畳み込みニューラルネットワークを使用した銀河前景強度および偏光マップの修復
| Title |
Inpainting_Galactic_Foreground_Intensity_and_Polarization_maps_using_Convolutional_Neural_Network |
| Authors |
Giuseppe_Puglisi,_Xiran_Bai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13691 |
深い畳み込みニューラルネットワークは、画像の生成と復元のための一般的なツールです。これらのネットワークのパフォーマンスは、大規模なデータセットから現実的な特徴を学習する機能に関連しています。この研究では、ミリ波とサブミリ波の領域での銀河拡散放射、特にシンクロトロンと熱ダスト放射のコンテキストで、非ガウス信号の修復の問題を適用しました。それらの両方は、銀河系外の電波源（前者）とほこりの多い星形成銀河（後者）による小さな角度スケールでの汚染の影響を受けます。最近傍修復技術のパフォーマンスを検討し、生成ニューラルネットワークに依存する2つの小説の方法論と比較します。生成ネットワークは、グラウンドトゥルース信号の統計的特性を高い信頼レベルでより一貫して再現できることを示しています。宇宙論や宇宙物理学のソース（PICASSO）のPythonInpainterは、この作品で説明されている修復メソッドのスイートをエンコードするパッケージであり、一般に公開されています。
暗黒物質の存在と性質に関して、過去数十年にわたって証拠が蓄積され続けています。粒子の候補に応じて、暗黒物質は、宇宙論的に定義されたいくつかのモデルの1つを示す可能性があります：ホット暗黒物質、コールド暗黒物質、暖かい暗黒物質、自己相互作用暗黒物質、およびファジー暗黒物質。このホワイトペーパーでは、これらのモデルの関連性とステータスを確認します。これらのモデルの1つ以上が暗黒物質の一部を構成することが可能かどうかを確認し、これらのモデルのいずれかがプロパティを正常に記述できるかどうかを判断するための見通しについて説明しますそして私たち自身の宇宙の進化。
不均一構造の存在下での暗い光子の暗黒物質
| Title |
Dark_Photon_Dark_Matter_in_the_Presence_of_Inhomogeneous_Structure |
| Authors |
Samuel_J._Witte,_Salvador_Rosauro-Alcaraz,_Samuel_D._McDermott,_and_Vivian_Poulin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13698 |
暗い光子の質量が周囲の媒体のプラズマ周波数に等しい場合、暗い光子の暗黒物質は共鳴して可視光子に変換されます。宇宙論の文脈では、この遷移は、周囲のガスの短期間ではありますが、非常に効率的です。この分野での既存の研究は、主に、宇宙のプラズマ周波数を完全に均一であると見なすことができるという制限におけるこれらの共鳴遷移の影響を理解することに重点を置いています。つまり、電子数密度の不均一性を無視しています。この研究では、不均一な構造が存在する場合のダークフォトンダークマターからの加熱の影響に焦点を当てます（これは、質量が$10^{-15}\lesssimm_{A'}<10^の範囲のダークフォトンに特に関連します）{-12}$eV）、不均一なエネルギー注入の重要性、および不均一性自体に対する宇宙論的観測の感度の両方を強調。より具体的には、Ly-$\alpha$フォレストからダークフォトンダークマターに対する修正された制約を導出し、不均一性の存在により、制約が均一限界で得られる範囲外の質量に拡張できることを示します。彼らの強さをほんの少しだけリラックスさせます。次に、再イオン化の前に中性水素の21cm遷移を測定することを期待している近未来宇宙探査の感度を予測し、これらの実験が$10^{-14}$eV近くの質量に対する感度の向上に非常に役立つことを示します。数桁の大きさ。最後に、再イオン化と初期の星形成の両方の影響について説明し、宇宙の不均一な状態に本質的に敏感なプローブが、明るい暗い光子の暗黒物質シナリオに固有のシグネチャを解決でき、したがって、ポジティブに素晴らしい可能性を提供できることを示します検出。
沼地とTCCに照らしたテンソルモードの一般的な3点統計
最近提案されたSwamplandCriteria（SC）とTrans-PlanckianCensorshipConjecture（TCC）は、スローロールインフレに厳格な理論的制約を課し、原始重力波（PGW）の検出の将来の展望に疑問を投げかけています。表示されているように、制約を緩和する唯一のオプションは、NonBunchDavies（NBD）の初期状態を考慮することです。これにより、2点関数を介してPGWの観測関連性が返されます。この記事では、インフレの有効場理論の一般的なモデルに依存しないフレームワークで、SCおよびTCCに照らしてNBD初期状態のすべての可能な相関器（自動および混合）のテンソルモードで一貫した3点統計を開発します。また、関連性のさまざまな形状に対応する非線形パラメータ$f_{NL}$のテンプレートを作成し、3点相関器のいずれかが将来のCMBミッションに関心があるかどうかを調査します。私たちの分析は、テンソル自動相関器を検出する見込みはほとんどないのに対し、混合相関器は将来のCMBミッションに関連している可能性があることを明らかにしています。
方向検出による暗黒物質の質量と速度分布の識別
暗黒物質の速度分布はほとんどの場合等方性であると想定されていますが、一部のシミュレーションでは異方性が示唆されています。暗黒物質の指向性直接検出は、暗黒物質の速度分布の異方性を識別する有望な方法です。指向性直接検出における暗黒物質とターゲット散乱をシミュレーションし、異方性を区別するために必要な条件を調査します。暗黒物質の質量がわかっている場合、他の実験で暗黒物質の質量がわかっていると、$O（10^3）-O（10^4）$イベントが判別に必要になります。また、暗黒物質の質量がわからない場合についても検討し、反跳エネルギーと散乱角の両方のデータを使用した解析では、暗黒物質の質量と異方性の両方を、どちらか一方のみの解析よりも大幅に制限できます。
PDF PSA、またはもう二度とset_xscaleを実行しない-対数を持つ有罪の偉業
天文学を行う過程で、密度のプロット、たとえば確率密度、流束密度、質量関数などに遭遇することがよくあります。多くの場合、これらの図の縦座標は、大きなダイナミックレンジに対応するために対数的にプロットされます。この状況では、お気に入りのプロットコードで単にx-scaleを「log」に設定するのではなく、密度を適切に調整することが重要であると私は主張します。私は教育的な例で基本的な問題を示し、次にこれが発生する可能性のあるいくつかの一般的なプロット、そして最後にルールに対するいくつかの可能な例外について言及します。
パラメータ化された暗黒エネルギーのツインライクモデル
宇宙時間とともに進化する状態方程式パラメータを持つ単一の実スカラー場を含む宇宙論モデルを研究します。双晶理論との関連で、赤方偏移の関数としての状態方程式のいくつかの一般的なパラメーター化を強調表示します。この手順は、同じ時空におけるエネルギー密度と圧力が非常に同じ、同じ加速パラメータを持つ異なるモデルを導入するために使用されます。
ほこりっぽい白色矮星における近赤外線変動：惑星物質の降着の追跡
| Title |
Near-infrared_variability_in_dusty_white_dwarfs:_tracing_the_accretion_of_planetary_material |
| Authors |
Laura_K._Rogers,_Siyi_Xu,_Amy_Bonsor,_Simon_Hodgkin,_Kate_Y._L._Su,_Ted_von_Hippel,_Michael_Jura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13711 |
白色矮星に向けた微惑星の内向き散乱は、人間の時間スケールに変動性がある確率過程であると予想されます。微惑星はロシュ半径で潮汐的に崩壊し、過剰な赤外線放射として検出可能なほこりっぽい破片を生成します。白色矮星に十分に近づくと、この破片は昇華して白色矮星に付着し、その大気を汚染します。汚染された白い矮星の周りのこの赤外線放射を調べると、この惑星の物質が大気中にどのように到達するかがわかります。ダスト放出の変動性を検索する目的で、赤外線が過剰な34の白色矮星の近赤外線モニタリングキャンペーンを報告します。J、H、Kバンドのイギリス赤外線望遠鏡（広視野カメラ）からのこれらの白色矮星の時系列測光は、最大3年間のベースラインで取得されました。3つの近赤外線バンドすべてにおいて、ダスト放出の統計的に有意な変動は見られません。具体的には、Kバンドの16等級より明るい13の白色矮星の変動率は1.3％で、18等級より明るい32の白色矮星の変動率は、3年間の時間スケールで除外できます。これまでに2つの白色矮星であるSDSSJ095904.69-020047.6とWD1226+110がKバンドの変動を示していますが、このサンプルでは、これらのレベルで新しいKバンドの変動を示す証拠はありません。1つの解釈は、大きな変動につながる潮汐破壊イベントはまれであり、短い時間スケールで発生し、数年後、白色矮星が近赤外線で安定するようになることです。
本当に居住可能なゾーンの定義
| Title |
Defining_the_Really_Habitable_Zone |
| Authors |
Marven_F._Pedbost,_Trillean_Pomalgu,_Chris_Lintott,_Nora_Eisner,_Belinda_Nicholson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13722 |
最初に確認された太陽系外惑星が発見されて以来、観測によって驚くべき世界の多様性が明らかになりました。太陽系外惑星の集団ではさまざまな軌道や物理的特性が検出されており、これらの惑星のどれが生命に適しているかを決定するために多くの研究が行われてきました。ただし、これまでは、居住可能な可能性のある惑星のどれが実際に\textit{worth}に存在する可能性があるかを決定するための作業はほとんど行われていませんでした。この目的のために、許容可能なジンとトニックが豊富である可能性が高い星の周りの領域として定義される、本当に居住可能なゾーン（RHZ）を提示します。野外での多くの研究と同様に、私たちは、テストすることが不可能ではないにしても困難である仮定に全面的に依存し、天文学者がすべての警告を取り除いて、自分の講演で使用できるいくつかのプロットを提示します。本当にハビタブルゾーンの惑星は、JWSTの初期のターゲットになることをお勧めします。
暖かい木星の通過影響パラメータの変化をロバストに検出
相互に傾斜した摂動装置からのトルクにより、通過する惑星の衝突パラメータが変化し、通過の形状と期間が変化する可能性があります。影響パラメータの変化の検出と上限は、惑星系の3次元アーキテクチャに貴重な制約をもたらします。暖かい木星の制約は、相互に傾いた摂動因子を呼び出す起源理論をテストできるため、特に興味深いものです。暖かい木星の信号対雑音の遷移が大きいため、衝撃パラメータの変化を検出することが可能です。ただし、ここでは、インパクトパラメータをトランジット間で均一かつ独立して変化させると、変更に関する誤った推論につながり、摂動器に関する誤った推論に伝播することを示します。影響パラメータの変更に適切な前にこの問題を軽減することを示します。文献から8つのシステムにアプローチを適用し、暖かい木星ケプラー46bの影響パラメーターの変化の証拠を見つけます。影響パラメータと通過時間をいつ合わせるかなど、ライトカーブフィッティングに関する推奨事項をまとめます。
逆行性回転太陽系外惑星は、偏心が有効化された共鳴において斜め励起を経験する
| Title |
Retrograde-rotating_exoplanets_experience_obliquity_excitations_in_an_eccentricity-enabled_resonance |
| Authors |
Steven_M._Kreyche,_Jason_W._Barnes,_Billy_L._Quarles,_Jack_J._Lissauer,_John_E._Chambers,_and_Matthew_M._Hedman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13864 |
以前の研究では、逆行性に回転する惑星（軌道運動に対して逆方向）は、通常、順行性に回転する惑星（軌道運動と同じ方向）に比べて傾斜の変化が少ないことが示されています。ここでは、偏心軌道上の逆行性回転惑星を調べ、重要な傾斜変動を駆動することができる、以前は知られていない永遠のスピン軌道共鳴を見つけます。この共振は、惑星の回転軸の歳差運動の周波数が惑星系の軌道固有振動数に見合ったときに発生します。惑星の離心率は、惑星の軌道の漸近歳差運動が惑星の軌道角運動量ベクトルの周期的な章動を引き起こす相互作用を通じて、関与する軌道周波数を可能にします。結果の軌道周波数は、$f=2\dot{\varpi}-\dot{\Omega}$の関係に従います。ここで、$\dot{\varpi}$と$\dot{\Omega}$は惑星の速度です近点と昇交点の経度をそれぞれ変更します。単純な地球-木星系の場合をシミュレーションすることによってこのメカニズムをテストし、予測された共振を確認します。100Myrの過程で、予測された共振周波数に近い回転軸歳差運動率を持つテスト地球は、$10^\circ$-$30^\circ$の顕著な傾斜変動を経験しました。これらの変動は重要な場合があり、逆行性回転はほとんどの場合安定化の影響ですが、逆行性回転子は、偏心軌道上にあり、このスピン軌道共鳴に入ると、大きな傾斜変動を経験する可能性があることを示唆しています。
重力と熱の影響を受けて、木星内部の角運動量輸送を研究します。強い星の照射により、放射領域は対流領域の上に発達します。内部重力波は、放射対流境界（RCB）で発生します。熱応答は動的であり、角運動量輸送において重要な役割を果たします。重力と熱強制項を分離することにより、角運動量輸送を増加させるための熱効果を特定します。低周波数（惑星と共回転するフレーム）の順行（逆行）潮汐周波数の場合、角運動量フラックスは正（負）です。潮汐の相互作用は、惑星を同期状態に追いやる傾向があります。内部重力波に関連する角運動量輸送は、RCBと熱強制の侵入深さとの間の相対位置に非常に敏感であることがわかります。RCBが熱強制侵入深さの近くにある場合、たとえ小さな振幅の熱強制であっても、熱的に駆動される角運動量フラックスは、重力強制によって誘導されるフラックスよりもはるかに大きくなる可能性があります。熱的に強化されたトルクは、わずか数$10^4$年で惑星を同期状態に駆動できます。
恒星間彗星2I / 2019 Q4の物理的特性（Borisov）
| Title |
Physical_Characterisation_of_Interstellar_Comet_2I/2019_Q4_(Borisov) |
| Authors |
Man-To_Hui,_Quan-Zhi_Ye,_Dora_F\"ohring,_Denise_Hung,_David_J._Tholen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.14064 |
2019年9月下旬から2020年1月下旬にかけての近日点前と近日点後の両方の観測を使用した星間彗星2I/2019Q4（Borisov）の研究を提示します。しかし、$-0.43\pm0.02$km$^{2}$d$^{-1}$の勾配を持つ揮発性昇華の結果として減少する有効散乱断面積。測定の不確かさを考えると、平均値が$\left\langleg-r\right\rangle=0.68\pm0.04$、$\left\langler-i\で、彗星のわずかに赤みがかった色に変化は見られませんでした。右\rangle=0.23\pm0.03$、および$g$バンドと$i$バンドにわたる正規化反射率勾配$\overline{S'}\left（g、i\right）=\left（10.6\pm1.4\右）$10^3$\AAあたり$％、太陽系彗星のコンテキストではすべて目立たない。利用可能な天文観測を使用して、彗星の非重力加速度の統計的に信頼できる検出があり、これは核が半径$\lesssim$0.4kmである可能性が最も高く、核全体の$\gtrsim$0.4％の割合が2018年12月の近日点通過までの彗星の最初の観測以来、昇華活動のために質量が浸食されています。形態シミュレーションでは、ダスト放出速度が、2019年9月の$\sim$4ms$^{-1}$から近日点付近の$\sim$7ms$^{-1}$まで増加し、$\の光学的に支配的なダスト粒子であることが示唆されています。beta\sim0.01$で、観測可能なダスト粒子はミクロンサイズ以上です。
