CMBデータ分析のためのジェネレーティブアドバサリネットワークを介した修復
この作業では、点光源抽出プロセスに従ってマスクされた領域でCMB信号を修復する新しい方法を提案します。変更された生成的敵対的ネットワーク（GAN）を採用し、内部（ハイパー）パラメーターとトレーニング戦略のさまざまな組み合わせを比較します。CMBパワースペクトルの回復に関するパフォーマンスを推定するために、適切な$\mathcal{C}_r$変数を使用してパフォーマンスを調査します。各空のパッチで1つの点光源が1.83$\times$1.83平方度の拡張でマスクされているテストセットを検討します。これは、グリッドでは64$\times$64ピクセルに対応します。GANは、Planck2018の合計強度シミュレーションのパフォーマンスを推定するために最適化されています。トレーニングにより、GANは、約1500ピクセルに対応するマスキングを$1\％$エラーで約5分の弧に対応する角度スケールまで再構築するのに効果的です。
| Title |
Artificial_Neural_Network_Spectral_Light_Curve_Template_for_Type_Ia_Supernovae_and_its_Cosmological_Constraints |
| Authors |
Qiao-Bin_Cheng,_Chao-Jun_Feng,_Xiang-Hua_Zhai,_Xin-Zhou_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04382 |
タイプIa超新星（SNIa）のスペクトルエネルギー分布（SED）シーケンスは、人工ニューラルネットワークによってモデル化されます。SNIaの明度は、位相、波長、色パラメーター、および減少率パラメーターの関数として特徴付けられます。ニューラルネットワークをトレーニングおよびテストした後、SEDシーケンスは、3000\AA〜から8000\AA〜までの波長範囲のスペクトルと、超新星の最大光度の20日前から50日後までの位相を持つ光曲線の両方を与えることができます。異なる色と減少率。したがって、これを人工ニューラルネットワークのスペクトルライトカーブテンプレート（ANNSLCT）モデルと呼びます。ANNSLCTモデルを使用してジョイントライトカーブ分析（JLA）超新星サンプルを再トレーニングし、各超新星のパラメーターを取得して、宇宙論的$\Lambda$CDMモデルに制約を作成します。これらのパラメーターの最適値は、SpectralAdaptiveLightcurveTemplate2（SALT2）モデルでトレーニングされたJLAサンプルの値とほとんど同じであることがわかります。したがって、ANNSLCTモデルは、現在および将来の観測プロジェクトで測定された多数のSNIaマルチカラー光度曲線を分析するために使用できると考えています。
宇宙定数のプローブとしてのターンアラウンド密度
| Title |
Turnaround_density_as_a_probe_of_the_cosmological_constant |
| Authors |
Vasiliki_Pavlidou,_Giorgos_Korkidis,_Theodore_Tomaras,_Dimitrios_Tanoglidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04395 |
球状崩壊は、ターンアラウンド密度（ハッブルフローから構造が分離するスケール内の平均物質密度）の単一の値が、同じ赤方偏移ですべての宇宙構造を特徴付けると予測しています。それは最近、Korkidisetal。によって示されました。この機能は、N体シミュレーションで特定された複雑な非球形銀河クラスターでも存続します。ここでは、ターンアラウンド密度の低赤方偏移の進化が宇宙論的パラメーターを制約し、$\Omega_\Lambda$だけで、$\Omega_m$とは無関係にローカル制約を導出するために使用できることを示します。したがって、ターンアラウンド密度は、今後の大規模な宇宙データセットを活用するための有望な新しい方法を提供します。
広視野赤外線サーベイ望遠鏡による宇宙論-時空のルビン天文台レガシー調査との相乗効果
| Title |
Cosmology_with_the_Wide-Field_Infrared_Survey_Telescope_--_Synergies_with_the_Rubin_Observatory_Legacy_Survey_of_Space_and_Time |
| Authors |
Tim_Eifler,_Melanie_Simet,_Elisabeth_Krause,_Christopher_Hirata,_Hung-Jin_Huang,_Xiao_Fang,_Vivian_Miranda,_Rachel_Mandelbaum,_Cyrille_Doux,_Chen_Heinrich,_Eric_Huff,_Hironao_Miyatake,_Shoubaneh_Hemmati,_Jiachuan_Xu,_Paul_Rogozenski,_Peter_Capak,_Ami_Choi,_Olivier_Dore,_Bhuvnesh_Jain,_Mike_Jarvis,_Niall_MacCrann,_Dan_Masters,_Eduardo_Rozo,_David_N._Spergel,_Michael_Troxel,_Anja_von_der_Linden,_Yun_Wang,_David_H._Weinberg,_Lukas_Wenzl,_Hao-Yi_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04702 |
宇宙ベースの広視野赤外線測量望遠鏡（WFIRST）と地上ベースのルービン天文台レガシーの時空の過去の測量（LSST）の相乗効果を探ります。特に、WFIRSTの高緯度調査（HLS）で現在想定されている調査戦略、つまり、4つの狭い測光バンドの2000平方度を変更して、LSSTエリアの迅速なカバレッジを組み合わせた戦略（LSST深さ）Wバンドでの5か月のWFIRST調査は、LSST10年金銀河サンプルの95％以上の高解像度イメージングを提供するLSST調査領域全体をカバーできることがわかりました。WFIRSTがLSST領域をカバーする1.5年を費やす、2番目のより野心的なシナリオを探ります。この2番目のシナリオでは、弱いレンズ効果と銀河のクラスタリング分析からのダークエネルギー状態方程式パラメーターの拘束力を定量化し、それをLSSTのみの調査および参照WFIRSTHLS調査と比較します。私たちの調査シミュレーションは、WFIRST露出時間計算機とCANDELSカタログの赤方偏移分布に基づいています。私たちの統計的不確実性は、密度場の高次相関を説明し、形状および赤方偏移測定の不確実性などの広範囲の系統的影響、および銀河バイアス、固有の銀河の配置などの天体物理学の不確実性のモデリングを含みます。バリオン物理学。5か月のWFIRSTワイドシナリオを想定すると、LSSTY10（FoM（Wwide）=2.4FoM（LSST））と比較してLSST+WFIRSTHLS（FoMと比較して、共同LSST+WFIRSTワイドサーベイの拘束力が大幅に増加します（Wwide}）=5.5FoM（HLS））。
超地球、暖かい海王星、そして熱い木星の高解像度分光法のための分子断面図
| Title |
Molecular_Cross_Sections_for_High_Resolution_Spectroscopy_of_Super_Earths,_Warm_Neptunes_and_Hot_Jupiters |
| Authors |
Siddharth_Gandhi,_Matteo_Brogi,_Sergei_N._Yurchenko,_Jonathan_Tennyson,_Phillip_A._Coles,_Rebecca_K._Webb,_Jayne_L._Birkby,_Gloria_Guilluy,_George_A._Hawker,_Nikku_Madhusudhan,_Aldo_S._Bonomo,_Alessandro_Sozzetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04160 |
高解像度分光法（HRS）は、高温の木星の大気中の多くの種を検出するために使用されています。そのような検出の鍵は、R$\gtrsim$20,000の観測値に対する相互相関の正確かつ正確にモデル化されたスペクトルです。そのようなスペクトルを使用した高S/N比検出の基礎を形成する最新世代の不透明性が必要です。この研究では、H$_2$O、CO、HCN、CH$_4$、NH$_3$、CO$_2$の6つの分子種の断面図を提示して作成し、低そして高解像度分光法。赤外線（0.95-5〜$\mu$m）と500-1500〜Kに焦点を当て、これらの種は強いスペクトルの特徴を持っています。これらの断面は、最新のH$_2$とHeの圧力広がりを使用して、超地球の光球、暖かい海王星、および高温の木星に典型的な圧力と温度のグリッド上に生成されます。3つの代表的な太陽系外惑星GJ〜1214〜b、GJ〜3470〜b、およびHD〜189733〜bをモデル化することにより、最も顕著な赤外線スペクトル機能を強調します。これらは、温度、質量、および半径の広い範囲を網羅しています。さらに、H$_2$O、CO、およびHCNのラインリストを、高温の木星の以前の高解像度観測で検証します。ただし、HD〜102195〜bのHRS観測からの新しい断面ではCH$_4$を検出できません。これらの高精度の不透明度は、HRSによる大気検知に不可欠であり、新しいデータが利用可能になると継続的に更新されます。
無酸素無生物の居住可能な惑星の大気の光化学：新しいH $ _2 $ O断面の影響
| Title |
Photochemistry_of_Anoxic_Abiotic_Habitable_Planet_Atmospheres:_Impact_of_New_H$_2$O_Cross-Sections |
| Authors |
Sukrit_Ranjan,_Edward_W._Schwieterman,_Chester_Harman,_Alexander_Fateev,_Clara_Sousa-Silva,_Sara_Seager,_Renyu_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04185 |
無酸素のCO$_2$-N$_2$雰囲気のある非生物的な居住可能な惑星の光化学の研究を紹介します。そのような世界は、初期の地球、火星、金星、および類似の太陽系外惑星の代表です。H$_2$O光解離は、大気中の微量ガスの除去を支配する反応性OHの生成を通じて、これらの世界の大気の光化学を制御します。H$_2$Oの近紫外（NUV;$>200$nm）吸収断面積は、OH生成に大きな役割を果たします。これらの断面は、これまで居住可能な温度（$<373$K）では測定されていませんでした。我々は$292$KでのNUVH$_2$O吸収の最初の測定値を提示し、以前に想定されていたよりも桁違いに吸収することを示しています。これらの新しい断面の影響を調査するために、光化学モデルを採用しています。まず、他の2つと相互比較し、過去の文学の不一致を解決します。これらのより高い断面積による強化されたOH生成は、COとO$_2$の効率的な再結合につながり、過去の予測に比べて桁違いに抑制し、O$_2$の低アウトガス「偽陽性」シナリオを排除します。バイオシグネチャー。強化された[OH]は、プレバイオティクス化学に関連する、表面への還元剤のレインアウトを増加させ、CH$_4$とH$_2$も抑制します。後者は、非生物的な世界で主張されているように、下層の惑星で還元剤の埋没が抑制されているかどうかに依存します。CO$_2$に富む世界に焦点を当てていますが、結果は一般的に無酸素惑星に関連しています。全体として、私たちの研究は、重要な新しいH$_2$O断面積を提供し、文献の過去の不一致を解決することにより、最先端の光化学モデルを進歩させ、岩の多い太陽系外惑星におけるCOのようなスペクトル的に活性な微量ガスの検出を示唆しています。大気は以前考えられていたよりも難しいかもしれません。
