| Title |
Green_Bank_and_Effelsberg_Radio_Telescope_Searches_for_Axion_Dark_Matter_Conversion_in_Neutron_Star_Magnetospheres |
| Authors |
Joshua_W._Foster,_Yonatan_Kahn,_Oscar_Macias,_Zhiquan_Sun,_Ralph_P._Eatough,_Vladislav_I._Kondratiev,_Wendy_M._Peters,_Christoph_Weniger,_Benjamin_R._Safdi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00011 |
アキシオン暗黒物質（DM）は、中性子星の周りの強い磁場で無線周波数電磁放射に変換される場合があります。そのようなプロセスの無線信号は、アキシオン粒子の質量によって決定される周波数での非常に狭いスペクトルピークになります。アキシオン光子変換の明るい信号を生成すると予想される多数のソースから、LバンドのロバートC.バードグリーンバンク望遠鏡とLバンドとSバンドのエフェルスバーグ100m望遠鏡から収集したデータを分析します、銀河系の銀河中心と近くにある孤立した中性子星RXJ0720.4-3125とRXJ0806.4-4123を含みます。アクシオンDMの証拠は見つかりません。これまで、最強の制約のいくつかを、現在のところ5〜11$\mu$eVの非常にやる気のある質量範囲でのアクシオンDMの存在に設定できます。
宇宙の夜明けでの基本定数の変動
| Title |
Variations_in_fundamental_constants_at_the_cosmic_dawn |
| Authors |
Laura_Lopez-Honorez,_Olga_Mena,_Sergio_Palomares-Ruiz,_Pablo_Villanueva-Domingo,_Samuel_J._Witte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00013 |
基本定数の時空変動の観察は、自然理論における新しい光の自由度の存在の強力な証拠を提供します。このようなシナリオを確実に制約するには、さまざまなスケールにまたがる観測を活用し、さまざまなエポックで宇宙の状態を調査する必要があります。宇宙論の文脈では、宇宙マイクロ波背景とLyman-$\alpha$フォレストの両方が、電磁気の変動を抑制することができる強力なツールであることが証明されていますが、現時点では、再結合間のギャップを埋めることができる宇宙論的プローブは存在しませんそして再イオン化。近い将来、電波望遠鏡は、再イオン化の時代と宇宙の夜明け（そして潜在的には暗黒時代の最後尾）における中性水素の21cmの遷移を測定しようとするでしょう。これらの実験は、本質的に電磁気現象に敏感であるため、微細構造定数と電子質量の時空変化に関する独自の見方を提供します。ここでは、これらの基本定数の大きな変動が21センチのパワースペクトルに、天体物理学の不確実性と区別できる特徴を生み出すことを示します。さらに、平方キロメートルアレイの感度を予測し、21cmのパワースペクトルが${\mathcalO}（10^{-3}）$のレベルで変動を抑制できる可能性があることを示しています。
重力波天文学は、宇宙の膨張の歴史を研究するためのユニークな新しい方法を提供します。この研究では、将来の重力波観測が宇宙論に与える影響を調査します。アインシュタイン望遠鏡や宇宙探査機のような第3世代の天文台は、宇宙における本質的にすべてのバイナリブラックホール合体イベントに敏感です。\cite{farr2019future}による最近の研究は、恒星質量のブラックホール集団の特徴が質量赤方偏移を壊し、電磁対応物やホスト銀河カタログなしでハッブルパラメータの正確な決定を容易にすることを指摘しています。階層的なベイズ推定モデルを使用して、アインシュタイン望遠鏡による1年間の観測で、ハッブル定数が$\lesssim0.5\％$に測定されることを示します。この方法を使用して、宇宙論モデル間のベイジアンモデル選択を実行できることを示します。実例として、アインシュタイン望遠鏡からの1週間のデータを使用して、$\Lambda$CDMとRHCT宇宙モデルを比較する決定的なステートメントを作成できることを示します。
HSC調査の1年目のデータからの弱いレンズ効果クラスター：前景およびクラスターメンバー銀河の希釈効果の軽減
| Title |
Weak_lensing_clusters_from_HSC_survey_first-year_data:_Mitigating_the_dilution_effect_of_foreground_and_cluster_member_galaxies |
| Authors |
Takashi_Hamana,_Masato_Shirasaki,_Yen-Ting_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00170 |
HyperSuprime-CamSubaruStrategicProgram（HSC調査）の1年目のデータを使用して、弱いレンズ効果のクラスター検索を提示します。クラスターメンバーと前景銀河の弱いレンズピーク信号対雑音比（$SN$s）に対する希釈効果に特に注意を払います。クラスターメンバー銀河による影響が最も少ない、グローバルに正規化された弱いレンズ推定量を採用し、測光赤方偏移情報を使用してソース銀河を選択して、前景銀河の影響を軽減します。低$z$銀河カットの異なるソース銀河の6つのサンプルを生成し、各ソースサンプルに対して弱いレンズ化質量マップを作成し、$\sim$120deg$の有効な調査範囲をカバーする質量マップで高ピークを検索します^2$。$SN\ge5$の124個の高ピークを含むクラスター候補のサンプルに、高ピークの6つのカタログをまとめます。ピークサンプルを、同じHSC調査データから作成されたパブリック光クラスターカタログとクロスマッチングして、ピークのクラスター対応物を特定します。124のピークのうち107が、ピーク位置から5分以内にクラスターに一致していることがわかります。その中で、64の安全なクラスターのサブサンプルを定義し、弱いレンズ効果のピークの発見に対する希釈効果を調べるために使用します。低$z$銀河カットのソースサンプルは、高$z$クラスター（$z>0.3$）のピーク$SN$sに対する希釈効果を軽減することがわかります。したがって、異なるソースサンプルからの複数のピークカタログを組み合わせると、弱いレンズ効果のクラスター検索の効率。
ローレンツィアンクィンテセンシャルインフレ
スローロールパラメーター$\epsilon$がeフォールド数$N$の関数としてローレンツ形式であるという仮定から、典型的なインフレーションの成功モデルが得られます。フォームは、インフレと暗黒エネルギーの両方の時代の真空エネルギーに対応しています。フォームは、インフレエポックの終わりに$\epsilon$の小さな値から$1$に上昇するという条件を満たすものです。後期宇宙では$\epsilon$が再び小さくなり、これがダークエネルギーの時代につながります。モデルが予測するオブザーバブルは、最新のプランクデータと一致します：$r\sim10^{-3}、n_s\約0.965$。当然、インフレスケールを指数関数的に増幅し、暗黒エネルギースケールを指数関数的に抑制する大きな無次元因子が現れ、一種の{\it{cosmologicalseesawmechanism}}を生成します。対応するスカラークインテッセンシャルインフレーションポテンシャルが2つの平坦な領域で見つかります。
結合暗黒エネルギーと$ H_0 $緊張に関する最新情報
この作業では、Peebles-Ratra（PR）ポテンシャルと一定の結合強度$\beta$と結合した暗黒エネルギー（CDE）宇宙論に対する更新された制約を提供します。この修正された重力シナリオでは、暗黒物質の粒子間に5番目の力が導入され、暗黒エネルギーの役割を果たすスカラーフィールドによって媒介されます。暗黒物質の粒子の質量は一定のままではなく、スカラー場の関数として時間とともに変化します。ここでは、モデルの現象学的動作に焦点を当て、Planck2018宇宙マイクロ波背景（CMB）温度、偏光とレンズ効果、バリオン音響振動、タイプIaの超新星のパンテオンコンパイルを含む更新された宇宙データセットを記述する能力を評価します、宇宙クロノメーターからの$H（z）$のデータ、および赤方偏移空間の歪み。また、SH0ESからの$H_0$のローカル測定と、暗いセクターでの相互作用の強さを制御するパラメーターのH0LICOWコラボレーションからの強力なレンズ遅延時間データの影響を調べます。カップリング$\beta>0$および潜在的なパラメーター$\alpha>0$に対応するピークが見つかります。データセットの組み合わせによっては、多少の違いがあります。各データセットの影響を個別に示し、特にピークを$\Lambda$CDMにシフトするのは1つのデータセットにCMBを適用していることに注意してください。ただし、完全なベイジアンエビデンスに基づくモデル選択基準が適用される場合、CDEモデルに追加のパラメーターが導入されているため、すべてのケースで$\Lambda$CDMが依然として推奨されます。
LSSの可能性：すべての次数でのバイアス係数の確率
バイアストレーサーのEFTでは、ノイズフィールド$\varepsilon_g$は、非線形物質フィールド$\delta$と正確に相関していません。$\delta$との相関は、各バイアス係数に確率を追加することで効果的に取得されます。これらの確率的フィールドがガウスである場合（それらの非ガウス性の影響がいずれにせよ準線形スケールでサブリードしている場合）、条件付き尤度への影響を正確に再開できることを示します${\calP}[\delta_g|\delta]$は、基礎となる$\delta$が指定された銀河フィールド$\delta_g$を観察します。この再開により、ベイジアンフォワードモデリングへのEFTベースのアプローチでそれらを考慮することができます。ホワイトノイズの共分散を伴う純粋なガウスの条件付き尤度に対する結果の修正は、EFTが制御されているスケールで最も関連性が高いことを強調します。これらは、ノイズ$\varepsilon_g$の非ガウス性よりも重要です。
初期宇宙に存在していた豊富なブラックホールは物質として進化し、空間が拡大するにつれて、全エネルギー密度のますます大きな割合を占めます。これは、初期宇宙が原始元素合成の前に蒸発する低質量（$M<5\times10^8$g）ブラックホールによって支配された時代を含むシナリオを検討する動機になります。パラメータ空間の重要な領域では、これらのブラックホールはバイナリシステム内で重力によって束縛され、蒸発する前にマージされます。このような合併の結果、3つの潜在的に観察可能な署名ができます。まず、1つまたは複数の合併を経験したブラックホールは、かなりの角運動量を持ち、ホーキング蒸発により大量の高エネルギー重力子を生成します。これらのホーキング蒸発の生成物は、今日の高温（$\sim$eV-keV）重力子のバックグラウンドを構成すると予測され、エネルギー密度は$\DeltaN_{\rmeff}\sim0.01-0.03$に相当します。第二に、これらの合併は高周波の重力波の確率的背景を生み出します。そして3番目に、これらの重力波のエネルギー密度は、合流と蒸発の間の時間の長さに応じて、$\DeltaN_{\rmeff}\sim0.3$にもなることがあります。これらの信号はそれぞれ、将来の測定の範囲内にある可能性があります。
インフレのEFTで重力子非ガウス性を研究します。導関数の先頭（2番目）の順序では、重力子バイスペクトルはアインシュタイン重力によって固定されます。3次での貢献は2つだけです。それらの1つはパリティを壊します。それらはフォリエーションを直接含む演算子から来ます：そして、重力子とスカラーの両方を含む3点関数でかなりの非ガウス性を期待します。ただし、スローロールの先頭の順序では、奇数奇数演算子はこれらの混合相関器を変更しないことを示します。次に、導関数の4次で重力子バイスペクトルに影響を与える可能性のある演算子を特定します。パリティを保持する演算子は2つあります。$M^2_{\rmP}A_{\rms}/\Lambda^2\gg1$（ここで、$\Lambda$はこの演算子を抑制するスケールであり、$A_{\rms}$はスカラーパワースペクトルの振幅です）。導関数には、この順序で2つのパリティ奇数演算子しかありません。
高温のジュピターカタール-1bのスピッツァー位相曲線で予想される輝点オフセットよりも小さい
| Title |
Smaller_than_expected_bright-spot_offsets_in_Spitzer_phase_curves_of_the_hot_Jupiter_Qatar-1b |
| Authors |
