限られた修正重力
特定の理論的または観測的条件が成立する場合、修正重力のいくつかの限定的なケースを体系的に評価します。このフレームワークには、よく知られているスカラー-テンソル重力、スリップ重力なし、ラン重力なしが含まれ、3つの新しい制限（実行のみ、光のみ、成長重力のみ）に拡張されます。これらの制限は、光と物質への重力の影響が一般相対性理論からの逸脱に反対の符号を持つ可能性があることの実証を含め、修正重力のより深い理解を可能にする単純化を与えます。また、さまざまな宇宙構造の成長率$f\sigma_8$および重力波標準サイレン光度と光子標準ろうそく光度距離の関係の観測予測を示し、相補性とモデルを区別する能力を強調する新しい統計$D_G$を定義します。。
| Title |
Gravitational_Wave_Production_right_after_Primordial_Black_Hole_Evaporation |
| Authors |
Keisuke_Inomata,_Masahiro_Kawasaki,_Kyohei_Mukaida,_Takahiro_Terada,_Tsutomu_T._Yanagida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10455 |
スカラー摂動によって誘発された確率重力波（GW）上の原始ブラックホール（PBH）の蒸発のフットプリントについて説明します。PBHが一度宇宙を支配しているが、ビッグバン元素合成の前に最終的に蒸発する場合を考えます。PBH蒸発による再加熱は、粒子崩壊によって引き起こされる従来の再加熱と比較して、宇宙の状態方程式が突然変化することで終了する可能性があります。PBH蒸発によるこの「突然の再加熱」により、誘導されるGWが強化されます。その量は、PBHが支配する時代の長さとPBH質量関数の幅に依存します。誘導されたGWを観察することにより、蒸発するPBHの原始的な存在量を制限する可能性を探ります。$\mathcal{O}（10^3-10^5）\、\text{g}$PBHの存在量パラメーター$\beta\gtrsim10^{-5}-10^{-8}$が見つかりました質量関数の幅が質量の約100分の1よりも小さい場合、将来のGW観測によって制約を受ける可能性があります。
不均一な宇宙における有効な光子質量と（暗い）光子変換
| Title |
Effective_photon_mass_and_(dark)_photon_conversion_in_the_inhomogeneous_Universe |
| Authors |
Andres_Aramburo_Garcia,_Kyrylo_Bondarenko,_Sylvia_Ploeckinger,_Josef_Pradler_and_Anastasia_Sokolenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10465 |
不均質な宇宙を通って宇宙論的距離を移動する光子は、それらの媒体内に誘発された有効質量に大きな変動を経験します。流体力学シミュレーションのEAGLEスイートを使用して、自由電子分布を推定し、それによって再イオン化後の有効光子質量を推定します。このデータを使用して、多数の共鳴赤方偏移で発生する可能性がある、速度論的に混合された光子と暗い光子の相互変換を研究し、ランダムな視線に沿った変換に対する「光学的深さ」を取得します。COBE/FIRAS、Planck、SPTの測定を使用して、CMBフォトンの枯渇から、CMBのスペクトル歪みと追加の異方性の両方を引き起こすダークフォトンへのダークフォトンパラメーター空間を制約します。最後に、サブeV暗放射の通常の光子への変換についても検討します。自由電子と暗黒物質の両方の見通し分布を公開します。
半解析モデルのためのサブハロー軌道進化の新しいキャリブレーション方法
| Title |
A_new_calibration_method_of_sub-halo_orbital_evolution_for_semi-analytic_models |
| Authors |
Shengqi_Yang,_Xiaolong_Du,_Andrew_J._Benson,_Anthony_R._Pullen_and_Annika_H._G._Peter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10646 |
衛星ハロー（別名「サブハロー」）の非線形ダイナミクスを理解することは、暗黒物質の下部構造と衛星銀河の存在量と分布を予測し、観測を使用して微物理的な暗黒物質モデルを区別するために重要です。通常、これらのダイナミクスのモデリングには、高解像度の大規模なN体シミュレーションが必要です。半解析モデルは、動的な摩擦、潮汐による質量損失、潮汐による加熱などの主要な物理プロセスを記述するためのより効率的な方法を提供します。この作業では、このようなサブハロー非線形進化モデルのパラメーター空間を探索するための高速モンテカルロマルコフチェーンフィッティングアプローチを紹介します。以前の作業で説明した動的モデルを使用して、モデルを2セットの高解像度の冷たい暗黒物質のN体シミュレーション、ELVISとCaterpillarにキャリブレーションします。手動のパラメーター調整を使用した以前のキャリブレーションと比較して、このアプローチは、最適なパラメーターとそれらの事後確率を決定するためのより堅牢な方法を提供します。サブハロー質量と最大速度関数を組み合わせてフィッティングすると、潮汐ストリッピングと潮汐加熱パラメータの間の縮退を壊し、動的摩擦の強さをより適切に制限できることがわかります。半解析的シミュレーションでN体シミュレーションの統計を正確に再現できること、および2組のN体シミュレーションのキャリブレーション結果が95％の信頼レベルで一致することを示します。この作業で較正された動的モデルは、将来の暗黒物質の部分構造の研究にとって重要です。
TESS-Keck Survey I：暖かい亜土星の質量の惑星とTESSカメラの迷光に関する注意
| Title |
The_TESS-Keck_Survey_I:_A_Warm_Sub-Saturn-Mass_Planet_and_a_Caution_about_Stray_Light_in_TESS_Cameras |
| Authors |
Paul_A._Dalba,_Arvind_F._Gupta,_Joseph_E._Rodriguez,_Diana_Dragomir,_Chelsea_X._Huang,_Stephen_R._Kane,_Samuel_N._Quinn,_Allyson_Bieryla,_Gilbert_A._Esquerdo,_Benjamin_J._Fulton,_Nicholas_Scarsdale,_Natalie_M._Batalha,_Ian_J._M._Crossfield,_Courtney_D._Dressing,_Andrew_W._Howard,_Daniel_Huber,_Howard_Isaacson,_Erik_A._Petigura,_Paul_Robertson,_Arpita_Roy,_Lauren_M._Weiss,_Emil_Knudstrup,_Mads_F._Andersen,_Frank_Grundahl,_Xinyu_Yao,_Joshua_Pepper,_Steven_Villanueva_Jr.,_David_R._Ciardi,_Ryan_Cloutier,_Thomas_Lee_Jacobs,_Martti_H._Kristiansen,_Daryll_M._LaCourse,_Monika_Lendl,_Hugh_P._Osborn,_Enric_Palle,_Keivan_G._Stassun,_Daniel_J._Stevens,_George_R._Ricker,_Roland_Vanderspek,_David_W._Latham,_S._Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Douglas_A._Caldwell,_Tansu_Daylan,_William_Fong,_Robert_F._Goeke,_et_al._(5_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10451 |
通過する太陽系外惑星調査衛星（$\textit{TESS}$）からの光度曲線で、土星サイズの太陽系外惑星の軌道HD332231（TOI1456）を検出したことを報告します。Vバンドの大きさが8.56のF8矮星であるHD332231は、セクター14および15で$\textit{TESS}$によって観測されました。セクター15のプレサーチデータ調整（PDC）ライトで単一通過イベントが検出されました曲線。AutomatedPlanetFinder（APF）、Keck-I、およびSONG望遠鏡を使用して、HD332231の分光学的フォローアップ観測を取得します。半径方向速度（RV）の観測から推測した軌道周期は、散乱光による汚染のためにPDCによってマスクされたセクター14の別の通過の発見につながります。トランジットとRVデータの共同分析により、土星サイズ（$0.867^{+0.027}_{-0.025}\;R_{\rmJ}$）、準土星質量（HD332231b）の惑星の性質が確認されました$0.244\pm0.021\;M_{\rmJ}$）18.71日の円軌道上の太陽系外惑星。HD332231bの低い表面重力と、それが受け取る比較的低い恒星流束は、透過分光法の魅力的なターゲットになります。また、HD332231bの0.14auの軌道分離を考えると、恒星の傾斜はRossiter-McLaughlin効果を介して測定できる可能性が高くなります。分光観測は、HD332231システムに追加された惑星の実質的な証拠を提供しませんが、このシステムをさらに特徴付けるには、継続的なRV監視が必要です。また、$\textit{TESS}$セクター14〜16のPDC光度曲線でマスクされたデータの頻度と期間は、軌道周期が10.5〜17.5日のいくつかの太陽系外惑星の通過を非表示にする可能性があることも予測します。
炭素質および通常のコンドライトのカリウム同位体組成：初期太陽系における揮発性枯渇の起源への影響
| Title |
Potassium_Isotope_Compositions_of_Carbonaceous_and_Ordinary_Chondrites:_Implications_on_the_Origin_of_Volatile_Depletion_in_the_Early_Solar_System |
| Authors |
Hannah_Bloom,_Katharina_Lodders,_Heng_Chen,_Chen_Zhao,_Zhen_Tian,_Piers_Koefoed,_Maria_K._Peto,_Yun_Jiang,_and_Kun_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10545 |
ソーラーシステムの材料は、プロトソーラー組成物に比べて、中程度の揮発性元素（MVE）が変動します。このMVE枯渇の原因に対処するために、タイプCM1-2、CO3、CV3、CR2、CK4-5およびCH3の16の炭素質コンドライト（CC）と28の通常のコンドライト（OC）岩石学のタイプ3〜6および化学グループH、L、LLをカバーします。全体的なK同位体（delta41K）の有意な変動（-1.54〜0.70パーミル）が観察されました。OCは通常BSEよりも低い値を示しますが、CCのK同位体組成は主にバルクシリケートアース（BSE）値よりも高くなっています。CCもOCも、K同位体と化学グループ、岩石学の種類、衝撃レベル、曝露年数、転倒または発見の発生、または地球の風化の間に解決可能な相関関係を示していません。K同位体とK含有量の間に明確な傾向がないことは、K同位体分別が相対的元素K欠乏から切り離されたことを示しています。CCのK同位体変動の範囲は、主要なCCグループのバルク元素および同位体組成を説明できる4コンポーネント（コンドリュール、耐火物含有物、マトリックス、および水）の混合モデルと一致しますが、コンドリュールのK同位体組成。グループ平均の同位体組成の主な制御は、コンドリュールの組成変動に保存されている星雲環境での凝縮または蒸発であることを提案します。親体プロセス（水性変質、熱変成、交代作用）はKを動員し、個々のサンプルのK同位体に影響を与える可能性があります。OCの場合、K同位体変動の全範囲は、コンドリュールのサイズと相対的存在量、親体の水性および熱変化の複合効果によってのみ説明できます。
TESSは、内側を通過する海王星を持つ熱い木星を見つけます
| Title |
TESS_spots_a_hot_Jupiter_with_an_inner_transiting_Neptune |
| Authors |
