| Title |
Fast_Calculation_of_Nonlinear_Redshift-space_Galaxy_Power_Spectrum_Including_Selection_Bias |
| Authors |
Joseph_Tomlinson,_Henry_S._Grasshorn_Gebhardt,_Donghui_Jeong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03629 |
FFTlogベースのメソッドを使用して、次に優れた次数（1ループ）の赤方偏移空間銀河パワースペクトルの高速実装を示します。[V.Desjacques、D。Jeong、およびF.Schmidt、JCAP1812（12）、035]は、赤方偏移空間の1ループ銀河パワースペクトルが、22のバイアスパラメーターを持つ28の独立したループ積分で計算できることを示しました。ループ積分の角度部分の分析計算では、FFTLog変換を使用して数値的に統合できる球形ベッセル変換の形で放射状部分を残します。元の28ループ積分は、合計85の一意のFFTLog変換で解くことができますが、従来の多次元積分よりも数桁高速化されます。この作業で使用されるコードは、https：//github.com/JosephTomlinson/GeneralBiasPkで公開されています。
準線形スケールでの相対論的効果によるハロー相互相関関数の非対称性のモデリング
| Title |
Modelling_the_asymmetry_of_the_halo_cross-correlation_function_with_relativistic_effects_at_quasi-linear_scales |
| Authors |
Shohei_Saga,_Atsushi_Taruya,_Michel-Andr\`es_Breton,_Yann_Rasera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03772 |
銀河の赤方偏移調査で観測された銀河の分布は、赤方偏移空間の歪み（RSD）により歪んで表示されます。RSDへの主要な寄与の1つは、銀河の特異な速度によって引き起こされるドップラー効果によるものですが、重力赤方偏移効果を含む相対論的効果は、最近では小さいが重要な寄与を与えることが認識されています。そのような寄与は、視線に沿った非対称銀河のクラスタリングにつながり、異なるバイアスオブジェクト間で相互相関するときに、消えない奇数多極子を生成します。ただし、ゼロ以外の奇数多重極は、広角効果と呼ばれる遠方観測点近似を超えたドップラー効果によっても生成され、準線形スケールでは、広角効果と相対論的効果の間の相互作用が重要になります。この論文では、タルヤらによって開発された形式に基づいて、主要な相対論的効果の1つとして、広角と重力の両方の赤方偏移効果を適切に考慮した相互相関関数の準線形モデルを示します。。双極子の準線形予測は、$20\、h^{-1}\、$Mpc未満のスケールでもシミュレーションとよく一致します。この場合、ハローポテンシャルからの非摂動的寄与が重要な役割を果たし、双極子の振幅。バイアスの差と赤方偏移を大きくすると、符号反転が発生するスケールがより大きなスケールにシフトします。サインフリップの動作を定量的に説明する簡単な近似式を導出します。
標準の宇宙論モデルへの拡張と小規模のバリオンの影響の調査
| Title |
Exploring_extensions_to_the_standard_cosmological_model_and_the_impact_of_baryons_on_small_scales |
| Authors |
Sam_G._Stafford,_Shaun_T._Brown,_Ian_G._McCarthy,_Andreea_S._Font,_Andrew_Robertson,_Robert_Poole-Mckenzie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03872 |
宇宙論の標準モデル（LCDM）は、比較的小さなスケールでの多数の観測結果を簡単に説明できず、標準モデルへの拡張を動機付けると主張されてきました。ここでは、暖かい暗黒物質、自己相互作用する暗黒物質、密度変動のスカラースペクトルインデックスの実行など、3つのもっともらしい拡張を体系的に探索する新しい宇宙シミュレーションのスイートを紹介します。現在の観測制約は、これらの拡張機能に付属する追加のパラメーターを指定するために使用されます。ハロー質量関数、密度および円速度プロファイル、衛星サブハロの存在量、およびハロー濃度を含む、小規模で観測可能なメトリックの広い範囲を調べます。特定のメトリックについて、拡張間に重大な縮退が存在する可能性があります。ただし、詳細には、さまざまな拡張機能には質量と半径の依存性が量的に異なるため、縮尺の範囲を広げるマルチプローブアプローチを使用できることを示唆しています。また、（標準モデルと比較して）異なる拡張における半径方向密度プロファイルへの相対効果が、絶対プロファイルよりも大幅に小さい半径に収束することも示しています。EAGLEシミュレーションとARTEMISシミュレーションを使用して、派生した宇宙論の傾向をバリオン物理学の影響と比較します。バリオン物理学と宇宙論的変動の間にも、重要な縮退が存在します（どちらもいくつかの観測値に同様の大きさの影響があります）。銀河形成の物理学のモデリングとLCDMの拡張の両方に固有の不確実性を考えると、両方の体系的かつ同時の調査が強く保証されます。
LISA将来の重力波サイレンデータを使用した宇宙スケールでの余分な次元の制約
| Title |
Constraining_extra_dimensions_on_cosmological_scales_with_LISA_future_gravitational_wave_siren_data |
| Authors |
M._Corman,_Celia_Escamilla-Rivera_and_M.A._Hendry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04009 |
現在の宇宙加速は、非ゼロの宇宙定数の結果ではなく、宇宙スケールの余分な次元への重力の漏れの結果である可能性があるという考えを調査し、この現象を調査して制約する将来の重力波サイレン観測の能力を検討しますこの重力漏れの現象論的モデルのパラメータ。追加の非コンパクトな時空間次元を含む理論では、重力漏れイントロの追加の次元により、観測された重力波の振幅が減少し、それにより、GWおよびEM観測からそのようなソースに推測された距離間の系統的な不一致が生じます。LISAなどの重力空間干渉計がこの修正された重力を大規模に調査する能力を調査します。LISAが時空次元の数と、修正重力を特徴付ける他の宇宙論的パラメータに制限を加えることができる程度は、GW測定の不確実性とともに、実際の光源の数と赤方偏移の分布に強く依存することがわかります。比較的少数のソース（$\sim1$）と高い測定不確実性は、重力が5次元のみであり、約$\より大きいスケールで変更される宇宙論的シナリオのパラメーターに意味のある制約を課すLISAの能力を強く制限しますハッブル半径の4$倍のシミュレーション。逆に、観測されたソースの数が4年間の平均$\sim27$である場合、LISAは最も好ましい宇宙論的シナリオで、宇宙論的パラメータに$\sim1\の精度で意味のある制約を課す可能性があります。次元数の％$およびそれを超えると重力が変更されるスケールの$\sim7.5\％$。これにより、宇宙の遅い展開が赤方偏移の$\sim8$までプローブされます。
標準の$ \ Lambda $ CDMモデルのRastall重力拡張：理論的特徴と観測制約
| Title |
Rastall_gravity_extension_of_the_standard_$\Lambda$CDM_model:_Theoretical_features_and_observational_constraints |
| Authors |
Ozgur_Akarsu,_Nihan_Katirci,_Suresh_Kumar,_Rafael_C._Nunes,_Burcu_Ozturk,_Shivani_Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04074 |
標準---6パラメータベース---$\Lambda$CDMモデルのRastall重力拡張の詳細な調査を提示します。Rastall重力によるフリードマン方程式の異なる性質の2つの同時修正のモデルをレビューします。材料（実際の）ソースの新しい寄与（有効なソースと見なされます）と材料ソースの変更された進化。標準の$\Lambda$CDM内で優勢な$H_0$テンションを含む、いくつかの低い赤方偏移に関するこれらの変更の役割/動作について説明します。線形摂動のレベルでモデルを制約し、最新の完全なプランク宇宙マイクロ波背景（CMB）データを使用して、バリオン音響振動（BAO）データを含む場合と含まない場合の堅牢で正確な分析を通じて最初の制約を与えます。Rastallパラメータ$\epsilon$（一般相対論ではnull）は、68％CLでゼロと一致している（負の値に向かう傾向、68％CLで$-0.0014<\epsilon<0.0002$（CMB+BAO）））。これは、一般相対性理論からの逸脱に関する有意な統計的証拠がないことを意味し、$-\frac{1}{2}g_という用語の精度は$\mathcal{O}（10^{-3}）$です。{\mu\nu}一般相対性理論のアインシュタイン場方程式のR$（局所エネルギー運動量保存則を保証）。観測分析に照らして、Rastall重力が宇宙論的パラメータにもたらす影響を探ります。フリードマン方程式の異なる性質の2つの同時修正は互いに作用し、その結果、いわゆる低い赤方偏移を緩和するのに役立ちません。私たちの結果は、重力と宇宙論のさまざまな側面でラスター重力を研究する研究コミュニティのためのガイドを提供するかもしれません。
原始惑星系円盤固体の侵食によるサイズ再分布とストリーミングの不安定性と小石の付着の始まり
| Title |
Erosion_driven_size-redistribution_of_protoplanetary_disk_solids_and_the_onset_of_streaming_Instability_and_Pebble_Accretion |
| Authors |
Evgeni_Grishin,_Mor_Rozner,_Hagai_B._Perets |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03600 |
最初の遊星の形成と遊星核の最終的な成長は、小石の豊富さに依存しているようです。微惑星の初期成長を触媒することが示唆されているストリーミング不安定性（SI）プロセスと、惑星コアの成長を加速することが示唆されている小石付加プロセスの両方の効率は、ディスクに存在する固体のサイズに依存します。特に、これらのプロセスは、固体のサイズ分布に敏感であることがわかり、これらのチャネルを介した効率的な微惑星の形成と成長には、限られた小石のサイズ分布が必要です。ここで、エオリア侵食、玉石を小石の単一サイズの分布に効率的に粉砕するプロセスが、最大の小石サイズの自然な上限カットオフを提供することを示します。半径方向の分離、ディスクの経過時間、乱流の強さ、およびディスク内の岩の粒径組成に対する臨界固体サイズカットオフの依存性を見つけます。このサイズカットオフは、小石のサイズ分布を形成し、それにより、微惑星のSI形成の初期の開始、および小石の付着による後のコア降着の成長を触媒するのに役立ちます。
更新されたパラメーターとHD 97658bの新しい透過スペクトル
| Title |
Updated_Parameters_and_a_New_Transmission_Spectrum_of_HD_97658b |
| Authors |
Xueying_Guo,_Ian_J._M._Crossfield,_Diana_Dragomir,_Molly_R._Kosiarek,_Joshua_Lothringer,_Thomas_Mikal-Evans,_Lee_Rosenthal,_Bjorn_Benneke,_Heather_A._Knutson,_Paul_A._Dalba,_Eliza_M._R._Kempton,_Gregory_W._Henry,_P._R._McCullough,_Travis_Barman,_Sarah_Blunt,_Ashley_Chontos,_Jonathan_Fortney,_Benjamin_J._Fulton,_Lea_Hirsch,_Andrew_W._Howard,_Howard_Isaacson,_Jaymie_Matthews,_Teo_Mocnik,_Caroline_Morley,_Erik_A._Petigura,_and_Lauren_M._Weiss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03601 |
