質量と質量関数の両方を変更する可能性がある降着の重要な役割を考慮して、原始ブラックホールの形で宇宙の暗黒物質の割合に対する制約を検討します。いくつかの太陽質量よりも質量の大きい原始ブラックホールの現在の時代では、降着によって制約が大幅に弱まる可能性があることを示しています。
プランクの中間結果。 LVI。 Sunyaev-Zeldovich熱効果の変調によるCMB双極子の検出：Eppur si muove II
| Title |
Planck_intermediate_results._LVI._Detection_of_the_CMB_dipole_through_modulation_of_the_thermal_Sunyaev-Zeldovich_effect:_Eppur_si_muove_II |
| Authors |
Planck_Collaboration:_Y._Akrami,_M._Ashdown,_C._Baccigalupi,_M._Ballardini,_A._J._Banday,_R._B._Barreiro,_N._Bartolo,_S._Basak,_K._Benabed,_J.-P._Bernard,_M._Bersanelli,_P._Bielewicz,_J._R._Bond,_J._Borrill,_C._Burigana,_E._Calabrese,_J.-F._Cardoso,_B._Casaponsa,_H._C._Chiang,_C._Combet,_D._Contreras,_B._P._Crill,_F._Cuttaia,_P._de_Bernardis,_A._de_Rosa,_G._de_Zotti,_J._Delabrouille,_E._Di_Valentino,_J._M._Diego,_O._Dor\'e,_M._Douspis,_X._Dupac,_T._A._En{\ss}lin,_H._K._Eriksen,_R._Fernandez-Cobos,_F._Finelli,_M._Frailis,_E._Franceschi,_A._Frolov,_S._Galeotta,_S._Galli,_K._Ganga,_R._T._G\'enova-Santos,_M._Gerbino,_J._Gonz\'alez-Nuevo,_K._M._G\'orski,_A._Gruppuso,_J._E._Gudmundsson,_W._Handley,_D._Herranz,_E._Hivon,_Z._Huang,_A._H._Jaffe,_W._C._Jones,_E._Keih\"anen,_R._Keskitalo,_K._Kiiveri,_et_al._(69_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12646 |
宇宙マイクロ波背景（CMB）で最大の温度異方性は双極子で、特にPlanck衛星で30年以上にわたって精度を上げて測定されています。双極子の最も単純な解釈は、それがCMBの残りのフレームに対する私たちの動きによるものであるということです。現在のCMB実験では、角度強度の変化から温度異方性を推定しているため、双極子は熱スニヤエフゼルドビッチ（tSZ）効果と同じ周波数依存性で温度異方性を変調します。この信号の最初の（そして重要な）検出をtSZマップに示し、予想どおり、CMBダイポールの直接測定と一致していることを確認します。信号は、四重極パターンで変調されたtSZマップのパワーに寄与し、tSZバイスペクトルへの寄与を推定します。関連するスケールでのバイスペクトルへのノイズはごくわずかであることに注意してください。
小さなrの有効場理論
CMBからの最近の観測により、インフレモデルのテンソル/スカラー比$r$に非常に厳しい上限が課されました。これは、原始重力波（PGW）が検出される可能性があっても、非常に小さいはずであることを示しています。ただし、PGWでの現在の実験では、精度をさらに高いレベルに向上させることにより、このような小さな信号を検出することが野心的です。それらの結果が何であれ、それは私たちに宇宙物理学の側からだけでなく、例えばモデル構築のような理論的な側からも、初期の宇宙に関する多くの情報を提供します。この論文では、有効場理論（EFT）アプローチの機能を使用して、将来の観測でどのようなインフレモデルが有利になるかを分析することに関心があります。$r$はEFT言語で表現できることを示し、さらに重要なことに、パラメーター空間で等高線をプロットすることにより、さまざまな具体例でモデルパラメーターによる$r$への影響を示します。
スクリーニングされた5番目の力もTRGBキャリブレーション済みハッブル定数を下げます
ハッブル定数の局所距離ラダー測定では、低赤方偏移での幾何学的距離とハッブルフロー内のタイプIa超新星の間の接続が必要です。これは、セファイド周期と光度の関係または赤の先端の光度のいずれかによって達成できます。ヘルツスプルング-ラッセル図の巨大分岐（TRGB）機能。距離ラダーを変更することで機能するハッブル張力の潜在的な解決策は、CMBでのセファイドとTRGB$H_0$の両方のキャリブレーションの一貫性を生み出す必要があります。このホワイトペーパーでは、スクリーニングされた第5の力のモデル（Desmondetal2019）を拡張してTRGBフレームワークをカバーします。5番目の力はTRGBの光度を低下させるため、推定される$H_0$を減らすには、光度を調整する星（現在はLMC内）が、平均して超新星の光度を調整する星よりも遮蔽されていない必要があります。LMCが消滅するという悲観的な仮定の下でも、ニュートン重力の非スクリーンRGB星$\sim$0.3$-$0.5の5番目の力の強度でPlanckとの完全な一貫性が達成できることを示します。これは、CepheidおよびTRGBの距離測定値を近くの銀河と比較することで可能になります。私たちの結果は、Desmondetal（2019）のフレームワークは、最初に示されたものよりも用途が広く、2番目のフロントのハッブル張力を改善できることを示しています。
可視および近紫外波長範囲における隠された光子暗黒物質の混合強度に関するファンク実験からの限界
| Title |
Limits_from_the_Funk_Experiment_on_the_Mixing_Strength_of_Hidden-Photon_Dark_Matter_in_the_Visible_and_Near-Ultraviolet_Wavelength_Range |
| Authors |
FUNK_Experiment:_A._Andrianavalomahefa,_C.M._Sch\"afer,_D._Veberi\v{c},_R._Engel,_T._Schwetz,_H.-J._Mathes,_K._Daumiller,_M._Roth,_D._Schmidt,_R._Ulrich,_B._D\"obrich,_J._Jaeckel,_M._Kowalski,_A._Lindner,_J._Redondo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13144 |
隠れた光子暗黒物質の探索におけるFUNK実験の結果を提示します。鏡の表面近くで、隠れた光子は通常の光子に変換されるかもしれません。これらの光子は表面に垂直に放出され、暗黒物質の隠された光子の質量に等しいエネルギーを持っています。私たちの実験装置は、14m$^2$以上の面積を持つ大きな球面鏡で構成されており、放出された光子をその中心点に集中させます。可視光および近紫外光子に敏感な検出器を使用して、2.5〜7eVの質量範囲で$\chi\約10^{-12}$より強い運動混合結合を除外できます。暗黒物質の。この制限を取得するために使用される実験のセットアップと分析について詳しく説明します。
$ \ Lambda $ CDMは、宇宙論におけるNoether対称性として
| Title |
$\Lambda$CDM_as_a_Noether_Symmetry_in_Cosmology |
| Authors |
David_Benisty,_Eduardo_I._Guendelman,_Emil_Nissimov,_Svetlana_Pacheva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13146 |
宇宙論の標準の$\Lambda$CDMモデルは、単純な隠された非線形Noether対称性を持つ単一のスカラーフィールド（"darkon"）に結合された単純な修正重力として定式化されます。構築の主な要素は、非リーマン時空ボリューム要素の形式の使用です。関連するNoetherの保存された電流は、動的に生成されたダークエネルギーとダークマターコンポーネントが相互に作用しない2つの追加部分で構成されるストレスエネルギーテンソルを生成します。追加のスカラー「darkon」ポテンシャルによる対称性の破れは、当然、暗黒エネルギーと暗黒物質の相互作用をもたらします。$\Lambda$CDMモデルと現在の"darkon"Noether対称性の間の対応は、線形次数w.r.tまで示されます。重力問題の摂動。Noether対称性を破ることにより、ハッブル膨張の直接測定と物質の成長の結果の直接測定の結合データから$H_0=69.18_\pm4.293$と$\sigma_8=0.7860\pm0.1106$を取得します。これは最新の\textslに近いものです{PLANCK}の結果。
ダークMACHOのテスト：レンズ、降着、グロー
暗黒物質は、暗くて巨大なコンパクトなハローオブジェクト（dMACHO）の形をとることがあります。つまり、ダークセクターの素粒子で構成された複合オブジェクトであり、プランクスケールから太陽質量スケール以上の巨視的な質量を持ち、幅広いエネルギー密度とサイズを許容します。可視物質とのdMACHOの重力相互作用に焦点を当てて、重力レンズ効果実験と一致する質量半径パラメータ空間と、dMACHOへの物質の球状付着に基づく宇宙マイクロ波背景（CMB）の異方性をマッピングします静水圧近似で。均一密度の質量プロファイルと合計質量が$\sim10^{-12}-10\、M_\odot$のdMACHOの場合、dMACHOは、半径がレンズシステムのアインシュタイン半径の$\約3$倍を超えています。$10\、M_\odot$を超える大きな質量の場合、半径が$\sim1\times10^8\mbox{cm}\times（M/100\、M_\odot）^{9/2}を超えるdMACHO$はCMBオブザーバブルと一致しています。質量が$\sim10^{-12}\、M_\odot$未満の軽量dMACHOの場合、まだ適切な実験的プローブはありません。最後に、質量が\\sim0.1\、M_\odot$の重いdMACHOは、太陽系の近くの大きな分子雲に静止していて、通常の状態にある場合、X線と光学望遠鏡で観測される可能性があることを指摘します光子を放出する物質。
重力波を介した標準モデルを超えた多真空量子トンネリングによる新しい物理の探査
| Title |
Probing_new_physics_with_multi-vacua_quantum_tunnelings_beyond_standard_model_through_gravitational_waves |
| Authors |
Zihan_Zhou,_Jun_Yan,_Andrea_Addazi,_Yi-Fu_Cai,_Antonino_Marciano,_Roman_Pasechnik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13244 |
複数の真空を介した量子トンネリングを介して特定の宇宙論的相転移を特徴とする粒子宇宙論の新しい現象について報告します。これはaxion（-like）スカラーポテンシャルに触発され、関連する新しい物理モデルをプローブして、確率論的な重力波背景からこれらを制約することを可能にします。複数の真空は、相転移エポックにわたって複数の共存する気泡の核形成を誘発し、それにより、気泡の核形成の全体的なプロセスを強化することができる。経路積分のバウンス方程式の半解析的および数値的解法の詳細な分析により、ユークリッド作用の極大に向かう3つの最も可能性の高いエスケープパスの存在を特定できました。これらは、真の真空への全体的な減衰率に無視できない寄与をもたらします。この宇宙論的な相転移の新しいメカニズムは、かなり大きな可能性がある重力波の新しい発生源を明確に表しており、そのエネルギースペクトルは、将来の重力波干渉計で探査できる特定のパターンで特徴付けられています。
高速電波バースト観測によるコンパクトな暗黒物質の制約
高速無線バースト（FRB）は、宇宙距離でミリ秒の持続時間を持つ明るい無線過渡現象です。コンパクトダークマター（CDM）はレンズとして機能し、この種の非常に短い持続時間の信号の分割を引き起こす可能性があるため、Mu$\rm{\tilde{n}}$ozなど。（2016）は、FRBのレンズ効果でCDMをプローブする新しい方法を提案しました。このレターでは、初めてこの方法を実際のデータに適用し、現在利用可能なFRB観測でCDMの性質に制約を与えます。FRBの動的スペクトルからの情報は、レンズ化された信号を識別するために非常に必要であり、既存のデータにエコーがないことを強調します。分散測度からの赤方偏移推論の方法は少し影響を与えるでしょうが、ヌル検索は銀河系ワイドバイナリからのものに匹敵する制約を与えます。さらに、CHIMEのような実験の実際のデータの分布に基づいて、改善された予測を行います。最後に、1つ以上のレンズ信号が検出される状況について説明します。このような場合、レンズの質量は観測されたフラックス比と分割された画像間の時間遅延から直接決定できるため、CDMパラメータ空間は非常によく固定できます。
大きな負のエントロピー質量を持つインフレのモデルの非ガウス性
エントロピー方向に大きな負の質量があるインフレのモデル$|m_s|\ggH$は、架空の音速$c_s$の単一フィールドEFTで適切に説明できます。他の機能の中で、それらはスカラー摂動のスペクトルの指数関数的強化を予測しますが、これは非ガウス性によって継承されません。この作業では、接触相互作用と交換図からの寄与を考慮して、このEFTでのトライスペクトルの計算を完了します。ほとんどの形状でトライスペクトルはほぼ一定ですが、すべての運動量が線につぶれる特定の構成では、トライ相互作用は接触相互作用の$（m_s/H）^5$と$（m_s/H）に比例します。^6$は、以前の作業で予想された交換図です。また、結果のUV感度についても説明し、EFTが桁違いの見積もりを提供する理由についても議論します。最後に、観測に対するスカラースペクトルのさまざまな予測に直面します。ハイパーインフレのようにエントロピー質量がスローロールパラメーター$\epsilon$の正のパワーに比例するモデルでは、スペクトルは小さなスケールで成長し、原始ブラックホールの過剰生成によって制約されます。CMBスケールで正しい振幅とスペクトルチルトと一緒にそのような制約を課すことは、電位の大きなセットを除外します。スペクトルチルトが$m_s\delta/H\sim{\calO}（-0.01）$によって制御されるもののみ、ここで$\delta=\dot{\epsilon}/（\epsilonH）$は2番目に遅い-rollパラメータは、おそらく観察的に実行可能です。最後に、バイスペクトルの制約は一般的に$|c_sm_s|/H\lesssim10-20$を課しますが、トリスペクトルの制約は$g_\text{NL}^{\dot{\sigmaプロキシとして}^4}$。ハイパーインフレーションの場合、バイスペクトル限界は$\omega\lesssim11$に変換されます。$\omega$はフィールド空間の回転率です。
CMBベル違反の統計的限界
$\ell$の宇宙分散の影響を受けて、原始量子状態違反によるベルの不等式違反の観測で予想される統計的分散に関する研究を紹介します。ベルの不等式を構成するために使用される疑似スピン演算子の3つのセットに固有の統計的分散を考慮します。関連するCMB状態などの非常に絞り込まれた状態の場合、統計的変動はなくなり、理論的な不確実性には寄与しないことがわかります。
ILCアルゴリズムでのCMB共分散行列の事前情報を使用した、大きな角度スケールでのCMB Eモード信号の正確な再構成
| Title |
An_Accurate_Reconstruction_of_CMB_E_Mode_Signal_over_Large_Angular_Scales_using_Prior_Information_of_CMB_Covariance_Matrix_in_ILC_Algorithm |
| Authors |
Ujjal_Purkayastha,_Vipin_Sudevan,_Rajib_Saha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13570 |
近年、内部線形結合（ILC）法は、WMAPおよびPlanck衛星ミッションによって得られた観測を使用して、宇宙マイクロ波背景（CMB）温度異方性信号の再構築のコンテキストで広範囲に調査されました。この記事では、初めてILCメソッドを適用して、将来の15の周波数CMB偏光マップのシミュレーション観測を使用して、宇宙のイオン化履歴のユニークなプローブとして機能する大規模CMBEモード偏光信号を再構築します世代COrE衛星ミッション。通常のILCクリーンEモードマップは、CMBと、重み係数の推定に使用される経験的共分散行列の天体物理学的前景コンポーネントとの間に偶然の相関関係があるため、非常に誤っていることがわかります。Eモードのクリーン化された角度パワースペクトルは、これらの偶然の相関係数のために強くバイアスされ、誤っています。バイアスとエラーの問題に対処するために、入力マップの線形結合の重みを推定しながら理論Eモード角パワースペクトルの事前情報を組み込むことにより、CMBEモード再構成の通常のILCメソッドを拡張および改善します。Eモードの共分散行列を使用すると、CMBフォアグラウンドチャンス相関パワーが効果的に抑制され、クリーンなCMBEモードマップとその角度パワースペクトルが正確に再構築されます。通常のILCと空の大きな角度スケールでの新しい方法のパフォーマンスの比較研究を提供し、後者が前者よりも統計的に大幅に改善された結果を生成することを示します。新しいEモードのCMB角度パワースペクトルには、低多重極での大きな負のバイアスも、比較的高い多極子での正の前景バイアスも含まれていません。クリーンなスペクトルのエラー推定値は、宇宙の分散によって引き起こされるエラーと非常によく一致しています。
オリオン大星雲クラスターの原始惑星系円盤：ALMAで見られるガス円盤の形態と運動学
| Title |
Protoplanetary_Disks_in_the_Orion_Nebula_Cluster:_Gas_Disk_Morphologies_and_Kinematics_as_seen_with_ALMA |
| Authors |
Ryan_D._Boyden_and_Josh_A._Eisner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12580 |
中央の$1\rlap{。}'5$$\times$$1\rlap{。}'5をカバーするAtacamaLargeMillimeterArrayCO（3$-$2）およびHCO$^+$（4$-$3）の観測結果を提示しますオリオン星雲クラスター（ONC）の$領域。これらのライン観測の前例のない感度レベル（$\sim$0.1mJyビーム$^{-1}$）と角度分解能（$\sim$$0\rlap{。}''09\約35$AU）により、この領域のサブミリメートルで検出されたダストディスクの既知の位置に向かってガスディスク検出を検索します。ガス内で23枚のディスクが検出されます。17枚はCO（3$-$2）、17枚はHCO$^+$（4$-$3）、11枚は両方のラインです。光源がONCのどこに配置されているかに応じて、発光、暖かいバックグラウンドに対する吸収、または発光と吸収の両方でライン検出が見られます。$0.5$kms$^{-1}$チャネルでガスをスペクトル分解し、ほとんどのソースの運動学がケプラー回転と一致していることを確認しました。ガスディスクのサイズの分布を測定し、典型的な半径$\sim$50-200AUを見つけます。そのため、ONCのガスディスクは、低密度の星形成領域で見られるガスディスクと比較してコンパクトです。ガスのサイズは、ダストのサイズよりも一般的に大きいです。ただし、ガスとダストのサイズには強い相関関係はありません。ガスのサイズと巨大な星$\theta^1$OriCからの距離の間に正の相関が見られ、ONCのディスクが光イオン化の影響を受けていることを示しています。最後に、検出されたガスラインの観測された運動学を使用して、ケプラー回転をモデル化し、中央の前主系列星の質量を推測します。私たちの動的に導出された恒星の質量は、分光学的に導出された質量と一致しておらず、この不一致の考えられる理由について説明します。