不可能な月-エキソムーンが原因ではないトランジットのタイミング効果
エクスモオンは、ホスト惑星上で通過タイミング変動（TTV）を生成すると予測されています。残念ながら、他の多くの天体物理現象も同様です-特にシステム内の他の惑星。この作品では、1つのexomoonでは生成できない通過タイミングの影響を導き出すことにより、reductioadaburdumの引数が呼び出されます。私たちの仕事は、3つの主要な分析テストを導き出します。第1に、エキソムーンからのTTV信号には通過時間の変動（TDV）が伴うはずであり、変動の最小予想レベルとしてTDVフロアを導き出すことができるという事実を利用できます。したがって、TDVの上限がこのフロアを下回るケースは、exomoonの候補として殺すことができます。第2に、TDVが現在存在しない場合に月が「殺せる」と予想されるかどうかを推定する式が提供されるため、コミュニティはそもそもTDVを導出する価値があるかどうかをコミュニティが推定できるようになります。第3に、TTVの天井が導き出されます。これを超えると、exomoonはTTVの振幅を生成できません。これらのツールは、2,000ケプラーオブジェクトインタレストの2.5分のTTVおよびTDVのカタログに適用され、月が原因ではない200以上のケースを明らかにします。これらのテストは、exomoonの候補であるKepler-1625biにも適用されます。これらの単純な分析結果は、推定エキソムーンをすばやく拒否し、衛星の検索を合理化する手段を提供するはずです。
衝撃によって誘発されたマグマオーシャンの幾何学のためのスケーリング則
| Title |
Scaling_laws_for_the_geometry_of_an_impact-induced_magma_ocean |
| Authors |
Miki_Nakajima,_Gregor_J._Golabek,_Kai_W\"unnemann,_David_C._Rubie,_Christoph_Burger,_Henry_J._Melosh,_Seth_A._Jacobson,_Lukas_Manske,_Scott_D._Hull |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04269 |
成長する原始惑星は、降着段階で多くの影響を経験します。大きなインパクターが原始惑星の表面に衝突し、マグマ海を生成します。そこで、インパクターの鉄は乳化し、原始惑星のマントルと金属ケイ酸塩の平衡を経験します。このプロセスは繰り返し発生し、マントルとコアの両方の化学組成を決定します。分配は、平衡圧力や温度などのパラメータによって制御されます。これらのパラメータは、マグマの海底での圧力と温度に関連する、または比例すると想定されることがよくあります。圧力と温度は、マグマの海の深さと形状の両方に依存します。これは、空間的に閉じ込められたマグマの海、つまりメルトプールは、メルトの体積が同じ。ここでは、（1）衝撃による内部エネルギーの総増加、および（2）100以上の平滑化粒子流体力学（SPH）シミュレーションに基づくマントル内の熱分布のスケーリング則を作成します。ルジャンドル多項式を使用してこれらのスケーリング則を記述し、線形回帰によって係数を決定して、モデルとSPHシミュレーションの間の誤差を最小限に抑えます。入力パラメーターは、衝撃角度、総質量、衝撃速度、およびインパクターと総質量の比率です。大きな衝撃による内部エネルギーの増加は、衝撃角度の関数としての運動エネルギーと付加的なポテンシャルエネルギー放出の合計によって特徴付けられることがわかります。メルトプールの底部の平衡圧力は、従来の放射状に均一なグローバルマグマ海洋モデルから得られるものよりも高くなる（$10-50\％$）と判断します。これらのメルトスケーリング法は、GitHub（https://github.com/mikinakajima/MeltScalingLaw）で公開されています。
Scardoni et alによる「タイプIIマイグレーションの逆襲-ディスクでの惑星移動の古いパラダイム」に関するコメント
| Title |
Comments_on_"Type_II_migration_strikes_back_--_An_old_paradigm_for_planet_migration_in_discs"_by_Scardoni_et_al |
| Authors |
Kazuhiro_D._Kanagawa,_and_Hidekazu_Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04335 |
タイプIIの移動に関する従来の見方では、巨大な惑星は、いわゆるディスク優勢の場合、降着円盤の粘性速度で内側に移動します。しかし、最近の流体力学的シミュレーションでは、惑星が巨大な円盤内の粘性のものよりもはるかに速い速度で移動することが示されました。このような高速移行は、従来の図では説明できません。Scardonietal。（2020）は最近、この新しい状況について議論しました。同様の流体力学的シミュレーションを実行することにより、彼らは、移動速度が時間とともに遅くなり、最終的に従来の理論による予測に達することを発見しました。彼らは高速移行を初期の一時的な移行として解釈し、従来のタイプIIの移行は一時的なフェーズの後で実現されると結論付けました。Scardonietal。によって取得された移動速度を示します。（2020）彼らが提案した過渡期においても以前のシミュレーションと一致しています。また、Scardoniらによって提案された一時的な高速移行も見つかりました。（2020）は神奈川らの新しいモデルでよく説明されています。（2018）。新しいモデルは、Scardonietal。が行った初期の過渡期における重要な内向きの移動を適切に説明できます。（2020）と呼ばれる。したがって、過渡的な移動速度の時間変化は、移動中の惑星の軌道半径とその背景の表面密度の変化によるものであると結論付けます。
火星の氷河下液体水のレーダー証拠
| Title |
Radar_evidence_of_subglacial_liquid_water_on_Mars |
| Authors |
R._Orosei,_S._E._Lauro,_E._Pettinelli,_A._Cicchetti,_M._Coradini,_B._Cosciotti,_F._Di_Paolo,_E._Flamini,_E._Mattei,_M._Pajola,_F._Soldovieri,_M._Cartacci,_F._Cassenti,_A._Frigeri,_S._Giuppi,_R._Martufi,_A._Masdea,_G._Mitri,_C._Nenna,_R._Noschese,_M._Restano,_R._Seu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04587 |
火星の極冠の底に液体の水の存在が長い間疑われていますが、観察されていません。地表の火星高度レーダーと火星エクスプレス宇宙船の低周波レーダーである電離層探査を使用して、PlanumAustrale地域を調査しました。2012年5月から2015年12月の間に収集されたレーダープロファイルには、南極層状堆積物の氷の下に閉じ込められた液体の水の証拠が含まれています。異常に明るい地下反射が、193{\deg}E、81{\deg}を中心とする明確に定義された20km幅のゾーン内にあり、はるかに反射率の低い領域に囲まれています。レーダー信号の定量分析は、この明るい特徴が15を超える高い誘電率を持ち、含水材料と一致することを示しています。この特徴は、火星の液体の水塊として解釈されます。
原始惑星系円盤におけるダスト沈降不安定性
| Title |
Dust_Settling_Instability_in_Protoplanetary_Discs |
| Authors |
Leonardo_Krapp,_Andrew_N._Youdin,_Kaitlin_M._Kratter,_Pablo_Ben\'itez-Llambay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04590 |
ストリーミング不安定性（SI）は、固体を集中させ、原始惑星系円盤の中立面での惑星形成を引き起こすメカニズムとして、線形および非線形領域で広く研究されています。関連するダスト沈降不安定性（DSI）は、ミッドプレーンに向かって沈降するときに粒子に適用されます。DSIは以前に線形領域で研究されており、中立面から粒子の凝集を引き起こす可能性があると予測されています。この作業は、DAR成長の条件を評価するために、FARGO3Dで実行される一連の線形計算と非線形シミュレーションを示します。粒度分布を含め、DSIを安定させるために必要なバックグラウンド乱流の量の詳細な調査を行うことにより、以前の線形分析を拡張します。ビンサイズの分布を含める場合、DSIは標準のSIよりも少ないビンで収束成長率を生成することがよくあります。バックグラウンドの乱気流では、DSI成長の最も好ましい条件は弱い乱気流であり、1つのガススケールの高さから落ち着く中間サイズの粒子を持つ$\alpha\lesssim10^{-6}$が特徴です。これらの状態は、降着バースト後の円板乱流の突然の減少中に発生する可能性があります。背景の乱気流を無視して、ローカル2DDSIシミュレーションのパラメーター調査を実行しました。粒子の凝集は弱いか、粒子の沈降よりも遅く発生しました。比較3Dシミュレーションでは、クランプが2分の1に減少しました。全体として、私たちの結果は、DSIが微惑星形成を大幅に促進するという仮説を強く嫌います。さまざまな数値手法を使用したDSIの非線形シミュレーションは、これらの発見を支持または挑戦する可能性があります。
土星-エンケラドス循環の三進問題の扁平原始の科学軌道
| Title |
Science_orbits_in_the_Saturn-Enceladus_circular_restricted_three-body_problem_with_oblate_primaries |
| Authors |
Francisco_Salazar,_Adham_Alkhaja,_Elena_Fantino,_and_Elisa_Maria_Alessi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04708 |
この貢献は、エンケラドスの周りの軌道のカテゴリのプロパティを調査します。その動機は、南極近くの水と有機化合物のプルームをカッシーニに代わって検出した後の、この月のその場探査への関心です。以前の調査では、土星とエンケラドスをプライマリーとする円形の制限された3体問題の平衡点L1とL2の周りのHalo軌道間に一連のヘテロクリニック転送が設計されました。それらの軌道の運動学的および幾何学的な特徴は、エンケラドスの表面の拡張観測のための科学軌道としてそれらを優れた候補にします。それらは高度に傾斜しており、月に接近し、自由に操縦できます。ただし、地表の上の高さが低く、土星の摂動効果が強いため、特に原色の極平坦化の影響に関して、それらのダイナミクスをより注意深く検討する必要があります。したがって、これらのソリューションは、土星とエンケラドスの扁平角の影響を個別に組み合わせて含む動的モデルを採用することによって、ここで再考されます。平衡点L1とL2の周りのHalo軌道の代替と、それらの安定した不安定な双曲線不変多様体が摂動モデルで取得され、新しいフレームワークで操作のないヘテロクリニック移動が特定されます。乱されていない問題の対応する解との系統的な比較は、原色の扁平が考慮に入れられた場合、質的および量的特徴が大幅に変更されず、土星のJ2がエンケラドスの扁平よりも大きな役割を果たすことを示しています。ミッションの観点から、結果は、古典的な円形の制限された3体問題で得られた解の科学的価値を確認し、このより単純なモデルが予備的な実現可能性分析で使用できることを示唆しています。