近年、サブネプチューンサイズの惑星の特性評価への関心が高まっています。これは、太陽系には存在しないのとは対照的に、銀河系でのその普及のためです。HD97658は、この種の惑星をホストする最も明るい星の1つです。このシステムの4つのHSTトランジット、12のSpitzer/IRACトランジット、および8つのMOSTトランジットを組み合わせて、この惑星の透過スペクトルを示します。私たちの透過スペクトルは、以前の研究よりも信号対雑音比が高く、この結果は、この惑星の透過スペクトルに関する以前の研究で報告された波長1.1から1.7ミクロンへの通過深さのわずかな増加がおそらく体系的であることを示唆しています。それにもかかわらず、モデルが私たちのデータに優れた一致を提供しないので、私たちの大気モデリングの結果は決定的ではありません。それにもかかわらず、C/O比が高く（C/O>〜0.8）、金属性が100倍以上の太陽の金属性の雰囲気が好まれていることがわかります。すべての新しいSpitzerとMOSTの観測からの中間の移動時間を組み合わせ、P=9.489295+/-0.000005dの更新された軌道周期を取得します。T_0=2456361.80690+/-0.00038（BJD）に最適な移動時間センターがあります。。このシステムでは、通過タイミングの変動はありません。ホスト星HD97658の恒星回転周期（34+/-2d）と恒星活動周期（9.6yr）の新しい測定値も示します。最後に、確認されたすべての惑星の透過分光測定基準を1000未満で計算してランク付けします。K、サイズは1〜4R_Earth。1000K未満の小さな惑星の3分の1はJWSTを使用して十分に特性評価できることがわかりました。そのうち、HD97658bは5番目にランク付けされており、大気の特性評価の優先度の高いターゲットのままです。
遠洋の惑星と水の世界で酸素を使用した生命の検出可能性
| Title |
Detectability_of_Life_Using_Oxygen_on_Pelagic_Planets_and_Water_Worlds |
| Authors |
Donald_M_Glaser,_Hilairy_Ellen_Hartnett,_Steven_J._Desch,_Cayman_T._Unterborn,_Ariel_Anbar,_Steffen_Buessecker,_Theresa_Fisher,_Steven_Glaser,_Stephen_R._Kane,_Carey_M._Lisse,_Camerian_Millsaps,_Susanne_Neuer,_Joseph_G._ORourke,_Nuno_Santos,_Sara_Imari_Walker_and_Mikhail_Zolotov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03631 |
太陽系外惑星での生命の探索は、私たちの時代の大きな科学的課題の1つです。これまでの戦略は、（たとえば、ケプラーのような通過調査を通じて）星の居住可能ゾーンで地球に似た太陽系外惑星を見つけ、透過分光法を使用して、惑星の大気中のバイオシグネチャガス、特に酸素を測定することでした（たとえば、JWSTを使用して、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡）。すでにJWSTで観測できないほど多くの惑星があり、通過型外惑星調査衛星などのミッションではさらに多くの惑星が発見されます。費用のかかるフォローアップ観測のターゲットに優先順位を付け、将来のミッションの設計に役立てるために、バイオシグネチャガスに関連する地球化学サイクルをよりよく理解する必要があります。検出可能性指数を定義して、バイオシグネチャーガスに生物学的起源と非生物学的起源を割り当てる可能性を定量化します。この指標は、水分含有量が変化する地球のような惑星上の酸素ガスO2の場合に適用されます。水が0.2重量パーセント（wt％）の地球に似た太陽系外惑星（つまり、露出した大陸ではない）では、生体必須リンのフラックスの減少により、光合成によって生成された大気O2のエクスポートが、水と水素の光分解による地球物理学的生成と区別できないレベルに制限されることを示しています逃れる。含水量が1wt％を超えると、高圧の氷のマントルが発生し、リンの循環がさらに遅くなります。逆説的に、バイオシグネチャーとしてのO2の使用を許可する最大含水量、0.2wt％は、質量と半径に基づいて水がない場合と一致しています。したがって、O2バイオシグネチャの実用性は、惑星の水と土地の両方の直接検出を必要とする可能性があります。
ほこりっぽいディスク内の小さな粒子の沈降について：分析と公式
| Title |
On_the_settling_of_small_grains_in_dusty_discs:_analysis_and_formulas |
| Authors |
Guillaume_Laibe,_Charles-Edouard_Brehier,_Maxime_Lombart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03689 |
機器は、若い恒星円盤の最上層にあるミクロンサイズのダスト粒子をより鮮明に観察します。正確なモデルを提供するために、ガスの成層化、ダストの慣性、および乱流の有限相関時間を同時に処理する必要がある場合に、小さな粒子のダスト沈降の理論を再検討します。力のバランスから始めて、定常状態での分布を導き出します。漸近展開は限界が通用しないため注意が必要です。特に、乱流が純粋に拡散性である場合、非物理的なでこぼこの分布が現れます。これは、数値シミュレーションによって予測されるように、実際のディスクの非常に短い相関時間を除外します。
色の変動性を使用したエキソ地球上の表面構成のグローバルマッピング
直接撮像された惑星の測光変動には、惑星表面の地理とスペクトルの両方に関する情報が含まれています。マルチバンド反射光曲線から空間情報とスペクトル情報のもつれを解く新しい手法を提案します。これにより、独立した表面コンポーネントの数を除いて、個々のスペクトルに関する事前の仮定なしに、惑星の表面組成の2次元マップを作成できます。シンプレックスボリューム最小化法を使用して非負行列因数分解（NMF）を一般化することにより、スピン軌道トモグラフィーとスペクトル非混合の統一逆問題を解決します。雲のないおもちゃの地球でこの方法を評価したところ、新しい方法で地理を正確に取得し、スペクトル成分を分離できることがわかりました。さらに、私たちの方法は、深宇宙気候観測所（DSCOVR）で観測された地球の実色変動にも適用されます。取得したマップは、地球の実際の地理と、海洋、大陸、雲の非混合スペクトルキャプチャ機能を明示的に示しています。再現された大陸で構成される2つの非混合スペクトルは、土壌と植生のスペクトルに似ていることに注意してください。
散乱光曲線から太陽系外惑星の2次元表面マップを取得するための新しい検索スキームを開発します。私たちのスキームでは、スパースモデリングで使用される手法の1つであるL1ノルムと合計2乗変動の組み合わせが、最適なマップを見つけるために採用されています。地球のシミュレートされた散乱光曲線に新しい方法を適用し、新しい方法がTikhonov正則化を使用する方法よりも再構築されたマップの空間分解能を向上させることを発見しました。また、Fanらが発表した2年間のDSCOVR/EPIC観測中に得られた地球の散乱光曲線に新しい方法を適用します。（2019）。ティホノフ正則化の方法により、北米、アフリカ、ユーラシア、南極を解決できます。それに加えて、スパースモデリングは南アメリカとオーストラリアを識別しますが、極の観測値の重みが低いために南極を見つけることができません。さらに、提案された方法は、計画された望遠鏡であるハビタブル外惑星観測所（HabEx）からのコロナグラフィック画像から予想されるノイズレベルで、10pcの仮想地球外惑星のノイズ注入光曲線からマップを取得できます。スパースモデリングは、オーストラリア、アフロユーラシア、北アメリカ、南アメリカを、1か月の時間間隔で2年間の観測を使用して解決することがわかります。私たちの研究は、スパースモデリングと1か月あたり1日のマルチエポック観測の組み合わせを使用して、HabExやLargeUV/Optical/IRSurveyor（LUVOIR）などの将来のダイレクトイメージングミッションで地球アナログの主な機能を特定できることを示しています。
宇宙生物コペルニカンの地球外インテリジェントライフの弱く強い限界
| Title |
The_Astrobiological_Copernican_Weak_and_Strong_Limits_for_Extraterrestrial_Intelligent_Life |
| Authors |
Tom_Westby,_Christopher_J._Conselice |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03968 |
最新の天体物理学情報を利用して、生命の探求に関する宇宙的視点を提示し、銀河系での地球外宇宙インテリジェント文明（CETI）の可能性の高い数を調べます。私たちの計算には、銀河系の星形成履歴、金属分布、および星が居住可能ゾーンで地球のような惑星をホストしている可能性が含まれます。これらの仮定は、私たちの惑星上で、知的なコミュニケーションの生命が存在することが知られている1つの状況に基づいています。この種の生活は金属が豊富な環境で発達し、そのためにおよそ5ギルを費やしました。さまざまなシナリオに基づいて、CETIの可能な数を調査します。極端な例としては、弱い宇宙生物コペルニクスの原理があります。つまり、惑星は5Gyrの後でインテリジェントライフを形成します。もう1つは、地球と同じように生命が4.5〜5.5ギルで形成される強い状態です。強い条件（厳密な一連の仮定）では、銀河内に少なくとも36$_{-32}^{+175}$の文明が存在する必要があります。これは、平均寿命が通信文明の時間Lは100年です（現在の私たちに基づいています）。銀河全体に均一に広がっている場合、これは最も近いCETIが最大で17000$_{-10000}^{+33600}$光年離れており、低質量のM矮星によってホストされている可能性が高いことを意味します。近い将来にそれを検出する当社の能力。さらに、この生命のホスト星が太陽型星である可能性は非常に小さく、ほとんどがM矮星でなければならず、長い時間スケールで生命をホストするには十分に安定していない可能性があります。さらに、他のシナリオを探索し、想定の変化に基づいて、銀河内にある可能性のあるCETIの数を説明します。
QuadrantidsおよびDecember alpha Draconids 2012-2019-複数年の流星ビデオグラフィー
英国の島々とその周辺の低照度ビデオカメラのネットワークであるNEMETODEは、BAA流星群や他のグループと連携して動作し、流星の活動を監視し、放射位置と流星の高度と地心速度の正確な測定を可能にしますそしてそれらの太陽系の軌道。2012年から2019年にかけての象限四分円と12月のアルファDraconid流星群の観測結果が提示され、議論されています。
大規模な恒星ブラックホールバイナリのある宇宙考古学
| Title |
Cosmic_archaeology_with_massive_stellar_black_hole_binaries |
| Authors |
L._Graziani,_R._Schneider,_S._Marassi,_W._Del_Pozzo,_M._Mapelli,_N._Giacobbo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03603 |
主要なブラックホール（BH）質量$\ge31\、M_\odot$を持つ大規模な恒星ブラックホールバイナリ（MBHB）の存在は、最初のLIGO/おとめ座観測ラン（O1）、およびO1およびO2データで発見された7つの追加GW信号によって連続的に確認されました。銀河形成モデル\texttt{GAMESH}をバイナリポピュレーション合成（BPS）計算と組み合わせて採用することにより、質量および合体赤方偏移で互換性のあるシミュレートされたバイナリを選択することにより、これらのMBHBの起源を調査します。採用されたBPSに関係なく、彼らの宇宙出生率は赤方偏移の範囲$6.5\leqz\leq10$でピークになることがわかります。これらのMBHBは、低イオン性（$Z\sim[0.01-0.1]\、Z_{\odot}$）、低星質量銀河で形成される古いシステムであり、宇宙再イオン化の終了前、つまりピークを大幅に超えています宇宙の星形成MBHBの合体によって生成されたGW信号は、遠隔銀河の恒星集団の性質を調査する新しい可能性を切り開きます。
サブグリッドの下：超新星の入力率の不確実性が銀河の進化のシミュレーションにおける質的な違いを引き起こす
| Title |
Below_the_subgrid:_uncertainties_in_supernova_input_rates_drive_qualitative_differences_in_simulations_of_galaxy_evolution |
| Authors |
Benjamin_W._Keller_and_J._M._Diederik_Kruijssen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03608 |