Chelsea_X._Huang_(MIT),_Samuel_N._Quinn,_Andrew_Vanderburg,_Juliette_Becker,_Joseph_E._Rodriguez,_Francisco_J._Pozuelos,_Davide_Gandolfi,_George_Zhou,_Andrew_W._Mann,_Karen_A._Collins,_Ian_Crossfield,_Khalid_Barkaoui,_Kevin_I._Collins,_Malcolm_Fridlund,_Micha\"el_Gillon,_Erica_J._Gonzales,_Maximilian_N._G\"unther,_Todd_J._Henry,_Steve_B._Howell,_Hodari-Sadiki_James,_Wei-Chun_Jao,_Emmanu\"el_Jehin,_Eric_L._N._Jensen,_Stephen_R._Kane,_Jack_J._Lissauer,_Elisabeth_Matthews,_Rachel_A._Matson,_Leonardo_A._Paredes,_Joshua_E._Schlieder,_Keivan_G._Stassun,_Avi_Shporer,_Lizhou_Sha,_Thiam-Guan_Tan,_Iskra_Georgieva,_Savita_Mathur,_Enric_Palle,_Carina_M._Persson,_Vincent_Van_Eylen,_George_R._Ricker,_Roland_K._Vanderspek,_David_W._Latham,_Joshua_N._Winn,_S._Seager,_Jon_M._Jenkins,_Christopher_J._Burke,_Robert_F._Goeke,_Stephen_Rinehart,_Mark_E._Rose,_Eric_B._Ting,_Guillermo_Torres,_and_Ian_Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10852 |
ホットジュピターは、軌道距離が数分の1の範囲内にある他の惑星をほとんど伴わない。以前は、そのようなシステムは2つしか見つかりませんでした。ここでは、通過系外惑星調査衛星（TESS）からのデータを使用して、3番目のシステムの発見を報告します。ホスト星TOI-1130は、ガイアGバンドの11等級のK矮星です。通過する惑星は2つあります。海王星サイズの惑星（$3.65\pm0.10$$R_E$）で、期間は4.1日で、高温の木星（$1.50^{+0.27}_{-0.22}$$R_J$）は8.4日間。正確な放射速度観測は、熱い木星の質量が$0.974^{+0.043}_{-0.044}$$M_J$であることを示しています。内側の海王星の場合、データは質量0.17$M_J$（3$\sigma$）の上限のみを提供します。それにもかかわらず、フォローアップ地上ベースの測光とTESSトランジット信号の他のもっともらしいソースを除外する補償光学イメージングに基づいて、内部惑星が本物であると確信しています。ホストスターの異常な惑星構造とその輝きは、TOI-1130を惑星形成理論の優れたテストケースにし、将来の分光観測の魅力的なターゲットにします。
弱いレンズ調査のための赤方偏移分布の直接較正における分光学的不完全性の影響
| Title |
The_impact_of_spectroscopic_incompleteness_in_direct_calibration_of_redshift_distributions_for_weak_lensing_surveys |
| Authors |
W._G._Hartley,_C._Chang,_S._Samani,_A._Carnero_Rosell,_T._M._Davis,_B._Hoyle,_D._Gruen,_J._Asorey,_J._Gschwend,_C._Lidman,_K._Kuehn,_A._King,_M._M._Rau,_R._H._Wechsler,_J._DeRose,_S._R._Hinton,_L._Whiteway,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_J._Annis,_S._Avila,_G._M._Bernstein,_E._Bertin,_S._L._Bridle,_D._Brooks,_D._L._Burke,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_F._J._Castander,_R._Cawthon,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_S._Desai,_H._T._Diehl,_J._P._Dietrich,_B._Flaugher,_P._Fosalba,_J._Frieman,_J._Garcia-Bellido,_E._Gaztanaga,_D._W._Gerdes,_R._A._Gruendl,_G._Gutierrez,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_S._Kent,_E._Krause,_N._Kuropatkin,_O._Lahav,_M._Lima,_M._A._G._Maia,_J._L._Marshall,_P._Melchior,_F._Menanteau,_R._Miquel,_R._L._C._Ogando,_A._Palmese,_F._Paz-_Chinchon,_A._A._Plazas,_et_al._(16_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10454 |
銀河の赤方偏移の正確な分布を取得することは、弱いレンズ効果の宇宙論実験の重要な側面です。赤方偏移分布の推定と検証に使用される方法の1つは、分光サンプルに重みを適用して、重み付けされた測光分布がターゲットサンプルと一致するようにすることです。この作業では、この手順で導入された赤方偏移の\textit{選択バイアス}を推定します。これを行うには、分光サンプル（オブザーバーが割り当てた信頼フラグを含む）を組み立てるプロセスをシミュレートし、分光ターゲットの選択と赤方偏移の失敗の影響を強調します。データセットの例として、DESの1年目（Y1）の弱いレンズ効果の分析を使用しますが、その影響は、同様のすべての弱いレンズ効果の調査に一般化されます。弱いレンズ銀河では利用できないカラーカットを使用すると、さまざまな赤方偏移間隔の加重平均赤方偏移に$\Delta〜z\sim0.015$のバイアスが発生する可能性があることがわかります。分光サンプルの不完全性の影響を評価するために、オブザーバーが定義した信頼フラグが高いオブジェクトのみを選択し、加重平均赤方偏移を真の平均と比較します。重み付けが適用された後、DESY1弱いレンズサンプルの平均赤方偏移は、通常、$\Delta〜z=0.005-0.05$レベルでバイアスされることがわかります。明らかにするバイアスは、考慮されるサンプルと赤方偏移の間隔に応じて、どちらかの符号を持つ可能性があります。最高の赤方偏移ビンの場合、バイアスは他のDESY1赤方偏移較正方法の不確実性よりも大きく、この方法を赤方偏移推定に使用しないという決定を正当化します。このバイアスを軽減するいくつかの方法について説明します。
Fornax 3Dプロジェクト：初期型銀河の中心にある惑星状星雲の自動検出と最初の結果
| Title |
Fornax_3D_project:_automated_detection_of_planetary_nebulae_in_the_centres_of_early-type_galaxies_and_first_results |
| Authors |
T._W._Spriggs,_M._Sarzi,_R._Napiwotzki,_P._M._Galan-de_Anta,_S._Viaene,_B._Nedelchev,_L._Coccato,_E._M._Corsini,_P._T._de_Zeeuw,_J._Falcon-Barroso,_D._A._Gadotti,_E._Iodice,_M._Lyubenova,_I._Martin-Navarro,_R._M._McDermid,_F._Pinna,_G._van_de_Ven_and_L._Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10456 |
銀河系外の惑星状星雲（PNe）は、比較的強い星雲[OIII]放出を介して検出可能であり、ローカルの恒星集団への直接的なプローブとして機能します。明らかに普遍的で不変の等級カットオフのため、PNeは距離推定のための注目すべき標準的なろうそくとも見なされます。銀河内のPNeを検出することにより、PNeの相対的な存在量をホストの銀河系の恒星集団の特性に関連付けることを目指しています。FCC167およびFCC219から恒星のバックグラウンドコンポーネントを削除することにより、これらの銀河のPN輝度関数（PNLF）を生成することを目的としているため、これら2つのシステムの距離係数も推定します。最後に、新しい検出および分析方法の信頼性と堅牢性をテストします。以前に未調査だった領域内で、[OIII]5007{\AA}エミッションを介して未解決の点光源の存在を検出します。MultiUnitSpectroscopicExplorer（MUSE）から提供され、Fornax3D調査の一部として収集されたデータを利用して、[OIII]エミッションを空間次元とスペクトル次元の両方でモデル化します。各線源について、存在する星雲輝線の特性を検査して、超新星残骸やHII領域などのPNLFの安全な構築を妨げる可能性がある他の線源を削除します。次のステップとして、潜在的な制限を特定し、一連のシミュレーションを介してモデリングアプローチの信頼性について結論を出します。この新しい検出とIFU観測へのモデリングアプローチの適用により、距離の推定値、光度固有のPNe周波数値の両方の銀河について報告します。さらに、発生源の汚染、銀河の違い、およびそれらが高密度の恒星環境でのPNe集団にどのように影響するかについての概要も示します。
光学的変動性によるRedshift 0.823の低質量ActiveGalactic核の暗黒エネルギー調査による同定
| Title |
Dark_Energy_Survey_Identification_of_A_Low-Mass_ActiveGalactic_Nucleus_at_Redshift_0.823_from_Optical_Variability |
| Authors |
H._Guo,_C._J._Burke,_X._Liu,_K._A._Phadke,_K._Zhang,_Y._-C._Chen,_C._Lidman,_Y._Shen,_E._Morganson,_M._Aguena,_S._Allam,_S._Avila,_E._Bertin,_D._Brooks,_A._CarneroRosell,_D._Carollo,_M._CarrascoKind,_M._Costanzi,_L._N._daCosta,_J._DeVicente,_S._Desai,_P._Doel,_T._F._Eifler,_S._Everett,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gaztanaga,_D._W._Gerdes,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_K._Kuehn,_M._Lima,_M._A._G._Maia,_F._Menanteau,_R._Miquel,_A._M\"oller,_R._L._C._Ogando,_A._Palmese,_F._Paz-Chinch\'on,_A._A._Plazas,_A._K._Romer,_A._Roodman,_E._Sanchez,_V._Scarpine,_M._Schubnell,_S._Serrano,_M._Smith,_M._Soares-Santos,_N._E._Sommer,_E._Suchyta,_M._E._C._Swanson,_G._Tarle,_B._E._Tucker,_T._N._Varga,_DES_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10457 |