Dylan_Keating,_Kevin_B._Stevenson,_Nicolas_B._Cowan,_Emily_Rauscher,_Jacob_L._Bean,_Taylor_Bell,_Lisa_Dang,_Drake_Deming,_Jean-Michel_D\'esert,_Y._Katherina_Feng,_Jonathan_J._Fortney,_Tiffany_Kataria,_Eliza_M.-R._Kempton,_Nikole_Lewis,_Michael_R._Line,_Megan_Mansfield,_Erin_May,_Caroline_Morley,_and_Adam_P._Showman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00014 |
十分に研究された惑星HD209458bと同じ平衡温度---および中間の表面重力と軌道周期---を備えた惑星である、高温の木星Qatar-1bの\textit{Spitzer}全軌道熱相曲線を示します。WASP-43b。$0.21\pm0.02\％$の二次日食を$3.6〜\mu$mで測定し、$0.30\pm0.02\％$を$4.5〜\mu$mで測定します。これは、昼間の明るさの温度$1542^{+32}_に対応します31}$〜Kおよび$1557^{+35}_{-36}$〜Kはそれぞれ、垂直方向に等温の日中と一致しています。それぞれの夜側の明るさの温度は$1117^{+76}_{-71}$〜Kと$1167^{+69}_{-74}$〜Kであり、熱い木星はすべて同じような夜側温度を持っているという傾向に沿っています。ボンドアルベドは$0.12_{-0.16}^{+0.14}$であり、HD209458bと同様に中程度の昼夜の熱再循環効率を推測します。HD209458bとWASP-43bの大循環モデルは、それらの輝点が星間点の東に数十度シフトするはずであると予測し、これらの予測は以前に\textit{Spitzer}全軌道位相曲線観測で確認されました。同様に、カタール-1bの位相曲線は、東向きのオフセットを示すと予想されます。代わりに、観測された位相曲線はオフセットなしで一貫しています：$3.6〜\mu$mで$11^{\circ}\pm7^{\circ}$および$-4^{\circ}\pm7^{\circ}$は$4.5〜\mu$mです。これらの3つの他の類似した惑星間の循環パターンの不一致は、高温の木星の大気条件を決定する上で、回転速度や地表重力などの二次パラメーター、および雲の有無の重要性を示しています。
原始散乱ディスクの集団重力に対する巨大惑星の影響
偏心度が高く、ケプラーに近い軌道上にある低質量体の軸対称円盤は、面外座屈に対して不安定です。この「傾斜不安定性」は、軌道傾斜を指数関数的に増大させ、近日点距離の問題を引き起こし、近日点の議論においてクラスターを形成します。ここでは、巨大惑星の軌道平均の重力の影響を含む、大規模な原始散乱ディスクの不安定性を調べます。原始質量が$\gtrsim20$地球の質量でない限り、巨大惑星によって誘発される微分的歳差運動が傾斜の不安定性を抑制することを示します。また、残存母集団の軌道は近日点距離が非常に大きい可能性が高いため（$\mathcal{O}（100〜\中間値よりもrm{AU}）$）。
67P彗星/ Churyumov-Gerasimenkoの内部コマでの紫外原子線放出の光化学モデル
| Title |
A_photochemical_model_of_ultraviolet_atomic_line_emissions_in_the_inner_coma_of_comet_67P/Churyumov-Gerasimenko |
| Authors |
Susarla_Raghuram_and_Anil_Bhardwaj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00065 |
ロゼッタ宇宙ミッションに搭載されたアリス紫外分光計は、エスコート段階全体で、67P/Churyumov-Gerasimenko（67P/C-Gの後に聞こえる）の揮発性種から発せられるいくつかの分光放射を観測しました。彗星67P/CGの光化学モデルを開発して、水素原子（HI1216、1025、および973Ang）、酸素（OI1152、1304、および1356Ang）、および炭素（CI1561および1657Ang）の線放出を調査しました主要な生産経路を説明することによって。開発されたモデルは、核心投影距離の関数としてこれらの線の放射強度を計算するために使用されています。また、入力パラメーター、つまり、ニュートラルアバンダンスと断面積を変化させることにより、最下点ビューとともに計算されています。アリス観測スペクトルの分析に重要な関連性を持つ輝線の総強度に対する光子および電子衝撃解離励起プロセスの寄与率を定量化しました。太陽から1.56AUであったときに中性ガス生成率が約10$^{27}$s$^{-1}$である67P/CG彗星では、光解離励起プロセスの方が多いことがわかります原子放出強度の決定において、電子衝撃反応と比較して重要です。モデル計算に基づいて、観測された水素、酸素、および炭素の原子放出強度を使用して、コマの電子密度ではなく、それぞれH$_2$O、O$_2$、およびCOの存在量を導出できることをお勧めします彗星のガス生成率が$\ge$10$^{27}$s$^{-1}$の場合、67P/CGです。
木星の赤道プルームとホットスポット：Gemini / TEXESおよびJuno / MWRからのスペクトルマッピング
| Title |
Jupiter's_Equatorial_Plumes_and_Hot_Spots:_Spectral_Mapping_from_Gemini/TEXES_and_Juno/MWR |
| Authors |
L.N._Fletcher,_G.S._Orton,_T.K._Greathouse,_J.H._Rogers,_Z._Zhang,_F.A._Oyafuso,_G._Eichst\"adt,_H._Melin,_C._Li,_S.M._Levin,_S._Bolton,_M._Janssen,_H-J._Mettig,_D._Grassi,_A._Mura,_A._Adriani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00072 |
目に見える暗い形成（5-$\mu$mホットスポットとしても知られています）に関連する熱、化学、雲のコントラストと、木星の赤道地帯（EZ）と北赤道帯（NEB）。2017年3月にジェミニ北望遠鏡でTEXES5-20$\mu$m分光計によって行われた観測により、12のホットスポットの上部対流圏特性が明らかになり、マイクロ波ラジオメーター（MWR）、JIRAMを使用したJunoによる測定と直接比較されます5$\mu$m、およびJunoCam可視画像。MWRと熱赤外分光分析の結果は、0.7bar付近で一貫しています。中赤外線由来のエアロゾルの不透明度は、可視アルベドと5-$\mu$mの不透明度マップから推測されるものと一致しています。エーロゾルのコントラスト、曇りのプルームとエーロゾルの少ないホットスポットの特徴は、マイクロ波の明るさの適切なプロキシではありません。ホットスポットは、$p<1$barの周囲に比べて、均一に暖かくもアンモニアも減少していません。0.7barでは、ホットスポットのエッジでのマイクロ波の輝度は、NEB内の他の機能に匹敵します。逆に、ホットスポットは1.5バールでより明るく、暖かい温度または深度でNH$_3$が減少したことを示します。温度とアンモニアはホットスポット内で空間的に変化するため、観測の正確な位置はそれらの解釈にとって重要です。反射プルームでは、NH$_3$、低温、エアロゾルの不透明度が向上することがありますが、プルームはそれぞれ異なって見えます。プルームもホットスポットも$p>10$バーを感知するチャネルにマイクロ波の特徴がありませんでした。これは、ホットスポット/プルームの波が比較的浅い特徴であることを示唆しています。
ダスト成分を含む重力粘性原始惑星系円盤。 III。ガス、ダスト、小石の進化
| Title |
Gravitoviscous_protoplanetary_disks_with_a_dust_component._III._Evolution_of_gas,_dust,_and_pebbles |
| Authors |
Vardan_G._Elbakyan,_Anders_Johansen,_Michiel_Lambrechts,_Vitaly_Akimkin,_Eduard_I._Vorobyov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00126 |
それらの進化の重要な最初のMyrの間に重力不安定になりがちな異なる質量の星間円盤におけるダスト粒子のダイナミクスと成長を研究します。ダスト成分は、ミクロンサイズのダストと進化するサイズの成長ダストの2つの異なる成分で構成されています。ダスト成分については、ダストの凝集、破砕、ガスとの運動量交換、ダストの自己重力を考慮した。断片化速度が$30\rm〜msである場合、ミクロンサイズのダスト粒子は、ディスク周囲のディスクで急速に成長し、ディスクの形成後100kyr未満の間にディスクの内部100auで数cmのサイズに達することがわかりました^{-1}$。ミクロンのダストリザーバーとして機能する周囲のエンベロープからのミクロンのダスト粒子の付着により、約cmサイズのダスト粒子は、ディスク形成後も900kyr以上ディスクに存在し続け、ダストから-ガス比は0.01に近い。ディスク内のガスと小石フラックスの間に強い相関関係が存在することを示します。ディスク内の小石の半径方向の表面密度分布は、ディスクの質量に関係なく、最小質量の太陽系星雲（MMSN）と同様の指数を持つべき乗則分布を示すことがわかります。また、モデルのガス表面密度は、AS209、HD163296、およびDoAr25システムの原始惑星系円盤内のダストの測定値とよく一致することも示しています。小石は原始惑星系円盤進化のごく初期の段階で形成されます。それらは惑星形成プロセスにおいて重要な役割を果たします。私たちのディスクシミュレーションは、mmの観測と一致して見える、ガス質量流束の約100分の1から10分の1を構成する小石サイズの粒子の内向きの流束の初期発生（$<10^5$yr）を明らかにしますディスクの。（要約）
高窒素圧が居住可能ゾーンに及ぼす影響と温室状態の評価
居住可能ゾーンは、ミッションアーキテクチャが追跡可能な分光観測のために居住可能性のある惑星を選択するために利用する主要なツールです。その重要性を考えると、モデルの階層を使用した多くの研究が大気組成、時間、および惑星質量を含むさまざまな要因を評価しているため、居住可能ゾーンの正確なサイズと場所はホットなトピックのままです。しかし、ほとんどの研究では、惑星の居住可能性と生命維持能力に直接関連しているバックグラウンドの窒素圧力の変動によって居住可能ゾーンがどのように変化するかを評価していません。ここでは、高度なエネルギーバランスモデルと雲を使用して、太陽系の居住可能ゾーンが約0.9〜1.7AUであることを示しています。この幅は、保守的な居住可能ゾーンの見積もりよりも約20％広くなっています。同様の拡張は、AからMの星に対して計算されます。また、雲やヘイズが冷え、バックグラウンドの圧力が高いと、あらゆる種類の星を周回する惑星の暴走温室のしきい値温度が約300K（またはそれ以下）に低下する可能性があることも示しています。これは、関連する惑星アルベドの増加により、星に近い安定した気候が可能になり、平均気温の低下から急速な不安定化が引き起こされる可能性があるためです。成層圏の温度が非常に高い惑星に対する強化された長波放射は、より小さな軌道距離でも安定した気候を可能にします。モデルは、太陽を周回する惑星の約330Kを超える暴走する温室を予測します。これは、以前の研究と一致しています。ただし、湿った温室は、Aスターを周回する惑星でのみ発生します。
液体コアを持つ剛体のカッシーニ状態
この作業の目的は、完全に剛直なマントルに囲まれた非粘性流体コアを持つ天体のカッシーニ状態の位置と安定性を決定することです。回転速度が非共振であるか、pが半整数であるp：1スピン軌道共鳴に閉じ込められている状況の両方に対処します。回転ダイナミクスは、コアの単純な動きを想定したポアンカーのハフモデルによって記述されます。問題は非標準的なハミルトニアン形式で書かれています。永遠の進化は、傾斜、偏心、傾斜の切り捨てなしで得られます。ボディがカッシーニ状態になるための条件は、未知数がマントルの傾斜とコアのスピン軸の傾斜角である2つの方程式のセットとして記述されます。Mercuryの物理パラメータと軌道パラメータを使用してシステムを解くと、最大16の異なる平衡構成が得られ、それらの半分はスペクトル的に安定しています。これらのソリューションのほとんどでは、コアはマントルに対して高度に傾斜しています。モデルはイオと月にも適用されます。
細かいハローの御用達。 II。ハロー星と天の川球状星団の化学力学的会合
| Title |
Purveyors_of_fine_halos._II._Chemodynamical_association_of_halo_stars_with_Milky_Way_globular_clusters |
| Authors |