最も重い星の進化の最終段階であるコア崩壊超新星（SNe）からのフィードバックは、銀河形成のシミュレーションにおいて長い間重要な要素でした。このホワイトペーパーでは、SNレートの概算で行われた仮定を単純化すると、それらのレートの根本的な物理的不確実性が、シミュレートされた天の川のような銀河の全体的な進化にどのように大きな変化をもたらすかを調べます。星形成のクラスタリングは、星形成とSNフィードバックの間の遅延によって強く影響を受けることがわかります。さらに、SNに現実的な遅延時間分布または瞬時注入を使用する選択は、銀河に大きな影響を与える可能性があります。これらの効果は、SNエネルギーと運動量を結合するために同一のサブグリッドモデルが使用され、SNエネルギーバジェットの合計が一定に保たれている場合でも現れます。さらに、不確実な最小SN前駆質量がSNエネルギーバジェットと注入タイムスケールに大きな影響を与え、銀河の全体的な進化を完全に変えることができることを示します。これらの根本的な不確実性は、SNフィードバックのサブグリッドモデリングの進歩にもかかわらず、SNフィードバックの影響を抑制することには依然として深刻な困難があることを意味します。これは、さまざまなシミュレーションを相互に比較するタスクや、シミュレーションを観測値と比較するタスクを複雑にします。SNフィードバックのサブグリッドモデルのパラメーターに実用的な制限を提供することで結論付けます。SNフィードバックは、銀河シミュレーションからの将来の予測のためにSN前駆体物理学から生じる不確実性を制限します。
AGN光度関数のかすかな端で明るいz = 6銀河をモデル化する
| Title |
Modelling_a_bright_z_=_6_galaxy_at_the_faint_end_of_the_AGN_luminosity_function |
| Authors |
Maxime_Trebitsch,_Marta_Volonteri_and_Yohan_Dubois |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03611 |
最近の詳細な調査により、高赤方偏移の宇宙にあるかすかな活動銀河核（AGN）の集団が解明され、その性質と再イオン化の時代における役割についてのさまざまな議論につながっています。これらのオブジェクトの特性を研究するために、z=6（$M_\star\gtrsim10^{10}M_\odot$）にある明るい銀河の宇宙放射流体力学シミュレーションを使用して、活発に成長している超大質量ブラックホールをホストしています。特に、ブラックホールと銀河がどのように共進化するか、およびシステムの光度バジェットに対するAGNと恒星集団の相対的な寄与は何かを研究します。AGNからのフィードバックは銀河の特性に強い影響を与えず、ホストの電離光度全体を増加させないことがわかります。私たちの銀河の平均脱出率は約$f_{\rmesc}\sim5\％$です。私たちの銀河はディープX線調査でAGNとして選択されますが、UV光度のほとんどは恒星の個体群に由来します。これは、星形成銀河からクェーサーホストへの銀河集団の遷移があり、オーバーラップ領域に約-22の$M_{\rmUV}$の明るいライマンブレイク銀河（LBG）が存在することを示しています。私たちの結果はまた、かすかなAGNが宇宙の再イオン化に大きく貢献しないことを示唆しています。
高解像度の3D放射伝達モデリング。 II。初期型渦巻銀河M81
| Title |
High-resolution,_3D_radiative_transfer_modelling._II._The_early-type_spiral_galaxy_M81 |
| Authors |
Sam_Verstocken,_Angelos_Nersesian,_Maarten_Baes,_S\'ebastien_Viaene,_Simone_Bianchi,_Viviana_Casasola,_Christopher_J._R._Clark,_Jonathan_I._Davies,_Ilse_De_Looze,_Pieter_De_Vis,_Wouter_Dobbels,_Fr\'ed\'Eric_Galliano,_Anthony_P._Jones,_Suzanne_C._Madden,_Aleksandr_V._Mosenkov,_Ana_Tr\v{c}ka,_Emmanuel_M._Xilouris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03615 |
星間塵は星の光を非常に効率的に吸収するため、銀河のエネルギー出力を形成します。さまざまな恒星の個体群がダスト加熱に及ぼす影響を研究することは、星とダストの相対的な幾何学を分離する必要があり、散乱や非局所的なダスト加熱などの複雑なプロセスを伴うため、難しいままです。私たちは、渦巻銀河M81内のダストと恒星の個体群の相対的分布を制約し、観測を説明する放射フィールドの現実的なモデルを作成することを目指しています。局所的なスケールでのダスト-スターライトの相互作用を調査して、ダスト加熱に対する若いおよび古い恒星個体群の寄与を定量化したいと思います。私たちは、このような逆放射伝達シミュレーションのセットアップとモデル選択を標準化し、他の近くの銀河の比較可能なモデリングに使用できるようにすることを目指しています。幾何モデルの構築や最適化ルーチンによるコンポーネントの正規化などの必要なステップを実装する半自動化された放射伝達モデリングパイプラインを紹介します。モンテカルロ放射伝達コードSKIRTを使用して、星間放射フィールドの自己矛盾のないパンクロマティックモデルを計算します。異なる恒星個体群を個別に調べることにより、異なる恒星年齢個体群がダスト加熱にどの程度寄与しているかを定量化できます。私たちの方法は、非局所的な加熱の影響を考慮に入れています。正面銀河M81の現実的な3D放射伝達モデルを取得します。ほこりの加熱の50.2\％だけが若い恒星の個体群に帰することができることがわかります。M31とM51の放射伝達モデルでも見つかった、空の投影と3Dの両方で、若い恒星集団による特定の星形成率と加熱率の間の密接な相関関係を確認します。結論は...（要約）
高解像度の3D放射伝達モデリングIII。 DustPediaは銀河を禁止した
| Title |
High-resolution,_3D_radiative_transfer_modelling_III._The_DustPedia_barred_galaxies |
| Authors |
Angelos_Nersesian_(1,2,3),_Sam_Verstocken_(3),_Sebastien_Viaene_(3,4),_Maarten_Baes_(3),_Emmanuel_M._Xilouris_(1),_Simone_Bianchi_(5),_Viviana_Casasola_(5,6),_Christopher_J._R._Clark_(7),_Jonathan_I._Davies_(8),_Ilse_De_Looze_(3,9),_Pieter_De_Vis_(8),_Wouter_Dobbels_(3),_Jacopo_Fritz_(10),_Maud_Galametz_(11),_Frederic_Galliano_(11),_Anthony_P._Jones_(12),_Suzanne_C._Madden_(11),_Aleksandr_V._Mosenkov_(13,14),_Ana_Trcka_(3),_Nathalie_Ysard_(12) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03616 |
コンテキスト：局所宇宙の晩期型銀河のダストは、星が放出するエネルギーの約3分の1を吸収する役割を果たします。ほこりの加熱は、主に最も若い（<=100Myr）星によって放出されたUVおよび光子の吸収に起因することが多いと考えられています。その結果、FIR波長でのダストによる熱再放射は、銀河の星形成活動に関連していることがよくあります。しかし、いくつかの研究は、はるかに古い星によるダスト加熱への寄与がより重要であるかもしれないと主張しています。放射伝達（RT）シミュレーションの進歩により、最終的に、恒星放射フィールドによる拡散ダストの加熱メカニズムを実際に定量化することができます。目的：DustPediaプロジェクトの主な目標の1つとして、近くの銀河の詳細な3D恒星およびダストRTモデルを構築しました。我々は、NGC1365、M83、M95、およびM100の4つの正面銀河のダスト加熱に対する異なる恒星集団の寄与を分析します。私たちは、若い星に直接関連する比率を、グローバルおよびローカルの両方のスケールで定量化し、加熱比率に対するバーの影響を評価することを目指しています。結果：各銀河のグローバル減衰法則を導出し、sSFRが高い銀河の減衰曲線が浅く、UVバンプが弱いことを確認します。平均して、ボロメータの光度の36.5％がダストに吸収されます。若い星によるダスト加熱部分の放射状プロファイルとダスト温度に対するバー構造の明確な影響を報告します。若い星がダスト加熱の主な原因であり、銀河全体でこの目的のために平均して光度の約59％を寄付していることがわかります。このダスト加熱の割合は、バーの領域で最大53％、バルジ領域で最大38％に低下します。この領域では、古い星がダストの加熱の主な原因です。また、若い星による加熱率とsSFRの間に強い関連があることもわかります。
ガンマ線放出ブザーの中赤外線変動
| Title |
Mid-infrared_Variability_of_gamma-ray_emitting_blazars |
| Authors |
Ayesha_Anjum,_C._S._Stalin,_Suvendu_Rakshit,_S._B._Gudennavar,_Alok_Durgapal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03777 |
広視野赤外線サーベイエクスプローラーからのデータを使用して、中赤外線3.4$\mu$m（W1バンド）と4.6$\mu$m（W2バンド）の$\gamma$線放出ブレーザーのフラックス変動性を調査しました。サンプルは、460のフラットスペクトル無線クエーサー（FSRQ）と575のBLLacertae（BLLac）オブジェクトで構成されています。日中のタイムスケールでは、FSRQの変動性の中央値振幅（$\sigma_{m}$）は0.04$^{+0.03}_{-0.02}$magおよび0.05$^{+0.03}_{-0.02}です。W1およびW2バンドで$等級。BLラックの場合、W1（W2）バンドの中央値$\sigma_{m}$が0.04$^{+0.01}_{-0.02}$（0.04$^{+0.02}_{-0.02}$）等級であることがわかりました。長いタイムスケールで、FSRQの場合、W1での$\sigma_{m}$の中央値は0.44$^{+0.28}_{-0.27}$等級、0.45$^{+0.27}_{-0.27}$等W2バンド。BLラックの場合、中央値はW1およびW2バンドで0.21$^{+0.18}_{-0.12}$等級および0.22$^{+0.18}_{-0.11}$等級です。統計的テストから、FSRQは日中および長期の両方のタイムスケールでBLラックよりも$\sigma_m$大きいことがわかりました。ブレーザーの間で、低シンクロトロンピーク（LSP）ソースは、中間シンクロトロンピーク（ISP）および高シンクロトロンピーク（HSP）ソースと比較して、より大きな$\sigma_m$を示しました。日中と長いタイムスケールの両方は、それらが最も強力な相対論的ジェットを持っているか、電子エネルギー分布のピークと一致する中赤外帯域に起因している可能性があります。BLラックには低出力のジェットがあり、観測ウィンドウも低エネルギー電子からの放出を追跡しているため、$\sigma_{m}$が低くなっています。FSRQとBLLacの両方で、明るい動作が観察された場合、主に青みがかっています。$\sigma_m$とブラックホールの質量の間に相関関係はありません。
NIHAO-XXIII：ブラックホールフィードバックによって形成されたダークマターの密度
| Title |
NIHAO-XXIII:_Dark_Matter_density_shaped_by_Black_Hole_feedback |
| Authors |
Andrea_V._Macci\`o_(NYUAD,_MPIA),_Samuele_Crespi_(NYUAD),_Marvin_Blank_(NYUAD),_Xi_Kang_(PMO,_ZJU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03817 |
