| Title |
INTEGRAL_constraints_on_primordial_black_holes_and_particle_dark_matter |
| Authors |
Ranjan_Laha,_Julian_B._Mu\~noz,_and_Tracy_R._Slatyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00627 |
国際ガンマ線天体物理学研究所（INTEGRAL）衛星は、私たちの銀河の軟ガンマ線スペクトルの前例のない測定をもたらしました。ここでは、これらの測定値を使用して、エネルギー$E\約0.02-2$MeVの光子に崩壊または消滅する暗黒物質（DM）に制約を設定します。まず、粒子DMの崩壊と消滅に対する制約を再検討します。2つの光子に減衰するDMの場合、以前の制限がおよそ1桁だけ誇張されていることがわかります。新しい保守的な分析により、DMの寿命は$\tau\gtrsim10^{27}\、{\rms}\times（m_{\chi}/\rmMeV）^{-1}$を満たす必要があることがわかりました質量$m_{\chi}=0.054-3.6$MeV。光子に消滅するMeVスケールのDMの場合、INTEGRALはこれまでで最も強い制約を設定しますが、電子-陽電子ペアへの消滅の場合、$p$波の消滅を仮定するとINTEGRALは現在の制限のみを改善します。次に、ホーキング放射によって超軽量原始ブラックホール（PBH）をターゲットにします。これにより、質量$M_{\rmPBH}$のPBHに対して、光子スペクトルが$E\約5/（8\piGM_{\rmPBH}）$にピークをもつ減衰DMとして表示されます。INTEGRALデータを使用して、質量が2$\times10^{17}$g未満のPBHはすべてのDMを構成することはできず、超軽量PBHの日付に最も厳しい限界を設定します。
| Title |
A_Triple_Rollover:_A_third_multiply-imaged_source_at_z~6_behind_the_Jackpot_gravitational_lens |
| Authors |
Thomas_E._Collett,_Russell_J._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00649 |
MUSEで深い積分フィールド分光法を使用して、z=0.222レンズ銀河J0946+1006（「ジャックポット」）の背後にある赤方偏移5.975で二重像のLyアルファ線源を特定しました。ソース分離は、アインシュタイン半径が約2.5秒角であることを意味します。このレンズの以前から知られている2つのアインシュタインリング（z=0.609で半径1.4アーク秒、z〜2.4で2.1アーク秒）と組み合わせると、このシステムは今やユニークな銀河スケールのトリプルソースプレーンレンズです。J0946+1006の既存のレンズモデルが、2つの新しい観測画像をz=5.975ソース平面上の共通点に正常にマッピングすることを示します。新しい光源は、レンズと2つの以前に知られている光源の質量分布にさらなる制約を提供します。3番目のソースは、宇宙の宇宙論的パラメーターに敏感な2つの新しい距離スケーリング係数も調べます。この深さの観察では、新たに多重画像化された輝線源の検出は予想外ではないことを示しています。他の既知のレンズの同様のデータから、宇宙撮影やその他のアプリケーション用の複数の像面システムのより大きなサンプルが明らかになるはずです。
インフレの2つのフィールドモデルで大規模に原始的な特徴を生成する
| Title |
Generating_primordial_features_at_large_scales_in_two_field_models_of_inflation |
| Authors |
Matteo_Braglia,_Dhiraj_Kumar_Hazra,_Lakshmanan_Sriramkumar,_and_Fabio_Finelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00672 |
インフレが2つのスカラーフィールドによって駆動される場合、原始パワースペクトル（PPS）の大規模なフィーチャの生成を調査します。インフレーションの標準的な単一フィールドモデルでは、これらの機能は、スローロール領域からの逸脱により生成されることがよくあります。フィールド空間での軌道の急激な変化により、スローロールからの逸脱は2つのフィールドモデルで自然に達成できますが、CMB温度異方性によって示唆されるタイプの最大スケールの機能は、2つの標準モデルを含むモデルで達成するのがより困難です等曲率ゆらぎの存在によるスカラー場。代わりに、スカラー場の速度論的な項の間の結合がそのような特徴を容易に生成できることを示します。理論的予測が現在の観測と一致しているモデルについて議論し、結果の意味を強調します。
LOFARから$ z = 9.1 $での過剰な無線背景の厳しい制約
| Title |
Tight_Constraints_on_the_Excess_Radio_Background_at_$z_=_9.1$_from_LOFAR |
| Authors |
R._Mondal,_A._Fialkov,_C._Fling,_I.T._Iliev,_R._Barkana,_B._Ciardi,_G._Mellema,_S._Zaroubi,_L.V.E_Koopmans,_F._G._Mertens,_B._K._Gehlot,_R._Ghara,_A._Ghosh,_S._K._Giri_and_V.N._Pandey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00678 |
ARCADE2とLWA1の実験では、低無線周波数で宇宙マイクロ波背景（CMB）を超えると主張しています。この電波バックグラウンドに対する宇宙論的な高赤方偏移の寄与が$1.42\、$GHzでCMBの0.1％と22％の間である場合、21cm信号の異常に深い吸収の暫定的なEDGES低帯域検出が中性水素（Fialkov＆Barkana2019）。高い赤方偏移の宇宙の寄与を評価するために、LOFAR（Mertensetal。2020）による$141\、$時間の観測に基づいて、再イオン化のエポック（$z=9.1$）からの21cm信号の上限を使用します検出された無線バックグラウンドに。星を形成するハローの天体物理学的特性を限界化すると、宇宙の電波バックグラウンドは$1.42\、$GHzでCMBの最大0.7％であることがわかります（68％C.L.）。この制限により、高赤方偏移の宇宙がARCADE2とLWA1の測定値に与える強い影響が排除されます。LOFARは追加の無線バックグラウンドに制限を設けていますが、CMB（$1.42\、$GHz）を超える$0.1-0.7$％を超えることは許可されており、EDGES低帯域検出を説明できます。また、ガスの熱状態とイオン化状態を$z=9.1$に制限し、最初の星形成オブジェクトのプロパティに制限を課します。EDGESハイバンドデータからの制限と一致して、LOFARデータは、非効率的なX線源を使用したシナリオや、宇宙が大量のハローによってのみ電離されたケースを嫌います。
ガス暗黒物質のストリーミング速度と密度の影響下での最初の構造形成：バリオン-痕跡-暗黒物質近似の影響
| Title |
First_Structure_Formation_under_the_Influence_of_Gas-Dark_Matter_Streaming_Velocity_and_Density:_Impact_of_the_Baryons-trace-dark_matter_Approximation |
| Authors |
Hyunbae_Park,_Kyungjin_Ahn,_Naoki_Yoshida,_Shingo_Hirano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00863 |
ガスと暗黒物質の間のストリーミング運動が最初の構造形成に与える影響は、最近の研究で活発に研究されています。ここでは、これらの研究の多くで行われた2つの近似によって、主要な結果がどの程度影響を受けるかを調査します。1つは、シミュレーションの初期条件で「バリオンが暗黒物質を追跡する」と仮定しながら、バリオンと暗黒物質間の相対速度のみを考慮してストリーミングモーションを実装することです。この仮定では、初期化前に発生するガス密度への影響を無視しています。$z=200$で初期化されたシミュレーションでは、この近似は$z=20$で$k\approx10^2〜h〜\mbox{Mpc}^{-1}$でガスパワースペクトルを最大30\％過大評価します。。ただし、ハロー質量関数とハロー内のガス分率への影響は最小限です。もう1つの近似は、初期化時に宇宙平均密度ボリュームの密度/速度変動を人工的に増幅して、最初のミニハロをシミュレートすることです。この近似により、ハローの成長が始まり、その後の成長速度は平均密度と同じくらい速くなります。ただし、実際の密度の増加は、時間とともに徐々に加速されます。たとえば、$\sigma_8$を50\％増やすと、ハロー質量成長履歴の$z\rightarrow\sqrt{1.5}z$が効果的に変換されますが、2-$\sigma$の密度が高い場合、加速度は$z\rightarrow{で表されますz}+4.8ドル。前者の場合のハローは、後者よりも$z\approx27$の前に大きくなり、その逆の場合も同じです。ハロー内のガス分率もこの2番目の近似によって変化しないままであり、これらの近似はPopIII星形成率を大幅に偏らせることを示唆しています。
$ f（R）$重力におけるインフレーションと暗黒エネルギーの統合モデルの局所重力テスト
| Title |
Local_gravity_test_of_unified_models_of_inflation_and_dark_energy_in_$f(R)$_gravity |
| Authors |
Mai_Yashiki,_Nobuyuki_Sakai,_Ryo_Saito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00864 |
$f（R）$重力におけるインフレーションと暗黒エネルギーの統一モデルの局所重力テストを研究します。このホワイトペーパーでは、既知のダークエネルギーモデルと同じインフレーション項を組み合わせた3つの統合モデルについて検討します。インフレ中、すべての統合モデルは$f（R）=R+\alphaR^n$というモデルに還元されます。これは、Starobinskyによって提案された$R^2$インフレモデルの一般化です。テンソルとスカラーの比率とスペクトルインデックスの観測制約から、1.977ドル<n<2.003ドルを取得します。次に、これらの統一モデルの局所重力テストを調査します。アクションの曲率が非常に高い場合、インフレの項が重要になります。ただし、スカラロンのポテンシャル、そしてその質量については、曲率がはるかに低い場合に重要になる可能性があることを指摘します。それでもカメレオンスクリーニングメカニズムでどのように機能するかを調査すると、インフレ用語は関連する密度スケールでの3つの統合モデルの制約を緩和または厳しくしないことがわかります。
インフレ磁気生成におけるモデルに依存しない制約
単純なモデルに依存しない、磁場の強さの上限を導出します。これには、インフレおよびインフレ後の磁気発生で、反作用とシュウィンガー効果を考慮します。この限界は、宇宙論的に興味深い空間スケールではかなり低いことがわかります。未知のメカニズムが初期宇宙のシュウィンガー効果を抑制すると仮定すると、ある程度高い上限が得られます。ちなみに、このケースの以前の推定値を修正しています。
LISA用のフォアグラウンドクリーニングとテンプレートフリーの確率的背景抽出
| Title |
Foreground_cleaning_and_template-free_stochastic_background_extraction_for_LISA |
| Authors |
Mauro_Pieroni,_Enrico_Barausse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01135 |
LIGOとVirgoによって測定された恒星起源のブラックホールと中性子星の分解の比率に基づいて、これらの検出器は、設計感度に達するまでに未解決の確率重力波背景（SGWB）も観測することが期待されます。LIGOとVirgoによって観測された同じバイナリは、軌道進化の初期段階でLISAmHz周波数帯域を通過するため、SGWBは、信号対雑音比（SNR）$\sim350$のLISAでも観測できることが予測されます。。銀河系の白色矮星連星からの確率的信号とは異なり、LISAの星座の動きによって引き起こされる年次変調を利用して減算が可能であると予想されるため、未解決の恒星起源のブラックホールと中性子星連星の背景は、LISAバンドにも存在する可能性のある、宇宙論的または天体物理学的起源の他の確率的信号の前景。ここでは、主成分分析を使用して、LISA帯域内の追加の仮想SGWBをモデル化し、抽出します。そのスペクトル形状に事前の仮定を行うことはありません。同時に、恒星起源のブラックホールと中性子星からの前景の存在、およびLISAノイズキャリブレーションの不確実性について説明します。私たちの手法は線形問題につながるため、SNRがLIGO/Virgoフォアグラウンドよりも10倍弱、高速で信頼性の高いSGWBの抽出に適していることがわかります。
アタカマ宇宙望遠鏡：空の2100平方度を超えるCMBレンズ化質量マップとBOSS-CMASS銀河との相互相関
| Title |
The_Atacama_Cosmology_Telescope:_A_CMB_lensing_mass_map_over_2100_square_degrees_of_sky_and_its_cross-correlation_with_BOSS-CMASS_galaxies |
| Authors |