Michael_Hanke,_Andreas_Koch,_Zdenek_Prudil,_Eva_K._Grebel,_Ulrich_Bastian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00018 |
$\rm{\itGaia}$宇宙任務とスローンデジタルスカイサーベイ（SDSS-IV、DR14）。さらに、別の方法ではGC恒星集団の第2世代でのみ見られる軽元素異常に似た明確な化学的特徴（強いCNバンドヘッド）を持つハロー巨大星のサンプルを組み込んだ。3つの異なるタグ付け手法を使用して、8つのGCの近傍にある151の潮汐星の間の一意の関連付けを正常に確立できました。さらに、CN強力なジャイアントのサンプルの約$62\％$の考えられる原因を、潜在的なホストクラスターまで追跡しました。関連するGCのいくつかは、ガイアとエンケラドスおよびセコイアの合併イベントに関連して導入されました。17のCN強い星とその周囲のフィールドとの間に運動学的および化学的な接続を確立することにより、可能なクラスター起源と同じ[Fe/H]にある星の移動グループを特定できました。4つのCN強い星とその仲間が射手座ストリームに接続されていることを示す強力な証拠が見つかりましたが、それらのしっかりと閉じ込められた[Fe/H]はM54の出生地を示唆している可能性があります。最後に、最初のハローに負けたすべての星のなかで世代星団星。クラスターのすぐ近くでは、この値は$50.0\pm16.7\％$になり、ハローフィールドの関連付けは$80.2_{-5.2}^{+4.9}\％$を意味します。分光学的フォローアップによって実際に証明された場合、これらの数の間の不均衡は、ハローに逃げた星の総数に対する低質量クラスターの主要な寄与を示すか、あるいは、強い質量損失を示すと推測します初期のクラスター溶解の最初の世代から。[要約]
シミュレートされた銀河団の熱安定性に対する放射状の依存性を持つアクティブな銀河核熱加熱の効果
| Title |
Effect_of_Active_Galactic_Nuclei_Thermal_Heating_with_Radial_Dependence_on_Thermal_Stability_of_Simulated_Galaxy_Clusters |
| Authors |
Forrest_W._Glines,_Brian_W._O'Shea,_G._Mark_Voit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00021 |
1970年代以降の観測により、宇宙の時代よりもはるかに短い中心冷却時間を持つ銀河クラスターであるクールコア（CC）クラスターの存在が明らかになりました。観測と理論の両方から、銀河団の中心にある周囲のガスは、凝縮を抑制する中央の加熱機構（おそらく銀河の活動的な核、つまりAGN）によって熱的に調節されていることが示唆されています。以前の分析作業では、熱バランスと定常状態をもたらす可能性のある加熱カーネルの特定の構成が提案されています。この仮説をテストするために、中央のAGNからのフィードバックを模倣することを意図した空間熱入力カーネルを備えたENZO宇宙論コードを使用して、理想化された銀河クラスターをシミュレートしました。半径の関数としての熱加熱は、カーネルの範囲に従って注入され、グローバルな熱バランスが常に適用されました。ACCEPTクラスターデータセットから観測されたエントロピープロファイルとシミュレーション結果を比較します。一部の加熱カーネルは熱的に安定した銀河クラスターを生成しましたが、CCクラスター間で通常観察される中心エントロピーと同じくらい低い中心エントロピーで安定したクラスターを生成することができるカーネルはありませんでした。シミュレーションの一般的な動作は、内側の$10〜\text{kpc}$の加熱量に依存し、低い中央加熱は中央冷却の大惨事を引き起こし、高い中央加熱は逆エントロピーグラジエントの中央対流ゾーンを作成し、中間加熱はエントロピーコアをフラットにします。シミュレーションされたクラスターは、シミュレーションで最も低いエントロピーガスの冷却時間の2乗に比例するタイムスケールで非定常多相状態に入り、集中的に加熱されることで、定常状態が長期間続きます。
今日、なぜ非常に巨大な円盤銀河が存在するのですか？
| Title |
Why_do_extremely_massive_disc_galaxies_exist_today? |
| Authors |
Ryan_A._Jackson,_Garreth_Martin,_Sugata_Kaviraj,_Clotilde_Laigle,_Julien_Devriendt,_Yohan_Dubois_and_Christophe_Pichon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00023 |
銀河の合併の歴史は、主に形態に関係なく、恒星の質量と強く相関しています。したがって、固定された恒星の質量では、スフェロイドと円盤は、合併の頻度と質量比の分布の両方の点で、類似したアセンブリ履歴を共有します。合併は円盤から回転楕円体への形態変換の主要な推進力であり、最も大規模な銀河は通常最も豊富な合併履歴を持っているので、ディスクは最高の恒星の質量（たとえば、質量関数の膝を超えたところ）に存在することは驚くべきことです。宇宙論的流体力学シミュレーションであるHorizon-AGNを使用して、非常に大規模な（M*>10^11.4MSun）ディスクが2つのチャネルを介して作成されることを示します。主要なチャネル（これらのシステムの約70％と大規模な銀河の約8％を占める）で、大規模な回転楕円体とガスに富む衛星が「スピンアップ」する最新の重要な合併（星の質量比>1:10）新しい回転恒星コンポーネントを作成して回転楕円体を作成し、巨大なディスクを残骸として残します。セカンダリチャネル（これらのシステムの約30％と大規模な銀河の約3％を占める）では、異常に静かな合併の履歴により、システムはその寿命を通じてディスクを維持します。予期せぬことではありませんが、宇宙はガスに富んでいるため、赤方偏移が大きいほど大規模なディスクの割合が大きくなります。したがって、最高の恒星質量での銀河の形態学的混合は、宇宙のガス分率の強力な関数です。最後に、これらの巨大な円盤は、ブラックホールの質量と降着率が巨大な回転楕円体に似ており、強力なAGNの少数が意外にも円盤銀河に見られる理由を自然に説明しています。
豊かな隣人の欠如：青ストラグラーフラクションの金属性への依存
| Title |
The_Rich_Lack_Close_Neighbours:_The_Dependence_of_Blue-Straggler_Fraction_on_Metallicity |
| Authors |
Rosemary_F._G._Wyse_(Johns_Hopkins_and_KITP),_Maxwell_Moe_(Steward_Observatory)_and_Kaitlin_M._Kratter_(Steward_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00066 |
青いストラグラースター（BSS）は、私たちの天の川銀河とその衛星銀河の星団と野外個体群で確認されています。それらは、支配的な古い集団よりも青く光る星として現れ、通常、古い集団に従う空間分布を持っています。彼らの祖先は、近いバイナリであった可能性が高いです。ドワーフ回転楕円体銀河（dSph）と天の川のふくらみにおけるBSS集団の傾向を調査し、BSSの相対頻度と親集団の金属性との反相関関係を見つけます。金属に乏しい矮小銀河におけるBSSの発生率は、太陽金属のバルジ集団で見られるものの約2倍です。銀河系の野外個体群における近接二分画で見られる金属性のミラーの増加に伴うBSSの相対個体数の減少のこの傾向。低密度環境におけるBSS形成の支配的なモードは、近接二元系での物質移動である可能性が高いと私たちは主張します。次に、dSphのBSSの傾向と銀河のフィールドスターの傾向の類似性は、環境の多様性、おそらく重力の不安定性にもかかわらず、星形成中の小規模な断片化が同じ主要な物理的プロセスによって駆動されるという提案をサポートすることになります。原始星円盤の。
基本的な$ M _ {\ rm BH} $-$ \ sigma $関係の場合
| Title |
The_case_for_the_fundamental_$M_{\rm_BH}$-$\sigma$_relation |
| Authors |
Christopher_Marsden_(1),_Francesco_Shankar_(1),_Michele_Ginolfi_(2),_Kastytis_Zubovas_(3)_((1)_University_of_Southampton,_UK,_(2)_Observatoire_de_Gen\`eve,_Switzerland,_(3)_Center_for_Physical_Sciences_and_Technology,_Lithuania) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00098 |
ホスト銀河の特性（恒星の質量、バルジの質量、光度、有効半径など）とそれらの核超大質量ブラックホールの質量が密接な共進化に向かう点の間の強いスケーリング関係。この研究では、まず、超大質量ブラックホールの質量と恒星の速度分散（$M_{\rmBH}$-$\sigma_{\rme}$）の関係の基本的な重要性を裏付ける以前の取り組みをレビューします。次に、動的分析で測定された超大質量ブラックホール質量を含むローカル銀河サンプルの最新のコンパイルの一部に適用された残差の分析と主成分分析を介して、この主張を裏付けるオリジナルの作業を紹介します。最後に、運動量主導の流出に焦点を当てて、$M_{\rmBH}$-$\sigma_{\rme}$リレーションの存在を支持して、主な物理シナリオのレビューを行います。
ローカルグループ距離のクラスタリング：出版バイアスまたは相関測定？ VII。 100 Mpcまでの距離フレームワーク
| Title |
Clustering_of_Local_Group_distances:_publication_bias_or_correlated_measurements?_VII._A_distance_framework_out_to_100_Mpc |
| Authors |
Richard_de_Grijs_and_Giuseppe_Bono |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00114 |
私たちは、1990年以降の期間に重点を置いて、FornaxおよびComa銀河クラスターに対する公開された距離係数を検討します。距離係数のカタログを、このシリーズの以前の論文で確立された距離スケールに注意深く均質化しました。特定のトレーサーの使用に関連する体系的な違いを評価し、タリーフィッシャー関係と球状星団および惑星状星雲の光度関数の適用に基づいて結果を破棄しました。$\Delta（mM）_0^{\rmFornax-Virgo}=0.18\pm0.28$magおよび$\Delta（mMの乙女座クラスターに関するFornaxおよびComaクラスターの「最適な」加重相対距離係数をお勧めします）_0^{\rmComa-Virgo}=3.75\pm0.23$等クラスタの距離の最も代表的なものとして導出した加重平均距離係数（距離）のセットは、\begin{eqnarray}（mM）_0^{\rmFornax}＆=＆31.41\pm0.15\mbox{mag}（D=19.1^{+1.4}_{-1.2}\mbox{Mpc）および}\nonumber＆=＆31.21\pm0.28\mbox{mag}（D=17.5^{+2.4}_{-2.2}\mbox{Mpc）};\nonumber
ライマンブレイクボックスの外：CLAUDSを使用して$ 3.5
| Title |
Outside_the_Lyman-break_box:_detecting_Lyman_continuum_emitters_at_$3.5 |
| Authors |
Uro\v{s}_Me\v{s}tri\'c,_E._V._Ryan-Weber,_J._Cooke,_R._Bassett,_M._Sawicki,_A._L._Faisst,_K._Kakiichi,_A._K._Inoue,_M._Rafelski,_L._J._Prichard,_S._Arnouts,_T._Moutard,_J._Coupon,_A._Golob,_and_S._Gwyn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00158 |
