、負の位相よりも大きな振幅で偏差が生じます。これらの偏差は、短い波長のフィルター（例：$B-$band）で支配的です。変光星のマイクロレンズの拡大ピークの位置は異なり、この変位はフィルターによって異なります。
神秘的な熱い太陽コロナの説明
コロナ加熱は、1940年の観測以来、数十年にわたって謎のままでした。過去にこの難問を解決するためにいくつかの宇宙ミッションが計画されており、さらに多くは将来この問題を対象としています。この問題の展開は、天体物理学の基礎を前進させるだけでなく、宇宙天気予報の改善を約束します。その起源は完全に収束することなく議論されています。音響波、電磁流体力学波、およびマイクロ/ナノフレアは、これまでのところコロナ加熱の謎を説明する最も強力な候補です。ただし、これらのプロセスはいずれも、太陽コロナの100万度の温度を著しく正当化するものではなく、現在まで問題は解決されていません。ここでは、太陽コロナの観測された加熱を説明する新しい物理的メカニズムを提案します。プラズマ粒子のスピン磁気モーメントと乱流で継続的に進化するコロナ磁場との相互作用中に作成された統計エネルギーは、観測された百万度のコロナ温度を実証できます。
中心重力場の試験質量に作用する一般相対性力のニュートン極限では、従来、引力ニュートン重力（逆二乗）項に加えて、宇宙膨張の遅い加速に比例する小さな反発宇宙論的力によって定義されます。この論文では、Wangetal。によって最近提案された、宇宙スケール係数の高速量子振動による宇宙力の補正を検討します。（Phys。Rev.D95、103504（2017））宇宙定数問題の潜在的な解決策として。宇宙論的スケールファクターのこれらの高速変動は、平均的な宇宙論的力の現在の兆候と大きさに強い変化を引き起こし、銀河スケールシステムのニュートン力学の修正の潜在的な原因の1つになります。修正された宇宙力は、低赤方偏移宇宙で最近発見された円盤銀河の「宇宙時計」挙動の原因である可能性があります。
太陽風中の狭帯域大振幅ホイスラーモード波とそれらの電子との関連：ステレオ波形キャプチャ観測
| Title |
Narrowband_large_amplitude_whistler-mode_waves_in_the_solar_wind_and_their_association_with_electrons:_STEREO_waveform_capture_observations |
| Authors |
C._A._Cattell,_B._Short,_A.W._Breneman,_and_P.Grul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09659 |
電子サイクロトロン周波数の0.2倍から0.4倍の周波数の大振幅のホイッスラー波は、太陽風で頻繁に観測されます。波は共鳴円錐の近くで斜めに伝播し、バックグラウンド磁場と平行な大きな電場により、電子との強い相互作用を可能にします。伝播角度は、太陽風で通常観測されるホイッスラーとは明らかに異なり、振幅はかなり大きくなります。波は、ストリーム相互作用領域（SIR）に関連して最も頻繁に発生し、多くの場合密集しています。54のSIRの68％にナローバンドウィスラーグループがありました。9つの惑星間コロナ質量放出の33％には、まとまりのあるグループがありました。電子温度異方性と平行ベータの関数としての波の発生は、ホイッスラー温度異方性とファイアホース不安定性のしきい値によって制約されますが、どちらも観測された波の特性と一致しません。波データと電子ビーム駆動不安定性のしきい値（電子速度が電子アルフベン速度の2倍を超える）およびホイッスラー熱流束ファン不安定性との比較により、いずれかが狭帯域波を不安定化する可能性があることが示されました。対照的に、よりコヒーレントでない波は、平均して、ゼロまたはほぼゼロの熱流束と、より高いエネルギーのビームのない、より高い電子アルフベン速度に関連しています。これは、コヒーレント波が少ないほど、電子の熱流束を調整するのに効果的である可能性があること、または狭帯域波による太陽風電子の散乱と励起により波が広がることを示唆しています。ナローバンドとコヒーレントでないホイスラーの両方の非常に斜めの伝播と大きな振幅により、広いエネルギー範囲で電子との共鳴相互作用が可能になり、パラレルウィスラーとは異なり、電子と波が逆伝播する必要はありません。
ハイブリッドメトリックパラティニ重力の宇宙ストリング
| Title |
Cosmic_strings_in_hybrid_metric-Palatini_gravity |
| Authors |
