暗黒物質の一部が不安定であり、物質と放射が等しくなる頃に暗い放射に崩壊する場合、局所的に測定された値の間の長期にわたる張力を改善するのに役立つ方法で、宇宙の膨張履歴に影響を与える可能性があります。ハッブル定数と宇宙マイクロ波背景とバリオン音響振動の測定から推論された値（標準の$\Lambda$CDM宇宙論を想定）。しかし、崩壊する暗黒物質のこのコンポーネントが冷たい場合、重力ポテンシャルの進化を変更し、これらの同じデータセットとの不整合を引き起こします。このことを念頭に置いて、ここでは既存のデータとの整合性を保つのに十分な長さのフリーストリーミングの長さを持つ、崩壊する温かい暗黒物質のコンポーネントを検討します。暖かく崩壊する暗黒物質の背景と摂動進化を研究し、宇宙論的データを使用して、そのような粒子の質量、存在量、崩壊率を制約します。暖かく崩壊する暗黒物質の成分が、ハッブル定数の局所的決定と宇宙論的決定の間の緊張を大幅に減らすことができることがわかります。
準単一場非ガウス性に対する共形フェルミ座標への変換の影響
一般に、観測可能な量の相対性予測は、座標に依存しない方法で表現できます。それにもかかわらず、そうすることは不便かもしれません。特定のフレームを使用することは、理論的予測を測定可能な量に結び付ける最も簡単な方法かもしれません。宇宙論的曲率バイスペクトルの場合、このようなフレームはコンフォーマルフェルミ座標で記述されます。単一フィールドインフレーションでは、このフレームに移動すると、グローバル座標で計算された密度摂動バイスペクトルの絞り込まれた制限が取り消されることが示されました。この問題は、カーバトンの質量とカーバトンとインフラトンの混合が小さい場合の準単一フィールドインフレーションで調べます。この場合、座標変換からコンフォーマルフェルミ座標へのバイスペクトルへの寄与は、inflaton-curvaton相互作用項からの寄与と同じ次数ですが、キャンセルされません。
BACCOシミュレーションプロジェクト：宇宙論のための大規模構造の全力の活用
| Title |
The_BACCO_Simulation_Project:_Exploiting_the_full_power_of_large-scale_structure_for_cosmology |
| Authors |
Raul_E._Angulo,_Matteo_Zennaro,_Sergio_Contreras,_Giovanni_Aric\`o,_Marcos_Pellejero-Iba\~nez,_Jens_St\"ucker_(DIPC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06245 |
質量、銀河、およびガスの分布を宇宙パラメータの関数として非常に正確に予測するために特別に設計されたシミュレーションフレームワークであるBACCOプロジェクトを紹介します。このペーパーでは、シミュレーションの主要なスイート（L$\sim2$Gpcおよび$4320^3$パーティクル）について説明し、さまざまな検証テストを示します。宇宙論の再スケーリング手法を使用して、赤方偏移範囲0<z<1.5およびスケール$10^{-2}<k/（hMpc^{-1}）<5$で800ポイントの非線形質量パワースペクトルを予測します8次元の宇宙パラメータ空間で。結果を効率的に補間するために、広く使用されている他の方法に対してテストするガウスエミュレータを作成します。検討したスケールの全範囲にわたって、予測は最小${\Lambda}$CDMモデルのパラメーターの2％レベルで正確であり、動的暗黒エネルギーと大規模ニュートリノに拡張すると3％になると予想しています。エミュレータをhttp://www.dipc.org/baccoで公開しています。
6dF銀河調査における赤方偏移空間の歪みと特異な速度からの同時成長率測定
銀河の赤方偏移空間の歪みと固有の速度との間の相互共分散の新しいモデルを提示します。これを両方のプローブの自動共分散モデルと完全に首尾一貫した最尤法で組み合わせて、拡張された宇宙パラメータ制約を抽出できるようにします。この方法を6度のフィールド銀河サーベイ（6dFGS）に適用すると、構造の成長率に対する制約は$f\sigma_8=0.384\pm0.052\rm{（stat）}\pm0.061\rm{（sys）になります。}$とredshift-spaceディストーションパラメーターの制約は$\beta=0.289^{+0.044}_{-0.043}\rm{（stat）}\pm0.049\rm{（sys）}$です。完全な共分散モデルを使用すると、構造の成長率の統計的不確実性が赤方偏移空間歪み自動共分散モデルと比較して64％減少し、固有の速度自動共分散モデルを使用して比較すると50％減少することがわかります。私たちの制約は、大規模構造の複数のトレーサーの組み合わせに関する文献や、他の6dFGS分析の制約と一致しています。私たちの測定はまた、標準的な宇宙論モデルと一致しています。
銀河調査における相対論的効果を使用した等価原理のヌルテスト
| Title |
A_null_test_of_the_equivalence_principle_using_relativistic_effects_in_galaxy_surveys |
| Authors |
Camille_Bonvin,_Felipe_Oliveira_Franco_and_Pierre_Fleury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06457 |
弱い等価原理は、一般相対性理論の基礎の1つです。その妥当性は、バリオン物質と光を含む実験で、太陽系で印象的な精度でテストされています。しかし、宇宙論のスケールで、暗黒物質が関係している場合、この原理の有効性はまだ不明です。このホワイトペーパーでは、暗黒物質の等価原理の有効性を検証するヌルテストを作成します。私たちのテストには、重力理論のモデリングに依存せずにデータに適用できるという大きな利点があります。これには、赤方偏移空間の歪みと銀河の数カウント変動における相対論的効果の組み合わせが含まれ、等価原理が成立する場合にのみ消失します。ヌルテストは、倍率バイアスパラメーターを含む他の宇宙論的パラメーターの典型的な不確実性、および非線形効果に対して非常に鈍感であることを示し、これを修正重力に対するロバストなヌルテストにします。
この論文は、宇宙全体を埋める自由な実スカラー場と宇宙定数項によって暗黒物質が記述される場合、スカラー場ダークマター（SFDM）モデルのパラメーターに制約を課すことを目的としています。Panteonからの51$H（z）$データと1048Supernovaeデータのコンパイルを使用して、スカラーフィールドの質量の下限が得られました。$m\geq5.1\times10^{-34}$eVと$H_0=69.5^{+2.0}_{-2.1}\text{kms}^{-1}\text{Mpc}^{-1}$。また、現在の暗黒物質密度パラメーターは、$2\sigma$信頼水準で$\Omega_\phi=0.230^{+0.033}_{-0.031}$として取得されました。結果は宇宙論の標準モデルとよく一致しており、SFDMモデルが宇宙の暗黒物質の内容を説明するのに実行可能であることを示しています。
デザートらの論文に関する技術的コメント。 「3.5 keVラインの暗黒物質の解釈は、空の空の観測と一致していません。」
| Title |
Technical_comment_on_the_paper_of_Dessert_et_al._"The_dark_matter_interpretation_of_the_3.5_keV_line_is_inconsistent_with_blank-sky_observations" |
| Authors |
Alexey_Boyarsky,_Denys_Malyshev,_Oleg_Ruchayskiy,_Denys_Savchenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06601 |
約3.5keVのエネルギーでの正体不明のラインが、暗黒物質が支配的なオブジェクトのスペクトルで検出されました。デザートらの最近の研究。[1812.06976]は30MsecのXMM-Newtonblank-sky観測を使用して、許容可能なラインフラックスを制限し、暗黒物質の崩壊の起源に挑戦しました。これらの境界は、不適切なバックグラウンドモデリングにより、1桁以上過大評価されていることを示しています。したがって、3.5keV信号の暗黒物質の解釈は実行可能なままです。
CMB観測からの再イオン化に対する制約の改善：kSZ効果のパラメーター化
| Title |
Improved_constraints_on_reionisation_from_CMB_observations:_A_parameterisation_of_the_kSZ_effect |
| Authors |
Ad\'elie_Gorce,_St\'ephane_Ili\'c,_Marian_Douspis,_Dominique_Aubert,_Mathieu_Langer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06616 |
パッチ状再イオン化のコンテキストでは、動的なSunyaev-Zel'dovich（kSZ）効果の角パワースペクトルの正確な説明は、スペクトルの振幅と再イオン化中点とその期間。再イオン化のグローバルな歴史と形態の観点から、自由電子密度コントラストPee（k、z）のパワースペクトルの新しい説明に基づいて、このスペクトルの新しいパラメーター化を紹介します。スペクトルの特徴をプロセスのさまざまな段階での典型的なイオン化された気泡のサイズに直接関連付け、その後、パッチ状のkSZパワースペクトルが最大に達する角度スケールに関連付けます。高度な放射流体力学シミュレーションのカスタムセットで結果を正常にキャリブレーションし、その後、パラメーター化が他のさまざまなシミュレーション、したがって再イオン化物理学の有効な記述であることがわかりました。最後に、グローバルな再イオン化の履歴がわかっている限り、2つのパラメーターで角度パワースペクトルを導出できます。再イオン化の形態に関連するそれらの簡単な物理的解釈のため、これらのパラメーターは、将来の21cm強度マッピング実験によって制約されます。逆に、パッチ状のkSZパワースペクトルを正確に測定すると、これらのパラメーターが制約され、その結果、再イオン化の物理学が制約されます。したがって、このパラメーター化は、CMBデータから再イオン化に関する情報を抽出する革新的なツールであることがわかります。