恒星の質量で8桁以上の大きさにわたって銀河形成への暗黒物質分布の反応の体系的な分析を提示します。NIHAO-IV論文（Tolletetal。）で提示された以前の研究を拡張し、ブラックホールフィードバックを含めて実行された巨大銀河の46の新しい高解像度シミュレーションを追加します。AGNによって生成された流出は、大規模なハローの大きな中心恒星成分による暗黒物質の収縮を部分的に打ち消すことができることを示しています。正味の効果は、中心の暗黒物質の分布を緩和し、$\約3\times10^{12}$M$_{\odot}$より大きいハロー質量で、より尖った密度プロファイルに移動します。密度プロファイル勾配の平均値（$\alpha$）の周りの散乱は、$10^{12}$M$_のハロー質量を持つ銀河を除いて、かなり一定です（$\Delta\alpha\約0.3$）。{\odot}$、恒星からAGNフィードバックが支配的なシステムへの移行時に、散乱はほぼ3倍に増加します。全恒星の質量範囲のビリアル半径の数パーセントにおける暗黒物質密度プロファイルの勾配の有用な近似式を提供します：$10^5-10^{12}$M$_{\odot}$（$2\times10^9-5\times10^{13}$M$_{\odot}$（ハロー質量）。
| Title |
Continuum_polarization_reverberation_mapping_of_AGNs |
| Authors |
P.A._Rojas_Lobos,_R.W._Goosmann,_J.M._Hameury_and_F._Marin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03957 |
活動銀河核におけるブロードライン領域（BLR）のサイズと形状の決定は、降着するブラックホールの質量を決定するための主要な要素の1つです。これは、特に輝線を介して、BLRによって再処理された光の連続体と光束の間の遅延を決定することで実行できます。ここでは、偏光された光と偏光されていない光の間の遅延も、BLRのサイズを制約するためにほぼ同じ方法で使用できることを提案します。この手法を使用した観測から有意義な結果が期待できることを確認します。コードSTOKESを使用して、偏光放射伝達シミュレーションを実行します。ランダムに生成された中央ソースの変動に対する中央ソース環境（ブロードライン領域、ダストトーラス、極風）の応答を決定します。次に、シミュレーションされた偏波束と全束の間の相互相関を計算して、同じ方法を使用した観測によって提供される時間遅延を推定します。広い線の領域が、偏波磁束と全磁束の間の遅延の主な原因であることがわかります。この遅延は観測波長に依存しません。これにより、光学/UV帯域での偏光放射の使用が検証され、視野角がポールオンに近く、ダストトーラスによってBLRが不明瞭にならないタイプIAGNのブロードライン領域の幾何学的特性が推定されます。
MONDおよび暗黒物質ハローダイナミクスとの比較を伴う銀河バリオンタリーフィッシャー関係の次元分析
| Title |
A_Dimensional_Analysis_of_the_Galactic_Baryonic_Tully-Fisher_Relation_with_Comparison_to_MOND_and_Dark_Matter_Halo_Dynamics |
| Authors |
Jeffrey_M._La_Fortune |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04012 |
ほとんどの回転支持銀河は、円速度とバリオン含有量を結びつけるバリオンタリーフィッシャー関係（BFTR）に厳密に従います。このしっかりと確立された経験的関係は、現在、修正重力または暗黒物質ハロー効果のいずれかに起源があると考えられています。この作業では、既知のスケーリング関係、ディスクダイナミクス（加速、ジャーク、スナップ）に基づくBFTRの物理ベースバージョンを構築します。これにより、この現象の原因となる基本要素も明らかになります。銀河系の銀河を例として、2つの主要な理論をこの改良版と定量的に比較します。さらに、BFTRの無次元バリアントも提供されており、銀河ダイナミクスの理解に役立つ分析ツールとして使用できます。
FR II電波銀河のジェットにおける相対論的にホットなペアの重要性について
| Title |
On_the_significance_of_relativistically_hot_pairs_in_the_jets_of_FR_II_radio_galaxies |
| Authors |
Marek_Sikora,_Krzysztof_Nalewajko,_Greg_M._Madejski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03606 |
放射光度を外部媒体$-$の空洞を膨らませるのに必要な力と比較して推定されたFRII銀河の放射ローブのエネルギー組成は、陽子によるエネルギー支配の可能性を除外しているようです。さらに、もしジェットが冷たい陽子の運動エネルギーに支配されているなら、ジェットの末端衝撃でレプトンを効率的に加速することは難しいでしょう。これは、ローブに電力を供給するジェットが数だけでなくエンタルピーでもペアによって支配されていることを示唆しています。このような可能性は、ジェット形成シナリオによって課せられる制約、およびパーセクとキロパーセクのスケールでのジェットの特性に直面します。ラジオローブ内の陽子に対するレプトンのエネルギー的優位性から、ペアコンテンツの下限が見つかりました。これは、ブレーザーゾーンとラジオコアのモデルで示される$n_e/n_p\sim20$の推定を超えています。これにより、ジェット移動フレーム内の陽子の平均エネルギーが$<2m_pc^2$であることを確認し、陽子と$e^{+}e^{-}$ペアのフラックスの数を推定できます。ジェットが降着物質の約$1\％$を運び去れば、必要な陽子フラックスは達成可能です。対によるジェットのロードは、降着円盤コロナからの軟ガンマ線光子を使用して対を作成することにより実現できます。ただし、円盤放射の約$2-3\％$が$1\;{\rmMeV}$を超えている場合に限ります。最後に、相対論的にホットなペアがジェットを支配し続ける可能性のある散逸メカニズムについて説明します。
壁の外：部分的に掃引された星間物質と相互作用するタイプI超新星の流体力学
| Title |
Outside_the_Wall:_Hydrodynamics_of_Type_I_Supernovae_Interacting_with_a_Partially_Swept-Up_Circumstellar_Medium |
| Authors |
Chelsea_E._Harris,_Peter_E._Nugent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03612 |
観測された超新星（SNe）の多様性と爆発の物理学を説明するには、それらの前駆星の知識が必要です。これは、星周媒質（CSM）を制約することによって取得できます。CSMと衝突するSNイジェクタのモデルは、CSMの構造を推測し、それを前駆細胞モデルに結び付けるために必要です。最近のSNeで、SN相互作用のモデルが非常に制限されている$r\sim10^16$cmの距離にCSMが集中していることを明らかにしました。この論文では、集中領域は掃引された材料を表す「壁」であり、掃引されていない材料は壁の外側にあると仮定します。レイリーテイラー不安定性をキャプチャするRT1Dを使用して、300の固有のCSM構成に影響を与えるSNeIaおよびIbの1次元流体力学をシミュレーションします。壁と噴出物の密度比（$A_0$または「壁の高さ」で示される）が重要であり、壁が高いほど自己相似進化から逸脱します。$A_0$を説明する関数近似は、前方衝撃半径の進化に対して提示されます。高い壁ほど、減速パラメータのCSMプロパティ、遅い衝撃、より深い探査の逆衝撃、遅い衝撃を受けた噴出物、衝撃におけるCSMよりも噴出物の質量が少ないこと、および初期の噴出物がCSMに多く混入していることを示しています。SN2014C（タイプIb）の観測を分析し、適度に高い壁（$10<A_0<200$）と風のような外側のCSMがあったことを示唆します。また、SN2014Cの無線データの代替解釈を仮定します。これは、無線上昇は壁ではなく風の中で起こるというものです。最後に、非常に遅い時間の流体力学的測定では、おそらく異常に広い衝撃領域としての場合を除いて、壁の存在を区別できないことがわかります。
活動期の周期的リピーターFRB 180916のガンマ線およびX線観測
| Title |
Gamma-Ray_and_X-Ray_Observations_of_the_Periodic-Repeater_FRB_180916_During_Active_Phases |
| Authors |
M._Tavani,_F._Verrecchia,_C._Casentini,_M._Perri,_A._Ursi,_L._Pacciani,_C._Pittori,_A._Bulgarelli,_G._Piano,_M._Pilia,_G._Bernardi,_A._Addis,_L.A._Antonelli,_A._Argan,_L._Baroncelli,_P._Caraveo,_P.W._Cattaneo,_A._Chen,_E._Costa,_G._Di_Persio,_I._Donnarumma,_Y._Evangelista,_M._Feroci,_A._Ferrari,_V._Fioretti,_F._Lazzarotto,_F._Longo,_A._Morselli,_F._Paoletti,_N._Parmiggiani,_A._Trois,_S._Vercellone,_G._Naldi,_G._Pupillo,_G._Bianchi,_and_S._Puccetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03676 |
FRB180916は、150Mpcの距離で最も興味深いソースであり、周期的な16.35日の時間パターンで高速無線バーストを繰り返し生成できます。AGILEとSwiftが取得したFRB180916のX線と$\gamma$線の観測結果について報告します。私たちは、アクティブな無線バーストの繰り返しの5日の時間間隔に焦点を当て、2月3〜8日に得られた結果を提示しました。2月25日。3月5日〜10日。2020年3月22日〜28日、高エネルギーおよび電波観測を含む多波長キャンペーン中。また、FRB180916のすべての既知の無線バーストと、AGILEによって検出可能なX線およびMeVイベントの間のミリ秒タイムスケールでの時間的一致を検索しました。時間/日/週のタイムスケールで、同時イベントや拡張X線と$\gamma$線の放射は検出されません。累積X線（0.3-10keV）フラックス上限$5\times\、10^{-14}\rm\、erg\、cm^{-2}s^{-1}$（5年間に取得）-dayアクティブ間隔）は、等方性光度の上限$L_{X、UL}\sim1.5\times\、10^{41}\rmerg\、s^{-1}$に変換されます。長年にわたる100MeVを超える観測では、平均光度の上限が1桁大きくなります。これらの結果は、これまでのところ、FRB180916からの高エネルギー放出に対する最も厳しい制限を提供し、半径$R_m$、内部磁場$B_m$、散逸タイムスケール$\tau_d$のマグネターのようなソースからの磁気エネルギーの散逸を抑制します関係$R_{m、6}^3B_{m、16}^2\tau_{d、8}^{-1}\lesssim1$を満たすため、$R_{m、6}$は$R_m$は$10^6$cmの単位、$B_{m、16}$は$B^m$、$10^{16}$Gの単位、$\tau_{d、8}$は$10^8$の単位s。
2019年のバースト中の新しいブラックホール候補MAXI J1348-630の降着流進化
| Title |
Accretion_Flow_Evolution_of_a_New_Black_Hole_Candidate_MAXI_J1348-630_During_the_2019_Outburst |
| Authors |
Arghajit_Jana,_Dipak_Debnath,_Debjit_Chatterjee,_Kaushik_Chatterjee,_Sandip_Kumar_Chakrabarti,_Sachindra_Naik,_Riya_Bhowmick,_Neeraj_Kumari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03792 |
銀河ブラックホール候補のMAXI〜J1348-630は、MAXIとSwift/BAT衛星によって、2019年1月に最初のバーストが4か月間続いたときに発見されました。ソースのスペクトルおよびタイミング特性を詳細に研究します。1から150keVのSwift/XRT、Swift/BAT、およびMAXI/GSCスペクトルの組み合わせは、2成分の移流（TCAF）ソリューションで調査されます。ケプラー円盤降着率、サブケプラーハロー降着率、衝撃位置、衝撃圧縮比などのTCAFの物理的な流れパラメーターは、スペクトルフィットから推定されます。軟X線範囲と硬X線範囲のフラックスの変化、硬度比、TCAFモデルフィッティングした降着率と降着率比（ARR）に基づいて、4つのスペクトル状態を介して線源がどのように進化したかを示します。上昇状態と下降状態のハード、ハード中間、ソフト中間、ソフト状態。低周波の準周期的振動（QPO）は、バーストの上昇段階の2つの観測で観測されています。スペクトル分析から、ブラックホールの質量は$9.1^{+1.8}_{-1.2}$$M_{\odot}$であると推定します。このバーストの粘性タイムスケールは、約3.5日であることもわかります。