CR7の直接崩壊ブラックホールからの無線電力
| Title |
Radio_Power_from_a_Direct-Collapse_Black_Hole_in_CR7 |
| Authors |
Daniel_J._Whalen,_Mar_Mezcua,_Avery_Meiksin,_Tilman_Hartwig_and_Muhammad_A._Latif |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04167 |
最初のクエーサーの種の主要な候補は、$z\sim$20の原子冷却ハローでの壊滅的なバリオン崩壊中に形成された直接崩壊ブラックホール（DCBH）です。$zでのLy$\alpha$エミッターCR7の発見=$6.6は当初、DCBHの最初の検出であると考えられていましたが、この解釈は、SpitzerIRACおよび超大型望遠鏡のX-Shooterデータに基づいて異議を唱えられています。ここでは、DCBHとCR7の若い超新星残骸からの電波フラックスを推定します。CR7はクエーサーからのフラックスと混同される可能性があります。DCBHは、1.0GHzで0.75-8.9$\mu$Jyのフラックスを放出することがわかります。これは、若い超新星に予想されるnJy信号よりもはるかに大きいため、CR7からの電波放出を検出すると、その可能性が確認されます。DCBHのサイト。このフラックスは、今後10年間で次世代の超大型アレイと平方キロメートルアレイで簡単に検出できるようになります。
FUVフィードバック下の分子雲：COダークガスの工場
| Title |
Molecular_clouds_under_the_FUV_feedback:_factories_of_CO-dark_gas |
| Authors |
Mutsuko_Inoguchi,_Takashi_Hosokawa,_Shin_Mineshige,_Jeong-Gyu_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04171 |
分子雲の星形成は非効率的です。若いクラスターからの電離EUV放射（$h\nu\geq13.6$eV）は、星形成効率（SFE）を制限する主要なフィードバック効果と見なされています。ここでは、雲の破壊段階における恒星FUV放射（6eV$\leqh\nu\leq$13.6eV）の影響に焦点を当てます。FUV放射は、光電加熱によってSFEをさらに低下させる可能性があり、分子の光解離によって星（「雲の残骸」）に変換されないガスの化学状態にも影響を与えます。HII領域の動的膨張中に光解離領域（PDR）の熱構造と化学構造の両方の進化を追跡する1次元の半解析モデルを開発しました。温度がしきい値（100Kなど）を超えるPDRで星の形成が抑制されると仮定して、FUVフィードバックがSFEをどのように制限するかを調査します。私たちのモデルは、FUVフィードバックが低表面密度（$\Sigma_{\rmcl}の大規模な（$M_{\rmcl}\gtrsim10^5M_{\odot}$）クラウドのSFEの削減に貢献していると予測しています\lesssim100$M$_{\odot}$pc$^{-2}$）。さらに、雲の残骸に含まれるH$_2$分子ガスの大部分は、広範囲の雲特性のFUVフィードバックの下で「COダーク」になるはずです。したがって、分散した分子雲は、COダークガスの潜在的な工場であり、星間物質の循環に戻ります。
初期宇宙でのガラスのエッチング：z = 4.7でのQSO-SMGペアでの発光HFおよび水の放出
| Title |
Etching_glass_in_the_early_Universe:_Luminous_HF_and_water_emission_in_a_QSO-SMG_pair_at_z=4.7 |
| Authors |
M._D._Lehnert_(1),_C._Yang_(2),_B._H._C._Emonts_(3),_A._Omont_(1),_E._Falgarone_(4),_P._Cox_(1),_P._Guillard_(1) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04176 |
（要約）フッ化水素、HFJ=1-0、H20（202-211）、およびz=4.7システムBR1202-0725からの1.2THz静止フレーム連続体発光のALMA観測を示します。BR1202-0725は、QSO、サブミリメートル銀河（SMG）、および2つのLy-alphaエミッターで構成される銀河グループです。QSOとSMGの両方の放出で水が検出される一方で、QSOの放出とおそらくSMGの吸収でHFを検出しました。QSOは、これまでに発見された中で最も明るいHFエミッターであり、ローカルAGNおよびOrionバーのサンプルと同じHF輝線と赤外光度の比率を持っています。この一貫性は、赤外光度L_IRで約10桁をカバーします。オリオンバーでのHF放出の研究とモデリングの結論に基づいて、QSOでのHF放出は、AGNと強い星形成によって照射された分子プラズマ内の電子とH2との衝突によって、または主にH2との衝突によって励起されます。比較的高温（〜120K）、高密度（〜10^5cm^-3）の媒体で、電子からの寄与がわずかです。HFは分子流出の優れたトレーサーであるはずですが、QSOまたはSMGのいずれかでHFの流出の強力な証拠は見つかりません。SMGのHFの推定吸収機能から、流出速度の上限、dM/dt_outflow<〜45M_sun/yrを推定します。流出率と星形成率の比率は、SMGでは5％未満です。SMGのH2Oラインの広さ、FWHM〜1020km/sは、大規模（>4kpc）のガスが、他のメンバーとの相互作用と物質交換のどちらかにより、大幅に乱され乱流であることを示唆している可能性があります。グループ、または強烈な星形成のエネルギーの散逸またはその両方。どちらかのソースに大きな分子流出がないことは、このペアの強い星形成とAGN活動からのエネルギーの多くがISMで消費されていることを意味している可能性があります。
APOGEEによる強力な化学タグ付け：天の川ディスク全体で溶解した21個の候補星団
| Title |
Strong_chemical_tagging_with_APOGEE:_21_candidate_star_clusters_that_have_dissolved_across_the_Milky_Way_disc |
| Authors |
Natalie_Price-Jones_Jo_Bovy,_Jeremy_J._Webb,_Carlos_Allende_Prieto,_Rachael_Beaton,_Joel_R._Brownstein,_Roger_E._Cohen,_Katia_Cunha,_John_Donor,_Peter_M._Frinchaboy,_D._A._Garc\'ia-Hern\'andez,_Richard_R._Lane,_Steven_R._Majewski,_David_L._Nidever,_Alexandre_Roman-Lopes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04263 |
同じ誕生クラスターで生まれた星のグループに化学的にタグを付けることは、分光学的調査の主要な目標です。このような強力な化学タグ付けの実現可能性を調査するために、APOGEE調査スペクトルから測定された存在量に対してブラインド化学タグ付け実験を行います。[Mg/Fe]、[Al/Fe]、[Si/Fe]、[K/Fe]、[Ti/Fe]、[Mn/Fe]で定義される8次元化学空間に密度ベースのクラスタリングアルゴリズムを適用します]、[Fe/H]、および[Ni/Fe]は、複数の元素合成チャネルにまたがる存在比です。182,538の巨大な星の高品質サンプルで、15を超えるメンバーを持つ21の候補クラスターを検出します。私たちの候補クラスターは、タグ付けに使用されていない豊富さでも、[Mg/Fe]と[Fe/H]が類似している非メンバー星の集団よりも化学的に均一です。グループメンバーは同じ年齢で一貫しており、loggとTeffの空間では単一の星の個体群に沿っています。各グループのメンバーは複数のkpcに分散しており、放射状および方位角アクションの広がりは年齢とともに増加します。この増加を、過渡的ならせん状の腕を含む銀河のポテンシャルにおけるクラスター溶解のN体シミュレーションを使用して定性的に再現します。他の波長帯で高解像度分光法を用いて候補の誕生クラスターを観察し、他の元素合成グループにおける化学的均一性を調査することは、強力な化学的タグ付けの有効性を確認するために不可欠です。当初は空間的にコンパクトでしたが現在広く分散している候補クラスターは、銀河円盤における化学進化と軌道拡散に対する新たな限界と、ゆるく結合したグループにおける星形成への制約を提供します。
GOODS分野における銀河とAGNのライマン連続体エスケープ分数
| Title |
The_Lyman_Continuum_Escape_Fraction_of_Galaxies_and_AGN_in_the_GOODS_Fields |
| Authors |
Brent_M._Smith_(1),_Rogier_A._Windhorst_(1),_Seth_H._Cohen_(1),_Anton_M._Koekemoer_(2),_Rolf_A._Jansen_(1),_Cameron_White_(3),_Sanchayeeta_Borthakur_(1),_Nimish_Hathi_(2),_Linhua_Jiang_(4),_Michael_Rutkowski_(5),_Russell_E._Ryan_Jr._(2),_Akio_K._Inoue_(6_and_7),_Robert_W._O'Connell_(8),_John_W._MacKenty_(2),_Christopher_J._Conselice_(9),_Joseph_I._Silk_(10)_((1)_ASU/SESE,_Tempe,_AZ,_USA,_(2)_STScI,_Baltimore,_MD,_USA,_(3)_UA,_Tucson,_AZ,_USA,_(4)_PKU/Kavli,_Beijing,_China,_(5)_MSU_Mankato,_Mankato,_MN,_USA,_(6)_Waseda_U.,_Tokyo,_Japan,_(7)_Waseda_RISE,_Tokyo,_Japan,_(8)_UVa,_Charlottesville,_VA,_USA,_(9)_UNott,_Nottingham,_UK,_(10)_JHU,_Baltimore,_MD,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04360 |
2.26$\、$$<$$\、$$z$$\、$$<$4.3から、AGNがある場合とない場合の、分光学的に検証された111個の銀河のLyC放出とエスケープ率の分析を示します。$\href{https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/aaa3dc}{\mathrm{Smith\et\al。\2018}}$からERSサンプルを拡張し、64個の銀河をWFC3/UVISF225W、F275W、およびF336Wモザイクを使用したGOODSNorthおよびSouthフィールドは、HDUV、CANDELS、およびUVUDFデータを使用して個別に霧雨を降らせました。111個の銀河からの17個のAGNのうち、1個は$m_{\mathrm{AB}}$$\、$=$\、$23.19$\、$mag（S/N$\、$$でF275WのLyC検出を提供しました\simeq$$\、$133）および$GALEX$NUVat$m_{\mathrm{AB}}$$\、$=$\、$23.77$\、$mag（S/N$\、$$\simeq$$\、$13）。このAGNの$SDSS$および$Chandra$スペクトルを降着円盤およびComptonizationモデルに同時に当てはめ、$f_{\mathrm{esc}}$の$f_{\mathrm{esc}}^{\mathrm{F275Wの値を見つけます}}\！\simeq\！28^{+20}_{-4}$％および$f_{\mathrm{esc}}^{\mathrm{NUV}}\！\simeq\！30^{+22}_{-5}$％。残りの110個の銀河については、GOODSとERSのサンプルのF225W、F275W、F336Wのデータを組み合わせたLyC放出をキャプチャした画像の切り抜きと、AGNを使用するか使用しない銀河のサブサンプル、および$all$銀河。AGNのない94個の銀河すべてと比較して、17個のAGNのスタックが$\langlez\rangle$$\、$$\simeq$$\、$2.3$-$4.3からLyCの生産を支配していることがわかります。初期宇宙のIGMは主に大規模な星によって再イオン化された可能性がありますが、電離エネルギーのかなりの部分がAGNに由来するという証拠があります。