マルチメッセンジャー宇宙論：CMBとSGWBの測定値の関連付け
| Title |
Multimessenger_Cosmology:_correlating_CMB_and_SGWB_measurements |
| Authors |
Peter_Adshead,_Niayesh_Afshordi,_Emanuela_Dimastrogiovanni,_Matteo_Fasiello,_Eugene_A._Lim,_Gianmassimo_Tasinato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06619 |
確率的重力波背景（SGWB）の物理的特性を特徴付けることは、その可能な起源の性質を特定するための重要なステップです。分析はSGWBの異方性に焦点を当てています。スクイーズド構成における自明ではない原始スカラー-テンソル-テンソル（STT）相関の存在は、長波長スカラーモードが重力波パワースペクトルに及ぼす影響、つまり異方性の寄与から推測できます。重要なことに、そのような寄与は宇宙マイクロ波背景（CMB）の温度異方性と相関しています。適切に大きいSTT非ガウス性を生成するインフレモデルでは、CMBを重力波の確率的背景と相互相関させることが、初期宇宙物理学の非常に効果的なプローブであることを示します。結果として生じる信号は、原始的なSGWB異方性の喫煙銃になる可能性があります。
EFT尤度を使用したバイアストレーサーからのバイアスのない宇宙論の推論
| Title |
Unbiased_Cosmology_Inference_from_Biased_Tracers_using_the_EFT_Likelihood |
| Authors |
Fabian_Schmidt,_Giovanni_Cabass,_Jens_Jasche,_and_Guilhem_Lavaux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06707 |
以前にシュミットら、2018、エルスナーら、2019[1,2]で提示された有効場理論（EFT）の可能性を使用して、宇宙論の推論に関する更新を提示します。具体的には、物質フォワードモデルの開始点となる初期条件にカットオフを追加します。以前の関連作業では使用されていなかったこのカットオフが、小規模な非摂動モードを含むループ積分を正則化するために重要であることを示します。次に、2次と3次の両方のバイアス拡張を使用してレストフレームハローカタログから線形パワースペクトル正規化$\sigma_{8}$の推定値に関する結果を提示し、すべてのバイアスパラメーターに均一な事前分布を課します。線形次数での完全なバイアス-$\sigma_{8}$縮退により、$\sigma_{8}$に対する制約は完全に非線形情報に依存します。結果は、波数$\Lambda$のカットオフを下げるときに期待される収束動作を示しています。$k\leq\Lambda=0.1\、h\、{\rmMpc}^{-1}$までのモードを2次の場合に含めると、$\sigma_{8}$は$\lesssim内に回復されますハロー質量と赤方偏移の範囲については6\、\％$。同じ範囲のスケールで3次バイアス展開を行うと、系統的バイアスは$4\、\％$以下に縮小します。私たちが提供する追加の証拠とともに、これは$\sigma_{8}$の残差の不一致が高次バイアスの寄与に起因する可能性があることを示しています。EFTの可能性は、予想される理論的な系統誤差内で、準線形スケールの物理的にバイアスされたトレーサーから、バイアスのない宇宙論的制約を推測できると結論付けます。
宇宙論的21 cmシミュレーションの最小サイズ
銀河間媒質（IGM）の大規模な熱およびイオン化構造をマッピングすることにより、宇宙21cm干渉法は、再イオン化の時代（EoR）および宇宙の夜明け（CD）に関する私たちの理解に革命を起こすために設定されます。ただし、今後の観測結果の解釈は、初期の銀河と信号を駆動する宇宙の放射フィールドを正確にモデル化する能力に依存しています。最初の銀河は非常にまれで偏りがあり、その存在量は密度フィールドの長波長モードによって変調されます。さらに、これらの銀河からの放射フィールドは、広範囲のスケールにわたってIGMと相互作用します。したがって、21cmシミュレーションの限られたボリュームは、信号内の構造の量を過小評価する可能性があります。この作業では、21cmの宇宙信号のパワースペクトル（PS）をシミュレーションするための最小ボックスサイズを定量化します。ボックスサイズの範囲に対して、初期条件の複数の実現を実行します。ボックス長1.1Gpcの模擬観測に関して収束を定量化し、SKA1-lowで1000時間の観測に対して熱雑音を計算しました。ボックス長200〜300Mpcのシミュレーションでは、通常、EoR中のPSにバイアスは見られません。ただし、CDの初期の時代の大規模な電力を平均で約7〜9％過小評価する傾向があります。小さなボックスの実現によるPSの絶対誤差は、最大で約7mK^2、または同様に合計ノイズの最大で最大4シグマになります。予想どおり、ボックスサイズが大きくなると、異なる実現間のバイアスとばらつきが減少します。総ノイズの<〜1シグマのレベルで収束するには、250Mpcのボックス長が必要であると結論付けます。
1048 Ia型超新星のパンテオン集成からのスケールファクターにおける宇宙論的振動の再確認
| Title |
Reaffirmation_of_Cosmological_Oscillations_in_the_Scale_Factor_from_the_Pantheon_Compilation_of_1048_Type_Ia_Supernovae |
| Authors |
Harry_I._Ringermacher_and_Lawrence_R._Mead |
| URL |
https://arxiv.org/abs/1901.10311 |
1048タイプIa超新星（SNe）のパンテオンコンパイルで、〜7サイクル/ハッブル時間の支配的な周波数でスケールファクターの減衰時間振動を観察します。パンテオンデータで観察された残留振動は、以前のSNeデータ（主にSNLS3、2011）からの2シグマの信頼度での振動の最初の観察とほぼ一致し、再確認します。振幅、周波数、位相、および減衰定数がほぼ同じ形状であるため、信号が現実のものである可能性が高くなります。さらに、パンテオンSNeの2/3は、SNLS3と比較して空のさまざまな部分をカバーしており、この結論を強化しています。以前の論文で提示された振動を説明する私たちのモデルは、LCDMFriedmanneqnに結合された単純なスカラー場調和振動子ですが、現在の時代に持ち込まれました。スカラー場のエネルギー密度は、LCDM宇宙論において暗黒物質のエネルギー密度の役割を果たし、平均とよく一致し、現在の暗黒物質の密度パラメーターと密接に一致し、振動が暗黒物質のセクターで役割を果たすことを示唆しています。現在の作業で説明されているように、スケールファクターとその導関数の一時的な振動も、ハッブルパラメーターの一時的な振動を引き起こします。
M矮星TOI-1235を周回する通過超地球惑星の正確な質量と半径：半径ギャップにある惑星？
| Title |
Precise_mass_and_radius_of_a_transiting_super-Earth_planet_orbiting_the_M_dwarf_TOI-1235:_a_planet_in_the_radius_gap? |
| Authors |
P._Bluhm,_R._Luque,_N._Espinoza,_E._Palle,_J._A._Caballero,_S._Dreizler,_J._H._Livingston,_S._Mathur,_A._Quirrenbach,_S._Stock,_V._Van_Eylen,_G._Nowak,_E._Lopez,_Sz._Csizmadia,_M._R._Zapatero_Osorio,_P._Schoefer,_J._Lillo-Box,_M._Oshagh,_P._J._Amado,_D._Barrado,_V._J._S._Bejar,_B._Cale,_P._Chaturvedi,_C._Cifuentes,_W._D._Cochran,_K._A._Collins,_K._I._Collins,_M._Cortes-Contreras,_E._Diez_Alonso,_M._El_Mufti,_A._Ercolino,_M._Fridlund,_E._Gaidos,_R._A._Garcia,_E._Gonzalez-Alvarez,_L._Gonzalez-Cuesta,_P._Guerra,_A.P._Hatzes,_T._Henning,_E._Herrero,_D._Hidalgo,_G._Isopi,_S._V._Jeffers,_J._M._Jenkins,_E._L._N._Jensen,_P._Kabath,_J._Kemmer,_J._Korth,_D._Kossakowski,_M._Kuerster,_M._Lafarga,_F._Mallia,_D._Montes,_J._C._Morales,_M._Morales-Calderon,_F._Murgas,_N._Narita,_P._Plavchan,_V._M._Passegger,_S._Pedraz,_H._Rauer,_S._Redfield,_S._Reffert,_A._Reiners,_I._Ribas,_G._R._Ricker,_C._Rodriguez-Lopez,_A._R._G._Santos,_S._Seager,_Y._Shan,_M._Schlecker,_A._Schweitzer,_M._G._Soto,_J._Subjak,_L._Tal-Or,_T._Trifonov,_S._Vanaverbeke,_R._Vanderspek,_J._Wittrock,_M._Zechmeister,_F._Zohrabi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06218 |