ダークエネルギー調査（DES）超新星フィールドの赤方偏移$z=0.823$銀河での低質量AGN、DESJ0218$-$0430の識別を報告します。$\sim$6年にわたるDES光ブロードバンドライトカーブに基づいて、その長期的な光変動性のみを特徴付けることにより、DESJ0218$-$0430をAGN候補として選択します。スローンデジタルスカイサーベイの第4フェーズのアーカイブ光スペクトルは、広いMgIIと広いH$\beta$の両方の線を示しており、広い線のAGNとしての性質を確認しています。アーカイブXMM-ニュートンX線観測では、固有の硬X線輝度が$L_{{\rm2-12\、keV}}\sim7.6\pm0.4\times10^{43}$ergs$^であることが示唆されています{-1}$。これは、光学的変動性を駆動するAGNをサポートする、最もX線の明るいスターバースト銀河を超えるものです。SDSSスペクトルからの広いH$\beta$に基づいて、ビリアルBH質量を$M_{\bullet}\sim10^{6.4\pm0.1}M_{\odot}$と推定します（1$\sigma$統計的不確実性のみ）、OzDESからの推定と一致し、光学系で検出された赤方偏移$>$0.4の最小質量AGNになります。多波長スペクトルエネルギー分布のモデリングに基づいて、ホストの銀河の恒星の質量は$M_{\ast}\sim10^{10.5\pm0.3}M_{\odot}$であると推定します。DESJ0218$-$0430は、$z\sim1$の明るいAGNで観測された$M_{\bullet}$-$M_{\ast}$関係を、以前の作業で調査された質量よりも低い質量に拡張します。私たちの仕事は、今後のVeraC.RubinObservatoryでの空間と時間のレガシー調査に直接影響する、より深い総観調査でより高い赤方偏移で低質量AGNを識別するために光学変動を使用する可能性を示しています。
スピニングバーと星形の非効率的なレパートリー：Hickson Compact Group NGC7674の乱流
| Title |
Spinning_Bar_and_a_Star-formation_Inefficient_Repertoire:_Turbulence_in_Hickson_Compact_Group_NGC7674 |
| Authors |
Diane_M._Salim,_Katherine_Alatalo,_Christoph_Federrath,_Brent_Groves,_and_Lisa_J._Kewley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10458 |
ヒクソンコンパクトグループ（HCG）の星形成（SF）を制御する物理学は、その独特の運動学的特性のため、これまで説明するのが困難でした。この研究では、以前の研究を拡張して、これらのユニークなシステムの物理をより適切に包含することができる、より物理的に意味のあるSF関係を考案します。ミリ波天文学（CARMA）の研究からの結合配列からのCO（1--0）データを組み合わせて、分子ガス$\Sigma_\mathrm{gas}$のカラム密度と、サザンアストロフィジカルリサーチ（SOAR）望遠鏡が$\Sigma_\mathrm{SFR}$をトレースして、正面のHCG、NGC7674全体の星形成効率を調査します。$\Sigma_\mathrm{gas}-\Sigma_\mathrm{SFR}$平面に2つの異なるシーケンスが存在するため、星形成には普遍性の欠如が見つかりました。1つは核の内側、もう1つは核の外に使用します。気体の多重自由落下の性質と臨界密度に基づいてSF関係を考案します。これは、ビリアルパラメーター$\alpha_{\mathrm{vir}}$、つまり乱流と重力エネルギーの比率に依存します。修正したSFの関係がデータに適合し、銀河全体に約5〜10のビリアルパラメーターを導入して、このシステムの物理学をよく説明していることがわかります。この$\alpha_{\mathrm{vir}}$は、$\alpha_{\mathrm{vir}}\約1$システムと比較して、SFRが桁違いに減少します。
TXS2226-184のH2OギガマーのVLBI観測
天の川の外では、22GHzで最も明るいH2Oメーザーは、星形成に関連する銀河系および銀河系外のH2Oメーザーに関して極端な光度があるため、「メガメーザー」と呼ばれ、主に活動銀河核で検出されます。銀河TXS2226-184の核領域で初めて検出されたH2Oメーザーの場合、「ギガメーザー」という用語が初めて使用されました。ただし、この非常に明るいH2Oメーザー放出の起源は、詳細に調査されたことはありません。TXS2226-184のH2Oギガマーの性質を、質量分解能で初めてその絶対位置を測定し、約20年後にVLBIスケールでのメーザー放出の形態と特性を比較し、その検出を試みることにより、その性質を調査します。偏光放射。TXS2226-184へのメーザー放出を3回観察しました。VLBAでの最初の放出（エポック2017.45）と、EVNでの次の2回（エポック2017.83および2018.44）です。最初の2つのエポックは位相参照モードで観察されましたが、最後のエポックは全偏光モードで観察されましたが、位相参照モードでは観察されず、オンソースの積分時間が増加しました。また、1998.40に観測されたTXS2226-184の22GHzでのVLBAアーカイブデータを取得して分析しました。エポック2017.45（VLBA）で6つ、エポック2017.83（EVN）で1つ、エポック2018.44（EVN）で2つ、H2Oメーザー機能を検出しました。TXS2226-184の全身速度に関して1つを除くすべてが赤方偏移しており、青方偏移メーザーフィーチャが1つだけ検出されました。これは最も弱い機能です。初めて、1質量未満の誤差でH2Oメーザーフィーチャの絶対位置を測定することができました。直線偏光と円偏光は検出されませんでした。TXS2226-184のH2Oメーザー機能を、文献で報告されている最も明るい無線連続体クランプに関連付けることができました。
0.5
| Title |
The_clustering_of_X-ray_AGN_at_0.5_ |
| Authors |
Charutha_Krishnan,_Omar_Almaini,_Nina_A._Hatch,_Aaron_Wilkinson,_David_T._Maltby,_Christopher_J._Conselice,_Dale_Kocevski,_Hyewon_Suh,_Vivienne_Wild |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10461 |
AGNが「特別な」環境に存在しないという証拠を提示しますが、代わりに、ホスト銀河の特性によって決定される大規模なクラスター化を示します。私たちの研究は、COSMOSおよびUDSフィールドでX線で選択されたAGNに適用される角度相互相関分析に基づいており、$z\sim4.5$から$z\sim0.5$までの赤方偏移にまたがっています。以前の研究と一致して、すべてのエポックでのAGNは平均して$10^{12}-10^{13}$M$_{\odot}$の暗黒物質ハローの銀河によってホストされており、星形成と受動銀河。ただし、スペクトルクラス、恒星の質量、および赤方偏移のAGNに厳密に一致する非アクティブ（つまり、非AGN）銀河によって同じクラスタリング信号が生成される可能性があることがわかります。したがって、AGNホスト銀河は2つの母集団の混合で構成されているため、AGNの推定バイアスは星形成銀河と受動銀河母集団の間にあると主張します。高質量銀河によってホストされているAGNは低質量銀河よりもクラスター化されていますが、この恒星質量依存性は、パッシブホスト銀河が削除されると消えます。クラスター化の強さは、AGNX線の光度にもほとんど依存しません。特定のAGN母集団のクラスタリングを決定する最も重要な特性は、パッシブホスト銀河の割合であると結論付けます。また、AGNの明度は環境トリガーによるものではない可能性が高いと推測し、さらにAGNは環境に強く依存しない確率的現象である可能性があるという仮説を立てます。
モノリシック超大質量星について
$z\sim7$で観測された大規模な（$\sim10^{9}\、\rm{M}_{\odot}$）クエーサーの始祖として、超大質量星が提案されています。次世代の施設で超大質量星を直接検出する可能性は、それらの固有の寿命とその形成率に大きく依存します。1D恒星進化コードKeplerを使用して、金属がゼロで回転しない星の理論的な制限ケースを調査します。この質量は、$10\、\rm{kM}_{\odot}$から$190\、\rm{kM}_{\odot}$。$\sim60\、\rm{kM}_{\odot}$と$\sim150\、\rm{kM}_{\odot}$の間の質量で生まれた星は、メインシーケンスの最後で崩壊することがわかります。$\sim1.5\、\rm{Myr}$の安定した書き込み。より大きな星は、$\sim3\、\rm{kyr}$-$4\、\rm{kyr}$の熱タイムスケールのみの後、一般相対論的不安定性を介して直接崩壊します。そのような大規模な熱緩和されたオブジェクトを生成する際に予想される困難さは、現在好まれている急速に増加する形成モデルの最近の結果とともに、そのような「真に直接」または「暗い」崩壊は、初期の宇宙。最後に、大規模な原始恒星の進化と超大質量星の爆発の可能性という広い文脈での超大質量星の進化について説明します。
多環芳香族炭化水素（PAH）分子は、3.3、6.2、7.7、8.6、11.3、および12.7の固有の一連の放出バンドによって、振動モードに特徴的な$\mu$mで示され、宇宙全体に豊富に存在します。それらは、若い星の周りの惑星形成円盤から天の川の星間媒質（ISM）やz>4での高赤方偏移に至る外銀河に至るまで、さまざまな天体物理学領域で遍在的に見られます。PAHは、ガスの光電加熱を支配し、イオン化バランスを制御することにより、ISMの熱収支と化学に深く影響します。ここでは、PAHの天体物理学に関する知識の現状をレビューし、スピッツァー宇宙望遠鏡から得られた観測特性と、地域の物理的および化学的条件とプロセスを調べるための診断能力に焦点を当てます。PAHのスペクトル特性、およびSpitzer搭載の赤外線スペクトログラフ（IRS）によって明らかになった、銀河系外の環境（たとえば、遠方の銀河、初期型の銀河、銀河のハロー、活動的な銀河の核）および低金属銀河）は、赤外線宇宙天文台（ISO）または他の望遠鏡施設で以前は可能でした。また、PAHの存在量とSpitzerによって初めて確立された銀河の金属性の関係も強調されています。
| Title |
Formation_of_the_first_stars_and_black_holes |
| Authors |
Lionel_Haemmerl\'e,_Lucio_Mayer,_Ralf_S._Klessen,_Takashi_Hosokawa,_Piero_Madau_and_Volker_Bromm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10533 |
宇宙の夜明けにおける星形成の初期段階に関する知識の現状を概説します。これには、非常に高い赤方偏移（$z>20$）で原始組成のガスの冷却と凝縮が可能な最低質量の暗黒物質ハローで形成される最初の世代の星、つまり金属を含まない人口III星、および最初の世代が含まれます。このような初期の時代に形成される大量のブラックホールの生成、いわゆるブラックホールシード。集団IIIの星の崩壊の最終状態として、または直接崩壊シナリオを介して、ブラックホールシードの形成について説明します。特に、恒星進化モデルの最近の結果と銀河形成の初期段階の数値シミュレーションに照らして、直接崩壊ブラックホールの潜在的な前駆体としての超大質量星の物理学が特に強調されています。さらに、再電離の過程で高赤方偏移での星とブラックホールの初期生成によって生成される宇宙放射線の役割についても説明します。
銀河の適合性を伴う小規模の動的コヒーレンス
1-Mpcスケールでの銀河回転と近傍運動の間の一貫性の発見が最近報告されました。発見に続いて、CalarAltoLegacyIntegralFieldAreaSurvey（CALIFA）データとNASA-SloanAtlas（NSA）カタログを使用して、このような力学的コヒーレンス内の近傍も銀河の適合性を示しているかどうかを調査します。銀河の適合性の定量的指標として、CALIFA銀河とその近傍の間のg-r色の相関係数を測定します。近傍は、コヒーレントに移動するものとアンチコヒーレントに移動するものに分けられます。相関係数は、相対光度と投影距離のさまざまなビンで相互に比較されます。ほとんどの場合、CALIFA銀河とその近傍は、反コヒーレント近傍でも、g-r色で正の相関係数を示します。ただし、隣接する銀河が明るく（DeltaMr<=-1.0）、近くにある（D<=400kpc）場合、コヒーレントと反コヒーレントの近隣の間の統計的に有意な（2.6シグマ）違いを見つけます。つまり、それらが明るくてCALIFA銀河に近い場合、コヒーレントに移動するネイバーは、反コヒーレントに移動するネイバーよりもCALIFAギャラクシーとの適合性が強くなります。この結果は、小規模な動的コヒーレンスが銀河の相互作用に起因している可能性があることを裏付けています。
脂肪族側鎖を持つ星間PAH分子のDFT研究
| Title |
DFT_study_on_interstellar_PAH_molecules_with_aliphatic_side_groups |
| Authors |
Mridusmita_Buragohain,_Amit_Pathak,_Itsuki_Sakon_and_Takashi_Onaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10691 |