NGC 3227のXMM-Newton + NuSTAR観測の大規模シリーズのX線変動分析
明るく変化するAGNNGC3227での長いXMM-Newton+NuSTARキャンペーンの一連のX線変動結果を示します。ライトカーブの分析を示します。また、1回の観測中に、吸収ガスの雲による掩蔽イベントが原因であると解釈する、大幅なスペクトル硬化が発生します。データをスペクトルで分解し、変動の大部分が連続体主導であり、RMS変動分析を通じて、ソフトバンドで強く強化されていることを示します。ソースが線形のrms-flux動作に主に準拠していることを示し、X線パワースペクトルを計算し、既存のスケーリング関係と一致するパワースペクトルの曲がりに関する中程度の証拠を検出します。さらに、XMM-Newtonと-最尤法による-NuSTARデータの両方を使用してX線フーリエタイムラグを計算し、強力な低周波ハードラグと、高周波でのソフトラグの証拠を明らかにします。残響モデルの。
高エネルギー範囲におけるカニ星雲のガンマ線フラックスの低下
| Title |
Gamma-ray_flux_depressions_of_the_Crab_nebula_in_the_high-energy_range |
| Authors |
M.S._Pshirkov,_B.A._Nizamov,_A._M._Bykov,_Yu._A._Uvarov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03964 |
AGILEとFermiの観測所によって発見されたカニ星雲の巨大なガンマ線フレアは驚きであり、パルサー風星雲の既存のモデルに挑戦しました。10.5年のフェルミLAT観測（2008年8月-2019年2月）の分析を実施し、100〜300MeVの範囲のカニ星雲の変動性を調査しました。フレアに加えて、ガンマ線フラックスの数か月にわたる落ち込みを発見し、1週間の間にフラックスがその平均値に対して1桁減少した、急激なフラックス低下のいくつかのケースを特定しました。E>10GeV範囲の星雲フラックスの統計的に有意な変動は、データで見つかりませんでした。カニ星雲のシンクロトロン放射のモデルに対する観測されたガンマ線フラックスの落ち込みの考えられる影響について議論します。
内部衝撃シンクロトロンモデルに基づくGRB MeVスペクトルの新しいフィッティング関数
| Title |
A_new_fitting_function_for_GRB_MeV_spectra_based_on_the_internal_shock_synchrotron_model |
| Authors |
M._Yassine,_F._Piron,_F._Daigne,_R._Mochkovitch,_F._Longo,_N._Omodei,_and_G._Vianello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03987 |
バンド関数または他の現象論的関数は一般にGRBプロンプト放出スペクトルに適合するために使用されますが、内部衝撃物理モデルに触発された新しいパラメトリック関数を提案します。この関数をモデルのプロキシとして使用して、GRBの観察に簡単に対抗します。内部衝撃シンクロトロンモデル（ISSM）によって提供される合成バーストのスペクトル形式を表すパラメトリック関数を作成しました。合成バーストに対するフェルミ装置の応答をシミュレーションし、取得したカウントスペクトルをフィッティングして、ISSM関数を検証しました。次に、Fermi/GBMによって検出された74個の明るいGRBのサンプルにこの関数を適用し、ピークエネルギーの周りのスペクトルエネルギー分布の幅を計算しました。比較のために、文献で一般的に使用されている現象論的関数もフィッティングしました。最後に、FermiGBMとLATによって共同で検出されたGRB090926Aの広帯域スペクトルの時間分解分析を実行しました。ISSM関数は、GBMの明るいGRBサンプルのスペクトルの81％を再現しますが、同じ数のパラメーターについて、Band関数の59％を再現します。また、GRB090926Aスペクトルに比較的よく適合します。ISSM関数の近似から得られるMeVスペクトル成分の幅は、バンドの近似からの幅よりもわずかに大きくなりますが、より広いエネルギー範囲で観測される場合は小さくなります。さらに、74の分析されたスペクトルはすべて、合成シンクロトロンスペクトルよりも大幅に広いことがわかっています。衝撃微物理の改善されたモデリングやMeVエネルギーでのより正確なスペクトル測定など、内部衝撃シンクロトロンモデルで観測を調整するための可能な解決策について説明します。
非常に若いラジオ騒々しいマグネター
| Title |
A_very_young_radio-loud_magnetar |
| Authors |
P._Esposito,_N.Rea,_A._Borghese,_F._Coti_Zelati,_D.Vigan\`o,_G._L._Israel,_A.Tiengo,_A._Ridolfi,_A._Possenti,_M._Burgay,_D._G\"otz,_F._Pintore,_L._Stella,_C._Dehman,_M._Ronchi,_S._Campana,_A._Garcia-Garcia,_V._Graber,_S._Mereghetti,_R._Perna,_R._Turolla,_S._Zane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04083 |
マグネターSwiftJ1818.0-1607は、2020年3月にSwiftが9ミリ秒の硬X線バーストと長寿命のバーストを明らかにしたときに発見されました。迅速なX線観察により、スピン周期が$1.36$であることが明らかになりましたが、すぐに電波の脈動が検出されました。ここでは、Swift}バーストの分析とフォローアップX線および電波観測について報告します。バースト平均光度は$L_{\rmburst}\sim2\times10^{39}$ergs$^{-1}$（4.8kpc）でした。バーストの3日後のXMM-NewtonとNuSTARによる同時観測により、吸収された黒体（$N_{\rmH}=（1.22\pm0.03）\times10^{23}$cm$^{-2}$と$kT=1.19\pm0.02$keV）+0.3-20keVバンドのべき乗則（$\Gamma=0.1_{-1.4}^{+1.2}$）、$\sim$$7\times10^{34}$ergs$^{-1}$の光度、黒体放射が支配的。タイミング分析から、双極子磁場$B\sim7\times10^{14}$G、スピンダウン光度$\dot{E}_{\rmrot}\sim1.4\times10^{36}を導出します$ergs$^{-1}$および240歳の特徴的な年齢で、現在知られている最短の年齢です。アーカイブ観測により、静止光度$<6.5\times10^{33}$ergs$^{-1}$の上限がマグネター冷却モデルから予想される値よりも低くなりました。サルデーニャ電波望遠鏡での1時間の電波観測では、通常のパルス放出に加えて、1.5GHzで多くの強いおよび短い電波パルスが検出されました。それらは平均速度0.9分$^{-1}$で放出され、全パルス無線フルエンスの$\sim$50％を占めていました。SwiftJ1818.0-1607は、回転および磁気駆動パルサーの特性にまたがる特性を持つ若い中性子星の小さな多様なグループに属する特異なマグネターであると結論付けます。
最適な周期性検索：大規模パルサー調査のための高速折りたたみアルゴリズムの再検討
| Title |
Optimal_periodicity_searching:_Revisiting_the_Fast_Folding_Algorithm_for_large-scale_pulsar_surveys |
| Authors |
V._Morello,_E.D._Barr,_B.W._Stappers,_E.F._Keane_and_A.G._Lyne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03701 |
高速折りたたみアルゴリズム（FFA）は、周期信号の位相コヒーレント検索手法です。これは無線パルサー検索ではほとんど使用されておらず、歴史的にはインコヒーレントな高調波加算（IHS）を備えた、より計算コストの低い高速フーリエ変換（FFT）に取って代わられてきました。ここでは、FFA検索がすべての周期信号に対する理論的な最適感度に近づくことを第一原理から導き出します。パルス周期やデューティサイクルに関係なく、標準のFFT+IHSメソッドよりも感度が大幅に高いことが分析的に示されています。したがって、パルサー位相空間の一部は、何十年もの間体系的に調査されてきました。パルサーの母集団を完全にサンプリングすることを目的としたパルサー調査では、データ分析の一部としてFFA検索を含める必要があります。私たちは、大規模な電波観測を処理するのに十分高速なFFAソフトウェアパッケージriptideを開発しました。riptideは、既存のFFT+IHS実装では検出できないソースをすでに発見しています。検索手法間の感度比較から、より現実的な放射計の式が必要であることがわかります。これには、追加の用語である検索効率が含まれます。FFAとFFT+IHSの両方の方法の理論的効率を導き出し、この用語を除外することがパルサー集団合成研究にどのように影響するかについて説明します。
天文サイトでの夜間雲カバー分析のためのスカイクオリティメーターと衛星相関
| Title |
Sky_Quality_Meter_and_satellite_correlation_for_the_night_cloud_cover_analysis_at_astronomical_sites |
| Authors |
S._Cavazzani,_S._Ortolani,_A._Bertolo,_R._Binotto,_P._Fiorentin,_G._Carraro,_I._Saviane_and_V._Zitelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03918 |
夜間雲量の分析は、通常の観測時間である約15分を考慮して、リアルタイムで天文観測を行い、夜間雲量の統計を得るのに非常に重要です。この論文では、SQM（SkyQualityMeter）を使用して、LaSillaとAsiago（Ekar天文台）の空の高解像度時間分析をそれぞれ3分と5分行います。夜に人工光の影響を受けていないサイト（ALAN）と、非常に影響を受けているサイトで、空の自然な寄与の年間時間変化を調査します。また、GOESとAQUAの衛星データと地上ベースのSQMデータの間の相関を作成し、SQMデータと雲量の関係を確認します。夜間雲の検出にSQMを使用できるアルゴリズムを開発し、GOES衛星とAQUA衛星によって検出された夜間雲量とLaSillaで97.2\％、Asiagoで94.6\％の相関に達しました。私たちのアルゴリズムはまた、測光（PN）と分光夜（SN）を分類します。2018年のLaSillaで晴天の合計夜間率80.8\％に対して、59.1\％PNと21.7\％SNを測定します。それぞれのEkar天文台の値は、31.1\％PN、24.0\％SN、55.1\％oftotalclearです。夜の時間。SQMネットワークへの適用には、サイトのテストとリアルタイムの天体観測のための長期統計とビッグデータ予測モデルの開発が含まれます。
HCF（HREXI Calibration
Facility）：高解像度カドミウム亜鉛テルライド（CZT）イメージングX線検出器からのサブピクセルレベルの応答のマッピング
| Title |
HCF_(HREXI_Calibration_Facility):_Mapping_out_sub-pixel_level_responses_from_high_resolution_Cadmium_Zinc_Telluride_(CZT)_imaging_X-ray_detectors |
| Authors |
Arkadip_Basak,_Branden_Allen,_Jaesub_Hong,_Daniel_P._Violette,_Jonathan_Grindlay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03936 |