明るく不活発なM0.5V星TOI-1235（TYC4384-1735-1、V=11.5等）の周りを通過する惑星の確認を報告します。その通過信号はセクター14、20の測光時系列で検出されました。、およびTESS宇宙ミッションの21。CARMENESおよびHARPS-Nスペクトログラフによる正確な放射速度測定を使用することにより、3.44dの周期を持つ通過信号の惑星の性質を確認します。TOI-1235bについて導出された特性を理論モデルと比較すると、惑星の岩石組成が大きく、かさ密度は地球のそれよりわずかに高いことがわかります。特に、M_p=5.9+/-0.6M_Earthの質量とR_p=1.69+/-0.08R_Earthの半径を測定します。これにより、rho_p=6.7+1.3-1.1g/cm3の密度が得られます。他のよく特徴付けられた太陽系外惑星系と比較すると、惑星の半径と質量の特定の組み合わせにより、既知のメンバーがほとんどない、岩石の惑星と重要な大気エンベロープを持つ惑星の間の遷移領域である半径ギャップに発見が入ります。M個の小人の半径ギャップの正確な位置はまだ議論の問題ですが、私たちの結果は、TOI-1235bが受け取る日射量レベル（〜60S_Earth）で約1.7R_Earth以上に位置するように制限しています。惑星形成と大気進化のさらなる研究のための非常に興味深いオブジェクト。
PLAnetary Transitsと星の振動（PLATO）ミッションの広帯域カラーフィルターによる大気の特性評価
| Title |
Atmospheric_Characterization_via_Broadband_Color_Filters_on_the_PLAnetary_Transits_and_Oscillations_of_stars_(PLATO)_Mission |
| Authors |
John_Lee_Grenfell,_Mareike_Godolt,_Juan_Cabrera,_Ludmila_Carone,_Antonio_Garcia_Munoz,_Daniel_Kitzmann,_Alexis_Smith,_and_Heike_Rauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06396 |
PLAnetaryTransitsandOscillations（PLATO）の2つの高速カメラのブロードバンドカラーフィルターを、星外惑星の大気の特性に関して星の宇宙ミッションで評価します。ウルトラホットジュピターとホットジュピターは、地球から25個と100個離れた場所に配置され、低質量の低密度惑星は、10個と25個離れた場所に配置されています。私たちの分析は、広帯域の下部（500〜675nm）波長間隔（以下、青と呼びます）と上部（675-1125nm）広帯域波長間隔（以下、赤と呼びます）の間の通過深度の違いに関する入力文献値を取ります。透過、掩蔽、位相曲線の分析。主系列の中心星を恒星クラスF、G、K、Mで周回する惑星を調べます。2つのスペクトル間隔間の通過深度の違いを検出するために、光子と機器のノイズに関する信号対ノイズ比を計算します。結果は、大量の大気組成と惑星の幾何学的アルベドが、レイリーの強い（中程度の）消光で約100個（約25個）までの（超）ホットジュピターで検出できることを示唆しています。位相曲線情報は、25ピースまでのKとGの矮小星を周回する超高温木星について抽出できます。低質量低密度惑星の場合、基本大気タイプ（一次および水が優勢）と上層大気のサブミクロンヘイズの存在は、最大で約10個のケースで識別できます。
電波波長での惑星通過：高温木星拡張大気の二次日食
| Title |
Planetary_transits_at_radio_wavelengths:_secondary_eclipses_of_hot_Jupiter_extended_atmospheres |
| Authors |
Caius_L._Selhorst,_Cassio_L._Barbosa,_Paulo_J._A._Sim\~oes,_Aline_A._Vidotto_and_Adriana_Valio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06528 |
惑星がそのホスト星の前を通過するとき、その光の一部は遮断され、星から観測されるフラックスを減少させます。恒星の電波を観測した場合も同様のことが予想されます。ただし、電波の波長では、惑星はその温度に応じて放射し、通過深度を変更します。このシナリオでは、太陽のような星の周りの、高温ジュピター、ケプラー-17b、およびWASP-12bのトランジットの電波の光度曲線をシミュレートします。太陽大気モデルを考慮して、星に由来する17、100、および400GHzの制動放射電波を計算しました。惑星の電波放射は、2つのシナリオで惑星をモデル化して計算されました。どちらの場合も、惑星は放射し、全電波束に寄与します。黒体惑星の場合、通過深度は2〜4％程度で、無線周波数とは無関係です。大気のあるホットジュピターズの惑星は、無線で大きくて明るく見えるため、システムの全流束への寄与が大きくなります。したがって、通過深度は黒体惑星の場合よりも大きく、17GHzで最大8％に達します。また、通過深度は周波数に依存します。さらに、惑星が星の後ろを通過することによって引き起こされる通過は、惑星が星の前を通過するときよりも深く、400GHzで18％にも達します。すべての場合において、観測されたフラックスへの惑星の電波放射の寄与は、惑星が星の後ろを通過するときに明らかです。
| Title |
Two_transiting_hot_Jupiters_from_the_WASP_survey:_WASP-150b_and_WASP-176b |
| Authors |
Benjamin_F._Cooke,_Don_Pollacco,_Y._Almleaky,_K._Barkaoui,_Z._Benkhaldoun,_James_A._Blake,_Fran\c{c}ois_Bouchy,_Panos_Boumis,_D._J._A._Brown,_Ivan_Bruni,_A._Burdanov,_Andrew_Collier_Cameron,_Paul_Chote,_A._Daassou,_Giuseppe_D'ago,_Shweta_Dalal,_Mario_Damasso,_L._Delrez,_A._P._Doyle,_E._Ducrot,_M._Gillon,_G._H\'ebrard,_C._Hellier,_Thomas_Henning,_E._Jehin,_Flavien_Kiefer,_George_W._King,_Alexios_Liakos,_Th\'eo_Lopez,_Luigi_Mancini,_Rosemary_Mardling,_P._F._L._Maxted,_James_McCormac,_C._Murray,_Louise_D._Nielsen,_Hugh_Osborn,_E._Palle,_Francesco_Pepe,_F._J._Pozuelos,_J._Prieto-Arranz,_D._Queloz,_Nicole_Schanche,_Damien_S\'egransan,_Barry_Smalley,_John_Southworth,_S._Thompson,_Oliver_Turner,_St\'ephane_Udry,_S._Velasco,_Richard_West_and_Pete_Wheatley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06622 |
WASP調査から、通過する2つの太陽系外惑星WASP-150bとWASP-176bの発見について報告します。WASP-150bは、$V$=12.03、F8メインシーケンスホストを中心とする5.6日軌道の偏心（$e$=0.38）ホットジュピターです。ホスト星の質量と半径はそれぞれ1.4$\rmM_{\odot}$と1.7$\rmR_{\odot}$です。WASP-150bの質量と半径は8.5$\rmM_J$と1.1$\rmR_J$で、惑星のかさ密度は6.4$\rm\rho_J$です。WASP-150bは$\sim3$Gyr古く、その循環化タイムスケールをはるかに下回っており、惑星の偏心的な性質をサポートしています。WASP-176bは、$V$=12.01、F9サブジャイアントホストを中心とした3.9日軌道の熱い木星惑星です。ホスト星の質量と半径は1.3$\rmM_{\odot}$と1.9$\rmR_{\odot}$です。WASP-176bの質量と半径はそれぞれ0.86$\rmM_J$および1.5$\rmR_J$であり、惑星のかさ密度は0.23$\rm\rho_J$になります。
TOI-1235 b：初期M矮星の周りの半径谷出現モデルをテストするためのキーストーン超地球
| Title |
TOI-1235_b:_a_keystone_super-Earth_for_testing_radius_valley_emergence_models_around_early_M_dwarfs |
| Authors |
Ryan_Cloutier,_Joseph_E._Rodriguez,_Jonathan_Irwin,_David_Charbonneau,_Keivan_G._Stassun,_Annelies_Mortier,_David_W._Latham,_Howard_Isaacson,_Andrew_W._Howard,_St\'ephane_Udry,_Thomas_G._Wilson,_Christopher_A._Watson,_Matteo_Pinamonti,_Florian_Lienhard,_Paolo_Giacobbe,_Pere_Guerra,_Karen_A._Collins,_Allyson_Beiryla,_Gilbert_A._Esquerdo,_Elisabeth_Matthews,_Ian_J._M._Crossfield,_Jennifer_G._Winters,_Chantanelle_Nava,_Kristo_Ment,_Eric_D._Lopez,_George_Ricker,_Roland_Vanderspek,_Sara_Seager,_Jon_M._Jenkins,_Eric_B._Ting,_Peter_Tenenbaum,_Alessandro_Sozzetti,_Lizhou_Sha,_Damien_S\'egransan,_Joshua_E._Schlieder,_Dimitar_Sasselov,_Arpita_Roy,_Paul_Robertson,_Ken_Rice,_Ennio_Poretti,_Giampaolo_Piotto,_David_Phillips,_Joshua_Pepper,_Francesco_Pepe,_Emilio_Molinari,_Teo_Mocnik,_Giuseppina_Micela,_et_al._(40_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06682 |