Tidally Synchronized Binariesの非常に遅いローテーター
K2ライトカーブの最近の調査では、木星型トロイの木馬の約15％の回転が非常に遅い（スピン周期Ps>100h）ことが示されています。ここでは、これらの天体が20〜30auの巨大な外側円盤で同じサイズのバイナリとして形成された可能性を検討します。木星型トロイの木馬として移植される前は、タイトなバイナリがPs〜Pbと同期した状態へと徐々に進化しました。ここで、Pbはバイナリ軌道周期です。それらはその後、衝撃と惑星の遭遇によって分離された可能性があり、少なくとも1つのバイナリコンポーネントがその低速回転を保持しています。トロイの木馬の軌道上に残ったバイナリは、潮汐とスピン変化の影響により、4.5Gyr以上進化し続けます。観察された低速回転子の割合を説明するために、直径15<D<50kmの外側ディスク本体の少なくとも〜15-20％は、12<ab/R<30の等しいサイズのバイナリとして形成する必要があることがわかります。abはバイナリの主長軸であり、R=D/2です。ここで提案されたメカニズムは、他の小さな身体集団に見られる非常に遅い回旋を説明することもできます。
月極の流星爆撃
深い月のクレーターの床は太陽放射から大部分が遮蔽されており、氷の堆積に理想的な熱環境を提供しますが、高度に傾斜した軌道上の隕石は、永久に影のある領域に簡単にアクセスし、超高速の衝撃によって表面特性を変更できます。ここでは、月の極の詳細な地形と流星体の動的モデルを考慮して、流星体の質量流束、エネルギー蓄積、および衝突噴出物の大量生産率を定量化します。2つの月極から$5^\circ$以内の領域を分析すると、流星体の質量フラックス、エネルギーフラックス、噴出物生成率の変動は、中央値の$50\％$以内であることがわかります。月の極は、恒久的に影になった領域を含む流星体の衝撃によって簡単にアクセスできることがわかります。表面の傾斜と流星体噴出物生成率の間に正の相関関係があることを発見しました。これは、急なクレーター壁での園芸率が高いほど、大量の浪費を促進する可能性があることを示唆しています。
時間の黄道帯外惑星。 X.若い「ネプチューン砂漠」の軌道と大気-住む惑星K2-100b
| Title |
Zodiacal_Exoplanets_in_Time._X._The_Orbit_and_Atmosphere_of_the_Young_"Neptune_Desert"-Dwelling_Planet_K2-100b |
| Authors |
E._Gaidos,_T._Hirano,_A._W._Mann,_D._A._Owens,_T._A._Berger,_K._France,_A._Vanderburg,_H._Harakawa,_K._W._Hodapp,_M._Ishizuka,_S._Jacobson,_M._Konishi,_T._Kotani,_T._Kudo,_T._Kurokawa,_J._Nishikawa,_M._Omiya,_T._Serizawa,_M._Tamura,_A._Oeda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12940 |
1.67日間の惑星の通過中に、600-800のMyrPraesepeスターK2-100の高解像度赤外分光法とショートケイデンスフォトメトリーを取得しました。NASAK2ミッションによって発見されたこの海王星サイズのオブジェクトは、短周期軌道上で同様の半径を持つ惑星の「砂漠」の侵入者です。私たちの観測は、トランジットフィッティングによって軌道の離心率を制限し、Rossiter-McLaughlin効果によってスピン軌道の傾斜を測定し、中性ヘリウムの10830A線で水素エスケープ包絡線を逃がして検出することで、その起源と進化を理解するために使用できます2s3Sトリプレット状態。1分間のケイデンスのトランジット測光は、キャンペーン18中にK2衛星によって取得され、トランジットスペクトルは、すばる望遠鏡のIRDスペクトログラフを使用して取得されました。K2-100の高い活性により、Rossiter-McLaughlin効果を検出できませんでしたが、新しい測光と修正された恒星パラメーターを組み合わせることにより、偏心をe<0.15/0.28に90％/99％の信頼度で制限できました。大気中の脱出を等温の球対称パーカー風としてモデル化し、UV放射によって駆動される光化学により、アクティブな太陽の観測スペクトルと、近くのハイアデスクラスターのK2-100および類似の若い星の観測からのキャリブレーションを組み合わせることによって推定します。輸送関連のHeIラインの非検出（<5.7mA）は、T<10000Kの風による太陽組成大気の質量損失を<0.3Me/Gyrに制限します。K2-100bは例外的な砂漠に住む惑星であるか、その質量損失は、脱出のためのコア降着型シナリオと一致して、より長い間隔で低いレートで発生しています。
CARMENESはM個の小人の周りの太陽系外惑星を探します。 HD 79211（GJ 338 B）を周回する超地球惑星
| Title |
The_CARMENES_search_for_exoplanets_around_M_dwarfs._A_super-Earth_planet_orbiting_HD_79211_(GJ_338_B) |
| Authors |
E._Gonz\'alez-\'Alvarez,_M._R._Zapatero_Osorio,_J._A._Caballero,_J._Sanz-Forcada,_V._J._S._B\'ejar,_L._Gonz\'alez-Cuesta,_S._Dreizler,_F._F._Bauer,_E._Rodr\'iguez,_L._Tal-Or,_M._Zechmeister,_D._Montes,_M._J._L\'opez-Gonz\'alez,_I._Ribas,_A._Reiners,_A._Quirrenbach,_P._J._Amado,_G._Anglada-Escud\'e,_M._Azzaro,_M._Cort\'es-Contreras,_A._P._Hatzes,_T._Henning,_S._V._Jeffers,_A._Kaminski,_M._K\"urster,_M._Lafarga,_J._C._Morales,_E._Pall\'e,_M._Perger,_and_J._H._M._M._Schmitt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13052 |
2つのM0.0V星、GJ338BとGJ338Aの放射速度の時系列について、CARMENES分光器を使用し、LasCumbresとSierraNevada観測所からの地上望遠鏡測光で補足します。私たちは、分光放射速度技術を使用して、タイトな軌道にある小さな惑星の存在を探索することを目指しています。カルメネス可視チャネルで、GJ338BとAのそれぞれ159および70の動径速度測定値を取得しました。また、文献からの追加の相対ラジアル速度測定値と、バイナリ軌道を解くための200の観測をカバーする天文学データのコレクションをまとめました。GJ338Bでは0.64$\pm$0.07M$_\odot$、GJ338Aでは0.69$\pm$0.07M$_\odot$の動的質量が見つかりました。CARMENESのラジアル速度ピリオドグラムは、16.61$\pm$0.04d（GJ338B）と16.3$^{+3.5}_{-1.3}$d（GJ338A）に有意なピークを示します。これらは、CARMENESアクティビティインジケーターとフォトメトリックの同じ周波数に対応するものがあります光の曲線。これらは恒星の回転によるものです。GJ338Bは、8.27$\pm$0.01と24.45$\pm$0.02dに2つの追加の重要なシグナルを示していますが、恒星活動指数には明らかな対応はありません。前者はおそらく星の回転の最初の調和であるが、後者は最小質量が10.27$^{+1.47}_{-1.38}$$M_{\oplus}の超地球惑星の存在によるものと考える$周回GJ338B。GJ338Bbは、その親星の周囲の居住可能ゾーンの内側境界の内側にあります。これは、恒星連星のメンバーの周りでこれまでに発見された最も軽い惑星の1つです。質量、スペクトルタイプ、明るさ、さらには回転周期でさえ両方の星で非常に似ています。これらは同じ分子雲から形成された可能性が高いですが、惑星系の構造は異なります。
最も一般的なハビタブルプラネットII-低質量のハビタブルプラネットの塩辛い海と地球規模の気候変動
| Title |
The_Most_Common_Habitable_Planets_II_--_Salty_Oceans_in_Low_Mass_Habitable_Planets_and_Global_Climate_Evolution |
| Authors |
R._Pinotti_and_G._F._Porto_de_Mello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13107 |
居住可能な地球のような惑星での地球規模の気候進化の利用可能なモデルは、水の蒸発に影響を与える海の塩分の影響を考慮していません。この作業では、このような惑星の2つの異なるカテゴリが考慮されます。深海の惑星ですが、熱水噴出孔による塩分除去プロセスが弱いため、本質的に塩分が高い惑星です。氷河期の開始時に塩分が増加し、海域が減少する浅い海の惑星では、摂動に対する測定可能な負のフィードバックが発生し、氷河期の開始を遅らせます。私たちは、初期塩濃度の範囲を使用して、氷河期の寸前の居住可能な惑星のおもちゃの気候モデルを開発しました。深海と高い塩分濃度の惑星の場合、最大の塩分範囲を考慮すると、陸氷床の成長率が最大23％まで大幅に減少します。浅い海の惑星の場合、以前にモデル化された固有の高塩分の影響は負のフィードバックによって強化され、シミュレーションのタイムスケール中に陸氷床の成長速度を効果的に停止します。また、このモデルの火星初期の推定海への適用を調査し、結果が2つのカテゴリの間にあることを発見しました。氷河期に対する非生物的な自己制御プロセスと見なすことができるこの新しい現象は、居住可能な惑星の大部分を表す可能性がある地球よりも小さく乾燥した居住可能な惑星の研究では考慮に入れられるべきであると結論付けます。
原始惑星系円盤の層流モデルにおける電気加熱と角運動量輸送
| Title |
Electric_heating_and_angular_momentum_transport_in_laminar_models_of_protoplanetary_disks |
| Authors |
William_B\'ethune_and_Henrik_Latter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13263 |
原始惑星系円盤の垂直温度構造は、ガスやダストの粒子の化学、氷のライン、対流など、惑星の形成に関連するいくつかのプロセスに関係しています。温度プロファイルは、中心の星からの照射と、ガスの降着によって引き起こされる内部熱源によって制御されます。層状ディスクにおける磁場の抵抗散逸によって生成される熱と角運動量の輸送を調査します。ローカルの1次元シミュレーションを使用して、内部ディスクの典型的な条件（0.5から4au）の垂直温度プロファイルを取得します。ガスのイオン化と不透明度の単純な仮定を使用して、加熱および冷却速度は、放射の非理想的な電磁流体力学の枠組みで自己矛盾なく計算されます。ミッドプレーンを中心に対称であり、飽和したホールシア不安定モードに関連している可能性のある定常解を特徴付けます。また、グローバル降着-排出構造によって駆動される電流の散逸を調べます。どちらの場合でも、十分に高い不透明度のためにかなりの加熱が得られます。十分に強い磁場は、ディスク中立面での秩序単一温度上昇、対流的に不安定なエントロピープロファイル、および$\alpha\sim10^{-2}$の粘性加熱に相当する表面放射率を誘発する可能性があります。これらの結果は、乱流が非効率的である可能性のある弱くイオン化されたディスクで、少なくともディスクの半径と経過時間の範囲で、磁場が効率的な降着と加熱を促進する方法を示しています。
超地球からミニネプチューンへ：表面の大気循環への影響
地球と海王星の間の半径を持つ惑星が現在までに最も一般的に検出されていることはよく知られています。これらの惑星を地球型または気体型に分類するには、通常、質量と半径の関係と組成曲線を使用して、このような惑星が岩質または気体である可能性を判断します。これらの方法では約1.5R$_{\oplus}$の遷移半径が設定される可能性がありますが、地球とガスの組成の変化が急激にカットオフされることは期待できず、組成曲線の予測により惑星の指定が不明確になりますこの遷移半径のすぐ近く。この作業では、遷移惑星の3D大循環モデルを示します。ここでは、緯度変動や日食深度などの観測可能な量に対する表面の影響を調べます。この遷移する惑星のモデリングの選択について説明する前に、地球の循環で検証された最新のGCMを紹介します。最後に、この研究の結果について説明し、将来の二次日食の観測を通じて表面の存在を検出する見通しを探ります。
惑星系円盤に向けた構造と大量輸送について
| Title |
On_the_structure_and_mass_delivery_towards_circumplanetary_discs |
| Authors |
Matth\"aus_Schulik,_Anders_Johansen,_Bertram_Bitsch,_Elena_Lega,_Michiel_Lambrechts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13398 |
周回惑星円盤（CPD）は、若いガス巨人の周りに形成され、月形成の場所であるだけでなく、ガス巨人の成長を促進するガスの中間貯留層であると考えられています。このようなCPDの物理的特性が惑星の質量と全体的な不透明度によってどのように影響を受けるかは、比較的よく理解されていません。これを明確にするために、CPDが形成するのに十分に惑星の重力ポテンシャルを十分に解決できるグリッド構造を持つグローバル放射流体力学コードFARGOCAを使用します。次に、惑星の質量、不透明度、潜在的な深さの関数として現れるガスの流れと密度/温度の構造を調べます。私たちの結果は、低不透明度の木星質量惑星の興味深い構造形成を示しています。ISMダストの100分の1の不透明度レベルを使用して、私たちの木星質量原始惑星は、CPDが形成するのに十分に冷たいエンベロープを備え、CPDと星間円盤を分離する自由落下領域が現れます。興味深いことに、この自由落下領域は、低い不透明度で予想される静的な構造の形成とは対照的に、外側エンベロープ材料の超音速侵食の結果であるように見えます。私たちの分析は、惑星のらせん状の腕が、ガスがCPDに自由落下するために放射冷却によって克服する必要がある重要な圧力障壁をもたらすように見えることを明らかにしています。CPD内の循環はケプラーに近く、CPDスパイラルアームの存在によって変更されます。不透明度が高い場合は、文献から結果を復元し、本質的に機能のないホットエンベロープを見つけます。この作業では、3D放射流体力学設定での親ディスクからの原始惑星の完全な分離プロセスの最初のシミュレーションと分析を示します。
地球のようなものから超地球型の太陽系外惑星への水素支配大気の恒星駆動進化
| Title |
Stellar_Driven_Evolution_of_Hydrogen-Dominated_Atmospheres_from_Earth-Like_to_Super-Earth-Type_Exoplanets |
| Authors |
K.G._Kislyakova,_M._Holmstr\"om,_H._Lammer,_N.V._Erkaev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13412 |
本章では、惑星外大気の進化研究の結果を紹介します。これらの方法はすべてのタイプの太陽系外惑星に適用可能ですが、私たちは主にサブからスーパー地球のドメインに焦点を当てています。熱損失プロセスと非熱損失プロセスの両方を考慮します。熱損失メカニズムのタイプは、粒子の重力エネルギーとその熱エネルギーの比率である、いわゆるエスケープパラメーター$\beta$に依存します。$\beta$が減少している間、太陽系外惑星は古典的なジーンズから改造されたジーンズに、そして最後には吹き飛ばされた脱出メカニズムに切り替わります。ブローオフの間、大気粒子の大部分は、惑星の重力場から逃れるのに十分なエネルギーを処分します。これは極端なガスの損失につながります。非熱損失はブローオフエスケープを超えることはありませんが、ジーンズタイプのエスケープが比較的弱い惑星では非常に重要です。非熱的脱出メカニズムの多様性から、本章では、イオンピックアップに焦点を当て、他の損失メカニズムの重要性について説明します。この章の一般的な結論は、脱出プロセスは太陽系外惑星の進化を強く形成し、惑星が侵食プロセスにより大気を失うか、逆にミニネプチューン型の物体のままであるかを判断することです。私たちが知っているように、潜在的な生息地と見なされます。
巨大衝突により生成された水蒸気円盤の進化による天王星の衛星形成
| Title |
Uranian_Satellite_Formation_by_Evolution_of_a_Water_Vapor_Disk_Generated_by_a_Giant_Impact |
| Authors |
Shigeru_Ida,_Shoji_Ueta,_Takanori_Sasaki,_and_Yuya_Ishizawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13582 |
氷の巨大惑星天王星は、スピン軸が98度傾いていることを考えると、巨大な衝撃を受けた可能性があります。その衛星システムが同様に傾斜していて順行性であることは、それが影響の結果として形成されたことを示唆しています。ただし、衝撃シミュレーションによって予測されたディスクは、一般に、現在観測されているシステムよりも1桁小さいサイズと2桁大きい質量を持っています。ここでは、理論モデルを使用して、ウラン衛星の形成が衝撃によって生成されたディスクの進化によって規制されていることを示します。水の氷の気化温度は低く、天王星とインパクターの両方が氷に支配されていると想定されるため、衝撃によって生成されたディスクはほとんど気化したと結論付けることができます。ディスクがかなりの量の水蒸気を失い、現在のシステムのレベルまで広がると、ディスクが十分に冷えて氷の凝縮と氷の粒子の付着が始まると予測しました。凝縮した氷の予測された分布から、N体シミュレーションは、観測された天王星衛星の質量軌道構成を再現できます。このシナリオは、地球の月の巨大な衝撃モデルとは対照的です。このモデルでは、衝撃で生成されたコンパクトな固体または液体のディスクの約半分が、衝突時に即座に月に組み込まれます。
星の数、超新星率、および金属性に基づいて、以前の研究（Dayaletal。2015）は、大きな楕円銀河には天の川よりも最大10,000倍多くの居住可能な惑星が含まれているため、「生命のゆりかご」であると結論付けました。モデルの結果を使用し、銀河数分布と超新星率を考慮に入れると、この結果は、現存するすべての技術種の参照クラスに適用される平凡の原則に違反しているとここで主張します。私たちが比較的大きなディスクが支配的な銀河に生息する属性の典型的な技術種であると仮定して、大きな楕円銀河の居住性を大幅に制限する可能性のある2つの仮説を概説します。今日の大きな楕円銀河の前身がはるかにコンパクトだったときに発生したスターバースト超新星。（2）大きな楕円銀河で一般に高い金属性の結果として不均衡に多数のガス状惑星が形成されると予想されるため、大きな楕円銀河での居住可能な惑星形成の確率は小さいかもしれません。その結果、気体の惑星の内部への移動が十分に遅い場合、より少ない居住可能な惑星が付着するでしょう。仮説（1）の不妊化イベントは以前の時代（z$\geq$1）で発生したため、効果的に永続的である必要があり、生命の起源と進化に関する2つの可能なシナリオを意味します。これらのシナリオの1つに関連して、平凡の原則の独立したアプリケーションは、M矮星は技術的生命の重要なホストではないことを示唆しています。