ハーバード大学の高解像度高エネルギーX線イメージャー（HREXI）CZT検出器開発プログラムは、広視野符号化アパーチャ3-200keVX線望遠鏡で使用する細かくピクセル化されたCZT検出器のタイル配列を開発することを目的としています。$\simeq$600$\mum$のピクセルサイズは、NuSTARASICによってCZTが読み取られるProtoEXIST2（P2）検出器プレーンですでに達成されています。これは、次世代のHREXI検出器でさらに小さい300$\mum$ピクセルへの道を開きます。この記事では、2つの$\times$2cmCZT検出器の256$cm^2$タイル配列の高解像度サブピクセルレベル（100$\mum$）2Dスキャンを可能にする新しいHREXIキャリブレーション機能（HCF）について説明します約1日のタイムスケールで明るいX線AmpTekMini-X管ソースによって照らされます。HCFは、これらの検出器をスキャンするために使用されていた、同様の検出器平面の1Dスキャンを完了するのに3週間$\simeq$かかっていた以前の装置からの大幅な改善です。さらに、HCFは、CZT検出器の大規模なタイル配列（$32cm\times32cm$）を、以前は不可能であった10〜50keVのエネルギー範囲で100$\mum$の解像度でスキャンする機能を備えています。このペーパーでは、P2検出器平面のキャリブレーションのためのHCFの設計、構築、実装について説明します。
高エネルギー天体物理学実験のデータベースからの過渡事象に関するデータをマイニングするための計算理論的アプローチ
| Title |
A_computational_theoretical_approach_for_mining_data_on_transient_events_from_databases_of_high_energy_astrophysics_experiments |
| Authors |
Francesco_Lazzarotto,_Marco_Feroci,_and_Maria_Teresa_Pazienza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04131 |
GRBのような一時的なイベントに関するデータは、宇宙実験からの非構造化データの大規模なデータベースに含まれていることが多く、潜在的に大量のバックグラウンドまたは単に望ましくない情報とマージされます。データマイニング（DM）やデータベースでの知識の発見（KDD）などの最新のコンピューターサイエンスの手法を、高エネルギー宇宙物理実験から派生した一般的な大規模データベースに適用するための計算形式モデルを提示します。この方法は、予期される情報を検索、識別、抽出することを目的としており、予期しない情報を発見することもできます。
オリオンAの星団形成
| Title |
Star_Cluster_Formation_in_Orion_A |
| Authors |
Wanggi_Lim,_Fumitaka_Nakamura,_Benjamin_Wu,_Thomas_G._Bisbas,_Jonathan_C._Tan,_Edward_Chambers,_John_Bally,_Shuo_Kong,_Peregrine_McGehee,_Dariusz_C._Lis,_Volker_Ossenkopf-Okada,_\'Alvaro_S\'anchez-Monge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03668 |
オリオンAの星団形成過程を研究するための新しい分析手法を紹介します。特に、雲と雲の衝突のシナリオを調べます。CARMA-NROOrion調査の$^{13}$CO（1-0）データを利用して、分子ガスをSDSSIIIIN-SYNC調査のYSOの特性と比較します。$v_{\rm13CO}-v_{\rmYSO}$と$\Sigma$の分散の増加は、古いYSOがクラウドとクラウドの衝突を示す可能性があることを示しています。SOFIA-upGREAT158$\mu$m[CII]オリオンAの北部に向けたアーカイブデータも$^{13}$COデータと比較され、これら2つの遷移からの放出間の位置と速度のオフセットが類似しているかどうかをテストします雲と雲の衝突モデルによって予測されたもの。地域ONC-OMC-1、OMC-2、OMC-3、OMC-4を含むオリオンAの北部は、雲と雲の衝突シナリオと定性的な一致を示しているが、南部の地域の1つではNGC1999、新しい星の誕生を引き起こすそのようなプロセスの兆候はありません。一方、もう1つの南のクラスターL1641Nは、雲と雲の衝突の傾向がわずかです。全体的に、私たちの結果は、オリオンAでの星団形成の重要なメカニズムとして、雲と雲の衝突プロセスをサポートしています。
太陽円盤の中心がSr〜{\ sc i} 4607〜\ AA〜線の散乱偏光を示しています
| Title |
Solar_disk_center_shows_scattering_polarization_in_the_Sr~{\sc_i}_4607~\AA~line |
| Authors |
Franziska_Zeuner,_Rafael_Manso_Sainz,_Alex_Feller,_Michiel_van_Noort,_Sami_K._Solanki,_Francisco_A._Iglesias,_Kevin_Reardon,_and_Valent\'in_Mart\'inez_Pillet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03679 |
乱流で対流性の高い$$beta$プラズマ内の磁場は、自然に絡み合った複雑なトポロジーを発達させます-パラダイムの例である太陽の光球。これらのフィールドは、ゼーマン偏光信号の相殺により有限の時空間分解能を持つ標準的な診断技術ではほとんど検出できません。共鳴散乱偏光の観測は、これらの問題を克服すると考えられてきた。しかし、現在まで、散乱偏光の観測には、太陽望遠鏡の分解能限界で乱流磁気構造を直接推定するために必要な高感度と高空間分解能の組み合わせが欠けています。ここでは、理論上の期待を確認するために、Sr〜{\sci}4607〜\AAスペクトル線の円盤の中心にある磁気的に静かな太陽領域における散乱偏光の明確な空間構造の検出を報告します。直線偏光は、放射フィールドのローカル四重極と強い空間相関を示すことがわかります。この結果は、偏光が中央の光球の動的で乱流の磁気環境を乗り越え、空間分解されたハンレ観測に使用できることを示しています。これは、解像度の限界で乱流太陽磁場を直接観測し、空間構造を調査するという長い間求められてきた目標に向けた重要なステップです。
整列した粒子の偏光放射を使用して光学的に厚いディスクの温度構造を調べる
| Title |
Probing_the_Temperature_Structure_of_Optically_Thick_Disks_Using_Polarized_Emission_of_Aligned_Grains |
| Authors |
Zhe-Yu_Daniel_Lin,_Zhi-Yun_Li,_Haifeng_Yang,_Leslie_Looney,_Chin-Fei_Lee,_Ian_Stephens,_and_Shih-Ping_Lai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03748 |
若い星状物体の周りの円盤内の整列した粒子からの偏光連続体放射を使用して、非球形粒子が磁気的、放射的、または機械的に整列しているかどうかに応じて、磁場、放射異方性、またはダストとガス間のドリフトを調べることができます。また、粒子の整列メカニズムとは関係なく、光学的に厚い視線に沿って、別の主要なディスクプロパティ（温度勾配）を調査するためにも使用できることを示します。最初に、単純な1Dスラブモデルを使用して分析的に手法を説明します。これにより、tau=1表面での光学的深度tauに関する偏光勾配と温度勾配を関連付ける近似式が得られます。次に、降着加熱のある場合とない場合の恒星照射ディスクのモデルを使用して、式を検証します。この技術の約束と課題は、ALCダスト分極データを備えた多数のクラス0およびIディスクで示され、NGC1333IRAS4A1、IRAS16293B、BHB07-11、L1527、HH212およびHH111が含まれます。、高度に傾斜したディスクのニアサイドを通過する視線は、ファーサイドを通過するものとは異なる温度勾配方向をトレースするため、ファーサイドの偏光方向と直交するニアサイドの偏光方向につながる可能性があります。側、およびHH111ディスクがそのようなケースである可能性があること。ダストの分極化を通じてディスクの温度勾配をプローブする当社の手法は、他の方法、特に分子線を使用する方法を補完することができます。
太陽噴火の開始と初期の運動学的進化
| Title |
Initiation_and_Early_Kinematic_Evolution_of_Solar_Eruptions |
| Authors |
X._Cheng,_J._Zhang,_B._Kliem,_T._{T\"or\"ok},_C._Xing,_Z._J._Zhou,_B._Inhester,_and_M._D._Ding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03790 |
\textsl{SolarDynamicsObservatory}と\textsl{SolarTErrestrialRElationsObservatoryによってよく観測された、6つの活性領域ホットチャネルと6つの静止フィラメント噴火を含む12の太陽噴火の開始と初期進化を調査します後者の場合。サンプルには、1回の噴火の失敗と11回の冠状噴出が含まれており、速度は493から2140〜km〜s$^{-1}$の範囲です。噴火の運動学の詳細な分析により、次の主要な結果が得られます。（1）すべてのイベントの初期の進化は、スローライズフェーズとそれに続くメイン加速フェーズで構成されます。その高さ-時間プロファイルは著しく異なり、線形関数と指数関数によってそれぞれ最適になります。これは、これらのフェーズで異なる物理プロセスが支配的であることを示しています。これは、単一のプロセスを含むモデルとは異なります。（2）噴火の運動学的進化は、両方の段階でフレアライトカーブと同期する傾向があります。同期は、常にではありませんが、多くの場合、閉じています。衝撃的なフレアフェーズの遅れた開始は、フィラメントの噴火の大部分（6つのうち5つ）で見られます。この遅延、および噴火が遅いほど大きくなる傾向は、理想的なMHD不安定性モデルを支持します。（3）主な加速の開始高さでの平均減衰指数は、両方のイベントグループのトーラス不安定性のしきい値に近い（ただし、ホットチャネルの一時的なコロナルフィールドモデルに基づく）、この不安定性が始まり、おそらくメインアクセラレーションを駆動します。
偶数と奇数の太陽周期の形状と時間的進化の比較
結果。PCAは、太陽周期の開始から約40％で、太陽周期のGnevyshevギャップ（GG）の存在を確認します。偶数サイクルの黒点領域データの時間的変化は、GGがすべてのサイズの黒点で少なくとも95％の信頼水準で存在することを示しています。一方、GGは短く、空中黒点データの奇数サイクルでは統計的に重要ではありません。さらに、SC12〜SC23の偶数サイクルと奇数サイクルの黒点面積の分析では、最大の差は4.2〜4.6年であり、偶数サイクルの総面積は奇数サイクルよりもはるかに小さいことが示されています。偶数サイクルの個々の黒点の平均面積も、この間隔では小さくなります。時間的進化の統計分析は、北部の黒点グループが南部のグループより早く偶数サイクルで最大化するが、奇数サイクルでは同時であることを示しています。さらに、奇数サイクルの時間的分布は、偶数サイクルの分布よりもわずかにレプトクルト的です。歪度は、偶数サイクルと奇数サイクルでそれぞれ0.37と0.49、尖度2.79と2.94です。偶数サイクルの歪度と尖度の相関係数は0.69で、奇数サイクルの相関係数は0.90です。結論。特にGSNデータでは、偶数と奇数の黒点サイクルの個別のPCAは、奇数サイクルが偶数サイクルよりも不均一であることを示しています。ただし、サイクルにも2つの異常なサイクルがあります。SC4とSC6です。黒点領域サイズデータの分析によると、GGは奇数サイクルよりも明確です。また、別のWaldmeierタイプの規則を示します。つまり、黒点グループサイクルの歪度と尖度の間の相関関係を見つけます。
内周境界の明確な磁気特性III。シミュレートされた黒点の分析
| Title |
A_distinct_magnetic_property_of_the_inner_penumbral_boundary_III._Analysis_of_simulated_sunspots |
| Authors |
Jan_Jurcak,_Markus_Schmassmann,_Matthias_Rempel,_Nazaret_Bello_Gonzalez,_and_Rolf_Schlichenmaier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03940 |