Lymancontinuum（LyC）フラックスをエスケープする高赤方偏移銀河の汚染されていないサンプルを特定することは、宇宙の再電離の発生源と進化を理解するために重要です。COSMOSフィールドのCLAUDS$u$バンド光度測定法を提示し、$z\geq3.5$で分光的に確認された銀河からのLyC放射をプローブし、標準のLyman-break銀河の色選択の期待値の外側を調べます。CLAUDSデータを補完するために、Subaruマルチフィルター測光、\textit{HubbleSpaceTelescope}（$HST$）マルチフィルターイメージング、分光測量D10K、VUDS、3D-HSTを使用します。赤方偏移の範囲$3.5\lesssimz\lesssim5.1$のライマン連続銀河（LCG）候補のサンプルを示します。ここでは、5つのLCG候補を紹介します。2つは品質1、3つは品質2とフラグが付けられています。品質1の候補の推定$f_{\rmesc}^{\rmabs}$は$\sim5\％-73の範囲です。\％$および$\sim30\％-93\％$。これらの推定値は、一連のBPASSモデルへの入力としての個々の銀河からの私たちの派生パラメーター、ならびに平均の銀河間媒体（IGM）および最大の銀河間および銀河間媒体（IGM+CGM）伝送に基づいています。LCGの検索は、HI密度が低い視線に偏っている、またはライマンリミットシステムがないためと考えられます。私たちの2つの最適なLCG候補にはEW（Ly$\alpha）\leq50$\AA\があり、EW（Ly$\alpha$）と$f_{\rmesc}^{\rmabsの間に相関または反相関はありません}$、および$R_{\rmobs}$は、測定された通過帯域で観測された電離と非電離のフラックスの比率です。確かなLyC検出なし（$S/N<3$）で候補を積み重ねると、$1\％$以下の銀河から推定$f_{\rmesc}^{\rmabs}$になります。
渦巻銀河M33の放射伝達モデル
| Title |
A_radiative_transfer_model_for_the_spiral_galaxy_M33 |
| Authors |
Jordan_J._Thirlwall,_Cristina_C._Popescu,_Richard_J._Tuffs,_Giovanni_Natale,_Mark_Norris,_Mark_Rushton,_Meiert_Grootes_and_Ben_Carroll |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00400 |
星とダストの大規模なジオメトリがUVからサブミリメートルまでの多波長イメージング観測のフィッティングを通じて自己矛盾なく導出される、非エッジオンディスク銀河の最初の放射伝達（RT）モデルを提示します。このために、ポペスクらの軸対称RTモデルを使用しました。そして、幾何学的パラメータを導出するための新しい方法論を適用し、これを適用して{M33のスペクトルエネルギー分布（SED）をデコードしました。空間とスペクトルの両方のエネルギー分布を正常に説明し、残差は通常、表面輝度のプロファイルで$7\％$以内、空間統合SEDで$8\％$以内です。ダストの吸収と再放出の間のエネルギーバランスをよく予測し、変更された粒子特性を呼び出す必要はありません。モデルの予測を超えるsubmm放出はありません。ダスト加熱の$80\pm8\％$は若い恒星の個体群によって供給されていると計算します。M33のいくつかの形態学的コンポーネント、核、内部、主および外部ディスクを識別し、核から外部への星形成表面密度（$\Sigma_{\rmSFR}$）の減少の単調な傾向を示していますディスク。恒星の質量の表面密度に関連して、これらの成分の$\Sigma_{\rmSFR}$は、星形成銀河の「メインシーケンス」よりも急な関係を定義します。これを「構造的に解決されたメインシーケンス」と呼びます。環境または恒星のフィードバックメカニズムのいずれかが、新しく定義されたシーケンスの傾きを説明できます。星形成率は${\rmSFR}=0.28^{+0.02}_{-0.01}{\rmM}_{\odot}{\rmyr}^{-1}$です。
低質量のX線連星では、中性子星への恒星物質の付着により、タイプIのX線バーストとして知られる不安定な熱核フラッシュが発生する可能性があります。計算モデルを使用してこれらのイベントをシミュレートすると、降着システムの性質に関する貴重な情報が得られます。大規模な核反応ネットワークを備えた1次元（1D）天体物理学コードは、X線バーストをシミュレートするための現在の最先端技術です。これらのコードは、放出された核エネルギーと灰の最終的な組成を予測するために、何千もの核反応経路を通じて同位体の進化を追跡できます。この論文では、これらの取り組みの最前線にある1DコードであるKEPLERを幅広く利用しています。最初に、KEPLERバーストモデルのセットアップと分析の改善点を紹介します。初期条件での核加熱を考慮に入れることにより、熱バーンイン時間を短縮し、それにより計算コストを削減し、より一貫したバーストトレインを生成します。一時的な降着イベントによって引き起こされるバーストをモデル化するために、私は完全に時間依存の降着率で最初のそのようなシミュレーションを実行します。「クロックドバースター」GS1826$-$238をモデル化する以前の取り組みに基づいて、3840シミュレーションのグリッドを事前計算し、マルコフチェーンモンテカルロ（MCMC）メソッドを使用して補間結果をサンプリングします。予測をマルチエポックな観測と比較することにより、システムパラメーターの事後確率分布を取得します。次に、168シミュレーションのグリッドを使用して、これらのMCMCメソッドを純粋なヘリウムバースターである4U1820$-$30に拡張します。最後に、降着中性子星の計算モデリングをさらに発展させるために、将来の研究の潜在的な改善について説明します。
超新星残骸N132Dの発光、高速、酸素に富む噴出物の三次元運動学的再構成
| Title |
Three-Dimensional_Kinematic_Reconstruction_of_the_Optically-Emitting,_High-Velocity,_Oxygen-Rich_Ejecta_of_Supernova_Remnant_N132D |
| Authors |
Charles_J._Law,_Dan_Milisavljevic,_Daniel_J._Patnaude,_Paul_P._Plucinsky,_Michael_D._Gladders,_Judy_Schmidt,_Niharika_Sravan,_John_Banovetz,_Hidetoshi_Sano,_Jordan_M._McGraw,_George_Takahashi,_Salvatore_Orlando |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00016 |
大マゼラン星雲内の超新星残骸N132Dの発光、酸素に富む噴出物の3次元運動学的再構成を提示します。データは、6.5mのマゼラン望遠鏡をIMACS+GISMO装置と組み合わせて取得し、[OIII]${\sim}$3$^{\prime}〜\timesでの$\lambda\lambda$4959,5007線放出N132Dを中心とした$3$^{\prime}$リージョン。私たちのデータの空間分解能とスペクトル分解能により、光学イジェクタ構造の詳細な検査が可能になります。N132Dの光学的に明るい酸素噴出物の大部分は、空の平面に対して約28$^{\circ}$傾いたトーラスのような形状に配置されています。トーラスの半径は4.4pc（$D_{\rmLMC}$/50kpc）で、青にシフトした半径方向の速度非対称$-3000$〜$+2300$kms$^{-1}$、周囲に目立った切れ目があります。Oが豊富なフィラメントの幾何学的中心からの同種膨張を仮定すると、1745kms$^{-1}$の平均膨張速度は、2450$\pm$195年間の爆発以来の年齢に変換されます。全空間速度が3650kms$^{-1}$のかすかな、空間的に分離された「暴走する結び目」（RK）は、トーラス面にほぼ垂直であり、Siで大幅に強化されたX線放射と一致します。LMCとN132Dのバルクイジェクタ。これらの運動学的および化学的特徴は、RKがその起源を前駆星の奥深くに持っていた可能性があることを示唆しています。全体的に、N132Dのメインシェルの形態と高速でSiが豊富なコンポーネントは、タイプIIb超新星爆発の結果であるカシオペアAと非常によく似ています。私たちの結果は、観測された形態が爆発ダイナミクスによって支配されているか、または環境との相互作用によって形作られているかを確実に調整できるさらなる観測とシミュレーションの必要性を強調しています。
自己矛盾のない電子加熱によるGRMHDシミュレーションからのSgr A *放射モデルのパラメーター調査
| Title |
A_parameter_survey_of_Sgr_A*_radiative_models_from_GRMHD_simulations_with_self-consistent_electron_heating |
| Authors |
J._Dexter,_A._Jim\'enez-Rosales,_S._M._Ressler,_A._Tchekhovskoy,_M._Baub\"ock,_P._T._de_Zeeuw,_F._Eisenhauer,_S._von_Fellenberg,_F._Gao,_R._Genzel,_S._Gillessen,_M._Habibi,_T._Ott,_J._Stadler,_O._Straub,_F._Widmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00019 |
銀河中心のブラックホール候補であるSgrA*は、近赤外およびサブミリメートル波長のロングベースライン干渉実験など、低光度降着の物理学の研究に最適なターゲットです。ここでは、一般相対論的MHDシミュレーションのパラメーター調査から生成された画像とスペクトルを、SgrA*の一連の電波から近赤外線までの観測と比較します。私たちのモデルは、弱い磁化と強い磁化の限界を超えており、電子加熱にさまざまなサブグリッド処方を使用しています。シナリオの2つのクラスは、サブミリ波スペクトルピークの幅広い形状と、非常に変化しやすい近赤外線フレア発光を説明できることがわかります。過去の研究と同様に、ほとんどの放出がジェット壁の近くで生成される弱く磁化された「ディスクジェット」モデルと、ホットエレクトロンがどこにでも存在する強く磁化された（磁気的に停止したディスク）モデル。ディスクジェットモデルは、強力なファラデー回転の結果、サブミリ波長で強く偏光解消され、SgrA*の観測と一致しません。代わりに、強く磁化されたモデルを使用します。これは、中央値および高度に変化する線形分極信号の適切な説明を提供します。同じモデルは、観測された平均ファラデー回転測定値と、SgrA*近赤外線フレアで最近見られた偏光信号を説明することもできます。
プロトタイプ重力波光過渡観測器（GOTO-4）を使用した重力波合併イベントに対する電磁対応の検索
| Title |
Searching_for_Electromagnetic_Counterparts_to_Gravitational-wave_Merger_Events_with_the_Prototype_Gravitational-wave_Optical_Transient_Observer_(GOTO-4) |
| Authors |
B._P._Gompertz,_R._Cutter,_D._Steeghs,_D._K._Galloway,_J._Lyman,_K._Ulaczyk,_M._J._Dyer,_K._Ackley,_V._S._Dhillon,_P._T._O'Brien,_G._Ramsay,_S._Poshyachinda,_R._Kotak,_L._Nuttall,_R._P._Breton,_E._Pall\'e,_D._Pollacco,_E._Thrane,_S._Aukkaravittayapun,_S._Awiphan,_M._J._I._Brown,_U._Burhanudin,_P._Chote,_A._A._Chrimes,_E._Daw,_C._Duffy,_R._A._J._Eyles-Ferris,_T._Heikkil\"a,_P._Irawati,_M._R._Kennedy,_T._Killestein,_A._J._Levan,_S._Littlefair,_L._Makrygianni,_T._Marsh,_D._Mata_S\'anchez,_S._Mattila,_J._Maund,_J._McCormac,_D._Mkrtichian,_Y._-L._Mong,_J._Mullaney,_B._M\"uller,_A._Obradovic,_E._Rol,_U._Sawangwit,_E._R._Stanway,_R._L._C._Starling,_P._Str{\o}m,_S._Tooke,_R._West_and_K._Wiersema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00025 |