宇宙の再現：EAGLEシミュレーションと近くのDustPedia銀河サンプルの比較
| Title |
Reproducing_the_Universe:_a_comparison_between_the_EAGLE_simulations_and_the_nearby_DustPedia_galaxy_sample |
| Authors |
Ana_Tr\v{c}ka,_Maarten_Baes,_Peter_Camps,_Sharon_E._Meidt,_James_Trayford,_Simone_Bianchi,_Viviana_Casasola,_Letizia_P._Cassar\`a,_Ilse_De_Looze,_Pieter_De_Vis,_Wouter_Dobbels,_Jacopo_Fritz,_Maud_Galametz,_Fr\'ed\'eric_Galliano,_Antonios_Katsianis,_Suzanne_C._Madden,_Aleksandr_V._Mosenkov,_Angelos_Nersesian,_S\'ebastien_Viaene,_and_Emmanuel_M._Xilouris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12576 |
低赤方偏移でシミュレーションおよび観測された銀河のスペクトルエネルギー分布（SED）と推定物理特性を比較します。放射伝達コードSKIRTを使用して導出された、EAGLEの宇宙論シミュレーションスイートからの、約7000z=0銀河のUVサブミリ波模擬フラックスを利用します。これらを、近くの銀河のDustPediaサンプルから、UVサブミリメーターの範囲で観測された約800個の銀河と比較します。グローバルプロパティを導出するために、〜8千万のモデルの同じセットを使用して、SEDフィッティングコードCIGALEを両方のデータセットに一貫して適用します。この比較の結果は、SEDと派生した物理的特性の両方で、シミュレーションと観測の全体的な一致を明らかにしており、多くの矛盾があります。光学および遠赤外線レジーム、ならびに全球放出、拡散ダストおよび恒星質量に基づくスケーリング関係は、高いレベルの一致を示しています。ただし、観測に比べて、遠紫外領域が十分に減衰されていない一方で、EAGLE銀河の中赤外線フラックスは過大評価されています。これらの不一致は、サンプル間の銀河集団の違いと、EAGLE-SKIRT後処理レシピでの星形成領域のサブグリッド処理の制限の組み合わせによるものです。私たちの調査結果は、詳細な放射伝達計算と一貫した比較の重要性を示し、改良された数値モデルの提案を提供します。
射手座矮星が天の川星形成史に繰り返し及ぼす影響
円盤銀河を周回する衛星は、それらの円盤にらせん性、垂直加熱、および位相混合などの位相空間の特徴を引き起こす可能性があります。このような機能は私たち自身のGalaxyでも観察されていますが、GaiaDR2データのおかげで、最近、天の川ディスクの複雑さが完全にマッピングされました。この複雑な振る舞いは主に、その軌道に沿って射手座矮小銀河（Sgr）によって引き起こされる繰り返し摂動に起因し、この衛星が天の川ディスクの主要な動的建築家であることを示しています。ここでは、ガイアDR2で観測された色彩図をモデル化して、太陽の周りの2kpcまでの気泡の最初の詳細な星形成履歴を取得します。それは、強化された星形成の3つの目立つ狭いエピソードを明らかにします。これらは、5.7、1.9、および1ギル前に発生したと正確に日付を合わせることができます。興味深いことに、これらのエピソードのタイミングは、i）軌道シミュレーション、ii）銀河円盤の位相空間の特徴、iii）Sgrの恒星の内容に従って提案されたSgrペリセンターパッセージと一致します。これらの発見はおそらく、Sgrが天の川円盤の恒星塊の形成においても重要な役者であり、その摂動が星形成の主要なエピソードを繰り返し引き起こしていることを示唆しています。
階層的に形成する恒星クラスターの形成に対する光イオン化フィードバックの影響
| Title |
The_effect_of_photoionising_feedback_on_the_shaping_of_hierarchically-forming_stellar_clusters |
| Authors |
Alejandro_Gonz\'alez-Samaniego,_Enrique_Vazquez-Semadeni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12711 |
大規模な星からの光イオン化放射からのフィードバックがある場合とない場合のグローバル階層崩壊を受けている分子雲の自己矛盾のない進化の2つの流体力学シミュレーションを使用して、このフィードバックがガスの構造的および運動学的特性に及ぼす影響を調べます雲の中に形成された恒星のクラスター。質量のある星が形成される前は、2つのシミュレーションの進化は非常に似ており（低質量の星からのフィードバックが雲スケールの進化に大きな影響を与えないことを意味します）、星形成領域は、ガスを星に変換するよりも速く付着しますしたがって、重要なフィードバックがなくても、瞬間的に測定される星形成効率を低く保つことができます。その後、電離フィードバックは最初に星形成ハブへのフィラメント状の供給を破壊し、最終的にはそこからガスを除去します。電離フィードバックは、形成中の星の初期運動学と空間分布にも影響を与えます。これは、分散されるガスがしばらくの間星を形成し続け、形成する星がその運動を引き継ぐためです。非フィードバックシミュレーションでは、グループは非常にコンパクトなままですが、フィードバックの実行では、ガスの分散により各グループが膨張し、クラスターの膨張は、コヒーレントな半径方向の膨張ではなく、グループの結合された膨張で構成されますメインハブから離れています。フィードバックの実行でのみ表示される周辺の星形成サイトの1つの例が見つかります。これは、収集と崩壊のメカニズムによってシェルが拡張することによってトリガーされたことを示しています。ただし、これは規則ではなく例外のようです。私たちのシミュレーションにおける光イオン化フィードバックの正味の効果は、星の形成を全体的に減らし、最終的に停止すると同時に、星団の空間分布を平滑化することです。
4次元固有ベクトル1（4DE1）パラメータ空間でのラジオの大音量とラジオの静音クエーサーの二分法
| Title |
Dichotomy_of_radio_loud_and_radio_quiet_quasars_in_four_dimensional_eigenvector_one_(4DE1)_parameter_space |
| Authors |
Shimeles_Terefe,_Ascensi\'on_Del_Olmo_Orozco,_Paola_Marziani_and_Mirjana_Povi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12736 |
最近の研究では、4DE1パラメータ空間でクエーサー（QSO）スペクトル多様性を体系化することが可能であることが示されています。ほとんどの調査に含まれるスペクトルは、信号対雑音比が低く、すべてのQSOが分光学的に類似しているという印象を与えました。4DE1パラメータ空間の調査により、重要な分光学的差異を提示するQSOの2つの母集団という概念が生まれました。Hbeta、MgII、およびCIV輝線のスペクトルカバレッジでQSOのより完全なサンプルを活用することにより、ラジオの静かなソースとラジオの大きなソース間の幅広い輝線の違いを定量化することを目指しています。スペインのCalarAlto天文台からの強い電波放射QSO観測の高赤方偏移サンプル（0.35<z<1）を使用しました。
GAEA半解析モデルの衛星銀河に対する環境の影響
| Title |
The_influence_of_environment_on_satellite_galaxies_in_the_GAEA_semi-analytic_model |
| Authors |
Lizhi_Xie,_Gabriella_De_Lucia,_Michaela_Hirschmann,_Fabio_Fontanot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12757 |
観測された衛星銀河の急冷部分の再現は、銀河形成モデルにとって長年の問題でした。最新のGAlaxyEvolutionandAssembly（GAEA）半解析モデルで環境効果の処理を変更して、衛星銀河のモデリングを改善します。具体的には、高温ガスの段階的なストリッピング、冷ガスのラム圧ストリッピング、およびモデル銀河のガス状および恒星状ディスクコンポーネント間の角運動量交換を説明する更新されたアルゴリズムを実装します。私たちの更新されたモデルは、中央銀河と衛星銀河で観測された消光率、および恒星質量とハロー質量への依存性とよく一致しています。また、モデル予測と衛星銀河の消光時間の観測値との整合性も確認しています。こんにちは、中心銀河のH$_2$分数。銀河団の銀河のHI、H$_2$、SFRの欠如。更新されたモデルの結果を分析すると、主要な消光メカニズムは、低質量銀河のホットガスストリッピング、および大規模銀河のAGNフィードバックであることがわかります。冷ガスのラム圧ストリッピングは、予測された急冷フラクションに限られた影響を及ぼしますが、観測されたHI欠陥を再現するために必要です。
銀河球状星団型の性質の統計解析
| Title |
Statistical_analysis_of_Galactic_globular_cluster_type_properties |
| Authors |
Matteo_Simioni,_Antonio_Aparicio,_Giampaolo_Piotto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12762 |
銀河球状クラスター（GC）の疑似カラーダイアグラム（いわゆる染色体マップ）の分析により、それらをタイプIとタイプIIのクラスターに分類できます。タイプIIGCは、染色体マップの平均以上の複雑さを特徴とし、鉄を含む遅い中性子捕獲反応要素の星から星への変動を表示することが知られているものもあります。これは、タイプIIGCが銀河系外の起源を持っている可能性があり、その後天の川によって降着したという仮説の根拠にあります。この新しい分類に照らして、主成分分析を実行し、さまざまなGCパラメータ間の可能な相関を調査しました。分析により、クラスターのタイプは主に相対年齢と相関することが明らかになりました。この関係の原因はさらに調査され、より金属が豊富なタイプIIクラスターも銀河中心からより遠く、より遠くにあるように見えます。銀河座標Zの正の値に対するタイプIIクラスターの枯渇も観察され、Z$\sim2$kpcより上ではタイプIIクラスターは検出されませんでした。タイプIIクラスター軌道は、タイプIの軌道よりも大きな離心率を持っています。
天の川球状星団のダイナミクス：それらは優先的に共回転していますか？
天の川のバリオン成分の動きは、銀河の発光物質と暗黒物質の両方によって支配されています。したがって、天の川球状星団のダイナミクスをトレーサーとして使用して、大きな半径までの銀河の質量モデルを推測できます。この作業では、直接観測可能な視線速度を使用して、球状星団集団のダイナミクスが天の川の想定される軸対称重力ポテンシャルと一致するかどうかをテストします。このため、球状星団集団の位相空間分布を数値的に計算します。この場合、軌道はランダムに方向付けられているか、恒星円盤に対して共回転/逆回転しています。次に、$\sim$150球状星団の観測された位置と視線速度分布をモデルのそれと比較します。採用した質量モデルの場合、共回転シナリオは、さまざまな統計的検定に基づく推奨モデルであることがわかりました。初期の合併イベントの先祖に関連するGCの有無にかかわらず、分析を行います。この分析は近い将来拡張され、正確で豊富なデータを含めて、銀河のポテンシャルをより大きな半径までより適切に制限することができます。
新しいアプローチによるAGN昇華半径の測定：広線偏光の残響マッピング
| Title |
Measuring_the_AGN_sublimation_radius_with_a_new_approach:_reverberation_mapping_of_the_broad_line_polarization |
| Authors |
E._S._Shablovinskaya,_V._L._Afanasiev_and_L._\v{C}._Popovi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12809 |
ここでは、タイプ1の活動銀河核（AGN）の偏極ブロードラインの変動性を使用して、赤道散乱領域の半径を測定する観測方法を示します。タイプ1のAGNの幅広いラインの偏光は、ほとんどの場合、赤道散乱によって引き起こされます。特定の機能により、その寄与を全偏光フラックスから分離することができます。偏極線フラックスの変動性を監視し、非偏極連続体と偏極ブロードライン変動性の間のタイムラグを見つけることを提案します。散乱スクリーンまでの距離は、時間遅延から決定できます。この方法は初めて、タイプ1AGNMrk6の観測に適用され、このAGNの散乱領域のサイズは約100光日であることがわかりました。これは、赤外線干渉観測によって推定されたほこりの多い領域のサイズよりも大幅に小さく、既知のブロードライン領域（BLR）のサイズよりも大きくなっています。これは、散乱領域がBLRとダスト領域の間にあり、ダスト昇華半径のプローブとして使用できることを示しています。
AGN S5 0716 + 714の偏光ベクトルの日内変動
明るい電波源S50716+714は、通常BLラックオブジェクトとして分類され、最も集中的に研究されたブレザーの1つです。S50716+714は、ブレザーで観測された光学的および偏光分析的変動の最短時間スケールなど、非常に特異な特性を示します。与えられた講演では、SAORASの6m望遠鏡BTAを使用して実行された$\sim70$-secの分解能でのS50716+714の8時間偏光測定の結果を示します。観測データ分析により、未解決の発光領域のサイズを指定する1.5時間のタイムスケールで、全光と偏光の両方の変動が明らかになります。磁場のらせん構造を持つジェットの分極の数値モデルが提案されており、モデルをフィッティングすると、約15日の期間の磁場歳差が明らかになります。
偏光中のアクティブな銀河核
コンパクトさのために、アクティブな銀河核（AGN）は光学的観測では未解決です。ただし、中心部の物質の構造と物理的条件は、超大質量ブラックホールへの物質の付着過程を研究するために特に重要であり、最終的にこれらの調査は銀河の進化を理解するために不可欠です。偏波には、電磁波と環境との相互作用に関する情報が含まれており、AGNの中央領域の物理プロセスに関する情報が提供されます。この情報は、他の光学観測では見つけることができませんでした。この論文では、偏光におけるアクティブ銀河核（AGN）の幾何学、運動学、および物理的プロセスの研究に偏光測定法を適用することの重要性について説明します。分極形成のメカニズムの概要、さまざまな構造とスケールとの関係が提供されます。また、ロシア科学アカデミーの特別天体物理観測所で行われた観測を使用して行われたさまざまな仮定に基づいた偏光測定調査について概説します。
| Title |
Linking_Compact_Dwarf_Starburst_Galaxies_in_the_RESOLVE_Survey_to_Downsized_Blue_Nuggets |
| Authors |
Michael_L._Palumbo_III_(1_and_2),_Sheila_J._Kannappan_(1),_Elaine_M._Frazer_(3),_Kathleen_D._Eckert_(4),_Dara_J._Norman_(5),_Luciano_Fraga_(6),_Bruno_C._Quint_(7),_Philippe_Amram_(8),_Claudia_Mendes_de_Oliveira_(9),_Ashley_S._Bittner_(10),_Amanda_J._Moffett_(11),_David_V._Stark_(12),_Mark_A._Norris_(13),_Nathaniel_T._Cleaves_(1),_Derrick_S._Carr_(1)_((1)_University_of_North_Carolina_at_Chapel_Hill,_(2)_The_Pennsylvania_State_University,_(3)_Space_Telescope_Science_Institute,_(4)_University_of_Pennsylvania,_(5)_National_Optical_Astronomy_Observatory,_(6)_Laborat\'orio_Nacional_de_Astrof\'isica,_(7)_Southern_Observatory_for_Astrophysical_Research,_(8)_Aix_Marseille_University,_(9)_Instituto_de_Astronomia,_Geof\'isica_e_Ci\^encias_Atmosf\'ericas_da_U._de_S\~ao_Paulo,_(10)_North_Carolina_State_University,_(11)_University_of_North_Georgia,_(12)_Kavli_IPMU,_(13)_University_of_Central_Lancashire) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12891 |
局所宇宙の銀河の体積が限定された国勢調査であるRESOLVE調査でコンパクトな矮小スターバースト（CDS）銀河を特定して特徴付け、この集団に強い星を形成するクラスのクラスである残りの「青いナゲット」が含まれているかどうかを調べます赤方偏移が高い$z$で最初に識別されたコンパクト銀河。私たちの50の低$z$CDS銀河は、矮小質量（恒星質量$M_*<10^{9.5}$M$_{\odot}$）、コンパクトなバルジディスクまたはスフェロイド支配の形態（定量的基準、$\mu_\Delta>8.6$）、および高$z$の青いナゲットの定義しきい値を超える特定の星形成率（$\log$SSFR[Gyr$^{-1}]>-0.5$）。赤方偏移全体で、青いナゲットは3つの明確な特性を示します。同時期の銀河に比べてコンパクト性、豊富な冷たいガス、および合流または衝突するストリームでの圧縮による形成です。ハロー質量が$M_{\rmhalo}\sim10^{11.5}$M$_{\odot}$未満の人は、理論的には永久消火を回避し、現在まで周期的に燃料を補給します。コンパクトさとスターバースト活動のためだけに選択されたCDS銀河は、一般に$M_{\rmhalo}\lesssim10^{11.5}$M$_{\odot}$とガスと星の質量比$\gtrsim$1を持っています。さらに、アーカイブDECaLS測光とCDS銀河の新しい3D分光観測の分析により、矮小合体を示唆する高率の測光と運動学的障害が明らかになります。SSFR、表面質量密度、およびCDS銀河の数のカウントは、青いナゲットの赤方偏移進化に関する理論的および観測的期待と互換性があります。CDS銀河は、青色のコンパクトドワーフや青色のE/S0などの従来のコンパクトドワーフクラスの最大のスターバーストを表すと主張します。CDS銀河は、通常のディスク銀河へのディスクの再成長と進化の可能性を開いたままにする緩和された圧縮チャネルを介して形成される青いナゲット現象の低$z$テールを表すと結論付けます。
地元の銀河のサンプルに向けたHCN 3-2調査
| Title |
HCN_3-2_survey_towards_a_sample_of_local_galaxies |
| Authors |
