日本語で流し読むastro-ph

前日にarXivに登録された論文のアブストを機械翻訳してお届けします(毎日15時台に更新)

Wed 25 Mar 20 18:00:00 GMT -- Thu 26 Mar 20 18:00:00 GMT

強力な重力レンズ効果を使用した高赤方偏移銀河におけるVLBI光学オフセットの抑制

Title Constraining_VLBI-optical_offsets_in_high_redshift_galaxies_using_strong_gravitational_lensing
Authors C._Spingola_and_A._Barnacka
URL https://arxiv.org/abs/2003.11551
新しいVLBIおよびアーカイブHST観測を使用して、赤方偏移$1.34$および$1.394$で、2つの高度に拡大された強力な重力レンズ銀河、CLASSB0712+472およびCLASSB1608+656の多波長分析を提示します。モンテカルロサンプリングを使用して、電波と光の放射の位置を不確実性とともに再構築します。CLASSB0712+472で、光と電波の放射は$2\pm5$mas(1.34の赤方偏移で$17\pm42$pc)以内の空間にあることがわかります。ただし、クラスB1608+656では、このような高い赤方偏移でのAGNに対して測定された最小オフセットである$25\pm16$質量(赤方偏移1.394で$214\pm137$pc)の光学無線オフセットを再構築します。スペクトルの特徴は、CLASSB1608+656が合併後の銀河であることを示しています。この銀河は、ここで報告される光学VLBIオフセットと相まって、CLASS-B1608+656を高$z$オフセットAGNの有望な候補にします。さらに、精密なレンズモデルと組み合わせたVLBI観測のミリ秒の角度分解能により、クラスB0712+472で$0.05$質量精度($0.4$pc)、および$0.009$質量精度($0.08$pc)で電波放射を空間的に特定できます。クラスB1608+656。高赤方偏移銀河における光学無線オフセットの検索は、E-ELTやSKAを含む今後の総観的な全天サーベイによって容易になります。これは、$\sim10^5$の強いレンズを持つ銀河を発見し、高角度分解能で観察された大きな強いレンズ効果のサンプル。

クラスターにはエッジがあります:SDSS redMaPPerクラスターの予測フェーズSpaceStructure

Title Clusters_Have_Edges:_The_Projected_Phase_SpaceStructure_of_SDSS_redMaPPer_Clusters
Authors Paxton_Tomooka,_Eduardo_Rozo,_Erika_L._Wagoner,_Han_Aung,_Daisuke_Nagai,_Sasha_Safonova
URL https://arxiv.org/abs/2003.11555
SDSSredMaPPer銀河団の近傍における銀河の視線速度の分布を調べます。銀河は、その速度に基づいて、クラスターに動的に関連付けられている銀河と、ランダムな見通し内投影という2つのカテゴリに分類できます。銀河団に関連する銀河の割合、およびその銀河の速度分散は、半径の関数として鋭い特徴を示します。この機能は放射状スケール$R_{\rmedge}\約2.2R_{\rm{\lambda}}$で発生します。$R_{\rm{\lambda}}$はredMaPPerによって割り当てられたクラスター半径です。$R_{\rmedge}$を「エッジ半径」と呼びます。これらの結果は自然に、銀河団に動的に関連付けられた銀河を、ハローを周回する銀河の構成要素と落下する銀河の構成要素にさらに分割するモデルによって説明されます。エッジ半径$R_{\rmedge}$は、この半径を超えて軌道構造が存在しないという意味で、真の「クラスターエッジ」を構成します。コンパニオンペーパー(Aungetal。2020)は、数値シミュレーションで暗黒物質下部構造の完全な3次元の位相空間分布を調査するときに「ハロエッジ」仮説が成り立つかどうかをテストし、この半径が適切に定義されたスプラッシュバック半径と一致することを示しています。

暗黒物質ハローの位相空間構造

Title The_Phase_Space_Structure_of_Dark_Matter_Halos
Authors Han_Aung,_Daisuke_Nagai,_Eduardo_Rozo,_Rafael_Garcia
URL https://arxiv.org/abs/2003.11557
暗黒物質ハローの位相空間構造を使用して、ハローの質量を測定し、質量降着率を推定し、修正された重力の影響を調べることができます。以前の研究では、スプラッシュバック半径は、密度プロファイルの勾配を使用して位置空間で測定できることが示されています。N体シミュレーションを使用して、暗黒物質ハローの位相空間構造がこのスプラッシュバック半径で終了しないことを示します。代わりに、落下、跳ね返り、およびビリアル化されたハローが空間的に混合される領域が存在します。3つの運動学的に異なる集団の分布をモデル化し、それを超えて暗黒物質ハローが軌道の下部構造を持たない「エッジ半径」が存在することを示します。この半径は、以前の研究で定義されたスプラッシュバック半径の固定倍数であり、暗黒物質粒子のアポセンターの固定部分を含む半径として解釈できます。私たちの結果は、友岡らによるコンパニオンペーパーで採用された衛星銀河モデルに、SDSSredMaPPerクラスターの位相空間分布を分析する強固な理論的基盤を提供します。

効率空間における宇宙せん断調査の発生源分布

Title Source_Distributions_of_Cosmic_Shear_Surveys_in_Efficiency_Space
Authors Nicolas_Tessore_and_Ian_Harrison
URL https://arxiv.org/abs/2003.11558
我々は、コマーシャルシアのレンズ効果が一般的に単純な形状であることを示しています。したがって、宇宙剪断の発生源分布は、「効率空間」でより効果的にパラメーター化できると主張します。現実的なシミュレーションを使用して、赤方偏移分布で切断された外れ値がない現在の宇宙シアー調査の真のレンズ効率は、2つのパラメーターのみでパーセント精度で説明でき、このアプローチは他のパラメトリックフォームと調査に直接一般化します。したがって、宇宙剪断信号は線源分布の詳細にほとんど影響を受けず、重要な特徴は少数の適切な効率パラメーターによって要約できます。シミュレートされた調査では、10%レベルの事前知識があることを示しています。フォトメトリック赤方偏移から、宇宙論パラメーター$\Omega_m$と$\sigma_8$の制約に深刻な影響を与えることなく、効率パラメーターを限界化するのに十分です。