Tiberiu_Harko,_Francisco_S._N._Lobo,_Hilberto_M._R._da_Silva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.09751 |
ハイブリッドメトリックパラティニ修正重力理論のスカラーテンソル表現で静的および円筒対称の内部文字列ソリューションを検討します。私たちの研究の最初のステップとして、重力場の方程式を取得し、$t$および$z$軸に沿ってローレンツ不変性を課すことで分析をさらに簡素化します。これにより、未知の計量テンソル成分の数が単一の関数に減少します。この場合、任意の形式のスカラー場ポテンシャルについて、スカラー場$\phi$をパラメーターとして使用して、厳密な閉パラメトリック形式で場の方程式の一般的な解を得ることができます。ヌルおよび一定のポテンシャル、および$V（\phi）=V_0\phi^{3/4}$の形式のべき乗則ポテンシャルに対応する場の方程式のいくつかの正確な解を詳細に検討します。スカラー場、計量テンソル成分、ストリング張力の振る舞いは、簡単な数学的形式で記述できます。また、数値手法を使用して、指数型およびヒッグス型のスカラー場のポテンシャルを持つ文字列モデルを調査します。このようにして、スカラー場、メトリックテンソル、ストリング張力などの基本的なパラメーターがスカラーの初期値に本質的に依存するハイブリッドメトリック-パラチニ重力のコンテキストで、新規クラスの安定したストリング状のソリューションを取得します。ストリング軸に沿ったフィールド、およびその派生物。
超新星と冷却中性子星は、質量や核子や他の標準モデル粒子との相互作用など、アクシオンの特性を制限するために長い間使用されてきました。将来的にアクシオンを調べることができる同様の場所として中性子星の合併を使用する見通しを調査します。アキシオンが合併に及ぼす影響を検討します。それらが密な核物質を自由に流れる可能性と、閉じ込められた場合の両方を考慮します。合併条件でのアクシオンの平均自由行程を計算し、すべての熱力学的条件で合併を介して自由に流れることがわかります。以前の計算とは対照的に、マトリックス要素が運動量に依存しないと仮定して、核子の相対論的処理を使用しながら、位相空間全体にわたって積分します。特に、核の飽和密度を超える密度の増加に伴う核子の有効質量の急激な減少を考慮して、相対論的平均場理論を使用して核子を記述します。アクシオンと中性子の結合に対する現在の制約内で、アクシオンは中性子星の合併に関連するタイムスケールで核物質を冷却できることがわかります。私たちの結果は、アクシオンがどのように合併シミュレーションに影響し、観測と潜在的に相互作用するかを理解することを目的とした最初のステップと見なすことができます。
太陽風の小規模な磁束束に対する半径距離の影響
太陽風の中の小規模な磁束ロープ（SFR）は、何十年も研究されてきました。宇宙船のさまざまな測定値を利用した統計解析は、これらの小規模構造の生成と進化の調査に役立つ主要な観測アプローチです。Grad-Shafranov（GS）再構成手法に基づいて、自動検出アルゴリズムを使用して、異なる太陽中心距離でのさまざまな宇宙船測定を介してこれらの小規模構造のデータベースを構築します。黄道面近くの太陽からの異なる半径距離での磁場とプラズマパラメーターを含むSFRプロパティを提示します。イベントの発生率は依然として月に数百のオーダーであり、継続時間とスケールサイズの分布はべき法則に従い、フラックスロープの軸方向はローカルパーカーのらせん方向をほぼ中心としていることがわかります。一般に、ほとんどのSFRプロパティは放射状の減衰を示します。さらに、さまざまなデータベースを確立して、半径方向の距離に関する平均場の大きさ、イベントカウント、およびSFRスケールサイズの変化について、Heliosの$\sim$0.3auから$\sim$までのスケーリング則を導き出します。ボイジャー宇宙船の場合は7au。関連する理論的研究との比較、およびパーカーソーラープローブ（PSP）ミッションへの応用に対する結果の意味について説明します。
E \ "ot-Wash実験からの修正重力のモデル比較テスト
Perivolaropoulosetal（arXiv：1904.09462）は、E\"ot-Wash実験の残留トルクデータが振動ポテンシャルの証拠を示していることを主張しました。このデータを3つの異なるパラメーター化（オフセットニュートン、湯川モデル、振動モデル）に当てはめ、4つの異なるモデル比較手法を使用して振動モデルの重要性を評価します：頻度、ベイジアン、および情報理論的基準AICやBICなど、振動数よりも頻度の高いテストがニュートンモデルに有利であることがわかります。モデル：分析コードは公開されています。