近接軌道上の小さな惑星は、そのサイズと軌道周期に応じて、実質的にゼロまたは最大数パーセントのエンベロープ質量分率を示す傾向があります。熱に起因する大気質量損失のモデルと、ガスの少ない環境での地球型惑星の形成のモデルは、周期-半径空間におけるこの岩石/非岩石の遷移の位置に関して明確な予測を行います。ここでは、サイズと周期が惑星であるTOI-1235b（$P=3.44$日、$r_p=1.738^{+0.087}_{-0.076}$R$_{\oplus}$）の確認を示します。競合するモデル予測の中間にあるため、システムは初期のM矮星（$R_s=0.630\pm0.015$R$_{\odot}$、$M_s=0.640\pm0.016$M$_{\odot}$）。偵察分光法、地上測光、高解像度イメージング、およびHARPS-NとHIRESからの38の正確な放射速度のセットを使用して、TESS惑星の発見を確認します。惑星質量$6.91^{+0.75}_{-0.85}$M$_{\oplus}$を測定します。これは、不在下での鉄コア質量分率が$20^{+15}_{-12}$％であることを意味しますガス状の封筒。したがって、TOI-1235bのバルク組成は地球に似ていることと一致しており、H/Heエンベロープの質量分率を90％の信頼度で$<0.5$％に制限しています。私たちの結果は、熱駆動の大気質量損失からのモデル予測と一致していますが、ガスの少ない形成とは一致していません。これは、前のクラスのプロセスが、初期のM矮星の周りの近接惑星の彫刻に効率的であることを示唆しています。私たちのRV分析は、惑星の起源（$P=21.8^{+0.9}_{-0.8}$日、$m_p\sin{i}=13.0^{+3.8}_{-5.3}$M$_{\oplus}$）データから完全に除外することはできません。
VLTでマルチエポックの高コントラストSPHEREデータを使用してProxima cの近赤外線対応物を検索する
| Title |
Searching_for_the_near_infrared_counterpart_of_Proxima_c_using_multi-epoch_high_contrast_SPHERE_data_at_VLT |
| Authors |
R._Gratton,_A.Zurlo,_H._Le_Coroller,_M._Damasso,_F._Del_Sordo,_M._Langlois,_D._Mesa,_J._Milli,_G._Chauvin,_S._Desidera,_J._Hagelberg,_E._Lagadec,_A._Vigan,_A._Boccaletti,_M._Bonnefoy,_W._Brandner,_S._Brown,_F._Cantalloube,_P._Delorme,_V._D'Orazi,_M._Feldt,_R._Galicher,_T._Henning,_M._Janson,_P._Kervella,_A.M._Lagrange,_C._Lazzoni,_R._Ligi,_A.-L._Maire,_F._Menard,_M._Meyer,_L._Mugnier,_A._Potier,_E.L._Rickman,_L._Rodet,_C._Romero,_T._Schmidt,_E._Sissa,_A._Sozzetti,_J._Szulagyi,_Z._Wahhaj,_J._Antichi,_T._Fusco,_E._Stadler,_M._Suarez,_F._Wildi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06685 |
プロキシマケンタウリは、その居住可能ゾーンで地球のような惑星をホストすることが知られています。ごく最近、半径方向の速度に基づいて2番目の候補惑星が提案されました。直角位相では、この新しい候補の予想される分離距離は1アーク秒より大きく、直接イメージングの潜在的に興味深いターゲットになります。困難ですが、この惑星の光学的対応物の特定は、最も近い惑星系の詳細な特徴付けを可能にします。SHINE調査により、4年間に取得したSPHERE画像の対応物を検索しました。惑星の大きな軌道運動を説明するために、半径方向の速度から得られた円軌道を想定し、軌道の直角位相の近くで取得された観測のシーケンスを利用する方法を使用しました。これを、ケプラーの動きを考慮したより一般的なアプローチであるKスタッカーで確認しました。明確な検出は得られませんでした。最適な候補は、組み合わせた画像でS/N=6.1です。統計テストは、この検出がノイズのランダムな変動による確率が1％未満であることを示唆していますが、この結果は、ノイズの分布が画像全体で均一であるという仮定に依存しています。この候補の位置とその軌道面の向きは、ALMA12mアレイ画像の観察結果とよく一致しています。ただし、検出された候補の軌道から予測される天文信号は、初期のGaiaデータから測定されたプロキシマの天文運動から3シグマ離れています。これは、直接画像検出に関連する予想外に高いフラックスと相まって、候補者が確かにプロキシマcであることを確認できないことを意味します。一方、確認された場合、これは、半径方向の速度から発見された惑星の画像化における最初の観測であり、（フォーマルハウbの後の）2番目の観測は、反射する惑星の物質です。さらなる確認観察をできるだけ早く行う必要があります。
分子雲のライフサイクル
| Title |
The_molecular_cloud_lifecycle |
| Authors |
M\'elanie_Chevance,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Enrique_Vazquez-Semadeni,_Fumitaka_Nakamura,_Ralf_Klessen,_Javier_Ballesteros-Paredes,_Shu-ichiro_Inutsuka,_Angela_Adamo,_Patrick_Hennebelle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06113 |
巨大分子雲（GMC）とその恒星の子孫は、銀河の構成要素です。GMCの物理的特性とその進化は、銀河の進化と密接に関連しています。星間媒質の巨視的特性は、それから凝縮するGMCの特性に伝播します。銀河とGMCスケールのガス圧力、表面密度、体積密度。このようにして、銀河環境は、GMC内の星形成の初期条件を設定します。大規模な星の形成が始まった後、例えば光イオン化、恒星風、および超新星は、最終的に親雲の分散に寄与し、エネルギー、運動量、および金属を周囲の媒質に堆積させ、それによって銀河の特性を変化させます。したがって、星の形成とフィードバックによって支配される、ガスと星の間の物質の循環は、銀河の進化の主要な推進力です。最近の議論の多くは、銀河のこの周期を構成するさまざまな進化段階の期間と、これらが周期を駆動する物理的メカニズムについて私たちに何を教えてくれるかに焦点を当てています。GMCの進化、星形成、および銀河のフィードバックの進化的ライフサイクルの動的な図を構築するために、観測、理論、および数値の研究からの結果を確認します。
$ z \ sim $ 0で大規模な分光測量を使用した流出の多相性に関する観測上の制約
| Title |
Observational_Constraints_on_the_Multiphase_Nature_of_Outflows_Using_Large_Spectroscopic_Surveys_at_$z\sim$0 |
| Authors |
Guido_Roberts-Borsani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06116 |
質量流出率と負荷係数は、銀河規模の流出の消光の可能性を推測するために通常使用されます。しかしながら、これらは一般に、排出されたガスの総質量を大幅に過小評価する可能性がある単一の気相の観測に依存しています。これに対処するために、MaNGA、xCOLDGASS、xGASSの$z\sim$0にある高質量（$\geqslant$10$^{10}$M$_{\odot}$）、通常の星形成銀河の観測を使用しますALFALFA調査とNaD、H$\alpha$、CO（1-0）およびHI21cmトレーサーのスタッキング。平均、総質量流出率と負荷係数に制約を課すことを目的としています。中性ガスとイオン化ガスの両方のトレーサーで流出が検出されますが、分子または原子のガス放出のスタックでは検出されません。流出コンポーネントのモデリングにより、$|$v$_{\text{NaD}}|$=131kms$^{-1}$および$|$v$_{\text{H}\alpha}の速度が明らかになります|$=439kms$^{-1}$および$\dot{M}_{\text{NaD}}$=7.55M$_{\odot}$yr$^{-1}$の流出率中性ガスとイオン化ガスの場合はそれぞれ$\dot{M}_{\text{H}\alpha}$=0.10M$_{\odot}$yr$^{-1}$です。分子/原子の流出速度を200kms$^{-1}$とすると、上限は$\dot{M}_{\text{CO}}<$19.43M$_{\odot}$yr$になります。分子ガスと原子ガスの場合、それぞれ^{-1}$と$\dot{M}_{\text{HI}}<$26.72M$_{\odot}$yr$^{-1}$です。検出と上限を組み合わせると、$\dot{M}_{\text{tot}}\lesssim$27M$_{\odot}$yr$^{-1}$の平均合計流出率と負荷がわかります$\eta_{\text{tot}}\lesssim$6.39の係数。分子ガスは総質量流出率の$\lesssim$72％に寄与し、中性およびイオン化ガスは$\sim$28％および$<$1％に寄与します。それぞれ。私たちの結果は、AGNがない場合でも、すべての気相を考慮すると、通常の銀河では、一次的に、イジェクトフィードバックによるある程度の消光が発生する可能性があることを示唆しています。