多環芳香族炭化水素（PAH）分子は、3.3、6.2、7.7、8.6、11.2、および12.7{\mu}mで頻繁に検出される明確な放出特性に寄与するように長い間評価されており、3-20に分布するより弱い混合特性が{\mu}mu}mリージョン。比較的弱い3.4{\mu}mの放出機能は、脂肪族起源をキャリアとして持っているとされています。脂肪族官能基が付加されたPAHは、3.4{\mu}m発光帯域のキャリア候補として提案されているものの1つですが、キャリアの割り当てはまだ謎です。この作業では、対称でコンパクトなPAH分子に密度汎関数理論（DFT）計算を採用します。脂肪族側鎖基を持つコロネン（C24H12）を使用して、3〜4{\mu}mで観測された特徴とのスペクトルの類似性を調査します。この研究で考慮される側基は、-H（水素化）、-CH3（メチル）、-CH2-CH3（エチル）および-CH=CH2（ビニル）官能基です。PAHにおける重水素（D）の存在の可能性を考慮して、スペクトルの挙動を研究するために脂肪族側基にもDを含めます。これらの分子のIRスペクトルの詳細な分析を提示し、可能な天体物理学的意味について議論します。
PhotoWeb redshift：大規模な分光測量で測光赤方偏移の精度を向上
| Title |
PhotoWeb_redshift:_boosting_photometric_redshift_accuracy_with_large_spectroscopic_surveys |
| Authors |
Marko_Shuntov,_J._Pasquet,_S._Arnouts,_O._Ilbert,_M._Treyer,_E._Bertin,_S._de_la_Torre,_Y._Dubois,_D._Fouchez,_K._Kraljic,_C._Laigle,_C._Pichon,_D._Vibert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10766 |
大規模な画像調査での距離測定を改善することは、大規模な銀河の分布をよりよく明らかにし、銀河の特性をその環境に関連付けるための主要な課題です。測光赤方偏移は、重複する分光測量から抽出された宇宙ウェブ（CW）と効率的に組み合わせて、精度を向上させることができます。畳み込みニューラルネットワーク（CNN）に基づく新世代のフォトメトリック赤方偏移を使用して、同様の方法を適用します。CNNは、メインの銀河のサンプル（SDSS-MGS、$r\leq17.8$）と、$\sim19.8$までのGAMA分光赤方偏移を含むSDSS画像でトレーニングされます。CWのマッピングは、MGSおよびBOSS調査からの680,000の分光赤方偏移で得られます。赤方偏移確率分布関数（PDF）は適切に調整されており（偏りがなく、狭く、$\leq120$Mpc）、見通し線に沿っていくつかのCW構造を遮断します。これらのPDFを密度フィールド分布と組み合わせると、新しい測光赤方偏移$z_{web}$が得られます。その精度は、$r\leq17.8$。それらの半分では、距離の精度は10cMpcよりも優れています。元のPDFが狭いほど、精度が向上します。0.03を超える元のPDFではゲインは見られません。最終的な$z_{web}$PDFも適切に調整されているように見えます。この方法は、星を形成する銀河よりもパッシブ銀河の方がわずかに優れており、大規模なグループの銀河の場合は、これらの集団が基礎となる大規模構造をより正確に追跡できるためです。分光サンプリングを8分の1に減らしても、測光赤方偏移の精度は25％向上します。この方法をMGS制限よりも暗い銀河に拡張しても、CWの解像度が最も高い$z$が低い場合に、70％の銀河の赤方偏移の推定値が改善され、精度は20％向上します。
ガス流に埋め込まれた進化する粒度分布
数を節約するプロセス（スパッタリングなど）および/または質量を節約するプロセス（粉砕など）を行っているダストの粒度分布を正確に進化させるための数値アプローチを示します。通常観測される星間塵の分布はべき乗則に従うため、私たちの方法はべき乗則の離散化を採用し、各ビンの粒子質量と数密度の両方を使用してべき乗則パラメーターを決定します。このべき法則の方法は、文献の区分的に一定で線形の方法を補完するものです。特に、ビンの数が少ない場合、べき乗則法が他の2つのアプローチを上回ることがわかります。スパッタリングテストでは、総粒子質量の相対誤差は、ビンの数Nに関係なく0.01％未満のままですが、他の方法では、N>50以上の場合にのみこれが達成されます。同様に、粉砕試験は、この方法でも質量を維持しながら、総粒子数に小さな相対誤差が生じることを示しています。べき乗則法は、グローバルな分布プロパティを保持するだけでなく、ビン間の特性も保持するため、分布の形状が高度に復元されます。これは、定数法や線形法では常に発生するわけではありません。特に、ビン数が少ない場合はそうではありません。したがって、流体力学的コードにべき乗則法を実装すると、高精度を維持しながら数値コストを最小限に抑えることができます。この方法は、ダストの粒子分布に限定されず、シンクロトロン放射や逆コンプトン散乱の影響を受ける宇宙線分布など、あらゆる分布関数の進化にも適用できます。
銀河円盤の角運動量の歴史について
銀河円盤の恒星の質量、サイズ、回転速度はすべて、観測的に導き出されたスケーリング関係から推定される量だけ、赤方偏移〜2から現在まで成長します。これら3つの量の積である星の円盤の角運動量は、20から50の間の非常に大きな係数で成長すると推定されますが、他の証拠では、より穏やかな増加が示唆されています。これには、付着したガスの特定の角運動量が時間とともに体系的に増加し、最後の約10Gyrの大部分にわたってディスクと共回転し続ける必要があります。したがって、銀河系周囲の媒質のバリオンガス渦度は銀河進化の主要な推進力として浮上しているようであり、この論文は、角運動量増加の純粋なサイズと、これがどの程度可能であるかを探求する必要性について注目を集めることを意図しています。自然やシミュレーションで観察されます。
GRBプロンプト放出スペクトル：シンクロトロンの復讐
| Title |
GRB_Prompt_Emission_Spectra:_The_Synchrotron_Revenge |
| Authors |
Maria_Edvige_Ravasio_(1,_2)_((1)_University_of_Milano-Bicocca,_(2)_INAF_-_Astronomical_Observatory_of_Brera-Merate) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10447 |
その発見から40年以上が経過した後、GRBの予測と観測の間の長期にわたる緊張が、発光スペクトルの解決を開始します。観測されたスペクトルは、放射粒子が完全に冷却されない場合、シンクロトロンプロセスによって生成できることがわかりました。最近、不完全な冷却の証拠が0.5keVまでの迅速な観測（Oganesyanetal。2017、2018）のSwiftGRBsスペクトルで見つかり、追加の低エネルギーブレークが特徴です。より高いエネルギーでのこのブレイクを検索するために、10年以上の活動でフェルミ衛星によって検出された10の長いGRBと10の最も明るいGRBを分析しました。8/10の長いGRBでは、低エネルギーブレーク（ピークエネルギーより下）の説得力のある証拠があり、そのブレークの上下のフォトンインデックスはシンクロトロンスペクトル（-2/3および-3/2）分析された10個の短いGRBのいずれも中断を示していませんが、低エネルギーのスペクトル勾配は-2/3と一致しています。GRB標準モデルの枠組みの中で、これらの結果は、予想とは逆に、放出領域の磁場が非常に低いことを意味します。また、MAGIC望遠鏡によって高い重要性で検出された最初のGRBであるGRB190114Cのスペクトルの進化についても示します。スペクトルエネルギー範囲の高エネルギー部分。
陽子シンクロトロン$ \ gamma $ -raysとブレイザーズのエネルギー危機
ブレーザージェット（すなわち、レプトン対ハドロン）における高エネルギー放出の起源は、長年の議論の的となってきました。ここでは、陽子シンクロトロン放射が観測された定常的な$\gamma$-rayブレーザー放出を説明するハドロンモデルの1つのバリアントに焦点を当てます。分析手法を使用して、観測値とジェットの物理的パラメーターの不確実性を考慮して、これまでに分析された最大のブレザーサンプル（145個のソース）の最小ジェットパワー（$P_{j、\min}$）を導出します。$P_{j、\min}$を、降着システムの3つの特徴的なエネルギー推定量、つまり、エディントン光度、降着円盤光度、およびブランドフォード-ザイェクプロセスの力と比較し、その$P_{j、\サンプルの大部分で、min}$はすべてのエネルギー推定量よりも約2桁高くなっています。放出領域で導出された磁場強度は、ジェットの磁場の大きな増幅（30倍）を必要とするか、$\gamma$線生成サイトをサブpcスケールで配置する必要があります。予想されるニュートリノ放出は$\sim0.1-10$EeVでピークに達し、典型的なピークニュートリノ束はピーク$\gamma$線束より$\sim10^{-4}$倍低くなります。相対論的ハドロンがブレーザージェットに存在する場合、それらはブザーの定常放出の全体的なスペクトルエネルギー分布の放射的に支配的な成分のみを生成できると結論付けます。
矮小銀河におけるエネルギッシュで急速に上昇する青色の光学的過渡現象CSS161010からの相対論的流出
| Title |
A_relativistic_outflow_from_the_energetic,_fast-rising_blue_optical_transient_CSS161010_in_a_dwarf_galaxy |
| Authors |
D.L._Coppejans,_R._Margutti,_G._Terreran,_A.J._Nayana,_E.R._Coughlin,_T._Laskar,_K.D._Alexander,_M._Bietenholz,_D._Caprioli,_P._Chandra,_M._Drout,_D._Frederiks,_C._Frohmaier,_K._Hurley,_C.S._Kochanek,_M._MacLeod,_A._Meisner,_P.E._Nugent,_A._Ridnaia,_D.J._Sand,_D._Svinkin,_C._Ward,_S._Yang,_A._Baldeschi,_I.V._Chilingarian,_C._Esquivia,_W._Fong,_C._Guidorzi,_P._Lundqvist,_D._Milisavljevic,_K._Paterson,_D.E._Reichart,_B._Shappee,_M.C._Stroh,_S._Valenti,_A._Zauderer,_B._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10503 |
高速青色過渡（FBOT）CRTS-CSS161010J045834-081803（以下、CSS161010）のX線および電波観測をt=69-531日で示します。CSS161010は、明るいX線（$L_x\sim5\times10^{39}\、\rm{erg\、s^{-1}}$）とラジオ（$L_{\nu}\sim10^{29}を示しています\、\rm{erg\、s^{-1}Hz^{-1}}$）放射。電波放出は、一過性の爆発後約100日でピークに達し、急速に減衰しました。拡大する爆風からのシンクロトロン放射のコンテキストでこれらの観測を解釈します。CSS161010は、速度$\Gamma\betac\ge0.55c$で相対論的流出を約100日で開始しました。これは、非相対論的AT2018cow（$\Gamma\betac\sim0.1c$）よりも高速で、ZTF18abvkwla（$\Gamma\betac\ge0.3c$で63日）に近くなります。CSS161010（$E_k\gtrsim10^{51}$erg）の推定された初期運動エネルギーは、長いガンマ線バースト（GRB）のそれに匹敵しますが、相対論的流出に結合している噴出物の質量は大幅に大きくなります（$\sim0.01-0.1\、M_{\odot}$）。これは、観測された$\gamma$線がないことと一致しています。発光X線は、シンクロトロンの電波放射とは異なる放射成分によって生成されました。CSS161010は恒星質量$M_{*}\sim10^{7}\、\rm{M_{\odot}}$と特定の星形成率0.3$Gyr^{-1}の矮小銀河の〜150Mpcにあります$。この質量は、巨大な星からの爆発的な過渡現象のホスト銀河であると推定される最低の1つです。CSS161010の観測は、Hに富んだ恒星前駆体の珍しい進化経路からのエンジン駆動の非球面爆発と一致していますが、中央に配置された中間質量ブラックホールでの恒星潮汐破壊イベントを除外することはできません。物理的メカニズムに関係なく、CSS161010は、相対論的流出を開始する可能性のある新しいクラスのレア（zが0.2未満のコア崩壊超新星率<0.25％）Hリッチトランジェントの存在を確立します。
最も反復的な過渡マグネターSGR J1935 + 2154のバースト特性