エンケラドスファーム：エンケラドスの水で植物を育てることができますか？ （速報）
エンケラドスは土星の衛星で、内部に液体の水が必要です。エンケラドスからの水のプルームに関する測定と実験は、エンケラドスの海がNaClのようないくつかの塩を含んでいることを明らかにしました。地球上では、土壌中の塩分が農業にとって深刻な問題となっており、耐塩性植物の重要性が指摘されています。エンケラドスの水が陸生植物に及ぼす影響をテストするために、水耕法によって、エンケラドスの水をシミュレートする3つの耐塩性植物（アイスプラント、フダンソウ、サリコルニア）を育てようとしました（エンケラドスファームプロジェクト）。エンケラドスの観察結果と一致する0.33％NaClおよび0.4％NaHCO$_3$の水を使用すると、すべての植物は、発芽し、各植物が数枚の葉を持つまで純粋な水で成長した場合、成長する可能性があります。しかし、純水で栽培した植物に比べて生育速度を抑えることができます。最初のテストは緩い条件で行われたため、エンケラドスの水の植物の成長への影響を評価するには、さらに多くの作業が必要です。ただし、月面と火星の敷地で植物を育てる作業に加えて、エンケラドスの水は、より広い環境からの植物の特性を検討するために使用できます。
コロンボのトップ問題の分析的解決
コロンボのトップは、歳差運動軌道上を移動し、重力トルクによって摂動される天体の回転ダイナミクスの基本モデルです。この論文では、この問題に対する分析的解決策の詳細な研究を紹介しています。次数4の代数方程式を解くことにより、軌道の極値点の式をエネルギーの関数として提供します。定常点（カッシーニ状態として知られている）の場所は、問題の2つのパラメーターの関数として検出されます。ワイアーシュトラスとヤコビの楕円関数による解析解は、通常の軌道に対して与えられます。一部の軌道は、基本関数を介して表現できます。期待どおりのホモクリニック軌道だけでなく、最初のカッシーニ状態のエネルギーと等しい特別な周期解（以前の研究では気付かなかった）もあります。
スペクトル検索は、惑星のリモートセンシング観測を解釈するための強力なツールでした。柔軟でパラメーター化された不可知論モデルは、物理的仮定への依存度を最小限に抑えながら、観測から直接大気特性を推定するために、反転アルゴリズムと組み合わされます。このアプローチは、もともと地球衛星データへの適用とその後の他の太陽系惑星の観測のために開発されましたが、最近、通過する太陽系外惑星の通過、日食、位相曲線スペクトルにうまく適用されています。このレビューでは、大気化学、温度、雲、空間変動性に関する情報を正確に取得する能力の観点から、現在の最先端技術を紹介します。利用可能なデータと使用したモデリング戦略の両方で、この制限について説明します。将来の改善のためのアプローチをお勧めします。
TEvSSによる宇宙吸血鬼の検索
優れた宇宙望遠鏡を所有している一人の人間が宇宙吸血鬼を捜さなければならないことは、広く認められている真実です。ここでは、晩期M矮星の引力に閉じ込められた、潮汐でロックされた宇宙吸血鬼の通過署名の検索を紹介します。2つの潜在的な宇宙吸血鬼の集団を表すフォワードモデルを生成します-コウモリの形とヒューマノイドの形。トランジット中のExo-VampireSurveySatellite（TEvSS）からテンプレートマッチングアルゴリズムを使用してライトカーブを検索し、allsfitterソフトウェアを使用してそれらを適合させます。TEvSSデータから得られた情報を追加して、宇宙吸血鬼の存在と発生率の不確実性を大幅に減らし、eta（宇宙吸血鬼）を0％から100％（またはそれ以上）の範囲に制限します。これらの正確な分析は、ジェームズウェッブ宇宙吸血鬼望遠鏡（JWSvT）と超大型吸血鬼望遠鏡（ELvTs）を使用した宇宙吸血鬼の特性化のための将来の観測スケジュールを最適化するために重要です。
Allesfitter：測光と放射速度からの柔軟な星と太陽系外惑星の推論
| Title |
Allesfitter:_Flexible_Star_and_Exoplanet_Inference_From_Photometry_and_Radial_Velocity |
| Authors |
Maximilian_N._G\"unther_and_Tansu_Daylan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.14371 |
測光データと放射速度データが与えられた場合の星と太陽系外惑星の柔軟で堅牢な推論のためのオープンソースのpythonソフトウェアallesfitterを紹介します。Allesfitterは、複数の太陽系外惑星、マルチスターシステム、通過タイミング変動、位相曲線、恒星の変動性、スタースポット、恒星フレア、およびガウスプロセスを含むさまざまな系統的ノイズモデルに対応する、軌道モデルと通過/食モデルの豊富な選択肢を提供します。これは、パラメーター推定とベイジアンモデル選択の両方を備えており、マルコフチェーンモンテカルロ（MCMC）またはネストされたサンプリングフィットを簡単に実行できます。初心者ユーザーの場合、グラフィカルユーザーインターフェイスを使用して、すべての入力を指定し、分析を実行できます。Pythonユーザーの場合、すべてのモジュールを既存のスクリプトに簡単にインポートできます。Allesfitterは、パブリケーションに対応したテーブル、LaTeXコマンド、および図も作成します。ソフトウェアは公開されており（https://github.com/MNGuenther/allesfitter)、pip-installable（pipinstallallesfitter）と十分に文書化されています（www.allesfitter.com）。
5年以上のNEOWISE調査データで手動で回復された299のNEOの物理特性
| Title |
Physical_Properties_of_299_NEOs_Manually_Recovered_in_Over_Five_Years_of_NEOWISE_Survey_Data |
| Authors |
Joseph_R._Masiero,_Patrice_Smith,_Lean_D._Teodoro,_A.K._Mainzer,_R.M._Cutri,_T._Grav,_E._L._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.14406 |
地球に近いオブジェクトの熱赤外線測定は、サイズなどの物理的特性を制約するための重要なデータを提供します。NEOWISEミッションは、このようなデータを収集し、この人口についての理解を深めるために、全天赤外線調査を実施しています。自動化ルーチンを使用してNEOWISEによって検出された動いているオブジェクトの大部分を識別しますが、オブジェクトのサブセットには、これらのルーチンが検出できるウィンドウの外にある動的プロパティがあります。既知の近地球オブジェクトの母集団を使用して、以前は報告されていなかったこれらのオブジェクトの検出を手動で検索しました。NEOWISE再活性化ミッションからの239の以前の物理的特性の特徴付けがない299のユニークな地球近くのオブジェクトの303の新しい観測期間を報告します。これらのオブジェクトは固有の光学選択バイアスのあるリストから描画されるため、測定されたアルベドの分布は、自動化ルーチンによって検出された直径選択集団で見られるよりも高い値に歪んでいます。これらの結果は、アーカイブNEOWISEデータの定期的な検索の重要性と利点を示しています。
$ z = 4 $での超赤色の超大規模銀河クラスターコアの出現
| Title |
Emergence_of_an_Ultra-Red_Ultra-Massive_Galaxy_Cluster_Core_at_$z=4$ |
| Authors |
Arianna_S._Long,_Asantha_Cooray,_Jingzhe_Ma,_Caitlin_M._Casey,_Julie_L._Wardlow,_Hooshang_Nayyeri,_R.J._Ivison,_Duncan_Farrah,_and_Helmut_Dannerbauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13694 |
大規模な銀河団進化の最近のシミュレーションと観測では、星の質量の大部分が、クラスターが現実化する前に、クラスターメンバー内で$z=2$だけ発生すると予測しています。$z>3$にあるほこりっぽい星形成銀河（DSFG）が豊富なプロトクラスターは、$z\sim0$にあるこれらの巨大な銀河クラスターの好ましい前駆細胞候補です。ここでは、分光的に確認された$z=4.002$プロトクラスターコアであるDSFG、DistantRedCore（DRC）が豊富で、冷たいダストとガス連続体の放出と共に星の放出を分析する最初の研究を紹介します。新しい\textit{HST}および\textit{Spitzer}データを既存のGemini、\textit{Herschel}、およびALMA観測と組み合わせて、個々の銀河レベルのプロパティを導き出し、それらをcoevalフィールドや他のプロトクラスター銀河と比較します。すべてのプロトクラスターメンバーは巨大（$>10^{10}$M$_\odot$）ですが、それらの同じフィールドの同等のものよりもそれほど大きくはありません。不確実性の範囲内では、星形成と恒星質量の主系列関係では、すべてが銀河とほとんど区別がつきません。ただし、星形成効率面に配置すると、DRCコンポーネントは、特定の分子ガス質量での予測フィールド値よりも10〜100$\times$大きいSFRのスターバーストのような特性を示します。フレッシュガスの将来の大規模な流入がないと仮定すると、これらの貧しいガス（f$_\mathrm{gas}<25\％$）でもバースト性のDSFGは$<30$Myrのガス貯留層を使い果たすと推定します。さまざまな方法論を使用して、$\sim10^{14}$M$_\odot$の合計$z=4$ハロー質量を導出し、DRCが進化して質量$\の超大規模クラスターコアになると推定します$z=0$によるgtrsim10^{15}$M$_\odot$。
Fornax 3Dプロジェクト：運動学と金属性を追跡する球状星団
| Title |
The_Fornax_3D_project:_Globular_clusters_tracing_kinematics_and_metallicities |
| Authors |
K._Fahrion,_M._Lyubenova,_M._Hilker,_G._van_de_Ven,_J._Falc\'on-Barroso,_R._Leaman,_I._Mart\'in-Navarro,_A._Bittner,_L._Coccato,_E._M._Corsini,_D._A._Gadotti,_E._Iodice,_R._M._McDermid,_F._Pinna,_M._Sarzi,_S._Viaene,_P._T._de_Zeeuw_and_L._Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13705 |
球状星団（GC）は、巨大な銀河のいたるところに見られ、古くなっているため、銀河進化の化石記録と見なされています。GCシステムの分光学的研究は、銀河の周辺に限定されることが多く、GCは銀河の背景に対して際立っており、銀河アセンブリの明るいトレーサーとして機能します。この作業では、MultiUnitExplorerSpectrograph（MUSE）の機能を使用して、Fornaxクラスター内の32個の銀河の内部領域（$\lesssim3R_\text{eff}$）の722GCの分光サンプルを抽出します。これらの銀河は、Fornaxのビリアル半径内の初期型と後期型の銀河をターゲットとするMUSE調査であるFornax3Dプロジェクトの一部として観測されました。GCスペクトルの銀河背景を考慮した後、見通し線速度を抽出し、238個のGCのサブサンプルの金属性を決定しました。GCシステム内で回転の兆候を発見し、GCの運動学と星体のそれを比較すると、GCが銀河の回転楕円体をトレースしていることがわかります。赤のGCはホスト銀河の金属プロファイルに密接に準拠していることがわかりますが、青のGCは金属の広がりが大きいことを示していますが、一般にホストよりも金属に乏しいです。
Fornax 3Dプロジェクト：球状星団の非線形の色と金属の関係
| Title |
The_Fornax_3D_project:_Non-linear_colour-metallicity_relation_of_globular_clusters |
| Authors |
K._Fahrion,_M._Lyubenova,_M._Hilker,_G._van_de_Ven,_J._Falc\'on-Barroso,_R._Leaman,_I._Mart\'in-Navarro,_A._Bittner,_L._Coccato,_E._M._Corsini,_D._A._Gadotti,_E._Iodice,_R._M._McDermid,_F._Pinna,_M._Sarzi,_S._Viaene,_P._T._de_Zeeuw_and_L._Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13707 |
大規模な銀河の球状星団（GC）システムは、しばしば二峰性の色分布を示します。これは、メタリックな二峰性として解釈されています。2段階の銀河形成によって作成され、親のハローに赤い金属が豊富なGCが形成され、青い金属が少ないGCが追加されました。ただし、この解釈は、GCが線形の色と金属の関係（CZR）を備えた古い恒星系であるという仮定に大きく依存しています。CZRの形状とGC年齢の範囲については、現在、議論の的となっています。なぜなら、その研究には、信頼できる恒星の個体群特性を導き出すために高品質のスペクトルが必要だからです。Fornax3Dプロジェクトの一部として観測されたFornaxクラスターの23の銀河で、高いスペクトルS/N比を持つ187のGCのサンプルから完全なスペクトルフィッティングで金属性を決定しました。このサンプルから導出されたCZRは非線形であり、（$g-z$）$\sim$1.1magにブレークポイントを持つ区分的線形関数で表すことができます。私たちのサンプルのより小さな銀河（$M_\ast<10^{10}M_\odot$）は、GCが少し若いように見えますが、CZRの形状はGCの年齢に影響されません。最も重い銀河には金属リッチの赤いGCがありませんが、最も重い銀河（$M_\ast\geq10^{11}M_\odot$）でさえ、銀河の質量に関係なく非線形CZRが見つかります。私たちのCZRは、金属が少ないピークと金属が豊富なピークがそれぞれ支配する、非常に大規模な銀河の低質量と広い単峰性の分布の狭い単峰性GC金属性分布と、中間質量（10$^{10}$を持つ銀河の二峰性分布を予測します$\leq$$M_\ast<10^{11}M_\odot$）は、赤と青のGCの相対的割合の結果として。多様な金属分布は、GC個体群の単純な区別に、その色のみに基づいて挑戦します。
SDSS J1030 + 0524フィールドのディープチャンドラ調査
| Title |
The_deep_Chandra_survey_in_the_SDSS_J1030+0524_field |
| Authors |
R._Nanni,_R._Gilli,_C._Vignali,_M._Mignoli,_A._Peca,_S._Marchesi,_M._Annunziatella,_M._Brusa,_F._Calura,_N._Cappelluti,_M._Chiaberge,_A._Comastri,_K._Iwasawa,_G._Lanzuisi,_E._Liuzzo,_D._Marchesini,_I._Prandoni,_P._Tozzi,_F._Vito,_G._Zamorani,_and_C._Norman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13710 |
SDSSJ1030+0524フィールドの479ksチャンドラ被曝のX線源カタログを提示します。これは、z>6クエーサーの周りの高密度の今日までの最良の証拠を示し、銀河の高密度も含まれる領域を中心としています。z=1.7のコンプトン厚のファナロフライリータイプII電波銀河の周囲。光源の初期検出にはwavdetectを使用し、光源の測光と有意性評価にはACISExtractを使用して、フルバンド、ソフトバンド、ハードバンドでそれぞれ検出される光源の予備カタログを作成します。チャンドラの観測結果を反映したX線シミュレーションを作成して、予備カタログをフィルタリングし、各バンドで91％以上の完全性レベルと95％の信頼性レベルを取得します。次に、3つのバンドのカタログが、256の一意のソースの最終的なメインカタログと照合されます。このうち、244、193、208がそれぞれフル、ソフト、ハードバンドで検出されます。これにより、J1030フィールドは、これまでで5番目に深い銀河外X線調査になります。このフィールドは、イエールチリ（MUSYC）による多波長調査の一部であり、大型双眼鏡望遠鏡の大型双眼カメラ（LBC）からの光学イメージングデータ、カナダフランスハワイ望遠鏡WIRCamからの近赤外イメージングデータによってもカバーされています。、およびSpitzerIRAC。高密度の多波長カバレッジのおかげで、J1030は、遠くに降着する超大質量ブラックホールの周りの大規模構造の研究のためのレガシーフィールドを表します。尤度比分析を使用して、256チャンドラソースの252（98.4％）のマルチバンド対応を、95％の推定信頼度と関連付けます。最後に、各X線バンドの線源の累積数を計算し、ChandraDeepFieldsの結果と概ね一致していることを確認します。