なぜそれがここでとても寒いのですか?:太陽系外惑星の大気の透過スペクトルから取得した寒冷温度の説明

Title Why_is_it_so_Cold_in_Here?:_Explaining_the_Cold_Temperatures_Retrieved_from_Transmission_Spectra_of_Exoplanet_Atmospheres
Authors Ryan_J._MacDonald,_Jayesh_M._Goyal,_Nikole_K._Lewis
URL https://arxiv.org/abs/2003.11548
透過分光法は、太陽系外惑星のターミネーターをプローブするために広く使用されている強力な手法です。透過スペクトルの大気検索により、太陽系外惑星の大気の比較研究が可能になります。ただし、検索手法によって推定された大気特性は、重大な異常を示しています。ほとんどの検索された温度は、予想よりもはるかに低温です。場合によっては、取得された温度はT_eqよりも約1000K低くなります。ここでは、この難問について説明します。1D大気モデルが異なる朝晩ターミネーター組成を持つ惑星のスペクトルに適用されると、誤って低温が発生することを示します。許容できる適合性を提供しているにもかかわらず、1D検索手法は、ターミネーター平均プロパティから離れて人工的に大気パラメーターを調整します。取得した温度プロファイルは数百度も低く、実際よりも温度勾配が弱いです。取得されたアバンダンスは、主に1$\sigma$によってバイアスされ、時には3$\sigma$によってバイアスされ、超高温のジュピターでは最も極端なバイアスが発生します。朝晩の組成の違いが顕著な不透明度の原因として現れる場合、1Dモデルによって取得されるH$_2$Oの存在量は、1桁以上バイアスされる可能性があります。最後に、これらのバイアスがWASP-17bおよびWASP-12bで報告されたコールド検索温度の説明を提供することを示します。1D大気モデルに関連するバイアスを克服するために、多次元検索技術を開発することが急務です。

マルチプラネットシステムの通過時間変動

Title Transit_Duration_Variations_in_Multi-Planet_Systems
Authors Aaron_C._Boley,_Christa_Van_Laerhoven,_Agueda_Paula_Granados_Contreras
URL https://arxiv.org/abs/2003.11590
観測者の視線に対する惑星の軌道方向は、通過する惑星の弦の長さ、つまり通過する惑星が恒星円盤を移動する投影距離を決定します。特定の円軌道では、弦の長さが通過時間を決定します。軌道傾斜、上昇ノードの方向、またはその両方の変化により、この弦の長さが変化し、通過時間の変動(TDV)が発生する可能性があります。完全な軌道傾斜ベクトルの変動は、システムの非遷移または新たに遷移する惑星につながる可能性さえあります。100を超える短周期の惑星系の最速の節点固有振動数を推定するために、ラプラスラグランジュの長期理論を使用します。最高の固有振動数は、どのシステムが最も強いTDVを示すかを示す指標です。さらに、直接N体シミュレーションを使用して可能性のあるTDVを特徴付け、非遷移惑星がこれらの可能性があるかどうかを調べるために、5つのケース(TRAPPIST-1、Kepler-11、K2-138、Kepler-445、およびKepler-334)を探索します。システム。さまざまな初期条件が調査され、各実現は観測されたトランジットと一致しています。多惑星システムの数十パーセントは、10倍のタイムスケールで大きなTDVを期待するのに十分な速度で固有周波数を持っていることがわかります。直接統合されたケースの中で、非通過惑星は10年間のタイムスケールで発生する可能性があり、10分の10分のTDVが一般的であるはずです。

周星の居住可能ゾーンにおける地球サイズの惑星形成

Title Earth-size_planet_formation_in_the_habitable_zone_of_circumbinary_stars
Authors G._O._Barbosa,_O._C._Winter,_A._Amarante,_A._Izidoro,_R._C._Domingos_and_E._E._N._Macau
URL https://arxiv.org/abs/2003.11682
この研究では、居住可能なゾーン内に地球サイズの惑星を持つ近接連星系の可能性が調査されています。まず、惑星が確認されたすべての既知の近接バイナリシステム(合計22システム)を選択して、それぞれの居住可能ゾーン(HZ)の境界を計算しました。ただし、HZの計算に必要なすべてのデータを備えたシステムは8つだけでした。次に、テスト粒子を使用して、8つのシステムのそれぞれについて、居住可能ゾーン内の安定性を数値的に調査しました。結果から、ハビタブルゾーン(HZ)内に安定領域がある5つのシステム、つまりKepler-34、35、38、413、453を選択しました。HZに安定領域があるこれらの5つのシステムの場合、一連の各システムの星とホスト惑星に加えて、2つの異なる密度プロファイルを持つ惑星の胚と微惑星から構成される円盤を考慮した惑星形成の数値シミュレーションの結果。ケプラー34および453システムの場合、居住可能ゾーン内には地球サイズの惑星が形成されないことがわかりました。地球のような質量を持つ惑星はケプラー453で形成されましたが、それらはHZの外にありました。対照的に、Kepler-35および38システムの場合、結果は、すべてのシミュレーションで潜在的に居住可能な惑星が形成されることを示しました。Kepler-413システムの場合、1つのシミュレーションだけで、地球惑星が居住可能ゾーン内に形成されました。