Fei_Li,_Junzhi_Wang,_Min_Fang,_Qing-hua_Tan,_Zhi-Yu_Zhang,_Yu_Gao_and_Shanghuo_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13009 |
10mのサブミリ波望遠鏡（SMT）を使用して、37個のローカル銀河に向けたHCN3-2放出の観測結果を示します。HCN3-2の放出は23の銀河で検出されます。私たちのサンプルで測定された赤外光度（LIR）とHCN3-2線発光の光度の相関は、1.11の勾配と0.91の相関係数に適合しています。これは、文献の他の高密度ガストレーサーで見られる線形相関に従います。特定の体積密度しきい値（つまり、$n_{\rmH_2}\geq$10$^4$cm$^{-3}$）を超える分子ガスは、赤外光度と統計的に同様の関係を示しましたが、HCN3の大きな散乱異なるLIRを持つ銀河の-2/HCN1-0比率は、高密度ガストレーサーの1つの遷移のみの線光度から推定される高密度ガス質量は、個々の銀河に対して注意して処理する必要があることを示します。
等方性球状高密度クラスターの自己相似軌道平均Fokker-Planck方程式（ii）崩壊前のコアの物理的性質と負の熱容量
| Title |
Self-similar_orbit-averaged_Fokker-Planck_equation_for_isotropic_spherical_dense_clusters_(ii)_Physical_properties_and_negative_heat_capacity_of_pre-collapse_core |
| Authors |
Yuta_Ito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13179 |
これは、等方性自己相似平均軌道フォッカープランク（OAFP）方程式に関する一連の研究の2番目の論文であり、崩壊前のソリューションの物理的特性を詳しく説明します。球状星団の緩和進化の後期段階での基本的なコア崩壊プロセスは、自己相似OAFP方程式で説明できます。正確なスペクトル解は最近、最初の論文で発見されました。本研究では、解から得られた恒星DFに基づくモデルの熱力学的側面について詳しく説明します。私たちの計算は、次のローカルプロパティを示しています。（i）コアの状態方程式はローカルの理想気体$p=1.0\rho/\chi_\text{esc}$で、$p$は圧力、$\rho$密度、$\chi_\text{esc}$はスケーリングされた脱出エネルギーですが、大きな半径で$p=0.5\rho^\Gamma/\chi_\text{esc}$ですが、$\Gamma$は断熱指数です。（ii）中心がポリトロピック球であると考えると、ポリトロピックインデックスは177です。また、グローバルプロパティとして、モデルの熱量曲線を作成して、ビリアルと一緒に熱容量を議論します。特別な焦点は、コアの負の熱容量の原因です。否定性は、基準条件$\phi=-6/\chi_\text{esc}$を介して、深いポテンシャル井戸または大規模なエスケープエネルギーに直接関連しています。ここで、$\phi$は、十分にリラックスした中心の平均場ポテンシャルです芯。私たちの結果を以前の作品と比較すると、自己相似進化では、恒星と熱の流れによって平均場ポテンシャルが急速に変化する衝突のない高温の星により、コアの負の熱容量が保持されると結論付けます。、自己重力による周囲からの隔離ではなく。
環核分子ディスク：AGN燃料供給とフィードバックにおける役割
AGNに燃料を供給するガス流入は、ALMAおよびNOEMAを使用して高解像度で追跡できるようになりました。動的メカニズムは、角運動量を交換し、ガスを超大質量ブラックホールに追いやるために不可欠です。100pcスケールでは、ガスは時々核リングに行き詰まりますが、ブラックホールの影響範囲内で10pcスケール（50mas）に達した最近の観測により、ランダムに配向された核分子ディスク内で、喫煙銃の燃料補給の証拠がもたらされる可能性があります。AGNフィードバックは、ラジオモード、またはラジオジェットによるエントレインメントに向かう、狭いコリメートされた分子の流出という形でも観察されます。分子の流出で歳差運動が観察され、ラジオジェットの歳差運動を示しています。歳差運動の最良の候補の1つは、小さな材料でのバーディーン・ペッターソン効果であり、これは付着材料にトルクを及ぼし、拡張されたディスクの反りを生成します。ジェットが分子ディスクの大部分を掃引するため、内部ディスクと大規模ディスクの間のミスアライメントにより、AGNフィードバックの結合が強化されます。
適応光学積分場分光法によるHe 2-10の降着する大量のブラックホールの証拠
| Title |
Evidence_for_an_accreting_massive_black_hole_in_He_2-10_from_adaptive_optics_integral_field_spectroscopy |
| Authors |
Rogemar_A._Riffel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13375 |
Henize2-10は、強い星の形成を伴う青い矮小銀河であり、それについて最も興味深い問題の1つは、それが増加するブラックホールをホストするかどうかです。He2-10の内部130pc$\times$130pcのHおよびKバンド積分フィールドスペクトルを使用して、前例のない空間分解能でのガスの放出と運動学を調査します。観測は、ALTAIR適応光学モジュールで動作するGemini近赤外積分フィールドスペクトログラフ（NIFS）を使用して行われ、結果の空間分解能はそれぞれKバンドとHバンドで6.5pcと8.6pcです。線の放出のほとんどは、光イオン化によるガスの励起と星形成領域によって生成された衝撃によるものです。さらに、私たちのデータは、輝線比率の分析によって明らかにされたように、電波源とX線源の位置にあるアクティブな銀河核によって励起されたガスの放出の証拠を提供します。フィールド内のイオン化ガスからの輝線は、2つの運動学的構成要素を示します。1つは速度場で狭く、ディスク回転を示唆しています。また、星形成領域からの風による広い構成要素です。分子ガスは狭い成分のみを示します。恒星の速度分散マップは、ブラックホールの位置で約7kms$^{-1}$の向上を示し、$1.5^{+1.3}_{-1.3}\times10^6$Mの質量と一致します。$_\odot$。
PKS1830-211に向かうz = 0.89吸収体での水素化リチウムではなく重水素化分子の検出
| Title |
Detection_of_deuterated_molecules,_but_not_of_lithium_hydride,_in_the_z=0.89_absorber_toward_PKS1830-211 |
| Authors |
S._Muller_(1),_E._Roueff_(2),_J.H._Black_(1),_M._Gerin_(3),_M._Guelin_(4),_K._M._Menten_(5),_C._Henkel_(5,6),_S._Aalto_(1),_F._Combes_(7),_S._Martin_(8,9),_I._Marti-Vidal_(10,11)_((1)_Department_of_Space,_Earth_and_Environment,_Chalmers_University_of_Technology,_Onsala_Space_Observatory,_Onsala,_Sweden,_(2)_LERMA,_Observatoire_de_Paris,_PSL_Research_University,_CNRS,_Sorbonne_Universite,_Meudon,_France,_(3)_LERMA,_Observatoire_de_Paris,_PSL_Research_University,_CNRS,_Sorbonne_Universite,_Paris,_France,_(4)_Institut_de_Radioastronomie_Millimetrique,_St_Martin_d'Heres,_France,_(5)_Max-Planck-Institut_fur_Radioastonomie,_Bonn,_Germany,_(6)_Astron._Dept.,_King_Abdulaziz_University,_Jeddah,_Saudi_Arabia,_(7)_Observatoire_de_Paris,_LERMA,_College_de_France,_CNRS,_PSL_Univ.,_Sorbonne_Univ.,_Paris,_France,_(8)_European_Southern_Observatory,_Alonso_de_Cordova,_Santiago,_Chile,_(9)_Joint_ALMA_Observatory,_Santiago,_Chile,_(10)_Observatori_Astronomic,_Universitat_de_Valencia,_Parc_Cientific,_Valencia,_Spain,_(11)_Departament_d'Astronomia_i_Astrofisica,_Universitat_de_Valencia,_Valencia,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13436 |
重水素とリチウムは、宇宙論的および天体物理学的に重要な軽元素です。この作業では、重水素化分子の最初の検出とクエーサーPKS1830-211への見通し線を遮る渦巻銀河の赤方偏移z=0.89での水素化リチウム7LiHの検索を報告します。ALMAを使用して、ND、NH2D、HDO、およびそれらに関連するアイソトポマーNH2、NH3、H2^18Oのサブミリ波線を観測し、クエーサーの南西画像に対する吸収を確認し、XD/XH存在比を導き出しました。吸収スペクトルは主に2つの異なる狭い速度成分で構成されており、そのために顕著な違いが見られます。1つの速度成分は、原始元素のD/H比の約10倍のXD/XH存在量を示し、観測期間中の吸収プロファイルの変動はありません。[...]2番目のコンポーネントは、原始のD/H比の100倍のXD/XH存在量、数か月以内に2倍の吸収の深化、および相対的な強化を伴う豊富な化学組成を備えていますN2H+、CH3OH、SO2、および複雑な有機分子の。したがって、この成分は銀河系の暗い雲の類似物に関連していると推測しますが、最初の成分はより拡散している可能性があります。7LiH（1--0）ラインの検索は失敗し、PKS1830-211に向かうz=0.89吸収体の上限7LiH/H2=4x10^-13（3sigma）を導き出しました。さらに、ALMAアーカイブデータでは、B0218+357に向かうz=0.68吸収体でのこのラインの以前の暫定的な検出を確認できませんでした。上限は7LiH/H2=5x10^-11（3sigma）ですが、これはPKS1830-211に対する上限よりも制約が少ないです。天の川のように、中間の赤方偏移でこれらの吸収体のLiHに結合する可能性があるのは、ごくわずかのリチウム原子核だけであると結論付けます。
再開された電波銀河3C388の電波スペクトル特性とジェットデューティサイクル
| Title |
Radio_spectral_properties_and_jet_duty_cycle_in_the_restarted_radio_galaxy_3C388 |
| Authors |
M._Brienza,_R._Morganti,_J._Harwood,_T._Duchet,_K._Rajpurohit,_A._Shulevski,_M._J._Hardcastle,_V._Mahatma,_L._E._H._Godfrey,_I._Prandoni,_T._W._Shimwell_and_H._Intema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13476 |
再起動された電波銀河は、アクティブ銀河核におけるジェット活動のデューティサイクルを調査するためのユニークなツールです。そのローブ内のGHzスペクトルインデックス分布の急激な不連続性のため、電波銀河3C388は、マルチエポックアクティビティを伴うAGNの特異な例であると長い間主張されてきました。この作業では、この放射源の無線周波数の空間周波数分解研究を初めて、MHz周波数まで実施し、その放射年齢とデューティサイクルを調査することを目的としました。LOFARで実行された144MHzでの新しい低周波数観測と、より高い周波数でのアーカイブデータと組み合わせたVLAで実行された350MHzでの新しい低周波数観測を使用しました。低い周波数範囲144-614MHzのスペクトルインデックスは、高い周波数範囲1400-4850MHz（$\sim$0.75-1.57）で観測されたものよりも平坦な値（$\sim$0.55-1.14）を持っていますが、同じです葉にまたがる分布。端に向かって系統的に急勾配になっています。ただし、ソース全体のスペクトル形状は均一ではなく、多くの場合標準モデルから逸脱しています。これは、異なる粒子母集団の混合が発生していることを示唆していますが、これが観察上の制限（不十分な空間分解能や投影効果）によって引き起こされたか、複数の粒子母集団の固有の存在によって引き起こされたのか、おそらく2つの異なるものに関連していたのかを理解するのは難しいままです爆発。シングルインジェクション放射モデルを使用することにより、ソースの全年齢が$\lesssim$80Myrであり、デューティサイクルが約$\rmt_{on}/t_{tot}\sim$60％であると計算します。これは、X線推定による冷却からのクラスター内媒体。これまでのところ、3C388の電波スペクトル分布は電波銀河の中で珍しいケースのままですが、今後の多周波調査により、同じ特性を持つ発信元が実際に存在するかどうかをすぐに調査できるようになります。
z $ \ le $ 0.2でのAGNの降着率とX線対光フラックス比
3XMM-DR7およびSDSS-DR8調査のデータを使用して、545のローカル銀河のサンプルを調査しました。z\、$\sim$\、0.2までのすべての分析を実行し、LINERやSeyfert2などのさまざまなクラスの活動銀河のX/Oフラックス比と降着率の関係を調べました。わずかな相関関係が得られましたAGNのサンプル全体を使用する場合、2つのパラメーターの間。ただし、ライナーとSy2銀河は、それぞれ異なる特性、わずかな相関とわずかな反相関を示します。これは、以前に示唆されているように、ライナーとSy2銀河が異なる降着効率と多分異なる降着円盤特性を持っていることを確認できます。キーワード：銀河-アクティブ;AGN-降着率;AGN-ブラックホール質量;AGN-X線のプロパティ。AGN-光学特性
| Title |
ALMA_observations_of_NGC_6334S_$-$_I:_Forming_massive_stars_and_cluster_in_subsonic_and_transonic_filamentary_clouds |
| Authors |
Shanghuo_Li_(1,_2_and_3),_Qizhou_Zhang_(2),_Hauyu_Baobab_Liu_(4),_Henrik_Beuther_(5),_Aina_Palau_(6),_Josep_Miquel._Girart_(7),_Howard_Smith_(2),_Joseph_L._Hora_(2),_Yuxing_Lin_(8),_Keping_Qiu_(9),_Shaye_Strom_(2),_Junzhi_Wang_(1),_Fei_Li_(1_and_3),_and_Nannan_Yue_(3_and_10)_((1)_SHAO,_(2)_CfA,_(3)_UCAS,_(4)_ASIAA,_(5)_MPIfA,_(6)_UNAM,_(7)_IEEC-CSIC,_(8)_MPIfRA,_(9)_NJU,_(10)_NAOC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13534 |
の南西端にある巨大な赤外線暗雲NGC6334S（IRDCG350.56+0.44とも呼ばれる）のアタカマ大ミリ波/サブミリ波配列（ALMA）およびカールG.ジャンスキー超大規模配列（JVLA）の観測結果を示します。NGC6334分子雲複合体。$\sim$3$^{\prime\prime}$角度分解能（$でのALMA観測によってカバーされるH$^{13}$CO$^{+}$およびNH$_{2}$Dライン\sim$0.02pc）は、空間的に未解決の非熱運動が主に亜音速および遷音速であることを明らかにします。これは、低質量の星を形成する分子雲で見られるものに類似した状態です。大量の星形成領域で観測された超音速非熱速度分散は、しばしば文献で報告されていますが、望遠鏡のビーム内の未解決の動きにより観測された線幅を広げる貧弱な空間分解能によって大幅にバイアスされる可能性があります。3〜mmの連続体画像は、質量が0.17から14$M_{\odot}$の範囲の49の密集したコアを分解します。それらの大部分は複数の速度成分で解決されます。これらのガス速度成分の分析により、ガス質量とビリアルパラメータの反相関関係がわかります。これは、より大きな構造がより重力的に不安定になる傾向があることを意味します。最後に、NGC6334S雲の外圧は、これらの高密度構造を閉じ込める上で重要であり、高密度コアの形成と、その後、埋め込まれた若い星の役割を果たす可能性があることがわかりました。
SDSS-IV MaNGA：恒星の人口は恒星の実効速度の分散$ V _ {\ rm rms} $勾配または固定実効速度分散$ \
sigma _ {\ rm e} $での総密度プロファイル勾配と相関します
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_Stellar_population_correlates_with_stellar_root-mean-square_velocity_$V_{\rm_rms}$_gradients_or_total-density-profile_slopes_at_fixed_effective_velocity_dispersion_$\sigma_{\rm_e}$ |
| Authors |
Shengdong_Lu,_Michele_Cappellari,_Shude_Mao,_Junqiang_Ge,_Ran_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13625 |
銀河の特性は、銀河の実効恒星速度分散$\sigma_{\rme}$と最も密接に相関することが知られています。ここでは、MaNGAのさまざまな形態の1339個の銀河（$M_\ast\gtrsim6\times10^9$M$_\odot$）を使用して、固定$\sigma_{\rme}$で{\em追加}傾向を探します（DR14）積分フィールド分光データのサンプル。恒星の二乗平均速度（$V_の勾配（$\gamma_{\rmrms}\equiv\sigma（R_{\rme}/4）/\sigma_{\rme}$）に注目します{\rmrms}\equiv\sqrt{V^2+\sigma^2}$）、これは、動的モデルから導出された総質量密度勾配$\gamma_{\rmtot}$のトレースを示します。バルジ部分。$\gamma_{\rmrms}$が$\sigma_{\rme}$、年齢、および金属性とともに増加することを確認しました。さらに、これらの相関関係は固定された$\sigma_{\rme}$にまだ存在していることがわかります。$\gamma_{\rmrms}$が大きい銀河ほど古く、金属に富んでいます。これは、質量密度勾配に$\sigma_{\rme}$で完全には説明されない恒星の母集団の情報が含まれていることを意味します。この結果は、銀河の消光についての理解に追加の制約を課します。IllustrisTNG流体力学シミュレーションで結果を銀河と比較し、固定された$\sigma_{\rme}$で、年齢、バルジ率、および総質量密度勾配に類似した傾向が存在することを確認しますが、観測とは異なり、相関関係はありません金属性のあるものはシミュレーションで検出できます。
CHIMEリピートFRBから学んだ教訓