天体物理学的乱流のサブグリッドスケールモデルの演繹的な検証。
運動量、エネルギー、パッシブスカラーの乱流輸送について、サブグリッドスケール（SGS）モデルのアプリオリ検証テストを実行します。この目的のために、ラグランジュコードを使用して2セットの高解像度流体力学シミュレーションを実行します：rmsマッハ数が0.3、2、8の等温乱流ボックスと、高温媒体を通過する冷たい雲が徐々に溶解する古典的な風洞流体の不安定性のため。2つのSGSモデルを調べます。天体物理シミュレーションで乱用された渦拡散（ED）モデルと、クラークらによる"勾配モデル"です。（1979）。どちらのモデルもSGS項の大きさを等しく予測していることがわかります（相関係数>0.8）。ただし、勾配モデルはSGS項の方向と形状について優れた予測を提供しますが、EDモデルは両方について不十分に予測します。これは、等方性拡散が瞬間乱流輸送の近似としては不十分であることを示しています。勾配モデルの最適係数は、運動量輸送の[0.16、0.21]の範囲にあり、乱流シュミット数とプラントル数はどちらも[0.92、1.15]の範囲で1に近い値です。
滑らかな核円盤円盤のサブpc解像度シミュレーションにおけるLISA質量ブラックホールバイナリの合体への不規則なパス
| Title |
The_erratic_path_to_coalescence_of_LISA_massive_black_hole_binaries_in_sub-pc_resolution_simulations_of_smooth_circumnuclear_gas_disks |
| Authors |
Rafael_Souza_Lima,_Lucio_Mayer,_Pedro_R._Capelo,_Elisa_Bortolas,_Thomas_R._Quinn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13789 |
核周囲ガス円盤（CND）に埋め込まれた質量が$10^5$から$10^7M_{\odot}$の質量を持つブラックホール（MBH）ペアの軌道崩壊を調査する高解像度シミュレーションについて報告します。断熱状態方程式が採用されており、滑らかな流れを維持する断熱指数の範囲があります。この質量範囲のMBH間の合併は、来たるレーザー干渉計スペースアンテナ（LISA）で検出できるようになります。軌道の進化は、CNDスケール（$100$〜pc）から、円盤（CBD）が形成される可能性のある$0.1$-$0.01$〜pcの分離まで続きます。減衰は不安定であり、ディスク内のガスの流れに強く依存します。これにより、最終的に、沈み込むMBHが経験する正味トルクが決まります。全体的に、3つの異なる進化段階を特定できます。（i）軌道角運動量に大きな変化をもたらさず、一部の循環をもたらす、最初は遅い減衰。（ii）軌道角運動量が急速に減少する高速移行フェーズ。（iii）軌道角運動量が増加する可能性があり、CBDが形成される可能性がある、最終的な非常に遅い減衰段階。高速移行フェーズは、主にセカンダリMBHの共軌道領域から1〜3ヒル半径の距離で発生するディスク駆動トルクに起因します。私たちは、原始惑星系円盤内の大規模な惑星について、タイプIIIの高速移行と強い類似性を見出しています。CBDは、減衰率がプライマリMBHの周りに空洞を彫るのに十分な時間を与えるのに十分に小さくなったときにのみ、スケール$\lesssim1$〜pcで形成されます。これが発生すると、MBH分離が高解像度の実行でほぼ停止します。このようなタイムスケールの影響や、文献で行われた標準的な仮定からの他の逸脱を考慮に入れる、経験的に修正されたギャップオープニング基準を提案します。[要約]
VANDELSのHe II 1640放出銀河からのX線放出
| Title |
X-ray_emission_from_He_II_1640_emitting_galaxies_in_VANDELS |
| Authors |
A._Saxena_(1,_2),_L._Pentericci_(1),_D._Schaerer,_R._Schneider,_R._Amorin,_A._Bongiorno,_A._Calabr\`o,_M._Castellano,_A._Cimatti,_F._Cullen,_A._Fontana,_J._P._U._Fynbo,_N.Hathi,_D._J._McLeod,_M._Talia,_and_G._Zamorani_((1)_INAF-OAR,_(2)_University_College_London) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13800 |
チャンドラディープフィールドサウスの$z\sim2.2-5$でHeIIの$\lambda1640$放出を示す18個の星形成銀河のX線測定値を示し、HeII放出のない銀河。7Msチャンドラ画像で開口測光を使用すると、サンプルのHeII放出銀河（特にFWHM（HeII）<1000km〜s$^{-1}$を持つもの）のX線はわずかに高いことがわかりますHeIIのない銀河よりも放射が少ない場合、その差は統計的に有意ではありません。HeIIエミッターと非エミッターの星形成率（$L_X$/SFR）あたりのX線光度は同等であり、若いX線源からの増強された寄与を除外します。HeIIエミッターと非エミッターの両方の$z\sim3$での$L_X$/SFRは、より低い赤方偏移での観測と一致しており、モデルによって予測された赤方偏移の進化と一致しています。また、$L_X$/SFR測定は、文献で予測および観察された金属依存性と一致していることもわかりました。したがって、HeII放出がある場合とない場合の銀河からのX線放出には有意差がないと結論します。これにより、$z\sim3$で強いHeIIがある銀河におけるXRBまたは弱いまたは不明瞭なAGNからの寄与の増加が除外されます。以前に報告されたHeIIエミッターと非エミッターの両方の物理的性質における他の類似性を考えると、ローカライズされた低金属恒星集団、Pop-IIIスターなどのHeII電離光子生成の代替ソースを調査する必要があるかもしれません。
ホストクラスターの動的状態と銀河の光度による銀河の分類と進化
| Title |
Classification_and_Evolution_of_Galaxies_According_to_the_Dynamical_State_of_Host_Clusters_and_Galaxy_Luminosities |
| Authors |
D._F._Morell,_A._L._B._Ribeiro,_R._R._de_Carvalho,_S._B._Rembold,_P._A._A._Lopes,_A._P._Costa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13836 |
ヤンSDSSカタログからの146個の銀河クラスターのサンプルについて、銀河の進化のクラスターの動的状態と銀河の光度への依存性を分析します。クラスターは、ガウス分布（G）と非ガウス分布（NG）での速度分布に従って分割され、さらに光度レジームで分割されました。星形成（SF）、パッシブ（PAS）、および中間（GV-緑の谷）の3つのクラスを提供するAge-SSFR平面で分類を実行しました。私たちは銀河がGおよびNGシステムで同じように進化することを示しますが、それらの形成履歴が銀河タイプと落下パターンのさまざまな混合につながることも示唆しています。GVを星形成コンポーネントと受動コンポーネントに分離すると、NGの受動モードではGシステムよりも明るい銀河が見つかります。また、NGの星形成コンポーネントでは、Gシステムよりも中間のかすかな銀河が多く見られます。我々の結果は、GVがSab型とScd型からS0型への移行が発生している段階として示唆されていますが、形態学的型間の変換はクラスターの動的段階とは無関係です。速度分散プロファイルを分析すると、クラスターに最近落ち込んだオブジェクトは、GシステムとNGシステムの間で異なる構成を持っていることがわかります。すべての銀河タイプがGシステムに入るが、SabとScdがNGシステムに入る。最後に、NGシステムの郊外にあるかすかなScdは、フィールド銀河の平均非対称性と比較して、より高い非対称性を示し、これらのオブジェクトに作用する環境効果を示唆しています。
正常な銀河の周りの銀河系周囲の媒体の解決されたeROSITA X線観測のEAGLEおよびIllustris-TNG予測
| Title |
EAGLE_and_Illustris-TNG_predictions_for_resolved_eROSITA_X-ray_observations_of_the_circumgalactic_medium_around_normal_galaxies |
| Authors |
Benjamin_D._Oppenheimer,_Akos_Bogdan,_Robert_A._Crain,_John_A._ZuHone,_William_R._Forman,_Joop_Schaye,_Nastasha_A._Wijers,_Jonathan_J._Davies,_Christine_Jones,_Ralph_P._Kraft,_and_Vittorio_Ghirardini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13889 |
EAGLEとIllustris-TNGの流体力学的シミュレーションで、銀河に関連する近くの高温X線コロナの積み重ね観察をシミュレートします。フォワードモデリングパイプラインは、4年間のeROSITAの観測と、機器や天体物理学の背景の影響を含むスタック画像分析を予測するために開発されています。特定の星形成率（sSFR）で分離されたz〜0.01銀河を積み重ねて、高温（T>=10^6K）の銀河系周囲の媒体（CGM）が高および低SSFR銀河でどのように異なるかを調べる実験を提案します。シミュレーションは、低質量（M_*〜10^{10.5}Msol）、高sSFR（sSFRによって上位3分の1として定義される）の中央の銀河の熱いCGMが、ガラクトセントリックな半径r〜30まで検出可能であることを示しています。-50kpc。両方のシミュレーションは、低SSFR銀河（sSFRの下部3分の1）の固定恒星質量でより低い光度を予測し、Ilustlust-TNGはEAGLEよりも高sSFR銀河の周りの3倍明るいコロナを予測します。どちらのシミュレーションでも、高質量（M_*〜10^{11.0}Msol）銀河を中心とするスタックの場合、r〜150-200kpcまでの検出可能な放出が予測され、EAGLEはより明るいX線ハローを予測します。拡張軟X線光度は、ビリアル半径内の銀河系周囲のガスの質量（f_{CGM}）と強く正の相関があります。両方のシミュレーションの以前の分析は、f_{CGM}が主にブラックホールの成長によって駆動される衝動的なフィードバックによって減少し、ISMの補充を阻害することによって銀河の成長を抑制することを確立しました。両方のシミュレーションは、eROSITAスタックがL^*銀河の周りの熱いCGMを初めて最終的に検出して解決するだけでなく、バリオンサイクルがどのように動作するかの強力なプローブを提供するはずであると予測します。-アートシミュレーション。
Ly $ \ alpha $星雲が輝く理由LABd05の極性のマッピング
| Title |
What_Makes_Ly$\alpha$_Nebulae_Glow?_Mapping_the_Polarization_of_LABd05 |
| Authors |
Eunchong_Kim,_Yujin_Yang,_Ann_Zabludoff,_Paul_Smith,_Buell_Jannuzi,_Myung_Gyoon_Lee,_Narae_Hwang,_Byeong-Gon_Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13915 |
「Ly$\alpha$星雲」は巨大な（$\sim$100kpc）で、遠方の宇宙に輝くガス雲です。彼らの拡張されたLy$\alpha$放出の起源は謎のままです。Ly$\alpha$放出は、埋め込みまたは近くのソースからのUV放出によって光イオン化されるとLy$\alpha$放出が生成されると仮定しますが、Ly$\alpha$光子は埋め込み銀河またはAGNに由来し、それによって共鳴散乱することを示唆するモデルもありますクラウド。少なくとも後者のシナリオでは、観測されたLy$\alpha$放出は偏光されます。これらの可能性をテストするために、7つのLy$\alpha$星雲の偏光測定観測を行っています。ここでは、Ly$\alpha$放出のピークの北東に不明瞭な埋め込みAGNを備えた$z$=2.656の雲であるLABd05の結果を示します。大きな分極を検出します。最高の偏極率$P$は、AGNから離れたLy\\alpha$ピークの南東$\sim$20-40kpcで$\sim$10-20％です。上限を含む最低$P$は$\sim$5％で、Ly$\alpha$ピークとAGNの間にあります。言い換えると、偏光マップは偏りがあり、$P$はLy$\alpha$ピークから南東に向かって増加します。測定された偏光角$\theta$は、北東に向けられ、$P$勾配にほぼ垂直です。このユニークな偏光パターンは、1）空間的にオフセットされたAGNが近くのガスを光イオン化しており、2）脱出するLy$\alpha$光子が星雲によってより大きな半径で視線に散乱し、接線方向に放射状に増加する偏光を生成することを示唆しています。光イオン化領域から。最後に、ガス密度とイオン化プロファイルの間の相互作用により、Ly$\alpha$放出で観測された中心ピークが生成されると結論付けます。これは、LABd05の構造が、現在の理論上の球形または円筒形モデルで想定されているよりも複雑であることも意味します。
カリーナ星雲複合体とガム31における大規模な星形成-I.カリーナ星雲複合体
| Title |
Massive_star_formation_in_the_Carina_nebula_complex_and_Gum_31_--_I._The_Carina_nebula_complex |
| Authors |
Shinji_Fujita,_Hidetoshi_Sano,_Rei_Enokiya,_Katsuhiro_Hayashi,_Mikito_Kohno,_Kisetsu_Tsuge,_Kengo_Tachihara,_Atsushi_Nishimura,_Akio_Ohama,_Yumiko_Yamane,_Takahiro_Ohno,_Rin_Yamada,_Yasuo_Fukui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13925 |
ここでは、Mopraで取得したCarina星雲複合体（CNC）への12CO（J=1-0）、13CO（J=1-0）、および12CO（J=2-1）輝線の観測結果を示します。そしてNANTEN2望遠鏡。私たちは、CNCに関連する3つの星団Tr14、Tr15、Tr16、および分離されたWR星HD92740に関連する大規模な星形成領域に焦点を当てました。CNCの分子雲は、速度-27、-20、-14、および-8km/sで主に4つの雲に分かれていることがわかりました。それらの質量は、それぞれ0.7x10^4Msun、5.0x10^4Msun、1.6x10^4Msun、および0.7x10^4Msunです。12CO（J=2-1）/12CO（J=1-0）の強度比が高く、Spitzer8ミクロン分布に対応しているため、ほとんどが星団に関連付けられています。さらに、これらの雲は、雲の観測シグニチャ、つまり雲の衝突を示しています。特に、位置図にはV字型の構造があり、速度図と、-20km/s雲と-14km/s雲の間に補完的な空間分布があります。これらの観測シグネチャに基づいて、クラスター内の大規模な星の形成が2つの雲の間の衝突によってトリガーされたシナリオを提案します。衝突の経路長と想定される速度分離を使用して、衝突のタイムスケールを約1ミリと推定します。これは、以前の研究で推定されたクラスターの年齢に匹敵します。
NGC 3221の暖かく、長く、巨大な銀河系の媒体：XMM-ニュートンの発見
| Title |
The_warm-hot,_extended,_massive_circumgalactic_medium_of_NGC_3221:_an_XMM-Newton_discovery |
| Authors |