シミュレートされた銀河からのFIRラインを確実に予測
| Title |
Reliably_predicting_FIR_lines_from_simulated_galaxies |
| Authors |
Alessandro_Lupi,_Andrea_Pallottini,_Andrea_Ferrara,_Stefano_Bovino,_Stefano_Carniani_and_Livia_Vallini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06118 |
遠赤外線（FIR）輝線は、星間媒質の特性を調べるための強力なツールです。特に、ALMAの観測で前例のない情報が提供されている高赤方偏移の銀河ではそうです。このようなデータをCLOUDYで後処理された最先端の宇宙論的シミュレーションで解釈することで、これらのシステムの内部構造と気体力学に関する洞察が得られました。ただし、この種の分析の一貫性と不確実性に関する詳細な調査は、これまで行われていません。ここでは、CLOUDYまたはオンザフライの非平衡化学のいずれかを使用して、最先端の宇宙シミュレーションからFIRライン放出を推定するさまざまなアプローチを比較します。[CII]$_{158\mu}$予測はロバストであることがわかりました。[OI]輝線は、ガスの熱力学的状態と非平衡光イオン化効果に強く影響されるため、代わりにモデルに依存します。同じ理由で、[OI]行は優れたISM診断を表しています。これらのラインを対象とした将来の観測も、モデルを制約するために重要になります。
Sloan Digital Sky SurveyのGalaxyペア-XIV。銀河の合併は基本的な金属関係にありません
| Title |
Galaxy_pairs_in_the_Sloan_Digital_Sky_Survey_--_XIV._Galaxy_mergers_do_not_lie_on_the_Fundamental_Metallicity_Relation |
| Authors |
Sebasti\'an_Bustamante,_Sara_L._Ellison,_David_R._Patton_and_Martin_Sparre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06121 |
最近の観測研究では、星形成銀河は、しばしば基本金属量関係（FMR）と呼ばれる関係に従うことが示されています。この関係は、銀河の恒星の質量をその星形成率（SFR）とその気相の金属性と関連付けます。具体的には、FMRは、特定の恒星の質量で銀河が高いSFRに対して低い金属性を示すと予測しています。この傾向は、ガス相の金属性希釈の増加と、予測される分離の減少に伴う星形成活動の強化を経験することが強く示されている銀河ペアの観測と定性的に一致しています。この作業では、FMRの予想との質的な一貫性にもかかわらず、スローンデジタルスカイサーベイの銀河ペアで観測されたO/H希釈が、FMRによって予測されたものよりも強いことを示します。仲間と相互作用する銀河の進化段階はFMRでエンコードされていないと結論付け、したがって、合併は明確に定義された外れ値の母集団を構成します。ペアの銀河は、分離が110kpcより大きい場合にのみFMRと一致することがわかります。最後に、$2\、\mathrm{Mpc}$、$N_2$内の近傍銀河の数、および2番目に近い銀河$r_2$への予測分離を使用して、ペアのローカル環境も定量化します。ペアは、ローカルの銀河密度よりも2番目のコンパニオンに対して敏感であり、$r_2$の値が小さいほど、上昇したSFRが低くなっています。
ダストと銀河の合流銀河NGC 3256における光学およびミリメータ水素再結合ラインと自由放出によるトレースによる星形成-MUSE /
VLTとALMAの相乗効果
| Title |
Star_formation_traced_by_optical_and_millimeter_hydrogen_recombination_lines_and_free-free_emissions_in_the_dusty_merging_galaxy_NGC_3256_--_MUSE/VLT_and_ALMA_synergy |
| Authors |
Tomonari_Michiyama,_Daisuke_Iono,_Kouichiro_Nakanishi,_Junko_Ueda,_Toshiki_Saito,_Takuji_Yamashita,_Alberto_Bolatto,_Min_Yun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06123 |
銀河と銀河の合併とそれに続くスターバースト活動の誘発は、銀河の形態学的変換と宇宙の歴史全体にわたる星形成の進化にリンクされた基本的なプロセスです。核とディスク全体の両方のスターバーストは、合併プロセス中に発生すると想定されています。ただし、核とディスク全体の星形成活動の両方を定量化することは簡単ではありません。核星バーストは、最も活発に合体している星バースト銀河ではほこりっぽいからです。この論文は、この問題への新しいアプローチを提示します：光学的、ミリメートル、そして自由な放出における水素再結合ラインの組み合わせ。ケーススタディとしてNGC〜3256を使用して、H$\beta$、H40$\alpha$、および無料の放出は、ヨーロッパ南天天文台（MUSE/VLT）の超大型望遠鏡のマルチユニット分光エクスプローラーを使用して調査されます。AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray（ALMA）。MUSEによって取得されたH$\beta$画像は、核領域の外にある星形成領域を識別し、ディスク全体のスターバーストを示唆しています。対照的に、ALMAによって取得されたH40$\alpha$画像は、ダストのバーストのために光の線が検出されない核スターバーストを識別します（$A_{\rmV}\sim25$）。MUSEとALMAの両方の観測結果を組み合わせると、SFRの合計は$49\pm2〜M_{\odot}$〜yr$^{-1}$であり、核およびディスク全体のスターバーストからの寄与は$\sim34〜\％であると結論付けます。$と$\sim66〜\％$です。これは、NGC〜3256におけるディスク全体の星形成の優位性を示唆しています。さらに、ディスク全体の星形成領域のピクセルごとの分析は、ガス枯渇時間（$\tau_{\rmgas}$=$M_の場合、衝撃ガストレーサー（CH$_3$OHなど）が強化されていることを示唆しています。{\rmgas}/SFR$）は長いです。これはおそらく、合併によって引き起こされた衝撃がディスク全体の星形成活動を調節していることを意味します。
低質量のガス状暗黒物質ハローにおける詳細な構造と銀河形成の始まり
| Title |
The_detailed_structure_and_the_onset_of_galaxy_formation_in_low-mass_gaseous_dark_matter_haloes |
| Authors |
Alejandro_Benitez-Llambay_and_Carlos_Frenk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06124 |
初期宇宙における水素の再イオン化前後の最初の銀河の形成モデルを提示します。このモデルでは、銀河形成は、質量が赤方偏移に依存する臨界値を超える暗黒物質ハローでのみ発生できます。この値は、再イオン化の前に、原子状水素の冷却が有効になる質量に（最も単純な場合）等しく、その後再イオン化は、それを超えるとガスが静水圧平衡にとどまることができない質量に等しい。ハロー占有率（HOF）は、ハロー質量の関数として明るい銀河をホストするハローの割合として定義します。HOFは、臨界質量の進化とハローのアセンブリ履歴の間の相互作用によって確立され、3つの要因に依存します：再イオン化前の銀河形成の最小ハロー質量、再イオン化の赤方偏移、および（進化する）外部光加熱率。私たちの基準モデルは、現在のハロー質量$M_{200}\sim3\times10^{8}M_{\odot}$での銀河質量関数のカットオフを予測します。$M_{200}で100\％占有>5\times10^9M_{\odot}$;そして、現在の質量が$10^{6}\lesssimM_{200}/M_{\odot}\lesssim5\times10^{9}$の範囲にある、星のないガス状のハローの集団紫外線背景放射との熱平衡、およびハローの重力ポテンシャルにおける静水圧平衡。HOF=0とHOF=1の間の遷移は、ハロー質量の成長の確率的性質を反映しています。これらの特性質量がモデルの仮定とパラメーター値によってどのように変化するかを探ります。私たちのモデルの結果は、銀河形成の宇宙流体力学シミュレーションと非常によく一致しています。
JWSTの銀河系外の深い画像調査と物理的パラメーター回復のシミュレーション
| Title |
Simulating_JWST_deep_extragalactic_imaging_surveys_and_physical_parameter_recovery |
| Authors |
O._B._Kauffmann,_O._Le_F\`evre,_O._Ilbert,_J._Chevallard,_C._C._Williams,_E._Curtis-Lake,_L._Colina,_P._G._P\'erez-Gonz\'alez,_J._P._Pye,_K._I._Caputi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06128 |