プロトタイプ4望遠鏡構成で重力波光過渡観測器（GOTO）を使用して実行されたLIGO-Virgoコラボレーション（LVC）O3の前半中に29の重力波トリガーの光学的追跡観測の結果を報告します（GOTO-4）。実行可能な電磁対応候補は特定されませんでしたが、軸上および軸外のガンマ線バーストとキロノバのテスト光曲線を使用して、3D（体積）カバレッジを推定します。ソースリージョンをすぐに観測できる場合、GOTO-4はGWアラートに1分未満で応答できました。最初の観測の平均時間は、アラートを受け取ってから$8.79$時間（トリガー後$9.90$時間）でした。イベントごとに平均$732.3$平方度がタイリングされました。これは、LVC確率マップの平均$45.3$パーセント、または観測可能確率の$70.3$パーセントを表します。このカバレッジは、進化する重力波検出器ネットワークのローカリゼーションパフォーマンスに合わせて施設が拡大するにつれて、さらに改善されます。4望遠鏡のプロトタイプ構成でも、GOTOは、良好な観測条件で200Mpcを超えるAT2017gfoのような新星を検出できます。私たちのテストモデルはこの距離では回復するには微弱なので、現在、遠方（$\hat{D}_L=1.3$Gpc）のバイナリブラックホールマージの母集団に意味のある電磁制限を課すことはできません。ただし、GOTOは完全な32望遠鏡、2ノード（ラパルマ＆オーストラリア）構成にアップグレードされているため、予測されるO4バイナリ中性子星の併合量をカバーするのに十分な感度があり、北部の両方に対応できると予想されます。そしてサザントリガー。
短いガンマ線バーストのサーカムバースト環境に関する制約
十分に局所化された短いガンマ線バースト（SGRB）の観測的フォローアップにより、人口の$20-30\％$は、ホスト銀河の一致がなくても、深い光学およびNIR制限（$\gtrsim26$mag）に達しました。これらのSGRBは、強いホストアソシエーションがないため、観察的にホストレスとして分類されています。これらのホストレスSGRBは、その形成とその合併（SGRBにつながる）の間の連星中性子星系（出生キックのため）が通過する長い距離を示している可能性があると主張されています。ホスト銀河からのGRBの距離は、周囲のサーカムバースト密度によって間接的に調べることができます。これらの密度の下限は、初期の残光のライトカーブから取得できることを示します。サンプルの短いGRBの$\lesssim16\％$は、密度$\lesssim10^{-4}$cm$^{-3}$で発生したことがわかります。これらの密度は、ホスト銀河のビリアル半径よりも遠い距離での予想される値の範囲を表します。観察的にホストレスであることが判明したサンプルの5つのSGRBのうち、誕生銀河のビリアル半径を超えて発生したものと一致するものはありません。これは、2つのシナリオのいずれかを意味します。これらの観測的にホストレスのSGRBは、ホスト銀河の半分の光の半径の外側で発生しましたが、銀河のハロー内、または中程度から高い赤方偏移（$z\gtrsim2$）のホスト銀河で発生しました。
ガンマ線バースト（GRB）は、Blandford-Znajek（BZ）メカニズムまたはニュートリノが支配的な降着流（NDAF）からのニュートリノ消滅を介して、ブラックホール（BH）ハイパーアクリエーションシステムによって駆動される可能性があります。内部ディスクとBHの間の磁気結合（MC）は、角運動量とエネルギーを高速回転BHからディスクに伝達します。ニュートリノ光度とニュートリノ消滅光度はどちらも、MCプロセスによって効率的に強化されます。この論文では、BZメカニズムとMCメカニズムの両方が存在するという仮定の下で、磁化NDAF（MNDAF）の構造、光度、MeVニュートリノ、および重力波（GW）を研究します。この結果は、BZメカニズムがニュートリノ消滅光度と競合して、2つの磁気メカニズムの異なるパーティションの下でジェットをトリガーすることを示しています。MNDAFの典型的なニュートリノ光度と消滅光度は、NDAFのものよりも明らかに高いです。MNDAFのニュートリノスペクトルの典型的なピークエネルギーは、NDAFのそれよりも高いですが、コア崩壊超新星のそれに似ています。さらに、MCプロセスが支配的である場合、異方性ニュートリノ放出に起因するGWは、特に降着率が高いディスクに対してより強くなります。
| Title |
The_Ups_&_Downs_of_Accreting_X-ray_Pulsars:_Decade-long_observations_with_the_Fermi_Gamma-ray_Burst_Monitor |
| Authors |
C._Malacaria,_P._Jenke,_O.J._Roberts,_C.A._Wilson-Hodge,_W.H._Cleveland,_and_B._Mailya_(on_behalf_of_the_GBM_Accreting_Pulsars_Program_team) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00051 |
フェルミガンマ線宇宙望遠鏡に搭載された全天ガンマ線バーストモニター（GBM）を使用して、降着X線パルサーを10年以上継続的に監視します。私たちの仕事には、2008年8月のGBM運用の開始から2019年11月までのデータが含まれます。39の付加パルサーからの脈動が、GBMによって$10-50\、$keVのエネルギー範囲で観測されています。GBM降着パルサープログラム（GAPP）は、降着パルサーごとにデータ削減と分析を実行し、パルス周波数とパルス流束の履歴を公開します。GBMによって観測された持続的および一時的なX線パルサーのスピン履歴、バースト、およびトルク動作を詳細に調べます。各ソースのスピン周期の進化は、ディスク降着および準球形の降着駆動トルクモデルのコンテキストで分析されます。GBMミッションの全期間にわたって長期パルス周波数履歴も分析され、以前のBATSE全天監視ミッションで利用可能なものと比較され、分析されたソースの一部（2S1845-024のトルク反転など）で以前に気付かなかったエピソードが明らかになります）。3つの情報源に対して、新しい、または既知の軌道解を取得します。私たちの結果は、降着X線パルサーを監視するための優れた機器としてのGBMの機能と、この分野への重要な科学的貢献を実証しています。
Kilonovaeの軸対称放射伝達モデル
| Title |
Axisymmetric_Radiative_Transfer_Models_of_Kilonovae |
| Authors |
Oleg_Korobkin_(1_and_2),_Ryan_Wollaeger_(1),_Christopher_Fryer_(1_and_2),_Aimee_L._Hungerford_(1_and_2),_Stephan_Rosswog_(3),_Christopher_Fontes_(1),_Matthew_Mumpower_(1_and_2),_Eve_Chase_(4),_Wesley_Even_(1_and_2),_Jonah_M._Miller_(1),_G._Wendell_Misch_(1_and_2),_and_Jonas_Lippuner_(1_and_2)_((1)_LANL_CTA,_(2)_JINA,_(3)_Stockholm_University,_(4)_CIERA,_Northwestern_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00102 |
GW170817の詳細な観察により、中性子星の合併が重元素の主要な生産場所であることを初めて初めて証明しました。観測は、質的には一致するが、量的には（たとえば、rプロセスの総質量が）量的に異なるシミュレーションの数に適合させることができます。キロノバイジェクタを数値シミュレーションによって動機付けられたいくつかの典型的な形態に分類し、放射伝達モンテカルロコードを適用して、イジェクタの幾何学的分布が放出された放射をどのように形成するかを調べます。スペクトルと光度曲線の両方に大きな影響を与えます。ピークボロメトリック光度は2桁異なり、そのピークのタイミングは5倍異なる場合があります。これらの調査結果は、観測から推論された噴出物塊が少なくとも1桁不確実であることを決定的に示唆しています。ランタニドに富む噴出物を含む混合2成分モデルは、幾何分布に特に敏感です。混合モデルのサブセットは、ランタニドの「カーテン」により、非常に強い視野角依存性を示します。これは、ランタニドに富むコンポーネントの相対質量が小さくても持続します。残りのモデルでは角度依存性は弱いですが、2つのコンポーネントの幾何学的な組み合わせが異なると、非常に多様な一連の光曲線が生成されます。ジオメトリに依存する後期スペクトルのPCygni機能を特定します。これは、ネオジムのシミュレートされた不透明度の強い線を直接マッピングします。
白色矮星の潮汐の混乱：理論モデルと観測の展望
| Title |
Tidal_Disruptions_of_White_Dwarfs:_Theoretical_Models_and_Observational_Prospects |
| Authors |
Kate_Maguire,_Michael_Eracleous,_Peter_G._Jonker,_Morgan_MacLeod,_Stephan_Rosswog |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00146 |
質量$\lesssim$$10^5$M$_{\odot}$のブラックホールの潮汐半径に入る白い矮星は、潮汐力によって引き裂かれる運命にあります。恒星のブラックホールと超大質量のブラックホールの間のこの質量範囲のブラックホールは決定的に特定されていないため、白色矮星の潮汐の混乱の検出は、中間質量のブラックホールの存在の明確な証拠を提供します。このレビューでは、中間質量のブラックホールによる白色矮星の潮汐の破壊から生じる一時的なイベントの理論的および観測的概要を示します。これには、最新のシミュレーションと予測された特性、観測調査の結果、および今後のミッションで重力波放出が検出される可能性の概要の説明が含まれます。
GBT 350 MHzドリフトスキャンパルサー調査。 III。 PSR J2256-1024の日食材料における磁場の検出
| Title |
The_GBT_350-MHz_Drift_Scan_Pulsar_Survey._III._Detection_of_a_magnetic_field_in_the_eclipsing_material_of_PSR_J2256-1024 |
| Authors |
Kathryn_Crowter,_Ingrid_H._Stairs,_Christee_A._McPhee,_Anne_M._Archibald,_Jason_Boyles,_Jason_Hessels,_Chen_Karako-Argaman,_Duncan_R._Lorimer,_Ryan_S._Lynch,_Maura_A._McLaughlin,_Scott_M._Ransom,_Mallory_S._E._Roberts,_Kevin_Stovall,_and_Joeri_van_Leeuwen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00164 |
黒の未亡人パルサーの日食材料における非ゼロ磁場の最初の測定を提示します。黒の未亡人は彼らの仲間をアブレーションしているミリ秒のパルサーです。したがって、それらはしばしば、分離されたミリ秒パルサーの潜在的なソースの1つとして提案されています。PSRJ2256-1024は、電波の波長で発見され、後にスペクトルのX線部分とガンマ部分でも観測される、食欲をそそる黒い未亡人です。ここでは、PSRJ2256-1024の無線タイミングソリューション、350、820、および1500〜MHzでの偏波プロファイルと、システム内の材料の欠落による偏波プロファイルの変化の調査を示します。後者では、皆既日食直後の直線偏光におけるファラデー回転の証拠が見つかり、回転測定値は0.44（6）radpermetersquaredであり、対応する見通し磁場は3.5（17）mGです。
ブラウン応力蓄積プロセスによって引き起こされるパルサーグリッチの長期統計
| Title |
Long-term_statistics_of_pulsar_glitches_triggered_by_a_Brownian_stress_accumulation_process |
| Authors |
Julian_B._Carlin,_Andrew_Melatos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00168 |
回転駆動パルサーの回転グリッチの微物理にとらわれないメタモデルが開発され、グローバルに平均化された内部応力がグリッチ間のブラウンプロセスとして蓄積され、クリティカルなしきい値を超えるとグリッチがトリガーされます。個々のパルサーの長期イベント統計に関して、正確で偽造可能な予測が行われます。たとえば、グリッチのサイズと次のグリッチがすべてのパルサーで0.25を超えるまでの待機時間との間のスピアマン相互相関係数。グリッチが最も多い6つのパルサーの中で、PSRJ0537$-$6910とPSRJ0835$-$4510はメタモデルの予測と一致していますが、PSRJ1740$-$3015とPSRJ0631$+$1036はそうではありません。PSRJ0534$+$2200およびPSRJ1341$-$6220は、解決されていない、待機時間の短い小さなグリッチが検出されないまま存在する場合にのみ、メタモデルと一致します。結果は、文献にある別の微物理学にとらわれないメタモデルである、状態依存のポアソンプロセスと比較されます。この結果は、PSRJ0835$-$4510の最近のパルス間観測にも簡単に適用され、2016年のグリッチの直前の回転周波数の負の変動の証拠を明らかにしているようです。