| Title |
Burst_properties_of_the_most_recurring_transient_magnetar_SGR_J1935+2154 |
| Authors |
Lin_Lin,_Ersin_Gogus,_Oliver_J._Roberts,_Chryssa_Kouveliotou,_Yuki_Kaneko,_Alexander_J._van_der_Horst_and_George_Younes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10582 |
SGRJ1935+2154からの127バーストのタイミングおよび時間統合スペクトル分析を示します。これらのバーストは、2014年から2016年までのソースの4つのアクティブなエピソード中に、フェルミガンマ線宇宙望遠鏡のガンマ線バーストモニターとニールゲールススウィフト天文台のバーストアラート望遠鏡で観測されました。このアクティベーション頻度により、SGRJ1935+2154はほとんどのバースト多発過渡マグネター。検出されたすべてのバーストの平均継続時間は、典型的な予想値よりもはるかに短いことがわかります。バースト時間積分スペクトルを、2つの黒体関数、Comptonizedモデル、および3つのその他のより単純なモデルで近似します。SGRJ1935+2154のバーストは他のマグネターと同様のスペクトル特性を示しますが、バーストフルエンスと相関するComptonizedモデルの指数法則インデックスは例外です。バーストの持続時間と両方の黒体温度が、4つのアクティブなエピソードで大幅に進化したことがわかります。また、バースト時間の履歴には2つの傾向があり、各バーストでの持続放出の減衰と強く相関していることがわかります。
多くのガンマ線バーストの後に、長時間の放出が続きます。少なくとも一部のケースでは、バースト残光は、高速で回転し、非常に磁化された中性子星から電力を供給される可能性があります。このような残骸は、その生命の初期段階で強く歳差運動をする可能性が高く、これは、システムの3軸性が時間とともに進化するにつれて、X線光度の変調につながるでしょう。歳差運動の回転子に適した放射プロファイルを使用して、長い（080602）バーストと短い（090510）バーストのSwift-XRTデータがモデルと非常に高い精度（平均二乗残差が$\gtrsim200減少）で一致することがわかります拡張放出の初期段階では\％$）直交回転子よりも。これを新生マグネターの歳差運動の証拠として解釈します。
Insight-HXMTデータの高速無線バーストに対応する迅速なガンマ線対応の検索
| Title |
A_search_for_prompt_gamma-ray_counterparts_to_fast_radio_bursts_in_the_Insight-HXMT_data |
| Authors |
C._Guidorzi,_M._Marongiu,_R._Martone,_L._Nicastro,_S.L._Xiong,_J.Y._Liao,_G._Li,_S.N._Zhang,_L._Amati,_F._Frontera,_M._Orlandini,_P._Rosati,_E._Virgilli,_S._Zhang,_Q.C._Bu,_C._Cai,_X.L._Cao,_Z._Chang,_G._Chen,_L._Chen,_T.X._Chen,_Y.B._Chen,_Y.P._Chen,_W._Cui,_W.W._Cui,_J.K._Deng,_Y.W._Dong,_Y.Y._Du,_M.X._Fu,_G.H._Gao,_H._Gao,_M._Gao,_M.Y._Ge,_Y.D._Gu,_J._Guan,_C.C._Guo,_D.W._Han,_Y._Huang,_J._Huo,_S.M._Jia,_L.H._Jiang,_W.C._Jiang,_J._Jin,_Y.J._Jin,_L.D._Kong,_B._Li,_C.K._Li,_M.S._Li,_T.P._Li,_W._Li,_X._Li,_X.B._Li,_X.F._Li,_Y.G._Li,_Z.W._Li,_X.H._Liang,_B.S._Liu,_C.Z._Liu,_G.Q._Liu,_H.W._Liu,_X.J._Liu,_Y.N._Liu,_B._Lu,_F.J._Lu,_X.F._Lu,_Q._Luo,_T._Luo,_R.C._Ma,_X._Ma,_B._Meng,_Y._Nang,_J.Y._Nie,_G._Oui,_J.L_Qu,_N._Sai,_R.C._Shang,_L.M._Song,_X.Y._Song,_L._Sun,_Y._Tani,_L._Tao,_Y.L._Tuo,_C.Wang,_et_al._(40_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10889 |
これまでにいくつかの多波長探索が行われているにもかかわらず、高速無線バースト（FRB）に対応する迅速な電磁対応の強力な検出はまだ得られていません。具体的には、X/ガンマ線の対応物は、いくつかのモデルによって予測されます。keV-MeVエネルギー範囲の大きな有効領域とサブミリ秒の時間のユニークな組み合わせを活用して、Insight-HardX線変調望遠鏡（Insight-HXMT）データで対応する即発ガンマ線を検索することを計画しました解決。Insight-HXMTに搭載された高エネルギー（HE）機器からすぐに見える39のFRBを選択しました。宇宙船の位置での予想到着時間を計算した後、数秒からサブミリ秒スケールまでの幅広い時間分解能で、個々の時間プロファイルと累積時間プロファイルの両方で大幅な超過を検索しました。銀河の項を超える分散測度を使用して、赤方偏移の上限を推定しました。説得力のある信号は見つかりませんでした。各FRBについて、ガンマ線の等方性同等の光度と放出エネルギーを放出時間スケールの関数として制約しました。最も近いFRBソースである定期的なリピーターFRB180916.J0158+65の場合、$L_{\gamma、iso}<5.5\times10^{47}$erg/sover1sが見つかりますが、$L_{\gamma、isoFRBの大部分の場合、}<10^{49}-10^{51}$erg/s。msの長さの放出では、同じ値が約100倍に拡大されます。電波パルス自体のタイムスケールに匹敵するタイムスケールでも、keV-MeV放射は観測されません。長いまたは短いGRBとの系統的な関連付けは、大規模な星（長い）または連星中性子星の合併（短い）が軸から外れて見られるコア崩壊の場合と同様に、サブミナスイベントを除いて、高い信頼度で除外されます。銀河系の兄弟よりも少なくとも10倍エネルギーが高い銀河系外マグネターからの巨大なフレアのみが、最も近いFRBで除外されています。
| Title |
Swift_Spectroscopy_of_the_Accretion_Disk_Wind_in_the_Black_Hole_GRO_J1655-40 |
| Authors |
M._Balakrishnan_(1),_J._M._Miller_(1),_N._Trueba_(1),_M._Reynolds_(1),_J._Raymond_(2),_D._Proga_(3),_A._C._Fabian_(4),_T._Kallman_(5),_J._Kaastra_(6)_((1)_Univ._of_Michigan,_(2)_SAO,_(3)_UNLV,_(4)_Univ._of_Cambridge,_(5)_NASA/GSFC,_(6)_SRON) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10945 |
チャンドラは、2005年の爆発中に恒星質量ブラックホールGROJ1655-40の2つの高エネルギー透過格子（HETG）スペクトルを取得し、豊かで複雑な円盤風を明らかにしました。打ち上げ直後、ニールゲーレルススイフト天文台が同じバーストを監視し始めました。一部のX線望遠鏡（XRT）観測は、強いMnキャリブレーションラインを削除できないモードで取得されたため、以前はスペクトルのFeK-alphaライン領域は無視されていました。ただし、これらの線はエネルギースケールの正確なキャリブレーションを可能にし、吸収が支配的な円盤風とその速度シフトの研究を容易にします。ここでは、15のSwift/XRTスペクトルへの適合を提示し、流出の変動性と進化を明らかにします。データは、磁気駆動の円盤風を強く示しています。より高速（たとえば、v〜10^4km/s）とより低速（たとえば、v〜10^3km/s）の風成分は、通常、実際よりもはるかに高速です。熱的に駆動される流出（v<200km/s）の可能性があり、光イオン化モデリングは、熱風の典型的な内部範囲を定義するコンプトン半径より2桁小さい吸収半径を生成します。さらに、主要な風パラメータ間の相関により、電磁流体力学的風モデルと一致する平均吸収測定分布（AMD）が得られます。ブラックホール降着円盤と流出の最近の観測的および理論的研究の観点から私たちの結果を議論し、将来の展望。
ASTRI望遠鏡のミニアレイの科学的展望：ガンマ線TeVデータの課題
| Title |
Scientific_prospects_for_a_mini-array_of_ASTRI_telescopes:_a_gamma-ray_TeV_data_challenge |
| Authors |
F._Pintore,_A._Giuliani,_A._Belfiore,_A._Paizis,_S._Mereghetti,_N._La_Palombara,_S._Crestan,_L._Sidoli,_S._Lombardi,_A._D'A\`i,_F._G._Saturni,_P._Caraveo,_A._Burtovoi,_M._Fiori,_C._Boccato,_A._Caccianiga,_A._Costa,_G._Cusumano,_S._Gallozzi,_L._Zampieri,_B._Balmaverde_(for_the_ASTRI_Project),_and_L._Tibaldo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10982 |
ASTRIは、TeVバンドで空を観測するガンマ線イメージングチェレンコフ望遠鏡の実現を目指したプロジェクトです。最近、ASTRI望遠鏡のミニアレイ（MA）の開発は、IstitutoNazionalediAstrofisicaから資金提供を受けました。ASTRI包括的データチャレンジ（ACDC）プロジェクトは、適切な機器応答関数の生成から提案まで、暫定的な科学プログラムの完全なシミュレーションを実行することにより、ASTRIMAの科学的活用と分析技術を最適化することを目的としています、シミュレーションデータの選択、分析、解釈。MAは、（ほぼ）正方形のジオメトリ（望遠鏡間の平均距離〜250m）に配置された9つのASTRI望遠鏡で構成されると想定しました。3年間の観測をシミュレーションし、パラナル（チリ）の想定サイトの視界制約と暗い空の条件での観測タイムスロットを考慮して、フィールドごとに考慮した現実的なポインティングプランを採用しました。科学的関心のために選択された19の銀河系および銀河系外のフィールドの観測をシミュレートしました。これには、オブジェクトのいくつかのクラス（パルサー風星雲、超新星残骸、ガンマ線連星など）が含まれ、合計81の点状および拡張ソースが含まれます。ここでは、ACDCプロジェクトの概要を示し、ASTRIMAの3年間のシミュレーションを実行するために必要なさまざまなソフトウェアパッケージの詳細を示します。TeV天文学コミュニティで広く採用されているプロトタイプ科学ツールを利用して、シミュレーションデータ全体に適用された体系的な分析の結果について説明します。さらに、ベンチマークとして使用される一部のターゲットにも特に重点が置かれています。
高度な重力波検出器における広帯域量子ノイズ低減のための周波数依存スクイーズ真空源
| Title |
A_frequency-dependent_squeezed_vacuum_source_for_broadband_quantum_noise_reduction_in_advanced_gravitational-wave_detectors |
| Authors |
Yuhang_Zhao,_Naoki_Aritomi,_Eleonora_Capocasa,_Matteo_Leonardi,_Marc_Eisenmann,_Yuefan_Guo,_Eleonora_Polini,_Akihiro_Tomura,_Koji_Arai,_Yoichi_Aso,_Yao-Chin_Huang,_Ray-Kuang_Lee,_Harald_L\"uck,_Osamu_Miyakawa,_Pierre_Prat,_Ayaka_Shoda,_Matteo_Tacca,_Ryutaro_Takahashi,_Henning_Vahlbruch,_Marco_Vardaro,_Chien-Ming_Wu,_Matteo_Barsuglia,_and_Raffaele_Flaminio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10672 |