Omar_Darwish,_Mathew_S._Madhavacheril,_Blake_D._Sherwin,_Simone_Aiola,_Nicholas_Battaglia,_James_A._Beall,_Daniel_T._Becker,_J._Richard_Bond,_Erminia_Calabrese,_Steve_Choi,_Mark_J._Devlin,_Jo_Dunkley,_Rolando_D\"unner,_Anna_E._Fox,_Patricio_A._Gallardo,_Yilun_Guan,_Mark_Halpern,_Dongwon_Han,_Matthew_Hasselfield,_J._Colin_Hill,_Gene_C._Hilton,_Matt_Hilton,_Adam_D._Hincks,_Shuay-Pwu_Patty_Ho,_J._Hubmayr,_John_P._Hughes,_Brian_J._Koopman,_Arthur_Kosowsky,_J._Van_Lanen,_Thibaut_Louis,_Marius_Lungu,_Amanda_MacInnis,_Lo\"ic_Maurin,_Jeffrey_McMahon,_Kavilan_Moodley,_Sigurd_Naess,_Toshiya_Namikawa,_Laura_Newburgh,_John_P._Nibarger,_Micheal_D._Niemack,_Bruce_Partridge,_Frank_J._Qu,_Naomi_Robertson,_Benjamin_Schmitt,_Neelima_Sehgal,_Crist\'obal_Sif\'on,_David_N._Spergel,_Suzanne_Staggs,_Emilie_Storer,_Alexander_van_Engelen,_Edward_J._Wollack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01139 |
アタカマ宇宙望遠鏡（ACT）での観測の2014年と2015年のシーズンのデータを使用して、宇宙マイクロ波背景レンズ質量マップを作成します。これらのマップは2100平方度の空をカバーし、さまざまな光学調査と重なります。地図は大規模に信号が支配的であり、宇宙の赤外線背景との相関関係が目ではっきりと見えるように忠実に再現されています。また、レンズのS/N比をわずかに低下させるだけの斬新なクリーニング手順を使用して除去された熱スニヤエフ-ゼルドビッチ汚染でレンズマップを作成します。クリーンなレンズマップとBOSSCMASS銀河のサンプル間のクロススペクトルは、Plankの最適なLCDM宇宙論モデルと比較して、振幅$A=1.02\pm0.10$で$10$-$\sigma$の有意性で検出されます。基準線形銀河バイアス。私たちの測定は、現在のACTデータとそれ以降の相互相関科学をレンズ化するための基礎を築きます。
小惑星衝突によって引き起こされる通常のコンドライト衝撃暗化に対する実験的制約
| Title |
Experimental_constraints_on_the_ordinary_chondrite_shock_darkening_caused_by_asteroid_collisions |
| Authors |
T._Kohout,_E._V._Petrova,_G._A._Yakovlev,_V._I._Grokhovsky,_A._Penttil\"a,_A._Maturilli,_J.-G._Moreau,_S._V._Berzin,_J._Wasiljeff,_I._A._Danilenko,_D._A._Zamyatin,_R._F._Muftakhetdinova,_and_M._Heikkil\"a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00625 |
衝撃または惑星の衝突に関連する通常のコンドライト隕石の衝撃によって引き起こされた変化は、それらの光学的性質を変えることができることが知られています。したがって、通常のコンドライト材料のかなりの部分が、観測された暗いC/X小惑星集団内に隠れている可能性があるという仮説を立てることができます。衝撃による暗化の正確な圧力温度条件は、十分に制約されていません。したがって、衝撃圧力の関数としてコンドライト材料の光学特性の段階的な変化を実験的に調査します。その光学特性の変化を研究するために、チェリャビンスクLL5を使用した球形衝撃実験を行いました。球形の衝撃実験形状により、縁の$\sim$15GPaから中心の数百ギガパスカルに向かって衝撃圧力を徐々に増加させることができます。衝撃荷重の増加に伴い、4つの異なるゾーンが観察されました。光学的変化は最大$\sim$50GPaまでです。$\sim$50--60GPaの領域では、珪酸塩へのトロイライト融液の注入により、衝撃による黒ずみが発生します。このプロセスは、ケイ酸塩の融解が始まるため、$\sim$60GPaの圧力で突然停止します。$\sim$150GPaを超える圧力では、再結晶化が発生し、微細なトロイライト金属共晶粒子による第2段階の衝撃暗化に関連しています。MIRスペクトルへの変化が最小限である一方で、ショックによる暗化は、紫外、可視、および近赤外（UV、VIS、およびNIR）領域に影響を与えます。ショックによる暗化は、特徴的な圧力領域を持つ2つの異なるメカニズムによって引き起こされます。これらのメカニズムは、暗化が停止する間隔で区切られています。これは、小惑星の衝突中に生成される衝撃で暗くなった物質の量が減ることを意味します。
WASP-4は地球に向かって加速しています
| Title |
WASP-4_is_Accelerating_Toward_the_Earth |
| Authors |
L._G._Bouma,_J._N._Winn,_A._W._Howard,_S._B._Howell,_H._Isaacson,_H._Knutson,_R._A._Matson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00637 |
高温のジュピターWASP-4bの軌道周期は、12年にわたるトランジットタイミング測定に基づいて、$-8.64\pm1.26$ミリ秒/年の割合で減少しているようです。周期の変更について提案されている説明には、潮汐軌道の崩壊、無振動歳差、視線に沿ったシステムの加速などがあります。さらに調査するために、新しい放射速度測定とWASP-4のスペックルイメージングを実行しました。半径速度データは、システムが$-0.0422\pm0.0028$m/s/日の速度で太陽に向かって加速していることを示しています。関連するドップラー効果により、見かけの期間は、観測された速度に匹敵する$-5.94\pm0.39$ミリ秒/年の速度で縮小するはずです。したがって、観測された通過期間の変化の大部分または全体は、システムの見通し内加速によって生成されます。この加速はおそらく、半径方向の速度の大きさと、スペックル画像でのコンパニオンの非検出。Knutsonらのホットジュピターコンパニオン統計に基づいて、3つのホットジュピターのうち1つの軌道周期がWASP-4bと同様の速度で変化すると予想します。（2014）。したがって、ホットジュピターの継続的な動径速度モニタリングは、潮汐軌道減衰または無振動歳差運動の影響を見通し内加速度から区別するために不可欠です。
カイパーベルトオブジェクト（486958）アロコスの地質学と地球物理学
| Title |
The_Geology_and_Geophysics_of_Kuiper_Belt_Object_(486958)_Arrokoth |
| Authors |
J.R._Spencer_(1),_S.A._Stern_(1),_J.M._Moore_(2),_H.A._Weaver_(3),_K.N._Singer_(1),_C.B._Olkin_(1),_A.J._Verbiscer_(4),_W.B._McKinnon_(5),_J.Wm._Parker_(1),_R.A._Beyer_(6_and_2),_J.T._Keane_(7),_T.R._Lauer_(8),_S.B._Porter_(1),_O.L._White_(6_and_2),_B.J._Buratti_(9),_M.R._El-Maarry_(10_and_11),_C.M._Lisse_(3),_A.H._Parker_(1),_H.B._Throop_(12),_S.J._Robbins_(1),_O.M._Umurhan_(2),_R.P._Binzel_(13),_D.T._Britt_(14),_M.W._Buie_(1),_A.F._Cheng_(3),_D.P._Cruikshank_(2),_H.A._Elliott_(15),_G.R._Gladstone_(15),_W.M._Grundy_(16_and_17),_M.E._Hill_(3),_M._Horanyi_(18),_D.E._Jennings_(19),_J.J._Kavelaars_(20),_I.R._Linscott_(21),_D.J._McComas_(22),_R.L._McNutt_(3),_S._Protopapa_(1),_D.C._Reuter_(19),_P.M._Schenk_(23),_M.R._Showalter_(6),_L.A._Young_(1),_A.M._Zangari_(1),_A.Y._Abedin_(20),_C.B._Beddingfield_(6),_et_al._(34_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00727 |
冷たい古典的なカイパーベルトは、海王星を越えて乱されていない軌道にある小さな体のクラスであり、太陽系の形成に関する情報を保存する原始的なオブジェクトです。NewHorizons宇宙船は、これらのオブジェクトの1つである36kmの接触バイナリ（486958）Arrokoth（2014MU69）を2019年1月に通過した。直径）半径8000km以内にあり、以前に訪れた太陽系の本体とは異なり、複雑な地質学的特徴を持つ軽くクレーターのある滑らかな表面を持っています。衝突クレーターの密度は、太陽系の形成からの表面日付を示します。接触バイナリの2つのローブは、極と赤道が密接に整列しているため、それらの降着メカニズムが制約されます。
小石降着シナリオにおける遊星成長に対する移動モデルと熱トルクの影響
原始惑星系円盤内で大きく成長する過程にある低質量の惑星は、円盤とトルクを交換し、それに応じて準主軸を変更します。このプロセスはタイプIの移行と呼ばれ、基盤となるディスク構造に強く依存しています。その結果、一般的に惑星の移動について多くの不確実性があります。多くのシミュレーションでは、現在のタイプIの移行率により、ディスクの寿命内に惑星がディスクの内側の端に到達します。惑星とディスク間の新しい種類のトルク交換である熱トルクは、加熱トルクを介して内部への移動を遅くすることを目的としています。惑星の光度が十分に大きければ、加熱トルクは惑星を外側に移動させることさえあるかもしれません。ここでは、以前のタイプIモデルに加えて、熱トルクの惑星の移動への影響を調べます。私たちは、Paardekooperetal。（2011）は、ほとんどの構成でJim\'enez＆Masset（2017）よりも外側への移行が可能ですが、惑星は単一の惑星形成シナリオで両方の式を使用して非常に類似した質量と最終的な軌道半径に進化することもわかりました。小石やガスの付着を含む。惑星への降着率が小石の降着シナリオに続く典型的な固体の降着率に対応している場合、熱トルクを追加すると、新しい、しかし小さな外向きの移行領域が発生する可能性があります。小石のフラックスが大きい環境（高金属環境など）の場合のように、惑星への降着率が非常に大きくなると、熱トルクによってより効率的な外向きの移動が可能になります。しかし、それでも、私たちの惑星形成シナリオにおける最終的な質量と軌道の位置の変化はごくわずかです。これは、単一惑星の進化シナリオでは、加熱トルクの影響がおそらく無視できることを意味します。
| Title |
Initial_results_from_the_New_Horizons_exploration_of_2014_MU69,_a_small_Kuiper_Belt_Object |
| Authors |
S._A._Stern,_H._A._Weaver,_J._R._Spencer,_C._B._Olkin,_G._R._Gladstone,_W._M._Grundy,_J._M._Moore,_D._P._Cruikshank,_H._A._Elliott,_W._B._McKinnon,_J._Wm._Parker,_A._J._Verbiscer,_L._A._Young,_D._A._Aguilar,_J._M._Albers,_T._Andert,_J._P._Andrews,_F._Bagenal,_M._E._Banks,_B._A._Bauer,_J._A._Bauman,_K._E._Bechtold,_C._B._Beddingfield,_N._Behrooz,_K._B._Beisser,_S._D._Benecchi,_E._Bernardoni,_R._A._Beyer,_S._Bhaskaran,_C._J._Bierson,_R._P._Binzel,_E._M._Birath,_M._K._Bird,_D._R._Boone,_A._F._Bowman,_V._J._Bray,_D._T._Britt,_L._E._Brown,_M._R._Buckley,_M._W._Buie,_B._J._Buratti,_L._M._Burke,_S._S._Bushman,_B._Carcich,_A._L._Chaikin,_C._L._Chavez,_A._F._Cheng,_E._J._Colwell,_S._J._Conard,_M._P._Conner,_C._A._Conrad,_J._C._Cook,_S._B._Cooper,_O._S._Custodio,_C._M._Dalle_Ore,_C._C._Deboy,_P._Dharmavaram,_et_al._(148_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01017 |
カイパーベルトは太陽系の遠い地域です。2019年1月1日、ニューホライズンズ宇宙船は（486958）2014MU69近くに飛行しました。これは、コールドクラシックカイパーベルトオブジェクトであり、太陽によって加熱されたことのないオブジェクトであり、形成以来よく保存されています。ここでは、これらの遭遇観測の初期結果について説明します。MU69は、平坦な形状、離散的な地質学的単位、および顕著なアルベド不均一性を備えたバイローブ接触バイナリです。ただし、表面の色や組成の不均一性はほとんどありません。衛星、リングまたはダスト構造、ガスコマ、または太陽風相互作用の証拠は検出されませんでした。元々、MU69は小石雲の崩壊と一致しているように見え、その後、2つのローブが低速で合体します。
原始惑星系円盤におけるギャップを開く惑星の半径方向の移動。 II。惑星ペアの場合
| Title |
Radial_migration_of_gap-opening_planets_in_protoplanetary_disks._II._The_case_of_a_planet_pair |
| Authors |
Kazuhiro_D._Kanagawa_and_Ewa_Szuszkiewicz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01063 |