曲がった時空におけるアクシオン様粒子の存在下での幾何光学
| Title |
Geometric_optics_in_the_presence_of_axion-like_particles_in_curved_space-time |
| Authors |
Dominik_J._Schwarz,_Jishnu_Goswami,_Aritra_Basu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10205 |
曲がった時空におけるアキシオン場の存在下での幾何光学の簡潔な導出を提示します。幾何光学（アイコナール近似）を介して光を説明できる場合は常に、アキシオン場のない状況との唯一の違いは色消し複屈折の現象です。その結果、光の赤方偏移と伝播光線に基づく距離の推定、ならびに重力レンズ効果によるせん断と拡大は、光とアキシオン場の相互作用の影響を受けません。
4D Einstein-Gauss-Bonnet重力の相対論的星
本論文では、4DEinstein-Gauss-Bonnet重力における相対論的星の構造を調査します。質量半径関係は、現実的なハドロンおよび奇妙なクォークスター状態方程式、および広範囲のガウスボンネット結合パラメーター$\alpha$に対して取得されます。$\alpha$の非ゼロ値の一般相対性理論からの偏差は十分に大きくても、$\alpha$の中程度の値に制限すると、現代の異なる現実の状態方程式による変動と比較できます。これが、中性子星の質量と半径の現在の観測だけでは、パラメーター$\alpha$の値に厳しい制約を課せない理由です。それにもかかわらず、$\alpha$にいくつかの大まかな制約を加えることができます。安定した恒星質量ブラックホールの存在は、$\alpha>0$に対して$\sqrt{\alpha}\lesssim2.6{\rmkm}$を課しますが、最大中性子星質量は2太陽質量より大きくなければならないという要件は$\sqrt{|\alpha|}\lesssim3.9{\rmkm}$は$\alpha<0$です。また、4DEinstein-Gauss-Bonnet重力のエネルギー密度が均一な相対論的星の構造を記述する正確な解も提示します。
同心シェル内の粘性流体の応力駆動スピンダウン
非圧縮近似と非弾性近似の両方で、また小さな粘度の漸近極限で、球殻内の粘性流体の定常応力駆動スピンダウン流の線形特性を調べます。浮力を無視すると、非圧縮性流れの粘性時間で安定する定常状態が見つかります。境界層解析から、内部シェルに接するシリンダー$\mathcal{C}$の内側と外側の3D非圧縮性定常流の解析的な地衡流解を導き出します。これら2つの地域のスピンダウンフローに関連する子午線循環は、エクマン数$E$に比例します。タンジェントシリンダーに沿って配置された内側のスチュワートソンせん断層の幅に対応する小さなパラメーター$E^{1/3}$を持つフィールドのパワー拡張は、振幅$O（E^{1/3}）$。狭いにもかかわらず、このせん断層は、システムのグローバルな子午線方向の運動エネルギーのほとんどを集中させます。さらに、プラントル数が十分に小さければ、安定した成層はスピンダウンフローを乱しません。そうでない場合、スチュワートソン層は消え、子午線循環は熱層内に限定されます。非弾性二次流れの振幅のスケーリングは、3つの領域すべてで非圧縮性流れのスケーリングと同じであることがわかっています。ただし、速度はもはやテイラープラウドマンの定理に適合しないため、その形状は接線シリンダー$\mathcal{C}$の外側、つまり差動回転が発生する場所で異なります。最後に、弱く、強く、熱的に層化されていない非圧縮性流れの粘性時間で定常状態に達することがわかります。天体および地球物理システムに関連する大きな密度変動は、過渡現象をわずかに短縮する傾向があります。
銀河中心のFermi-LAT観測からの熱遺物暗黒物質に対する強い制約
| Title |
Strong_constraints_on_thermal_relic_dark_matter_from_Fermi-LAT_observations_of_the_Galactic_Center |
| Authors |
Kevork_N._Abazajian,_Shunsaku_Horiuchi,_Manoj_Kaplinghat,_Ryan_E._Keeley_and_Oscar_Macias |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10416 |