現在および将来の地上ベースの重力波検出器の天体物理学的到達距離は、検出器の出力ポートに入る真空の変動によって引き起こされる量子ノイズによってほとんど制限されます。この通常の真空フィールドをスクイーズド真空フィールドで置き換えることは、そのような量子ノイズを軽減するための効果的な戦略であることが証明されており、現在、高度な検出器で使用されています。ただし、ハイゼンベルグの不確定性の原理により、現在のスクイーズではスペクトル全体のノイズを改善できません。高周波数でのショットノイズが減少すると、低周波数での放射圧が増加します。フィルターキャビティとして知られているファブリーペローキャビティからスクイーズされた真空を反射することにより得られる、より複雑なスクイーズソースを使用することにより、広帯域量子ノイズの低減が可能です。ここでは、観測帯域幅全体で高度な重力波検出器の量子ノイズを低減できる周波数依存スクイーズ真空源の最初のデモンストレーションを報告します。この実験では、KAGRA、AdvancedVirgo、およびAdvancedLIGOで計画されているものと同様の吊り下げられた300mの長さのフィルターキャビティを使用し、100Hz未満の絞り楕円の回転を誘導できます。
SKA1-LOWおよびHERA超電波望遠鏡のアンテナ設計
| Title |
Antenna_design_for_the_SKA1-LOW_and_HERA_super_radio_telescopes |
| Authors |
Eloy_de_Lera_Acedo,_Hardie_Pienaar,_Nicolas_Fagnoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10733 |
このペーパーでは、2つの電波望遠鏡の最新のアンテナ設計、SKA1-LOW計器用のSKALA4、およびHERA望遠鏡用のVフィードの設計プロセスと測定基準をまとめています。このペーパーでは、アンテナエレメント設計の主な機能と、両方の機器の最も重要な性能指数について簡単に説明します。最後に、これらの性能指数のいくつかに対する両方の設計の応答を示します。
OpenACCを使用したGPU上のGadget3
| Title |
Gadget3_on_GPUs_with_OpenACC |
| Authors |
Antonio_Ragagnin,_Klaus_Dolag,_Mathias_Wagner,_Claudio_Gheller,_Conradin_Roffler,_David_Goz,_David_Hubber,_Alexander_Arth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10850 |
OpenACCディレクティブを使用して、すべての主要なGadget3モジュール（重力計算、SPH密度計算、SPH流体力、および熱伝導）のGPU移植の予備結果を示します。ここでは、各MPIランクに1つのGPUを割り当て、CPUとGPUで計算をオーバーラップすることにより、ホストとアクセラレーターの両方の機能を活用しています。コードのさまざまな部分をプロファイルして、スピードアップの原因を理解します。アクティブパーティクルが少ないタイムステップのために、ピークスピードアップが達成されないことがわかります。$2\cdot10^{7}$粒子を使用して、Magneticumプロジェクトから流体力学的宇宙シミュレーションを実行します。$\約2$の最終的な合計スピードアップが見つかります。また、予備重力の推奨スケーリングテストの結果も示します。-OpenACCのみの移植。EuroHack17イベントのコンテキストで実行されます。移植のプロトタイプは、最大$1024$GPUの一定のスピードアップを維持することが証明されています。
317秒の回転と磁気放射を伴う孤立した白色矮星
| Title |
An_Isolated_White_Dwarf_with_317-Second_Rotation_and_Magnetic_Emission |
| Authors |
Joshua_S._Reding,_J._J._Hermes,_Z._Vanderbosch,_E._Dennihy,_B._C._Kaiser,_C._B._Mace,_B._H._Dunlap,_J._C._Clemens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10450 |
\textit{K2}キャンペーン10で長いケイデンスで観測された可変白色矮星であるSDSSJ125230.93-023417.72（EPIC228939929）で、短期間の測光変動と変調されたゼーマン分裂水素放出の発見を報告します。恒星表面に磁気（$B=5.0$MG）スポットがあり、$317.278$秒の周期が恒星回転速度の直接測定になります。したがって、このオブジェクトは、まだ発見されている（恒星の仲間なしで）最速で回転している（恒星の仲間なしで）白色矮星であり、2番目はGD356の後で彩層バルマー放射を示すことがわかりました。岩だらけの惑星。このオブジェクトのプロパティと動作を調査し、その進化が白色矮星の合併とその残骸に影響を与える可能性があるかどうかを検討します。
フレアアーケードのマルチスレッドモデルを使用した太陽フレア放射照度のシミュレーション
| Title |
Simulating_Solar_Flare_Irradiance_with_Multithreaded_Models_of_Flare_Arcades |
| Authors |
Jeffrey_W._Reep,_Harry_P._Warren,_Christopher_S._Moore,_Crisel_Suarez,_and_Laura_A._Hayes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10505 |
フレアでエネルギーがどのように放出されるかを理解することは、太陽および恒星の天体物理学の中心的な問題の1つです。高温フレアプラズマの観測は、このエネルギー放出の性質に関する多くの潜在的な手がかりを保持しています。ただし、フレアはいくつかの衝撃的に加熱されたループで構成されているのではなく、時間とともにエネルギーが与えられている多くの小規模なスレッドの加熱の結果であることが明らかであり、観察と数値シミュレーションの詳細を比較することは困難です。以前のいくつかの研究では、フレアを独立して加熱されたループのシーケンスと見なすことにより、観測された放出のいくつかの側面を再現できることが示されていますが、これらの研究は一般に、フレアのグローバルな特徴を無視しながら小規模な特徴に焦点を当てています。この論文では、アーケードを構成する一連の連続的に加熱されるループの時変ジオメトリと加熱速度を含むマルチスレッドモデルを開発します。検証するために、MinXSSCubeSatで作成した5つのフレアのスペクトル観測値と、GOES/XRSおよびSDO/AIAで測定した光度曲線を比較します。このモデルは、GOES/XRSの光度曲線と準周期的脈動、MinXSSで見られる軟X線スペクトル、およびさまざまなAIA通過帯域の光度曲線を正常に再現できることを示しています。AIAの光度曲線は長時間の加熱で最もよく一致しますが、元素の存在量はモデルで制約できません。最後に、このモデルを使用して、観測されていない波長を含む広い波長範囲にわたって放射照度を予測できる極端なイベントのスペクトルを推定する方法を示します。
3分間の足底振動の発生源深度
内部の震源の深さを推測して、3分間のアンブラル振動を引き起こします。アンブラル振動のさざ波状の速度パターンの最近の観測は、アンブラル振動を励起する内部ソースが存在するという考えを支持しました。光球層の下のソースで生成された高速電磁流体力学的（MHD）波が異なる経路に沿って伝播し、異なる時間に表面に到達し、モード変換によって遅いMHD波を励起するという仮説を採用します。これらの遅いMHD波は、明らかに水平方向に伝播する波紋として観察されます。時間の関数として与えられるリップルの伝播距離は、音源の深さと強く関係しています。BigBearSolarObservatoryにあるGoode太陽望遠鏡の高速イメージングソーラースペクトログラフによって取得されたFeI5435A線のスペクトルデータを使用して、5つのリップルを特定し、各リップルの時間の関数として伝播距離を決定しました。これらのデータに適合するモデルから、1000kmから2000kmの間の深度を取得しました。私たちの結果は、太陽黒点における磁気対流と波の発生の詳細なプロセスを理解するための観測的制約として役立ちます。
初期質量関数の多重べき則分布
| Title |
A_Multiple_Power_Law_Distribution_for_Initial_Mass_Functions |
| Authors |
Christopher_Essex_(1),_Shantanu_Basu_(1),_Janett_Prehl_(2),_Karl_Heinz_Hoffmann_(2)_((1)_University_of_Western_Ontario,_(2)_Technische_Universitat_Chemnitz) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10544 |
潜在的な特性を調査するために、初期質量関数（IMF）の新しい多重べき則分布を紹介します。これは、降着および非降着（プロト）星の質量分布の一般的な進化方程式のフレームワーク内で開発された、星形成における質量降着を説明するメカニズムを導入した以前の研究に続きます。この論文では、同じ基本的なフレームワークを使用して、降着からの質量依存型と時間依存型の階段状のドロップアウト率の相互作用が、指数関数的な質量の成長に対して複数のべき法則を示すIMFにつながることを示しています。質量依存の降着とそのドロップアウトは各星に固有のものですが、時間依存のドロップアウトは、近くの星による星雲物質の急速な消費や、衝撃波によるいくつかの物質の掃引などの特定の履歴に関連付けられている可能性があります。質量形成に依存する星形成プロセスに組み込まれた時間依存のドロップアウトは、IMFに大きな影響を与えることが示されています。
ループス星形成領域で若い恒星天体候補を特定するためのランダムフォレストアプローチ
| Title |
A_Random_Forest_Approach_to_Identifying_Young_Stellar_Object_Candidates_in_the_Lupus_Star-Forming_Region |
| Authors |
Elizabeth_Melton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10575 |
星形成領域内の恒星のメンバーの識別と特徴付けは、初期質量関数の定式化、星間円盤の進化、星形成の歴史など、星形成の多くの側面にとって重要です。ループスの星形成領域の以前の調査では、赤外線の過剰および降着のサインを通じてメンバーを特定しました。機械学習を使用して、ESAのGaiaとNASAのSpitzerの2つの宇宙ベースの観測所からの調査に基づいて、Lupusの新しい候補メンバーを識別します。ガイアのデータリリース2からの天文測定値と、スピッツァー宇宙望遠鏡の赤外線アレイカメラ（IRAC）からの天文学および測光データ、およびその他の調査は、ランダムフォレスト（RF）分類器のカタログにコンパイルされます。RF分類器をテストして、最良の機能、メンバーシップリスト、非メンバーシップ識別スキーム、補完法、トレーニングセットクラスの重み付け、およびデータ内のクラスの不均衡を処理する方法を見つけます。ループス星形成領域の27の候補メンバーを分光学的フォローアップのためにリストします。候補者のほとんどはCloudsVとCloudsVにあり、Lupusの確認されたメンバーは1人だけ以前に知られていました。これらの雲は、星形成のやや古い人口を表している可能性があります。
磁束管の上昇と深い領域における黒点の形成について
対流圏全体を放射磁気流体力学シミュレーションでカバーする、これまでにないほど深い計算領域での上昇するフラックスチューブと黒点の形成を調査します。以前の計算には、浅い計算ボックス（<30Mm）と200Mmの深さの対流ゾーンがありました。新しい数値コードR2D2を使用することにより、対流ゾーン全体をカバーすることに成功し、乱流熱対流のために単純な水平磁束管からの黒点の形成を再現します。主な結果は次のとおりです。（1）磁束による密度の低さと混合の抑制のため、フラックスチューブの上昇速度は上昇対流速度よりも大きくなっています。（2）フラックスチューブの上昇速度は深さ18Mmで250m/sを超えますが、太陽表面に出現する3時間前に発散流の明確な証拠は見られません。（3）最初に、フラックスチューブのルートはダウンフローで満たされ、次に、黒点の形成中にアップフローがフラックスチューブの中心を満たします。（4）黒点の形成に不可欠なメカニズムは、コヒーレントな流入と乱流輸送です。（5）成熟領域の黒点では、低温領域が少なくとも40Mmの深さまで広がり、高温領域はフラックスチューブの中心にあります。いくつかの調査結果は、フラックス出現シミュレーションにおける深い計算領域の重要性を示しています。