Sanskriti_Das,_Smita_Mathur_and_Anjali_Gupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13953 |
Suzakuデータを使用して、L$^\star$銀河NGC3221にある暖かい高温の銀河系（CGM）に関する$3.4\sigma$の証拠を見つけました。ここでは、XMM-Newtonデータを提示し、効率的で厳密なかすかなCGM信号を抽出するために定義された方法。銀河系の30〜200kpc以内で$>4\sigma$の有意性でCGM検出を確認します。私たちは、CGMが$150$kpcを超えて拡張されると$99.62\％$の信頼で主張します。CGMの平均温度は2.0$^{+0.2}_{-0.3}\times10^6$Kですが、等温ではありません。125kpcまで低下する温度勾配と100kpc以内の超ビリアル温度の示唆的な証拠を見つけます。銀河CGMで超ビリアルな温度成分が検出されましたが、これは、渦巻銀河の暖かくて熱いCGMで温度勾配が観測されたのは初めてです。排出量測定プロファイルは、$\beta-$モデルまたは一定密度プロファイルのいずれかによく適合しています。温度と密度のプロファイルを制約するには、より深いデータが必要です。また、温熱CGMがNGC3221の最も大きなバリオン成分であるという朱雀の結果を確認しました。
銀河の形態とその大規模環境との相互情報の統計的有意性に関する研究
| Title |
A_study_on_the_statistical_significance_of_mutual_information_between_morphology_of_a_galaxy_and_its_large-scale_environment |
| Authors |
Suman_Sarkar,_Biswajit_Pandey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13974 |
銀河の形態とその大規模環境との間のゼロ以外の相互情報は、SDSSに数十Mpcまで存在することが知られています。もしあれば、これらの相互情報の統計的有意性をテストすることが重要です。これらの非ゼロ相互情報の統計的有意性をテストし、SDSSおよびMillenniumRunシミュレーションに適用するために、3つの異なる方法を提案します。SDSS銀河の空間情報に影響を与えずに形態情報をランダム化し、元のデータセットとランダム化されたデータセットの相互情報量を比較します。また、銀河の分布をより小さなサブキューブに分割し、それらをランダムに何度もシャッフルして、銀河の形態情報をそのまま維持します。元のSDSSデータの相互情報と、さまざまなシャッフル長に対するシャッフル実現を比較します。t検定を使用すると、形態と環境の間に統計的に有意な（99.9％の信頼水準で）相互情報が、調査された全長スケールまで存在することがわかります。また、位置の密度に基づいて制御された方法で形態を銀河に割り当てる、半解析的銀河カタログのモックデータセットを使用して別の実験を行います。実験は、相互情報が形態と環境の間の物理的相関を効果的に捉えることができることを明確に示しています。私たちの分析は、形態と環境の間の物理的な関連付けが現在考えられているよりもはるかに長い長さスケールに及ぶ可能性があり、相互情報が銀河の特性の大規模な環境依存性の研究に役立つ統計的尺度として使用できることを示唆しています。
銀河の渦巻き模様のパラメータの調査：腕の幅
| Title |
Investigation_of_the_parameters_of_spiral_pattern_in_galaxies:_the_arm_width |
| Authors |
Aleksandr_Mosenkov,_Sergey_Savchenko,_Alexander_Marchuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13994 |
この作業では、正面の渦巻銀河のサンプルの渦巻構造のパラメーターを決定します。実際には、腕の数、その形状、腕のコントラストなど、観測されたスパイラル構造の特性の多様性のため、この問題の解決は困難な作業です。この研究では、分析に基づいて銀河のスパイラル構造を研究します腕の方向に垂直なフォトメトリックカットの例。この方法は、これらのスライスの分析関数による近似と、この近似の近似パラメーターを使用したスパイラル構造のパラメーター（アーム幅、非対称、ピッチ角）の導出に基づいています。このアルゴリズムは、スローンデジタルスカイサーベイから選択された155個の銀河のサンプルにさまざまな通過帯域で適用されています。この論文では、腕の幅の結果のみを考慮します。ほとんどの螺旋は、ガラクトセントリック距離でその幅の増加を示します。私たちのサンプルでは、わずか14％の銀河だけが反対の傾向を示しているか、すべての半径でほぼ一定の腕幅を持っています。
巨大ブラックホールの拡大による遠赤外線星雲スペクトルの特徴
| Title |
Far-infrared_nebular_spectral_features_from_growing_massive_black_holes |
| Authors |
Evgenii_O._Vasiliev,_Yuri_A._Shchekinov,_Biman_B._Nath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.14036 |
超大質量ブラックホール（BH）とそのホスト銀河は、フィードバックによって相互に関連しており、ハッブル時間全体で共評価されていると考えられています。この関係は、BH質量$M_\bullet$とホスト銀河の恒星のふくらみ$M_\ast$の質量の間の近似比例によって強調されています。ただし、比率$M_\bullet/M_\ast$の大きな広がりと赤方偏移$z\sim8$でのBH質量のかなりの過剰は、中心の巨大なBHとホスト銀河の恒星集団の共進化が変動を経験した可能性があることを示していますその強さで。これらの問題は、関連する質量（BH、星、ガス）のロバストな決定を必要とします。これは、未解決の遠方の高赤方偏移銀河の場合は困難です。このペーパーでは、BHの相対質量、ガス質量、恒星質量について教えてくれるスペクトル診断を特定しようとしています。成長する巨大なBHを抱え、星や星間/銀河系ガスを形成する銀河のSEDの一般的な特徴を考慮します。私たちは、大規模なBHの成長と星の個体群の形成の進化的エピソードで起こり得る優勢または断続的な変動の観察的徴候に焦点を当てています。星の形成と大規模なBH成長の単純化されたシナリオ、およびガスの化学組成、ダストフリーガス、およびダスト含有率が金属含有量の$1/3$のガスの単純なモデルを検討します。成長しているBH、星の数、星間ガスの星雲の放射の複合放射スペクトルの広帯域多周波観測（X線からサブミリメートル）は、それらの質量を推定するのに十分であると主張します。
表面反応障壁に対するガス粒子化学モデルの感度：主要な炭素挿入反応、C + H $ _2 $ $ \ rightarrow $ CH $ _2 $からの影響
| Title |
Sensitivity_of_gas-grain_chemical_models_to_surface_reaction_barriers:_Effect_from_a_key_carbon-insertion_reaction,_C_+_H$_2$_$\rightarrow$_CH$_2$ |
| Authors |
Matja\v{z}_Simon\v{c}i\v{c},_Dmitry_Semenov,_Serge_Krasnokutski,_Thomas_Henning,_Cornelia_J\"ager |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.14129 |
現代のガス粒子宇宙化学モデルの実現可能性は、特に表面プロセスの正確な反応速度データの可用性に依存します。最も豊富な種のいくつかの間の重要な表面反応のエネルギー障壁Eaに対するガス粒子化学モデルの感度を調べます：CとH2（表面C+表面H2=表面CH2）。ガス粒子コードALCHEMICを使用して、密度（nH：10^{3}-10^{12}cm^{-3}）と温度（T：10-300K）、濃い星間物質に典型的なUV暗（Av=20mag）および部分的にUV照射（Av=3mag）の条件を想定。表面反応のエネルギー障壁の2つの値、Ea=2500K（元々はネットワークに実装されている）とEa=0K（実験室で測定され、量子化学シミュレーションによって計算された）を考慮しました。C+H2=CH2表面反応がバリアレスである場合、表面の炭素原子のメタン氷へのより急速な変換が発生することがわかります。CHn炭化水素の氷の過剰生産は、より複雑な炭化水素、シアン化物、ニトリル、およびCSを含む種の表面形成に影響を与えます。同じように。その結果、存在量が1Myrで2倍以上変化する可能性のある重要な種には、原子状炭素、小さな一炭酸（C1）および二炭酸（C2）炭化水素、CO2、CN、HCN、HNC、HNCO、CS、H2CO、H2CS、CH2CO、およびCH3OH（ガスまたは氷、あるいはその両方）。主要な種、CO、H2O、およびN2、ならびにO、HCO+、N2H+、NH3、NO、およびほとんどのS含有分子の存在量は、ほとんど影響を受けません。宇宙化学モデルの精度を向上させるには、表面反応障壁のさらに正確な実験室測定と量子化学計算が重要になります。
銀河シンクロトロン偏光前景における半球の利き手
| Title |
Hemispheric_handedness_in_the_Galactic_synchrotron_polarization_foreground |
| Authors |
Axel_Brandenburg,_Marcus_Br\"uggen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.14178 |
天の川の大規模な磁場は$\alpha\Omega$ダイナモによって生成されると考えられています。これは、銀河円盤の中央平面の北と南で反対の利き手を持つ必要があることを意味します。ここでは、ウィルキンソンマイクロ波異方性プローブからの偏光データを使用して、利き手のこの変動を検出しようとします。全球ダストとシンクロトロン放射の直線偏波のパリティー偶数とパリティー奇数の構成要素の以前の分析は、これら2つのコンポーネントのスペクトル空間における、およびそれらの間の2次相関に焦点を当てていました。ここでは、対照的に、磁場自体の奇奇分極を分析し、北半球と南半球の銀河半球で反対の符号があることを示しています。これは、銀河における磁気ヘリシティの存在を示唆しているため、銀河ダイナモモデルの重要な診断になります。銀河の平均場ダイナモモデルとの比較は、幅広い質的な一致を示しています。モデルで観測者が銀河の中心から十分に離れている場合、方位角で平均化されたパリティ-奇数偏光の観測された半球依存性が回復します。
SPICA観測によるGalaxy Evolutionの物理学
| Title |
The_physics_of_Galaxy_Evolution_with_SPICA_observations |
| Authors |
Luigi_Spinoglio,_Juan_A._Fernandez-Ontiveros,_Sabrina_Mordini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.14222 |
宇宙の正午（赤方偏移1<z<3）での銀河の進化は、ほこりで覆われた相を通過し、その間にほとんどの星が形成され、銀河核のブラックホールが輝き始めました。レストフレームの中間から遠赤外線スペクトルを明らかにする必要があります。これらの周波数では、ダストの消滅は最小限であり、ほとんどの天体物理学の領域をトレースする、さまざまな原子および分子遷移が発生します。将来のIR宇宙望遠鏡ミッションSPICAは、現在第5中型ESAコズミックビジョンミッションの評価段階にあり、T<8Kに冷却された2.5mミラーで完全に再設計されて、このような観測が行われます。SPICAは、ボイドからクラスターコアまで、宇宙時間の90％以上にわたって、星形成とブラックホール降着の隠れた側面の3次元分光ビューを初めて提供します。ここでは、SPICAが銀河の進化の研究で何をするかについて概説します。
ASASSN-18pgの興亡：TDEの初期から後期まで
| Title |
The_Rise_and_Fall_of_ASASSN-18pg:_Following_a_TDE_from_Early_To_Late_Times |
| Authors |
Thomas_W.-S._Holoien,_Katie_Auchettl,_Michael_A._Tucker,_Benjamin_J._Shappee,_Shannon_G._Patel,_James_C._A._Miller-Jones,_Brenna_Mockler,_Dani\`el_N._Groenewald,_Jonathan_S._Brown,_Christopher_S._Kochanek,_K._Z._Stanek,_Ping_Chen,_Subo_Dong,_Jose_L._Prieto,_Todd_A._Thompson,_Rachael_L._Beaton,_Thomas_Connor,_Philip_S._Cowperthwaite,_Linnea_Dahmen,_K._Decker_French,_Nidia_Morrell,_David_A._H._Buckley,_Mariusz_Gromadski,_Rupak_Roy,_David_A._Coulter,_Georgios_Dimitriadis,_Ryan_J._Foley,_Charles_D._Kilpatrick,_Anthony_L._Piro,_C\'esar_Rojas-Bravo,_Matthew_R._Siebert,_and_Sjoert_van_Velzen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13693 |
ピーク光の前の54日間からピーク光の441日後までの潮汐破壊イベントASASSN-18pgのほぼ500日間の観測を示します。私たちのデータセットには、X線、UV、光学測光、光学分光法、電波観測、およびTDEの最初に公開された分光偏光観測が含まれます。ASASSN-18pgは、2018年7月11日に$d=78.6$Mpcの距離にある超新星全天自動調査（ASAS-SN）によって発見され、ピークUVマグニチュードが$m\simeq14$の場合、両方とも1つですこれまでに発見された最も近くて明るいTDEの数。測光データにより、ピークまでの上昇とTDEの長期的な進化の両方を追跡できます。ASASSN-18pgは、光度$L\simeq2.2\times10^{44}$ergs$^{-1}$でピークに達し、その遅い時間の進化は、フラックス$\proptot^{-5よりも浅い/3}$べき乗則モデル。他のTDEで見られたものと同様です。ASASSN-18pgは、ピーク前のボーエン蛍光と一致するバルマーラインと分光学的機能を示しましたが、ピーク後約225日間は検出可能でした。2成分H$\alpha$プロファイルの分析は、それらが降着円盤からの放出の再処理の結果である場合、異なる分光線が$\sim10$と$\sim60$light-ブラックホールからの日数。TDEからのX線放射は検出されず、ラジオでジェットまたは強い流出が検出された形跡はありません。私たちの分光偏光測定の観測は、少なくとも$\sim0.65$の軸比を持つ発光領域で、発光領域に有意な非球面性があることを示す強力な証拠を提供していません。
候補となる遷移ミリ秒パルサー4FGL J0427.8-6704の光学、X線、および$ \ gamma $線の観測
| Title |
Optical,_X-ray,_and_$\gamma$-ray_observations_of_the_candidate_transitional_millisecond_pulsar_4FGL_J0427.8-6704 |
| Authors |
M._R._Kennedy,_R._P._Breton,_C._J._Clark,_V._S._Dhillon,_M._Kerr,_D._A._H._Buckley,_S._B._Potter,_D._Mata_S\'anchez,_J._G._Stringer,_T._R._Marsh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13718 |