Fermi-LATの観測から推測されるガンマ線の銀河中心（GC）への拡張された過剰は、暗黒物質（DM）の消滅によるものと解釈されています。ここでは、GCの新しい尤度分析を実行し、恒星銀河および核バルジのテンプレートを含めると、GCが銀河の拡散放出モデルと広範囲の大きな変化の後でも、DM消滅テンプレートの有意な検出を示さないことを示しますDMハロープロファイルの。3D逆コンプトンマップ、星間ガスマップのバリエーション、および中央の電子源を組み合わせた銀河の拡散放出モデルが含まれています。DMプロファイルには、球形および楕円形のDMの両方の形態と、急峻な尖点からキロパーセクサイズのコアまでの一連の放射状プロファイルが含まれます。暗黒物質消滅フラックスに関する我々の派生上限は、DM特性に強い制約を課します。純粋な$b$クォーク消滅チャネルの場合、消滅断面積の限界は、天の川d星からDM質量$\sim$TeVまでの限界よりも厳しく、熱的遺物断面積は除外されます。最大$\sim$300GeV。DMプロファイルの最高のエネルギーでのFermi-LATデータと同様に、DMプロファイルのより良い理解は、DM特性への感度をさらに改善するでしょう。
計算イメージングセンサー選択のための確率的戦略の学習
| Title |
Learning_a_Probabilistic_Strategy_for_Computational_Imaging_Sensor_Selection |
| Authors |
He_Sun,_Adrian_V._Dalca_and_Katherine_L._Bouman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10424 |
最適化されたセンシングは、非常に限られた測定から画像を復元する必要がある低リソース環境での計算イメージングにとって重要です。この論文では、最適化されたセンサー設計のための確率的センサーサンプリング戦略を学習する、物理的に制約された完全に微分可能なオートエンコーダーを提案します。提案された方法は、異なるセンサー選択間の相関関係を、バイナリの完全に接続されたイジングモデルとして特徴付けるシステムの優先サンプリング分布を学習します。学習された確率モデルは、ギブスサンプリングにヒントを得たネットワークアーキテクチャを使用して実現され、効率的な共同設計のために再構築ネットワークでエンドツーエンドでトレーニングされます。提案されたフレームワークは、さまざまな計算イメージングアプリケーションのセンサー選択問題に適用できます。このペーパーでは、センサー相関と大気ノイズが固有の課題を提示する、非常に長いベースライン干渉（VLBI）アレイ設計タスクのコンテキストでのアプローチを示します。予想とほぼ一致する結果を示し、望遠鏡のアレイジオメトリで優先される特定の構造に注意を払います。この構造は、将来の観測の計画やアレイの拡張の設計に活用できます。
中性子星連星渦における重力磁気潮resonance共鳴
少なくとも1つの回転する中性子星を含むコンパクトなバイナリシステムは、最終的な合併に向けてらせん状に重力磁気潮resonance共鳴を受けます。これらは、放出された重力波の位相に動的な影響を及ぼします。共鳴は、回転星の振動の慣性モードによって生成されます。4つの異なるモードが関与し、星がこの帯域内にある周波数でスピンすると、干渉重力波検出器の周波数帯域内で共振が発生します。共鳴は、伴星によって作られた重力磁気潮dal場によって駆動されます。これは、軌道運動に関連する質量流によって生成されるポストニュートンベクトルポテンシャルによって記述されます。これらの共鳴は、以前にフラナガンとラシーンによって確認されました[Phys。Rev.D75、044001（2007）]。しかし、これらの著者は、慣性モードの特別なケースであるrモードの単一モードの応答のみを説明しました。関連する4つのモードはすべて、このペーパーで説明する分析に含まれています。累積重力波の位相シフトの合計は、スピンと軌道の角運動量が揃っているときの約$10^{-2}$ラジアンから、反整列しているときの約$10^{-1}$ラジアンまでの範囲で示されています。このような位相シフトは、次世代の重力波検出器（CosmicExplorer、EinsteinTelescope）の展開により、今後数十年で測定可能になります。現在の検出器の計画的な改善のおかげで、この10年以内に明らかになる可能性もあります。らせん波形から収集されたバイナリ質量とスピンに優れた制約があるため、位相シフトは回転する中性子星の内部構造に関する情報を提供し、したがって核物質の状態方程式に関する情報を提供します。