黒点観測の分析により、アンブラ境界の基本的な磁気特性、磁場の垂直成分の不変性が明らかになりました。私たちは、シミュレートされた黒点のアンブラ-ペナンブラ境界の磁気特性を分析し、観測された黒点との類似性を評価することを目指しています。また、プラズマ$\beta$の役割と、対流運動のシミュレーションされた太陽黒点における運動エネルギーと磁気エネルギーの比率を調査することを目的としています。MURaMコードでは、黒点以外の一連の黒点のシミュレーション実行を使用します。これらのデータは、ストークスプロファイルを合成するために使用され、その後、ひので分光偏光計のような観測に分解されます。次に、データは黒点の実際の日の出観測のように扱われ、アンブラ境界での磁気特性が決定されます。潜在的なフィールドの外挿を使用したシミュレーションは、それらのアンブラ境界に現実的な磁場構成を生成します。ポテンシャルフィールドの上限を使用した2つのシミュレーションでは、表面下の磁場構造が異なり、周縁部の範囲が大きく異なります。上部境界でより多くの水平磁場を強制することによって周縁部の幅を広げると、観測結果と一致しない磁気特性が生じます。これは、半影のサイズが磁場の地下構造によって与えられることを意味します。太陽黒点シミュレーションのどれも、同時に観測された磁場の特性とエバーシェッドフローの方向と一致していません。強い外向きのエバーシェッドフローは、上部境界で観測された磁場特性と一致しない、上部境界で人工的に強化された磁場の水平成分を持つセットアップでのみ見つかります。シミュレートされた黒点の「光球」境界は、等分配フィールド値の磁場強度によって定義されることを強調したいと思います。
Ia型超新星によって非縮退コンパニオンから取り除かれたHリッチな物質のスペクトル署名
| Title |
Spectral_signatures_of_H-rich_material_stripped_from_a_non-degenerate_companion_by_a_Type_Ia_supernova |
| Authors |
Luc_Dessart_(IAP,_Paris),_Doug_Leonard_(San_Diego_State_University),_Jose-Luis_Prieto_(Universidad_Diego_Portales,_Chile) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03986 |
タイプIa超新星（SNeIa）の単一縮退シナリオでは、非縮退Hに富む伴星からいくつかの剥ぎ取られた物質を囲む金属に富んだ噴出物が生成されます。このようなハイブリッドイジェクタの非局所熱力学的平衡定常放射伝達計算の大規模なグリッドを提示し、Halpha光度と同等の幅の分析的な適合を提供します。私たちのモデルのセットは、56Niとエジェクタ、剥離された材料（Mst）、および100から300dの爆発後のエポックの範囲の質量をカバーします。剥ぎ取られた材料と金属リッチのイジェクタ間の輝度のコントラストは、〜100dの前にHIおよびHeIラインの検出に挑戦します。固有および外因性の光学的深度効果も、剥ぎ取られた材料から放射される放射に影響を与えます。この内側のより密度の高い領域は、連続体ではわずかに厚く、すべてのバルマー線では光学的に厚くなっています。上にある金属が豊富なエジェクタは内部領域を覆い、完全に約5000A以下であり、より長い波長ではよりまばらです。結果として、HbetaはMstのすべての値で少なくとも300日間観察されるべきではなく、HalphaはすべてのMst>=0.01Msunで〜100d後に観察されるべきです。これは、主にCSM密度に依存する強度を持つHalphaおよびHbetaラインを生成するはずの、外部ブランケットの影響を受けない、星周（CSM）相互作用の場合とは対照的です。Mstの0.001Msunの低い値を示唆する以前の分析を確認して、単一縮退シナリオの流体力学的シミュレーションによって予測されたはるかに大きいストリップされた質量と矛盾する、星雲相Halpha検出による2つのSNeIaの観測を説明します。より可能性の高い解決策は、CSM相互作用を伴う二重縮退シナリオ、または三重システムの三次星または巨大惑星からの囲まれた材料です。【要約】
イータカリナの大噴火におけるジェットと風の相互作用に起因する高速エジェクタ
$\eta$Carinaeの19世紀の大噴火（GE）の降着モデルは、一次から流出した質量が二次に降着し、その質量の重力エネルギーが光度とほとんどの運動エネルギーの増加を説明していることを示唆していますイジェクタの。それは、降着が双極ホムンクルス星雲を形作る2つのジェットの噴出を伴ったとさらに主張します。GEからのエコーを観測したところ、翼の幅が広い輝線が見つかり、赤道方向の質量の一部が$10\、000\、\rm{km\、s^{-1}}$以上に達したことを示唆しています。GEの間のペリストロン通過に続く流体力学的シミュレーションを実行し、プライマリから噴出したガスに付着したセカンダリからジェットを発射します。次に、ポーラージェットと周囲の一次風との相互作用を追跡します。これは、流れの一部を速度$>10\、000\、\rm{km\、s^{-1}}$に加速して偏向させるためです。低緯度。GE中にこれらの高速に達した質量の量は$M_h\約0.02\、\rm{M_{\odot}}$であることがわかります。この値は最大に達し、その後時間とともに減少します。私たちのシミュレーションは、GEのエネルギー収支を考慮して$M_h$を推定する降着モデルの以前の結果と一致します。降着モデルは、既知の2つの星による軽いエコーでの高速ガスの観測を説明することができ、トリプルスターシステムは必要ありません。
恒星の冠状質量の排出II。分光観測からの制約
| Title |
Stellar_coronal_mass_ejections_II._Constraints_from_spectroscopic_observations |
| Authors |
P._Odert,_M._Leitzinger,_E._W._Guenther,_P._Heinzel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04063 |
恒星の冠状質量放出（CME）の検出はまだまれです。フレアイベント中の強いバルマーラインの非対称性の観察は、CMEが原因であると解釈されています。ここでは、分光観測でそれらの検出可能性を推測するためにCMEから予想される最大可能なバルマー線フラックスを推定することを目指しています。さらに、これらの結果を固有のCMEレートのモデルと一緒に使用して、さまざまな観測条件下で異なるスペクトルタイプの星の潜在的に観測可能なCMEレート、およびバルマーラインの恒星CMEを検出するために必要な最小観測時間を推測します。中型から後期型のMドワーフには、CME検出に最低のS/N比が必要であり、オブザーバブル対内在型CMEの割合が最も大きいため、一般にCME検出が好まれます。ただし、予測される固有のCMEレートが低いため、同じ活動レベルで以前のスペクトルタイプの星よりも長い観測時間が必要になる場合があります。CME検出は、固有率が最も高いと予想されるため、飽和状態に近い星に一般的に好まれます。適度に活動的な星のCMEを検出するための予測最小観測時間は、すでに>100時間です。CMEの検出および非検出を含む分光データセットと比較すると、モデル化された最大観測可能CME率は、太陽および恒星の卓越性の観測によって決定された範囲内のパラメーターを採用することに関するこれらの観測と一般的に一致していることがわかります。
長周期日食連星：真の質量-光度関係に向けて。 I.テストサンプル、観察、データ分析
| Title |
Long-period_eclipsing_binaries:_towards_the_true_mass-luminosity_relation._I._The_test_sample,_observations_and_data_analysis |
| Authors |
Alexei_Yu._Kniazev_(1_and_2_and_3),_Oleg_Yu._Malkov_(4),_Ivan_Yu._Katkov_(3_and_5_and_6),_Leonid_N._Berdnikov_(3)_((1)_South_African_Astronomical_Observatory,_(2)_Southern_African_Large_Telescope,_(3)_Sternberg_Astronomical_Institute,_(4)_Institute_of_Astronomy_of_RAS,_(5)_New_York_University_Abu_Dhabi,_(6)_Center_for_Astro,_Particle,_and_Planetary_Physics) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04115 |
質量と光度の関係は、天体物理学の基本的な法則です。現在使用されている質量と光度の関係は、M/M_sun>2.7の質量範囲では正しくないことを示唆しています。これは、コンポーネントが同期され、その結果、互いの進化の経路が変わる二重線の食いつきバイナリを使用して作成されたためです。この影響を排除するために、放射状の速度曲線を作成し、コンポーネントの質量を決定するために、長周期の大食のバイナリを研究するプロジェクトを開始しました。私たちはプロジェクトの概要を説明し、最初のHRS/SALTスペクトル観測とスペクトルデータの分析用に開発したソフトウェアパッケージFBS（フィッティングバイナリスター）とともに、選択したテストサンプルを提示します。最初の結果として、テストサンプルからのFPCarバイナリシステムの2つのコンポーネントのラジアル速度曲線と最適な軌道要素を示します。
$ \ textit {Gaia} $超クールドワーフサンプル$-$ III：少なくとも1つの$ \ textit {Gaia} $
DR2超クールドワーフを含む7つの新しい複数システム
| Title |
The_$\textit{Gaia}$_Ultra-Cool_Dwarf_Sample_$-$_III:_Seven_new_multiple_systems_containing_at_least_one_$\textit{Gaia}$_DR2_ultra-cool_dwarf |
| Authors |
F._Marocco_(1,2),_R._L._Smart_(3),_E._E._Mamajek_(1),_L._M._Sarro_(4),_A._J._Burgasser_(5),_J._A._Caballero_(6),_J._M._Rees_(5),_D._Caselden_(7),_K._L._Cruz_(8,9,10),_R._Van_Linge_(5),_D._J._Pinfield_(11)_((1)_Jet_Propulsion_Laboratory,_Caltech,_USA,_(2)_IPAC,_Caltech,_USA,_(3)_INAF,_Osservatorio_Astrofisico_di_Torino,_Italy,_(4)_UNED,_Spain,_(5)_UC_San_Diego,_USA,_(6)_Centro_de_Astrobiologia,_CSIC-INTA,_Spain,_(7)_Gigamon_ATR,_USA,_(8)_Hunter_College,_USA,_(9)_City_University_of_New_York,_USA,_(10)_American_Museum_of_Natural_History,_USA,_(11)_University_of_Hertfordshire,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04132 |
$\textit{Gaia}$DR2データを使用して発見された7つのワイドバイナリシステムで、10の新しい超クールな小人を紹介します。これは、$\textit{Gaia}$の超クールな小人サンプルプロジェクトの一部として識別されます。ここに示す7つのシステムには、G5IVスターHD164507のL1コンパニオン、V1のLyrABシステムのL1コンパニオン、金属に乏しいK5VスターCD-288692のL2コンパニオン、M9Vのコンパニオンが含まれます。若い変数K0VスターLTUMa、および後期Msと初期Lsからなる3つの低質量バイナリ。HD164507、CD-288692、V478Lyr、およびLTUMaシステムは特に重要なベンチマークです。これは、原色が十分に特徴付けられており、大気パラメーターとコンパニオンの年齢に優れた制約があるためです。M8Vスター2MASSJ23253550+4608163は、同様のスペクトルタイプのMドワーフと比較して$\sim$2.5mag過剰であることがわかりますが、同時に、近赤外線スペクトルに明らかな特異性はありません。その過光度は、未解決の二値性だけでは説明できません。最後に、物理的な分離が959auのL1+L2システムを提示し、これを現在知られている最も広いL+Lバイナリにします。
暗黒物質と標準モデルの共形GUTインフレーションによる再加熱
共形対称性の自発的破れは、インフレーション宇宙論と素粒子物理学の両方の成功したモデル構築で広く活用されてきました。共形大統一理論（CGUT）インフレーションは、スタロビンスキーおよびヒッグスインフレーションと同じスカラーティルトおよびテンソル対スカラー比を提供します。さらに、現在の実験限界と互換性のある陽子寿命を予測します。このペーパーでは、ダークマターの生成と標準モデルの再加熱を考慮してCGUTを拡張します。この目的のために、インフレーターに直接結合された隠しセクターを導入しますが、可視セクターの再加熱は、暗い粒子とヒッグスボソン間のポータル結合によって実現されます。暗い粒子とヒッグスボソンの質量と相互作用は、コンフォーマルポテンシャルの形とインフロンの非消失VEVによって決まります。観測された暗黒物質の遺物密度とビッグバン元素合成と互換性のある再加熱温度を与えるモデルのパラメーター空間にベンチマークポイントを提供します。