2つの惑星が原始惑星系円盤で生まれたとき、収束する惑星の移動の結果として、それらは平均運動共鳴に入るかもしれません。平均運動の共振の形成は、惑星系が円盤環境でどのように形成されるかを理解するために重要です。部分的なギャップを開く惑星の移動の理解における最近の進歩に動機付けられて、我々は、共鳴捕獲が起こりそうな時期を見つけることを目的として、広範囲の質量とディスク特性における惑星対の軌道進化を調査しました。前の作業で開発したギャップを開く惑星の移行タイムスケールの式を使用して、移行が収束（発散）する時期を予測できる簡単な基準を導出しました。さらに、2次元流体力学シミュレーションを使用して基準を検証しました。進化の初期段階で形成された惑星の共鳴ペアは、ギャップ形成により外惑星の移動速度が低下するため、後の時間に共鳴から離れることができることを発見しました。さらに、マイグレーションタイムスケールの公式を採用して、流体シミュレーションの結果を確認する3体シミュレーションも実行しました。最後に、予測と観測を比較して、既知の2惑星系のサンプルを選択しました。
グローバルな火球観測所
| Title |
A_Global_Fireball_Observatory |
| Authors |
H._A._R._Devillepoix,_M._Cup\'ak,_P._A._Bland,_E._K._Sansom,_M._C._Towner,_R._M._Howie,_B._A._D._Hartig,_T._Jansen-Sturgeon,_P._M._Shober,_S._L._Anderson,_G._K._Benedix,_D._Busan,_R._Sayers,_P._Jenniskens,_J._Albers,_C._D._K._Herd,_P._Carlson,_P._J._A._Hill,_P._G._Brown,_Z._Krzeminski,_G._R._Osinski,_H._Chennaoui_Aoudjehane,_T._Shisseh,_Z._Benkhaldoun,_A._Jabiri,_M._Guennoun,_A._Barka,_H._Darhmaoui,_L._Daly,_G._S._Collins,_S._McMullan,_M._D._Suttle,_C._Shaw,_J._S._Young,_M._Alexander,_A._D._Mardon,_T._Ireland,_G._Bonning,_L._Baeza,_T._Y._Alrefay,_J._Horner,_T._D._Swindle,_C._W._Hergenrother,_M._D._Fries,_A._Tomkins,_A._Langendam,_T._A._Rushmer,_C._O'Neill,_D._Janches,_J._L._Hormaechea |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01069 |
隕石コレクションには、初期の太陽系がどのように作られていたかが非常に豊富に含まれていますが、これらのサンプルの親母集団に関する空間コンテキストの欠如が問題です。小惑星の個体数は、表面鉱物学と同様に豊富であり、これら2つの個体群（隕石と小惑星）を一緒にマッピングすることは、惑星科学にとって大きな課題です。小惑星を直接調査することは、これを高コストで達成します。一方、隕石の落下を観察し、大気圏前の軌道を計算することは、問題に取り組むためのより安価な方法です。GlobalFireballObservatory（GFO）のコラボレーションは2017年に設立され、複数の機関（オーストラリア、米国、カナダ、モロッコ、サウジアラビア、イギリス、アルゼンチン）を結集して、火球観測時間の範囲を最大化し、したがって隕石の回収を実現します。メンバーは独立して運営することを選択できますが、他のGFOパートナーと完全に協力して作業することを選択することもできます。この効率的なアプローチは、オーストラリアのDesertFireballNetwork（DFN）パスファインダープロジェクトから得られた経験を活用しています。最先端の技術（DFNカメラシステムとデータ削減）とサポートチームの経験がすべてのパートナー間で共有されるため、科学調査と隕石検索に時間を費やすことができます。すべてのネットワークを組み合わせたGFOのコラボレーションは、2019年半ばの時点で隕石回収のために地球の表面の0.6％をすでにカバーしており、2020年代初頭に2％に到達することを目指しています。5年間の運用後、GFOはほぼすべての種類の隕石から火の玉を観測することになります。この共同の取り組みにより、研究室に新しい新鮮な地球外物質がもたらされ、太陽系の形成に関する新しい洞察がもたらされます。
衛星および惑星における潮汐摩擦。クリープタイド理論の新バージョン
| Title |
Tidal_friction_in_satellites_and_planets._The_new_version_of_the_creep_tide_theory |
| Authors |
Sylvio_Ferraz-Mello,_Cristian_Beaug\'e,_Hugo_Alberto_Folonier_and_Gabriel_Oliveira_Gomes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01109 |
クリープタイド理論とその衛星や惑星への応用に関する論文。数値研究を容易にする新しい微分方程式のセットに重点を置いています。クリープタイド理論は、体の潮汐変形を演繹的に修正するのではなく、変形を低レイノルズ数の流れと見なす新しいパラダイムです。潮汐力の下での進化は、その形状と向きに関するアドホックな仮定なしで、体の粘度に応じたナビエ・ストークス方程式の近似解によって支配されます。気体の惑星や星の場合はダーウィンの理論の結果を忠実に再現しますが、衛星や惑星が固い場合は結果が完全に異なります。それはエンケラドスとミマスの潮汐散逸を説明します。理論を海面下の不均質な氷の衛星に拡張することで、同期の周りの強制振動（平衡）の振幅をより適切に決定できます。
天の川と大マゼラン雲のダンスによる超高速星の偏向
| Title |
Deflection_of_the_hypervelocity_stars_by_the_dance_of_the_Milky_Way_and_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Douglas_Boubert,_Denis_Erkal,_Alessia_Gualandris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00633 |
銀河中心の超大質量ブラックホールによってスリングショットされた星は、天の川を非常に速く脱出し、軌道はほぼ直線になります。以前の作品は、これらの「超高速星」がその後天の川と大マゼラン雲（LMC）の重力場によってどのように偏向するかを示していますが、飛行に応じて天の川の反射運動を説明することを怠っていましたLMC。この動きの結果、今日私たちが天の川の郊外で見ている超高速星は、天の川の中心が数億年前にあった場所から放出されました。この遠近法の変化は、超高速星の軌道に大きな見かけの偏向を引き起こします。これは、天の川とLMCの重力によって引き起こされる偏向と同じ次数です。孤立した天の川（球形または平坦化された暗黒物質ハローを含む）、通過するLMCを備えた定位置の天の川、および天の川に応答する天の川における超高速星の生成をシミュレーションすることにより、これらの偏向を定量化します。LMCの通過。これらのたわみを測定するために必要な適切な運動精度は、Gaiaと提案されたGaiaNIR後継ミッションを組み合わせることで可能になります。これらの測定は、天の川の形状、LMCの質量、およびこれら二つの銀河のダンス。
高銀河緯度での見通し線に沿ったHI雲の数のマップ
銀河系星間物質（ISM）の構造を3次元で特徴付けることは、宇宙マイクロ波背景（CMB）の前景としてのダスト放出の正確なモデリングにとって非常に重要です。総ダスト量が少ない銀河の緯度が高い場合、ISMの3D構造の正確なマップが欠けています。HIライン放出を使用して、視線に沿ったダストの分布の複雑さを定量化する方法を開発します。この方法は、HIスペクトルのガウス分解に依存して、速度の重なり合う成分からの放出のもつれを解きます。この情報を使用して、視線に沿った雲の数のマップを作成します。（a）銀河の緯度の高い空と（b）BICEP/Keck実験の対象となる領域にメソッドを適用します。北銀河キャップでは、ピクセルは平均して3つの雲で占められていますが、南部では、その数は2.5に減少しています。雲の数の統計は、主に北の中間速度雲（IVC）の影響を受けます。IVCの存在は、\textit{Planck}によって測定されたダスト放出に検出可能な特徴をもたらします。BICEP/ケック領域でのHIスペクトルの複雑さを調査し、視線に沿って複数のコンポーネントが存在する証拠を見つけます。データとソフトウェアは公開されており、CMBフォアグラウンドモデリングと3Dダストマッピングに通知するために使用できます。
選択されたエポックにおけるMrk \、421の迅速な観測。 iii。
2015年、極端なX線タイミング/スペクトルプロパティと多波長対数正規性\、12月-2018 \、4月
| Title |
Swift_observations_of_Mrk\,421_in_selected_epochs._iii._Extreme_x-ray_timing/spectral_properties_and_multiwavelength_lognormality_in_2015\,December--2018\,April |
| Authors |
B._Kapanadze,_A._Gurchumelia,_D._Dorner,_S._Vercellone,_P._Romano,_P._Hughes,_M._Aller,_H._Aller,_O._Kharshiladze |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00676 |
2015年12月から2018年4月の時間間隔で取得されたX線エネルギー範囲の\emph{Swift}データに主に基づいて、Mrk\、421のタイミングとスペクトルの研究からの結果を提示します。長期、毎日、および日中のタイムスケールで最も極端なX線フレアリング活動は、2017年12月に開始された2か月の期間に観察されました。times$10$^{-9}$erg\、cm$^{-2}$s$^{-1}$、以前に2回だけ記録されました。TeVバンドとX線の変動はほとんど相関していたが、MeV--GeVとradio--UVのエネルギー範囲では線源が複雑に変化することが多く、Mrk\、421の多周波放射が常に単一のゾーンで生成されます。X線と$\gamma$線でのより長期のフレアは対数正規の特性を示し、おそらく降着円盤のジェットへの変動の痕跡を示しています。0.3〜10\、keVスペクトルの大部分は対数放物線モデルと一致し、1次および2次のフェルミプロセスの場合に予測される、比較的低いスペクトル曲率と異なるスペクトルパラメーター間の相関を示しました。シンクロトロンスペクトルエネルギー分布（SED）ピークの位置は、エネルギー$E_{\rmp}$$<$0.1\、keVと$E_{\rmp}$$>$15\の間のさまざまなタイムスケールで極端な変動を示しました。keV、スペクトルの15\％が硬X線でピークになり、ピークの高さに$S_{\rmp}$$\varpropto$$E^{\alpha}_{\rmp}$として関連付けられました。$\alpha$$\sim$0.6、これはKraichnanタイプの乱流から\textquotedblleft剛体球\textquotedblright〜への遷移に期待されています。0.3--300\、GeVスペクトルは、ハドロンの寄与、ジェットとスターの相互作用、およびさまざまな時間間隔でのKlein-Nishina領域のアップスキャッターの特徴を示しました。
Mergers Do Trigger AGNs out to z $ \ sim $ 0.6
| Title |
Mergers_Do_Trigger_AGNs_out_to_z_$\sim$_0.6 |
| Authors |
F._Gao,_L._Wang,_W._J._Pearson,_Y._A._Gordon,_B._W._Holwerda,_A._M._Hopkins,_M._J._I._Brown,_J._Bland-Hawthorn,_and_M._S._Owers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00680 |
ねらい。アクティブ銀河核（AGN）の燃料とフィードバックは、ブラックホールとホスト銀河間の共進化を理解する上で重要です。合併は、特により強力なAGNsのために、ガスを内部に持ち込み、核活動に点火する能力を持っていると考えられています。ただし、合併がAGNをトリガーできるかどうか、そしてもし可能であれば、合併が重要なトリガーメカニズムであるかどうかについて、重要な議論が続いています。メソッド。SloanDigitalSkySurvey（SDSS）から低赤方偏移（$0.005<z<0.1$）サンプルを選択し、GalaxyAndMassAssembly（GAMA）調査から高赤方偏移（$0<z<0.6$）サンプルを選択します。畳み込みニューラルネットワーク技術を利用して、合併を特定します。中赤外（MIR）カラーカットと光輝線診断を使用して、AGNを分類します。また、低励起無線銀河（LERG）を組み込んで、合併と低降着率のAGNとの関係を調査します。結果。AGNは、非合併よりも合併で見つかる可能性が高く、最大$1.81\pm{0.16}$までのAGN超過があり、合併がAGNをトリガーする可能性があることを示しています。また、MIRと光学的に選択されたAGN、およびLERGの両方について、AGNでの合併の割合が非AGNコントロールでの割合よりも高く、値が$16.40\pm{0.5}\％$から$39.23\pm{2.10}\％$、AGNのトリガーにおける合併の潜在的に重要な役割を無視できないことを意味します。星の質量が増加するにつれて、AGNのこの合併率は増加します。これは、より大規模な銀河でAGNをトリガーするために合併がより重要であるという考えをサポートします。AGNパワーの関数としての合併率の観点から、MIRで選択されたAGNの肯定的な傾向と光学的に選択されたAGNの複雑な傾向を発見しました。さらに、隠されたMIRで選択されたAGNは、隠されていないMIRで選択されたAGNよりも合併でホストされる可能性が高くなります。
$ z <0.1 $で裏返しに組み立てられた銀河の特性
| Title |
The_properties_of_inside-out_assembled_galaxies_at_$z<0.1$ |
| Authors |
Dejene_Zewdie,_Mirjana_Povi\'c,_Manuel_Aravena,_Roberto_J._Assef,_and_Asrate_Gaulle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00718 |