垂直方向に分解されたエッジオン銀河における体積星形成処方
| Title |
Volumetric_Star_Formation_Prescriptions_in_Vertically_Resolved_Edge-on_Galaxies |
| Authors |
Kijeong_Yim,_Tony_Wong,_Richard_J._Rand,_Eva_Schinnerer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04363 |
CO（CARMA/OVRO）および/またはHI（EVLA）観測を使用して、エッジオン銀河NGC4013とそれより少ないエッジオン銀河（NGC4157および5907）のガスディスクの厚さを測定します。また、SpitzerIRデータ（3.6$\mu$mと24$\mu$m）を使用して、5つの銀河のサンプルの星のスケールの高さや星形成率（SFR）を推定します。測定されたスケールの高さと放射状表面密度プロファイルを使用して、ガスとSFRの平均体積密度を導き出します。表面密度よりも物理的にSFRに関連する体積密度を使用して、体積星形成則（SFL）の存在、体積SFLが表面密度SFLとどのように異なるか、およびガス圧力がどのように調整するかを調査します銀河のサンプルに基づくSFR。総ガスの観点からの体積および表面SFLの勾配は大きく異なるが、分子ガスの観点からの体積および表面SFLには顕著な違いが見られないことがわかります。全ガスの体積SFLは1.26のより平坦なべき乗則勾配を持ち、表面SFLの勾配（2.05）と散乱（0.25dex）と比較して0.19dexの小さい散乱です。分子ガスSFLの勾配は0.78（体積密度）と0.77（表面密度）で、rms散乱は同じです。星間ガス圧はSFRと強い相関があることを示しますが、体積と表面密度に基づく相関には有意差はありません。
マゼラン雲の背後にあるエキゾチックAGNを発見する
| Title |
Discovering_Exotic_AGN_behind_the_Magellanic_Clouds |
| Authors |
Clara_M._Pennock,_Jacco_Th._van_Loon,_Cameron_Bell,_Miroslav_Filipovi\'c,_Tana_Joseph,_Eleni_Vardoulaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04531 |
近くのマゼラン雲システムは、上空200度以上をカバーしています。その多くは、高角度分解能と感度のX線（XMM-ニュートン）、UV（UVIT）、光学（SMASH）、IR（ビスタ、ワイズ、スピッツァー、ハーシェル）、ラジオ（ATCA、ASKAP、MeerKAT）。これは、星の豊富なマゼラン雲の背後にある銀河の集団を探索するための優れたデータセットを提供します。私たちは、この絶妙なデータセットの機械学習アルゴリズムを介してAGNを特定し、特徴付けることを目指しています。私たちのプロジェクトは、一般的な種類の銀河と活動銀河核（AGN）のシーケンスと分布を確立することに焦点を当てていませんが、マゼラン雲の背後にあるユニークなAGNの最近の偶然の発見に基づいて、極端な例を特定しようとしています。
巨大銀河UGC 11973の若い星の複合体
後期巨大渦状銀河UGC11973における若い恒星複合体の測光および分光観測の分析結果を提示します。UBVRIバンドでの測光分析は、13の最大の複合体に対して行われました。それらの1つでは、周囲のガスの金属性Z=0.013+-0.005、質量M=（4.6+-1.6）*10^6Msun、および恒星複合体の年齢t=（2.0+-1.1）*10^6年は、分光データを使用して評価されました。すべての複合体が3*10^8歳未満の大規模な（M>=1.7*10^5Msun）恒星グループであることを示しています。
一般的な封筒におけるディスク形成とジェット傾斜効果
共通エンベロープ（CE）フェーズの進化と物理はまだよく理解されていません。この段階でコンパクトオブジェクトから起動されたジェットは、バイナリシステムの進化的結果を定義する可能性があります。赤い巨人（RG）の外層に巻き込まれた中性子星（NS）からジェットが発射される場合に焦点を当てます。異なる明度と傾斜を持つジェットの一連の3次元流体力学シミュレーションを実行します。ジェットの光度は、質量降着率と効率$\eta$によって自己調整されます。$\eta$の値に応じて、ジェットはBHLバルジ（「成功したジェット」）から抜け出し、入ってくる風に対して整列し、風の方向を優先して再整列します。ジェットのサイズと方向はさまざまで、静止状態とアクティブ状態の両方を示す場合があります。ジェットの傾きとコリオリと遠心力は、地球全体の進化にわずかにしか影響しません。降着は超臨界であり、特定の角運動量はディスクの形成の臨界値を上回っているため、ディスクの形成とジェットの発射を推測します。ディスクの質量とサイズは$\sim$10$^{-2}$〜M$_\odot$および$\gtrsim10^{10}$cmであり、回転方向が異なるリングがある場合があります。白い小人からのジェットを成功させるには、排出プロセスが非常に効率的である必要があります（$\eta\sim$0.5）。主系列星の場合、ジェットを成功させるのに十分なエネルギー貯蔵庫がありません。
{\ gamma} -rayバースト残光をモデリングするための新しいアプローチ：システマティックスを説明するためのガウス過程の使用
| Title |
A_new_approach_to_modelling_{\gamma}-ray_burst_afterglows:_Using_Gaussian_processes_to_account_for_the_systematics |
| Authors |
M._D._Aksulu,_R._A._M._J._Wijers,_H._J._van_Eerten,_and_A._J._van_der_Horst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04166 |
ガンマ線バースト（GRB）からの残光放出は、これらのエネルギー爆発の物理学を理解するための貴重な情報源です。爆風モデルは、時間と周波数に対する残光放出の進化を表す標準になりました。残光理論と相対論的流出の数値シミュレーションにおける最近の発展のおかげで、私たちは現実的なダイナミクスと放射プロセスで残光放出をモデル化することができます。モデルは観察結果と非常によく一致していますが、残光の放出には、これらのイベントのモデリングを困難にする追加の物理学、機器系統学、および伝播効果がまだ含まれています。この作業では、ガウスプロセス（GP）を使用して残光データの体系を考慮に入れて、GRB残光をモデリングする新しいアプローチを紹介します。この新しいアプローチを使用すると、GRBの爆発と微物理パラメーターのより信頼性の高い推定値を取得できることを示します。5つの長いGRBのフィット結果を提示し、等方性エネルギー論とGRBの開き角度の間の予備的な相関関係を見つけます。これは、長いGRBの運動エネルギーの一般的なエネルギー貯蔵庫のアイデアを確認します。
GRB残光における逆衝撃と成層噴出物との相互作用からの後期X線フレア：移動メッシュのシミュレーション
| Title |
Late_X-ray_flares_from_the_interaction_of_a_reverse_shock_with_a_stratified_ejecta_in_GRB_afterglows:_simulations_on_a_moving_mesh |
| Authors |
Eliot_H._Ayache,_Hendrik_J._van_Eerten,_Fr\'ed\'eric_Daigne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04179 |
中央エンジンの後期活動は、ガンマ線バーストの初期X線残光で観察されたフレアを、アクティブな中性子星の残骸またはブラックホールへの（フォールバック）降着の形で説明するためにしばしば呼び出されます。。ただし、これらのシナリオは常に当てはまるとは限りません。特に、バースト後にフレアが非常に遅い時間に遅延する場合はそうです。最近、新しいシナリオが提案されました。これは、X線フレアが、長寿命の逆衝撃が層状の噴出物を通過した結果である可能性があることを示唆しています。この作業では、エジェクタのダイナミクスと放出の1次元シミュレーションを実行して、新規の移動メッシュ相対論的流体力学コードを使用して、このシナリオを物理的にもっともらしいものとして数値で示します。以前の作業よりも効率と精度が向上したため、より幅広いセットアップの調査が可能になります。サーカムバースト中程度の質量密度について、より物理的に現実的な説明を導入できます。これらのセットアップからの広帯域放射を計算するときに、電子の冷却を局所的に追跡することもできます。噴出物内の成層がジェット内部の局所的な角度領域に制限されている場合、シンクロトロン冷却タイムスケールがフレア減衰時間を支配できることを示します。サイズは相対論的因果結合角に対応し、観測で報告された値に対応します。このシナリオでは、観測されたフレア時間の範囲が広範囲に及ぶ可能性があることを示しており、フレアと初期の駆出ダイナミクスとの関連が、後期の残余活動ではなく示唆されています。
| Title |
Thermodynamically_consistent_equation_of_state_for_an_accreted_neutron_star_crust |
| Authors |
Mikhail_E._Gusakov,_Andrey_I._Chugunov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04195 |
降着中性子星クラストの状態方程式（EOS）を研究します。通常、このようなEOSは、内部の地殻内の自由（非結合）中性子と原子核が一緒に移動すると（暗黙的に）仮定して取得されます。この仮定は、非結合中性子の静水圧（および拡散）平衡に必要な条件$\mu_n^\infty={\rmconst}$に違反していると主張します（$\mu^\infty_n$は赤方偏移中性子化学ポテンシャルです）。この条件を考慮して、圧縮可能な液滴近似で動作する新しいEOSを構築します。文献で議論されている付着地殻のEOSとは大きく異なり、内部地殻のほとんどの部分で触媒作用によるEOSに近いことを示しています。特に、外側と内側の地殻境界面の圧力は、通常は文献で計算されている中性子ドリップ圧力と一致せず、星内の静水圧（および拡散）平衡条件によって決定されます。また、核を均質な核物質に変換する、完全に付着した地殻の底部に不安定性も発見されました。それは、完全に付加された地殻の構造が付加の間に自己相似のままであることを保証します。
中性子星物質の拡張シグマモデルのランダウ質量パラメーターの研究
| Title |
Studying_the_Landau_mass_parameter_of_the_extended_sigma-model_for_neutron_star_matter |