M-矮星の近くの潮汐的にロックされた太陽系外惑星における極域の居住性

Title Habitability_of_polar_regions_in_tidally_locked_extrasolar_planet_near_the_M-Dwarf_stars
Authors Nishith_Burman
URL https://arxiv.org/abs/2003.11732
10年以上前にケプラーとハッブルが打ち上げられて以来、私たちは潜在的に居住可能な太陽系外惑星を見つけるために長い道のりを歩んできました。今日までに、すでに4000を超える太陽系外惑星を発見しており、そのほとんどは生命の維持に適していません。生命を持続させる可能性のあるすべてのものの中で、親の星、主に赤い矮星を中心に同期して回転する多数が発見されました。それらの同期回転により、これらの惑星は非常に不均一な恒星加熱を受けます。これらの惑星の同期回転により、惑星の片側が恒久的に親星に向かい、反対側は暗いままです。これは、生命を維持するのに適していない極端な気候条件をもたらします。太陽系外惑星に関するこれらの理論はよく知られていますが、異なる気候モデルを使用した太陽系外惑星内の極域の居住性の体系的な研究はまだ行われていません。ここで私は潮汐ロッキングと居住性への影響に関する現在の文献をレビューし、これらの太陽系外惑星の極における居住性の概念を紹介します。私は地球の極域の気候条件の理解に焦点を当て、それに基づいてこれらの太陽系外惑星の極における居住性の概念を提示します。

Galaxy Iの年齢化学的存在量構造:z〜0.6での外側の円盤における遅い降着イベントの証拠

Title Age-chemical_abundance_structure_of_the_Galaxy_I:_Evidence_for_a_late_accretion_event_in_the_outer_disc_at_z_~_0.6
Authors Jianhui_Lian_(University_of_Utah),_Daniel_Thomas_(University_of_Portsmouth),_Claudia_Maraston_(University_of_Portsmouth),_Olga_Zamora,_Jamie_Tayar,_Kaike_Pan,_Patricia_Tissera,_Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_Domingo_Anibal_Garcia-Hernandez
URL https://arxiv.org/abs/2003.11549
SDSD/APOGEE調査によって最近明らかにされたように、r>10kpcの銀河中心距離で外側の銀河円板の年齢化学的存在量構造を調査します。[alpha/Fe]-[Fe/H]平面には、系統的に異なる恒星年代の2つのシーケンスが存在します。驚くべきことに、若いシーケンスは金属リッチではなく、追加のガス付着による最近の希釈プロセスを示唆しています。若いシーケンスで鉄の存在量が最も少ない星もアルファ元素の存在量の増加を示すので、ガス降着イベントは星形成のバーストを含んでいたに違いありません。これらの観察を説明するために、化学進化モデルを構築します。このモデルでは、長い時間スケールでの基礎となる長期降着に加えて、比較的短時間のガス降着のエピソードを含めます。私たちのモデルは、観測された星の分布を[alpha/Fe]-[Fe/H]-Ageの3次元空間で外側のディスクに再現することに成功しています。遅延が8.2Gyr、タイムスケールが0.7Gyrの遅い降着が、観測されたデータ、特に若い金属に乏しいシーケンスの存在に最もよく適合していることがわかります。さらに、私たちの最適モデルは、金属の存在量を十分に希釈するために、遅い降着イベントでの降着ガスの量が、降着時に外側ディスクのローカルガスリザーバーの約3倍である必要があることを意味します。この大きな割合が与えられた場合、私たちは、遅い降着イベントを、おそらく質量M_*<10^9M_Sunで、ガスの割合が〜75%のガスに富む矮小銀河との小さな合併として解釈します。

赤外線イオン分光法で調べた気体多環芳香族炭化水素の分解生成物

Title Breakdown_products_of_gaseous_polycyclic_aromatic_hydrocarbons_investigated_with_infrared_ion_spectroscopy
Authors A._Petrignani,_M._Vala,_J.R._Eyler,_A.G.G.M._Tielens,_G._Berden,_A.F.G._van_der_Meer,_B._Redlich,_and_J._Oomens
URL https://arxiv.org/abs/2003.11888
3つの異なる3環多環式芳香族炭化水素(PAH)、フルオレン(C$_{13}$H$_{10}$)の電子イオン化誘起フラグメンテーション中に形成される共通のフラグメントイオンについて報告します9,10-ジヒドロフェナントレン(C$_{14}$H$_{12}$)、および9,10-ジヒドロアントラセン(C$_{14}$H$_{12}$)。$m/z=165$の質量分離されたプロダクトイオンの赤外線スペクトルは、フーリエ変換イオンサイクロトロン共鳴質量分析計で取得されました。そのセルは、赤外線自由電子レーザーの光キャビティ内に配置され、高光子を提供します効率的な赤外線多光子解離に必要なフルエンス。3つの異なる前駆体から生成された$m/z=165$種の赤外線スペクトルは類似しており、単一のC$_{13}$H$_{9}^+$異性体の形成を示唆しています。密度汎関数理論(DFT)を使用した理論計算により、フラグメントのアイデンティティが閉殻フルオレニルカチオンであることが明らかになりました。各親前駆体からフルオレニルイオンへの分解経路は、DFT計算に基づいて提案されています。3つの異なるPAHからの単一の断片化生成物の同定は、一般的なPAHの一般的な分解経路の存在の概念をサポートし、天文学的PAH種の断片化化学の理解に役立ちます。

緑の谷で検出された遠赤外線AGNのX線の特性

Title Properties_of_X-ray_detected_far-IR_AGN_in_the_green_valley
Authors Antoine_Mahoro,_Mirjana_Povi\'c,_Petri_V\"ais\"anen,_Pheneas_Nkundabakura,_Beatrice_Nyiransengiyumva,_and_Kurt_van_der_Heyden
URL https://arxiv.org/abs/2003.12033
この研究では、COSMOSフィールドからのデータを使用して、アクティブ銀河と非アクティブ銀河を比較することにより、「グリーンバレー」内のアクティブな銀河核を分析しました。私たちのX線で検出されたほとんどの遠赤外線放射を伴う活動銀河核は、同じ恒星質量範囲の通常の銀河よりも星形成率が高いことがわかりました。