この研究では、インサイドアウトアセンブリ（インサイドアウトアセンブルドギャラクシー、IOAGと呼びます）を示す銀河の特性を研究し、それらの特性と形態変換をよりよく理解することを主な目的としています。SloanDigitalSkySurvey（SDSS）DataRelease8（DR8）の銀河のサンプルを分析しました。恒星の質量は$\logM_{\star}=10.73-11.03$$M_{\odot{}}$の範囲にあります$z<0.1$で、恒星質量SFRと色恒星質量図でそれらの位置を分析します。IOAGにはさまざまな分光特性があり、そのほとんどがAGNまたはコンポジットのいずれかに分類されていることがわかりました。私たちの情報源の大部分は、SFR星質量図では主な星形成シーケンスの下にあり、カラー星質量図では緑色の谷または赤いシーケンスにあることがわかりました。IOAGは、銀河が星形成から静止に、そして青い雲から赤いシーケンスに、および/または最近消光された銀河に移動している遷移領域に対応しているように思われます。
等方性球状高密度クラスターの自己相似平均軌道フォッカープランク方程式（iii）銀河球状クラスターへの応用
| Title |
Self-similar_orbit-averaged_Fokker-Planck_equation_for_isotropic_spherical_dense_clusters_(iii)_Application_to_Galactic_globular_clusters |
| Authors |
Yuta_Ito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00747 |
これは、自己相似平均軌道フォッカープランク（OAFP）方程式に関する一連の研究の3番目の論文です。最初の論文では、等方性のプリコラプスクラスターの方程式の正確なスペクトル解を示し、2番目の論文では、モデルの物理的特徴と負の比熱について詳しく説明します。作品に基づいて、現在の作品は銀河球状星団の観測された構造プロファイルに解を適用します。構造への適合について、最も基本的な（準）定常モデル、Kingモデル、およびバリアントは、緩和進化の後期のコア崩壊フェーズの直前または直後のクラスターには適用できませんが、成功した結果を示しています。進化の早い段階と遅い段階の両方でクラスターに適用できる、エネルギーが切り捨てられた自己相似OAFPモデルの確立を目指しています。この新しいモデルは、銀河球状星団の少なくとも半分の構造プロファイルに適合しますが、解決されたコアを持つコア崩壊星にも適用されます。主な結果として、クラスターの集中に対するコア崩壊の完了率を提供します。また、新しいモデルは、広い半径（0.01$\sim$10アーク分）でも球状星団に適用できることを示しています。ただし、ポリトロープ（細長い外部ハロー）の性質により、一部のクラスターではモデルの潮汐半径が非現実的に大きくなります。この問題を回避するために、新しいモデルの近似形式を提案します。最後に、低濃度の天の川球状星団が恒星のポリトロープと同じ空間構造を持っていることを示唆し、そのようなポリトロープ球状星団が存在できるかどうかを議論します。
新しい数値銀河カタログ（$ \ nu ^ 2 $ GC）を使用したH $ \ alpha $光度関数に対するフィールド分散の影響の定量化
| Title |
Quantifying_the_effect_of_field_variance_on_the_H$\alpha$_luminosity_function_with_the_New_Numerical_Galaxy_Catalogue_($\nu^2$GC) |
| Authors |
Kazuyuki_Ogura,_Masahiro_Nagashima,_Rhythm_Shimakawa,_Masao_Hayashi,_Masakazu_A._R._Kobayashi,_Taira_Oogi,_Tomoaki_Ishiyama,_Yusei_Koyama,_Ryu_Makiya,_Katsuya_Okoshi,_Masato_Onodera,_and_Hikari_Shirakata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00815 |
半解析的銀河形成モデルであるNewNumericalGalaxyCatalog（$\nu^2$GC）に基づいて、H$\alpha$エミッター（HAE）のモデルを構築します。この論文では、HAE分布のフィールド分散の推定値を報告します。銀河の星形成率からH$\alpha$光度を計算することにより、モデルは$z=0.4$で観測されたH$\alpha$光度関数（LF）をよく再現します。$\nu^2$GCの大容量により、移動するスケールで（411.8Mpc）$^3$の領域にわたるHAEの空間分布を調べることができます。$L_{\rmH\alpha}\geq10^{40}$ergs$^{-1}$の$z=0.4$HAEの表面数密度は308.9度$^{-2}$です。HAEは、クラスターおよびフィラメント構造でのそれらの有意な過密度（$>$5$\sigma$）のため、宇宙の大規模構造の有用なトレーサーであることを確認しました。$\sim$2deg$^2$（これまでの観察研究では一般的）の調査範囲内のH$\alpha$LFは、最大$\sim$1dexまでの有意なフィールド分散を示しています。私たちのモデルに基づいて、特定の調査領域内のH$\alpha$LFの分散を推定できます。
$ \ Lambda $ CDMの豊富なクラスターサイズの暗黒物質ハローのサブハロー集団に対する流体力学のみの影響
| Title |
The_effect_of_hydrodynamics_alone_on_the_subhalo_population_in_a_$\Lambda$CDM_rich_cluster_sized_dark_matter_halo |
| Authors |
Junyi_Jia,_Liang_Gao,_Yan_Qu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00836 |
フェニックスプロジェクトからの豊富なクラスターサイズの暗黒物質ハローの非放射流体力学（NHD）シミュレーションのセットを3つの異なる数値解像度で実行し、ハロー内のサブハロー集団に対する流体力学のみの影響を調査します。同じハロの暗黒物質のみ（DMO）シミュレーションと比較して、サブハロは比較的大きなサブハロ（$M_{sub}>2.5\times10^9h^{-1}M_{\odot}$、または$V_）の方が少ない{max}>70kms^{-1}$）ですが、NHDシミュレーションのサブハロが少ないほど豊富です。これにより、2つの異なるシミュレーションセットでsubhalomass/$V_{max}$関数の形状が異なります。特定のサブハロ質量で、$10^{10}h^{-1}M_{\odot}$よりも軽いサブハロは、NHDで$V_{max}$がDMOシミュレーションよりも大きく、$V_{max}$は質量値よりも重いサブハロについても同様です。これは主に、現在の低質量サブハロの前駆細胞が、NMOでDMOシミュレーションよりも大きな濃度パラメーターを持っているためです。赤方偏移2で主ハローの降着した低質量前駆細胞の生存数の割合は、NHDでDMOシミュレーションよりも約50％高くなっています。
フラッシュアーリーサイエンス-GAMA 23フィールドのASKAP調査から、介在するHI 21-cmアブソーバーを発見
| Title |
FLASH_Early_Science_--_Discovery_of_an_intervening_HI_21-cm_absorber_from_an_ASKAP_survey_of_the_GAMA_23_field |
| Authors |
J._R._Allison,_E._M._Sadler,_S._Bellstedt,_L._J._M._Davies,_S._P._Driver,_S._L._Ellison,_M._Huynh,_A._D._Kapinska,_E._K._Mahony,_V._A._Moss,_A._S._G._Robotham,_M._T._Whiting,_S._J._Curran,_J._Darling,_A._W._Hotan,_R._W._Hunstead,_B._S._Koribalski,_C._D._P._Lagos,_M._Pettini,_K._A._Pimbblet_and_M._A._Voronkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00847 |
HI（FLASH）の最初の大規模吸収調査（オーストラリアスクエアキロメーターアレイパスファインダー（ASKAP）を使用した宇宙距離での冷たい水素HIガスの21cm吸収線の分光盲目調査）の初期の科学結果を示します。GAMA23フィールドで1253のラジオソースに対するHI吸収を検索し、約50平方度の空の領域で$z=0.34$と$0.79$の間の赤方偏移をカバーしました。純粋なブラインド検索では、信頼性のしきい値を超える21cmの吸収体は検出されませんでした。HIスピン温度の基準値$T_{\rmspin}$=100K、発生源被覆率$c_{\rmf}=1$を仮定すると、すべての減衰ライマン$$に敏感な共動吸収経路の全長alpha$吸収体（DLAs;$N_{\rmHI}\geq2\times10^{20}$cm$^{-2}$）は$\Delta{X}=6.6\pm0.3$（$\Delta{z}=3.7\pm0.2$）およびスーパーDLA（$N_{\rmHI}\geq2\times10^{21}$cm$^{-2}$）は$\Delta{X}=111\pm6$（$\Delta{z}=63\pm3$）。赤方偏移光DLAの以前の調査からの測定値と一致するHIカラム密度頻度分布関数の上限と、近くの21cmの放出と吸収を推定します。電波源のサンプルをGAMA23フィールドの銀河の光学分光法による識別とクロスマッチングすることにより、NVSSJ224500$-$343030への$z=0.3562$で21cmの吸収を検出でき、列密度は$N_{\rmHI}=（1.2\pm0.1）\times10^{20}（T_{\rmspin}/100〜\mathrm{K}）$cm$^{-2}$。吸収体は、GAMAJ22450.05$-$343031.7に関連付けられています。これは、電波源に対して17kpcの衝突パラメータにある大規模な初期型銀河であり、大規模な（$M_{\rmHI}\gtrsim3\回10^{9}$M$_{\odot}$）ガスディスク。このようなガスに富む初期型はまれですが、近くの宇宙で検出されています。
相対論的コンパクトオブジェクトSgr A *の周りのSスター運動
相対論的コンパクトオブジェクトSgrA*に最も近い星の軌道運動の現代のVLTI観測のレビューと、ポストニュートン近似の条件で重力理論をテストするその能力。観測された軌道パラメーター、2次のドップラー効果、およびいくつかのSスターで測定された重力赤方偏移は、理論的なPN予測と比較されます。
メタノールメーザーリングG23.657 $-$ 00.127の性質。 II。メーザー構造の拡大
| Title |
The_nature_of_the_methanol_maser_ring_G23.657$-$00.127._II._Expansion_of_the_maser_structure |
| Authors |
Anna_Bartkiewicz_(1),_Alberto_Sanna_(2_and_3),_Marian_Szymczak_(1),_Luca_Moscadelli_(4),_Huib_Jan_van_Langevelde_(5_and_6)_and_Pawel_Wolak_(1)_((1)_Institute_of_Astronomy,_Nicolaus_Copernicus_University,_Torun,_Poland,_(2)_INAF,_Istituto_di_Radioastronomia_&_Italian_ALMA_Regional_Centre,_Bologna,_Italy,_(3)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Radioastronomie,_Bonn,_Germany,_(4)_INAF,_Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri,_Firenze,_Italy,_(5)_Joint_Institute_for_VLBI_ERIC_(JIVE),_Dwingeloo,_The_Netherlands,_(6)_Sterrewacht_Leiden,_Leiden_University,_Leiden,_The_Netherlands) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00916 |
ミリ秒単位のスケールでの6.7GHzのメタノールメーザースポットのリング状の分布は、高質量の若い恒星オブジェクト（HMYSO）に関連する未知の起源の分子構造のファミリーを表します。6.7GHzのメタノールメーザーのほぼ円形のリングを備えたG23.657-00.127を研究することを目指しており、メーザーリングの起源に関する仮説をテストするのに最適なターゲットです。ヨーロッパの非常に長いベースライン干渉計ネットワーク（EVN）は、10.3年間の3つのエポックで使用され、ターゲットの6.7GHzメタノールメーザー放出の空間運動学的構造を導き出しました。ほぼ対称的なリングにあるメーザークラウドレットは、主に半径方向に膨張し、平均速度は3.2kms$^{-1}$です。速度の放射成分は、リングの中心からの小雲の距離とともに増加することが示されています。接線成分は、小雲の回転またはリングの中心からの距離との関係について明確な証拠を示していません。青にシフトしたメーザーは、リングの南部にある小雲が反時計回りに回転していることを示している可能性があります。リングのほぼ円形の構造は、明らかに10年以上持続しました。干渉データは、全体のスペクトルは単一の皿の研究では変化しなかったが、雲の約4分の1は、明るさに大きな変動を示すことを示しました。メーザークラウドレットの3次元の動きと小さなリングに沿ったそれらの空間分布を考慮に入れて、メタノールメーザーが（ほぼ）エッジオンのディスクから生じる球状の流出または広い原始星ジェットの基部での角度風。後者は、リングに向かって検出された近赤外線および中赤外線の放射に関連しています。メタノールメーザーの環境を解釈するには、補足的な（熱）トレーサーの高角度解像度画像が必要です。
アルマ時代の高赤方偏移星形成