| Authors |
David_E._Alvarez-Castillo,_Alexander_Ayriyan,_Gergely_G\'abor_Barnaf\"oldi_and_P\'eter_P\'osfay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04210 |
中性子星物質の拡張された$\sigma$-$\omega$モデル内のランダウ質量のベイズ分析を示します。この目的のために、オブジェクトPSR0740+6620の質量測定、GW170817からの潮汐変形可能性推定、およびNICERによるPSRJ0030+0451の質量半径推定を検討します。Landau質量を理論の自由パラメーターとして使用して、予測力をテストし、ベイズ法のこの核パラメーターの最良の値を見つけました。
SN 2014Jの中間星雲相：再結合の源としての凝集の開始
| Title |
The_intermediate_nebular_phase_of_SN_2014J:_onset_of_clumping_as_the_source_of_recombination |
| Authors |
P._A._Mazzali,_I._Bikmaev,_R._Sunyaev,_C._Ashall,_S._Prentice,_M._Tanaka,_E._Irtuganov,_S._Melnikov,_R._Zhuchkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04248 |
約1年の年齢では、ほとんどのタイプIa超新星のスペクトルは、FeIIおよびFeIIIの強い禁制星雲輝線によって支配されています。近くのSN2011feの（約2年後の）後の観測は、FeIとFeIIへのイオン化の予期しないシフトを示しました。ここに示されている中間段階（1〜1.5年）の非常に近いSNIa2014Jのスペクトルは、FeI放出が徐々に低下していることを示していますが、FeIはまだ強くありません。少なくともFeが優勢な領域では、イジェクタのクランピングの程度が約1.5年で大幅に増加する場合、イオン化の減少を説明できます。モデルは、塊が破片のように振る舞い、約1年後もまとまりのあるままであることを示唆しています。凝集率が高くなると、加熱速度が低下し、再結合が起こります。これらのデータは、比較的滑らかな噴出物から、SNレムナントに典型的な非常に固い形態への移行のフェーズを目撃する可能性があります。凝集の増加の原因は、局所的な磁場の発生である可能性があります。
ソースの2つの母集団から拡散する銀河系外の宇宙線
観測されたスペクトルと$10^{17}$eVを超えるエネルギーの宇宙線の組成を、銀河の乱流磁場（フェージング銀河宇宙を含む）の存在下で、2つの異なる銀河外集団の観点から説明できる可能性を検討します。-rayコンポーネント）。個体群は、剛性に依存するスペクトルを持つ異なる核種の重ね合わせであると見なされます。最初の銀河系外の集団は、エネルギー範囲$10^{17}$から$10^{18}$eVで支配的であり、比較的大きな密度（$>10^{-3}$Mpc$^{-3}を持つ線源で構成されます）$）と急なスペクトル。2番目の銀河系外集団は、数EeVを超える宇宙線フラックスを支配し、スペクトル勾配がより硬く、数$Z$EeV（$eZ$は関連する宇宙線電荷）で高エネルギーカットオフを持ちます。この母集団は発生源の密度が低い（$<10^{-4}$Mpc$^{-3}$）ため、典型的な発生源間の分離は数十Mpcより大きく、地平線効果の影響を大きく受けますこれにより、$\simZ$EeV未満のエネルギーのフラックスが強く抑制されます。このシナリオを、拡散衝撃加速メカニズムから生じると予想される宇宙線源スペクトルインデックスの値とどのように調和させるかについて説明します。
高度なLIGOと高度な乙女座の3番目の観測キャンペーンのGRANDMA観測
| Title |
GRANDMA_Observations_of_Advanced_LIGO's_and_Advanced_Virgo's_Third_Observational_Campaign |
| Authors |
S._Antier,_S._Agayeva,_M._Almualla,_S._Awiphan,_A._Baransky,_K._Barynova,_S._Beradze,_M._Blasek,_M._Boer,_O._Burkhonov,_N._Christensen,_A._Coleiro,_D._Corre,_M._W._Coughlin,_H._Crisp,_T._Dietrich,_J.-G._Ducoin,_P.-A._Duverne,_G._Marchal-Duval,_B._Gendre,_P._Gokuldass,_H._B._Eggenstein,_L._Eymar,_P._Hello,_E._J._Howell,_N._Ismailov,_D._A._Kann,_S._Karpov,_A._Klotz,_N._Kochiashvili,_C._Lachaud,_N._Leroy,_W._L._Lin,_W._X._Li,_M._Masek,_J._Mo,_R._Menard,_D._Morris,_K._Noysena,_N._B._Orange,_M._Prouza,_R._Rattanamala,_T._Sadibekova,_D._Saint-Gelais,_M._Serrau,_A._Simon,_C._Stachie,_C._C._Thone,_Y._Tillayev,_D._Turpin,_A._de_Ugarte_Postigo,_V._Vasylenko,_Z._Vidadi,_M._Was,_X._F._Wang,_J._J._Zhang,_T._M._Zhang,_X._H._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04277 |
GRANDMAは、測光設備と分光設備の両方を含む、サイズの異なる25の望遠鏡のネットワークです。ネットワークは、重力波候補アラート、特にローカライズの不確実性が大きいアラートのフォローアップ観察を調整して、初期検出と光学的確認の間の遅延を減らすことを目的としています。このホワイトペーパーでは、O3の2番目の部分に焦点を当てて、高度なLIGO/高度な乙女座の観測実行3（O3）中のGRANDMAの観測パフォーマンスについて詳しく説明します。これには、候補者のカバレッジおよび可能な天体物理学的起源に関する要約統計が含まれます。そのために、重力波候補のトリガー時間、観測、およびカバレッジ全体の間の遅延に関して観測効率を定量化します。最適化された堅牢な調整システムを使用して、GRANDMAは重力波候補アラートの約90％、つまり56の候補のうち49を追跡しました。これにより、O3中に9000度2以上のカバレッジが発生しました。重力波候補トリガーと最初の観測の間の遅延は、アラートの50％で1.5時間未満でした。O3の間に、重力波候補に対応する電磁的対応物は検出されませんでした。これは、非常に大きなローカライズ領域（平均で数千度の二乗）と候補の距離が比較的大きい（BNS候補の60％で200Mpcを超える）ためと考えられます。。イベントの場所が画像化されていると仮定して、2つの潜在的な連星中性子星合体（GW190425およびS200213t）の潜在的なキロノバプロパティに対する制約を導出します。
パルサーシナリオを用いたガンマ線バイナリのGeV放出
コンパクトな物体が若いパルサーであると仮定して、ガンマ線バイナリからのGeV放出を研究します。ローレンツ係数が10^4〜5の相対論的な衝撃を受けていないパルサー風が、コンパニオンスターの高密度のソフトフォトンフィールドで逆コンプトン散乱プロセスによってGeV放出を生成できると仮定します。観測者に向かって移動する衝撃を受けていないパルサー風の移動距離は、パルサーの軌道位相に依存します。GeV放出の軌道変調は、衝撃を受けていないパルサー風の移動距離と、伴星の異方性のソフト光子場の効果の組み合わせの結果であると説明します。この論文では、衝撃を受けていないパルサー風の移動距離がGeV放出の軌道変調にどのように影響するかを研究します。このシナリオは、LMCP3と4FGLJ1405.5-6119の2つのガンマ線バイナリに適用されます。LMCP3の推奨システムパラメーターを使用すると、移動距離の影響を考慮することにより、観測された軌道変調の振幅とピーク幅がモデルライトカーブとより一致することがわかります。LMCP3の場合、8年間のフェルミLATデータを使用してGeVスペクトルを分析し、X線からTeVのエネルギーバンドでの広帯域放出プロセスについて議論します。GeV光度曲線を当てはめることにより、4FGLJ1405.5-6119の可能なシステムジオメトリを予測します。キーワード：衝撃波、ガンマ線：星、星：大質量星：質量損失、星：中性子
高出力レーザー施設による誘導コンプトン散乱の実験的観察に向けて
| Title |
Toward_experimental_observations_of_induced_Compton_scattering_by_high-power_laser_facilities |
| Authors |
Shuta_J._Tanaka,_Ryo_Yamazaki,_Yasuhiro_Kuramitsu_and_Youichi_Sakawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04430 |
誘導コンプトン散乱（ICS）は、強力な電磁放射と希薄プラズマの間の非線形相互作用です。パルサーの磁気圏はICSが自然界で発生する潜在的な原因ですが、ICSの兆候はこれまで発見されていません。ICSシグネチャが検出されない理由の1つは、その非線形性と実験的確認の欠如のために、このような非線形プラズマ相互作用の具体的な理解がまだ得られていないことです。ここでは、特に最新の短パルスレーザーを使用して、実験室で実験的にICSを理解するための可能なアプローチを提案します。ICSの散乱光には、スペクトルに特徴的な特徴があることがわかります。署名は現在のいくつかのレーザー施設で観察されます。特徴的なスペクトルは定量的に予測可能であり、シグネチャから散乱プラズマの特性を診断できます。
拡張空気シャワーにおけるミュー粒子密度の方位角対称性の回復
地上では、傾斜した広域空気シャワー（EAS）におけるミュオンの方位角分布は、主に幾何学的効果により非対称です。一次粒子の質量に敏感ないくつかのEASオブザーバブルは、地表からシャワー平面（シャワー軸に垂直）への二次粒子の密度をマッピングした後に作成されます。ミューオン座標のこの平面への単純な直交投影は、シャワー平面の方位角対称性を歪めます。CORSIKAシミュレーションを使用して、減衰確率も考慮して、各ミューオンを入射方向に沿って法線平面に投影することにより、この歪みを補正します。シャワー軸の周りのミュオン密度の方位角対称性を復元することに加えて、この手順を適用すると、ミュオン生成深度とその最大$X_{\rmmax}^{の分布の再構成に大きな影響があることがわかります。\mu}$。これは、一次粒子の質量に敏感なEAS観測可能なものです。私たちの結果は、$X_{\rmmax}^{\mu}$の再構築プロセスに含まないことは、モンテカルロシミュレーションに基づいて実際のデータを分析することによって得られる結果にバイアスをもたらす可能性があることを定性的に示唆しています。
カニ星雲からの高エネルギー放出
カニ星雲のフレアエピソードが観測されています。放出の新しいメカニズムを探る。カニパルサー中の粒子は、論文に記載されているいくつかのメカニズムによって、複数のTevエネルギーに加速され、それらが観測された放出の理由です。私たちは、高エネルギーに加速した後、力のない状態を維持し、力が作用しないように磁力線に沿って移動すると主張します。このようにして、それらは損失なしで星雲に移動することができ、それによりカニ星雲からのTevエネルギー放出が可能になります。