大マゼラン星雲におけるSGR 0526-66からの静止硬X線放射のNuSTAR検出

Title NuSTAR_Detection_of_Quiescent_Hard_X-Ray_Emission_from_SGR_0526-66_in_the_Large_Magellanic_Cloud
Authors Sangwook_Park,_Jayant_Bhalerao_(University_of_Texas_at_Arlington),_Oleg_Kargaltsev_(George_Washington_University),_and_Patrick_O._Slane_(SAO)
URL https://arxiv.org/abs/2003.11730
ソフトガンマ線リピーター(SGR)0526-66は最初に特定されたマグネターであり、大マゼラン星雲の超新星残骸N49内に投影されます。〜50ksのNuSTAR観測に基づいて、10〜40keVバンドで初めて静止状態0526-66を検出します。NuSTARとアーカイブのChandraACISデータの共同分析に基づいて、熱放射に加えて、0526-66のX線スペクトルに非熱成分の存在をしっかりと確認します。最適フィット黒体(BB)とべき乗則(PL)モデルでは、PLコンポーネント(フォトンインデックスガンマ=2.1)の勾配は、他のマグネターの勾配(ガンマ>〜1.5)よりも急です。X線スペクトルの軟部は、kT=0.43keVの温度のBBコンポーネントで表すことができます。X線放射領域の最適半径(R=6.5km)は、中性子星の標準サイズよりも小さいです。ホットBBコンポーネント(2BB+PLモデル)に加えて、中性子星のカノニカル半径R=10kmの基礎となるクールBBコンポーネントを想定すると、パッシブクーリングではより低いBB温度kT=0.24keVが得られます。中性子星の表面、kT=0.46keVのホットスポット放出が熱スペクトルを支配します(0.5〜5keVバンドの熱光度の〜85%)。非熱コンポーネント(ガンマ〜1.8)はまだ必要です。

等しくない超大質量ブラックホールバイナリの輝く死

Title A_Shining_Death_of_Unequal_Supermassive_Black_Hole_Binaries
Authors Xian_Chen,_D._N._C._Lin,_Xiaojia_Zhang
URL https://arxiv.org/abs/2003.11770
$\Lambda$CDMシナリオでは、小さな銀河が結合して大きなエンティティを生成します。超大質量ブラックホール(SMBH)はすべてのサイズの銀河で見つかっているため、SMBHバイナリ(SMBHB)は、銀河の融合中に形成されることが一般に予想されます。これらの連星のどの部分が最終的に合流するかは不明ですが、一般的なコンセンサスは、最初に軌道崩壊は周囲のガスと星によって媒介されるということです。この手紙では、活動銀河ヌルセイ(AGN)において、放射フィールドが降着SMBHの軌道も縮小させることを示しています。「ポインティングロバートソンドラッグ」(PRドラッグ)と呼ばれる対応するメカニズムは、明確に定義されたタイムスケール$CT_{\rmSal}$で有効です。ここで、$T_{\rmSal}$は、AGN、おそらくプライマリSMBHと一致し、$C=4\xi^{-1}\epsilon^{-1}q^{1/3}(1+q)^{2/3}(1-\epsilon)$は、放射効率$\epsilon$、2つのブラックホールの質量比$q$、および円周2次降着円盤のサイズを特徴付けるパラメーター$\xi$によって決定される定数です。$q\lesssim$a数$\times10^{-5}$の場合、PRドラッグは、動的摩擦やタイプIの移行など、他の多くのメカニズムよりもバイナリの圧縮に効率的です。私たちの発見は、等しくないSMBHBの合体とAGNの中間的な大規模ブラックホールの解消のための新しいチャネルの可能性を指摘しています。

FRBの繰り返し/パルス幅の関係の説明

Title An_explanation_of_the_repetition/pulse_width_relation_in_FRBs
Authors L._Connor,_M.C._Miller,_D.W._Gardenier
URL https://arxiv.org/abs/2003.11930
現在、高速無線バースト(FRB)の繰り返しが、繰り返しと見られていないものと基本的に異なるかどうかは不明です。CHIMEサンプルのリピーターと見かけの非リピーターの顕著な違いの1つは、1回限りのイベントの継続時間が通常、2回以上検出されたソースよりも短いことです。ビームミッションによる選択効果に基づいて、この不一致について簡単な説明を提供します。ビームミッションの多いFRBは繰り返し観察するのが容易ではありませんが、一度オフのイベントとして検出するのに十分なほど豊富です。この説明は、反復率と幅の間に相関があるバースト持続時間の分布がバイモーダルではなく連続していることを予測しています。パルス幅と開口角は、衝撃における相対論的効果に関連している可能性があります。この場合、短時間のバーストは、大きな共通ローレンツ因子のために小さな立体角を持っています。あるいは、パルサーの場合のように、狭いビームが観測者を通過する速度が速くなるような幾何学的効果が関係になる場合もあります。私たちのモデルは、FRBの放出メカニズムとエネルギースケール、体積イベントレート、および宇宙論へのFRBの適用に影響を与えます。また、今後繰り返されると思われるソースを予測する方法も提供します。

サブプラッド/秒の回転速度感度を備えた地下サニャックジャイロスコープ:地球上の一般相対性理論テストに向けて

Title An_underground_Sagnac_gyroscope_with_sub-prad/s_rotation_rate_sensitivity:_toward_General_Relativity_tests_on_Earth
Authors Angela_D.V._Di_Virgilio,_Filippo_Bosi,_Umberto_Giacomelli,_Andrea_Simonelli,_Giuseppe_Terreni,_Andrea_Basti,_Nicolo'_Beverini,_Giorgio_Carelli,_Donatella_Ciampini,_Francesco_Fuso,_Enrico_Maccioni,_Paolo_Marsili,_Antonello_Ortolan,_and_Alberto_Porzio
URL https://arxiv.org/abs/2003.11819
地球上の1つの場所で、天体のフレームに対する角回転速度を測定し、感度を高くして小さなレンズサーリング効果にアクセスできるようにすることは、非常に困難な作業です。GINGERINOは、大型フレームリングレーザージャイロスコープであり、イタリアのグランサッソの地下研究所内で無人で無人で動作します。主要な測地信号、つまり、年次およびチャンドラーのウォブル、毎日の極運動および1日の長さは、標準の線形回帰法を使用してGINGERINOデータから復元され、1プラッド/秒よりも優れた感度を示すため、地球の要件に近いベースのLense-Thirringテスト。