AtacamaLargeMillimetre/submillimetreArray（ALMA）は現在、遠方（$z\gtrsim1$）の宇宙にある星形成銀河の見方を変えようとしています。アルマ望遠鏡以前は、遠方の銀河におけるダストで隠された星の形成について私たちが知っていたもののほとんどは、最も明るいサブミリメートルの銀河（いわゆるサブミリ銀河（SMG））に限定されていました。すなわち、隠された星の形成とガス貯留層の銀河系外の観測は、通常、最も極端な、および/または強くレンズ化された光源に制限されます。2011年の初期の科学運用の開始を皮切りに、過去9年間のALMA観測は、高赤方偏移星形成の研究の新しい時代の到来を告げました。アルマ望遠鏡の長いベースラインにより、ALMAは、現在の最高の光学望遠鏡に匹敵する、またははるかに優れた角度分解能で、遠方の塵に覆われた星形成の観測を可能にしました。その帯域幅と周波数カバレッジにより、ターゲットを絞った追跡と偶発的な検出/ブラインドラインスキャンを通じて、これらの遠方の銀河内の関連する分子ガスと原子ガスを前例のない形で提供しています。最後に、以前の（サブ）ミリアレイと比較して感度が飛躍的に向上したことで、色/質量が選択された銀河集団と専用の深い銀河の両方の統計的研究を通じて、これらの強力なダスト/ガストレーサーを光度関数のはるか下まで検出できるようになりました。田畑。アルマ望遠鏡は、科学運用の最初の9年間に高赤方偏移（$z\gtrsim1$）の星形成銀河のダストとガスの特性を理解するのに役立つ主な進歩をレビューし、興味深い質問を強調します。これは、今後ALMAによって回答される可能性があります。
それらの選択基準に関連したグリーンバレー銀河の特性
| Title |
Properties_of_green_valley_galaxies_in_relation_to_their_selection_criteria |
| Authors |
Beatrice_Nyiransengiyumva,_Mirjana_Povic,_Pheneas_Nkundabakura_and_Antoine_Mahoro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01104 |
銀河の分布は、青い雲と赤いシーケンスの違いを示し、緑の谷の領域を定義するために研究されています。ただし、銀河の形態変化と進化を理解するためのグリーンバレーの重要性、銀河が後期型から初期型にどのように変化するか、銀河の形成と進化のシナリオにおけるAGNの役割については未だ多くの未解決の問題があります。作業は、最も使用されている6つの選択基準、それらの違い、およびそれらが主な結果と結論にどのように影響するかをテストすることにより、グリーンバレー銀河の特性をより詳細に研究することに焦点を当てました。主な調査結果は、さまざまな基準を使用して緑の谷の銀河を選択することにより、恒星の質量、sSFR、SFR、分光学的分類、および形態学的特性の観点からさまざまな種類の銀河を選択していることです。sSFRおよびSFR対恒星質量基準。
XMM-NewtonおよびAxion Quark Nugget Dark Matterによって観測されたX線年間変調
| Title |
X-ray_annual_modulation_observed_by_XMM-Newton_and_Axion_Quark_Nugget_Dark_Matter |
| Authors |
Shuailiang_Ge,_Hikari_Rachmat,_Md_Shahriar_Rahim_Siddiqui,_Ludovic_Van_Waerbeke,_and_Ariel_Zhitnitsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00632 |
XMM-Newton天文台は、2-6keVのエネルギー範囲（Fraseretal。2014）での地球に近い環境でのX線バックグラウンドの季節変動の$11\sigma$信頼水準の証拠を示しています。フレーザーらで与えられた季節変動の解釈。2014年は、太陽のアキシオンが地球の磁場でX線に変換されるという仮定に基づいていました。この解釈には多くの問題があります。なぜなら、アクシオン-光子変換は、入射する太陽のアキシオンの方向性を維持しなければならないからです。同時に、XMMニュートンの操作は太陽と地球を指すことを除外しているため、この方向は観測によって回避されます。観測された季節変動は、信号が暗黒物質の起源を持っている可能性があることを示唆しています。いわゆるアクシオンクォークナゲット（AQN）暗黒物質モデルを含む別の説明を提案します。私たちの提案では、暗黒物質はAQNでできています。AQNは地球を横切り、出口で高エネルギーの光子を放出することができます。我々は、放出された強度とスペクトルがフレーザーらと一致していることを示しています。2014年、そして私たちの計算はモデルの特定の詳細に敏感ではありません。また、私たちの提案は、20-25％のレベルで、従来の暗黒物質モデル（1-10％）よりもはるかに大きい、大きな季節変動を予測することもわかりました。AQN発光スペクトルは最大$\sim$100keVに及ぶため、XMM-NewtonのkeV感度をはるかに超えているため、地球環境における硬X線および$\gamma$線の背景へのAQNの寄与を予測します。フェルミ望遠鏡に搭載されたガンマ線バーストモニター装置（GBM）は、8keV-40MeVのエネルギーバンドに敏感です。GBMからの複数年のアーカイブデータを使用して、AQNフレームワークの将来のテストとして、100keVまでの地球に近い環境の季節変動を検索することをお勧めします。
アルヴェン波の崩壊からのFRBコヒーレント放射
大振幅アルフベン波束がマグネターの表面近くの外乱によって発射され、波エネルギーのかなりの部分が数十の中性子星の半径の距離でコヒーレント電波に変換されるFRBのモデルを提示します。等方性光度10$^{44}$ergs$^{-1}$のFRBを生成するには、マグネターサーフェスでの波の振幅が約1011Gである必要があります。静磁場に沿った電流は、横波ベクトルの成分がゼロでないアルフベン波に必要です。電流は、反対方向に流れる電子-陽電子ペアによって供給されます。これらのペアは、マグネター表面からの距離とともにプラズマ密度が減少するにつれて、より大きな半径でほぼ光速で移動する必要があります。カウンターストリーミングペアは、2ストリームの不安定性の影響を受け、$c/\omega_p$のサイズの粒子の束が形成されます。ここで、$\omega_p$はプラズマ周波数です。電子陽電子密度が波が必要とする電流を供給するのに不十分な半径に波束が到達すると、静電界に沿って強い電場が発生します。電界は、湾曲した磁力線に沿って粒子の束を加速し、それによりコヒーレントなFRB放射が生成されます。このモデルのいくつかの予測を提供します。
放射力がFRBメカニズムを制約する
これらの強力な過渡現象に関連する放射力を注意深く検討することにより、高速無線バースト（FRB）モデルに制約を提供します。電子/陽電子によるコヒーレント放射の誘導コンプトン散乱により、粒子がこの放射源内およびその周辺で非常に大きなローレンツ因子（LF）に加速されることがわかります。これは、中性子星から約$10^{13}$cm未満の距離で相対論的衝撃とメーザータイプの不安定性を引き起こすFRBのモデルを厳しく制限します。これらのモデルでは、上流に移動する放射線により、衝撃波のLFよりも大きなLFで粒子が衝撃から遠ざかります。これにより、光子生成プロセスが約0.1ミリ秒（オブザーバーフレーム期間）未満動作した後に一時停止します。衝撃で$10^{13}$cmを超える距離で動作するメーザーは、1ms以上のバースト継続時間と、過剰なエネルギーバジェット（$10^{46}$erg）;エネルギーは、メーザーメカニズムに効率の考慮やその他の詳細を課すことによって計算されるのではなく、ショックフロントの上流の誘導コンプトン力による粒子の加速がメーザープロセスを妨げないことを完全に保証した結果です。放射源が数ミリ秒間連続的に動作するためには、強い磁場（サイクロトロン周波数$\gg$波の周波数）に埋め込まれ、放射力がプラズマを分散させてエンジンを停止しないようにする必要があります。
質量ギャップ、スピンギャップ、バイナリーブラックホールの融合の起源
| Title |
The_mass_gap,_the_spin_gap,_and_the_origin_of_merging_binary_black_holes |
| Authors |
Vishal_Baibhav,_Davide_Gerosa,_Emanuele_Berti,_Kaze_W._K._Wong,_Thomas_Helfer,_Matthew_Mould |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00650 |
LIGOとVirgoによって観測されたブラックホールバイナリマージャーを生成する主要なチャネルの2つは、野外での恒星連星の孤立した進化と星団の動的形成であると考えられています。それらの相対的効率は、「混合フラクション」によって特徴付けることができます。ペアの不安定性により、恒星の崩壊により、約$45M_\odot$よりも大きなブラックホールが生成されなくなります。この「質量ギャップ」は、フィールド形成シナリオにのみ適用され、クラスター内での繰り返しのマージによって埋めることができます。同様の推論がバイナリの有効スピンにも当てはまります。ブラックホールがゆっくり回転して生まれる場合、パラメーター空間の高スピン部分（「スピンギャップ」）は、動的に組み立てられたブラックホールバイナリーによってのみ生成されます。半分析クラスターモデルを使用して、質量ギャップ、スピンギャップ、またはその両方の将来の重力波イベントを利用して、フィールドとクラスター形成チャネル間の混合率を推測できることを示します。
中性子星状態方程式推論のためのマルチメッセンジャーデータを組み合わせるための最適化された統計的アプローチ
| Title |
Optimized_statistical_approach_for_combining_multi-messenger_data_for_neutron_star_equation_of_state_inference |
| Authors |
Carolyn_Raithel,_Feryal_Ozel,_and_Dimitrios_Psaltis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00656 |
中性子星状態方程式（EOS）は、バイナリ中性子星合体からの重力波、中性子星半径のX線観測、および多くの種類の実験室核実験を含む、さまざまなマルチメッセンジャーデータから制約されています。これらの測定値は通常、互いに比較するために、対応する半径またはベイズ推論スキームを使用してパラメーター化されたEOSのいずれかに共通のドメインにマッピングされます。ここでは、そのようなマルチメッセンジャーデータが比較のために共通のドメインにマッピングされるときに発生する可能性のある統計的バイアスを探索します。ベイジアン事前分布を測定の各ドメインに個別に配置すると、比較のドメインでバイアスされた制約に変換できることがわかります。例として最初の2つのバイナリ中性子星の合併を使用して、潮汐変形可能性の均一な事前分布が、データがサポートしていない大きな半径の人工的な証拠を生成できることを示します。あらゆる測定領域でベイジアン事前分布を定義するための新しい処方を提示します。これにより、比較領域でバイアスが最小限に抑えられた制約が可能になります。最後に、この新しい処方箋を使用して、中性子星の半径に対するマルチメッセンジャーEOS制約のステータス更新を提供します。
SMC X-1の超軌道変調は、歪んだ歳差運動降着円盤の吸収が原因ですか？
| Title |
Is_superorbital_modulation_in_SMC_X-1_caused_by_absorption_in_warped_precessing_accretion_disc? |
| Authors |
Pragati_Pradhan,_Chandreyee_Maitra,_Biswajit_Paul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00664 |
10Suzakuと6NuSTAR観測を使用してその超軌道変動の異なる強度状態でSMCX1の広帯域スペクトルタイミング分析を提示します。すべての状態でのスペクトルは、鉄の輝線に沿った高エネルギーカットオフと黒体成分を備えた吸収力則によって説明できます。他の優れたHMXBと比較して、FeK$\alpha$線に相当する幅は、SMCX-1では低く、高状態で10eV未満から低状態で最大$\sim$270eVです。スペクトル形状はフラックスに依存し、硬X線スペクトルはフラックスの増加とともに急勾配になります。また、これらの16の超軌道状態にわたるべき法則コンポーネントの非常に可変的な正規化を報告します。両方の機器の硬X線の脈動は、2つを除くすべての観測で検出されました。パルスプロファイルは正弦波に近く、2つのピークがあり、2番目のピークの相対強度は光度の減少に伴って減少します。これらの発見は、SMCX-1の超軌道変調が歳差運動する降着円盤だけの吸収によって引き起こされるのではなく、異なる超軌道状態で中性子星から発せられるX線に本質的な変化があることを示唆しています。また、3つの明るい状態の\nustar〜spectraの$\sim$50keVにある推定サイクロトロン線があり、$\sim$4.2$\times$10$^{12}$Gの可能な磁場を示しています。最後に、ここで報告された新しいパルス周期測定により、SMCX-1の長期スピンアップのタイムベースは13年増加し、完全なパルス周期履歴は1995年頃のスピンアップ傾向の突然の変化を示しています。
カニのパルサーで2つの大きな不具合が発生した後の遅延したスピンアップ動作の発見、およびそのようなプロセスの統計
| Title |
Discovery_of_delayed_spin-up_behavior_following_two_large_glitches_in_the_Crab_pulsar,_and_the_statistics_of_such_processes |
| Authors |
M._Y._Ge_(1),_S._N._Zhang_(1,3),_F._J._Lu_(1),_T._P._Li_(1,2,3),_J._P._Yuan_(4,5),_X._P._Zheng_(6),_Y._Huang_(1),_S._J._Zheng_(1),_Y._P._Chen_(1),_Z._Chang_(1),_Y._L._Tuo_(1,3),_Q._Cheng_(7),_C._G\"ung\"or_(1,8),_L._M._Song_(1,3),_Y._P._Xu_(1),_X._L._Cao_(1),_Y._Chen_(1),_C._Z._Liu_(1),_S._Zhang_(1),_J._L._Qu_(1,3),_Q._C._Bu_(1),_C._Cai_(1),_G._Chen_(1),_L._Chen_(9),_M._Z._Chen_(4),_T._X._Chen_(1),_Y._B._Chen_(2),_W._Cui_(2),_W._W._Cui_(1),_J._K._Deng_(2),_Y._W._Dong_(1),_Y._Y._Du_(1),_M._X._Fu_(2),_G._H._Gao_(1,3),_H._Gao_(1,3),_M._Gao_(1),_Y._D._Gu_(1),_J._Guan_(1),_C._C._Guo_(1,3),_D._W._Han_(1),_L._F._Hao_(10),_J._Huo_(1),_S._M._Jia_(1),_L._H._Jiang_(1),_W._C._Jiang_(1),_C._J._Jin_(11),_J._Jin_(1),_Y._J._Jin_(15),_L._D._Kong_(1,3),_B._Li_(1),_D._Li_(11),_C._K._Li_(1),_G._Li_(1),_M._S._Li_(1),_et_al._(82_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00791 |