CHIMEは、18個の繰り返し高速無線バースト（FRB）を検出しました。待機時間のクラスタリングと宇宙効果を考慮して、現実的なFRB人口モデルを構築することにより、リピーターのエネルギー分布と活動レベルについて何を学べるかを探ります。繰り返しバーストのべき乗則エネルギー分布dN/dE〜E^{-gamma}の場合、エネルギー分布が急であることは、ほとんどのリピーターが低分散測度（DM）のローカルユニバースにあることを意味し、浅い分布は一部のリピーターは、高いDMで長い距離で検出される場合があります。特に興味深いのは、DM〜1000pc/cm^3の2つの高DMリピーター（FRB181017および190417）があることです。これらは、（i）エネルギー分布が浅いガンマ=1.7+0.3-0.1（68％信頼度）である場合、または（ii）ソースのごく一部が非常にアクティブな場合に理解できます。2番目のシナリオでは、これらの高DMソースはFRB121102よりも100倍以上頻繁に繰り返す必要があり、エネルギーインデックスはガンマ=1.9+0.3-0.2（68％信頼度）に制限されます。どちらの場合でも、このべき法則指数は、非反復ASKAPサンプルのエネルギー依存性と一致しており、同じ母集団から抽出されていることを示唆しています。最後に、CHIME反復分数を使用して、母集団全体の活動レベルの分布を推測できることを示します。
潮汐破壊イベントのX線スペクトルの連続フィッティング
| Title |
Continuum-Fitting_the_X-ray_Spectra_of_Tidal_Disruption_Events |
| Authors |
Sixiang_Wen,_Peter_G._Jonker,_Nicholas_C._Stone,_Ann_I._Zabludoff,_and_Dimitrios_Psaltis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12583 |
潮汐破壊イベント（TDE）からのX線放出の新しいモデルを開発し、静止した一般相対論的「スリムディスク」降着ソリューションを超大質量ブラックホール（SMBH）に適用してから、画像平面から光子軌道を光線追跡します。重力赤方偏移、ドップラー、レンズ効果を含むディスク表面は、首尾一貫しています。2つのTDE（ASASSN-14liおよびASASSN-15oi）のマルチエポックXMM-{\itNewton}X線スペクトルを同時に正常に近似しました。ASASSN-15oiの観測された、予想外に遅いX線の増光の説明をテストします。これには、遅延ディスクの形成や再処理層による変数の不明瞭化などが含まれます。私たちは、データによりよく適合する新しいメカニズムを提案します：エッジオンディスクへの降着が遅くなり、ディスクの高さを減らし、時間の経過とともに内部ディスクからより多くのX線を視線に曝す「スリミングディスク」シナリオ。ASASSN-15oiでは、SMBHの質量を$4.0^{+2.5}_{-3.1}\times10^6M_\odot$に制限します。ASASSN-14liの場合、SMBHの質量は$10^{+1}_{-7}\times10^6M_\odot$で、スピンは$0.998^{+0}_{-0.7}$です。両方のTDEについて、私たちの当てはめられた質量は独立した推定と一致しています。ASASSN-14liの場合、外部質量制約を適用すると、スピン制約が$0.998^{+0}_{-0.15}$に狭められます。ASASSN-14liの質量降着率は$\proptot^{-1.1}$のようにゆっくりと減衰しますが、これはおそらく非効率なデブリの循環によるものです。$\約$1100日以上の間、そのSMBHは$\DeltaM\約0.17M_\odot$になり、先祖星の質量が$>0.34M_\odot$であることを意味します。つまり、「エネルギー不足の問題」はありません。TDE、水素カラム密度は、数百日後にホスト銀河と天の川の値まで減少し、不明瞭なガスの減少または除去の特徴的なタイムスケールを示唆しています。
MHD乱流における宇宙線のトラッピング
天体プラズマは乱流で磁化されています。宇宙線（CR）と電磁流体力学（MHD）乱流との間の相互作用は、基本的な天体物理学的プロセスです。MHD乱流の現在の理解に基づいて、MHD乱流のコンテキストでの磁気ミラーによるCRのトラッピングを再検討します。圧縮性MHD乱流では、等方性高速モードがCRのトラッピングとジャイロ共振散乱の両方を支配します。トラッピングの存在は、ピッチ角散乱と磁場に沿ったCRの空間拡散を大幅に抑制します。結果として生じる平行拡散係数は、高エネルギーではCRエネルギーへの依存性が弱くなります。非圧縮性MHD乱流では、疑似Alfv\'{e}nモードによるトラッピングは、すべてのピッチ角での異方性Alfv\'{e}nおよび疑似Alfv\'{e}nモードによるジャイロ共振散乱よりも支配的であり、CRを防止します拡散から。
ガンマ線ブザー候補の光学分光観測。 X.不確実なタイプのブレザー候補の2018-2019 SOARおよびOAN-SPM観測の結果
| Title |
Optical_spectroscopic_observations_of_gamma-ray_blazar_candidates._X._Results_from_the_2018--2019_SOAR_and_OAN-SPM_observations_of_blazar_candidates_of_uncertain_type |
| Authors |
Raniere_de_Menezes,_Raul_A._Amaya-Almaz\'an,_Ezequiel_J._Marchesini,_Harold_A._Pe\~na-Herazo,_Francesco_Massaro,_Vahram_Chavushyan,_Alessandro_Paggi,_Marco_Landoni,_Nicola_Masetti,_Federica_Ricci,_Raffaele_D'Abrusco,_Fabio_La_Franca,_Howard_A._Smith,_Daniel_Milisavljevic,_Gino_Tosti,_Elena_Jim\'enez-Bail\'on,_Teddy_Cheung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12629 |
4番目のフェルミ大面積望遠鏡線源カタログ（4FGL）には、統計的有意性が4$\sigma$を超える5000以上のガンマ線源がリストされています。このカタログにリストされている線源の約23％は未確認/関連付けられていないガンマ線線源ですが、線源の約26％は不確定型（BCU）のブレーザー候補として分類され、光学分光情報がありません。UGSおよびBCUの対応する候補のブレザーの性質を調査するために、私たちは2012年に光学分光フォローアップキャンペーンを開始しました。この論文では、私たちのキャンペーンの10番目に、主にBCUである37の光源の分光観測について報告します。その観測は主にObservatorioAstron\'omicoNacionalSanPedroM\'artirとSouthernAstrophysicalResearchObservatorybetween2018年8月と2019年9月。27のソースのBLラックの性質と3つのソースのフラットスペクトル電波クエーサーの性質を確認します。残りの1つは、6つのBLラック銀河が支配的な銀河と1つの通常の銀河に分類されます。また、10個のBLラックを含む20個の光源の赤方偏移を測定することもできました。以前の分析と同様に、BCUの最大の割合はBLLacオブジェクトであることが判明しました。
確率的再結合における力と空間的複雑さ
スケールの任意の範囲の特定のベクトルフィールドに関連付けられた空間的複雑さのレベル\iffalse${\bfF（x}、t）$は、単純な時間依存関数$S（t）={1\over2}（1-\hat{\bfF}_l。\hat{\bfF}_L）_{rms}$、${\bfF}_l$（${\bfF}_L$）はスケール$l$（$L>l$）の平均フィールドと$\hat{\bfF}={\bfF}/|{\bfF}|$として定義される単位ベクトルしたがって、\fiは、時間の単純なスケール依存関数によって定量化できます。$0\leqS（t）\leq1$。以前の研究は、速度と磁場${\bfu（x}、t）$と${\bfB（x}、t）$に関連する運動と磁気の複雑さを呼び出し、乱流中での磁気再結合と拡散を研究しました磁化された液体。この論文では、粗視化された運動量方程式を使用して、乱流慣性範囲内の任意のスケール$l$での磁気再結合イベントに関連する流体ジェットは、主にローレンツ力${\bf{N}}によって駆動されると主張します。_l=（{\bfj\timesB}）_l-{\bfj}_l\times{\bfB}_l$。この力は、サブスケール電流によって引き起こされ、乱流起電力${\calE}_l=（{\bfu\timesB}）_l-{\bfu}_l\times{\bfB}に類似していますダイナモ理論の_l$。通常、再接続中の高い（低い）磁気複雑度は、磁場の大きい（小さい）空間勾配、つまり強い（弱い）ローレンツ力${\bfN}_l$を意味します。再結合は流体のジェットを発射するため、運動の複雑さの変化率は、ローレンツ力${\bfN}_l$によって注入される力と強く相関すると予想されます。非圧縮性の均質な電磁流体力学（MHD）シミュレーションを使用してこの予測をテストし、以前の結果と関連付けます。したがって、乱流が強い（弱い）ほど、磁場の複雑性が増し（弱まり）、再結合磁場が強く（弱い）なるため、再結合が起こります。
最低周波数の高速無線バースト：328 MHzでの周期的なFRB 180916のサルデーニャ電波望遠鏡検出
| Title |
The_lowest_frequency_Fast_Radio_Bursts:_Sardinia_Radio_Telescope_detection_of_the_periodic_FRB_180916_at_328_MHz |
| Authors |
M._Pilia,_M._Burgay,_A._Possenti,_A._Ridolfi,_V._Gajjar,_A._Corongiu,_D._Perrodin,_G._Bernardi,_G._Naldi,_G._Pupillo,_F._Ambrosino,_G._Bianchi,_A._Burtovoi,_P._Casella,_C._Casentini,_M._Cecconi,_C._Ferrigno,_M._Fiori,_K._C._Gendreau,_A._Ghedina,_G._Naletto,_L._Nicastro,_P._Ochner,_E._Palazzi,_F._Panessa,_A._Papitto,_C._Pittori,_N._Rea,_G._A._Rodriguez_Castillo,_V._Savchenko,_G._Setti,_M._Tavani,_A._Trois,_M._Trudu,_M._Turatto,_A._Ursi,_F._Verrecchia,_L._Zampieri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12748 |
サルデーニャ電波望遠鏡（SRT）で328MHzで観測されたFRB180916.J0158+65からの3つのバーストの現在までの最低周波数検出について報告します。SRTは、周期的なリピーターFRB180916.J0158+65を2020年2月20日から2020年2月24日までの5日間、アクティブな無線バーストの時間間隔で観測し、最初の1時間の観測で3つのバーストを検出しました。残りの30時間以内にバーストは検出されませんでした。1548MHzでのSRTの同時観測では、バーストは検出されませんでした。バーストフルエンスの範囲は37〜13Jmsです。これらのバーストでは、関連する散乱は観察されません。また、アクティブウィンドウの約5日間にFRB180916.J0158+65で実行した多波長キャンペーンの結果も示します。異なる時間スパンでの観測は、408MHzでのノーザンクロス、XMM-ニュートン、NICER、INTEGRAL、AGILE、および高速測光器を備えたAsiagoのTNGと2つの光学望遠鏡によるSRT観測と同時に実行されました。XMM-Newtonは、SRTによって検出された3つのバーストと同時にデータを取得し、バースト放出の0.3-10keVエネルギー範囲$\sim10^{45}$ergs$^{-1}$の光度上限を決定しました。AGILEは最初のバーストと同時にデータを取得し、ミリ秒のタイムスケール$10^{-8}\rm\、erg\、cm^{-2}$のMeV範囲でフルエンスの上限を決定しました。私たちの結果は、FRB180916.J0158+65からの広帯域放射を敏感に抑制し、これまでのところ、高速無線バーストのこの注目すべきソースの無線バーストに対する電磁応答に最良の制限を提供します。
パルサー磁気圏の深さからのシンクロトロン放射
この論文では、通常のパルサーからの高エネルギー放出の発生を研究します。この目的のために、閉じた磁力線に沿ってスライドする外部磁気圏で加速された粒子を考えます。やがて、初期の小さなピッチ角が増加し、中性子星から一定の距離になると、シンクロトロン放射が顕著になることが示されています。$150$から$500$の恒星半径をカバーする領域の放出パターンは、$（0.1-10）$MeV間隔のエネルギーによって特徴付けられることがわかりました。
| Title |
Identification_of_Patterns_in_Cosmic-Ray_Arrival_Directions_using_Dynamic_Graph_Convolutional_Neural_Networks |
| Authors |
Teresa_Bister,_Martin_Erdmann,_Jonas_Glombitza,_Niklas_Langner,_Josina_Schulte,_Marcus_Wirtz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13038 |
動的グラフ畳み込みニューラルネットワークを使用して、ソースからの超高エネルギー宇宙線を識別するための新しいアプローチを紹介します。これらのネットワークは、まばらに配置されたオブジェクトを処理し、それらの短距離および長距離の相関関係を利用するように設計されています。この方法は、宇宙磁場のコヒーレントな偏向から生じると予想される宇宙線の到来方向のパターンを検索します。ネットワークは、ソースシグネチャを持つ天体物理学的シナリオを、等方的に分布された宇宙線のみを持つものから区別し、偏向パターンに属する宇宙線の識別を可能にします。ソース密度が唯一の自由パラメーターであるシミュレーションされた天体物理学的シナリオを使用して、密度の限界をどのようにして導き出すことができるかを示します。このメソッドをAGASA天文台からのパブリックデータセットに適用します。
電波銀河の磁気的に停止したディスクからのハドロン高エネルギー放出
ニービーラジオ銀河からのガンマ線は、中央ブラックホール（BH）の周りの磁気的に停止したディスク（MAD）からのハドロン放射であるという新しい解釈を提案します。MADの磁気エネルギーは降着プラズマの熱エネルギーよりも高く、磁気再結合または乱流が非熱陽子を効率的に加速することがあります。それらは、M87およびNGC315の観測されたガンマ線を説明できるハドロンプロセスを介してガンマ線を放出します。ガンマ線は、真空ギャップをスクリーニングできるBH磁気圏での2光子消滅によって電子-陽電子対を効率的に生成します。。MADからのハドロン放出は、GeVガンマ線バックグラウンドに大きく寄与し、IceCube-Gen2で検出可能なマルチPeVニュートリノバックグラウンドを生成します。
AARTFAAC 60 MHzトランジェント調査
| Title |
The_AARTFAAC_60_MHz_transients_survey |
| Authors |
Mark_Kuiack,_Ralph_A.M.J._Wijers,_Aleksandar_Shulevski,_Antonia_Rowlinson,_Folkert_Huizinga,_Gijs_Molenaar,_Peeyush_Prasad |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13289 |
実験的なセットアップとAARTFAAC広視野電波調査の全体的な結果を報告します。これは、天頂50度以内で、帯域幅3.2MHz、1秒の間隔で545時間、空を観測することで構成されています。これにより、平均して4800平方度、感度が約60Jyで、毎秒2つ、約400万のスナップショットが生成されました。1つはPSRB0950+08から発生し、もう1つは強力な電離層レンズ効果イベントから発生する可能性のある単一の銀河外過渡現象の2つの個体群を見つけます。また、高速で明るいトランジェントの他の人口の割合に、1日あたり全天空の1.1の強い上限を設定しました。最後に、検出と制限を他の低周波無線トランジェント調査と比較することにより、以前に検出されたタイプのトランジェントソースを制限します。
若いラジオパルサーのタイミングII。ブレーキングインデックスとその解釈
| Title |
Timing_of_young_radio_pulsars_II._Braking_indices_and_their_interpretation |
| Authors |
A._Parthasarathy,_S._Johnston,_R.M._Shannon,_L._Lentati,_M._Bailes,_S._Dai,_M._Kerr,_R.N._Manchester,_S._Os{\l}owski,_C._Sobey._W._van_Straten,_P._Weltevrede |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13303 |
このシリーズのペーパーIで、64からの$\sim$10年間のタイミング観測を使用して、19の若い$$dot{E}$ラジオパルサーのブレーキインデックス（$n$）の有意な値を検出しましたmパークス電波望遠鏡。ここでは、ベイジアンパルサータイミングフレームワークを使用してタイミングノイズをモデル化し、選択を実行して指数グリッチ回復とブレーキインデックスシグネチャを含むモデルを区別することで、この結果をより詳細に調査します。グリッチが存在する場合でも、実質的なアーカイブデータを追加することで、$n$の一貫した値が維持されることを示しています。グリッチがパルサーのスピン周波数の進化に重要な役割を果たすとしても、測定が目に見えないグリッチからの指数関数的回復信号によるものである可能性は低いという強い主張を提供します。少なくとも10年の時間スケールでは、$n$の値は標準3よりも大幅に大きくなる可能性があると結論付け、パルサーの進化への影響について説明します。
| Title |
The_signatures_of_secondary_leptons_in_radio-neutrino_detectors_in_ice |
| Authors |
Daniel_Garc\'ia-Fern\'andez_and_Christian_Glaser_and_Anna_Nelles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13442 |
氷中でのニュートリノの相互作用に続く電波放射の検出は、PeVを超えるエネルギーを持つニュートリノに対して有意な感度を得る有望な手法です。検出可能な電波放射は、氷の中の粒子シャワーから生じます。これまでのところ、検出器シミュレーションでは、ニュートリノの一次相互作用からの電波放射のみを考慮してきました。この調査では、既存のシミュレーションツールが拡張され、$\mu$-および$\tau$-leptonsからの2次相互作用をカバーしています。両方のレプトンの二次相互作用により、ニュートリノ検出器の有効体積が最大25\％増加することがわかります。また、ミューオンとタウのニュートリノは、いくつかの検出可能なシャワーを生成する可能性があり、その結果、二重のシグネチャは$\tau$-ニュートリノの排他的なシグネチャを構成しません。また、宇宙線からの大気中の$\mu$レプトンのバックグラウンドは、氷のアレイでは無視できないものであり、エアシャワーの拒否は、ラジオ検出器に役立つと考えられる必要があることもわかりました。
天の川衛星でのガンマ線暗黒物質探索-データ分析方法と現在の結果の比較レビュー
| Title |