サイドオン遷移放射線検出器:宇宙での熱量計のTeVエネルギースケール校正用の検出器プロトタイプ

Title Side-On_transition_radiation_detector:_a_detector_prototype_for_TeV_energy_scale_calibration_of_calorimeters_in_space
Authors Bo_Huang,_Hongbang_Liu,_Xuefeng_Huang,_Ming_Xu,_Yongwei_Dong,_Xiaotong_Wei,_Xiwen_Liu,_Huanbo_Feng,_Qinhe_Yang,_Jianyu_Gu,_Shuai_Chen,_Xiaochuan_Xie,_Jin_Zhang,_Yongbo_Huang,_Enwei_Liang
URL https://arxiv.org/abs/2003.11889
遷移放射線(TR)は、高エネルギー物理学における粒子同定で重要な役割を果たし、その特性は、10TeVまでのエネルギー範囲でのエネルギー校正の実行可能な方法を提供します。これは、宇宙線での暗黒物質探索に重要です。遷移放射線検出器(TRD)では、入射荷電粒子によって引き起こされるイオン化エネルギー損失信号にTR信号が重ね合わされます。イオン化エネルギー損失のバックグラウンドからTR信号を大幅に際立たせるために、ラジエーターと検出器の両方を最適化しました。TRの検出効率を向上させるはずのSide-OnTRDと組み合わせて、最大のTR光子収量に最適化された通常のラジエーターの新しいプロトタイプを設計しました。私たちは、ConseilEurop\'{e}enpourlaRechercheNucl\'{e}aire(CERN)でSide-OnTRDを使用してテストビーム実験を開始し、実験データがシミュレーション結果と一致していることを確認しました。

Athenaミッションに搭載されたX線積分フィールドユニットの周波数領域多重化の開発の進展

Title Progress_in_the_development_of_frequency_domain_multiplexing_for_the_X-ray_Integral_Field_Unit_on_board_the_Athena_mission
Authors H._Akamatsu,_L._Gottardi,_J._van_der_Kuur,_C.P._de_Vries,_M.P._Bruijn,_J.A._Chervenak,_M._Kiviranta,_A.J._van_den_Linden,_B.D._Jackson,_A._Miniussi,_K._Ravensberg,_K._Sakai,_S.J._Smith,_N._Wakeham
URL https://arxiv.org/abs/2003.11899
周波数領域多重化(FDM)は、Athenaミッションに搭載されているX線積分フィールドユニット(X-IFU)のベースライン読み出しシステムです。FDMスキームでは、TESはパッシブLCフィルターに結合され、MHz周波数で交流(ACバイアス)でバイアスされます。SRONで開発された高品質係数LCフィルターと室温電子機器、およびVTTが提供する低ノイズ2ステージSQUID増幅器を使用して、最近、Au/Bi吸収体を備えたMo/AuTES熱量計のFDM読み出しで優れたパフォーマンスを実証しました。シングルピクセルACバイアス($\DeltaE=$1.8eV)および9ピクセル多重化($\DeltaE=$2.6eV)モードで、デモモデル(DM)に要求されるパフォーマンスを達成しました。また、平均エネルギー分解能が3.3eVの14ピクセル多重化も実証しました。これは、ラボのセットアップでのFDM読み出しに関連する非基本的な問題によって制限されています。

最適な花の星座の効率的な検索

Title Efficient_search_of_optimal_Flower_Constellations
Authors Mart\'in_Avenda\~no,_David_Arnas,_Richard_Linares,_Miles_Lifson
URL https://arxiv.org/abs/2003.11970
同じ高度にあり、円軌道にある2つの衛星間の最小距離(地球の中心から測定された分離角度で定量化)を計算するための分析的な閉式を導出します。また、距離の式と組み合わせて、指定された数までの衛星を持つすべての可能なFCについて、衛星間の最小角距離を計算する効率的な方法を提供する花星座(FC)のいくつかのプロパティを活用します。

Be Star H $ \ alpha $輝線プロファイルからの星の傾斜角

Title Stellar_Inclination_Angles_from_Be_Star_H$\alpha$_Emission-Line_Profiles
Authors T._A._A._Sigut,_A._K._Mahjour,_and_C._Tycner
URL https://arxiv.org/abs/2003.11574
星の回転軸と観測者の見通し線の間の角度(通常は傾斜角と呼ばれます)は、Be星に対してH$\alpha$輝線プロファイルフィッティングによって確実に決定できることを示します。海軍の精密光学干渉計(NPOI)からの利用可能なロングベースライン干渉データを使用して、11Be星のサンプルでメソッドをテストします。各星のH$\alpha$輝線プロファイルを近似して、分光傾斜角$i_{\rmH\alpha}$を取得します。次に、観測された干渉のビジビリティを、空の光の分布の純粋な幾何学的表現に基づくモデルのビジビリティとフィッティングすることにより、独立した傾斜角推定$i_{\rmV^2}$を取得します。サンプルの差異$\Deltai\equivi_{\rmH\alpha}-i_{\rmV^2}$は、平均ゼロと標準偏差$6.7$度で正規分布し、線形相関$i_{\rmH\alpha}$と$i_{\rmV^2}$の間の係数は$r=0.93$です。BeスターはすべてのメインシーケンスBタイプスターの5分の1以上を構成するため、このH$\alpha$ラインプロファイルフィッティングテクニックは、若い散開星団の相関する恒星スピン軸を検出する効率的な方法を提供する可能性があります。さらに、上空の平面上のBeスターの星の円盤の向きが偏光測定によって制約される場合、各Beスターの完全な3D恒星回転ベクトルを決定することが可能です。