球対称の降着に関するボンダイ
ヘルマンボンディの1952年の論文「球対称の降着について」は降着理論の基礎の1つとして認識されています。ボンディは後にそれが「試験演習にすぎない」と述べたが、点質量への球形降着の彼の数学的分析は、論文の発表時に発生的または存在しなかった天体物理学の分野全体で幅広い用途を見出した。。この非技術的なレビューでは、ボンディの仕事の動機を説明し、高エネルギー天体物理学、銀河形成、星形成におけるボンディ降着のいくつかのアプリケーションについて簡単に説明します。
6.4keVのFeK_\alpha蛍光線は、降着するコンパクトな物体の近くの時空メトリックの強力なプローブです。ここでは、非最小結合スカラー場の存在を呼び出し、強くスカラー化された中性子星の存在を予測するいくつかの代替重力理論、つまりスカラーテンソル理論が、一般相対論に関して期待される線形をどのように変化させるかを調査しました。Fe線が発生する降着円盤の一般相対論的軌道ダイナミクスからの両方の偏差と、中性子星の周りの光伝搬の変化を考慮することにより、観測者に対する円盤のさまざまな傾斜の線形状を計算しました。低エネルギーの尾部の強度とラインの高エネルギーエッジの位置の両方が変化することがわかりました。さらに、これらの変化が一般的に数パーセント程度であっても、次世代のX線衛星で観測できる可能性があることを確認しました。
最近のAMS-02データに照らした銀河のハローサイズ
| Title |
Galactic_halo_size_in_the_light_of_recent_AMS-02_data |
| Authors |
N._Weinrich,_M._Boudaud,_L._Derome,_Y._G\'enolini,_J._Lavalle,_D._Maurin,_P._Salati,_P._Serpico,_G._Weymann-Despres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00441 |
銀河の垂直拡散ハローサイズ$L$は、暗黒物質間接検索の重要なパラメーターです。最近のAMS-02データのおかげで、より正確に判断できます。Be/Bおよび$^{10}$Be/Beデータから$L$に制約を設定し、陽電子データで整合性チェックを実行します。Be/Bと$^{10}$Be/Beの$L$への依存について詳しく説明し、どのエネルギー範囲でより良いデータが将来の$L$の改善に役立つかを予測します。核の伝播にはUSINEv3.5を使用し、$e^+$はBoudaudらのピンチ法で計算されます。（2017）。現在のAMS-02Be/B（$\sim3\％$精度）およびACE-CRIS$^{10}$Be/Be（$\sim10\％$精度）データは、$L$に同様の一貫した制約をもたらします。AMS-02Be/Bデータのみでは、$L=5^{+3}_{-2}$kpcが$1\sigma$に制限されます。これは、ほとんどのモデルが陽電子を過剰生成しない範囲です。今後の実験では、$L$をさらに制約するために、$^{10}$Be/$^9$Beを10GV未満でパーセントレベルの精度で提供する必要があります。今後のAMS-02、HELIX、およびPAMELA$^{10}$Be/$^9$Beの結果は、さらにテストされ、ここで導き出された制限を強化する可能性があります。ライフタイムの異なる放射性種（Al/MgやCl/Arなど）を含む元素比も、補完的でより堅牢な制約を提供するために待ち望まれています。
ZTF J1901 + 5309：ダブルホワイトドワーフシステムを覆う40.6分の軌道周期
| Title |
ZTF_J1901+5309:_A_40.6-Minute_Orbital_Period_Eclipsing_Double_White_Dwarf_System |
| Authors |
Michael_W._Coughlin,_Kevin_Burdge,_E._Sterl_Phinney,_Jan_van_Roestel,_Eric_C._Bellm,_Richard_G._Dekany,_Alexandre_Delacroix,_Dmitry_A._Duev,_Michael_Feeney,_Matthew_J._Graham,_S._R._Kulkarni,_Thomas_Kupfer,_Russ_R._Laher,_Frank_J._Masci,_Thomas_A._Prince,_Reed_Riddle,_Philippe_Rosnet,_Roger_Smith,_Eugene_Serabyn_and_Richard_Walters |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00456 |
ZwickyTransientFacilityは、軌道周期が1時間未満のバイナリシステムを発見し始めました。これらの光源の高ケイデンス測光を可能にする専用のフォローアップシステムと組み合わせると、これらの光源の体系的な確認と特性評価が可能になります。ここでは、ZTFJ190125.42+530929.5の発見を報告します。これは、40.6\の最小軌道周期であり、二重の白色矮星バイナリを覆っています。測光モデリングと分光モデリングの両方がその性質を確認し、推定傾き$i=86.2^{+0.6}_{-0.2}\、\rmdegree$と一次および二次有効温度$\textrm{T}_\textrmを生成します{eff}=28,000^{+500}_{-500}\、K$および$\textrm{T}_\textrm{eff}=17,600^{+400}_{-400}\、K$それぞれ。このシステムは、将来の重力波検出器のソースの増加するリストに追加され、二重縮退の人口統計分析に貢献します。
ラジオで選択されたブレザーの硬X線特性
| Title |
Hard_X-ray_properties_of_radio-selected_blazars |
| Authors |
Marcus_Langejahn,_Matthias_Kadler,_J\"orn_Wilms,_Eugenia_Litzinger,_Michael_Kreter,_Neil_Gehrels,_Wayne_H._Baumgartner,_Craig_B._Markwardt,_Jack_Tueller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00477 |
ビームされたAGNの硬X線特性は105か月のSwift/BATカタログで公開されていますが、明確に定義された、ラジオで選択された、ハードピークの低いピークのブレザーのサンプルについてこれまでに行われた研究はありません。X線バンド。統計的に完全なMOJAVE-1サンプルを使用して、不可解なガンマ線のかすかなタイプを含む、放射線で選択されたブレザーの硬X線特性を決定することを目的としています。また、拡散したCXBへのラジオで選択された低ピークのブレザーの寄与を判断することを目的としています。105か月のSwift/BAT調査から得られたMOJAVE-1サンプルから、20keV-100keVのブレーザーと他の銀河系外ジェットの範囲の光子指数、フラックス、光度を測定しました。対数N対数Sの分布と光度関数を計算しました。MOJAVE-1ブレーザーの大部分は、カウント率が低いにもかかわらず、硬いX線エミッターであることがわかっています。放射束密度分布とは対照的に、放射で選択されたブレザーの硬X線放出の対数N対数S分布は、明らかにユークリッドではありません。20keV-100keVバンドのCXBの約0.2％は、MOJAVE-1ブレーザーに分解できます。独特の対数N-対数S分布の不一致は、光度関数モデリングによってテストされたように、X線と電波帯域の異なる進化経路に起因する可能性があります。X線の変動は、主要な原因として除外できます。低ピークのブレザーは、X線で選択されたブザーの同様の研究と比較して、CXBの寄与という点で本質的に異なる線源集団を構成します。硬X線フラックスとスペクトルインデックスは、個々の線源のガンマ線検出確率の優れたプロキシとして機能します。たとえばeROSITAを使用したディープX線調査とCTAを使用したターゲットガンマ線観測を組み合わせた将来の観測では、さまざまなブレザーサブクラスのこれらの高エネルギーバンド間の緊密な接続から大きなメリットが得られます。
300 mフィルターキャビティでの損失の推定とKAGRA重力波検出器での量子ノイズの低減
| Title |
Estimation_of_losses_in_a_300_m_filter_cavity_and_quantum_noise_reduction_in_the_KAGRA_gravitational-wave_detector |
| Authors |
Eleonora_Capocasa,_Matteo_Barsuglia,_J\'er\^ome_Degallaix,_Laurent_Pinard,_Nicolas_Straniero,_Roman_Schnabel,_Kentaro_Somiya,_Yoichi_Aso,_Daisuke_Tatsumi,_and_Raffaele_Flaminio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00210 |
現在建設中の重力波検出器KAGRAの感度は、スペクトルの大部分の量子ノイズによって制限されます。検出器の感度を上げる最も有望な手法は、スクイーズされた状態の光を注入することです。この場合、スクイーズ角度はファブリーペローフィルターキャビティによって動的に回転されます。フィルターキャビティの設計と実現における主な問題の1つは、鏡面の欠陥による光学損失です。この作業では、KAGRA検出器の300mフィルターキャビティで使用されるミラーの仕様について調べます。空洞のプロトタイプは、国立天文台の旧TAMA干渉計のインフラストラクチャー内に構築されます。また、さまざまな現実的な損失源のモデルとスクイーズ振幅への影響に基づいて、KAGRA感度の潜在的な改善についても説明します。
グローバルMHDシミュレーションに基づくTianQinの残留加速度の分析
| Title |
Analyses_of_residual_accelerations_for_TianQin_based_on_the_global_MHD_simulation |
| Authors |
Wei_Su,_Yan_Wang,_Ze-Bing_Zhou,_Yan-Zheng_Bai,_Yang_Guo,_Chen_Zhou,_Tom_Lee,_Ming_Wang,_Ming-Yue_Zhou,_Tong_Shi,_Hang_Yin,_Bu-Tian_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00254 |
TianQinは、提案された宇宙ベースの重力波観測所です。0.1mHz〜1Hzの周波数範囲の重力波信号を検出するように設計されています。地球中心の距離が$10^5$kmの場合、地球の磁気圏のプラズマが環境騒音の主な原因となります。ここでは、TianQinのテスト質量に対する宇宙プラズマの磁場によって引き起こされる加速ノイズを分析します。AdvancedCompositionExplorerによって観測された実際の太陽風データは、電磁流体力学シミュレーションの入力として使用されます。宇宙天気モデリングフレームワークを使用して地球の全球磁気圏をシミュレートし、そこから検出器の軌道上のプラズマと磁場のパラメーターを取得します。これらの軌道構成で、残留加速度の時系列と対応する振幅スペクトル密度を計算します。宇宙磁場と宇宙船磁場（$\bm{a}_{\rmM1}$）によって引き起こされたTMの磁気モーメントの間の相互作用によって生成される残留加速度は、$10に近づくことができる主要な項であることがわかります^{-15}$m/s$^2$/Hz$^{1/2}$@$f\lesssim0.2$mHzで、帯磁率の公称値（$\chi_{\rmm}=10^{-5}$）とテスト質量の磁気シールド係数（$\xi_{\rmm}=10$）。宇宙磁場によって引き起こされる加速ノイズの振幅スペクトル密度と慣性センサーの予備目標の比率は、それぞれ1mHzと10mHzで0.34と0.07です。TianQinの将来の計装開発では、$\chi_{\rmm}$を減らしたり、$\xi_{\rmm}$を増やしたりして、この加速ノイズをさらに削減することについて説明します。