JamesWebbSpaceTelescope（JWST）によるディープマルチバンドイメージングの新しい前向き分析を紹介します。この作業では、EGSフィールドのCEERSやHUDFGTOなどの受け入れられたJWSTプログラムの広範な画像シミュレーションを通じて、高赤方偏移の$5<z<12$銀河の回復を調査します。$\sim300,000$の銀河の完全なサンプルを、恒星の質量$\log（M_*/M_\odot）>6$および赤方偏移$0<z<15$とともに、銀河の星とともに、現実的な模擬NIRCam、MIRIに導入しますおよびソースブレンディングの影響を適切に説明するHST画像。実際の画像のように検出された光源の測光を抽出し、スペクトルエネルギー分布のフィッティングを通じて銀河の物理的特性を推定します。測光の赤方偏移は、主に青帯および近赤外中帯イメージングの可用性によって制限されることがわかります。恒星の質量と星形成率は、正確な測光赤方偏移を持つ銀河の場合、それぞれ$0.25$と$0.3$dex以内に回復します。$z>5$の銀河のサンプルを汚染している茶色の小人は、銀河の完全性への影響が限定された$<0.01$arcmin$^{-2}$に減らすことができます。複数の高赤方偏移銀河選択手法を調査し、完全赤方偏移事後確率分布を使用して$5<z<10$で完全性と純度の間の最良の妥協点を見つけます。EGSフィールドでは、すべての赤方偏移で$m_\text{UV}<27.5$ソースの銀河の完全性は$50\％$より高く、純度は$z$leq7$で$80$および$60\％$以上に維持されますそれぞれ$10$です。銀河のUV光度関数のかすかな端の勾配は、$0.1〜0.25$の精度で回復され、宇宙の星形成率密度は$0.1$dex以内です。明るい領域をより適切に制約するために、より広い領域をカバーする追加の観測プログラムを支持することを主張します。
過去の遺物を掘り起こす：古くて覆い隠されたバルジ球状星団NGC6256
| Title |
Digging_for_relics_of_the_past:_the_ancient_and_obscured_bulge_globular_cluster_NGC6256 |
| Authors |
Mario_Cadelano,_Sara_Saracino,_Emanuele_Dalessandro,_Francesco_R._Ferraro,_Barbara_Lanzoni,_Davide_Massari,_Cristina_Pallanca_and_Maurizio_Salaris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06131 |
ハッブル宇宙望遠鏡で得られた中程度の深さで高解像度の光学観測値のセットを使用して、非常に覆い隠されたバルジ球状星団NGC6256の恒星集団の特性を調査しました。拡大された青い水平ブランチを持ち、差分赤化によって深刻な影響を受けました。これは、\deltaE（BV）〜0.51までの色の過剰変動を考慮して修正されました。観測されたカラーマグニチュードダイアグラムの等時フィッティングを実行するために、モンテカルロマルコフチェーン手法を実装して、星の年齢、クラスター距離、クラスター方向の平均色超過を導き出しました。異なる等時性のセットを使用して、NGC6256が13.0ギル前後の非常に古い恒星年齢で特徴付けられることを発見しました。また、平均色過剰E（B-V）=1.19であり、太陽からの距離は6.8kpcであることがわかりました。次に、クラスターの重心を導き出し、Gaia-DR2カタログを使用してその絶対固有運動を測定しました。これはすべて、銀河のようなポテンシャルでクラスター軌道を逆積分し、その運動の積分を測定するために使用されました。NGC6256は現在、完全にバルジ内に閉じ込められた低偏心軌道にあり、その運動の積分は、Galaxyネイティブの球状クラスター集団に純粋に属するクラスターと完全に互換性があることが判明しました。これらすべての証拠は、NGC6256が銀河の過去の歴史の非常に古い遺物であり、組み立ての非常に最初の段階で形成されたことを示唆しています。
形容詞的および予防的：IllustrisTNGブラックホールフィードバックと、銀河内および銀河周囲のガスの熱力学への影響
| Title |
Ejective_and_preventative:_the_IllustrisTNG_black_hole_feedback_and_its_effects_on_the_thermodynamics_of_the_gas_within_and_around_galaxies |
| Authors |
Elad_Zinger_(1),_Annalisa_Pillepich_(1),_Dylan_Nelson_(2),_Rainer_Weinberger_(3),_R\"udiger_Pakmor_(2),_Volker_Springel_(2),_Lars_Hernquist_(3),_Federico_Marinacci_(4)_and_Mark_Vogelsberger_(5)_(_(1)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Astronomie,_(2)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Astrophysik,_(3)_Institute_for_Theory_and_Computation,_Harvard-Smithsonian_Center_for_Astrophysics,_(4)_Department_of_Physics_&_Astronomy,_University_of_Bologna,_(5)_Kavli_Institute_for_Astrophysics_and_Space_Research,_Massachusetts_Institute_of_Technology) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06132 |
銀河の中心にある超大質量ブラックホール（SMBH）は、周囲のガスに大量のエネルギーを注入する可能性があり、巨大銀河の星形成を消滅させるための実行可能なメカニズムであると考えられています。ここでは、IllustrisTNGシミュレーションの$10^{9-12.5}\、\mathrm{M_\odot}$恒星質量中心銀河集団、特に$z=0$のTNG100およびTNG300ボリュームを調べ、3つのコンポーネントが-SMBH、銀河、および銀河系周囲の媒体（CGM）-それらの進化は相互に関連しています。ガスエントロピーはフィードバック注入の敏感な診断であることがわかります。特に、IllustrisTNGモデルで動的なBH駆動の風として実現された低降着BHフィードバックモードの開始が、恒星の質量$\gtrsim10^{10.5}\での星形成の消光だけでなく、\mathrm{M_\odot}$だけでなく、銀河内外の（星形成ではない）ガスの熱力学的特性の変化にも影響します。SMBHからのIllustrisTNG速度論的フィードバックにより、銀河内とCGM内の平均ガスエントロピーが増加し、典型的なガス冷却時間が$10-100\、\mathrm{Myr}$から$1-10\、\mathrm{Gyr}$に延長され、進行中の星形成を効果的に停止し、放射冷却と将来のガス降着を抑制します。実際には、同じAGNフィードバックチャネルは同時に「排出」と「防止」を行い、ガスハローの外側のリーチまで、温度、密度、エントロピー、および冷却時間の痕跡を数百キロパーセクまで残します。IllustrisTNGモデルでは、不均一なCGMで長時間の消光状態が発生する可能性があり、静止銀河の高温で希釈されたCGMガスには、冷却時間が短い低エントロピーガスの領域が含まれます。
中間の赤方偏移クラスターの内部および周囲の銀河のH $ _2 $コンテンツ
密集した環境は、銀河の星形成率に影響を与えます。星が分子ガスから形成されるとき、銀河の冷たい分子ガス含有量を見ると、星形成の効率に関する有用な洞察が得られます。ただし、CO（低温分子ガス含有量の代用）で中間赤方偏移で観測されるほとんどの銀河は、フィールド銀河です。クラスター銀河に焦点を当てた研究はほんの一握りでした。$z\sim0.5$でのEDisCS調査から、1つの中型質量クラスターの環境に関する新しい結果を提示します。27個の星形成銀河が選択され、クラスターの内部と周囲で遭遇した密度の範囲を均一にサンプリングしました。クラスターの中心からビリアル半径8までの領域をカバーします。実際、星形成の消光がすでに3つのクラスタービリアル半径を超えて始まっているという十分な証拠があります。ガスと星の質量比が低い銀河の大部分を明らかにする、CO（3-2）ALMAの観測について説明します。
原子および分子ガスによって追跡される動的雲の形成
| Title |
Dynamical_cloud_formation_traced_by_atomic_and_molecular_gas |
| Authors |
H._Beuther,_Y._Wang_J._Soler,_H._Linz,_J._Henshaw,_E._Vazquez-Semadeni,_G._Gomez,_S._Ragan,_Th._Henning,_S.C.O._Glover,_M.-Y._Lee,_R.Guesten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06501 |
コンテキスト：原子および分子雲の形成は動的なプロセスです。ただし、これらのプロセスの運動学的なシグネチャは、依然として観察上の制約が不十分です。方法：プロトタイプの赤外線ダーククラウドG28.3のクラウドスケール環境をターゲットにして、2つの原子線HIと[CI]のスペクトル線イメージング観察と、1--0および3の13COの分子線観察を採用します。--2トランジション。分析には、さまざまなトレーサーの運動学的特性の調査、質量流量の推定、速度構造関数、配向勾配ヒストグラム（HOG）の研究、およびシミュレーションとの比較が含まれます。結果：中央IRDCは、HI自己吸収（HISA）と分子ガスによって追跡される、冷たい中性媒質（CNM）のより拡散したエンベロープに埋め込まれます。スペクトル線データとHOGおよび構造関数分析は、他のガス化合物からのHIの可能な運動学的分離を示しています。スペクトル分析と位置速度図から、IRDCの位置に収束する2つの速度成分が明らかになります。推定質量流量は、雲の端から中心に向かってかなり一定に見えます。速度構造関数分析は、階層構造の形成によって支配されているガス流と一致しています。結論：観察と分析は、IRDCG28が2つの収束するガス流の中心に形成される図と一致しています。ほぼ一定の質量流量は、自己相似の重力によって引き起こされる雲の崩壊と一致していますが、スパイラルアームショックや超新星爆発などによる外部圧縮は、まだ除外できません。将来の調査は、そのような収束ガス流の起源を区別することを目的とする必要があります。