OBスターボウ星雲における風駆動の役割

Title The_role_of_wind_driving_in_OB_star_bow_nebulae
Authors Curtis_Struck_(Iowa_State)
URL https://arxiv.org/abs/2003.11585
周囲の星間物質に比べて中程度の速度で多くの晩期型Oおよび初期型B星の衛星観測で、弓形の中赤外線放出領域が発見されました。以前は、流体力学のバウショックモデルがこのエミッションの研究に使用されていました。このようなモデルは、恒星風粒子の長い平均自由行程に関連する運動効果と、ワイベル不安定面の複雑さを無視している点で不完全であるようです。風イオンは、ワイベル不安定性で散乱され、星間ガスと混ざります。しかし、それらは運動量を失うことはなく、最も最終的には宇宙線のように周囲のガスにさらに拡散し、それらのエネルギーと運動量を共有します。他の冷却剤が不足していると、加熱されたガスはエネルギーを星間ダストに伝達し、それがそれを放射します。このプロセスは、粒子の光加熱に加えて、放出のためのエネルギーを提供します。弱いRタイプのイオン化フロントは、赤外線放射領域の外側に形成され、一般的に星間ガスの放射領域への流入を緩和します。理論は、赤外放射プロセスが中程度の恒星特有の速度のケースに限定されていることを示唆しています。明らかに、観測と一致しています。

Sextans矮星回転楕円体銀河における極めて金属に乏しい星の化学的存在量分析

Title Chemical_abundance_analysis_of_extremely_metal-poor_stars_in_the_Sextans_dwarf_spheroidal_galaxy
Authors Misa_Aoki,_Wako_Aoki,_Patrick_Francois
URL https://arxiv.org/abs/2003.11609
天の川の周りの矮小銀河の金属に乏しい成分は、銀河のハロー構造のビルディングブロックの残骸である可能性があります。現在金属に乏しい星として観測されている低質量の星は、銀河形成の初期段階で化学的に均質なクラスターで形成されたと予想されます。それらはすでに崩壊しているはずであり、天の川のフィールドスターの元素(Sr/Baなど)のいくつかのセットの存在比に大きなばらつきが見られるはずです。ただし、非常に初期の段階で個々の銀河に形成されるクラスターの数は非常に限られると予想されるため、化学存在比は、矮小銀河の非常に金属に乏しい星に集まると予想されます。クラスタリング星形成シナリオをテストするために、Sextans矮小銀河におけるSrとBaの存在比の可能なクラスタリングを調べます。Sextans矮小銀河の5つの星の合計11の元素(C、Mg、Ca、Sc、Ti、Cr、Mn、Ni、Zn、Sr、Ba)を調査します。以前の研究は、これらが類似の存在比を持っていることを示唆しています。この研究では、SrとBaの存在比に注目します。観測は、すばる望遠鏡高分散分光器を使用した高解像度分光法(R=40000)に基づいています。セクスタンの矮小銀河星の$\alpha$/Fe存在比の分布は、銀河のハローにある星の値の平均よりもわずかに低くなっています。5つの金属に乏しい星のSr/Ba存在比はよく一致しており、この凝集は、金属に乏しいハロー星に見られる[Sr/Ba]の広がりと比較して際立っています。セクスタンの星がハロー星と同様のSrとBaの存在量の分布を持っている場合、そのような凝集の確率は非常に小さいことがわかります。

近くの2つのポストTタウリ恒星協会の発見

Title Discovery_of_two_nearby_post-T_Tauri_stellar_associations
Authors Jiaming_Liu,_Chao_Liu_and_Min_Fang
URL https://arxiv.org/abs/2003.11725
この研究では、およそ180および150pcの太陽に近接した2つの新しい恒星の関連の発見を報告します。uTauassocおよびeTauassocという名前のこれら2つの関連付けは、${\alpha}$、${\delta}$、${\mu}_{\を含む多次元パラメーター空間でのクラスター化に基づいて検出されましたGaiaのalpha}$、${\mu}_{\delta}$、${\pi}$。カラーマグニチュードダイアグラムでのプリメインシーケンスモデルアイソクロンのフィッティングは、2つの関連付けが約50マイアであり、${\sim}$0.8$M_{\odot}$未満のグループメンバーがステージにあることを示唆していますポストTタウリの。

下部太陽大気における磁気再結合によって駆動される白色光フレア

Title A_White-light_Flare_Powered_by_Magnetic_Reconnection_in_the_Lower_Solar_Atmosphere
Authors Yongliang_Song,_Hui_Tian,_Xiaoshuai_Zhu,_Yajie_Chen,_Mei_Zhang,_Jingwen_Zhang
URL https://arxiv.org/abs/2003.11747
1859年に初めて観測された白色光フレア(WLF)は、可視の連続体放射の明らかな増強を示すタイプの太陽フレアを指します。このタイプの増強は、ほとんどのエネルギーフレアで発生することが多く、通常、コロナのエネルギー放出サイトから下方に伝播する非熱電子による下部太陽大気の効率的な加熱の結果として解釈されます。ただし、このコロナ再接続モデルは、最近発見された小さなWLFを説明するのが困難です。ここでは、いくつかの観測現象に関連するC2.3白色光フレアを報告します。反対極性の光球磁束の急速な減少、2つの隣接する細孔の消失、下部彩層の大幅な加熱、硬X線の無視できる増加磁束、および関連するU字型磁場構成。これらすべては、この白色光フレアは、コロナのより高い位置での再結合ではなく、太陽大気の下部での磁気再結合によって駆動されることを示唆しています。