関連する$\gamma$-rayの対応物である4FGLJ0427.8-6704を備えた日食X線バイナリである1SXPSJ042749.2-670434の光学的、X線、および$\gamma$-rayの研究を紹介します。この関連付けにより、ソースが降着状態の遷移ミリ秒パルサー（tMSP）として分類されました。10.5年のフェルミLATデータを分析し、>\$sigma$レベルでの光学およびX線食と同じ位相で$\gamma$線食を検出し、2.8$\sigma$の大幅な改善前の検出のレベル。この日食の確認により、X線源と$\gamma$線源の間の関連付けが固まり、tMSP分類が強化されます。ただし、いくつかの光学データセットの分析とX線観察では、長いタイムスケールでの光源の中央値の明るさの変化や、短いタイムスケールでのバイモダリティの変化は明らかになりません。代わりに、光の曲線は、$\sim$21分の潜在的な準周期的振動と並んで2.6分の相関時間を持つフリッカーによって支配されます。主星と副星の質量は$M_1=1.43^{+0.33}_{-0.19}$M$_{\odot}$と$M_2=0.3^{+0.17}_{-0.12}に制限されています$M$_{\odot}$光学的光度曲線のモデリングを通じて。これはまだ白色矮星の原色と一致していますが、$\gamma$-rayEclipse検出の重要性のため、低降着状態の分類では遷移ミリ秒パルサーを優先しています。
中性子星における回転差の程度は、内部磁場のトポロジーが開いているか閉じているかに依存するという分析的議論が進んでいます。このアサーションをテストするために、理想的な電磁流体力学ソルバーPLUTOを使用して、導電性の異なる回転する球形のシェルで、開いたトポロジーと閉じたトポロジーの磁場によって通される非圧縮性の粘性流体の流れを数値的に調査します。外球との剛体の同時回転は、外球の北半球と南半球を結ぶ磁力線に沿って、アルフの時間スケールで強制されます。ただし、他のフィールドラインに沿って、動作はより複雑です。例えば、初期点の双極子場は、主にトロイダルであるが開いた磁力線の束で囲まれた少なくとも1つの主にトロイダルでほぼ閉じた磁力線を含むほぼ閉じた赤道磁束管を生成するように進化します。赤道フラックスチューブ内では、磁力線平均の磁気張力がゼロに近づき、流体は差動的に回転し、フラックスチューブのトロイダル表面の境界条件に一致するように粘性タイムスケールでその角速度を調整します。赤道磁束管の外側では、開いた磁力線に沿って平均化された磁気張力が減少するため、差回転が増加します。
パルスULXと非パルスULX：氷山が出現
コヒーレントX線パルシング（PULX）を備えた超発光X線源（ULX）には、中性子星のスピン軸が中央降着円盤から大幅にずれている可能性があります。放出をコリメートし、見かけのスーパーエディントン光度を生成する漏斗での散乱は、パルス率とX線光子エネルギーの間に観測された相関の最も可能性の高い原因です。中性子星のスピンが内部ディスクに密接に整列しているシステムでは、脈動が抑制されており、一部のULXが強い磁場を示すサイクロトロンの特徴を示すがパルスを発生しない理由を説明しています。ほとんどの中性子星ULXがパルス化されないように、整列（またはおそらく降着による場の抑制）はULX寿命のかなり短い部分で発生することをお勧めします。その結果、さらに、ほとんどすべてのULXに、ブラックホールや白色矮星ではなく、中性子星の降着体が実際にあることを示唆しています。
| Title |
Eccentric_grazing_envelope_evolution_towards_type_IIb_supernova_progenitors |
| Authors |
Dmitry_Shishkin,_Noam_Soker_(Technion,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.14096 |
タイプIIb超新星（SNeIIb）の形成のための放牧エンベロープ進化（GEE）チャネルのフレームで偏心バイナリシステムの進化をシミュレートし、ジェットによる余分な質量の除去によりSNeIIbの形成のパラメーター空間が増加することを確認しますこのチャンネルで。GEEにおける離心率とジェットによる余分な質量の除去の役割を調査するために、恒星の進化論的コードMESA〜binaryを使用します。初期の一次および二次質量は、それぞれM1i=15MoおよびM2i=2.5Moです。600-1000Roの初期の準主軸と、e=0-0.9の範囲の離心率を調べます。ロシュローブオーバーフロー（RLOF）とジェットによる質量の除去、それに続くSNIIb前駆体からの風によって、爆発する星にM（H、f）=0.05Moの水素質量が残ります。これは、SNIIb前駆細胞と互換性があります。ジェットによる余分な質量除去がある場合とない場合の多くの場合、システムは一般的なエンベロープ進化（CEE）フェーズに入り、そこから抜け出すことができます。大きな不確実性にもかかわらず、ジェットによる余分な質量除去は、システムがCEEから出る可能性を大幅に高めます。これにより、円軌道に関する以前の結論が強化されます。場合によっては、ジェットによる大量除去なしで、RLOFだけでSNIIb前駆細胞を形成することができます。GEEチャネル内のジェットによる余分な質量の除去により、RLOFのみによる場合と比べて、前駆細胞の数が約2倍増加すると推定します。
赤い巨人からの衝撃波発生：分析的および数値的予測
| Title |
Shock_breakouts_from_red_supergiants:_analytical_and_numerical_predictions |
| Authors |
Alexandra_Kozyreva,_Ehud_Nakar,_Roni_Waldman,_Sergei_Blinnikov,_Petr_Baklanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.14097 |
衝撃波ブレークアウト（SBO）信号は、重力波とニュートリノ以外の超新星爆発の最初の兆候です。ボロメータの光度や色温度などのSBOの観測特性は、超新星の始祖と爆発パラメーターに接続します。SBOまたはSBO冷却を検出すると、崩壊している星の前駆モデルと爆発モデルが制約されます。最近発売されたeROSITA望遠鏡に照らして、SBOの検出率は1年に数回のイベントです。現在の研究では、Shussmanらによって導出された分析式を調べます。（2016）。放射流体力学コードSTELLAで爆発を実行しながら、彼らの研究から4つの赤い超巨大モデルを使用します。ボロボロ光度とSBO中の色温度の分析的アプローチと数値的アプローチの間に良い一致があると結論付けます。時間のかかる数値シミュレーションを実行する代わりに、グローバルな超新星パラメーターに基づくSBO信号の解析式を使用できます。SBOスペクトルの解析式が有効なスペクトル範囲を定義します。SBOスペクトルエネルギー分布の改善された分析式を提供します。分析的研究によって導き出された半径への色温度の依存性を確認し、初期の観察を使用して前駆体半径を制限することを提案します。さらに、eROSITA装置で見られる赤い巨人からのSBO信号の予測を示します。
強力な重力レンズを使用して超新星の最も初期のモーメントを観察する
| Title |
Observing_the_earliest_moments_of_supernovae_using_strong_gravitational_lenses |
| Authors |
Max_Foxley-Marrable,_Thomas_E._Collett,_Chris_Frohmaier,_Daniel_A._Goldstein,_Daniel_Kasen,_Elizabeth_Swann_and_David_Bacon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.14340 |
レンズ化時間遅延を利用して、爆発の瞬間から重力レンズ効果のある超新星（gLSNe）を観測することの可能性を決定します。もっともらしいディスカバリー戦略を想定して、レガシースペースアンドタイム（LSST）とZwickyTransientFacility（ZTF）は、最終的に超新星（SN）が爆発する前に、年間$\sim$110および$\sim$1システムを発見しますそれぞれ画像。システムは、最終爆発の11.7$^{+29.8}_{-9.3}$日前に識別されます。次に、LSSTで発見されたシステムで、タイプIIPおよびタイプIaSNeの初期段階の観測値を使用して前駆モデルを制約する可能性を探ります。シミュレートされたタイプIIP爆発を使用して、1年に1つのトレーリングイメージの衝撃波が$B$バンド（$F218W$）で$\lesssim$24.1等（$\lesssim$23.3）でピークになると予測しますが、$\sim$30分のタイムスケール。タイプIaコンパニオンインタラクションの分析モデルを使用すると、$B$バンドで、すべてを想定して$\lesssim$26.3mag（$\lesssim$29.6）でピークとなる少なくとも1回の衝撃冷却エミッションイベントを観察する必要があることがわかりますタイプIagLSNeには、1M$_\odot$赤い巨人（メインシーケンス）のコンパニオンがあります。ベイジアン分析を実行して、ヨーロッパの超大型望遠鏡での1時間の露出での深い観察がタイプIaの始祖個体群をどの程度区別するかを調査します。すべてのタイプIaSNeが二重縮退チャネルから進化した場合、10（50）の後続画像での初期の青色フラックスの欠如の観察により、1M$を持つ人口の27％（19％）以上が除外されることがわかります。_\odot$メインシーケンスのコンパニオンは95％の信頼度。
X線パルサーGX 301 $-$ 2で逆行中性子星の発見
| Title |
Discovery_of_a_retrogradely_rotating_neutron_star_in_the_X-ray_pulsar_GX_301$-$2 |
| Authors |
Juhani_M\"onkk\"onen,_Victor_Doroshenko,_Sergey_S._Tsygankov,_Armin_Nabizadeh,_Pavel_Abolmasov_and_Juri_Poutanen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.14347 |
Fermi/GBMによる長期モニタリングを使用して、軌道に沿った低速X線パルサーGX301$-$2のスピン進化の分析について報告します。観測的に確認された降着シナリオと角運動量の降着の解析モデルに基づいて、このシステムでは、中性子星が逆方向に、つまり軌道運動とは反対方向に回転することを示します。このようなシステムの最初の発見は、適切な降着トルクで降着するシステムにおける逆行性回転の主要な可能性を証明し、X線パルサーのスピン進化の理解、それらの初期の推定に重大な結果をもたらす可能性がありますスピン周期、およびそれらの進化の最終的な結果。
FAST TGVコロナグラフによる焦点面波面センシング
質量の低い太陽系外惑星を直接画像化するための継続的なプッシュと、明るい星の周りを周回するより近い分離は、準静的収差と残留補償光学（AO）収差の両方によって制限されたままです。以前の論文では、これらの両方の制限に対処するために、セルフコヒーレントカメラ（SCC）の設計の変更を提案しました。これは、FastAtmosphericSCCTechnique（FAST）と呼ばれます。このホワイトペーパーでは、FASTフォーカルプレーンマスクデザインに追加の変更を加え、既存のチップ/チルトおよびガウスコンポーネントを含め、チャージ4ボルテックス（TGV）コンポーネントを追加します。以前の設計のようにSCCフリンジの信号対雑音比（S/N）を高めることに加えて、星に近い分離で高コントラストに到達するようにFASTTGVマスクも最適化されていることを示します。このホワイトペーパーでは、数値シミュレーションを使用して、以前に提案されたチップ/チルト+ガウスマスクと比較して、この新しいマスクを使用して準静的収差を補正する際のパフォーマンスの向上を検討します。アクティブな変形可能ミラーコントロールを使用して、調整されたハーフダークホールを生成すると、コントラストが2〜5$\lambda/D$で約200倍、5〜20$\lambda/D$で最大10倍改善されます。この論文で提示された新しい方法論は、コントラストとフリンジS/Nの両方を同時に考慮しており、コロナグラフが回折減衰器と波面センサーの両方として二重性であると考えられるコロナグラフ設計の新しいイデオロギーへの扉を開きます。
無次元の星の識別
この研究では、焦点距離と光軸のオフセット値があまり正確でない場合に、広い視野のスタートラッカーで観測された星を確実に識別するための新しい「無次元」星識別アルゴリズムを紹介します。このアルゴリズムは、焦点距離や光軸オフセットの公称動作範囲からのずれにより星の識別に失敗したときに、公称空間損失アルゴリズムを補完するのに特に適しています。これらの偏差は、例えば、発射振動または軌道の熱変動によって引き起こされる可能性があります。アルゴリズムのパフォーマンスは、精度、速度、ロバスト性の点でピラミッドアルゴリズムと比較されます。これらの比較は、これらの方法論を組み合わせたアプローチが提供する明確な利点を強調しています。
広帯域のファブリペロー干渉計のモードスペクトルの周波数安定性
| Title |
Frequency_stability_of_the_mode_spectrum_of_broad_bandwidth_Fabry-Perot_interferometers |
| Authors |
Jeff_Jennings,_Ryan_Terrien,_Connor_Fredrick,_Michael_Grisham,_Mark_Notcutt,_Samuel_Halverson,_Suvrath_Mahadevan,_Scott_A._Diddams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13770 |
白色光源で照らされた場合、ファブリペロー干渉計（FP）の個別の共振は、周波数校正に役立つ広い帯域幅の櫛のようなスペクトルを提供します。それぞれ380nmから930nmおよび780nmから1300nmに及ぶ、受動的に安定化された低フィネス（〜40）の2つの平面FPの設計、構築、および実験室での特性評価を報告します。公称自由スペクトル範囲はそれぞれ20GHzおよび30GHzです。これらの装置は、太陽系外惑星の半径方向速度検索で天文スペクトログラフを較正することを目的としています。各FPで広く分離された3つの共振の周波数ドリフトを追跡することにより、1x10^（-10）/日という低い周波数ドリフト率を測定します。ただし、フラクショナルドリフトレートは3つのサンプル波長で変化するため、2つの特定の共振モードのドリフトがモード数の比率と一致しません。この動作の考えられる原因を調査し、FPの温度と光パワーの感度を定量化します。私たちの結果は、ファブリーペロー干渉計が、天文学やその他の広帯域分光アプリケーション用の堅牢で周波数安定なキャリブレータとして進歩していることを示していますが、これらのシステムの色特性評価の必要性も強調しています。
データ同化による小さな太陽系本体の熱物理モデリングとパラメータ推定
| Title |
Thermophysical_modelling_and_parameter_estimation_of_small_solar_system_bodies_via_data_assimilation |
| Authors |
M._Hamm_and_I._Pelivan_and_M._Grott_and_J._de_Wiljes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13804 |
熱赤外観測から熱慣性などの熱物理特性を導き出すことで、惑星体の表面物質の構造に関する有用な洞察が得られます。これらの特性の推定は、通常、熱物理モデルによって計算された温度変化を赤外線観測に適合させることによって行われます。複数の自由なモデルパラメーターの場合、最小二乗フィッティングやマルコフチェーンモンテカルロ法などの従来の方法は、計算コストがかかりすぎます。その結果、いくつかの熱物性パラメータとそれらの対応する不確実性および相関を同時に推定することは、多くの場合、計算上実行不可能であり、分析は通常、1つまたは2つのパラメータの当てはめに限定されます。データ同化方法は、多数のパラメーターでも十分に正確であり、計算上手頃な価格でありながら、堅牢であることが示されています。このペーパーでは、小惑星表面の熱物理モデリングに、標準的な順次データ同化手法であるEnsembleSquareRootFilterを紹介します。この方法は、地球近くの小惑星（162173）リュウグウの表面にある単一の岩の日中の温度変化を測定したMARA装置の赤外線観測を再分析するために使用されます。熱慣性は$295\pm18$$\mathrm{J\、m^{-2}\、K^{-1}\、s^{-1/2}}$と推定されますが、5つすべては自由です最初の分析のパラメーターは変化し、同時に推定されます。この熱慣性推定に基づいて、ボルダーの熱伝導率は0.07〜0.12$\mathrm{W\、m^{-1}\、K^{-1}}$と推定され、気孔率は0.30と推定されますおよび0.52。熱物理パラメータの導出で初めて、すべてのフリーモデルパラメータの相関と不確実性が推定手順に組み込まれるため、以前に導出されたパラメータよりも結果が正確になります。
雨を降らせる：私に望遠鏡の時間を与えることで干ばつを減らす方法