グリーンバンク望遠鏡観測で最初のJ141918.9 + 394036から無線バーストが検出されない
| Title |
No_Radio_Bursts_Detected_from_FIRST_J141918.9+394036_in_Green_Bank_Telescope_Observations |
| Authors |
Kenzie_Nimmo,_Vishal_Gajjar,_Jason_W._T._Hessels,_Casey_J._Law,_Ryan_S._Lynch,_Andrew_D._Seymour_and_Laura_G._Spitler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04600 |
FRB121102は、最初に知られている反復高速無線バースト（FRB）ソースであり、小型のホスト銀河とコンパクトで永続的な無線ソースに関連付けられています。他の繰り返しFRBを見つけるために、ドワーフホスト銀河の同様の持続的な電波源の検索で、FIRSTJ141918.9+394036（以下、FIRSTJ1419+3940）が特定されました。FIRSTJ1419+3940はその後数十年のタイムスケールで減衰する無線過渡現象として識別され、それは長いガンマ線バーストの孤児の残光であると主張されています。FIRSTJ1419+3940とFRB121102の持続的な電波源は観測の類似点を示していますが、後者は明るさが安定しているようです。それでも、物理的な起源が似ている場合、FIRSTJ1419+3940には、高速無線バーストを生成できるソースが含まれている可能性があります。2mと6GHzの両方で110mのグリーンバンク望遠鏡を使用した3.1時間の観測中に、FIRSTJ1419+3940からの短時間の無線バーストが検出されないことを報告します。FIRSTJ1419+3940はFRB121102と比較して11倍近く、1.4GHzを超える光学的に薄いシンクロトロンスペクトルを示します。したがって、私たちの検索は、FRB121102から見られるバーストよりも100倍以上弱いバーストに敏感でした。今後のバースト検索では、FRB放出源の存在を抑制するようにしてください。このような検索はリスクが高くなりますが、そのような検出によってFRB現象の原因が大幅に解明される可能性があります。
一時的なイベントのパーク：I.単一パルス、初期結果、欠落しているFRBのデータベース
| Title |
Parkes_transient_events:_I._Database_of_single_pulses,_initial_results_and_missing_FRBs |
| Authors |
S.-B._Zhang,_G._Hobbs,_C._J._Russell,_L._Toomey,_S._Dai,_J._Dempsey,_R._N._Manchester,_S._Johnston,_L._Staveley-Smith,_X.-F._Wu,_D._Li,_Y.-Y._Yang,_S.-Q._Wang,_H._Qiu,_R._Luo,_C._Wang,_C._Zhang,_L._Zhang_and_R._Mandow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04601 |
高時間分解能で記録されたParkes64\、m直径の電波望遠鏡からの多数の観測が公開されています。ParkesMultibeamレシーバーシステムの最初の4年間（1997年から2001年まで）に取得されたすべての観測値を再処理して一時的なイベントを識別し、この検索中に生成された568,736,756パルス候補を記録するデータベースを構築しました。私たちは、350$\pm$5\、\、cm$^{-3}\、$pcの分散測定値を持つ新しい高速無線バースト（FRB）、FRB〜010305を発見し、FRBがほとんど発見されなかった理由を調査しましたチャネル帯域幅全体にわたる分散スミアと調査された空の領域を考慮した後、FRBの数はモデルの予測と一致していることがわかります。未知のソースからの5つの単一パルス候補も提示しますが、銀河の分散測定を使用します。データベースからさまざまなソースを抽出します。これは、たとえば、無線周波数干渉の存在下でFRBを検索するために開発されている新しいソフトウェアのトレーニングデータセットとして使用できます。
| Title |
Distributed_peer_review_enhanced_with_natural_language_processing_and_machine_learning |
| Authors |
Wolfgang_E._Kerzendorf,_Ferdinando_Patat,_Dominic_Bordelon,_Glenn_van_de_Ven,_and_Tyler_A._Pritchard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04165 |
古代の科学者はしばしば彼らの研究に資金を提供する常連客を抱えていましたが、リソースの割り当てに関する提案のピアレビューは現代科学の基礎です。非常に一般的な方法は、助成金提供機関が指名した（ロジスティクスと資金調達の制限により）少人数の専門家パネルによって提案が評価されることです。専門家によるパネルプロセスでは、いくつかの問題が発生します。最も顕著なのは、1）パネルの選択に導入されるバイアスです。2）専門家は非常に多くの提案を読む必要があります。分散ピアレビューは、提案者の間でレビューのタスクを分散することにより、説明されている問題のいくつかを軽減することを約束します。各提案者には、レビューとランク付けのための限られた数の提案が与えられます。欧州南天天文台で望遠鏡の時間を割り当てるための機械学習拡張分散ピアレビュープロセスを実行している実験の結果を示します。この研究では、分散ピアレビューが統計的に「従来の」パネルと同じであり、私たちの機械学習アルゴリズムが成功率の高いレビュアーの専門知識を予測でき、年功序列とレビュアーの専門知識が品質を確認します。一般的な経験は、参加しているコミュニティから（匿名のフィードバックメカニズムを使用して）圧倒的に賞賛されています。
暗黒物質の性質は、現代の物理学と天文学における最大の謎の1つです。粒子の暗黒物質の証拠を探すために、世界中でさまざまな実験が行われています。中国の物理学者は約10年前に暗黒物質の実験的探索を開始し、科学的に大きな影響を与える結果を生み出しています。この論文では、中国の暗黒物質プログラムの概要を示し、最近の結果と将来の方向性について議論します。
マイクロフィラメントの噴火による太陽スピクルの可能な生産
| Title |
Possible_Production_of_Solar_Spicules_by_Microfilament_Eruptions |
| Authors |
Alphonse_C._Sterling,_Ronald_L._Moore,_Tanmoy_Samanta,_and_Vasyl_Yurchyshyn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04187 |
BigBearSolarObservatory（BBSO）GoodeSolarTelescope（GST）high-spatialresolution（0''。06）、high-cadence（3.45s）、H-alpha-0.8Angstromimagesofcentral-disksolarspicules、usingサマンタ他のデータ。（2019）。Sterlingetal。のコロナジェット彩層成分観測と比較します。（2010a）。形態学的には、棘のバースト、サマンタらによって「強化された棘活動」と呼ばれます。（2019）、ジェットの彩層コンポーネントの縮小バージョンとして表示されます。ジェットと強化されたスピキュラー活動の両方が彩層物質ストランドとして表示され、ジェットで〜20---50km/s、強化されたスピキュラー活動で〜20---30km/sのねじれ型の運動を行います。おそらく、ジェットはミニフィラメントを運ぶ磁気噴火から生じたものと思われます。詳細に調べる2つの強化された棘状突起活動について、対応する噴出マイクロフィラメントの暫定的な候補を見つけますが、対応する基本的な輝きは期待されていません。それにもかかわらず、強化された棘状活動の相互作用する混合極性のベースフィールド、頻繁に見かけのねじれの動き、およびコロナジェットの彩層温度成分との形態学的類似性は、噴出するマイクロフィラメントが強化された棘状活動を駆動するかもしれないが、検出が難しいことを示唆しています。、おそらくHアルファの不透明度が原因です。1''。0-FWHM平滑化関数を使用してBBSO/GST画像解像度を低下させると、たとえば、Beckers（1968）によって記述された「古典的な棘」に似た強化された棘状活動が生じます。したがって、ミニフィラメントの噴火が多くのコロナジェットの基本的なドライバーであるのと同じように、マイクロフィラメントの噴火は多くの棘の基本的なドライバーである可能性があります。同様に、0.5-FWHMスムージングは、いくつかの強化された棘状突起活動を、以前に報告された「双晶」棘に似せるようにレンダリングしますが、フル解像度機能は、棘を2Dシートのような構造として表示することがあります。
ELM調査南I：非常に低い質量の白色矮星の効果的な検索
| Title |
The_ELM_Survey_South_I:_An_Effective_Search_for_Extremely_Low_Mass_White_Dwarfs |
| Authors |
Alekzander_Kosakowski,_Mukremin_Kilic,_Warren_R._Brown,_and_Alexandros_Gianninas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04202 |
VSTATLASおよびSkyMapperサーベイからの測光に基づいて、南天の非常に低い質量（$M\leq0.3M_{\odot}$、ELM）の白色矮星（WD）の検索を開始します。超高速星測量と同様の色選択方法を使用します。GaiaDataRelease2が利用可能になると、天文測定の選択に切り替えました。以前に知られているELM白色矮星のサンプルを使用して、これらのオブジェクトが視差と光度で一意のパラメーター空間を占めることを示します。SOAR4.1m望遠鏡を使用して、Gaiaベースの選択をテストし、2ダース以上の低質量白色矮星を特定します。これには、2時間という短い期間の6つの新しいELM白色矮星バイナリが含まれます。ガイアベースの選択の効率が向上することで、ELMサーベイのフットプリントを南の空に拡張できます。候補の1つであるJ0500$-$0930が、現在知られている最も明るい（$G=12.6$mag）、最も近い（$d=72$pc）ELMホワイトドワーフバイナリになることを確認しました。驚くべきことに、このシステムの通過系外惑星調査衛星（TESS）のフルフレームイメージングデータは、このシステムの軌道周期（$P=9.5$h）で低レベル（$<0.1$％）ですが、かなりの変動を示しています。相対論的なビーミング効果。別のシステムJ0642$-$5605のTESSデータは、潮汐で歪んだELMWDによる楕円体の変動を明らかにします。これらは、比較的明るいコンパクトオブジェクトバイナリの軌道周期を確認するTESSフルフレーム画像の威力を示しています。
K2によるおうし座の低質量星の回転
| Title |
Rotation_of_Low-Mass_Stars_in_Taurus_with_K2 |
| Authors |
L._M._Rebull,_J._R._Stauffer,_A._M._Cody,_L._A._Hillenbrand,_J._Bouvier,_N._Roggero,_T._J._David |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04236 |