天の川の星の速度分散の基本的な関係
| Title |
Fundamental_relations_for_the_velocity_dispersion_of_stars_in_the_Milky_Way |
| Authors |
Sanjib_Sharma,_Michael_R._Hayden,_Joss_Bland-Hawthorn,_Dennis_Stello,_Sven_Buder,_Joel_C._Zinn,_Thomas_Kallinger,_Martin_Asplund,_Gayandhi_M._De_Silva,_Valentina_Dorazi,_Ken_Freeman,_Janez_Kos,_Geraint_F._Lewis,_Jane_Lin,_Karin_Lind,_Sarah_Martell,_Jeffrey_D._Simpson,_Rob_A._Wittenmyer,_Daniel_B._Zucker,_Tomaz_Zwitter,_Boquan_Chen,_Klemen_Cotar,_James_Esdaile,_Marc_Hon,_Jonathan_Horner,_Daniel_Huber,_Prajwal_R._Kafle,_Shourya_Khanna,_Yuan-sen_Ting,_David_M._Nataf,_Thomas_Nordlander,_Mohd_Hafiz_Mohd_Saadon,_C._G._Tinney,_Gregor_Traven,_Fred_Watson,_Duncan_Wright,_Rosemary_F._G._Wyse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06556 |
GALAH、LAMOST、APOGEE、NASAの$Kepler$とK2のミッション、$Gaia$DR2を含む補完的な調査を組み合わせた研究から、天の川の星の半径方向および垂直方向の速度分散を支配する基本的な関係を探ります。異なる恒星サンプルは、異なるトレーサー母集団を対象とし、さまざまな年齢推定手法を採用していますが、基本的な関係の同じセットに従っていることがわかります。これまでに最も明確な証拠を提供します。恒星の年齢へのよく知られた依存に加えて、星の速度分散は軌道角運動量$L_z$、金属性および平面上の高さ$|z|$に依存し、乗法的に分離可能な関数形式で記述されます。$\sigma_z$および$\sigma_R$の指数がそれぞれ0.441$\pm0.007$および0.251$\pm0.006$である分散は、年齢に対して指数法則に依存します。べき乗則は最も古い星に対しても有効です。太陽近傍の星の場合、以前の研究で見られたように、より古い星のべき乗則の明らかな破綻は、$L_z$と年齢の反相関によるものです。分散は、太陽の軌道角運動量に到達するまで$L_z$の増加とともに減少します。その後、$\sigma_R$が平坦化する間に$\sigma_z$が増加します（外側のディスクでフレアが発生することを意味します）。金属性が低下すると分散が増加します。これは、分散が出生半径とともに増加することを示唆しています。分散も$|z|$で直線的に増加します。太陽近傍で機能する同じ関係のセットは、$3<R/{\rmkpc}<20$の星でも機能します。最後に、高い[$\alpha$/Fe]スターは、低い[$\alpha$/Fe]スターと同じ関係に従います。
43および86 GHzでKaVAおよびKVNを使用した3C 84の核での自由自由吸収による円板上の制約
| Title |
Constraints_on_Circumnuclear_Disk_through_Free-Free_Absorption_in_the_Nucleus_of_3C_84_with_KaVA_and_KVN_at_43_and_86_GHz |
| Authors |
Kiyoaki_Wajima,_Motoki_Kino,_Nozomu_Kawakatu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06589 |
ペルセウス団の中心にある近くの明るい電波銀河3C84は、アクティブな銀河核（AGN）とそのパーセク規模の環境でジェットを探索するための理想的なターゲットの1つです。藤田＆永井の最近の研究により、15および43GHzのVLBI画像で中央コアから北に2マス北に位置する北部カウンタージェットコンポーネント（N1）の存在が明らかになりました。電離プラズマ前景による吸収（FFA）。ここでは、2016年2月の86GHzの韓国VLBIネットワーク（KVN）と、43GHzのKVNおよびVERA（電波天文学のVLBI探査）アレイ（KaVA）による3C84の新しい準同時観測を報告します。86GHzでのN1の最初の検出に成功し、データはN1がまだスペクトルインデックス$\alpha$（$S_{\nu}\propto\nu^{\alpha}で43〜86GHzの反転スペクトルを持っていることを示しています$）は$1.19\pm0.43$ですが、接近するローブコンポーネントは急峻なスペクトルを持ち、インデックスは$-0.54\pm0.30$です。カウンターローブと接近するローブの間の測定された磁束非対称性に基づいて、FFAフォアグラウンド$n_{\rme}$の平均数密度を$1.8\times10^{4}〜{\rmcm^{-3}に制限します}\lesssimn_{\rme}\lesssim1.0\times10^{6}〜{\rmcm^{-3}}$。これらの結果は、FFAフォアグラウンドの観測特性が、3C84の中央の$\sim1$pc領域での核周囲ディスクの高密度イオン化ガスおよび/または塊状雲の集合によって説明できることを示唆しています。
銀河円盤をLAMOSTおよびGaia Redクランプサンプルでマッピングします。 VI：非重力シナリオの長期非定常ワープの証拠
| Title |
Mapping_the_Galactic_disk_with_the_LAMOST_and_Gaia_Red_clump_sample._VI:_An_evidence_for_the_long_lived_non-steady_warp_of_non-gravitational_scenarios |
| Authors |
H.-F._Wang,_M._L\'opez-Corredoira,_Y._Huang,_J._Chang,_H.-W._Zhang,_J._L._Carlin,_X.-D._Chen,_\v{Z}._Chrob\'akov\'a,_B.-Q._Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06600 |
LAMOSTDR4とGaiaDR2の一般的な赤いクランプ星を年齢と適切な動きと組み合わせることにより、単純なモデルを使用して、仮定に関係なく恒星のワープの振幅の進化を分析します。ワープディスクの最大の高さは、異なる母集団のガラクトセントリック距離とともに増加し、年齢に依存します。若い恒星の個体群は、古いものよりも強いワープ機能を示し、ワープの振幅$\gamma（{\rmage}）を伴います$は年齢とともに減少し、その最初の導関数$\dot{\gamma}（{\rmage}）$はゼロとは異なります。ノードのライン$\phi_w$の方位角は、明確な時間発展なしで$-$5度で安定しており、これは以前のいくつかの作業を完全に確認します。これらすべての矛盾のない証拠は、私たちの銀河系の反りは、おそらく長寿命ではあるが非定常構造ではなく、一時的なものではないことをサポートしています。これは、反りがディスクへのガスの落下または他の仮説に起因すると仮定しています。反りは主にガスに影響し、その結果、ガスをたどる若い集団は古い集団よりも強いです。言い換えれば、銀河の反りは、円盤モデル上の非重力相互作用によって引き起こされます。
星形成は高密度ガスで発生しますが、「高密度」とはどういう意味ですか？
| Title |
Star_Formation_Occurs_in_Dense_Gas,_but_What_Does_"Dense"_Mean? |
| Authors |
Neal_J._Evans_II,_Kee-Tae_Kim,_Jingwen_Wu,_Zhang_Chao,_Mark_Heyer,_Tie_Liu,_Quang_Nguyen-Luong,_Jens_Kauffmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06631 |
HCNおよびHCO+J=1-0の放出を、内部銀河の分子雲のサンプルに向けてマッピングするプロジェクトの結果を報告します。すべての星は、星形成に積極的に関与している密な塊を含んでいます。これらの2つの分子線トレーサーを、分子雲内の高密度ガスのトレーサーとして、13COから推測されるミリ波の連続放出と消滅と比較します。高密度ガスからの各トレーサーからのライン光度の割合は、AV>8magで測定され、雲によって大幅に異なります。すべての場合において、全光度のかなりの部分（ほとんどの場合、大部分）は、AV>8magのしきい値を下回り、強い連続発光の領域外のガスで発生します。他の銀河に対するHCNの光度の測定は、表面密度が低いほど、このようなガスによって支配される可能性があります。線全体の光度への実質的で支配的なさえもの寄与は、雲全体に典型的な密度（密度は1立方センチあたり約100）のガスで発生する可能性があります。以前の研究と同様に、HCNまたはHCO+の放出自体から高密度の凝集塊を定義すると、広範囲の凝集塊の特性が得られ、一部は以前の研究よりもかなり大きく、密度が低くなります。HCNとHCO+には、このサンプルの雲の高密度ガスを追跡する同様の機能があります。ビリアルパラメーターが低い2つの雲の場合、13COは間違いなく高密度ガスの悪いトレーサーですが、他の4つの雲の場合、高密度ガスのトレースは同等に良好（または不良）です。
光学調査におけるキロノバの検出可能性：LVC O3実行のフォローアップの$ post $-$ mortem $検査
| Title |
Detectability_of_kilonovae_in_optical_surveys:_$post$-$mortem$_examination_of_the_LVC_O3_run_follow-up |