波長範囲0.97-1.32 {\ mu} mでの線の深さの比率に対する表面重力の影響
| Title |
The_effect_of_surface_gravity_on_line-depth_ratios_in_the_wavelength_range_0.97-1.32_{\mu}m |
| Authors |
Mingjie_Jian,_Daisuke_Taniguchi,_Noriyuki_Matsunaga,_Naoto_Kobayashi,_Yuji_Ikeda,_Chikakao_Yasui,_Sohei_Kondo,_Hiroaki_Sameshima,_Satoshi_Hamano,_Kei_Fukue,_Akira_Arai,_Shogo_Otsubo,_Hideyo_Kawakita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10641 |
励起電位が異なる2つのスペクトル線の線深度比（LDR）は、実効温度（$T_\mathrm{eff}$）と相関していると予想されます。数十または数百の厳密なLDR-$T_\mathrm{eff}$関係を使用できる場合、スターの$T_\mathrm{eff}$を数十ケルビンの精度で決定できます。LDR法に関するこれまでの研究のほとんどは光波長に限定されていましたが、谷口と共同研究者は、2018年に$YJ$バンドで0.97-1.32$\mu\mathrm{m}$の81のLDR関係を報告しました。彼らのサンプルはわずか10の巨人であり、LDRに対する表面重力と金属性の影響を十分に説明することは不可能でした。ここでは、WINERED分光器で観測された小人、巨人、超巨星を含む63個の星の$YJ$バンドスペクトルに基づいて重力効果を調査します。一部のLDR-$T_\mathrm{eff}$関係は、小人のシーケンスと巨人/超巨人のシーケンスの間に明確なオフセットを示すことがわかりました。各ラインペアで考慮される要素のイオン化ポテンシャルの違いと、対応する深度の違いは、LDRの表面重力への依存性を少なくとも部分的に説明できます。LDRメソッドが高精度でカバーできる恒星パラメーターの範囲を拡大するために、太陽金属G0-K4矮星とF7-K5超巨星それぞれのLDR-$T_\mathrm{eff}$関係の新しいセットを取得しました。私たちの関係で達成できる典型的な精度は、小人と超巨星の両方で10〜30Kです。
共生バイナリR Aquariiの星雲-短いレビュー
| Title |
Nebulosities_of_the_Symbiotic_Binary_R_Aquarii_--_A_Short_Review |
| Authors |
T._Liimets,_R._M._L._Corradi,_D._Jones,_I._Kolka,_M._Santander-Garcia,_M._Sidonio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10753 |
この手順では、共生バイナリRAquariiの魅力的な星雲の短いレビューを示します。RAquariiシステムは、中央のバイナリと周囲の星雲物質で構成されており、その発見以来、ADSに数百の論文が掲載されており、ほぼ継続的な研究の対象となっています。そのため、RAquariiにふさわしい包括的なレビューをここで提供することは不可能です。代わりに、私たちはネブラジスに焦点を当てることを選択しました-私たち自身の研究と文献からの他の関連する結果の両方をカバーします。
2002年の12のXクラスフレアに関連する高速ハローCMEの地理的有効性が低い
| Title |
Low_geo-effectiveness_of_fast_halo_CMEs_related_to_the_12_X-class_flares_in_2002 |
| Authors |
B._Schmieder,_R.S._Kim,_B._Grison,_K._Bocchialini,_R.Y._Kwon,_S._Poedts,_P._D\'emoulin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10777 |
極端な宇宙天気イベントは、強いフレアと高速のハローコロナマス放出CMEに関連する傾向があることは一般に認められています。本稿では、2002年に発生した12のXクラスフレアすべてによって引き起こされる太陽から地球への一連のイベントを注意深く特定します。この小さなサンプルでは、異常な高率（58\％）の太陽光源経度が74度より大きい。しかし、12のXクラスフレアはすべて、少なくとも1つのCMEに関連付けられています。高速ハローCME（50\％）は、L1の惑星間CME（ICME）と弱いDst最小値（$>-51\;$nT）に関連しています。一方、12個のXクラスフレアのうち5個（41\％）は、太陽陽子イベント（SPE）に関連しています。（i）中央のディスク領域に由来する高速ハローCMEに関連するものでさえ、12個すべての分析された太陽イベント、およびそれらのICMEとSPEは、地理的にあまり効果的ではありませんでした。この予期しない結果は、チェーン内の推奨イベント（高速ハローCME、Xクラスフレア、中央ディスク領域、ICME、SPE）が地理的有効性の確実なプロキシではないことを示しています。（ii）IMFの統合され正規化された南向きの成分（$B^*_z$）の低い値は、この小さなサンプルの地理的有効性が低いことを説明している可能性があります。実際、$B^*_z$は弱いDstおよび低いオーロラエレクトロジェット（AE）アクティビティとよく相関しています。したがって、私たちが説明できる2002年の地球における唯一の宇宙天気の影響は、L1の$B^*_z$に基づいています。
陽子-陽子衝突年齢で太陽風タイプを注文する
| Title |
Proton-proton_collisional_age_to_order_solar_wind_types |
| Authors |
Verena_Heidrich-Meisner,_Lars_Berger,_and_Robert_F._Wimmer-Schweingruber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10851 |
太陽風の流れの特性は、そのソース領域と輸送効果によって決まります。太陽風のタイプに関係なく、その場で測定された太陽風は常に両方の影響を受けます。陽子-陽子衝突年齢を1AUの太陽風の秩序化パラメーターと見なし、Xu＆Borovsky（2015）が開発した太陽風分類スキームとの関係を調べます。これを使用して、この太陽風分類に明示的な磁場情報は必要ないことを示します。この分類からの3つの基本的な太陽風のタイプは、陽子-陽子衝突年齢$a_{col、pp}$の点で異なる領域をカバーするという観察に基づいて、陽子-陽子衝突年齢。結果のいわゆるPAC太陽風分類器は、完全なXu＆Borovsky（2015）太陽風分類スキームの代替であり、完全なXu＆Borovsky（2015）スキームに非常に類似した分類につながります。太陽風は陽子-陽子衝突年代によって秩序立っています。これは、各プラズマ領域でのプラズマ特性、特に陽子温度と磁場強度の間の根本的な固有の関係を意味します。セクター反転プラズマは、特に低速で高密度の太陽風とほとんどの河川相互作用境界の組み合わせであると私たちは主張します。ほとんどの太陽風パラメータ（磁場の強さ、B、酸素の電荷状態比$n_{O^{7+}}$/$n_{O^{6+}}$など）は、太陽活動サイクルとともに変化します。したがって、しきい値に基づくすべての太陽風分類スキームは、太陽活動サイクルにも適合させる必要があります。
長期間のクラスターメンバーシップCepheidキャリブレーターSV Vul
| Title |
Cluster_membership_for_the_long_period_Cepheid_calibrator_SV_Vul |
| Authors |
Ignacio_Negueruela_(Alicante),_Ricardo_Dorda_(IAC),_Amparo_Marco_(Alicante) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10946 |
古典的なセファイドは、距離計のはしごの最初のステップを表しています。ローカルで計算されたハッブル定数と$Planck$の結果から推定された値との間の緊張感の主張は、これらの距離キャリブレータへの新たな関心を引き起こしています。クラスターメンバーシップは、独立した距離測定、およびそれらの恒星特性の研究のための天体物理学的コンテキストを提供します。ここでは、天の川で知られている最も明るいセフェディスの1つであるSVVulの近くにある若い散開星団の発見について報告します。$Gaia$DR2データは、SVVulが新しいクラスターの明確な天文学および測光のメンバーであることを示しています。これは、アリカンテ13と名付けられています。2つの低輝度の赤い超巨星。クラスターは、2.5kpcの公称距離で約30Maです。この年齢では、SVVulの質量は、その光度に応じて$10\：$M$_{\odot}$程度であり、最近の恒星モデルで許可されているセファイドの最高光度に近いはずです。
熱不安定性：フィラメントの微細構造の断片化とフィールドのミスアライメント
| Title |
Thermal_instabilities:_Fragmentation_and_field_misalignment_of_filament_fine_structure |
| Authors |
Niels_Claes,_Rony_Keppens,_Chun_Xia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10947 |
プロミネンスは驚くべき量の微細構造を示し、H$\alpha$の観察で見られるように、それらのスレッドが磁場トポロジーに関する間接的な情報を提供すると広く信じられています。典型的な太陽コロナ条件下の熱不安定性の過程を通じて形成された高密度の凝縮における自然発生と微細構造の進化を調査します。私たちの研究は、低プラズマベータ体制での代表的な冠状動脈ボリュームのinsitu凝縮を通じて発生する複雑な多次元プロセスを明らかにします。関連するすべての非断熱効果が含まれている場合、相互作用する低速電磁流体（MHD）波モードの2Dおよび3D数値シミュレーションを実行しました。熱モードに対して不安定な領域における複数の低速MHD波モードの相互作用が熱不安定性につながることを示します。これにより、最初は局所的な磁場にほぼ直交するパンケーキのような構造が形成されますが、低圧によって誘発された物質の流入により、反発ショックが発生します。これは、微小なラム圧力の不均衡から自然に発生する薄いシェルの不安定性により、これらのパンケーキシートが急速に破壊されることで成功しています。これにより、最終的には、せん断流効果による糸のような特徴を伴う高密度の塊が作成されます。ブロブのさらなる進化は、背景の磁場との動的な再調整が現れるように、磁力線に従います。ただし、出現するスレッドのような機能は、フィールドに整列しているわけではなく、H$\alpha$の観測に基づくフィールドトポロジーの解釈に広範な影響を与える、微細構造の向きと磁場トポロジーの間の非常に弱いリンクのみを意味します。
Gaia DR2から20個以内の新しい超クールな小人の隣人
Gaiaデータリリース2（DR2）には、$>$6000の視差を持つオブジェクト$（Plx+3\times{e\_Plx}）>50$masが含まれており、太陽から20個以内に配置されます。有名な10個の国勢調査を推定する予想数ははるかに少ないため、近くのガイア星には品質評価が必要です。白色矮星（WD）の20個のサンプルは、GaiaDR2で既に検証および完成されています。スペクトルタイプが$\gtrsim$M7で、GaiaDR2視差が与えられた超低温小人（UCD）の20個のサンプルをチェックして完了することを目指しました。GaiaDR220pcサンプルをさまざまな天文学および測光品質のサブサンプルに分割し、$M_G$対$G$$-$$RP$色度図（CMD）で、および$G$マグニチュードの関数と総適正運動。CMDから139の既知のWDと263の既知のUCDを除外した後、残りの$\約$3500の候補すべてを$M_G>14$mag（この研究ではUCDの定義に使用）でチェックして、ガイアDR2の適切な動きを確認しました。確認されたUCD候補については、Gaiaと近赤外線の絶対等級と色を使用して、測光法でスペクトルタイプを推定しました。新しいWDの確認はできませんでしたが、GaiaDR2を使用した以前の3つの研究では言及されていない50の新しいUCD候補が見つかりました。それらは固有の運動と接線速度が比較的小さく、銀河面に集中しています。それらの半分は、SIMBADおよび/または以前に非ガイア距離推定でスペクトルタイプがあり、すでに20pc以内に配置されていました。50個のオブジェクトのうち20個について、従来のUCDスペクトルタイプの制限をわずかに下回るM6-M6.5の測光スペクトルタイプを推定しました。ただし、7個のL4.5-L6.5、4個のL0-L1、5個のM8.5-M9.5、および3個のM7-M8ドワーフは、GaiaDR2に基づく20個以内の完全に新しいUCDの発見と見なすことができます。4つのM6.5ドワーフと2つのL4.5ドワーフは、ARGUS、ABDoradus、またはCarinaNearの若い移動グループで高いメンバーシップ確率（64％〜99％）を持っています。（省略）