パルサー検索は、物理学および天体物理学の分野の科学的研究に不可欠です。電波望遠鏡の開発として、候補者の成長の爆発的な量とその成長速度は、いくつかの課題を引き起こしています。したがって、自動で正確かつ効率的なパルサー候補選択方法の開発が急務となっています。このニーズを満たすために、この作業では、500メートルの開口部球面望遠鏡（FAST）データから収集された候補を特定するためのConcat畳み込みニューラルネットワーク（CCNN）を設計しました。CCNNは、畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を使用して診断サブプロットから「パルサーのような」パターンを抽出し、これらのCNN機能を連結層で結合します。したがって、CCNNはエンドツーエンドの学習モデルであり、中間ラベルを必要としないため、CCNNはパルサー候補選択のオンライン学習パイプラインに適しています。FASTデータの実験結果は、CCNNが類似のシナリオで利用可能な最先端のモデルよりも優れていることを示しています。完全に326個中4個の実際のパルサーを逃します。
シングルディッシュ電波望遠鏡による弱い電波源の検出と分析の方法
| Title |
Methods_for_detection_and_analysis_of_weak_radio_sources_with_single-dish_radio_telescopes |
| Authors |
M._Marongiu,_A._Pellizzoni,_E._Egron,_T._Laskar,_M._Giroletti,_S._Loru,_A._Melis,_G._Carboni,_C._Guidorzi,_S._Kobayashi,_N._Jordana-Mitjans,_A._Rossi,_C._G._Mundell,_R._Concu,_R._Martone,_L._Nicastro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00346 |
かすかな電波源（mJy/サブmJyイベント）の検出は、単一料理の天文学で未解決の問題です。今日まで、シングルディッシュモードで検出されなかった電波源を観測すると、画像の二乗平均平方根（RMS）に基づいた大まかな上限が得られることがよくあります。サルデーニャ電波望遠鏡（SRT）を使用して、既知の音源位置の周りのラスターマップからかすかな電波源の検出に適用される3つの方法の感度と堅牢性を比較します。スマートな「クイックルック」方法、「音源抽出」方法（典型的な高エネルギー天文学）、そして2次元ガウスとの適合。関心の対象は、宇宙線起源の高エネルギー放射線の閃光であるガンマ線バースト（GRB）からの（シンクロトロン放射による）微弱な電波残光放射です。この目的のために、未検出のソース（GRB残光181201Aおよび190114C）と検出された銀河X線の両方のSRTCバンド（6.9GHz）観測に適用される点のような電波源の分析に固有のPythonコードを開発しましたバイナリGRS1915+105。さまざまな検出方法の比較分析では、実際の電波観測を補完する有用な手段としてシミュレーションを広範囲に使用しました。SRTデータ分析の最良の方法は、2次元ガウスへの適合です。これは、従来の手法と比べて、単一料理の観測の感度の限界を約1.8mJyに押し下げ、約40％改善するためです。初期値と比較して。この分析は、特にかすかなソースの場合、無線バックグラウンドの正確な知識が不可欠であることを示しています。
南天キャリブレーターPKS B1934-638の近くのフィールドソース：SKA-MIDとその前駆体によるスペクトル線観測への影響
| Title |
Field_sources_near_the_southern-sky_calibrator_PKS_B1934-638:_effect_on_spectral_line_observations_with_SKA-MID_and_its_precursors |
| Authors |
I._Heywood,_E._Lenc,_P._Serra,_B._Hugo,_K._W._Bannister,_M._E._Bell,_A._Chippendale,_L._Harvey-Smith,_J._Marvil,_D._McConnell,_M._A._Voronkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00454 |
正確な機器のバンドパス補正は、無線干渉計を使用したターゲットモードおよびサーベイモードの観測からのスペクトル線を確実に解釈するために不可欠です。バンドパス補正は、通常、強力なキャリブレータソースの測定値を、想定されるモデル（通常は孤立したポイントソース）と比較することによって実行されます。現代の干渉計の広い視野と高感度は、キャリブレーターの観測で追加のソースがしばしば検出されることを意味します。これにより、バンドパス補正にエラーが発生し、適切に考慮されていなければ、ターゲットデータに影響が及ぶ可能性があります。標準的なキャリブレータPKSB1934-638に焦点を当て、シミュレーションを実行して、広視野の空のモデルを構築することにより、この効果を評価します。SKA-MIDのASKAP（0.7-1.9GHz）、MeerKAT（UHF：0.58-1.05GHz、Lバンド：0.87-1.67GHz）およびBand2（0.95-1.76GHz）の場合を検討します。バンドパスキャリブレーション中に中心点光源モデルを使用すると、SKA-MIDの場合、〜0.2〜0.5％のレベルで〜0.01％に低下する前兆の機器によって測定されたスペクトルに振幅エラーが発生することがわかります。これは、ソーススペクトルのリップルとして現れ、その動作は、アレイのベースラインの分布、ソリューション間隔、プライマリビームサイズ、キャリブレーションスキャンの時間角、およびイメージング時に使用される重みと結びついています。ターゲット。キャリブレーションパイプラインは、標準的なキャリブレーターの完全なフィールドモデルを日常的に使用して、データからこの潜在的に破壊的な汚染物質を削除する必要があります。推奨される推奨事項は、シミュレーション結果をPKSB1934-638のMeerKATスキャンと比較し、拡張された空のモデルの有無にかかわらずキャリブレーションを行います。
トリプルコモンエンベロープの進化：環星状トリプル
三重星系の動的進化は、コンパクトなバイナリの形成を引き起こし、バイナリの合併を引き起こす可能性があります。コンパクトバイナリシステムの進化において主要な役割を果たす共通エンベロープ（CE）の進化は、トリプルの進化において同様に重要な役割を果たすことができます。ここでは、三体共通包絡線（TCE）進化の最初の詳細なモデルを提供するために、流体力学シミュレーションを少数体力学と組み合わせて使用します。進化した巨人のエンベロープが巨人の周りを回るコンパクトなバイナリ（内部バイナリ）を飲み込み、進化星のコアに渦巻くという、星周のケースに焦点を当てます。私たちの探索的モデリングを通じて、そのようなTCEのいくつかの可能な結果を見つけます。（1）3番目の星のエンベロープ内のバイナリのマージ。（2）突入後のインスパイラルバイナリのバイナリ破壊により、恒星コアと前者の2つの破壊されたバイナリの2つのコンポーネントのカオス的なトリプルダイナミクスが発生します。カオスの進化は、通常、元のバイナリコンポーネントの少なくとも1つのインスパイラルとコアとの統合につながり、時には2番目のコンポーネントの排出、あるいは2つ目のバイナリエンベロープの進化につながります。TCEのインスパイラルは、インナーバイナリからのエネルギー/運動量の抽出により、同様の質量の対応するバイナリの場合と比較して、全体的に遅いインスパイラル、より大きな質量放出、およびより非球面の残骸の生成につながります。TCEは、さまざまな種類の恒星合併や独自のコンパクトなバイナリシステムを生成する上で重要な役割を果たし、潜在的な電磁および重力波源を誘発する可能性があることを期待しています。
進化していないF型食用連星BT Vulpeculaeの絶対寸法
| Title |
Absolute_dimensions_of_the_unevolved_F-type_eclipsing_binary_BT_Vulpeculae |
| Authors |
Guillermo_Torres_(1),_Claud_H._Sandberg_Lacy_(2),_Francis_C._Fekel_(3),_Matthew_W._Muterspaugh_(4,5)_((1)_Center_for_Astrophysics,_(2)_Univ._of_Arkansas,_(3)_Tennessee_State_Univ.,_(4)_Fairborn_Observatory,_(5)_Columbia_State_Community_College) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00022 |
1.14日の広範囲の微分Vバンド光度測定と高解像度分光法を報告します。分離された二重線食バイナリBTVul（F0+F7）。私たちの動径速度モニタリングと光度曲線分析は、M1=1.5439+/-0.0098MSunとR1=1.536+/-0.018RSunの絶対質量と半径につながり、M2=1.2196+/-0.0080MSunとR2=1.151セカンダリの+/-0.029RSun。有効温度は、それぞれ7270+/-150Kおよび6260+/-180Kです。両方の星は高速回転子であり、軌道は円形です。MISTシリーズの恒星進化モデルとの比較は、[Fe/H]=+0.08の構成と350Myrの年齢で、これらの決定と優れた一致を示しています。BTVulの2つのコンポーネントは、ゼロエイジのメインシーケンスに非常に近いものです。
2011年6月7日の太陽フレアのフィラメント上昇中のラジオ、EUV、およびX線観測
最もエネルギッシュなフレアは、フィラメントの上昇から始まり、このフィラメントの下で磁気再結合が続きます。再接続の開始は、フレアインパルス段階の開始に対応します。このペーパーでは、このフェーズの前のプロセスを調査します。フィラメントの上昇中に、低い周波数に向かってドリフトする開始境界を持つ異常な無線連続体を認識します。この連続体境界を生成するエージェントの推定速度は、上昇するフィラメントの速度と同様に、約400km/sです。このフィラメントの上昇に関連して、一時的なX線源と極端な紫外線（EUV）の増光が、フィラメントの足元付近と、後で2つの平行なフレアリボンが現れる場所の外側に見られます。さらに、〜30秒周期の振動は、電波、EUV、X線の観測で同時に見られます。これらの振動の終わり頃に、上昇するフィラメントの上部にある漂流脈動構造とX線源の観察で見られるように、フレアインパルス位相が始まります。2つの平行なフレアリボンの外側にある異常な無線連続体と一時的なX線源を、上昇するフィラメントと上にある磁気ループとの相互作用中に生成されるものと解釈します。フィラメントの足元でのEUVの増光は、フィラメントを運ぶ磁気ロープ内部の磁気再結合の兆候である可能性があります。ラジオ、X線、およびEUVにおける30秒以下の周期振動の考えられるシナリオについて説明します。
放射状の線に沿った太陽の強い差回転を再考する
| Title |
Revisiting_the_Sun's_Strong_Differential_Rotation_along_Radial_Lines |
| Authors |
Loren_I._Matilsky,_Bradley_W._Hindman,_and_Juri_Toomre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00208 |
太陽熱対流帯の現在の最新モデルは、回転する3D球殻におけるナビエ・ストークス方程式の解で構成されています。このようなモデルは、境界条件の選択に非常に敏感です。ここでは、固定エントロピーまたは固定エントロピー勾配のいずれかである、外側の熱境界条件のみが異なる2つのシミュレーションスイートを示します。結果として生じる差分回転は、2つのセット間で著しく異なることがわかります。固定エントロピーグラデーションシミュレーションでは、強い微分回転コントラストと等高線が放射状の線に沿って傾斜します（太陽地震学によって明らかにされた太陽の内部回転とよく一致します）。さまざまな回転プロファイルにつながる力のバランスを詳細に調べ、ブッセコラムによる熱の極方向への輸送が重要な役割を果たすことを発見しました。放射状の線に沿った太陽の強い差分回転は、太陽放射率が緯度で不変であること（これはモデルの固定エントロピー勾配条件に似ています）とブッセ柱による極方向の熱輸送に起因すると結論します。太陽のコンテキストでの対流に関する今後の作業では、固定勾配の外側境界条件を使用することをモデラーに強くお勧めします。
太陽ガンマ線を生成し、地球で中性子モニターによって観測された相対論的陽子のコロナ衝撃波の起源の証拠
| Title |
Evidence_for_a_Coronal_Shock_Wave_Origin_for_Relativistic_Protons_Producing_Solar_Gamma-Rays_and_Observed_by_Neutron_Monitors_at_Earth |
| Authors |