グリッチは、パルサーの回転周波数（$\nu$）とその微分（$\dot{\nu}$）の突然のジャンプに対応します。その原因は、ほとんどのグリッチのジャンププロセスがまだ理解されていないためです。よく時間分解。1989年、1996年、2017年に検出されたクラブパルサーの3つの大きな不具合があり、通常の回復プロセスの前にスピンアッププロセスが遅れていることが判明しました。ここでは、2004年と2011年に発生したクラブパルサーの2つの追加のグリッチを報告します。これらのスピンアッププロセスの遅延を発見し、2017年に発生した最大グリッチの洗練されたパラメーターを示します。グリッチの初期立ち上がり時間は$<0.48$と決定されます時間。スピンアッププロセスが観察されたこれら5つのグリッチの統計的調査も実施しました。2004年と2011年に発生した2つの不具合により、それぞれ$1.7\pm0.8$\、daysと$1.6\pm0.4$\、daysのスピンアップタイムスケール（$\tau_{1}$）が遅れました。これらの5つのグリッチの$\Delta{\nu}$対$|\Delta{\dot\nu}|$の関係は、スピンアッププロセスの遅延が検出されなかったものと同様であり、振幅が大きいことを除いて、自然界の他のもの。これらの5つのグリッチについて、遅延したスピンアッププロセス（$|\Delta{\nu}_{\rmd1}|$）と回復プロセス（$\Delta{\nu}_{\rmd2}$の振幅）、それらの時間スケール（$\tau_{1}$、$\tau_{2}$）、およびスピン周波数（$\Delta{\nu}_{\rmp}$）の永続的な変化と合計周波数ステップ（$\Delta{\nu}_{\rmg}$）には正の相関があります。これらの相関関係から、遅延スピンアッププロセスはすべてのグリッチに共通ですが、短すぎるため、ほとんどのグリッチで検出するのは困難です。
| Title |
Equation_of_state_constraints_from_the_threshold_binary_mass_for_prompt_collapse_of_neutron_star_mergers |
| Authors |
Andreas_Bauswein,_Sebastian_Blacker,_Vimal_Vijayan,_Nikolaos_Stergioulas,_Katerina_Chatziioannou,_James_A._Clark,_Niels-Uwe_F._Bastian,_David_B._Blaschke,_Mateusz_Cierniak,_Tobias_Fischer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00846 |
高密度物質状態方程式（EoSs）の大規模なセットの流体力学的シミュレーションを使用して、等質量および非対称中性子星（NS）の併合における迅速なブラックホール形成のしきい値質量M_thresを体系的に決定します。M_thresを明らかにするマージ観測から、回転していないNSの未知の最大質量を決定するために、これまでのところ最も直接的で一般的で正確な方法を考案します。ハドロンクォーク相転移を伴うハイブリッドEoSを考慮して、NS合併におけるクォーク物質の新しい観測可能なシグネチャを特定します。さらに、私たちの調査結果は、重力波検索、キロノバ解釈、およびNSプロパティのマルチメッセンジャー制約に直接適用されます。
タイプIa超新星（SNeIa）は、宇宙を探査する標準キャンドルとして広く使用されています。しかし、これらの激しい爆発自体がどのようにして発生するかは、依然として非常に議論されている問題です。SNeIaには、主に2つの一般的なモデルがあります。つまり、二重縮退シナリオと単一縮退シナリオです。二重縮退シナリオは、SNeIaが2つの縮退した白色矮星の合体によって生成されることを示唆し、一方、単一縮退シナリオは、通常の恒星の伴侶からの単一の縮退白色矮星の継続的な降着が、最終的に悲惨な爆発を引き起こすことを示唆しています過大であり、SNIaになります。重力波天文学の急速な発展は、SNeIaの性質に新たな光を投げかけています。この研究では、二重白色矮星合体の重力波放出を計算し、それらをいくつかの今後の検出器の感度と比較します。局所宇宙における二重の白色矮星合体からの重力波放出は、LISAによって検出されるのに十分強いことがわかりました。0.01〜0.1Hzの周波数範囲で感度の高いLISAのような重力波検出器は、SNeIaの二重縮退モデルをテストし、宇宙を探査するための強力なツールになると主張します。
| Title |
Crucial_role_of_neutron_diffusion_in_the_crust_of_accreting_neutron_stars |
| Authors |
Andrey_Chugunov_and_Nikolay_Shchechilin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00997 |
静止状態で一時的に降着する中性子星の観測された温度は、地殻内の非平衡発熱反応に関連する地殻の深い加熱によってサポートされていると一般に考えられています。伝統的に、これらの反応は、付着した物質の圧縮によって支配される核進化を考慮することによって研究されます。ここでは、このアプローチに基本的な弱点があることを示します。つまり、内部地殻の一部の領域では、物質成分（原子核および中性子）に適用される保存力が機械的平衡にないことです。原則として、力のバランスは散逸力によって回復できますが、必要な拡散流束は、エディントン降着時の全バリオン流束と同じ次数です。内部地殻における中性子の再分布は、付着した地殻の現実的なモデルに含まれるべきであると我々は主張する。
近い将来のSVOM時代における高$ z $ GRBのキャッチとサーカムバースト環境の調査に関するパイロット研究
| Title |
A_Pilot_Study_of_Catching_High-$z$_GRBs_and_Exploring_Circumburst_Environment_in_the_Forthcoming_SVOM_Era |
| Authors |
J._Wang,_Y._L._Qiu_and_J._Y._Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01039 |
GRB残光の迅速な分光は重要かつ困難な作業です。ここでは、アーカイブXS-GRBスペクトルデータベースに基づいて、次の\itSVOM\rm時代の残光の分光法に関するパイロット研究を2つの側面で実行します。最初のシミュレーションでは、\itSVOM\rm/VTの青と赤のチャネルから取得した色が、$z\sim6$までの低$z$（$z\lesssim3$）と遠いGRB候補を区別するのに効果的であることを示しています。次に、サンプルサイズを2倍にすると、以前に提案された、サーキットバーストガスの即時放出に対するグローバルな光イオン化応答（つまり、CIV/CII-$L_{\mathrm{iso}}/E^2_{\mathrm{$L_{\mathrm{iso}}/E^2_{\mathrm{peak}}$の終わりでは確認が不十分ですが、ピーク}}$の関係）はおおよそ確認されています。この問題は、アフターグローの光学的候補を迅速に特定する機能とその太陽光反対ポインティング戦略のおかげで、より大きな分光サンプルによって、\itSVOM\rm時代にさらに取り組むことができると信じています。
HSCイメージング（SuGOHI）で重力レンズオブジェクトの調査。 VI。スペースワープを使用したクラウドソースのレンズ検索
| Title |
Survey_of_Gravitationally-lensed_Objects_in_HSC_Imaging_(SuGOHI)._VI._Crowdsourced_lens_finding_with_Space_Warps |
| Authors |
Alessandro_Sonnenfeld_(1_and_2),_Aprajita_Verma_(3),_Anupreeta_More_(2_and_4),_Campbell_Allen_(3),_Elisabeth_Beaten_(5),_James_H._H._Chan_(6),_Roger_Hutchings_(3),_Anton_T._Jaelani_(7_and_8),_Chien-Hsiu_Lee_(9),_Christine_Macmillan_(5),_Philip_J._Marshall_(10),_James_O'_Donnell_(3),_Masamune_Oguri_(2,_11_and_12),_Cristian_E._Rusu_(13),_Marten_Veldthuis_(3),_Kenneth_C._Wong_(2_and_14),_Claude_Cornen_(5),_Christopher_Davis_(10),_Adam_McMaster_(3),_Laura_Trouille_(15),_Chris_Lintott_(3),_Grant_Miller_(3)_((1)_Leiden_Observatory,_(2)_Kavli_IPMU,_(3)_University_of_Oxford,_(4)_IUCAA,_(5)_Zooniverse,_(6)_EPFL,_(7)_Kindai_University,_(8)_Institut_Teknologi_Bandung,_(9)_NAOA,_(10)_KIPAC,_(11)_University_of_Tokyo,_(12)_Research_Center_for_the_Early_Universe,_(13)_Subaru_Telescope,_(14)_NAOJ,_(15)_Adler_Planetarium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00634 |
強力なレンズは、宇宙距離での銀河スケールおよびクラスタースケールでの物質の分布の非常に有用なプローブですが、希であり、見つけるのが困難です。現在知られているレンズの数は1,000のオーダーです。クラウドソーシングを使用して、HyperSuprime-Cam（HSC）調査からの442平方度を超える測光データから選択された大規模な銀河を対象としたレンズ検索を実行したいと考えています。$0.2<z_{phot}<1.2$の範囲の測光赤方偏移と、測光的に推定された恒星の質量$\log{M_*}>11.2$の$\sim300,000$銀河のサンプルを選択しました。スペースワーププロジェクトの一環として、Zooniverseプラットフォーム上でこの銀河のサンプルについてレンズファインディングをクラウドソーシングしました。サンプルは、トレーニング用に、シミュレーションされたレンズと視覚的に選択された非レンズの大規模なセットで補完されました。約6,000人の市民ボランティアが実験に参加しました。並行して、自動化されたレンズ検出アルゴリズムであるYattaLensを使用して、同じ銀河のサンプルからレンズを探しました。ボランティアからの分類データの統計分析に基づいて、最も有望な$\sim1,500$候補のサンプルを選択し、視覚的に検査しました。それらの半分は可能なレンズ（グレードC）以上であることが判明しました。YattaLensによって発見されたレンズ、またはスペースワープのWebサイトのディスカッションセクションで偶然に気付いたレンズを含めて、14の明確なレンズ、129の予想レンズ、および581の可能なレンズを見つけることができました。YattaLensは、クラウドソーシングで発見されたレンズの数の半分を発見しました。クラウドソーシングは、現在利用可能な自動化アルゴリズムと比較して、完全性と純度の高いレンズ候補のサンプルを生成できます。発見アルゴリズムによって事前に選択された、および/または機械学習に結合されたレンズ候補のサンプルの目視検査がクラウドソーシングされるハイブリッドアプローチは、2020年代のレンズ発見のための実行可能なオプションになります。
SYMBA：エンドツーエンドのVLBI合成データ生成パイプライン
| Title |
SYMBA:_An_end-to-end_VLBI_synthetic_data_generation_pipeline |
| Authors |
F._Roelofs,_M._Janssen,_I._Natarajan,_R._Deane,_J._Davelaar,_H._Olivares,_O._Porth,_S._N._Paine,_K._L._Bouman,_R._P._J._Tilanus,_I._M._van_Bemmel,_H._Falcke,_K._Akiyama,_A._Alberdi,_W._Alef,_K._Asada,_R._Azulay,_A._Baczko,_D._Ball,_M._Balokovi\'c,_J._Barrett,_D._Bintley,_L._Blackburn,_W._Boland,_G._C._Bower,_M._Bremer,_C._D._Brinkerink,_R._Brissenden,_S._Britzen,_A._E._Broderick,_D._Broguiere,_T._Bronzwaer,_D._Byun,_J._E._Carlstrom,_A._Chael,_C._Chan,_S._Chatterjee,_K._Chatterjee,_M._Chen,_Y._Chen,_I._Cho,_P._Christian,_J._E._Conway,_J._M._Cordes,_G._B._Crew,_Y._Cui,_M._De_Laurentis,_J._Dempsey,_G._Desvignes,_J._Dexter,_S._S._Doeleman,_R._P._Eatough,_V._L._Fish,_E._Fomalont,_R._Fraga-Encinas,_P._Friberg,_C._M._Fromm,_J._L._G\'omez,_P._Galison,_C._F._Gammie,_R._Garc\'ia,_O._Gentaz,_B._Georgiev,_et_al._(145_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01161 |