原始惑星系円盤の内部空洞のトレーサーとしてのNIR回転振動CO放出のモデル調査

Title A_model_exploration_of_NIR_ro-vibrational_CO_emission_as_a_tracer_of_inner_cavities_in_protoplanetary_disks
Authors S._Antonellini,_A._Banzatti,_I._Kamp,_W.-F._Thi,_P._Woitke
URL https://arxiv.org/abs/2003.11788
原始惑星系円盤の近赤外観測は、内側の円盤の特性に関する情報を提供します。COなどの豊富な分子の高分解能スペクトルを使用して、暖かい内部のディスク構造を決定できます。$v_{1-0}$と$v_{2-1}$遷移の$v2/v1$回転振動比は、最近、TTauriとHerbigのサンプルで、CO放出半径の明確な傾向に従うことが観察されていますディスク;これらの傾向は、ガスとダストによる内部ディスクの減少によるものとして経験的に解釈されています。この作業では、既存の熱化学ディスクモデルを使用して、回転振動CO排出量のこれらの観測された傾向の解釈を調査します。放射熱化学コードProDiMoを使用して、以前に公開されたさまざまなディスクプロパティを持つモデルのセットを調べ、一度に1つのパラメーター(内半径、ダストとガスの質量比、ガスの質量)を変化させます。さらに、表面密度のべき乗則インデックスを変更するモデルを使用し、最初の電子状態からの蛍光も含めて、CO回転振動レベルのより大きなセットを採用しています。TTauriとHerbigスターディスクの両方について、これらのモデルを調査します。最後に、多波長観測の大規模なセットを再現するために構築された個々のTTauriおよびHerbigディスクのDIANAモデルのセットを含めます。

K2ロングケイデンスおよびショートケイデンスデータによるM矮星の回転活動関係およびフレア

Title Rotation-activity_relations_and_flares_of_M_dwarfs_with_K2_long-_and_short-cadence_data
Authors St._Raetz,_B._Stelzer,_M._Damasso_and_A._Scholz
URL https://arxiv.org/abs/2003.11937
K2ミッションで得られた光度曲線を用いて、恒星フレアに着目した恒星回転と磁気活動の関係を研究しています。私たちのサンプルは、ロングケイデンスモードとショートケイデンスモードのキャンペーンC0〜C18でK2によって観測された56の明るいM近くの小人で構成されています。46Mの矮星の回転周期を導き出し、回転信号の振幅、光度曲線の標準偏差、基本的なフレアプロパティ(フレアレート、フレアエネルギー、フレア期間、フレア振幅)などの測光アクティビティインジケーターを測定します。1662個の短いケイデンスのフレアが見つかりました。そのうち363個には、最大$5.6\cdotp10^{34}$ergのフレアエネルギーを持つロングケイデンスの対応物があります。短いケイデンスの光度曲線から得られたフレアの振幅、持続時間、および周波数は、長いケイデンスのデータから得られたものとは大きく異なります。短いケイデンスの光度曲線の分析は、長いケイデンスのデータより4.6倍高いフレアレートをもたらします。測光アクティビティ診断が使用される場合、〜10dの臨界期間での回転-アクティビティ関係のアクティビティレベルの急激な変化を確認します。この変化は、短いケイデンスのデータのフレア期間と頻度で最も急激です。我々のフレア研究は、最も速いフレア率が最も速い回転子の間で発見されないこと、そして最も高いフレア率を持つ星が最もエネルギーのあるフレアを示さないことを明らかにしました。高速回転するM星のスーパーフレア周波数($E\geq5\cdotp10^{34}$erg)は、同じ周期範囲の太陽のような星の2倍であることがわかりました。累積FFDをフィッティングすることにより、以前のMドワーフ研究と太陽で見つかった値と一致する$\alpha=1.84\pm0.14$のべき乗則インデックスを導き出しました。

ソーラーフィラメントバーブは常に突出した足に対応していますか?

Title Does_a_solar_filament_barb_always_correspond_to_a_prominence_foot?
Authors Y._Ouyang,_P._F._Chen,_S._Q._Fan,_B._Li_and_A._A._Xu
URL https://arxiv.org/abs/2003.11976
ソーラーフィラメントはソーラーディスク上の暗い構造であり、細長いスパインとスパインから伸びる棘がいくつかあります。太陽の四肢の上に現れるとき、フィラメントはプロミネンスと呼ばれ、数フィートが太陽表面まで伸びています。一般に、フィラメントバーブは、単に背骨から離れて太陽表面に向かって伸びる突出した足であると考えられていました。しかし、最近、別の動的タイプのバーブがある可能性があることに気づきました。これは、フィラメントスレッドの長手方向の振動が原因であると提案されました。これが事実である場合、動的なとげは太陽表面まで伸びません。{\itSolarDynamicsObservatory}と{\itSTEREO}衛星による2011年6月5日のフィラメントバーブの直角位相観測により、フィラメントバーブがフィラメントスレッドの縦振動によるものであることが確認されました。側面から見ると、フィラメントバーブは突出部のスパインに沿った付録のように見え、足として太陽の表面まで伸びていません。

惑星の光度問題:「ミッシングプラネット」とエピソード降着の観測結果

Title The_Planetary_Luminosity_Problem:_"Missing_Planets"_and_the_Observational_Consequences_of_Episodic_Accretion
Authors Sean_D._Brittain,_Joan_R._Najita,_Ruobing_Dong,_and_Zhaohuan_Zhu
URL https://arxiv.org/abs/2003.11980
原始惑星系円盤におけるスパイラルアームと大きな中心のクリアリングの高い発生率は、巨大惑星の標識として解釈された場合、10〜300\の軌道間隔でガスジャイアントが若い星($<$マイア)の仲間として一般的に形成されることを示します。、au。しかし、この巨大な惑星の個体群をより成熟した星($>10$\、Myr)の仲間として直接イメージする試みは、ほとんど成功していません。この不一致は、ほとんどの巨大惑星が「コールドスタート」を形成する場合、つまり、質量を組み立てるときにその形成エネルギーの多くを放射し、後で検出を逃れるのに十分なほど暗くなることで説明できます。その場合、巨大惑星はその初期の降着段階の間に明るいはずですが、それでも形成中の惑星は、直接的な画像化手法ではほとんど検出されません。ここでは、降着する惑星の検出率が低いことが、惑星の円盤を通しての一時的な降着の結果である可能性を探ります。また、HerbigAeスターHD〜142527を周回する伴侶が、そのような降着バーストを経験している巨大惑星である可能性を探ります。