若い（$\sim$3Myr）おうし座協会のメンバーと、主に古い（$\sim$30Myr）星の集団に加えて、キャンペーン4および13からのK2光度曲線（LC）の分析を示します。おうし座分子雲の前景。156個の最も信頼のおうし座のメンバーのうち、81\％が周期的であることがわかります。若い前景星のサンプルには偏りがあり、不完全ですが、ほぼすべて（37/38）が周期的です。色の関数としての回転速度の全体的な分布（質量のプロキシ）は、他のクラスターで見られる分布と似ています。最も遅いローテーターは、初期のMスペクトルタイプの中にあり、初期のFGKと後期のMタイプの両方に向かって回転が速くなっています。プレアデス星団などの古い星団が示した期間と色/質量の関係は、おうし座の時代にはすでに整っています。前景の人口には星がほとんどありませんが、UScoとプレアデスの分布と一致しています。他の若いクラスターで見られるように、ディスクのある星は平均してゆっくり回転し、ディスクのある星は$\sim$2日より速く回転しているのが見つかりません。光度曲線の全体的な振幅は年齢とともに減少し、質量の大きい星は一般に質量の小さい星よりも振幅が小さくなります。ディスクのある星は、ディスクのない星よりも平均して大きな振幅を持っていますが、変動をもたらす物理的なメカニズムと、結果として得られる光度曲線の形態も、これら2つのクラス間で異なります。
磁気OB星の進化を決定することにおける最近の発展
磁気大質量OBスターの進化を決定する最近の進展を概説します。重要な科学的質問の1つは、HRダイアグラム全体の同時分光偏光測定調査の完全性と検出限界です。O型星のMiMeS調査の特徴と、現在利用可能な観測の限界が、古いO型星の集団を対象とする新しい高精度調査の設計をどのように保証するかを示します。もう1つの重要な問題は、磁場の存在が恒星の進化の軌跡を大きく変え、それによって恒星パラメータの誤った決定につながるかどうかです。磁気風消光の効果、および鉄の不透明度ピークゾーンでの対流の抑制を含む新しい進化モデルを確認します。
太陽の陽電子プロセス
陽電子は、数百keVから1GeVを超えるエネルギーの太陽ガンマ線の放出に大きな役割を果たします。太陽大気で陽電子を生成するプロセスはよく知られていますが、周囲の粒子と相互作用するエネルギー粒子の起源はよくわかっていません。太陽の完全なガンマ線スペクトルを理解することを目的として、陽電子を含むものに焦点を当てて、観測されたガンマ線スペクトルに寄与する主要な放出メカニズムを確認します。特に、0.511MeVの陽電子消滅線と低エネルギーでのポジトロニウム連続体放出、および太陽噴火での高エネルギーでのパイ中間子放出に関連するプロセスを確認します。観測されたガンマ線の特徴は、フレアの再結合およびコロナ質量放出によって引き起こされた衝撃で加速された粒子が原因であると考えられています。いくつかの最近の進展に基づいて、私は両方のメカニズムからのエネルギー粒子が観測されたガンマ線スペクトルに寄与するかもしれないことを提案します。
静かな太陽コロナへの衝撃加熱の寄与に関する最初の電波証拠
| Title |
First_radio_evidence_for_impulsive_heating_contribution_to_the_quiet_solar_corona |
| Authors |
Surajit_Mondal,_Divya_Oberoi,_Atul_Mohan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04399 |
この手紙は、静かな太陽コロナを加熱するためのナノフレアベースのモデルの関連性を探ります。マーチソンワイドフィールドアレイからのメートル波データを使用して、インパルス放出の最初の成功した検出を、以前の試行よりも約2桁弱い$\sim$mSFUの磁束密度まで示します。これらの衝撃的な放出は、期間が$\lesssim1$sで、静かな太陽コロナ全体に存在します。特定の地域でのこれらの衝撃的放出の部分時間占有率は$\lesssim10\％$です。これらの衝撃的な放出のヒストグラムは、べき則分布に従い、小さなタイムスケールでクラスタリングの兆候を示しています。これらの衝撃的放出を生成するためにコロナに放出されなければならないエネルギーの私たちの推定は、コロナ加熱要件と一致しています。さらに、これらの衝撃的放出の統計的特性は、パーカーソーラープローブ（PSP）によって磁気スイッチバックについて最近決定されたものと非常によく似ています。この作業が、コロナに蓄積されたエネルギー、コロナ加熱の観点からの興味深い物理量にこれらの弱いインパルス放出を関連付けることに新たな関心をもたらし、PSPによって観測される磁気スイッチバックとの関係を探求することを願っています。
太陽の棘の動的キンク不安定性と横運動
流体力学的ジェットは、ジェットの横方向変位を増加させる求心力のために、キンク不安定性（円筒形状ではm=1モード）に対して不安定です。ジェットが磁場に沿って移動するとき、ローレンツ力は変位を減少させようとし、サブアルフベン流の不安定性を安定させます。不安定性のしきい値は、アルフベンマッハ数（アルフベンとジェット速度の比率）に依存します。動的なキンクの不安定性は、太陽大気におけるタイプII棘の観測された横方向の動きを説明するために重要である可能性があることを示唆しています。不安定性は、垂直方向と半径方向の両方のアルフベン速度の減少により、垂直方向に拡大する磁束管の周辺で立ち上がるスピキュルで始まる可能性があることを示しています。したがって、傾斜した針はより不安定になり、横断速度がより高くなる可能性があります。タイプIIスピキュラーの条件での不安定モードの周期と成長時間は、それぞれ30秒と25〜100秒の値で、構造の寿命に匹敵します。これは、高速流と、彩層スペクトル線におけるタイプIIの棘の急速な消失との相互関係を示している可能性があります。
惑星状星雲内のまれなコア崩壊超新星について
白色矮星（WD）-中性子星（NS）の逆進化のシミュレーションを行い、3番目の星がPNを形成する場合にのみ、コア崩壊超新星（CCSN）爆発が惑星状星雲（PN）内で発生する可能性があると結論付けます。WD-NSの逆進化では、主星が進化して質量を副星に転送し、PNを形成して、WD残骸を残します。物質移動により二次星がヘリウムコアを生成する前に>8Moの質量になると、CCSNとして爆発し、NS残骸が残ります。恒星天体物理学（MESA）の実験用モジュールを使用すると、逆進化では、主星によるPNの形成から副星の爆発までの時間が100万年を超えることがわかります。その時までに、PNは星間媒体に長い間分散しています。互いに質量が近すぎる2つの星から始める場合、物質移動は、副星がヘリウムのコアを発達させ、PNとWDの形成を終了した後に行われます。PN（CCSNIPと呼ばれます）内のCCSNの形成には、システムの3番目の星として、または散開星団の近くのメンバーとして、3番目の星の存在が必要です。3番目の星は、2番目の星よりも質量が少ないはずですが、わずか0.01Moです。CCSNIPのレートは、すべてのCCSNeのレートの約0.0001倍であると推定します。
出現するフラックス領域での\ ion {Si} {4}ラインの比率（$ \ lambda $ 1394 / $ \ lambda $ 1403）について
| Title |
On_the_ratios_of_\ion{Si}{4}_lines_($\lambda$1394/$\lambda$1403)_in_an_emerging_flux_region |
| Authors |
Durgesh_Tripathi,_V._N._Nived,_Hiroaki_Isobe,_J.G._Doyle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04530 |
$\lambda$1394および1403{\AA}で形成される\ion{Si}{4}の共鳴線は、InterfaceRegionImagingSpectrograph（IRIS）の観測で太陽遷移領域の診断に最も重要です。これらのラインの強度比（1394{\AA}/1403{\AA}）を調べると、光学的に薄い条件下では2つになると予測され、観測されているプラズマの光学的厚さを診断するのに役立ちます。ここでは、アクティブ領域の出現中に4日間記録された31のIRISラスタにおける強度比の分布の進化を調べます。開発の初期段階では、ピクセルの大部分が2未満の強度比を示していることがわかりました。ただし、アクティブ領域が進化するにつれて、より多くのピクセルが2に近い比率を示します。さらに、比率値が2より大きいピクセルがかなり存在します。アクティブ領域の進化した段階では、比率が2より小さいピクセルは周辺にあり、値が2より大きいピクセルはコアにありました。ただし、静かな太陽領域では、ディスク上の場所に関係なく、得られた強度比は2に近かった。私たちの調査結果は、活動領域で観測された\ion{Si}{4}線がフラックス出現の初期段階での不透明度の影響を受けることを示唆しています。ここで得られた結果は、活動的な領域と静かな太陽の出現の初期段階を含め、太陽大気のモデリングに重要な影響を与える可能性があります。
惑星状星雲IC 4593のチャンドラ観測
チャンドラX線天文台に搭載されたACIS-Sカメラを使用して、これまでチャンドラが検出した最も遠いPNである惑星状星雲（PN）IC4593の熱い泡を発見しました。データは、IC4593のX線放出ガスの分布を調査し、その物理的特性を推定するために使用されます。ホットバブルの半径は〜2$^{\prime\prime}$であり、IC4593の光学的に明るい最も内側のキャビティ内に閉じ込められていることがわかります。X線の放射は、光学的に薄いものとほぼ一致しています。温度$kT\約0.15$keV（または$T_\mathrm{X}\約1.7\times10^{6}$K）、電子密度$n_\mathrm{e}\約15$cm$^{のプラズマ-3}$、および0.3〜1.5keVのエネルギー範囲における固有のX線光度$L_\mathrm{X}=3.4\times10^{30}$ergs$^{-1}$。IC4593のハード（$E>$0.8keV）光子の分布を注意深く分析すると、中心星（CSPN）に関連している可能性が高い点光源からのX線放出の存在が示唆されます。この場合、その推定X線光度は$L_\mathrm{X、CSPN}=7\times10^{29}$ergs$^{-1}$となり、log$（L_\mathrm{X、CSPN}/L_\mathrm{bol}）\約-7$関係。CSPNのX線検出は、恒星大気モデルによって予測されたUVスペクトルで検出された高イオン化種の存在を説明するのに役立ちます。
食する連星の基本的な有効温度測定I.方法の開発とAI Phoenicisへの応用
| Title |
Fundamental_effective_temperature_measurements_for_eclipsing_binary_stars_I._Development_of_the_method_and_application_to_AI_Phoenicis |
| Authors |
N._J._Miller,_P._F._L._Maxted_and_B._Smalley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04568 |
恒星大気モデルをテストし、経験的方法を調整してT$_{\rmeff}$を決定するには、正確で正確な実効温度（T$_{\rmeff}$）の測定が可能な星が必要です。ドワーフ星の温度インジケーターを校正するために現在利用できる標準星はほとんどありません。ガイア視差により、原理的には、食の連星の多くの矮小星のT$_{\rmeff}$を測定できるようになりました。剥離した連星、ガイア視差、多波長測光の高精度測定を使用して、基準星のセットを確立するために使用できる正確で基本的な実効温度を取得する方法の開発を目指しています。非常に正確な絶対パラメーターと広範なアーカイブ測光を備えているため、十分に研究されたバイナリAIフェニシスを選択してメソッドをテストします。この方法では、食の連星の星に恒星の半径と視差を使用します。ベイジアンアプローチを使用して、観測された大きさ、色、フラックス比から2つの星の積分ボロメトリックフラックスを取得します。AIPhoenicisの2つの星の基本的な有効温度は、F7Vコンポーネントの場合は$6193\pm24$K、K0IVコンポーネントの場合は$5090\pm17$Kです。フラックススケールのゼロ点誤差は、T$_{\rmeff}$の系統誤差をわずか0.2％（$\約$11K）にします。これらの結果は、モデルスペクトルの選択など、分析の詳細に対してロバストであることがわかります。私たちの方法は、波長の範囲にわたって、半径、視差、および測光の測定値を持つ、食の連星に適用できます。この方法で決定された基本的な有効温度を持つ星は、将来の調査のベンチマークとして使用できます。