このホワイトペーパーでは、最近の観測ラン（2018および2019）と悪天候との相関関係を評価し、これらの観測ランが他の場合に予想されるよりもはるかに多い降雨（200％以上の増加）を示したことを示します。さらに、干ばつに直面している、または今後直面するであろう地域の多くの観測所を調査し、世界中にある施設で異常な量の望遠鏡時間を提供する望遠鏡割り当て委員会から、強力な環境上の利益がもたらされることを示唆します。
Einsteinリングデコンボリューションで外大陸を解決する
太陽重力レンズの焦点への使命は、前例のない角度分解能と感度で画像を生成することができます。他の地球のような太陽系外惑星の大陸の時変熱シグネチャを解決しようとする状況では、アインシュタインリングの強度の方位角変化を使用して、画像再構成のパフォーマンスを向上させるアプローチを開発します。一般相対性理論に対する最初のポストニュートン近似では、ソース平面内の任意のディスク強度分布がアインシュタインリングの周りの狭い環にマッピングされ、各方位角要素はディスク内のセクターに対応します。さまざまな固定信号対雑音比での行列ベースの線形測定モデルは、この追加情報が画像がまばらにサンプリングされたときに再構成を改善するのに役立ち、積分時間と時間誤差を改善できることを示しています。さまざまな問題と将来の展望について議論します。
パルサータイミングアレイによる重力波観測のための機械学習
| Title |
Machine_Learning_for_the_Gravitational_Wave_Observation_with_Pulsar_Timing_Array |
| Authors |
Jin_Li,_MengNi_Chen,_Yi_Feng,_Di_Li,_Yuanhong_Zhong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13928 |
パルサータイミングアレイ（PTA）は、近い将来に低周波の重力波を検出するための最も潜在的なアプローチの1つとして証明されています。現在、PTAはGW信号を捕捉していませんが、関連する多数の理論的研究といくつかの意味のある検出限界がありました。この論文では、個々の超大質量バイナリーブラックホール（SMBBH）からのナノヘルツ重力波（GW）に焦点を当てます。特定のパルサーPSRJ1909$-$3744を指定すると、ガウスホワイトノイズを含むPTAの対応するGW$-$誘導タイミング残差をシミュレーションできます。次に、ニューラルネットワークに基づく機械学習を使用して、シミュレートされたPTAデータの分類と潜在的なGWソースのパラメーター推定を提示します。分類器として、畳み込みニューラルネットワーク（CNN）は、信号対雑音比$\geq$7（対応するGWの無次元振幅は$h\geq2\times10^{-15}$）で優れたパフォーマンスを示します。一方、リカレントニューラルネットワーク（RNN）とベイズニューラルネットワーク（BNN）をチャープ質量（$\mathcal{M}$）推定に適用すると、平均相対誤差と$\mathcal{の不確実性を提供できますM}$。それは天体物理学の観察にとって重要です。私たちの場合、チャープ質量推定の平均相対誤差は、PTA感度で$15\％$未満です。これらの結果は、シミュレートされたPTAデータで得られますが、PTAデータ分析でインテリジェントな処理を実現するために重要です。
Muztagh-ataサイトIIでのサイトテスト：統計の表示
| Title |
Site-testing_at_Muztagh-ata_site_II:_Seeing_statistics |
| Authors |
Jing_Xu,_Ali_Esamdin,_Jin-xin_Hao,_Jin-min_Bai,_Ji_Yang,_Xu_Zhou,_Yong-qiang_Yao,_Jin-liang_Hou,_Guang-xin_Pu,_Guo-jie_Feng,_Chun-hai_Bai,_Peng_Wei,_Shu-guo_Ma,_Abudusaimaitijiang_Yisikandee,_Le-tian_Wang,_Xuan_Zhang,_Liang_Ming,_Lu_Ma,_Jin-zhong_Liu,_Zi-huang_Cao,_Yong-heng_Zhao,_Lu_Feng,_Jian-rong_Shi,_Hua-lin_Chen,_Chong_Pei,_Xiao-jun_Jiang,_Jian-feng_Wang,_Jian-feng_Tian,_Yan-jie_Xue,_Jing-yao_Hu,_Yun-ying_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13998 |
この記事では、将来の中国の大型光/赤外線望遠鏡（LOT）プロジェクトをホストする候補サイトであるムスタフ・アタサイトについて、シーイングの統計的特性の詳細な分析を紹介します。測定は、2017年4月から2018年11月までの期間に異なる高さで、DifferentialImageMotionMonitor（DIMM）を使用して取得されました。11メートルと6メートルで見る中央値は非常に近いですが、地上とは大きく異なります。主に月・時ごとに11メートルのシーイングを分析しましたが、観測に最適な季節は晩秋から初冬で、秋は夜のみ晴れが見られました。温度の逆転、風速、方向への依存性の分析も行われ、見るのに最適な気象条件が与えられます。
gSeaGen：ニュートリノ望遠鏡用のKM3NeT GENIEベースのコード
| Title |
gSeaGen:_the_KM3NeT_GENIE-based_code_for_neutrino_telescopes |
| Authors |
Sebastiano_Aiello,_Arnauld_Albert,_Sergio_Alves_Garre,_Zineb_Aly,_Fabrizio_Ameli,_Michel_Andre,_Giorgos_Androulakis,_Marco_Anghinolfi,_Mancia_Anguita,_Gisela_Anton,_Miquel_Ardid,_Julien_Aublin,_Christos_Bagatelas,_Giancarlo_Barbarino,_Bruny_Baret,_Suzan_Basegmez_du_Pree,_Meriem_Bendahman,_Edward_Berbee,_Vincent_Bertin,_Simone_Biagi,_Andrea_Biagioni,_Matthias_Bissinger,_Markus_Boettcher,_Jihad_Boumaaza,_Simon_Bourret,_Mohammed_Bouta,_Mieke_Bouwhuis,_Cristiano_Bozza,_Horea_Branzas,_Marc_Bruchner,_Ronald_Bruijn,_J\"urgen_Brunner,_Ernst-Jan_Buis,_Raffaele_Buompane,_Jose_Busto,_David_Calvo,_Antonio_Capone,_V\'ictor_Carretero,_Paolo_Castaldi,_Silvia_Celli,_Mohamed_Chabab,_Nhan_Chau,_Andrew_Chen,_Silvio_Cherubini,_Vitaliano_Chiarella,_Tommaso_Chiarusi,_Marco_Circella,_Rosanna_Cocimano,_Joao_Coelho,_et_al._(187_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.14040 |
gSeaGenコードは、ニュートリノ相互作用によって引き起こされた、イベントの高統計サンプルを効率的に生成するために開発されたGENIEベースのアプリケーションで、ニュートリノ望遠鏡で検出可能です。gSeaGenコードは、トラックタイプのイベントとシャワーのようなイベントのトポロジの違いを考慮して、すべてのニュートリノのフレーバーによって引き起こされるイベントを生成できます。ニュートリノ相互作用は、検出器を取り巻く媒体の密度と組成を考慮してシミュレーションされます。gSeaGenの主な機能は、KM3NeTプロジェクト内でのそのアプリケーションのいくつかの例とともに提示されます。
Muztagh-ataサイトIでのサイトテスト：地上気象と空の明るさ
| Title |
Site-testing_at_Muztagh-ata_site_I:_Ground_Meteorology_and_Sky_Brightness |
| Authors |
Jing_Xu,_Ali_Esamdin,_Jin-xin_Hao,_Jin-min_Bai,_Ji_Yang,_Xu_Zhou,_Yong-qiang_Yao,_Jin-liang_Hou,_Guang-xin_Pu,_Guo-jie_Feng,_Chun-hai_Bai,_Peng_Wei,_Shu-guo_Ma,_Abudusaimaitijiang_Yisikandee,_Le-tian_Wang,_Xuan_Zhang,_Liang_Ming,_Lu_Ma,_Jin-zhong_Liu,_Zi-huang_Cao,_Yong-heng_Zhao,_Lu_Feng,_Jian-rong_Shi,_Hua-lin_Chen,_Chong_Pei,_Xiao-jun_Jiang,_Jian-feng_Wang,_Jian-feng_Tian,_Yan-jie_Xue,_Jing-yao_Hu,_Yun-ying_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.14079 |
サイトテストは、科学的研究の目標を達成するために重要であり、気象および光学観測条件の分析は、その基本的なタスクの1つです。12メートルの大型光/赤外線望遠鏡（LOT）をホストする可能性のある3つのサイトの1つとして、中国西部の新疆ウイグル自治区のパミール高原にあるムスタフアタサイトは、2017年春にサイトテストタスクを開始しました。、まずサイトの紹介から始め、次に、2つの標準気象センサーを備えた自動気象ステーションによって記録された、気温、気圧、相対湿度、風速、風向などの地上レベルの気象特性の統計分析を示します。年間。この期間の空の明るさのモニタリング結果も表示します。
太陽物理学における計算ツールの調査
| Title |
A_Survey_of_Computational_Tools_in_Solar_Physics |
| Authors |
Monica_G._Bobra,_Stuart_J._Mumford,_Russell_J._Hewett,_Steven_D._Christe,_Kevin_Reardon,_Sabrina_Savage,_Jack_Ireland,_Tiago_M._D._Pereira,_Bin_Chen,_David_P\'erez-Su\'arez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.14186 |
SunPyプロジェクトは、太陽物理コミュニティのソフトウェアとハードウェアの使用法を理解するために、13問の調査を作成しました。35か国の太陽物理学コミュニティの364人のメンバーが私たちの調査に回答しました。回答者の99$\pm$0.5％が調査にソフトウェアを使用し、66％がPython科学ソフトウェアスタックを使用していることがわかりました。学生は、教職員、科学者、研究者の2倍の確率で、InteractiveDataLanguage（IDL）ではなくPythonを使用しています。この点で、宇宙物理学と太陽物理学のコミュニティは大きく異なります。サンプルの太陽物理学の教員、スタッフの科学者、研究者の78％はIDLを使用していますが、MomchevaとTollerud（2015）がサンプリングした宇宙物理学の教員と科学者は44％です。回答者の63$\pm$4％は、学部レベルまたは大学院レベルでコンピュータサイエンスのコースを受講していない。また、ほとんどの回答者が消費者向けハードウェアを利用して太陽物理学研究用のソフトウェアを実行していることもわかりました。回答者の82％は宇宙ベースまたは地上ベースのミッションからのデータを処理しますが、その一部（たとえば、太陽ダイナミクス天文台やDanielK.Inouye太陽望遠鏡）は1日あたりテラバイトのデータを生成しますが、14％は地域または国のクラスターを使用します、5％は商用クラウドプロバイダーを使用し、29％はラップトップまたはデスクトップのみを使用しています。最後に、調査の結果、回答者の73$\pm$4％が科学的ソフトウェアを引用していることがわかりましたが、日常的に行っているのは42$\pm$3％だけです。
GBTを使用したリアルタイムFRB検索の初期結果
| Title |
Initial_results_from_a_realtime_FRB_search_with_the_GBT |
| Authors |
Devansh_Agarwal,_D.R._Lorimer,_M.P._Surnis,_X._Pei,_A._Karastergiou,_G._Golpayegani,_D._Werthimer,_J._Cobb,_M.A._McLaughlin,_S._White,_W._Armour,_D.H.E._MacMahon,_A.P.V._Siemion,_G._Foster |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.14272 |
データ分析パイプライン、試運転の観察、および以前にSurnisらが説明したRobertC.ByrdGreenBankTelescope（GBT）のGREENBURST高速無線バースト（FRB）検出システムからの初期結果を紹介します。21〜cmの受信機を使用して、他のプロジェクトと共同で観察しています。パイプラインは、最先端のディープラーニング分類器を使用して、ほとんどが無線周波数干渉に起因する非常に多くの偽陽性単一パルス候補を選別します。これまでの合計156.5日の観測では、システムパフォーマンスの優れた検証を提供する20の既知の無線パルサーから個々のパルスを検出しました。また、ブラインドインジェクション分析を通じて、パイプラインが信号対雑音比のしきい値12まで完全であることを示しています。観測モードに応じて、これは0.14--0.89〜Jyの範囲のピークフラックス感度に変換されます。これまでにFRBは検出されていませんが、その結果を使用してLawrenceetal。の分析を更新しました。FRBオールスカイレートを1〜Jyのピークフラックス密度より1日あたり$1140^{+200}_{-180}$に制限します。また、ソースカウントインデックス$\alpha=0.83\pm0.06$を制約します。これは、ソースカウント分布が標準キャンドルのユークリッド分布から予想されるよりも実質的にフラットであることを示します（$\alpha=1.5$）。この結果について、FRBの赤方偏移と光度分布のコンテキストで説明します。最後に、GREENBURST、およびその他の進行中および計画中のFRB実験を使用して、検出率の予測を行います。
角運動量、磁化、および原始星コアの付着
| Title |
Angular_Momenta,_Magnetization,_and_Accretion_of_Protostellar_Cores |
| Authors |
Aleksandra_Kuznetsova,_Lee_Hartmann,_Fabian_Heitsch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13697 |
以前の研究で星形成分子ガスの重力崩壊中に形成された雲コアの角運動量の以前の流体力学的研究に基づいて、理想的な電磁流体力学（MHD）を仮定してコアの特性を調べます。\emph{Athena}MHDコードに同じシンクパッチ実装を使用して、質量降着率、特定の角運動量、磁場とコアのスピン軸間の整列など、コアの統計的特性を特徴付けます$0.1\\mathrm{pc}$スケール。磁場強度とガス密度の観測された関係を再現する私たちのシミュレーションは、磁場が低密度の流れをコリメートし、フィラメント構造の位置をシードするのに役立つことを示しています。以前の純粋な流体力学的シミュレーションと一致して、星の（シンク）はフィラメントの不均一な環境内で形成され、コアへの降着は非常に一時的なものであり、特定の角運動量の長期的な単調増加はありません。原始星のコアのプロパティと動作の統計的特性を使用して、より現実的で自己矛盾のないディスク形成モデルを構築するための開始点を提供し、磁場が理想的なMHD限界での（大規模な）恒星円盤の発達を妨げるかどうかに対処するのに役立つ。
クールなT-Y褐色矮星と巨大な太陽系外惑星のための新しい大気モデルと進化モデル
| Title |
A_new_set_of_atmosphere_and_evolution_models_for_cool_T-Y_brown_dwarfs_and_giant_exoplanets |
| Authors |