レンズ化された重力波と光の到着時間差

Title On_arrival_time_difference_between_lensed_gravitational_waves_and_light
Authors Teruaki_Suyama
URL https://arxiv.org/abs/2003.11748
伝搬する波の波長がレンズの物体のシュワルツシルド半径に匹敵するか、それよりも大きくなると、幾何光学はもはや重力レンズに適用されないことが知られています。波動光学における重力波の伝播を、特にそれらの到達時間と光の到達時間の違いに焦点を当てて調査します。前の研究での観測とは逆に、重力波と光の両方が同じ光源から同時に放出された場合、重力波は光よりも早く観測者に到達することはないと主張します。

非最小カップリングによる大重力

Title Massive_gravity_with_non-minimal_coupling
Authors A._Emir_Gumrukcuoglu,_Rampei_Kimura,_Kazuya_Koyama
URL https://arxiv.org/abs/2003.11831
5つの動的自由度を持つ新しい大規模重力理論を提案します。「一般化された大規模重力」フレームワークを採用することで、運動および潜在的な用語の形式に関する一意性の定理を回避します。場の空間における回転対称性を利用することにより、2つの新しいクラスの理論を決定します。1つ目は、一般化された大規模重力を非最小結合で拡張したものです。一方、2番目の理論は、デラム、ガバダゼ、トーリーの構造とは異なる質量項を生成し、ごくわずか5自由度です。どちらの理論でも、無限の強い結合なしで安定した宇宙論的解が可能であり、ゴーストや勾配の不安定性はありません。

連星中性子星合体からの重力波と質量エジェクタ:スピン配向の影響

Title Gravitational_waves_and_mass_ejecta_from_binary_neutron_star_mergers:_Effect_of_the_spin_orientation
Authors Swami_Vivekanandji_Chaurasia,_Tim_Dietrich,_Maximiliano_Ujevic,_Kai_Hendriks,_Reetika_Dudi,_Francesco_Maria_Fabbri,_Wolfgang_Tichy,_Bernd_Br\"ugmann
URL https://arxiv.org/abs/2003.11901
ダイナミクス、重力波放出、およびバイナリ中性子星合体中の質量放出に対するスピンの向きの影響を調査することにより、バイナリ中性子星パラメータ空間の研究を続けます。適切なエラー評価を可能にするために、複数の解像度を使用して7つの異なる構成をシミュレートします。セットアップの特定の選択により、5つの構成は歳差運動効果を示し、そのうち2つは軌道面の歳差運動(「揺れ」)を示し、3つは「揺れ」運動を示します。つまり、軌道角運動量は歳差運動しません。一方、軌道面は軌道角運動量軸に沿って移動します。質量の放出を考慮すると、歳差運動システムに異方性の質量放出があり、研究対象のシステムで約$\sim40\rmkm/s$の最終的な残留キックが発生する可能性があることがわかります。さらに、選択された構成では、反整列されたスピンは整列されたスピンよりも大きな排出量につながるため、これらの構成ではより明るい電磁対応物が期待できます。最後に、シミュレーションを歳差運動の波形の近似的なIMRPhenomPv2_NRTidalv2と比較し、近似と波形の相対性波形の間で、最後の$\sim$16の重力波サイクルで1.2rad未満の位相差が蓄積されていることを確認します。

ハイパースペクトルカメラの薄膜フィルターアレイのケラレの利点

Title A_vignetting_advantage_for_thin-film_filter_arrays_in_hyperspectral_cameras
Authors Thomas_Goossens,_Bert_Geelen,_Andy_Lambrechts,_Chris_Van_Hoof
URL https://arxiv.org/abs/2003.11983
カメラのレンズのケラレは、一般に回避すべきものと見なされています。ただし、薄膜干渉フィルターを備えた分光カメラの場合、口径食が有利になると主張します。焦点の合った光で照らされると、干渉フィルターの帯域幅は主光線の角度とともに増加し、スペクトルの位置依存の平滑化を引き起こします。ケラレを使用して、平滑化を減らし、重要なスペクトル特性を維持できることを示します。さらに、レンズにケラレを追加することで、シーン全体で測定の一貫性を高めることができることを示しています。これにより、スペクトルカメラの設計時にケラレが有用なパラメータになります。

ディラックシーソーを用いた自己相互作用ニュートリノによるハッブル張力の解決

Title Resolving_Hubble_Tension_by_Self-Interacting_Neutrinos_with_Dirac_Seesaw
Authors Hong-Jian_He,_Yin-Zhe_Ma,_Jiaming_Zheng
URL https://arxiv.org/abs/2003.12057
物質と放射線がほぼ等しいときに自由に流れ始める自己相互作用ニュートリノは、最後の散乱面での光子音の水平線の物理的なサイズを小さくすることができます。これは、標準の$\Lambda$CDM宇宙論が、距離ラダーからのローカル測定よりもハッブル定数の値が低い理由である可能性があります。実行可能な相互作用メカニズムのために、明るい暗光子メディエーターを備えた自己相互作用ディラックニュートリノ(SID$\nu$)の新しい実現を提案します。私たちのモデルは、右手ニュートリノを充電する異常のない暗い$U(1)_X^{}$ゲージグループを備えたディラックシーソーによってUVが完了しています。これにより、ディラックニュートリノの小さな質量が自然に生成され、右巻きニュートリノの自己散乱が引き起こされます。左巻きニュートリノによる散乱は、ニュートリノエネルギーがその質量よりもはるかに大きい場合、キラリティーフリップ質量挿入によって抑制されます。結果として生じるニュートリノ自己散乱は$E_{\nu}\gtrsimO(\text{keV})$では機能せず、宇宙論的および実験室の制約を回避します。左手および右手ニュートリノ数密度のボルツマン方程式を展開することにより、ビッグバン核合成と再結合の間の短いエポックで、左手ニュートリノの約$2/3$が右手ニュートリノに変換されることを示します。その後効率的に相互にやり取りします。結果として生じるニュートリノの非自由ストリーミングは、抗力の時代に動く音の地平線を縮小するための重要な要素です。