Gamma-Ray_Dark_Matter_Searches_in_Milky_Way_Satellites_--_A_Comparative_Review_of_Data_Analysis_Methods_and_Current_Results |
| Authors |
Javier_Rico |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13482 |
暗黒物質がGeV-TeV範囲の質量を持つ弱く相互作用する粒子で構成されている場合、それらの消滅または崩壊により、ガンマ線望遠鏡で検出できるガンマ線が生成されることがあります。天の川（dSphs）の矮小回転楕円体衛星銀河の観測では、dSph暗黒物質の含有量を比較的正確に予測することで、暗黒物質の特性に強い制約を与えています。予想される信号のスペクトルおよび形態の特異性を活用できる高度な統計手法を使用することにより、暗黒物質信号の検索に対するこれらの観測の感度を最適化できます。この論文では、現世代のガンマ線望遠鏡（Fermi-LAT、H.E.S.S、MAGIC、VERITAS、およびHAWC）を使用したdSphの観測からの暗黒物質探索の状況を確認します。これらの機器で使用される一般的な統計分析フレームワークを詳細に説明し、最新の実験結果を考慮に入れて、特定の実装間の最も関連する違いを指摘します。これにより、現在の結果と将来の結果の比較、およびマルチ機器とマルチターゲットの暗黒物質検索におけるそれらの最終的な統合が容易になります。
Cas A SNRのVERITASおよびFermi-LAT観測に基づくTeVエネルギーまでの陽子加速の証拠
| Title |
Evidence_for_proton_acceleration_up_to_TeV_energies_based_on_VERITAS_and_Fermi-LAT_observations_of_the_Cas_A_SNR |
| Authors |
A._U._Abeysekara,_A._Archer,_W._Benbow,_R._Bird,_R._Brose,_M._Buchovecky,_J._H._Buckley,_A._J._Chromey,_W._Cui,_M._K._Daniel,_S._Das,_V._V._Dwarkadas,_A._Falcone,_Q._Feng,_J._P._Finley,_L._Fortson,_A._Gent,_G._H._Gillanders,_C._Giuri,_O._Gueta,_D._Hanna,_T._Hassan,_O._Hervet,_J._Holder,_G._Hughes,_T._B._Humensky,_P._Kaaret,_P._Kar,_N._Kelley-Hoskins,_M._Kertzman,_D._Kieda,_M._Krause,_F._Krennrich,_S._Kumar,_M._J._Lang,_G._Maier,_P._Moriarty,_R._Mukherjee,_M._Nievas-Rosillo,_S._O'Brien,_R._A._Ong,_N._Park,_A._Petrashyk,_K._Pfrang,_M._Pohl,_E._Pueschel,_J._Quinn,_K._Ragan,_P._T._Reynolds,_G._T._Richards,_E._Roache,_I._Sadeh,_M._Santander,_G._H._Sembroski,_K._Shahinyan,_I._Sushch,_A._Weinstein,_P._Wilcox,_A._Wilhelm,_D._A._Williams,_T._J_Williamson,_B._Zitzer,_A._Ghiotto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13615 |
0.1GeVから10TeVのエネルギー範囲でのコア崩壊超新星残骸Cas〜Aからの$\gamma$線放出の研究を提示します。65時間のVERITASデータを使用して200GeV-10TeVをカバーし、10.8年の\textit{Fermi}-LATデータを使用して0.1-500GeVをカバーしました。\textit{Fermi}-LATデータのスペクトル分析では、$1.3\pm0.4_{stat}$GeV付近に大きなスペクトル曲率があり、これはパイ中間子崩壊からの予想スペクトルと一致しています。このエネルギーを超えると、\textit{Fermi}-LATとVERITASの結合スペクトルは単純なべき法則から大幅に逸脱し、スペクトル指数が$2.17\pm0.02_{stat}$のべき法則で最もよく説明されます。$2.3\pm0.5_{stat}$TeVのカットオフエネルギー。これらの結果は、ラジオ、X線、および$\gamma$-rayデータとともに、レプトンモデルとハドロンモデルのコンテキストで解釈されます。1ゾーンモデルを想定して、純粋にレプトンのシナリオを除外し、観測された$\gamma$線スペクトルを説明するには、少なくとも6TeVまでの陽子加速が必要であると結論付けます。多波長スペクトル全体のモデリングから、$B_{\mathrm{min}}\約150\、\mathrm{\muG}$の残余物内の最小磁場が推定されます。
DAMPEプロトンスペクトルは、近くのISMの遅い拡散ゾーンを示しています
DAMPEプロトンスペクトルの硬化および軟化機能は、近くの超新星残骸（SNR）に由来する可能性が非常に高いです。近くのSNRからの陽子スペクトルは、$\約10$TeV以下で非常に難しい必要があります。この機能を再現するには、CRの双極子異方性も考慮に入れた後、宇宙線（CR）の異常に遅い拡散ゾーンが局所星間物質（ISM）に存在する必要があることを示します。拡散係数が近くのISMで均一であると仮定すると、1GeVに正規化すると、拡散係数は$10^{26}$cm$^2$s$^{-1}$の大きさに制限されます。銀河の平均値の約100分の1です。遅い拡散の空間分布についてさらに議論し、2つの異なる可能性を見つけます。1つのケースでは、SNRは太陽系から数百パーセク離れていますが、一方、SNRと太陽系の両方が大きな低速拡散ゾーンに含まれている必要があります。均一拡散はこの場合に属します。他の場合では、SNRは$\sim50$pcの距離で非常に近く、低速拡散ゾーンはSNRの周りのみに制限されます。後者の場合、必要な拡散係数はさらに小さくなります。この作業は、ローカルISMでのCR拡散を調査する新しい方法を提供します。
SKA LFAAステーション設計レポート
| Title |
SKA_LFAA_Station_Design_Report |
| Authors |
Eloy_de_Lera_Acedo,_Hardie_Pienaar,_Nima_Razavi_Ghods,_Jens_Abraham,_Edgar_Colin_Beltran,_Ben_Mort,_Fred_Dulwich,_Giuseppe_Virone,_Benedetta_Fiorelli,_Michiel_Arts,_Christophe_Craeye,_Bui_van_Ha,_Keith_Grainge,_Peter_Dewdney,_Jeff_Wagg,_Maria_Grazia_Labate,_Andrew_Faulkner,_Jan_Geralt_bij_de_Vaate,_Marchel_Gerbers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12744 |
SKA1LOWフィールドステーションは、有効ステーション直径（中心から中心）が38メートルの円形領域に刻まれており、256個のSKALA4エレメントを備えています。このドキュメントでは、フィールドステーションの電磁設計について説明します。特に、それはレイアウト設計と電磁モデリングとステーションの特性を説明します。このドキュメントでは、相互結合効果、サイドローブパターン、ビーム形状などのレイアウトと配列に関連する影響（滑らかさ、キャリブレーションモデルなど）について説明し、配列の性能を測定してシミュレーションを検証する最新の技術を紹介します作業。SKAL1要件から派生した現在のLFAAフィールドノード要件は、LFAAPDRおよびシステムベースライン設計以来、過去数年にわたって進化しています。SKA1LOWフィールドステーションは、これらの要件を満たすように設計されており、したがって、それらの進化（感度要件、アレイの直径など）を追跡しています。前述の要件は、ステーションの直径を最小に保ちながら、広い周波数範囲（7から1）と広い視野（天頂の周りに90度の円錐）で非常に高い感度を望んでいる非常に狭いスペースを表しています。要因だけでなく、アンテナ間の十分なスペースを確保して、他の多くの中でも特にメンテナンスが容易になります。これにより、設計が複雑になります。
フレキシブルプリント回路を使用したサブミリ宇宙物理学のための広帯域金属メッシュフィルターのデモ
| Title |
Demonstration_of_wideband_metal_mesh_filters_for_submillimeter_astrophysics_using_flexible_printed_circuits |
| Authors |
Shinsuke_Uno,_Tatsuya_Takekoshi,_Tai_Oshima,_Keisuke_Yoshioka,_Kah_Wuy_Chin_and_Kotaro_Kohno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13240 |
市販のフレキシブルプリント回路（FPC）製造技術における最近の進歩を利用して、170〜520GHzをカバーする広帯域準光学バンドパスフィルターを開発しました。ポリイミド基板上に、最も狭い線幅$50〜\mu\mathrm{m}$の銅パターンを使用して、ロードされた六角形グリッドメタルメッシュの3層スタックを設計および製造しました。測定された周波数通過帯域の形状は、製造された金属メッシュの寸法と一致する一連のパラメーターを使用して、数値シミュレーションによって正常に再現されました。FPCベースの金属メッシュフィルターは、ミリ波/サブミリ波の準光学フィルターのオンデマンド開発に向けた新しい経路を低コストで短いターンアラウンドタイムで提供します。
光学的に厚い領域での偏りのないモンテカルロ連続体放射伝達
放射伝達は、相互作用する媒体を介した電磁放射の伝播を表します。このプロセスは、シミュレーションされた光子パッケージの確率論的決定と追跡を含むモンテカルロ法を使用してシミュレーションされることがよくあります。光学的深さが高い領域では、さまざまな物理的プロセスの適切な表現は多数のシミュレートされた光子パッケージを考慮することによってのみ達成できるため、このアプローチは困難に直面します。結果として、それに応じて計算時間の需要が高まるため、シミュレーションできるモデルの光学的深さを実際に制限します。ここでは、偏りのないモンテカルロ放射伝達の使用のみに依存する、ほこりっぽいメディアの高い光学的深さの問題を解決することを目的とした方法を紹介します。そのために、繰り返し発生しシミュレーションされるプロセスを特定して事前計算し、その結果を多次元累積分布関数に格納し、シミュレーション中に基本モンテカルロ転送をその結果ですぐに置き換えました。事前計算中に、球の中心からその縁まで移動する光子パッケージの放出エネルギー分布と堆積エネルギー分布を生成しました。メソッドのパフォーマンステストを実行して、その有効性を確認し、計算速度を最大3桁向上させました。次に、この方法を、粘性加熱された円盤円盤の単純なモデルに適用し、適切な温度計算に関して、光学的深さ問題の解を見つける必要性について説明します。非常に光学的に厚い領域のフォトンパッケージの不適切な処理の影響は、光学的に薄い領域にも及ぶため、ディスクの全体的な観察外観が変化することがわかります。
| Title |
Frequency-Dependent_Squeezing_for_Advanced_LIGO |
| Authors |
L._McCuller,_C._Whittle,_D._Ganapathy,_K._Komori,_M._Tse,_A._Fernandez-Galiana,_L._Barsotti,_P._Fritschel,_M._MacInnis,_F._Matichard,_K._Mason,_N._Mavalvala,_R._Mittleman,_Haocun_Yu,_M._E._Zucker_and_M._Evans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13443 |
2015年にレーザー干渉計重力波天文台（LIGO）が最初に重力波を検出したことで、重力波天文学の時代が始まりました。より暗い、またはより遠くにある物体からの重力波信号の探求は、これまで以上に高感度な検出器を実現するための技術的進歩を促します。2019年以降、高度な手法の1つとして、絞り込まれた光の状態の注入が、$\sim50$Hzを超える周波数で、高度なLIGO検出器の感度に対するショットノイズの制限を改善するために使用されています。この周波数を下回ると、放射圧によって引き起こされるミラーの動きの形をした量子逆作用により、感度が低下します。高周波でのショットノイズと低周波での量子放射圧力ノイズを同時に低減するには、周波数の関数としてスクイーズド直交を回転させるために、光学損失の少ない量子ノイズフィルターキャビティが必要です。長さ16mのフィルターキャビティを使用して、回転周波数30Hzの周波数依存スクイーズド直角回転の観測について報告します。この周波数依存のスクイーズ真空源用に新しい制御方式が開発されました。ここに示す結果は、低損失フィルターキャビティが、「A+」として知られるAdvancedLIGOへの次の計画的アップグレードに必要なスクイーズド直角回転を実現できることを示しています。
重み付けアルゴリズムを使用した、2つの検出器ネットワークによる全天重力波バースト検索での音源方向の決定を改善するII：楕円偏光の場合
| Title |
Using_weighting_algorithms_to_refine_source_direction_determinations_in_all-sky_gravitational_wave_burst_searches_with_two-detector_networks_II:_The_case_of_elliptical_polarization |
| Authors |
Tom_McClain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13455 |
2つの検出器ネットワークの出力から重力波の発生源の方向を推定するための、古い非ベイジアン計算アプローチの精度を大幅に向上させる新しい重み付けアルゴリズムが示された最近の研究の結果をさらに詳しく説明します。その研究は円偏波重力波の検討に限定されていましたが、現在の分析では、楕円偏波重力波の一般的なケースに適用すると、同じアプローチがさらに成功することが示されています。
ソーラーリングミッションの概念：概要
| Title |
Concept_of_the_Solar_Ring_Mission:_Overview |
| Authors |
Yuming_Wang,_Haisheng_Ji,_Yamin_Wang,_Lidong_Xia,_Chenglong_Shen,_Jingnan_Guo,_Quanhao_Zhang,_Zhenghua_Huang,_Kai_Liu,_Xiaolei_Li,_Rui_Liu,_Jingxiu_Wang,_Shui_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12728 |
ソーラーリングミッションのコンセプトは、L5/L4ミッションコンセプトから徐々に形成され、そのプレフェーズ調査の提案は、2018年11月に中国国家自然科学財団から資金提供を受け、その後、中国学院の戦略的優先度プログラムから資金提供を受けました。2019年5月の宇宙科学の科学。太陽リングミッションは、黄道面の完全な360度の視点から太陽と内部太陽圏を日常的に監視および研究する最初の試みになります。ソーラーリングミッションの現在の予備設計では、3つのペアにグループ化された6つの宇宙船を、太陽の周りのサブAU軌道に配備します。各グループの2つの宇宙船は約30度、2つのグループごとに約120度離れています。必要なサイエンスペイロードを備えたこの構成により、3つの前例のない機能を確立できます：（1）明確な光球ベクトル磁場を決定し、（2）太陽と内部太陽圏の360度マップを定期的に提供し、（3）複数のスケールと複数の経度の太陽風構造。これらの機能を使用して、ソーラーリングミッションは、太陽サイクルの起源、太陽噴火の起源、太陽風構造の起源、および厳しい宇宙天気イベントの起源に対処することを目的としています。ミッションの成功は、私たちの生命を支える星と宇宙環境への理解を深め、次の新しい人間の領域を拡大する私たちの能力を高めます。
ガイア時代の超高速星。 MMT調査から最も極端な星を再訪する
多重鏡望遠鏡（MMT）で実施された超高速星（HVS）の調査では、銀河のハローにある42個のB型星が、銀河の静止フレームの半径速度が$+275\、$km$\、$s${を超えていることがわかりました。}^{-1}$。これらの高速異常値の性質と起源を解明するには、完全な6次元の位相空間情報が必要です。この目的のために、{\itGaia}の2回目のデータリリースからの位置と適切な動きを、最新の40のオブジェクトの利用可能なMMTスペクトルの再分析に基づく修正された放射速度と分光測光距離で補完しました。モデルスペクトルと調整された分析戦略。37個の星について得られた位置と速度のベクトルは、その後の運動学的調査の入力として使用され、可能な限り完全な画像を取得しました。投影された回転速度、キール図の位置、および運動特性の組み合わせは、2つ（B576、B598）を除くサンプル内のすべてのオブジェクトが主系列星である可能性が非常に高いことを示唆しています。利用可能なデータはまだ19のプログラムスターの起源の場所を制約するほど正確ではありませんが、銀河円盤の外縁から来るかまったくないかのいずれかである8つのオブジェクトと、銀河円盤。多かれ少なかれ十分に制約された空間的起源を持つそれらの18個のターゲットのほとんどすべてについて、銀河中心（GC）は可能な起源の場所として失格です。最も注目すべき例外はB576で、その起源はGCと非常によく一致し、GCに青い水平分岐（BHB）の性質があると想定しています。HVS$\、$22は、サンプルの中で最も極端なオブジェクトです。その起源は完全に制約されていませんが、ヒルズメカニズムによるGCからの放出は、現在の銀河系静止フレームの速度$1530^{+690}_{-560}\、$km$\、$sの最も妥当な説明です${}^{-1}$。
NuSTAR太陽マイクロフレアで7 keV未満まで観測された加速電子
| Title |
Accelerated_electrons_observed_down_to_<7_keV_in_a_NuSTAR_solar_microflare |
| Authors |
Lindsay_Glesener,_S"am_Krucker,_Jessie_Duncan,_Iain_G._Hannah,_Brian_W._Grefenstette,_Bin_Chen,_David_M._Smith,_Stephen_M._White,_Hugh_Hudson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12864 |
核分光望遠鏡アレイ（NuSTAR）によって観測された小さな太陽マイクロフレア（GOESクラスA5.7）の非熱電子分布からの放出の検出を、ReuvenRamaty高エネルギー太陽分光イメージャー（RHESSI）による観測をサポートして報告します。）。フレアプラズマは、ループ内で衝突して熱化する加速電子の厚いターゲットモデルによってよく説明され、大きなフレアで時々観察される「コロナの厚いターゲット」の動作に似ています。これは、（間接的にイメージングする機器とは対照的に）ダイレクトイメージャーを使用した太陽からの非熱硬X線の最初のポジティブ検出です。加速された電子分布は6.3+/-0.7のスペクトルインデックスを持ち、少なくとも6.5keVまで広がり、約2x1027erg/sの速度でエネルギーを蓄積し、フレアループを少なくとも10MKに加熱します。<5keVまでのX線に支配的な非熱放射が存在するということは、RHESSI分光で通常想定されていることとは逆に、RHESSI放射がほぼ完全に非熱であることを意味します。非熱エネルギーの熱エネルギーに対する比率は、小さいRHESSIフレアの以前の研究で発見されたものとは対照的に、大きいフレアの比率に似ています。コロナの厚いターゲットは、平均電子エネルギーと衝突平均自由行程に基づいて、多くの小さなマイクロフレアの共通の特性である可能性があることを示唆しています。この種の将来の観測により、エネルギースケール全体でフレア粒子の加速度がどのように変化するかを理解できるようになり、重要なコロナ加熱の原因となる可能性のあるナノフレアの観測体制への移行が促進されます。