| Title |
An_Interactive_Gravitational-Wave_Detector_Model_for_Museums_and_Fairs |
| Authors |
S._J._Cooper,_A._C._Green,_H._R._Middleton,_C._P._L._Berry,_R._Buscicchio,_E._Butler,_C._J._Collins,_C._Gettings,_D._Hoyland,_A._W._Jones,_J._H._Lindon,_I._Romero-Shaw,_S._P._Stevenson,_E._P._Takeva,_S._Vinciguerra,_A._Vecchio,_C._M._Mow-Lowry_and_A._Freise |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03052 |
2015年に重力波が初めて観測されたことで、天体物理学、および技術の研究開発が飛躍的に進歩しました。10億光年離れた2つのブラックホールの衝突からの重力波信号の発見は、メディアや一般から大きな関心を集めました。この新しい研究分野を一般の聴衆に説明する専用の展示の開発について説明します。展示の核となる要素は、動作するマイケルソン干渉計です。重力波検出器で使用されている主要な技術の縮小版です。マイケルソン干渉計は、実際の展示に統合されており、ユーザーとの対話やシミュレーションによる重力波観測が可能です。インタラクティブディスプレイは、重力波に関連するトピックについて、ビデオ、アニメーション、画像、テキストを介して、ガイドなしで説明します。展示の作成に使用したハードウェアとソフトウェアについて詳しく説明し、2つのインストール方法について説明します。1つは美術館の設定での独立した学習体験（ThinktankBirminghamScienceMuseum）で、もう1つは科学フェスティバルとエキスパートガイドの存在（2017RoyalRoyalSociety）です。夏の科学展覧会）。これら2つの設定での聴衆の評価を評価し、この情報を基に行った改善について説明し、この作業の結果としての将来の公共参加プロジェクトについて議論します。この展示は、重力波研究の新しく不慣れな分野を一般の聴衆に伝えるのに効果的であることがわかりました。付随するWebサイトには、他のユーザーがこの展示の独自のバージョンを作成するためのパーツリストと情報が提供されています。
現代の効果的な場の理論技術の使用は、重力の研究を含む物理学の多くの分野で重要な発展を引き起こしています。適例として、そのような技術は最近、バイナリブラックホールが、水平での吸収とバルク時空での運動量移動との間の相互作用により、入射低周波放射を増幅できることを示すために使用されています。この論文では、この超放射のようなメカニズムが周囲のスカラー場のダイナミクスに及ぼす影響を、非摂動レベルでのバイナリの遠距離重力ポテンシャルを考慮に入れることによってさらに調べます。そうすることで、バイナリに重力で束縛されているスカラー雲の形成を捉えることができます。スカラーが十分に明るい場合、雲は十分に拡散する（つまり、かなりの空間的広がりを持ちながら希釈される）ため、全体としてバイナリを包み込みます。その後の進化は、指数関数的成長、鼓動パターン、および束縛状態のスカラー波への上方散乱を含む、非常に豊富な現象学を示します。これらの影響は、近似が有効なレジームではバイナリのインスパイラルにほとんど影響しないことがわかりましたが、バイナリブラックホールが外部の摂動とどのように相互作用するかについて、新しい分析的な洞察が得られます。それらはまた、これらの複雑なシステムの将来の数値シミュレーションからの結果を解釈するための有用で質的な直観を提供するかもしれません。
| Title |
Tests_of_general_relativity_with_stellar-mass_black_hole_binaries_observed_by_LISA |
| Authors |
Alexandre_Toubiana,_Sylvain_Marsat,_Enrico_Barausse,_Stanislav_Babak,_John_Baker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03626 |
レーザー干渉計スペースアンテナ（LISA）による恒星質量ブラックホールバイナリの観測を検討します。フィッシャー情報マトリックス分析に基づく予備的な結果は、それらのソースからの重力波は、一般相対性理論の理論からの、および低周波バイナリインスパイラル中の強い等価原理からの可能な偏差に非常に敏感である可能性があることを示唆しています。完全なマルコフ連鎖モンテカルロベイジアン分析を実行して、一般相対論の2つの現象論的修正に対するこれらの信号の感度を定量化します。さらに、これらのソースが地球ベースの検出器でも観測できるシナリオを検討します。これにより、合体時間を$1\{\rmms}$よりも高い精度で測定する必要があります。融合時間に対するこの制約により、一般相対論からの現象論的偏差に設定できる境界がさらに改善されます。双極子放射と重力子の質量のテストは、現在の境界で7桁と半分の桁の大きさでそれぞれ改善することを示します。最後に、一般相対性理論への変更の検出を主張することができる条件について説明します。
ジョンカウチアダムス：数学の天文学者、ジョージガブリエルストークスの大学の友人、天文学における女性のプロモーター
ジョンカウチアダムスは空の海王星の位置を予測し、地球の引き力による月の平均運動の変化の予想を計算し、天文学者をほぼ1年間戸惑わせていたしし座流星群の起源と軌道を決定しました一千年。彼の業績により、アダムスは彼の親友のジョージ・ストークスと比較することができます。彼らは同じ年に生まれただけでなく、両方とも上級ラングラーであり、スミス賞とコプリーメダルを受け取り、ペンブロークカレッジで生活し、考え、研究し、ニュートンへの感謝の気持ちを共有しました。一方、ネプチューンの位置に関するアダムズの予測は、ベルリンでの発見にまったく影響を与えませんでした。彼の月説は月の動きを物理的に説明していませんでした。しし座の起源は彼の前で他の人によって説明されました。アダムスは騎士時代と天文学者ロイヤルとしての任命を拒否しました。彼は発表に消極的で時間がかかりましたが、対数の値を小数点以下263桁まで導き出すのが大好きでした。彼が非常に優れていた数学と計算は、天体力学の高いポイントの1つを示していますが、現在、学部のコースではほとんど教えられていません。アダムスとストークスの違いと類似点は、これ以上驚くべきものではありません。この巻はストークスの科学的研究の永続的な遺産を証明しています。それでは、アダムスの遺産は何ですか？この寄稿では、アダムスの人生、ストークスとアダムスの人生が最も影響を受けた事例、彼の科学的成果、そして通常見過ごされている遺産、つまり女性の高等教育と女性天文学者のサポートについて概説します。
高次重力理論における異方性不安定性
| Title |
Anisotropic_instability_in_a_higher_order_gravity_theory |
| Authors |
Masroor_C._Pookkillath,_Antonio_De_Felice,_Alexey_A._Starobinsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.03912 |
等方性デシッター時空に近い空間的に均一なビアンキI型多様体上の線形不均一摂動の奇数パリティモードを考慮したメトリックキュービック重力理論を研究します。小さな異方性の領域では、理論が一般相対論と比較して新しい自由度を持ち、その運動エネルギーが正確な等方性の限界で消えることを示します。質量分散関係から、そのような理論は常に少なくとも1つのゴーストモードと非常に短い時間スケール（ハッブル時間と比較して）の古典的タキオニック（またはゴーストタキオニック）不安定性を持っていることを示します。分析的分析を確認するために、運動方程式も数値的に解き、この不安定性はスケールファクターの単一のeフォールドのかなり前に発生することがわかります。これは、この重力理論をそのままでは、実行可能な宇宙論モデルを構築するために使用できないことを示しています。
本論文では、ターゲット空間が3次元の最大対称空間、つまり、$\mathbb{S}^3$、$\mathbb{H}^3$または$\mathbb{R}^3$、および自明ではないマップの場合$\varphi：\text{\itspacetime}\to\text{\ittargetspace}$。スカラー化を許可する重力の理論は、場の方程式が常に一般相対論的解を許可するという事実によって特徴付けられますが、パラメーター空間の特定の範囲では、安定性が失われ、スカラー場の非線形展開が観察されます。したがって、そのようなスカラー化が可能なパラメーターの値を決定するために、考慮されたテンソルマルチスカラー理論の枠組み内で一般相対論的解の安定性を研究しました。これらの結果に基づいて、スカラーフィールドノードの数によって特徴付けられるスカラー化されたブランチのファミリを取得できました。これらの分岐は、新しい不安定モードが出現する点で一般相対論的解から分岐し、純粋なアインシュタイン解よりもエネルギー的に有利です。興味深いことに、特定のパラメーター範囲では、スカラー化されたソリューションの単一のブランチ内で非一意性を取得できました。
宇宙搭載検出器のための銀河とその近傍における非常に極端な質量比の重力波バースト
| Title |
Very-Extreme-mass-ratio_gravitational_wave_bursts_in_the_Galaxy_and_neighbors_for_space-borne_detectors |
| Authors |
Wen-Biao_Han,_Xing-Yu_Zhong,_Xian_Chen,_Shuo_Xin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04016 |
最近の2つの論文\citep{xmri1、xmri2}は、私たちの銀河では、中央に茶色の小人と超大質量のブラックホールで構成される非常に極端な質量比のインスパイラルがあることを明らかにしました。彼らが推定したイベント率は、将来の宇宙搭載検出器にとって非常に重要です。ただし、軌道の形成中は、さらに多くのプランジイベントが発生します。この研究では、中心の超大質量ブラックホールに突入する、または散乱するコンパクトオブジェクト（褐色矮星、始原ブラックホールなど）からの重力波を計算します。このバースト重力波の信号対雑音比は、宇宙搭載型検出器では非常に大きいことがわかります。Galaxyのイベント率は、1年で$\sim$0.01と推定されます。運が良ければ、この種の非常に極端な質量比バースト（XMRB）は、最も近い超大質量ブラックホールと原子核ダイナミクスを明らかにするユニークな機会を提供します。10Mpcの内部では、イベントレートは1年に4回程度であり、信号は宇宙搭載の検出器に十分強いため、隣接するブラックホールの性質を調査するチャンスがあります。
モード選択フォトニックランタンを使用したマルチモードファイバーリンクでの焦点比劣化（FRD）軽減
| Title |
Focal-ratio-degradation_(FRD)_mitigation_in_a_multimode_fiber_link_using_mode-selective_photonic_lanterns |
| Authors |
Aur\'elien_Beno\^it,_Stephanos_Yerolatsitis,_Kerrianne_Harrington,_Tim_A._Birks_and_Robert_R._Thomson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04035 |
光ファイバーを使用してマルチモード光を伝送するときの焦点比劣化（FRD）を軽減する新しい方法を紹介します。私たちのアプローチでは、6つの異なるコアを備えたカスタムマルチコアファイバー（MCF）を利用します。このコアは、波長が約1550nmでシングルモードであり、7mを超えて最小限に結合されます。MCFの両端に断熱モード選択フォトニックランタン（PL）を作成し、マルチモードポートを備えたファイバーリンクを作成しました。PLはマルチモードポートの各空間モードをMCFの特定のコアに結合し、その逆も同様です。PL-MCF-PLリンクは、低次モードから高次モードへの光の転送を抑制するため、6つのモードもサポートする従来のマルチモードファイバーと比較して、優れたFRD動作を示します。これらの結果は、天文機器の特定のアプリケーションで、マルチモードファイバーリンクのFRDを軽減する潜在的に強力な新しいアプローチを開きます。