| Title |
Chiral_Symmetry_and_the_Cosmological_Constant |
| Authors |
Stephon_Alexander,_Gabriel_Herczeg,_Jinglong_Liu,_Evan_McDonough |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.08416 |
この研究では、ほぼ消失する宇宙定数とカイラル対称性の間のリンクを提供します。これは、トポロジーフィールド理論、すなわちBF理論に結合されたフェルミオンをBF理論ゲージグループの下に導入することによって結合する一般相対性理論の修正によって達成されます。宇宙定数がフェルミオンのカイラル異常を発生させ、観測された宇宙定数の小ささに対する「技術的な自然さ」の説明を提供することがわかります。初期の宇宙に適用すると、インフレーション中のフェルミオンの生成が、今日の宇宙のすべての暗黒物質を超重い暗いバリオンの形で提供できることを示しています。
連結畳み込みニューラルネットワークに基づく岩石学の薄いセクション画像における岩石の分類
| Title |
Rock_Classification_in_Petrographic_Thin_Section_Images_Based_on_Concatenated_Convolutional_Neural_Networks |
| Authors |
Cheng_Su,_Sheng-jia_Xu,_Kong-yang_Zhu,_Xiao-can_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10437 |
岩石分類は、岩石力学、岩石学、鉱山工学、マグマ過程、および地球科学に関連する他の多くの分野で重要な役割を果たします。この研究は、岩石の薄片に基づいて地質学的岩石タイプを分類するための連結畳み込みニューラルネットワーク（Con-CNN）法を提案します。ここでは、平面偏光（PPL）と交差偏光（XPL）を使用して、基本データとして薄い断面の画像を取得しました。必要な前処理分析を行った後、PPLおよびXPL画像とそれらの包括的な画像（CI）は、予備分類を達成するために同じ構造を含む3つの畳み込みニューラルネットワーク（CNN）に組み込まれました。これらの画像は、融合主成分分析（PCA）を使用して開発されました。その後、CNNの結果は、最尤検出を使用して連結され、包括的な分類結果が得られました。最後に、見た目が似ているミネラルの比率の違いによる誤分類を修正するために、統計的改訂が適用されました。この研究では、Con-CNNのトレーニングと検証のために、13種類の92の岩石サンプル、196の岩石薄片、588の画像、63504の画像パッチが作成されました。5分割交差検証は、提案された方法が89.97％の全体的な精度を提供することを示しています。
現実的な中性子星の解析的I-Love-C関係
ラジオ、X線、重力波による中性子星の最近の観測では、核物質の状態方程式が核飽和密度を超えて制約され始めています。驚いたことに、基礎となる状態方程式に影響されない中性子星の特定のバルク特性を接続し、核物理学や重力物理学を含む基本物理学の探査に重要なアプリケーションを持っているおおよその普遍的な関係が存在します。今日まで、現実的な中性子星の普遍的な関係に関する分析的研究は欠けているため、普遍性の起源の理解を深めることができます。ここでは、コンパクト性（C）、慣性モーメント（I）、および潮汐変形能（愛数に関連）の間の普遍的な関係に焦点を当て、分析的、近似のI-Love-C関係を導き出します。これを達成するために、非回転の現実的な中性子星を正確に記述する拡張TolmanVIIモデルから解析的にゆっくり回転する/潮汐変形した中性子星のソリューションを構築します。コンパクトさ。ニュートンの極限についてそれらを拡張し、恒星のコンパクトさで最大6次を維持することにより、フィールド方程式を解析的に解きます。これらの分析ソリューションに基づいて、ICおよびLove-C関係のO（10％）状態方程式の変動と、以前に数値で見つかったI-Love関係のO（1％）変動を数学的に示すことができます。。私たちの新しい分析関係は、以前の研究で導出された一定密度の星の分析関係よりも、現実的な中性子星（特にI-CおよびLove-Cの星）の数値結果とより正確に一致します。私たちの結果は、上記の普遍的な関係における現実的な中性子星の普遍性の量の数学的説明を提供します。
| Title |
Global_asymptotic_dynamics_of_Cosmological_Einsteinian_Cubic_Gravity |
| Authors |
Israel_Quiros,_Ricardo_Garc\'ia-Salcedo,_Tame_Gonzalez,_Jorge_Luis_Morales_Mart\'inez,_Ulises_Nucamendi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10516 |
この論文では、宇宙論的アインシュタインの立方重力（CECG）として知られている一般相対性理論（GR）までの最大3次曲率補正の宇宙論的ダイナミクスを調査します。問題。この理論の位相空間のグローバルな漸近構造を明らかにすることができます。インフレ問題が支配するビッグバンが世界の過去のアトラクターであることが明らかになりました。これは、インフレが物理的に意味のある宇宙の歴史の出発点であることを意味しています。GRの高次の曲率補正が初期の宇宙力学に影響を与えると想定されている場合-高エネルギー/大曲率の限界-遅い時間のインフレーションは、最大3次の曲率の変更の結果ではありません。CECGモデルにおける拡張の遅い時間の加速は、宇宙定数項を追加した場合にのみ可能であることを示すことによって、この仮定を確認します。
重力波とアクシオン群れからの高速電波バーストの可能性
回転するブラックホールの周りのアキシオンミニクラスターやアキシオン雲などのアキシオンオブジェクトは、アキシオン-光子相互作用を通じて電磁波のパラメトリック共鳴を引き起こします。特に、質量が約10^{-6}$eVのアキシオンからの共鳴が、観測された高速無線バースト（FRB）を説明する可能性があることが知られています。ここでは、高速重力波バースト（FGB）と呼ばれる高周波重力波の同様のバーストが、重力チャーン-サイモン（CS）結合の存在するアキシオンクランプから生成されると主張します。典型的な周波数はアキシオン質量の半分であり、一般的にはkHzからGHzの範囲です。また、FRBに関連する二次重力波の生成、および典型的な質量が約$10^{-5}M_{\odot}$の原始ブラックホールなど、アキシオン雲の考えられるホストオブジェクトについても説明します。FGBの将来の検出と観測されたFRBは、アクシオンのより多くの証拠を提供することが期待されています。
宇宙論的観測量の変形不変性
この論文では、コンフォーマル変換に関する以前の結果を拡張して、変形変換の下での宇宙論的観測量のフレーム依存性/独立性を調べ、ジョーダンフレームとアインシュタインフレーム変数間の対応を提供します。ニュートン限界の重力定数、赤方偏移、光度、角直径距離などの量、および観測された特定のフラックスと強度を考慮します。また、距離双対性と相互関係、ボルツマン方程式、および断熱性条件についても説明します。特に、相互関係（2つの幾何学的距離の関係）が変更されても、赤方偏移は不変であり、距離-双対関係（光度距離と角直径距離の関係）は一般的な時空で依然として保持されます。電磁作用は変形変形の下で変化するため、アインシュタインフレームの光子はヌル測地線に沿って伝播しなくなります。その結果、宇宙論的関心のいくつかの量が変更されます。
非Bunch-Davies初期状態を伴う一般的な単一場インフレーションからの原始テンソル非ガウス性
| Title |
Primordial_tensor_non-Gaussianities_from_general_single-field_inflation_with_non-Bunch-Davies_initial_states |
| Authors |
Shingo_Akama,_Shin'ichi_Hirano,_and_Tsutomu_Kobayashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10686 |
非Bunch-Davies初期状態の場合の曲率摂動の原始的な非ガウス性は、サブホライゾンスケールでの摂動間の相互作用により、Bunch-Davies1の場合と比較して強化できることがわかっています。本論文の目的は、テンソル非ガウス性も同じメカニズムで強化できるかどうかを調査することです。インフレーターが存在する場合の一般的な重力理論を検討し、テンソルモードのテンソルオートバイスペクトルと、1つのテンソルと2つのスカラーモードを含む非バイパスデイビス初期状態を含むクロスバイスペクトルを評価します。スカラー自動バイスペクトルの場合との決定的な違いは、テンソルの3点関数が平坦化された運動量三角形で消失することです。我々は、クロスバイスペクトルが非Bunch-Daviesの初期状態により、自明でない三角形の形状で強化される可能性があることを指摘します。
鋭い相転移と弾性地殻を持つハイブリッド星の潮汐変形
| Title |
Tidal_deformations_of_hybrid_stars_with_sharp_phase_transitions_and_elastic_crusts |
| Authors |
Jonas_P._Pereira,_Micha{\l}_Bejger,_Nils_Andersson,_Fabian_Gittins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10781 |
重力波天文学は、高密度物質の状態方程式など、中性子星の特性に独立した制約を与えることが期待されています。これは、中性子星連星の後期インスパイラル相の点粒子重力波形を変化させる二成分の潮汐変形能の測定で可能です。現在の重力波検出器は、コンポーネントの個々の潮汐変形を正確に決定するのに十分な感度ではありませんが、将来の検出器と組み合わせた多数の観測により、この量の不確実性が減少します。ここでは、ハイブリッド中性子星の地殻の弾性による潮汐変形能の影響、および潮汐変形に対するクォークハドロン位相密度ジャンプの影響の最初の研究を提供します。周波数がゼロの非動径摂動のフレームワークを採用し、摂動されたときに（弾性係数が圧力の約$1\％$で）弾性側面を示すハドロン相を調べます。完全流体のクォーク相と弾性部分を示すハドロン相を備えたハイブリッドスターの相対的な潮汐変形の変化は、（完全流体の対応物に対して）約$2-4\％$より大きくなることはありません。これらの最大の変化は、ハイブリッド星の弾性領域が星の半径の約$60\％$より大きい場合に発生します。これは、クォーク位相が小さく、密度ジャンプが十分に大きい場合、またはハイブリッド星に弾性混合相。その他の場合、弾性地殻による相対的な潮汐変形の変化はごくわずか（$10^{-5}-10^{-1}\％$）であるため、第3世代の検出器を使用しても測定される可能性はほとんどありません。したがって、ハイブリッド星の弾性ハドロン領域のサイズが半径の半分を超えている場合にのみ、弾性の影響が潮汐変形に顕著な影響を与える可能性があります。
純粋な張力シェルとしての光子表面：薄いシェルワームホールの独自性
薄いシェルワームホールは、2つの漸近的にフラットな時空をそれらの内部境界に沿って結合することによって構築されます。時空に課せられた接合条件は、結合された境界に沿って分布する薄い殻と呼ばれる物質のEOSを指定します。BarceloandVisser（2000）は、ワームホールが喉全体で$Z_2$対称であり、シェルが純粋な張力を持っている場合、球対称の薄いシェルワームホールには光子球上にシェル、つまりワームホールの喉があると報告しています。この論文では、最初に、一般的な結合時空（JST）を検討し、$\Lambda$-vacuumの$Z_2$対称純粋引張JST（Z2PTJST）が、光子の一般化されたオブジェクトである光子表面にシェルを持っていることを示します。他の対称性を仮定せずに球。Z2PTJSTのクラスには、たとえば、シェルが私たちが住んでいるブレーンであるブレーンワールドモデルも含まれます。次に、対応するフォトンサーフェスの安定性を分析することにより、Z2PTJSTのシェルの安定性を調査します。最後に、Cederbaum（2014）による光子球の一意性定理を適用して、Z2PTJSTの静的ワームホールの一意性定理を確立します。