Athanasios_Kouloumvakos,_Alexis_P._Rouillard,_Gerald_H._Share,_Illya_Plotnikov,_Ronald_Murphy,_Athanasios_Papaioannou,_Yihong_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00355 |
私たちは、2017年9月10日の長期にわたる$>$100MeVの$\gamma$線放出と地表レベルの増強（GLE72）を引き起こした太陽噴火イベントを調査しました。後期ガンマ線放出（LPGRE）を生成する高エネルギーイオンの起源は未解決の問題ですが、考えられる説明は、コロナ質量放出によって生成されるコロナショックでの陽子加速です。LPGREとGLE72の両方に共通する衝撃加速の原因を調べます。フェルミ大領域望遠鏡で観測された$\gamma$線の放出は、ハードX線と$\gamma$線のフレア放出で観測されたものと一致する弱い衝撃位相を示し、2つの異なる段階のように見えますLPGRE。衝撃波の詳細なモデリングから、3D分布と衝撃パラメータの時間的変化を導き出し、可視の太陽円盤との衝撃波磁気結合を調べます。可視ディスクに戻る磁力線上の衝撃パラメータの変化は、LPGREの2つのステージを反映しています。$>$100MeVの$\gamma$線の時間履歴と、基本的な衝撃加速モデルによって生成されたものとの間に良い一致が見られます。地球に磁気的にマッピングされた衝撃パラメータの時間履歴は、GLE72の最初の1時間の間にフォートスミス中性子モニターによって観測された速度と一致します。核の$\gamma$線の時間履歴に従います。私たちの分析は、LPGREとGLE72で観察された粒子のほとんどを生成する陽子の一般的な衝撃の起源の説得力のある証拠を提供します。
太陽型星の磁場進化
太陽型星の磁場進化に関する選択された側面について議論します。活動サイクルを持つ星のほとんどは、正規化された彩層カルシウム放出が逆ロスビー数に比例して増加する範囲にあります。太陽の値の約4分の1未満のロスビー数の場合、アクティビティは飽和し、サイクルは見つかりませんでした。太陽の値を超えるロスビー数の場合、再び活動サイクルは見つかりませんでしたが、今度は活動が星の大部分で再び増加します。急速に回転する星は非軸対称の大規模な磁場を示しますが、これが発生するロスビー数の実際の値に関するモデルと観測の間には不一致があります。また、線形偏波へのパリティ奇数の寄与を使用する恒星表面とファラデー回転を使用する表面上で、さまざまな線形分極手法を使用して磁気ヘリシティの兆候を検出する見通しについても説明します。
ジェット噴出共生星MWC 560のちらつき
| Title |
Flickering_of_the_jet-ejecting_symbiotic_star_MWC_560 |
| Authors |
R._K._Zamanov,_S._Boeva,_K._A._Stoyanov,_G._Latev,_B._Spassov,_A._Kurtenkov,_G._Nikolov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00511 |
ジェット放出共生星MWC560の降着白色矮星の短期変動性（ちらつき）の光学測光データを分析します。観測値は、2011年11月から2019年10月までの17夜に取得されます。色の大きさの図は、システムの高温成分が明るくなるにつれて赤くなることを示しています。ちらつきのある光源の場合、色は0.14<B-V<0.40、温度範囲は6300<T_fl<11000K、半径1.2<R_fl<18Rsunです。Bバンドの大きさとちらつきの発生源の平均半径の間に強い相関（相関係数0.76、有意性<0.001）が見られます。システムの明るさが増加すると、ちらつきの発生源のサイズも増加します。推定温度は、激変変数の輝点の温度と同様です。2019年にはちらつきがなくなり、ホットコンポーネントのB-Vカラーが青くなります。
AGB大気における化学平衡：成功、失敗、および小分子、クラスター、凝縮物の見通し
| Title |
Chemical_equilibrium_in_AGB_atmospheres:_successes,_failures,_and_prospects_for_small_molecules,_clusters,_and_condensates |
| Authors |
M._Agundez,_J._I._Martinez,_P._L._de_Andres,_J._Cernicharo,_and_J._A._Martin-Gago |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00519 |
化学平衡は、AGB大気の化学組成を予測するのに非常に有用であることが証明されています。ここでは、最近開発されたコードと更新された熱化学データベース（34元素を含むガス状および凝縮種を含む）を使用して、M、S、およびCタイプの星のAGB雰囲気の化学平衡組成を計算します。x=1-4およびy=1-4のTixCyクラスターを初めて含め、熱化学データが量子化学計算から得られるTi13C22までのより大きなクラスターを選択しました。一般的な化学平衡は、AGBの星のエンベロープにある親分子の観測された存在量をよく再現することがわかります。ただし、一部の親分子については、さまざまな桁の大きな差異があります。M型星ではHCN、CS、NH3、およびSO2、S型星ではH2OおよびNH3、水素化物H2O、NH3、SiH4、およびC型星のPH3。SiC5、SiNH、SiCl、PS、HBOなどのAGB雰囲気ではまだ観察されていないいくつかの分子と、金属含有分子MgS、CaS、CaOH、CaCl、CaF、ScO、ZrO、VO、FeS、CoH、NiSがあります。アルマ望遠鏡などの天文台での検出に適した候補。最初に予測される凝縮物は、Cが豊富な大気中の炭素、TiC、SiCとOが豊富な流出物中のAl2O3です。ダストの最も可能性の高い気相前駆物質は、炭素ダストの場合はアセチレン、原子炭素、C3、SiCダストの場合はSiC2とSi2C、Al2O3ダストの場合は原子AlとAlOH、AlO、Al2Oです。TiCダストの場合、原子Tiはおそらくチタンの主な供給元です。ただし、化学平衡は、Ti8C12やTi13C22のようなクラスターが、TiCの凝縮が発生すると予想される領域の原子Tiを犠牲にして、チタンの主要な貯留層になることを予測し、大きなTixCyクラスターのアセンブリは、TiCの最初の凝縮核。
宇宙全体の磁気リコネクションおよび関連する爆発現象を理解する上での主要な科学的課題と機会
| Title |
Major_Scientific_Challenges_and_Opportunities_in_Understanding_Magnetic_Reconnection_and_Related_Explosive_Phenomena_throughout_the_Universe |
| Authors |
H._Ji,_A._Alt,_S._Antiochos,_S._Baalrud,_S._Bale,_P._M._Bellan,_M._Begelman,_A._Beresnyak,_E.G._Blackman,_D._Brennan,_M._Brown,_J._Buechner,_J._Burch,_P._Cassak,_L.-J._Chen,_Y._Chen,_A._Chien,_D._Craig,_J._Dahlin,_W._Daughton,_E._DeLuca,_C._F._Dong,_S._Dorfman,_J._Drake,_F._Ebrahimi,_J._Egedal,_R._Ergun,_G._Eyink,_Y._Fan,_G._Fiksel,_C._Forest,_W._Fox,_D._Froula,_K._Fujimoto,_L._Gao,_K._Genestreti,_S._Gibson,_M._Goldstein,_F._Guo,_M._Hesse,_M._Hoshino,_Q._Hu,_Y.-M._Huang,_J._Jara-Almonte,_H._Karimabadi,_J._Klimchuk,_M._Kunz,_K._Kusano,_A._Lazarian,_A._Le,_H._Li,_X._Li,_Y._Lin,_M._Linton,_Y.-H._Liu,_W._Liu,_D._Longcope,_N._Loureiro,_Q.-M._Lu,_Z-W._Ma,_W._H._Matthaeus,_D._Meyerhofer,_F._Mozer,_T._Munsat,_N._A._Murphy,_P._Nilson,_Y._Ono,_M._Opher,_H._Park,_S._Parker,_M._Petropoulou,_T._Phan,_S._Prager,_M._Rempel,_C._Ren,_Y._Ren,_R._Rosner,_V._Roytershteyn,_J._Sarff,_A._Savcheva,_D._Schaffner,_K._Schoeffier,_E._Scime,_M._Shay,_M._Sitnov,_A._Stanier,_J._TenBarge,_T._Tharp,_D._Uzdensky,_A._Vaivads,_M._Velli,_E._Vishniac,_H._Wang,_G._Werner,_C._Xiao,_M._Yamada,_T._Yokoyama,_J._Yoo,_S._Zenitani,_E._Zweibel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00079 |
このホワイトペーパーでは、主要な科学的課題と、磁気リコネクションおよび関連する爆発現象を基本的なプラズマプロセスとして理解する上での機会をまとめています。
極端なスケールの宇宙論シミュレーションのためのGPUベースの不可逆圧縮について
| Title |
Understanding_GPU-Based_Lossy_Compression_for_Extreme-Scale_Cosmological_Simulations |
| Authors |
Sian_Jin,_Pascal_Grosset,_Christopher_M._Biwer,_Jesus_Pulido,_Jiannan_Tian,_Dingwen_Tao,_James_Ahrens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00224 |
私たちの宇宙をよりよく理解するために、研究者や科学者は現在、リーダーシップスーパーコンピューターで極端なスケールの宇宙論シミュレーションを実行しています。ただし、このようなシミュレーションは大量の科学データを生成する可能性があり、データの移動と保存に関連するデータにコストがかかることがよくあります。非可逆圧縮技術は、データサイズを大幅に削減し、ポスト分析のために高いデータ忠実度を維持できるため、魅力的になっています。このホワイトペーパーでは、極端なスケールの宇宙論シミュレーションにGPUベースの不可逆圧縮を使用することを提案します。私たちの貢献は3つあります。（1）Foresightという名前のオープンソース圧縮ベンチマークと分析フレームワークに、複数のGPUベースの不可逆コンプレッサーを実装します。（2）Foresightを使用して、一連の評価指標に基づいて、HACCとNyxの2つの実世界の極端なスケールの宇宙論シミュレーションでGPUベースの不可逆圧縮を使用する実用性を包括的に評価します。（3）さまざまな損失のあるコンプレッサーと宇宙論的シミュレーションに最適な構成を決定する方法に関する一般的な最適化ガイドラインを作成します。実験によると、GPUベースの不可逆圧縮は、宇宙論的シミュレーションのポスト分析で必要な精度を提供し、テストされたデータセットで5〜15倍の高圧縮率を実現し、CPUベースのコンプレッサーよりもはるかに高い圧縮および解凍スループットを提供できます。
陰謀の宇宙論。 II。人為的原理
| Title |
Conspiratorial_cosmology._II._The_anthropogenic_principle |
| Authors |
J\"org_P._Rachen_and_Ute_G._Gahlings_(Rautavistische_Universit\"at) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00401 |
私たちは、この宇宙は陰謀の陰謀の結果であるという2013年の主張[arXiv：1303.7476]を再検討し、この陰謀の信念さえ陰謀の結果である可能性が高いため、信頼できないことを発見しました。数学的美しさ、プランクミッションの最終結果、オカルトの儀式とシンボルによるダークセクターの探究、そして物理学への強力な新しい哲学的アプローチに基づいて、私たちは宇宙の存在だけでなく、しかし、現実の概念全体は、時代遅れで一般に誤解を招くものとして拒否されなければなりません。「人為的原理」の新しい概念を導入することにより、最終的には陰謀の背後にある陰謀の最も暗い隅を照らし、女性*人類の生存に関するいくつかの重要な影響について簡単に説明します。