理論的なソースモデルの現実的な合成観測は、実際の観測データを理解するために不可欠です。合成データを使用する場合、ソースパラメーターを回復できる範囲を確認し、さまざまなデータ破損の影響をどのように調整できるかを評価できます。これらの調査は、新しいソースの観測を提案するとき、新しい機器またはアップグレードされた機器の機能を特徴付けるとき、および観測データと比較してモデルベースの理論的予測を検証するときに重要です。長いベースラインアレイ（SYMBA）のSYntheticMeasurementCreator、非常に長いベースライン干渉（VLBI）観測用の新しい合成データ生成パイプラインを紹介します。SYMBAは、いくつかの現実的な大気、計器、および校正効果を考慮に入れます。SYMBAを使用して、mmVLBIアレイであるイベントホライズンテレスコープ（EHT）の合成観測を作成しました。これは、最近ブラックホールの影の最初の画像をキャプチャしました。単純なソースモデルと破損モデルでSYMBAをテストした後、すべての破損とキャリブレーションの影響を含めることの重要性を調査します。M87の2つの一般相対論的電磁流体力学（GRMHD）モデル画像の例に基づいて、さまざまな気象条件に対する現在および将来のEHTアレイで達成可能な画像品質を評価するためのケーススタディを実行しました。結果は、測定された可視性に対する大気および機器の破損の影響が大きいことを示しています。これらの影響にもかかわらず、校正手順を実行した後、入力モデルの全体的な構造をどのように確実に復元できるかを示します。新しいステーションをEHTアレイに計画的に追加することで、より高い角度分解能とダイナミックレンジで画像を再構築できます。私たちのケーススタディでは、これらの改善により、再構成された画像の顕著な特徴に基づいた熱GRMHDモデルと非熱GRMHDモデルの区別が可能になりました。
相互作用するバイナリでの大量のドナー：金属性の影響
| Title |
Massive_donors_in_interacting_binaries:_impact_of_metallicity |
| Authors |
Jakub_Klencki,_Gijs_Nelemans,_Alina_Istrate,_Onno_Pols |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00628 |
金属性は、大規模な星の半径方向の膨張に大きな影響を与えることが知られています。金属性が低いほど、特にポストMSの進化中に星がコンパクトになります。バイナリ進化のコンテキストでこの効果の影響を調べます。恒星進化コードMESAを使用して、異なる金属量での星の進化の軌跡を計算し、半径方向の膨張に影響を与えることが知られている要因（半対流、オーバーシュート、回転など）の変化を調べます。既に金属性で$0.2Z_{\odot}$の大質量星がヘルツプルングギャップフェーズ（HG）の間比較的コンパクトにとどまり、それらの膨張のほとんどがコアヘリウム燃焼（CHeB）中に発生する進化の観測的サポートが見つかりました。その結果、我々は、金属性がバイナリーシステムにおける物質移動の進化のタイプに強い影響を与えることを示す。太陽金属性では、ケースBの物質移動がMSの終了直後に開始され、巨大なドナーはほとんど常に急速に拡大するHGスターです。より低い金属性では、より進化したCHeBスターからの物質移動のパラメーター空間が劇的に増加します。これは、エンベロープのストリッピングと低金属性環境でのヘリウム星の形成がドナーの進化の後半に発生することを意味し、Wolf-Rayetフェーズの持続時間がはるかに短くなり（たとえ桁違いであっても）、最終コア質量が高くなります。この金属効果は、金属依存の恒星風の影響とは無関係です。非常に低いメタラリティでは、大規模な星のかなりの部分が、十分に発達したCOコアをすでに持っているときに、質量移動の最初のエピソードに進化の非常に遅れて従事します。残りの寿命（$<10^4$yr）は、Hリッチなエンベロープ全体を取り除くのに十分とは言えません。また、バイナリブラックホールマージャー形成のコンテキストで、大規模な対流エンベロープドナーからの物質移動の非常に小さいパラメーター空間についても簡単に説明します。
1201秒の軌道周期分離バイナリ：最初のダブルヘリウムコアホワイトドワーフLISA検証バイナリ
| Title |
A_1201_s_Orbital_Period_Detached_Binary:_the_First_Double_Helium_Core_White_Dwarf_LISA_Verification_Binary |
| Authors |
Warren_R._Brown_(1),_Mukremin_Kilic_(2),_A._Bedard_(3),_Alekzander_Kosakowski_(2),_and_P._Bergeron_(3)_((1)_SAO,_(2)_OU,_(3)_UMontreal) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00641 |
既知の3番目に短い周期の分離バイナリである1201秒軌道周期バイナリの発見を報告します。SDSSJ232230.20+050942.06には、27度の傾斜で周回する2つのHeコア白色矮星が含まれています。太陽から0.76kpcに位置するバイナリは、推定LISA4年間のS/N比が40です。-解決されたLISA超コンパクトバイナリ検出の3分の1。
VLTI / GRAVITYを使用した若い移行期前のディスクシステムDoAr 44の磁気圏降着領域の調査
| Title |
Probing_the_magnetospheric_accretion_region_of_the_young_pre-transitional_disk_system_DoAr_44_using_VLTI/GRAVITY |
| Authors |
J._Bouvier,_K._Perraut,_J.-B._Le_Bouquin,_G._Duvert,_C._Dougados,_W._Brandner,_M._Benisty,_J.-P._Berger,_E._Al\'ecian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00848 |
若い恒星オブジェクトは、強力な恒星磁気圏を介して、それらの星間円盤から物質を付加すると考えられています。長いベースラインの光干渉法を使用して、若い星系で数0.01auのスケールで磁気圏降着領域を直接プローブすることを目指します。私たちは、Kバンドの2夜連続でVLTI/GRAVITYを備えた移行前のディスクシステムDoAr44を観察しました。発光領域の範囲と形状を制約するために、連続体とBrGラインで干渉の可視性と位相を計算しました。内側のほこりっぽいディスクの連続放出を解決し、0.14auの半磁束半径を測定します。内部ディスクの傾斜と位置角度を導き出します。これは、内部ディスクと外部ディスクがこの移行前のシステムでずれていることを直接示しています。これは、以前に外部ディスクで検出された影を説明する可能性があります。BrGの発光は、内側のディスクよりもさらにコンパクトな領域から生じ、上限は0.047au（5Rstar）であることを示します。BrG線と連続体の間の微分位相測定により、連続体に対するBrG線放出領域の天体変位を、恒星の半径の一部に対応する数十マイクロアーク秒のスケールで測定できます。私たちの結果は、BrG線の放射がコンパクトな領域の内側からディスクの内側の端まで、少数の星の半径のスケールで発生する単純な幾何学的モデルによって説明でき、低質量の磁気圏降着プロセスの概念と完全に一致しています。若い恒星系。
星間氷アナログのUV写真処理時のNH 2 CHOおよびCH 3 CHOの形成
| Title |
Formation_of_NH2CHO_and_CH3CHO_upon_UV_photoprocessing_of_interstellar_ice_analogs |
| Authors |
Rafael_Martin-Domenech,_Karin_I._Oberg,_and_Mahesh_Rajappan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01151 |
複雑な有機分子（COM）は、ダスト粒子の上に付着した星間氷マントルをエネルギー的に処理することによって生成できます。エネルギッシュな氷形成経路が提案されている2つのCOMは、ホルムアミドとアセトアルデヒドです。どちらも、太陽系の彗星や、異なる星間および星間環境で検出されています。この作業では、CO：NH3およびCO：CH4氷サンプルのUVフォトプロセッシングによるNH2CHOおよびCH3CHOの形成を調べます。探索された実験条件下では、NH2ラジカルからNH2CHOへの変換は、CH3ラジカルからCH3CHOへの変換よりも2〜16倍高くなります。さらに、10KでのNH2からNH2CHOへの変換は、氷中のNH3の存在量とともに、またCOが支配するCO：NH3氷の温度とともに増加します。これは、NH2CHOの形成のための小さなNH2およびHCO再配向バリアの存在と一致しており、氷温の上昇により克服されます。測定されたNH2CHOおよびCH3CHO形成の効率と速度は、同等の条件下で同じ氷サンプルの電子照射中に見られるものと同様であり、UV光子と宇宙線の両方が空間でこれらの種の固体形成に同様の寄与をすることを示唆しています。最後に、測定された変換収量（NH2CHOの場合は最大で1桁高い）は、観測されたNH2CHO/CH3CHO存在比が0.1である星周囲環境では、CH3CHOの追加の氷および/または気相形成経路が存在する可能性があることを示唆しています。
沼地予想のウェブとTCCバウンド
最近のトランスプランキアン検閲予想（TCC）に触発されて、湿地距離予想の一般化を提案します。これは、通常の次数1パラメーター$\lambda$がTCC値の半分になるように制限します。4dのfrac{1}{2}\sqrt{\frac{2}{3}}$。さらに、沼地の距離とド・シッター予想の間の対応を提案し、一方の塔の質量$m$をもう一方の側のスカラーポテンシャル$V$に$m\sim|V|^{\として概略的に関連付けますfrac{1}{2}}$、遠距離制限。これらの提案は、スカラーの弱い重力予想の一般化を示唆しており、さまざまな例によってサポートされています。$\lambda$の下限は、多くの場合、文献で明示的に検証されています。deSitter予想パラメーター$c$にバインドされたTCCは、詳細に計算された10種類のノーゴー定理でチェックされ、$V$は漸近限界で分析されます。特に、タイプIIコンパクト化からの4dスカラーポテンシャルに関する新しい結果が得られます。
スケール対称、ヒッグスとコスモス
私はヒッグス・ディラトンモデルをレビューします。標準モデルのスケール不変の拡張と、標準モデルのコンテンツに加えて自由度を追加するだけでインフレーションと暗黒エネルギーをサポートできる重力です。横微分同相写像に基づく最も単純な実現の潜在的な拡張についても説明します。
| Title |
Axion_Kinetic_Misalignment_and_Parametric_Resonance_from_Inflation |
| Authors |
Raymond_T._Co,_Lawrence_J._Hall,_Keisuke_Harigaya,_Keith_A._Olive,_and_Sarunas_Verner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00629 |
標準的なミスアライメントからのアクシオン冷たい暗黒物質は、通常、減衰定数$f_a〜\gtrsim〜10^{11}$GeVを必要とします。動径方向のミスアライメントとパラメトリック共振は、半径方向のペッチェー・クイン（PQ）対称性の破れ場が大きな初期値を取るときに、$f_a$の値を容易に低くすることができます。ここでは、動的ミスアライメントとパラメトリック共振に対するインフレの影響を検討します。初期のPQフィールド値は量子ゆらぎによって決定され、インフレーション中のハッブルパラメーター、$H_I$、およびPQフィールド質量によって設定されると仮定します。温度$T_R$での膨張後の再加熱の完了前または完了後に、PQ電場の振動が始まります。$f_a$の範囲とインフレパラメーター$（H_I、T_R）$を決定し、PQフィールドの4次ポテンシャルのアキシオン暗黒物質と一致させます。$4\times10^8$GeV$<f_a<10^{11}$GeVは常にアキシオン暗黒物質を生成できることがわかりました。許可されたパラメーター空間の重要な部分は、まれなkaon崩壊、$K_L\rightarrow（\pi^0+\rm{missing\;energy}）$、および/または小規模での構造形成の抑制を予測します。
バリオンの非対称性と暗黒物質が、QCD三重項スカラーの崩壊と逆崩壊を介して作成される単純なモデルを提案します。これらの少なくとも1つはTeV質量範囲内にある必要があります。これらの崩壊で生成された一重項フェルミオンは暗黒物質を構成します。シングレットは決して平衡に達せず、それらのコヒーレントな生成、伝播、および消滅はバリオン非対称を生成します。不均衡状態と暗黒物質密度の制約では、通常、最軽量のスカラーを長寿命にする必要があり、現在および今後のコライダーでの検出または除外の見通しがよいことがわかります。アフメドフ、ルバコフ、スミルノフのレプトン生成メカニズムを一般化することで、私たちのモデルは、低スケールのバリオジェネシスの現象論的な可能性を拡大します。
インフレのスケールのないアトラクタモデルの現象学と宇宙論
| Title |
Phenomenology_and_Cosmology_of_No-Scale_Attractor_Models_of_Inflation |
| Authors |
John_Ellis,_Dimitri_V._Nanopoulos,_Keith_A._Olive,_Sarunas_Verner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00643 |
私たちは最近、弾性率固定、インフレ、超対称性の破れ、およびスケールなしの超重力に基づく暗黒エネルギーのアトラクタモデルを提案しました。この論文では、物理的アプリケーションを支えるこれらのスケールのないアトラクタモデルの現象論的および宇宙論的側面を開発します。インフレがポロニーフィールドによって超対称性が破れたモジュラスフィールド（$T$タイプ）、またはモジュラスフィールドによって破れた超対称性をもつ物質フィールド（$\phi$タイプ）によって駆動されるモデルを検討します。ソフト超対称性を破る項の可能なパターンを導出します。これは、ポロニーフィールドや物質フィールドがねじれているかどうか$T$タイプモデルに依存し、インフロンおよび/または他の物質フィールドはねじれているかどうか。$\phi$タイプのモデルでは、超対称性の破れのスケールをインフラトンの質量に直接関連付けることができます。また、エントロピーの考慮からの宇宙論的制約、および無スケールK\"ahlerポテンシャルの高次項を介して弾性率場を安定化するメカニズムに関する暗黒物質の密度についても説明します。