Mark_W._Phillips,_Pascal_Tremblin,_Isabelle_Baraffe,_Gilles_Chabrier,_Nicole_F._Allard,_Fernand_Spiegelman,_Jayesh_M._Goyal,_Ben_Drummond_and_Eric_Hebrard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13717 |
私たちは、ATMO2020と呼ばれる、非常にクールな褐色矮星と自発光巨大太陽系外惑星の太陽金属大気と進化モデルの新しいセットを提示します。大気モデルは、最新の1D放射対流平衡コードATMOで生成されます、および$0.001-0.075\、\mathrm{M_{\odot}}$オブジェクトの内部構造と進化を計算するためのサーフェス境界条件として使用されます。私たちのモデルには、文献で利用可能な以前のモデルで使用されていた入力物理に対するいくつかの重要な改善が含まれています。最も注目に値するのは、abinitio量子分子動力学計算を含む新しいH-He状態方程式の使用により、恒星-星間境界で質量が$\sim1-2\％$増加し、水素と重水素燃焼最小質量。2つ目の重要な改善点は、大気モデルATMOの更新された分子不透明度に関するもので、これらの高温雰囲気の不透明度を正確にキャプチャするために必要なライン遷移が大幅に増えています。これにより、大気温度構造がより暖かくなり、さらに、冷却曲線とサブステラーオブジェクトの予測発光スペクトルが変化します。衝突により広がったカリウム共鳴ダブレットの治療に大きな改善が見られ、褐色矮星の赤色光スペクトルと近赤外スペクトルの形成におけるこれらの線の重要性が強調されています。モデルシミュレーションの3つの異なるグリッドを生成します。1つは平衡化学を使用し、2つは垂直混合による非平衡化学を使用します。3つすべてが大気の圧力-温度構造と矛盾なく計算されます。垂直混合が発光スペクトルと色の大きさの図に及ぼす影響を示し、$3.5-5.5\、\mathrm{\mum}$フラックスウィンドウを使用して、クールなT-Yスペクトルタイプのオブジェクトの垂直混合を較正する方法を強調します。
古代の主系列ソーラープロキシHIP 102152は、太陽の活動と回転運命を明らかにします
| Title |
The_ancient_main-sequence_solar_proxy_HIP_102152_unveils_the_activity_and_rotational_fate_of_our_Sun |
| Authors |
Diego_Lorenzo-Oliveira,_Jorge_Mel\'endez,_Geisa_Ponte,_Jhon_Yana_Galarza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13871 |
8歳の太陽双子HIP102152に基づいて、可能な将来の太陽の回転進化シナリオの詳細な分析を提示します。HARPS高ケイデンス観測（およびTESS光度曲線）を使用して、さまざまな活動プロキシ（Caの変調を分析しましたII、HIBalmer、およびNaI線）、35.7$\pm$1.4日の強い回転信号を見つけます（Ca\IIK線の場合、$\logB_{\rmfactor}\sim70$）。この値は、メインシーケンスの終わりに向けての太陽の滑らかな回転進化に関する理論的な期待と一致し、太陽年代後の回転年代学の使用を検証します。
2019/2020年の調光中のベテルギウスのSOFIA-EXES観測
| Title |
SOFIA-EXES_Observations_of_Betelgeuse_during_the_Great_Dimming_of_2019/2020 |
| Authors |
Graham_M._Harper,_Curtis_N._DeWitt,_Matthew_J._Richter,_Edward_F._Guinan,_Richard_Wasatonic,_Nils_Ryde,_Edward,_J._Montiel,_and_Amanda_J._Townsend |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13884 |
2019年10月、ベテルギウスはVバンドの明るさの低下を始め、準周期的な420日周期から予想される最小値を超え、記録された測光履歴で最も暗いものになりました。2019年12月にVLT/SPHERE（モンタージュ2020）で観測された観測では、星の南半分が2019年1月よりも著しく暗くなり、光球内またはその近くで大きな変化が起こったことを示しています。[FeII]25.99マイクと[SI]25.25マイク輝線のSOFIA-EXES高スペクトル分解能観測値を、前例のない2020年2月のVバンド輝度の最小値の間に取得した、周囲の流れの潜在的な変化を調査するために示します。これらのスペクトルは、Vマグニチュードが明るい相に典型的であった2015年と2017年に得られた観測と比較されます。いずれかのラインプロファイルによって反映されるガス速度の変化はごくわずかであり、フラックスと連続体の比率に大きな変化はないため、[FeII]/[SI]フラックス比に大きな変化はありません。吸収特性が2020年の連続体に現れたという証拠があります。上部光球からのアルヴェン波の交差時間は十分に長いため、大規模磁場の変化が星周[FeII]および[SI]ライン形成領域に到達するとは予想されません。3<R（R*）<20。ただし、光の通過時間は数時間程度であり、光度の低下によりダストガスの加熱速度と[OI]63.19マイク放射が減少する可能性があります。ほこりが多い。
LAMOST J040643.69 + 542347.8：銀河で最速の回転子
回転と連星相互作用は、重い星（>8Msun）の性質を理解する上で重要な役割を果たします。長時間のガンマ線バーストなど、いくつかの興味深いトランジェントは、高速で回転する大規模な星に起因すると考えられています。強い恒星風が金属に富む巨大な星を高速回転で効果的にスピンダウンできるため、銀河で臨界回転している単一の巨大な星を見つけることは非常に困難です。報告されている現在の研究では、Galaxyで最速の回転子、LAMOSTJ040643.69+542347.8の発見が報告されており、予測される回転速度vsiniは540km/sであり、これは前の記録保持者のそれよりも100km/s速いHD191423。星のスペクトルタイプはO6.5Vnnn（f）pです。そのHeI4471吸収線はブルーシフトと非対称ですが、そのHeII4686とHaは、その放出において中心的な吸収反転を持っています。それはまた、暴走する星であり、密接な連星相互作用の起源を意味します。大マゼランクラウドのVFTS285およびVFTS102（それらのvsini〜610km/s）と比較すると、LAMOSTJ040643.69+542347.8は独自の固有のスペクトル特性と以前のスペクトルタイプを持っています。さらに、LAMOSTJ040643.69+542347.8は明るく（B〜13.9等）、将来の高解像度分光フォローアップを可能にするのに十分です。
TESSデータで発見された長期間のApスター
TESS宇宙ミッションは、データが可変光度曲線である、星占い学、日食連星、回転年代学、およびその他の恒星天文学の分野で優れたデータを生成しています。TESSデータは、変動性を示す特異な星からの天体物理学的推論に優れていることを示しています。Ap星は、すべての主系列星の中で最も強い磁場を持っています。一部には、数ヶ月から数世紀のローテーション期間があることが示されています。それらの遅い回転の天体物理学的原因-ブレーキ機構-は確実には知られていない。これらの星はまれです。現在、既知の周期を持つ約3ダースがあります。磁気Apスターには、回転周期を正確に決定できる長寿命のスポットがあります。低周波変動を示さないTESSデータを持つほとんどのAp星は、27dのTESSセクターよりも長い回転周期を持つ必要があることを示しています。南部の黄道半球のTESSデータで60個のAp星が見つかり、回転変動はありません。そのうちの数個は極オンであり、6つはおそらく磁気軸と回転軸がほぼ整列しています。他の54のうち、31は以前に長い回転周期または低い推定赤道速度を持っていることが知られており、それが私たちの技術を証明しています。23は新しい発見です。これらは長期的な磁気研究の主要なターゲットです。また、長周期のApスターの22％がroApスターであるのに対し、TESSセクター1および2のデータで調査されたApスターのわずか4％であることがわかります。この作品は、非変光星からの天体物理学的推論を示しています。
{\ gamma} Velクラスターと近くのVela OB2関連付けのダイナミクス
| Title |
The_dynamics_of_the_{\gamma}_Vel_cluster_and_nearby_Vela_OB2_association |
| Authors |
Joseph_J._Armstrong,_Nicholas_J._Wright,_R._D._Jeffries,_R._J._Jackson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.14209 |
近くのOBアソシエーションにおける低質量星の運動学は、それらの起源と進化についての手がかりを提供することができます。2番目のガイアデータリリースで与えられた正確な位置、適切な動き、視差を、アングロオーストラリアの望遠鏡のエルメススペクトログラフで得られた半径方向速度測定と組み合わせて、私たちは、近くの$\gamma$Velクラスターとそれが投影されるVelaOB2関連。リチウムの存在は、ターゲットの若者を確認するために使用されます。Jeffriesらのメンバーシップ確率に基づいて、サンプルをクラスターと関連母集団に分けます。2014、その視差、および運動学。拡大は特に異方性ですが、3つの軸すべてに沿って少なくとも4$\sigma$の有意性を持つOBアソシエーション母集団の拡大の強力な証拠を見つけます。これらの結果について、クラスターおよび関連分散理論のコンテキストで説明します。
緯度分布の比較と偶数および奇数の黒点周期の進化
太陽周期12から太陽周期23（SC12-SC23）までの太陽黒点領域と、太陽周期8から太陽周期23（SC8-SC23）までの太陽黒点群の緯度分布と進化を、偶数周期と奇数周期で調べます。ライス分布は、偶数と奇数の両方の黒点グループの緯度の発生に最適な関数です。北/南のバタフライウィングの黒点の平均と分散はそれぞれ14.94/14.76と58.62/56.08であり、奇数の北/南のウィングの黒点の平均と分散はそれぞれ15.52/15.58と61.77/58.00です。したがって、偶数周期の翼の黒点グループは、奇数周期の翼の黒点グループよりも平均してやや低い緯度にあります。つまり、北半球の翼では約0.6度、南半球の翼では0.8度です。SC12とSC23の間の黒点領域の空間分析は、奇数と偶数の両方のサイクル、および両方の半球で、小さな黒点が大きな黒点よりも太陽の太陽緯度に低いことを示しています。黒点領域の一時的な進化は、4年後（正確には4.2〜4.5年の間）に大きな黒点の欠如を示します。つまり、サイクルの開始後、特に偶数サイクルの場合、約40％です。これは、グネヴィシェフのギャップに関連しており、平均的な黒点の緯度の進化が約15度を超えるときに発生します。ただし、偶数サイクルの方が奇数サイクルよりもギャップが明確です。Gnevyshevギャップは、サイクルを2つの異なる部分に分けます。太陽黒点サイクルの上昇相/サイクル最大値と下降相。
NGTS J214358.5-380102-最もエキセントリックな既知のM-DwarfバイナリシステムのNGTS発見
| Title |
NGTS_J214358.5-380102_--_NGTS_discovery_of_the_most_eccentric_known_M-Dwarf_binary_system |
| Authors |
Jack_S._Acton,_Michael_R._Goad,_Liam_Raynard,_Sarah_L._Casewell,_James_A.G._Jackman,_Richard_D._Alexander,_David_R._Anderson,_Daniel_Bayliss,_Edward_M._Bryant,_Matthew_R._Burleigh,_Claudia_Belardi,_Benjamin_F._Cooke,_Phillip_Eigm\"uller,_Samuel_Gill,_James_S._Jenkins,_Monika_Lendl,_Tom_Louden,_James_McCormac,_Maximiliano_Moyano,_Louise_D._Nielsen,_Rosanna_H._Tilbrook,_St\'ephane_Udry,_Christopher_A._Watson,_Richard_G._West,_Peter_J._Wheatley,_Jose_I._Vines |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.14314 |
次世代トランジット調査によって発見された偏心M-dwarfバイナリであるNGTSJ214358.5-380102の発見を紹介します。7.618日間のシステム期間は、多くの既知の日食M矮星バイナリシステムよりも長くなっています。軌道の離心率$0.323^{+0.0014}_{-0.0037}$は、周期とバイナリの準主軸に比べて大きくなっています。測光と放射速度のグローバルモデリングは、$M_A$=$0.426^{+0.0056}_{-0.0049}$、$M_B$=$0.455^{+0.0058}_{-0.0052}$と恒星の半径$R_A$の恒星の質量を示しています=$0.461^{+0.038}_{-0.025}$$R_B$=$0.411^{+0.027}_{-0.039}$、それぞれ。低質量星の恒星モデルとの比較は、1つの星がモデルの予測と一致しているのに対し、もう1つの星はかなり大きすぎることを示しています。システムのスペクトル分析は、モデル化された質量と半径の両方、およびNGTS測光のSEDフィッティングと一致する、スペクトルタイプM3Vのプライマリを示唆しています。知られている最も風変りなMドワーフバイナリとして、\Nstarlongは、恒星軌道の環状化における潮汐効果の強さへの興味深い洞察を提供します。
HD 196390：異なる存在量と凝縮温度の密接な相関
| Title |
HD_196390:_A_tight_correlation_of_differential_abundances_with_condensation_temperature |
| Authors |
Charles_R._Cowley,_Donald_J._Bord,_and_Kutluay_Y\"uce |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.14336 |
ベデル等。（2018）79の主にG矮星の精密微分存在量を与える。これらの著者が使用したのと同様の方法で銀河の化学進化に関するこれらの存在量を修正しますが、[El/H]対[El/Fe]の代わりに年齢のプロットへの線形近似から導出されたパラメーターを使用します。Lodders（2003）とWoodetal。（2019）、そしてベデル等の結果と比較してください。HD196390は、79つ星のサンプルの最も重要な相関関係に特徴があります。有意性は低いが興味のある星のサブセットの統計を報告します。
南半球に$ \ it TESS $がある太陽型星のスーパーフレアと変動
| Title |
Superflares_and_Variability_in_Solar-Type_Stars_with_$\it_TESS$_in_the_Southern_Hemisphere |
| Authors |
Lauren_Doyle,_Gavin_Ramsay_and_J._Gerard_Doyle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.14410 |
$\itKepler$の発売以来、太陽型星のスーパーフレアは急速に発展しています。長年にわたり、これらの爆発的なイベントの統計を調査するいくつかの研究がありました。この研究では、南半球全体（セクター1〜13）の$\itTESS$からの2分のケイデンスの測光データを使用して作成された太陽型星の恒星フレアの統計分析を示します。サンプル内のすべての星の回転周期は、表面の大きなスタースポットの結果として、光度曲線に存在する回転変調から導き出されます。$10^{31}-10^{36}$erg（太陽フレア分類を使用すると、これはX1-X100,000に対応）の範囲のエネルギーを持つ209個の太陽型星から1980年の恒星フレアを特定し、分析を行いますそれらの特性に。フレアの回転位相を調査したところ、フレアがランダムに分布していることを示唆する位相が優先されていません。ベンチマークとして、太陽フレアのGOESデータを使用して、太陽フレアと太陽黒点の間の密接な関係を詳しく説明します。さらに、各星のおおよそのスポット面積を計算し、これをフレア数、回転位相、フレアエネルギーと比較します。さらに、2つの星が1年に及ぶ光度曲線の連続的な視界で観測されたため、これらの星の恒星変動をさらに詳しく調べます。