OGLE IIIとGAIAのカタログのクロスマッチング：ダークレンズのマイクロレンズ候補の調査
| Title |
Cross-Matching_of_OGLE_III_and_GAIA_catalogues:_Investigation_of_Dark-lens_microlensing_candidates |
| Authors |
Amirhosein_Dehghani_and_Sohrab_Rahvar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04615 |
この作業では、OGLEIIIカタログ\citep{2016MNRAS.458.3012W}のダークレンズを備えた$13$マイクロレンズ候補を使用し、GAIAカタログとそれらを照合します。星の座標と大きさを比較してGAIAカタログでマイクロレンズ光源の星を特定し、光源星の適切な動きと視差パラメータを使用します。マイクロレンズの光の曲線とマイクロレンズの視差効果を組み合わせて、レンズの質量と地球からの距離を求めます。マイクロレンズ現象のいくつかのレンズはブラックホールになる可能性があると結論付けています。
ゴーストマター宇宙論の運動学的および動的な側面
| Title |
Kinematical_and_dynamical_aspects_of_ghost-matter_cosmologies |
| Authors |
Ameya_Chavda,_John_D._Barrow,_Christos_G._Tsagas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.02935 |
非相互作用物質とゴーストのようなフィールドが混在するフリードマン宇宙の運動学的および動的進化を考察します。今日、従来の問題が支配的であると仮定すると、ゴーストコンポーネントは、モデルの将来の拡張と過去の収縮を有限停止にできることがわかります。さらに、膨張または収縮が停止した瞬間、宇宙の傾向は跳ね返って、再崩壊または再膨張します。したがって、負の密度を持つ（決して支配的ではない）ゴーストフィールドの存在は、宇宙を有限の膨張、崩壊、および再膨張の永遠のサイクルに追いやることができます。私たちの調査では、このようなシナリオの主要な機能の概要を説明し、シナリオが発生するための簡単な条件を提供します。また、ゴーストのようなフリードマンモデルの線形安定性も調べます。動的システムテクニックを使用して、固定点の2つのファミリーを特定します。最初の家族のメンバーは沿岸宇宙に対応し、リアプノフの意味で安定しています。後者のファミリーのものは、それらの問題が強いエネルギー条件を満たし、リアプノフが反対の場合に安定している場合、不安定な反発者です。
フォノンダウンコンバージョン効率、フェルミエネルギーでの状態密度、およびマイクロ波運動インダクタンス検出器の固有エネルギー分解能の間の相互作用
| Title |
Interplay_between_phonon_downconversion_efficiency,_density_of_states_at_Fermi_energy,_and_intrinsic_energy_resolution_for_microwave_kinectic_inductance_detectors |
| Authors |
Israel_Hernandez,_Gustavo_Cancelo,_Juan_Estrada,_Humberto_Gonzalez,_Andrew_Lathrop,_Martin_Makler,_Chris_Stoughto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04266 |
マイクロ波動的インダクタンス検出器（MKID）は、単一光子検出のための強力な新しいツールとして認識されています。これらの高度に多重化された超伝導デバイスは、検出されたすべての光子のタイミングとエネルギーを測定します。ただし、MKID単一光子分光法の完全な可能性には達しておらず、達成されたエネルギー分解能は第一原理から予想されるものよりも低くなっています。ここでは、MKIDのエネルギー光子の吸収に続くフォノンダウンコンバージョンプロセスの効率を調べます。以前に公開された材料特性を前提として、3つのTiN共振器の平均ダウンコンバージョン効率は$\eta$=0.14であると測定しました。この効率がMKIDの固有のエネルギー分解能にどのように影響するか、およびフェルミエネルギーでの電子状態の未知の密度の不確実性が効率の推定にどのように直接影響するかについて説明します。
| Title |
Cosmic-Ray_Signatures_of_Dark_Matter_from_a_Flavor_Dependent_Gauge_Symmetry_Model_with_Neutrino_Mass_Mechanism |
| Authors |
Holger_Motz,_Hiroshi_Okada,_Yoichi_Asaoka_and_Kazunori_Kohri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04304 |
追加の${U（1）_{e-\mu}\timesZ_3\timesZ_2}$対称性が${U（1）_である場合のディラック中性フェルミオンとマヨラナフェルミオンの2つのファミリに対応する標準モデルへの拡張を提案します{e-\mu}}$は、2ループ誘起ニュートリノ質量モデルを特徴とする、レプトンセクターの1番目と2番目のファミリーに関連するフレーバー依存ゲージ対称性です。2つのファミリは、現在のニュートリノ振動データと2つの質量差の2乗を最小限に再現し、同時にゲージの異常をキャンセルすることで好まれます。その結果、ニュートリノの質量を予測できるようになりました。最軽量のディラック中性フェルミオンは、ダークレベルの候補であり、ツリーレベルの相互作用が電子、ミューオン、ニュートリノに制限されているため、直接的なダークマター検索および${\tau}$チャネルに焦点を当てた間接的な検索では検出が困難です。、${\gamma}$-raysなどを使用します。しかし、電子線と陽電子宇宙線の暗黒物質シグネチャを検索することで探索でき、ブースト係数$\約$40Breitで、CALET電子+陽電子スペクトルに現れる構造をそのシグネチャとして解釈できます。-消滅断面積のウィグナー強化。
Axion-SU（2）ゲージ場からの重力波：速度論的に駆動されるインフレーションの有効場理論
インフレーションの効果的な場の理論に対するウェインバーグのアプローチに基づいて、シフト対称性を備えた疑似スカラー（軸性）インフロン場の効果的なラグランジアンを構築します。このラグランジアンでは、チャーン・シモンズ項を介して、アキシオン場が非アーベルゲージ場に結合することを許可します。次に、運動学の項によって駆動されるインフレモデルのクラスを分析します。曲率摂動の振幅と非ガウス性に対する観測上の制約により、テンソルとスカラーの比率の下限が真空変動から$r\gtrsim5\times10^{-3}$になることがわかります。SU（2）ゲージフィールドから供給された重力波は、テンソルとスカラーの比率をさらに増加させ、全重力波を部分的にキラルおよび非ガウス型にします。これは、宇宙マイクロ波背景の偏光と直接検出実験によって調べることができます。ゲージ場によって生成されたスピン2粒子の逆反応によるパラメーター空間の制約について説明します。
ランダムな景観ポテンシャルにおける真空の分布
ランドスケープ宇宙論は、膨大な数の準安定極小を持つ複雑な多次元スカラーポテンシャル「ランドスケープ」の存在を示しています。多くの次元のランダム行列とランダム関数は、風景のおもちゃモデルを提供し、これらのシナリオに関連する概念的な問題の調査を可能にします。$N$次元のガウスランダムポテンシャルにおける真空エネルギー$\Lambda$の関数として最小値の相対数と勾配を計算し、関連する確率密度$p（\Lambda）$を定量化します。正規化の後、$p（\Lambda）$は次元数$N$とランダム関数のパワースペクトルに関連する単一の自由パラメーター$\gamma$のみに依存します。ガウスパワースペクトルのガウスランドスケープの場合、正の最小値の割合は$N$で超指数関数的に縮小します。$N=100$で、$p（\Lambda>0）\約10^{-780}$。同様に、ヘッセ行列の典型的な固有値は、典型的な最小値への最も平坦なアプローチが$N$でより平坦に成長するのに対し、2つの最も平坦な方向の勾配の比率が$N$で増大することを明らかにします。これらの結果が湿地と従来の人為的制約の両方について景観宇宙論に与える影響について議論します。特に、正の最小値が非常にまれであるパラメーター値の場合、$\Lambda\約0$が典型的な最小値よりもはるかに平坦である最小値への最もフラットなアプローチは、典型的な解の実行可能性をますます高めます。
ビッグバンの特異点を越える
スカラー場と重力の単純なモデルは、ビッグバン特異点を横切る宇宙論的解を認めます。場に依存する有効なプランク質量を持つスケーリングフレームでは、これらの解は規則的です。それらは、プランク質量が固定されたアインシュタインのフレームで特異になります。このフィールド特異点は、アインシュタインフレームへのメトリックのフィールド変換が、消失するスカラーフィールドの交差点で特異であるために発生します。物理的な特異点はありません。2つ以下の導関数を持つ一般的なモデル内では、「ビッグバン特異点」の交差は一般的ではないことがわかります。モデルパラメータの調整が必要です。
LISA望遠鏡でのポインティングジッタによる位相ノイズの数値解
| Title |
Numerical_solutions_for_phase_noise_due_to_pointing_jitter_with_the_LISA_telescope |
| Authors |
Jean-Yves_Vinet,_Nelson_Christensen,_Nicoleta_Dinu-Jaeger,_Michel_Lintz,_Nary_Man,_Mikha\"el_Pichot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.04527 |
レーザー干渉計スペースアンテナ（LISA）の目的は、宇宙船間の長い（2.5Mkm）レーザー光リンクの位相変調を介して重力波を検出することです。対処すべき他のノイズ源の中には、放出されたビームの起こり得る角度ジッタによって引き起こされる位相変動があります。本論文は、遠方界相の分析研究に基づいて、前の論文（Vinetetal2019Class。Quant。Grav。36、205003）に従います。ここでは、放出された波面収差の1次までの位相の数値処理について扱いますが、静的バイアス項については何も想定していません。位相変化において、静的誤指示の高次項が、前の論文で見つかった結果と一致していることを確認します。
均一に帯電したディスクの静電ポテンシャルと電場について
空間のあらゆる場所で均一に帯電したディスクの静電ポテンシャルと電界を計算します。この静電気の問題はずっと前に解決され、その重力の類似物も-より早期に。しかし、教科書には載っていないので、物理学の学生はその解決策を知らないようです。本稿の目的は、教育学的文献のこのギャップを埋めることです。