黒点の傘の強い磁場の測定：クリミア対山。ウィルソン
| Title |
Measurements_of_strong_magnetic_fields_in_umbra_of_sunspots:_Crimea_vs_Mt._Wilson |
| Authors |
Yu.T._Tsap,_V.A._Perebeynos,_A.V._Borisenko,_N.I._Lozitska,_N.I._Shtertser,_G.G._Motorina,_A.I._Kuleshova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12889 |
クリミアと山で得られたB>2.5kG（クリミアのデータによる）での対応する黒点磁場の1324測定の比較分析。2010年から2017年までウィルソン天文台が実施されました。場合によっては、測定値の差が1kGを超える可能性があることが示されています。磁場の平均値は2759G（クリミア）と2196G（ウィルソン山）に等しい。富士山で測定した最大黒点磁場。ウィルソンは2.7kGに達しませんが、クリミアのデータによると、4.0kGを超える可能性があります。異なる観測所での磁場測定間の相関係数は、0.22を超えません。重大な不一致の考えられる理由について説明します。
HATS：THzドメインを探索する地上の望遠鏡
| Title |
HATS:_A_Ground-Based_Telescope_to_Explore_the_THz_Domain |
| Authors |
C.G._Gim\'enez_de_Castro,_J.-P._Raulin,_A._Valio,_G._Alaia,_V._Alvarenga,_E.C._Bortolucci,_S.H._Fernandes,_C._Francile,_T._Giorgetti,_A.S._Kudaka,_F.M._L\'opez,_R._Marcon,_A._Mar\'un,_M._Zaquela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12907 |
サブミリから中赤外（中赤外）までのほとんど未踏の周波数ウィンドウは、粒子の加速と輸送プロセス、および太陽フレア中の大気の熱応答に関する新しい手掛かりをもたらす可能性があります。その技術的な複雑さと必要な特別な大気環境のために、これらの周波数での観測は非常に疎です。高高度THz太陽光度計（HATS）は、サブミリから中赤外域までの連続体を観測するように設計された、全太陽の地上望遠鏡です。457mmの球面ミラーがあり、センサーが主な焦点となっています。センサーは、非常に広い周波数範囲で高感度のGolayセルです。望遠鏡は、ポーラーマウントと、毎秒32kサンプル、24ビット（72dBダイナミックレンジ）、8チャネルアナログ-デジタルボードに基づくカスタム構築されたデータ収集システムを備えています。望遠鏡は、Golayセルの前にあるローパスフィルターとバンドパスフィルターの構成のみを変更して、非常に異なる周波数帯域を検出するように設定できます。楽器を非常に用途の広いものにします。この記事では、望遠鏡の特徴とその開発状況について説明します。さらに、フレア中に予想される流束の推定値を示します。
最大24サイクル近くの失敗した顕著な噴火
2013年5月から2014年7月までの24太陽サイクルの最大付近で観察された16の失敗したフィラメント噴火を分析します。調査されたすべての失敗した噴火では、上昇中にフィラメントスパインの有意な回転は観察されません。フィラメントの高さ依存性を調べるために、フィラメントの初期位置の上のコロナにおける潜在的な磁場分布を計算します。7つのイベントで、崩壊指数$n$の垂直プロファイルは単調です。他の9つのイベントは、スイッチバックまたはサドルのようなnプロファイルを持つリージョンで発生します。サドルの底の近くの水平磁場の方向は、最初のフィラメント位置での方向に対して100$^\circ$以上回転し、これらの領域にヌルポイントがある四重極磁気構成を明らかにします。発疹フィラメントは、ローレンツ力全体が上向きになるヌルポイントの上で停止します。フィラメントの上昇を終了させ、ローレンツ力のバランスを取ることができる最も合理的な力は、重力のようです。
太陽系外惑星候補Proxima cの軌道傾斜と質量
私たちは最近ダマソらによって発見された太陽系外惑星候補プロキシマcの軌道パラメーターを分析します。（2020）その分光学的軌道パラメーターとガイアDR2固有運動異常の組み合わせを使用します。惑星の質量$m_c=12^{+12}_{-5}\M_\oplus$に対応する、順行解の軌道傾斜は$i=152\pm14\deg$です。これは天王星と同等ですまたは海王星。導出された軌道パラメータは不確かすぎて、特定の時代の惑星の位置を正確に予測することはできませんが、今後数年間におけるその親星との相対的な存在確率のマップを提示します。
UVイメージングと分光観測によって明らかにされたコロナ雨の時間的および空間的スケール
| Title |
Temporal_and_Spatial_Scales_in_Coronal_Rain_Revealed_by_UV_Imaging_and_Spectroscopic_Observations |
| Authors |
Ryohtaroh_T._Ishikawa,_Yukio_Katsukawa,_Patrick_Antolin,_Shin_Toriumi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13214 |
コロナ雨は、太陽表面に向かって降り注ぐコロナの冷たく密な塊に対応し、太陽活動領域の上でしばしば観測されます。それらは一般にコロナの熱不安定性によって生成されると考えられており、それらの寿命は、それらが彩層に到達するのにかかる時間によって制限されます。雨は通常、落下中に小さな塊に断片化しますが、それらの特定の空間的および時間的スケールは不明のままです。さらに、雨が彩層に与える影響の観測的兆候はまだ明らかにされていません。この研究では、SDO衛星搭載のAIAによって取得されたコロナ画像と、スリットジョー画像（SJI）およびIRIS衛星によって取得されたスペクトルデータを分析することにより、太陽黒点上のコロナ雨の速度と強度の時間変化を調査します。。AIA画像とSJIでそれぞれ影に向かって移動する暗いスレッドと明るいスレッドを特定し、3つのIRISスペクトル、MgIIk2796オングストローム、SiIV1394オングストローム、およびCII1336オングストロームの共空間彩層強度の強化と赤方偏移を特定します。強度の強化とコロナ雨の赤方偏移は、3つの線すべてでほぼ同時に発生し、コロナ雨との因果関係を明確に示しています。さらに、MgIIk、SiIVおよびCIIスペクトルで1分より短いタイムスケールでバースト性の強度変動を検出します。これは、巨乳の強度変動の典型的な時間スケールを乗算すると、雨の塊の長さスケールが約2.7Mmであることを示します。30$\mathrm{km\s}^{-1}$の雨の速さで30秒。IRISラインのそのような急速な強化は、時間分解能によって制限される5.6秒のタイムラグ内で励起されます。これらの時間的および空間的スケールは、雨の形態に関与する物理的プロセスを反映している場合があり、ケルビンヘルムホルツなどの不安定性を示唆しています。
APOGEEのNLTE：複数要素の同時NLTE放射伝達
| Title |
NLTE_for_APOGEE:_Simultaneous_Multi-Element_NLTE_Radiative_Transfer |
| Authors |
Yeisson_Osorio_and_Carlos_Allende-Prieto_and_Ivan_Hubeny_and_Szabolcs_Meszaros_and_Matthew_Shetrone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13353 |
TLUSTYの新しいバージョンでは、事前に計算された不透明度テーブルを使用して、クールな星の制限付きNLTEを計算できます。私たちは、TLUSTYが、クールなスターのNLTEに対して十分にテストされたコードであるMULTIで一貫した結果をもたらすことを示しています。TLUSTYを使用して、LTEおよびNa、Mg、K、Caの一連のNLTE計算を実行し、NLTEで上記の1、2、3、および4元素のすべての組み合わせを同時に使用します。この作業では、NLTEによる不透明度の変化を通じて、1つの要素でのLTEからの逸脱が他の要素にどのように影響するかを考慮します。強力なUV不透明度を提供し、低エネルギー状態でのLTEからの逸脱を示す原子状のMgは、CaのNLTE集団に影響を与え、0.07dex程度の量の補正につながることがわかります。単一要素の場合と複数要素の場合の導出された存在量の違いは、単一要素のNLTEとLTE解析の差異を超える可能性があり、これは常に2次効果ではないことを警告しています。信頼できる大気パラメーター（Arcturus、Procyon、Sun）を備えた3つの星の詳細なテストにより、NLTEの計算では、Ca、Na、Kの光学系で最大0.1、0.2、および0.7dexのアバンダンス補正が提供されると結論付けていますが、LTEはMgの良い近似。Hバンドでは、NLTE補正ははるかに小さく、0.1デックス未満です。光学およびIRで導出されたNLTE存在量は一貫しています。4つすべての要素について、3つすべての星で、NLTEラインプロファイルは、LTEの対応するプロファイルよりも観測に適合します。過剰イオン化が重要な元素の場合、NLTEメカニズムは、MgのLTEからの逸脱によって影響を受ける可能性があります。HバンドのラインのNLTEプロファイルを計算するときは、高いレベルに適用される衝突に特別な注意を払う必要があります。光学およびHバンドで導出されたNLTE補正は異なりますが、導出されたNLTE存在量は2つのスペクトル領域間で一貫しています。
太陽近傍の運動学的に熱い若い星の集団
| Title |
A_kinematically_hot_population_of_young_stars_in_the_solar_neighbourhood |
| Authors |
A._S._Binks,_R._D._Jeffries,_N._J._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13369 |
過去30年間で、若い恒星移動グループ（MG）の近くの数百のメンバーが特定されましたが、以前に特定されたMGに属さない若い星を定量化または特徴付けるための体系的な取り組みはあまりありませんでした。運動学的に偏りのない、100個の範囲内で225個のリチウムに富む星のサンプルを使用すると、若い（$\lesssim125$Myr）のわずか50ドル\pm10$パーセント、低質量（$0.5<M/M_{\odot}<1.0$）の星は、運動学的に既知のMGと関連付けられています。非MG星の6つがローワーケンタウルス-クルー連合に関連している可能性があるといういくつかの証拠を見つけましたが、残りは運動学的に「より熱い」集団を形成し、速度にはるかに広く分散し、空間に明確な集中はありません。MGメンバーと非MGスターの質量分布は似ていますが、非MGスターは平均して古い可能性があります。非MG集団の起源に関するいくつかの説明を簡単に説明します。
同じEXorソースの後続のバーストは同様の機能を示しますか？
| Title |
Do_subsequent_outbursts_of_the_same_EXor_source_present_similar_features? |
| Authors |
T._Giannini,_A._Giunta,_D._Lorenzetti,_G._Altavilla,_S._Antoniucci,_F._Strafella,_V._Testa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13383 |
V1118Oriは、過去30年にわたって（継続的ではありませんが）光度曲線が監視されている、古典的なEXor光源です。2005年に強力なバーストを起こし、その後10年間静止し、2015年にはそれほど強くありませんでした。2019年には、新しい輝度の増加が見られました（$\Deltag$$\sim$3等）。この新しい降着エピソードは、同じソースの異なるバーストの測光特性と分光特性を比較する機会を提供します。これにより、スターディスクシステムの固有のプロパティに関連する可能性のあるバイアスを取り除くことにより、異なるイベント間の相違点と類似点を強調できます。私たちは、ZwickyTransientFacilityが取得した$g$バンドの光度曲線を調べ、2019V1118Oriバーストを発見し、$griz$バンドのラピッドアイマウント望遠鏡で減少フェーズを追跡しました。大型双眼望遠鏡を使用して、2つの近赤外スペクトルを異なる輝度段階で取得しました。最後のイベントは、次の特性を示しています。1）2015年よりも2005年よりも低い振幅。2）以前のイベントと同様に1年未満の期間。3）以前の場合とは異なり、0.018（0.031）mag/dayの速度で上昇（下降）します。4）[$g-r$]の色が徐々に青くなることが時間の経過とともに観察されますが、[$r-i$]の色はほぼ変化しません。5）いくつかの例外を除いて、近赤外線ライン（主にHI再結合）は2015年に観察されたものと同じです。6）質量降着率はMacc$\sim$10$^{-7}$Msun/yrでピークに達し、約1か月で数10$^{-8}$Msun/yrまで減少します。私たちの分析は、同じソースの異なるバーストからのデータの比較は重要な演習であることを示しています。これにより、EXor現象の理解を深めるための理論的な取り組みを推進するのに役立つ重要な手がかりが得られます。
SDO / AIAで観測されたEUVエミッションのフォワードモデリングによって計算されたコロナ密度と温度プロファイル
| Title |
Coronal_Density_and_Temperature_Profiles_Calculated_by_Forward_Modeling_EUV_Emission_Observed_by_SDO/AIA |
| Authors |
D._J._Pascoe,_A._Smyrli,_T._Van_Doorsselaere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13497 |
プラズマ雰囲気の光学的に薄いEUV放射の強度のモデルを提示します。SDO/AIA装置の6つの光学的に薄いEUVチャネルを使用して観測された太陽コロナにモデルを適用します。プラズマの放射率はCHIANTIテーブルを使用して密度と温度から計算され、強度は視線に沿った積分によって決定されます。動径密度と温度プロファイルのいくつかの異なるプロファイルを検討します。それぞれのプロファイルは、観測データのみによって制約され、それ以上の物理的仮定はありません。最初にコロナの静かな領域に適用する方法を示し、次にそれをコロナホールを含むモデルのバックグラウンドコンポーネントとして使用し、プラズマ密度とホールの内部と外部の温度を推定できるようにします。結果を微分放出測定（DEM）インバージョンと比較します。コロナ密度と温度プロファイルのより正確な推定は、地震学などの方法と組み合わせて使用されると、磁場強度などのプラズマ特性を制約するのに役立つ可能性があります。
オメガケンタウリの亜集団の適切な動き
| Title |
The_proper_motion_of_sub-populations_in_Omega_Centauri |
| Authors |
N._Sanna,_E._Pancino,_A._Zocchi,_F._R._Ferraro,_P._B._Stetson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13575 |
銀河球状星団オメガケンタウリは、その種の中で最も巨大であり、複数の恒星の個体群といくつかの運動学的および力学的特性の複雑な組み合わせを持っています。3つの主要な母集団の間で異なる平均適切な動きが検出されています。これは、最も金属が豊富な動きが降着起源であることを意味します。この特定の証拠は、最終的に結果を確認または否定するために利用可能なデータが十分に正確でないか、クラスターの小さな領域に限定されていないため、議論の余地がありました。ガイアの2回目のデータリリースからの天文学と最近の高品質なマルチバンド測光を使用して、私たちは論争を解決する立場にいます。ガイアデータを使用して元の分析を再現したところ、3つの母集団は同じ平均固有運動を持っていることがわかりました。したがって、最も金属が豊富な部分母集団の降着起源を呼び出す必要はありません。
水素欠乏の低質量白色矮星の形成について
低質量（$M_{\odot}\lesssim0.5$）水素欠乏白色矮星の形成の2つの可能性は、漸近巨大分岐相または後期ヘリウムの後の非常に遅い熱パルスの発生です。-赤い巨星のほとんど剥ぎ取られたコアでのフラッシュの開始。我々は、低質量の水素欠乏白色矮星の形成のためのホットフラッシャーと非常に遅い熱パルスシナリオを区別するために、アスタネソロジーの可能性を評価することを目指しています。2つの進化シナリオのコンテキストで、ゼロエイジのメインシーケンスから低質量水素欠乏白色矮星の進化を計算します。脈動するヘリウムに富んだ白色矮星の不安定ストリップを特徴付ける有効温度の結果として得られるモデルの脈動特性を調査します。水素欠乏白色矮星の不安定ストリップ内で進化する白色矮星モデルの低半径方向（$k\lesssim10$）重力モードに関連付けられた周期と周期間隔に有意差があることがわかります。$\sim500\、$sより短い周期の脈動モードの周期間隔の測定は、2つのシナリオを区別するために使用できます。さらに、低質量の脈動する水素欠乏白色矮星の周期ごとのアステロシアス的適合は、それらの進化の歴史を決定するのに役立ちます。
3XMM J000511.8 + 634018がP（orb）= 133.5分の新しい極として識別されます-周期ギャップの内側または外側ですか？
| Title |
Identification_of_3XMM_J000511.8+634018_as_a_new_polar_at_P(orb)=133.5_min_--_is_it_inside_or_outside_the_period_gap? |
| Authors |
A.D._Schwope,_H._Worpel,_N.A._Webb,_F._Koliopanos,_S._Guillot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13647 |
可変X線源3XMMJ000511.8+634018を特定することを目的としました。これは、3XMMカタログがコンパイルされている間の定期的な検査で偶然発見されました。ソースのアーカイブXMM-Newton観測を分析し、3色のBUSCA測光を取得し、LBTで光学分光法を実行しました。これらのデータは、ZwickyTransientFacilityからのアーカイブ観察によって補足されました。3XMMJ000511.8+634018は、その光学的特性とX線特性に基づいて、磁気激変変数または極性に分類されます。フラックスは2.22時間（8009.1±0.2秒）の周期で変調されます。これは、軌道周期で識別されます。明るいフェーズは、1つのサイクルから次のサイクルまで、X線の光度が大きく変動します。この光源は、極に典型的な熱プラズマスペクトルを示していますが、発光する柔らかな黒体のような成分はありません。それは非食であり、1極降着を表示します。X線とBUSCAの光度曲線は、流れの吸収の落ち込みを示しています。これは、傾斜が50degr<i<75degrであることを示しています。明るい段階の終わりに発生するこの機能の段階的調整は、磁気的にチャネル化される前に、白色矮星の周囲を流れる小川のある特別な降着ジオメトリを必要とします。この極の周期は、激変変数の周期ギャップ（2.15〜3.18時間）内にありますが、極のみを考慮した場合、最小周期のすぐ下にあるように見えます。