ゲージ化された$ L_ \ mu-L_ \ tau $シナリオのコンパクトなバイナリシステムからのベクトルゲージボソン放射
コンパクトなバイナリシステムの軌道周期は、主に四重極重力放射によって減衰します。これは、観測と1％以内で一致しています。超軽量スカラーまたは疑似スカラー放射などのその他のタイプの放射、大量のベクトルボソン放射も、放出された粒子の質量がコンパクトなバイナリシステムの軌道周波数よりも小さい限り、軌道周期の減衰に寄与します。中性子星-中性子星と中性子星-白色矮星連星から、質量ベクトル場の放射によるエネルギー損失の式を取得します。縮退した電子の化学ポテンシャルが大きいため、中性子星は大きなミューオン電荷を持っています。バイナリからの$U（1）_{L_\mu-L_\tau}$ゲージボソン放射によるエネルギー損失を導出します。ベクトルボソンの放射では、質量は$M_{Z^\prime}<\Omega\simeq10^{-19}eV$によって制限されます。これはコンパクトスターバイナリの軌道周波数です。軌道周期減衰の式を使用して、4つのコンパクトなバイナリシステムのゲージド$L_\mu-L_\tau$理論におけるゲージボソンの結合定数に対する制約を取得します。ベクトルゲージボソンミューオン結合の場合、$M_{Z^\prime}<10^{-19}eV$の場合、結合定数の制約は$g<\mathcal{O}（10^{-20}）であることがわかります$。また、ミューオンに結合できる大規模ベクトルプロカフィールドとゲージフィールドの除外プロットも取得します。
GW170817を考慮したアインシュタイン-ガウス-ボンネットインフレの修正
この作業では、アインシュタインガウスボンネット重力理論の新しい理論的なフレームワークを紹介します。これにより、特にエレガントで機能的にシンプルで透明な運動方程式、スローロールインデックス、および対応する観測インデックスが得られます。主な要件は、アインシュタイン-ガウス-ボンネット理論がGW170817イベントと互換性がある必要があることです。そのため、重力波速度$c_T^2$は、自然単位で$c_T^2\simeq1$である必要があります。この仮定は、私たちの以前の研究でも行われましたが、この研究では、すべての関連する量をスカラーフィールドの関数として表現します。制約$c_T^2\simeq1$は、スカラーガウスボンネット結合関数$\xi（\phi）$およびスカラーポテンシャル$V（\phi）$の関数型を制限します。これは微分方程式を満たす必要があります。ただし、スローロール条件が当てはまることも想定すると、結果の運動方程式とスローロールインデックスは特に単純な形式を取得し、$e$折りたたみ数を生成する関係は$N=\int_{\phi_i}^{\phi_f}\xi''/\xi'd\phi$。これは、いくつかのモデルのインフレ現象の影響を研究するために、特に簡単な計算を実行できるようにするという事実です。それが証明するように、私たちが提示したモデルは観測データと互換性があり、重力の運動方程式を抽出するプロセス中に行われたすべての仮定も満たします。さらに興味深いことに、追加の条件$\xi'/\xi''\ll1$の現象論的影響も調査しました。これは、スカラーフィールドの進化とハッブルレートに課されるスローロール条件によって動機付けられます。その場合、研究はより簡単です。私たちのアプローチは、実行可能なアインシュタイン-ガウス-ボンネットの重力理論に新しいウィンドウを開きます。
Kエッセンスモデルの重大な崩壊
シフト対称性を持つKエッセンスモデルの重力崩壊を研究します。これらのモデルでは、イベントとソニックの2つのタイプの地平が形成されます。特定のケースでは、$K（X）=X+\betaX^2$は3つの異なるレジームを見つけました。弱い場の領域では、スカラー場は無限に分散します。非常に強い領域では、両方の地平が同時に形成され、最終的に中間の領域では、最初にソニックホライズンが形成されるか、両方の地平が同時に形成されます。ブラックホールの形成のしきい値は、ソニックホライズンが最初に形成される領域で見られます。スケーリングパラメーター$\gamma\simeq0.51$で普遍的な動作を観察します。興味深いことに、この普遍的な振る舞いは、ブラックホールが形成されるずっと前に、すでに音の地平線にエンコードされているため、イベントの地平線が出現します。
単純な隠しセクターの暗黒物質
最小超対称標準モデルと動力学的に混合する隠れたセクターは、従来の弱く相互作用する巨大粒子（WIMP）の多くの特性を備えた、シンプルで十分に動機付けられた暗黒物質候補を提供します。これらの超対称構造は、暗黒物質が隠れたセクターにある場合でも、なぜ暗黒物質が弱いスケールにあるのかについての自然な説明を提供することもできます。非表示のセクターでは、対称性の破れの自然なパターンにより、通常、粒子とそのスーパーパートナーが同じ質量スケールの周囲に配置され、さまざまな宇宙史と複雑な間接検出シグネチャの新たな可能性が開かれます。
酸素-K $ \ alpha $遷移エネルギーの高精度測定では、星間酸素の不一致な運動は除外されます
| Title |
High-Precision_Determination_of_Oxygen-K$\alpha$_Transition_Energy_Excludes_Incongruent_Motion_of_Interstellar_Oxygen |
| Authors |
M._A._Leutenegger,_S._K\"uhn,_P._Micke,_R._Steinbr\"ugge,_J._Stierhof,_C._Shah,_N.~Hell,_M._Bissinger,_M._Hirsch,_R._Ballhausen,_M._Lang,_C._Gr\"afe,_S._Wipf,_R._Cumbee,_G._L._Betancourt-Martinez,_S._Park,_V._A._Yerokhin,_A._Surzhykov,_W._C._Stolte,_J._Niskanen,_M._Chung,_F._S._Porter,_T._St\"ohlker,_T._Pfeifer,_J._Wilms,_G._V._Brown,_J._R._Crespo_L\'opez-Urrutia,_S._Bernitt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13838 |
X線スペクトルのエネルギースケールを実験的によく知られており、高電荷イオンの正確に計算可能な遷移を使用して絶対的に較正するための広く適用可能な手法を示し、分子O$_2$のKシェルリュードベリスペクトルを6meVで測定できるようにします不確実性。以前の文献値からの体系的な$\sim$450meVシフトを明らかにし、前述のO$_2$文献値に対して較正されている中性原子酸素の天体物理学と実験室測定の間の異常な差異を解決します。このようなリファレンスが広く使用されているため、現在非推奨のリファレンスであるこの手法は、X線吸収分光法の多くの分野に影響を与えます。さらに、絶対的な不確実性をmeVレベルより低くする可能性があります。
計算天体物理学および宇宙科学のための高次測地線メッシュフレームワークをサポートする技術
| Title |
Technologies_for_supporting_high-order_geodesic_mesh_frameworks_for_computational_astrophysics_and_space_sciences |
| Authors |
V._Florinski,_D._S._Balsara,_S._Garain,_K._F._Gurski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13862 |
天体物理学、宇宙物理学、地球物理学における多くの重要な問題には、星や惑星などの球状物体の近くでの（イオン化された可能性のある）ガスの流れが関係しています。このようなシステムの形状は、球形メッシュに基づく数値スキームを自然に支持します。直交性のプロパティにも関わらず、極（緯度と経度）メッシュは、極軸の特異性のために計算に適しておらず、ゾーンサイズの分布が非常に不均一になっています。結果は、（a）ゾーンのアスペクト比の大きな変動による精度の損失、および（b）時間ステッピングの厳しい制限による計算効率の低下です。プラトニックソリッドをテンプレートとして使用した中央投影に基づく測地線メッシュは、異方性の問題を解決しますが、結果のコンピューターコードの複雑さを増大させます。空間と時間で4次まで正確であり、磁場の発散を機械精度に保存する三角測地線メッシュ（TGM）上の方程式のオイラーおよびMHDシステムの新しい有限体積の実装について説明します。このペーパーでは、TGMの生成、ドメイン分解手法、3次元の保守的再構成、および時間ステップについて詳しく説明します。
ミリグラムスケールのオプトメカニカルシステムによる量子センシング
古典力学と量子力学の境界を調べることは、現代物理学の中心的なテーマの1つです。最近、光共振器を備えたミリグラムスケールの振動子に作用する力を正確に測定する実験が、量子力学、デコヒーレンスメカニズム、および重力物理学をテストする有望なツールとして注目されています。本稿では、ミリグラムスケールのオプトメカニカルシステムを用いた実験の現状を概説します。量子レジームに到達する可能性を、振り子、ねじり振り子、および光学的に浮上したミラーと比較します。高い$Q$の振り子を設計するための考慮事項、ねじり振り子が振り子よりも優れた力感度を持つための条件、およびミラーの光学的浮上を設計する際の制約が提示されます。
準局所質量を持つスカラー-テンソル重力におけるターンアラウンド半径
一般相対性理論の既存の手順に従って、球構造のターンアラウンド半径は、このクラスの理論におけるHawking-Hayward準局所質量のアナログの新しい処方を使用して、スカラー-テンソル重力で研究されます。放射状の時間的測地線に関する通常の研究とは異なり、この手順にはゲージに依存しないという利点があります。
ヒルトップ超自然インフレーションにおけるアフレック・ダインバリオジェネシス・フィールドとしてのインフラトン
| Title |
Inflaton_as_the_Affleck-Dine_Baryogenesis_Field_in_Hilltop_Supernatural_Inflation |
| Authors |
Chia-Min_Lin,_Kazunori_Kohri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13963 |
この論文では、丘の超自然インフレーションの枠組みの中でパラメーター空間を調査し、インフロンフィールドがアフレックダイン（AD）フィールドの役割を果たすことで、バリオジェネシスを成功させることができます。再加熱温度の適切な値は、LSP暗黒物質を生成するために必要な再加熱温度と一致する可能性があります。バリオンの等曲率摂動は無視できることが示されています。$p=3$、$p=4$および$p=6$のタイプIIIヒルトップインフレーションを検討し、モデルを超対称理論に接続する方法について説明します。
人生の探求と新しい論理
宇宙の探索は、人類の大きな統一テーマの1つです。この取り組みの一部は、地球外生命体の探索です。しかし、私たちが生命を見つける可能性はどのくらいありますか？したがって、どのようにしてどこをどのように見ればよいのかをどうやって知るのでしょうか？この検索を絞り込んで焦点を合わせるために使用された類の推論の例を示し、その論理フレームワークへの明らかな拡張がより大きな成功をもたらすと主張します。
原始重力波の分極された初期状態
原始重力波の偏波は、修正重力でインフレ宇宙を考慮する場合、または物質フィールドがインフレ中に存続する場合に関連する可能性があります。このような分極は、バンチ・デイビス真空で議論されてきました。この論文では、重力波の分極の動的生成を考慮する代わりに、$SU（2）$コヒーレント状態から構築された分極初期状態を検討します。次に、州内の原始重力波のパワースペクトルを評価します。
閉じたフリードマン宇宙の摂動と線形化安定性
| Title |
Perturbations_and_Linearisation_Stability_of_Closed_Friedmann_Universes |
| Authors |
Hyerim_Noh,_Jai-chan_Hwang_and_John_D._Barrow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.14108 |
閉じたフリードマン宇宙の摂動を考えます。2つの最低波数（$L=0$と$1$）の摂動モードは一般に架空のものであることが知られていますが、ここでは両方が物理的であることを示します。この問題は、閉じた背景空間に時間のようなキリングベクトルがあり、その結果として線形化の不安定性が発生するアインシュタイン静的宇宙では、より微妙です。線形化された方程式の解は、1次変数の2次の組み合わせに対するTaub制約を満たす必要があります。使用可能な2つの基本的なゲージ条件でTaub制約を評価し、両方のゲージで$L\geq1$モードが$L=0$（同種）モードに付随して音速を消失させることを示します。$c_{s}$。$c_{s}^{2}>1/5$（スカラーフィールドでサポートされているEinstein静的モデルは$c_s^2=1$でこのケースに属します）の場合、$L\geq2$モードは安定していることがわかっています。初期宇宙でインフレーションの前に特異点のない安定したEinstein静的進化ステージを実現するには、Taub制約で禁止されていませんが、不安定な$L=0$および$L=1を抑制するメカニズムを見つける必要があります。$モード。
高密度および高温の問題における、中性子や四中性子などの弱く結合した中性クラスターの役割について説明します。コアコラプス超新星の特徴であるこのような条件下では、多中性子の寿命は、化学組成の形成に顕著な影響を与えるのに十分な長さであることが判明する可能性があります。検討されている効果の大きさに対する多中性子結合エネルギーおよび他の核特性の影響が調べられます。
高光量単相検出器での電子反跳に対する液体アルゴンシンチレーション応答は$ 2.8 $-$ 1275〜{\ rm keV} $です
| Title |
Liquid_argon_scintillation_response_to_electronic_recoils_between_$2.8$--$1275~{\rm_keV}$_in_a_high_light_yield_single-phase_detector |
| Authors |
M.Kimura,_K.Aoyama,_M.Tanaka,_K.Yorita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.14248 |
$2.82$から$1274.6〜{\rmkeV}$のエネルギー範囲で電子反跳に対する液体アルゴンシンチレーション応答を測定します。この測定で使用される広い光学範囲を備えた単相検出器は、$661.7〜{\rmkeV}$$\gamma$-rayで$12.6\pm0.3〜（11.1\pm0.3）〜{\rmphotoelectron/keV}$を生成しますガウスと追加の指数項（ガウス項のみ）を使用した光電子増倍管の単一光電子応答モデリングに基づくイベント。$^{137}{\rmCs}$や$^{241}{\rmAm}$$\gamma$-rayエミッター、$^{252}{\などのさまざまなキャリブレーションソースにさらされます。rmCf}$高速中性子エミッターで、ポリテトラフルオロエチレンの$^{19}{\rmF}$との$（n、n'\gamma）$反応を介して準単一エネルギー$\gamma$線を誘導します。さらに、高い光収量により、大気中のアルゴン中の宇宙生成同位体である$^{37}{\rmAr}$の$2.82〜{\rmkeV}$ピークを特定できます。検出器のシンチレーション収率とエネルギー分解能は、完全吸収ピークによって得られます。エネルギー範囲全体でシンチレーション効率が最大約$25\％$シフトし、$661.7〜{\rmkeV}$ラインのエネルギー分解能が$3\％$未満であることがわかります。エネルギー依存シンチレーション消光は、電子-イオン再結合プロセスに起因する可能性があり、液体キセノンの依存性との類似性によって議論されます。定数パラメーターが$\varsigma=0.07^{+0.03}_{-0.02}$のThomas-ImelBoxモデルは、$200〜{\rmkeV}$未満の結果を説明していることがわかります。
コヒーレント量子重力における宇宙定数
粒子の量子状態と同様に、幾何学の量子状態は任意のサイズの光円錐上でコヒーレントである必要があると主張されています。正確な古典解、相対論的点粒子の重力衝撃波は、コヒーレントエネルギーフローからの重力抗力、および因果的ダイヤモンドの表面上の仮想横真空エネルギー変動の予想される重力効果を推定するために使用されます。標準モデルの真空状態の適切な時空平均重力効果は、強い相互作用スケールでの仮想グルオン文字列の重力抗力によって支配される、観測された宇宙定数の小さな非ゼロ値につながることが提案されています。