最近、倍音を含めると、バイナリブラックホールシステムの無限大でのマージ後の重力波形が、純粋な線形理論を使用して適切にモデル化されていることが示されています。ただし、バイナリブラックホールの合併は高度に非線形であることが予想されるため、無限に達しないこれらの非線形性はどこに行くのでしょうか。この質問への回答を開始するために、数値相対論的バイナリブラックホールマージャーの強磁場領域で非線形性を測定する量を視覚化します。
高品質因子マイクロ波動的インダクタンス検出器のためのスパッタハフニウム薄膜の特性評価
| Title |
Characterization_of_sputtered_hafnium_thin_films_for_high_quality_factor_microwave_kinetic_inductance_detectors |
| Authors |
G._Coiffard,_M._Daal,_N._Zobrist,_N._Swimmer,_S._Steiger,_B._Bumble_and_B._A._Mazin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00736 |
ハフニウムは、六方最密構造で結晶化する元素超伝導体であり、転移温度$T_{C}\simeq400mK$を持ち、$90\mu\Omegaあたりの高い常態抵抗率を持っています。cm$。マイクロ波動的インダクタンス検出器（MKID）では、これらの特性は、光学および近赤外線に敏感な検出器を作成できるため、有利です。この作業では、スパッタ条件、特に堆積中にターゲットに適用される電力が、ハフニウム$T_{C}$、抵抗率、応力、テクスチャ、および優先結晶方位にどのように影響するかを調べます。基板に対するターゲットの位置は、フィルム内の微結晶の配向と、フィルムから製造されたMKIDの内部品質係数$Q_{i}$に強く影響することがわかります。特に、通常の入射角、低圧、低プラズマ電力でのDCマグネトロンスパッタ蒸着により、圧縮（002）配向膜の成長が促進され、そのような膜を使用して高品質係数MKIDを作成できることを示します$Q_{i}$最大600,000。
勾配サブグリッドスケールモデルによるGRMHDラージエディシミュレーション
| Title |
GRMHD_large_eddy_simulations_with_gradient_subgrid-scale_model |
| Authors |
Daniele_Vigan\`o,_Ricard_Aguilera-Miret,_Federico_Carrasco,_Borja_Mi\~nano,_Carlos_Palenzuela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00870 |
連星中性子星の合併の検出は、近年の最も重要な天体物理学的発見の1つです。極端な物質と重力の条件、および開発された豊かなダイナミクスにより、衝突中に存在するすべてのスケールを数値で正確にシミュレートすることは、非常に困難になります。ここでは、自己矛盾のないサブグリッドスケールグラディエントモデルを使用したラージエディシミュレーションを使用して、このようなシステムを研究する方法を示します。非相対論的シナリオから適応された、いわゆる勾配モデルは、物理学にとらわれない、数学に基づいた保守的な進化方程式の非線形項のテイラー展開によって、解決されたスケールでの隠れたダイナミクスの影響の一部をキャプチャすることを可能にします。フラックス。磁気ケルビン-ヘルムホルツ不安定性のバウンディングボックスシミュレーションにおけるこのアプローチの有効性を評価します。3つの重要な側面の下でモデルのパフォーマンスを慎重にテストするために、いくつかの解像度と幅広いシナリオが考慮されます：（i）高度に湾曲した背景、（ii）流体密度プロファイルのジャンプ、および（iii）強い衝撃。結果は、一般的な相対論的電磁流体力学への勾配サブグリッドスケールモデルの拡張が、連星中性子星の合体を研究するための有望なアプローチであり、他の関連する天体物理学的シナリオへの可能性を示唆しています。
一般相対性理論は、曲率、ねじれ、または非計量性に関して、さまざまな幾何学的解釈の自由を享受します。この幾何学的三位一体の中で、一般相対性理論のより単純な幾何学的定式化は、重力が完全に非計量性に起因する後者に現れます。この書簡では、宇宙論的および銀河系スケールの両方での現象論的応用のために、偶然一般相対性理論$f（\mathring{\mathbb{Q}}）$の非線形拡張を検討します。この理論は、大規模な暗黒エネルギーを提供するだけでなく、銀河規模でMONDを回復させ、初期宇宙宇宙論への影響ももたらします。私たちの知る限りでは、これは、一般相対性理論とMONDの両方を適切な制限で回復し、期待される宇宙論的振る舞いを調整する、MONDの最初の相対論的、共変、およびゴーストフリーのハイブリッド公式を表しています。さらに、以前のMONDのバイメトリック公式は一般にゴーストの不安定性に悩まされ、$f（\mathring{\mathbb{Q}}）$は独自のゴーストフリー理論として結晶化することを示しています。
希少事象探索実験のためのPMT読み出しを備えた低温フォノンシンチレーション検出器
| Title |
Cryogenic_phonon-scintillation_detectors_with_PMT_readout_for_rare_event_search_experiments |
| Authors |
X._Zhang,_J._Lin,_V.B._Mikhailik_and_H._Kraus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.00985 |
希少事象探索実験用の低温フォノンシンチレーション検出器（CPSD）には、シンチレーションイベントの個々の光子を解決できる、信頼性が高く効率的で堅牢な光子検出器が必要です。
シリレン（SiH $ _2 $）の高温回転振動スペクトルと回転クラスタリング
| Title |
The_high-temperature_rotation-vibration_spectrum_and_rotational_clustering_of_silylene_(SiH$_2$) |
| Authors |
Victoria_H._J._Clark,_Alec_Owens,_Jonathan_Tennyson,_Sergei_N._Yurchenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01005 |
SiH$_2$の電子基底状態（$\tilde{X}^{1}A_{1}$）の回転振動線リストが表示されます。CATSという名前のラインリストは、2000Kまでの温度に適しており、最大0から10,000cm$^{-1}$（波長$>1.0$$\mu$m）までの波数範囲をカバーします。$J=52$。$J\leq5$を使用して75の経験項の値に絞り込み、新しく計算された高レベルのabinitio双極子モーメントサーフェスによって決定された、593804のエネルギーレベル間の3億1千万を超える遷移が、経験的に洗練された新しいポテンシャルエネルギーサーフェスで変分的に計算されました。これは、SiH$_2$について報告された最初の包括的な高温ラインリストであり、プラズマ物理学、工業プロセス、および可能な天文学的検出におけるシリレンの研究を支援することが期待されています。さらに、SiH$_2$のスペクトルにおける回転エネルギー準位クラスタリングの現象を調査します。CATS回線リストは、ExoMolデータベース（www.exomol.com）およびCDSデータベースから入手できます。
Fenomenolog \ 'ia de modelos supersim \' etricos：part \ 'iculas y
materia oscura
暗黒物質（DM）の組成を解明することは、粒子および天体粒子現象学における最も重要な未解決の問題の1つです。基本粒子の標準モデルの最小超対称拡張のフレームワーク内で、「mu-from-nu超対称標準モデル」$\mu\nu$SSMは、$\mu$問題を解き、ニュートリノデータを再現します。右手系ニュートリノを含む結合。この文脈では、グラビティーノとして知られている重力子の超対称パートナーが自然なDM候補になります。上記のモデルで作業して、この論文では、$\textit{Fermi}$-LATなどの実験を考慮して、グラビティーノDMの減衰から生じるガンマ線信号の検出を分析しました。この目的のために、すべてのグラビティーノ崩壊が考慮に入れられており、以前の研究を補足しています。次世代のガンマ線検出器の可能性により、DM候補として、アキシオンの超対称パートナーであるaxinoを含める動機が生まれました。この論文では、axinoDMが初めて$\mu\nu$SSMのコンテキストで分析されました。最後に、DM構成要素として共存するgravitinosとaxinosに焦点を当てて、マルチコンポーネントDMのシナリオを調査しました。この斬新なシナリオには、2つの非常に異なるケースがあり、特徴的な機能があります。グラビティーノよりも軽いアクシノとその逆です。将来のMeV-GeVガンマ線望遠鏡の感度を考慮して、検出のaxinoおよびgravitinoの見通しを、前述の混合シナリオで分析しました。一部のパラメーター空間領域では、両方の候補が信号を生成できるため、DM構成を明らかにする喫煙銃として二重線の特徴が生じます。
| Title |
Deep_learning_Gravitational_Wave_Detection_in_the_Frequency_Domain |
| Authors |
Juan_Pablo_Marulanda,_Camilo_Santa,_Antonio_Enea_Romano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01050 |
コンパクトなバイナリマージからの重力波（GW）の検出は、マルチメッセンジャーの天体物理学に新しいウィンドウを提供します。マージパラメータを決定する標準的な手法は、信号をテンプレートバンクと比較することからなるマッチングフィルタリングです。分析が必要な実験データが大量にあるため、このアプローチは時間がかかり、計算コストがかかる可能性があります。より効率的なデータ分析方法を見つけるために、新しい周波数領域畳み込みニューラルネットワーク（FCNN）を開発して、検出器信号のスペクトログラムからマージ質量を予測し、それを以前の時間領域ニューラルネットワーク（TCNN）と比較します。FCNNはスペクトログラムを使用してトレーニングされるため、TCNNと比較して入力の次元が減少し、モデルパラメーターの数が大幅に少なくなるため、処理が高速になり、サンプルパフォーマンスが向上します。一般に、FCNNは検証データのパフォーマンスが高く、オーバーフィットが低いことがわかり、GW検出器データの分析に新しい有望なアプローチが提供されます。
地球近傍および太陽近傍の太陽風で観測された宇宙プラズマの運動学的乱流
| Title |
Kinetic_turbulence_in_space_plasmas_observed_in_the_near-Earth_and_near-Sun_solar_wind |
| Authors |
Olga_Alexandrova,_Vamsee_Krishna_Jagarlamudi,_Claudia_Rossi,_Milan_Maksimovic,_Petr_Hellinger,_Yuri_Shprits_and_Andr\'e_Mangeney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01102 |
乱流は、強制のスケールが散逸のスケールよりもはるかに大きい場合、応力のかかった流れで発生します。中性流体では、それは物理空間のカオス的運動で構成されますが、フーリエ空間では普遍的なエネルギースペクトルを持ちます。間欠性（変動の非ガウス統計）は、もう1つの一般的な特性であり、コヒーレント構造の存在に関連しています。宇宙プラズマも乱流です。ここでは、まだよく理解されていない動的血漿スケールに焦点を当てます。私たちは次の基本的な質問に取り組みます：（1）動的スケールでの乱流変動は普遍的なスペクトルを形成しますか？（2）変動の性質は何ですか？太陽風の測定値を使用して、0.3、0.6、0.9AUの太陽からの動的乱流の磁気スペクトルは、1AUの地球軌道に近いものと同じ形をしており、現象の普遍性を示しています。このスペクトルを形成する変動は、通常、磁気フィラメントを生成する傾向がある非線形に相互作用する渦です。
水素イオン交換および大規模ダイナミクス（SHIELD）モデルを使用した太陽風：外部太陽圏の自己矛盾のない速度論的MHDモデル
| Title |
The_Solar-wind_with_Hydrogen_Ion_Exchange_and_Large-scale_Dynamics_(SHIELD)_model:_A_Self-Consistent_Kinetic-MHD_Model_of_the_Outer_Heliosphere |
| Authors |
Adam_T._Michael,_Merav_Opher,_Gabor_Toth,_Valeriy_Tenishev,_and_Dmitry_Borovikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.01152 |
中性水素は、太陽圏のプラズマ流と太陽圏境界の位置に大きな影響を与えることが示されています。太陽風と水素イオン交換および大規模ダイナミクス（SHIELD）モデルの結果を示します。これは、宇宙天気モデリングフレームワーク内の新しい太陽圏の自己矛盾のない、運動論的MHDモデルです。電荷交換平均自由行程は、太陽圏のサイズのオーダーです。したがって、中性原子は流体とは言えません。SHIELDモデルは、単一のプラズマ流体のMHDソリューションを、システムを流れる中性水素原子の速度論的ソリューションから結合します。運動コードは、ボルツマン方程式を解くためのモンテカルロ法である適応メッシュ粒子シミュレータ（AMPS）に基づいています。SHIELDモデルは、星間中性物質の太陽圏への増加したろ過を正確に予測します。モデル内の正しい実装を検証するために、SHIELDモデルの結果を他の確立された運動論的MHDモデルと比較します。SHIELDモデルは、これらの研究の中性水素解と、中性水素原子の多流体処理と比較して太陽に近いすべての太陽圏境界のシフトに一致します。全体的に、SHIELDモデルはこれらのモデルに優れた一致を示し、星間水素の流体処理に対する重要な改善です。