正準量子重力からの重力波方程式への修正
時空の量子的性質は、少なくとも重力波を含む特定のレジームでは、すべての半古典的重力系にその痕跡を残すことが予想されます。この論文では、特定のフレームワーク内の重力波のそのような痕跡を調査します：空間は（規則的な立方格子の形で）離散的であると想定され、この離散的なジオメトリはディラックの正準量子化スキームに従って量子化されます。次に、半古典的動作は、半古典的状態でのハミルトニアン演算子の期待値を有効なハミルトニアンにプロモートすることによって抽出されます。ミンコフスキー背景への小さなテンソル摂動を表す半古典的状態のファミリーを考慮して、量子補正された実効波動方程式を導出します。古典的な重力波方程式からの逸脱は、修正された分散関係でエンコードされ、基礎となる格子の離散性パラメーターによって制御されることがわかります。有限の離散化では、いくつかの興味深い効果が現れます。これらの修正された重力子の熱力学的特性を調査し、特定の仮定の下で、宇宙マイクロ波背景のテンソルパワースペクトルを導出します。後者は、UVモードの増幅が行われるという点で、古典的な予測から逸脱していることがわかります。どのような状況下で、そのような影響が観察結果と一致する可能性があるかについて議論します。
バイナリーシステムにおけるアクシオン振動：角度作用手術
| Title |
Axion_oscillations_in_binary_systems:_angle-action_surgery |
| Authors |
Vincent_Desjacques,_Evgeni_Grishin,_Yonadav_Barry_Ginat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.10552 |
スカラーのテンソル波は、ケプラーシステムに振動摂動を引き起こし、パルサータイミングの残差の測定値でプローブできます。この論文では、Roemerの時間遅延における超軽量のアキシオン暗黒物質によって生成されるコヒーレント振動の痕跡を検討します。角度作用の定式化を使用して、観測された信号の時間発展と、軌道パラメーターおよびアキシオン位相への依存性を計算します。予想されるS/Nと、外部振動駆動に対する調和振動子の応答との類似性を強調します。理論的予測を数値シミュレーションで検証します。私たちの結果は、数値コードと分析手順の有用なベンチマークを提供し、うまくいけば、実際のデータでのそのような痕跡の検索の動機付けとなるでしょう。
パルサーからの長距離アキシオンヘアによる複屈折の角度の調査
| Title |
Probing_angle_of_birefringence_due_to_long_range_axion_hair_from_pulsars |
| Authors |
Tanmay_Kumar_Poddar,_Subhendra_Mohanty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11015 |
回転中性子星またはパルサーは、パルサーの外側で長距離のアキシオン毛を媒介する可能性のある疑似ナンブゴールドストーンボソンまたはアキシオンの考えられる発生源となる可能性があります。電磁放射がパルサーから放出され、長距離のアキシオンヘアを通過すると、アキシオンが電磁放射の偏光を回転させ、複屈折を生成します。この長距離のアキシオニックヘアによる複屈折の角度を$0.42^\circ$として取得します。この結果は、回転周波数、パルサーの半径、アキシオンの質量、およびアキシオン光子結合定数とは無関係です。この値は、パルサー光の直線偏光角の測定精度である$\leq1.0^\circ$内です。アキシオンヘアの範囲（アキシオン質量の逆数）がパルサーの半径よりも大きい限り、つまり、$m_a<10^{-11}$eVとアキシオン崩壊定数$f_a\lesssim\mathcal{O}（10^{17}\rm{GeV}）$。
修正重力理論における中性子星冷却
孤立した中性子星のスカラーテンソル理論による熱進化を初めて研究しました。直接のウルカ過程による急速な冷却が発生するかどうかは、孤立した中性子星の温度観測の観点から興味深い問題です。冷却効果は通常、陽子の割合と中心密度の影響を受けます。重力の変化により5番目の力が媒介される場合、中性子星の中心密度と質量の関係は、一般相対論とは異なり、冷却曲線も変化しないことが単純に予想されます。中性子星の表面近くの遮蔽されていない5番目の力が質量と密度の関係を変化させ、質量が小さい中性子星でも直接のウルカプロセスをトリガーできることがわかります。これにより、中性子星冷却による重力理論のテストが可能になるかもしれません。
ニュートリノ暗黒物質とヒッグスポータル：フリーズイン分析の改善
| Title |
Neutrino_dark_matter_and_the_Higgs_portal:_improved_freeze-in_analysis |
| Authors |
Valentina_De_Romeri,_Dimitrios_Karamitros,_Oleg_Lebedev,_Takashi_Toma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12606 |
滅菌ニュートリノは、主要な暗黒物質候補の1つです。それらの質量は、スカラー場の真空期待値から生じている可能性があります。無菌ニュートリノ結合が非常に小さく、インフロンへの直接結合がレプトン数の対称性によって禁止されている場合、主要な暗黒物質生成メカニズムは凍結シナリオです。ボーズアインシュタイン統計、熱質量および相転移効果に基づく相対論的生成率を考慮して、最大1GeVのニュートリノ質量範囲でこの可能性を研究します。生成メカニズムとドミナントモードの詳細は、スカラーと無菌ニュートリノの質量の関係、およびスカラーが熱化されているかどうかによって異なります。観察された暗黒物質の存在量は、考慮されたすべてのケースで生成できることがわかります。また、ヒッグスポータルスカラーのフリーズインプロダクションを再検討し、フュージョンモードの重要性と熱化の制約を指摘します。
DAMPEの蛍光減衰に基づくエネルギー補正
| Title |
Energy_correction_based_on_fluorescence_attenuation_of_DAMPE |
| Authors |
Libo_Wu,_Yunlong_Zhang,_Zhiyong_Zhang,_Yifeng_Wei,_Sicheng_Wen,_Haoting_Dai,_Chengming_Liu,_Xiaolian_Wang,_Zizong_Xu_and_Guangshun_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.12717 |
DArkMatterParticleExplorer（DAMPE）の主な科学的目標は、宇宙線電子（陽電子を含む）と5GeVから10TeVのガンマ線、およびZ=1から26から最大100TeVの原子核を研究することです。DAMPEのBismuthGermanateOxide（BGO）熱量計で測定された堆積エネルギーは、600mmの長さのBGO結晶の蛍光減衰の影響を受けます。この作業では、軌道内減衰校正法が報告され、BGO熱量計の高感度検出器ユニットのエネルギー補正も提示されます。
ワームホールでのGWの散乱：バイナリマージからの前兆と残光/エコー
ワームホールと通常の物質の物体での重力波の散乱の特定の特徴を研究します。GWエネルギー輸送方程式を導出して解き、散乱信号が基本信号と同じ周波数スペクトル帯域にあることを示します。散乱は特定の長い生きている尾を形成します。これは常に基本的な信号に付随し、普遍的な形をしています。通常の物体の散乱は尾を形成し、それは常に抑制特性を持っていますが、ワームホールは高度な尾にもつながります。さらに、尾の総エネルギーが入射波のエネルギーを$10^{3}$までの係数で超えると、ワームホールはかなり強力な効果を生み出します。どちらの場合も、平均振幅が$h\sim1/\sqrt{t+R/c}$のように時間とともに振る舞うとき、遅延している尾は長く生きています。単一のGWイベントの場合、エコーテールは平均振幅にわずかな寄与しか与えません。ただし、そのような尾はイベントとともに蓄積し、確率論的なGWバックグラウンドによって生成されるノイズへの寄与によって観察される場合があります。
超新星データ、暗黒エネルギー、プランクシアン横断検閲、沼地のモデルに依存しない分析
| Title |
Model_Independent_Analysis_of_Supernova_Data,_Dark_Energy,_Trans-Planckian_Censorship_and_the_Swampland |
| Authors |
Lavinia_Heisenberg,_Matthias_Bartelmann,_Robert_Brandenberger,_Alexandre_Refregier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13283 |
この書簡では、パンテオン超新星データからの膨張関数と成長関数のモデルに依存しない再構築を検討します。この方法は、シフトされたチェビシェフ多項式に関する展開関数の開発と、データへの最尤法による多項式の係数の決定に依存しています。モデルに依存しない方法で拡張関数を取得したら、特定のモデルを仮定せずに成長関数を決定することもできます。次に、その結果を2つのクラスのダークエネルギーモデルの予測と比較します。最初に、トランスプランクの検閲と沼地の推測と一致するクインテッセンススカラーフィールドモデルのクラス、次に一般化されたProcaベクトルフィールドモデルのクラスです。これらのモデルに現れるパラメータの制約を決定します。
MeVスケールの再加熱温度と軽い無菌ニュートリノの宇宙論的生成
| Title |
MeV-scale_reheating_temperature_and_cosmological_production_of_light_sterile_neutrinos |
| Authors |
Takuya_Hasegawa,_Nagisa_Hiroshima,_Kazunori_Kohri,_Rasmus_S._L._Hansen,_Thomas_Tram,_Steen_Hannestad |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13302 |
質量の範囲を持つ無菌ニュートリノがMeVスケールの再加熱温度シナリオで宇宙論にどのように影響するかを調査します。初期の宇宙での混合と散乱の組み合わせを通じて無菌ニュートリノの生成を計算することにより、短いベースラインのニュートリノ振動実験から推測される質量と混合を伴う軽い無菌ニュートリノは、ビッグバン元素合成（BBN）と一致することがわかります再加熱を担当する親粒子が電磁成分に崩壊する場合（放射減衰）、${\calO}（1）$MeVの再加熱温度に対する宇宙マイクロ波背景（CMB）放射。対照的に、親粒子が主にハドロンに崩壊する場合（ハドロン崩壊）、BBNからの束縛はより厳密になります。この場合、親粒子の質量とハドロン分岐比に応じて、軽い滅菌ニュートリノの存在を宇宙論的に排除できます。
カーネル密度推定を介して光度関数を推定する柔軟な方法
カーネル密度推定（KDE）に基づいて光度関数（LF）を推定する柔軟な方法を提案します。これは、LFのビニングを取り巻く問題を克服するために、現代の統計で開発された最も人気のあるノンパラメトリック密度推定アプローチです。KDEをLFに適用する際の課題の1つは、境界バイアスの問題をどのように処理するかです。これは、天文調査では通常、主に調査の磁束密度の制限により、切り捨てられたサンプルが取得されるためです。2つのソリューション、変換KDEメソッド（$\hat{\phi}_{\mathrm{t}}$）、および変換反射KDEメソッド（$\hat{\phi}_{\mathrm{tr}を使用します}$）境界バイアスを減らす。$\hat{\phi}_{\mathrm{t}}$と$\hat{\の帯域幅と変換パラメーターの事後確率分布に基づいて、最適な帯域幅を選択するための新しい尤度交差検証基準を開発しますphi}_{\mathrm{tr}}$は、マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）サンプリングプロシージャ内で導出されます。シミュレーション結果は、$\hat{\phi}_{\mathrm{t}}$と$\hat{\phi}_{\mathrm{tr}}$が、特にスパースで、従来のビン方式よりもパフォーマンスが良いことを示していますサーベイのフラックスリミット周辺またはLFの明るい端でのデータ体制。KDEメソッドのパフォーマンスをさらに改善するために、変換-反射適応KDEアプローチ（$\hat{\phi}_{\mathrm{tra}}$）を開発します。モンテカルロシミュレーションは、パフォーマンスの安定性と信頼性が高く、ビニング法を使用するよりも1桁程度正確であることを示唆しています。適応型KDE法をクエーサーサンプルに適用することにより、LFについての仮定をはるかに少なくしながら、以前の研究による厳密な決定に匹敵する推定を達成できることがわかります。私たちが開発するKDEメソッドには、パラメトリックメソッドとノンパラメトリックメソッドの両方の利点があります。
文字列に触発されたTeleparallel Cosmology
本論文は、スカラー場とその運動エネルギー、ならびにねじれと境界の項に依存する特定の汎関数を含む、テレパラレル重力における糸のような動きに基づいた、非常に一般的な弦にヒントを得た重力理論の試みを表しています。テレパラレルガウス-ボンネット不変量からの可能な影響も埋め込みます。関連する一般的な重力理論の場の方程式を導き出した後、さまざまな分析手法を検討することによって研究されるストリングにヒントを得た結合に焦点を当てます。最初の分析手法は、位相空間の構造と関連する物理的効果を研究できる適切な無次元変数を導入することによる線形安定性理論に基づいています。この場合、物質と暗黒エネルギーが支配的な解決策に対応する異なる宇宙論的解を得て、物質と暗黒エネルギーが支配的な時代の間の可能な遷移を達成しました。各タイプの宇宙論的解法について、対応する物理的特徴について説明し、動的効果による結合定数の実行可能な制約を達成しました。物理的特徴の動的研究には、初期条件を物質の時代に深く微調整することによる数値分析も含まれ、特定の結合関数の有効な状態方程式の可能な軌道が得られました。
| Title |
The_Geometry_of_Isochrone_Orbits:_from_Archimedes'_parabolae_to_Kepler's_third_law |
| Authors |
Paul_Ramond_and_J\'er\^ome_Perez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13456 |
古典力学では、ケプラーポテンシャルと調和ポテンシャルは次の注目すべき特性を共有しています。このため、ケプラーと調和ポテンシャルは\it{isochrone}と呼ばれます。このホワイトペーパーでは、次の一般的な問題を解決します。その他の等時性ポテンシャルはありますか。その場合、それらにはどのような軌道が含まれていますか？これらの質問に答えるために、1959年にMichelH\'enonによって開始された幾何学的視点を採用して、等時性ポテンシャルと等時性軌道のセットを徹底的に調査および分類します。特に、ケプラーの第3法則の幾何学的一般化を提供し、任意の等時軌道について、アプシダル角度に同様の法則を与えます。また、等時性軌道のセットを線形変換の下で平面内の放物線のセットに関連付け、これを使用して、任意の等時性軌道の分析パラメーター化を導出します。結果を既知の結果と比較し、この数理物理学の問題の興味深い詳細を特定し、幾何学的手法をポテンシャル理論のより一般的な軌道にエクスポートできることを主張します。
原子干渉計による重力波の探査
地球上および宇宙内の原子干渉計（AI）は、中周波デシヘルツ帯域で重力波（GW）を測定する優れた機能を提供し、LIGO/VirgoおよびLISA実験の感度を補完し、一般相対性理論予測の可能な修正のプローブを可能にしますGW伝播用。AION（地上）およびAEDGE（宇宙ベース）AIプロジェクトの予測感度を使用してこれらの機能を説明し、AIONが重力子の質量に対する現在のLIGO/Virgo直接制限を係数$\sim40$から$改善できることを示します\simeq10^{-24}\、$eV、およびAEDGEを使用すると、制限をさらに1桁改善できます。AIONとAEDGEは、一部のLorentz違反シナリオに対してLIGOよりも感度が高くなります。
天体物理学における新しい確率分布：II。一般化された二重切り捨てリンドリー
| Title |
New_probability_distributions_in_astrophysics:_II._The_generalized_and_double_truncated_Lindley |
| Authors |
Lorenzo_Zaninetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13498 |
Lindley分布の5つの一般化（平均、分散、モーメントなど）の統計パラメーターを確認します。3つのパラメーターを持つ新しい二重切り捨てリンドリー分布が導出されます。新しい分布は、星の初期質量関数をモデル化するために適用されます。
一般相対論的放射流体力学のための2モーメントスキーム：系統的説明と新しいアプリケーション
| Title |
Two-moment_scheme_for_general-relativistic_radiation_hydrodynamics:_a_systematic_description_and_new_applications |
| Authors |
Lukas_R._Weih,_Hector_Olivares,_Luciano_Rezzolla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13580 |
Implicit-Explicit（IMEX）スキーム内で2モーメントスキームを実装して、一般相対論の数値シミュレーションに放射伝達の寄与を含める場合に必要な手順と、発生する可能性のある落とし穴について体系的に説明します。（磁気-）流体力学。M1クロージャーを使用します。これは、光学的に薄い境界と厚い境界の正確なソリューションと、中間領域のこれらの境界間の補間を提供します。暗黙の保存方程式の新たなセットの効率的な解に特別な注意が払われます。特に、IMEXスキーム内で$4\times4$-matrixの反転を介してこれらの方程式を解くための効率的な方法を提示します。この方法はいくつかの近似に依存していますが、精度と計算効率の間で非常に良い妥協点を提供します。特別な相対性理論で多数のテストを行った後、新しい放射コード\texttt{FRAC}を一般相対論的電磁流体力学コード\texttt{BHAC}と組み合わせて、放射ミシェルソリューション、つまり球への降着の問題を調査します放射場の存在下でのブラックホール。この問題のパラメーター空間の最も広範な探索を実行することにより、降着の効率は、温度、$T$、光度、$L$、ブラックホールの質量$Mなどの物理量で表すことができることがわかります$、式$\varepsilon=（L/L_{\rmEdd}）/（\dot{M}/\dot{M}_{\rmEdd}）=7.41\times10^{-7}\left（T/10^6\、\mathrm{K}\right）^{0.22}\left（L/L_\odot\right）^{0.48}\left（M/M_\odot\right）^{0.48}$、ここで$L_{\rmEdd}$と$\dot{M}_{\rmEdd}$は、それぞれエディントン光度と降着率です。最後に、球対称から離れた降着問題も考慮し、解が放射フィールドの摂動下で安定していることを確認します。