| Authors |
A._Sagu\'es_Carracedo,_M._Bulla,_U._Feindt_and_A._Goobar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06137 |
連星中性子星合体GW170817と関連する電磁気（EM）対応物である「キロノバ」（kN）AT2017gfoの検出は、マルチメッセンジャー天文学の新時代を切り開きました。しかし、多くの努力にもかかわらず、それ以来、多くのLIGO/Virgoコンパクトバイナリマージャー候補に追加のEM対応を見つけることが非常に困難であることが証明されています。私たちは、kNeを検索する進行中の光学調査の感度を調査し、これらの微弱で急速に変化する過渡現象の検出効率を高めるためにフィルターと調査深度の選択を最適化する方法を提案します。特に、エジェクタの質量、形状、視野角、波長範囲、光源距離への依存を調査するためにkNモデルを使用します。O3LIGO/Virgoバイナリ中性子星合併候補がGW170817の約5倍の距離にあったことを考えると、効率的な$gri$の対応する検索では、制限された大きさ$m_{\rmlim}=$23magに到達する必要があることがわかります。モデルの位相空間。O3中のkN検索は、楽観的な仮定のもとでさえ、一般的に浅すぎて光学的対応物を観察できなかったと結論付け、検出の欠如についてもっともらしい説明を提供します。
「3.5 keVラインの暗黒物質の解釈は、空の空の観測と一致していません」に関するテクニカルコメント
| Title |
Technical_Comment_on_"The_dark_matter_interpretation_of_the_3.5-keV_line_is_inconsistent_with_blank-sky_observations" |
| Authors |
Kevork_N._Abazajian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06170 |
Dessert、Rodd＆Safdi（2020）による分析のモデル依存性は、主張された制約を約20倍緩和することを示しています。保守的なモデルの選択を含めた後、導出された制限は、以前の検索の制限に匹敵するか、それよりわずかに優れています。さらなるモデルテストとデータエネルギーの拡張により、方法論の感度が向上または緩和される場合があります。
ナノフレア理論の再検討
局所的な磁気反転は、電磁流体力学（MHD）乱流の不可分の一部であり、慣性範囲の任意のスケールでの集合的な結果が、小規模な物理学とは無関係な速度でグローバルな確率論的再接続イベントにつながる可能性があります。この写真が太陽コロナのナノフレア理論と密接に関連していることを示します。まず、確率的フラックス凍結、乱流中のフラックス凍結の一般化されたバージョンにより、磁場は統計的な意味で乱流に追従すると主張します。したがって、最初は滑らかなフィールドを曲げたり伸ばしたりすると、乱流によって一般に磁気空間の複雑さが増します。このような非常に絡み合ったフィールドに関連付けられた強力な磁気シアーは、磁気エネルギーを運動エネルギーと熱エネルギーにそれぞれ変換する局所反転とフィールド消滅をトリガーできます。前者は乱流を維持しますが、これは偶然に磁場を巻き込み続けてサイクルを完了しますが、後者は散逸範囲での発熱を高めます。磁気の複雑さと磁気エネルギー散逸の間の相関を示唆する最近の分析的および数値的研究を呼び出すこの理論的な図をサポートします。超線形リチャードソン拡散による複数のローカルの同相反転の増幅は、大規模でグローバルな再接続を開始する可能性がありますが、このようなグローバルな確率的再接続がない場合でも、小規模な反転は乱流と相互作用し続けます。MHD乱流の従来のスケーリング則を使用して、これらの局所的なイベントが乱流の強化と熱の生成の両方において実際に効率的であることを示します。最後に、MHD数値シミュレーションを使用して、磁気の複雑さの時間発展が、運動エネルギーの注入率および/または磁気から熱エネルギーへの変換率と統計的に相関していることを示します。
Event Horizon望遠鏡で取得したブラックホール画像に対する離散化とフィルタリングの効果
| Title |
Discretization_and_Filtering_Effects_on_Black_Hole_Images_Obtained_with_the_Event_Horizon_Telescope |
| Authors |
Dimitrios_Psaltis,_Lia_Medeiros,_Tod_R._Lauer,_Chi-Kwan_Chan,_and_Feryal_Ozel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06210 |
イベントホライズンテレスコープ（EHT）などの干渉計は、光源の画像を直接観察するのではなく、アレイの最長のベースラインによって設定された最大値までの離散空間周波数でフーリエ成分を測定します。フーリエ成分からの画像の構築または高解像度モデルでのそれらの分析には、名目上アレイの解像度を超える微細なソース構造の注意深い処理が必要です。主なEHTターゲットであるSgrA*とM87は、現在最大のベースラインでプローブされたものよりもはるかに小さいスケールで、鋭いエッジと周囲のプラズマからの強いフィラメント状の放出を伴うブラックホールシャドウを持っていると予想されます。エイリアシングが正則化された最尤法で再構築された画像とデータと直接比較されるモデル画像に影響を与えないようにするには、これらの画像のサンプリング（つまり、それらのピクセル間隔）が、最大のプローブで調べられたスケールよりもかなり細かい必要があることを示します。アレイのベースライン。ブラックホール画像のGRMHDシミュレーションを使用して、最大許容ピクセル間隔は（1/8）GM/c^2にほぼ等しいと推定します。両方の主要なEHTターゲットの場合、これは<0.5マイクロ秒の角度ピクセルサイズに対応します。エイリアシングを制御しながら、再構成された画像を視覚化するのに最適な、アレイの最大ベースラインと等しいカットオフスケールの2次バタワースフィルターの使用を推奨します。従来のガウスフィルターとは対照的に、このバターワースフィルターは、データが存在しない細かい画像の詳細を抑制しながら、アレイによって検出されたスケールでほとんどのパワーを保持します。
活動銀河核における潮汐破壊イベントの光度曲線
活動銀河核のブラックホールは降着円盤に囲まれています。円盤の表面密度は常に低すぎて、星の潮汐の乱れに影響を与えませんが、土石流がペリセンターに戻って円盤をパンチするときに激しい相互作用が発生するほど十分に高い場合があります。ディスクで励起された衝撃は、ディスク内部の運動エネルギーを衝撃点まで散逸させ、ブラックホールへの流入を促進します。輝度が$\gtrsim10^{-3}$エディントンの放射効率の高いディスクは、最初のストリームとディスクの相互作用が超エディントンレートでエネルギー散逸を引き起こすのに十分なほど高い表面密度を持っています。急速な流入のため、この散逸したエネルギーの一部のみが放射として現れ、残りはブラックホールに移流されます。放散、流入、冷却のバランスにより、ボロメータの光度を数十日間続くエディントンレベルの高原に保ちます。プラトーの後、光度はディスク表面密度に比例して減少し、指数法則指数は以前は$-3$から$-2$の間であり、後の方では急勾配になる可能性があります。
ブラックホールX線バイナリーMAXI J1820 + 070からの相対論的X線ジェット
| Title |
Relativistic_X-ray_jets_from_the_black_hole_X-ray_binary_MAXI_J1820+070 |
| Authors |
Mathilde_Espinasse,_St\'ephane_Corbel,_Philip_Kaaret,_Evangelia_Tremou,_Giulia_Migliori,_Richard_M._Plotkin,_Joe_Bright,_John_Tomsick,_Anastasios_Tzioumis,_Rob_Fender,_Jerome_A._Orosz,_Elena_Gallo,_Jeroen_Homan,_Peter_G._Jonker,_James_C._A._Miller-Jones,_David_M._Russell,_Sara_Motta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06416 |
ブラックホールMAXIJ1820+070は、2018年のバースト中に発見され、電磁スペクトル全体にわたって広範囲にわたって監視されました。相対論的ラジオジェットの検出に続いて、2018年11月から2019年5月の間に撮影された4つのチャンドラX線観測と、VLAおよびMeerKATアレイで行われたラジオ観測を取得しました。遅い減速の可能性がある相対論的速度で移動する無線ジェットに関連するX線源の発見を報告します。ジェットの広帯域スペクトルは、星間物質と相互作用するジェットによって生成される衝撃によって非常に高いエネルギー（>10TeV）まで加速された粒子からのシンクロトロン放射と一致します。ジェットのX線観測から推定された最小内部エネルギーは$\sim10^{41}$エルグで、電波フレアのみから計算されたエネルギーよりも大幅に大きいため、ほとんどのエネルギーは小規模では放射されない可能性がありますしかし、遅い相互作用を通じて解放されました。
Neutron Stars Merger Remnants
連星中性子星の併合観測は、基本物理学と天体物理学を極端に制約するユニークな方法です。重力波イベントとそれらの対応する電磁波の解釈は、合併の結果と残存特性の一般相対論的モデルに大きく依存しています。量的モデルは、核物質と弱い相互作用の詳細な入力物理を含む3+1次元の数値相対論シミュレーションでのみ取得できます。このレビューでは、マルチメッセンジャーの観察に関連するいくつかの側面に焦点を当てて、合併の残党に関する現在の理解を要約します。
選択された赤外線候補からの新しい$ \ gamma $ -rayブレーザーの検索
| Title |
A_search_for_new_$\gamma$-ray_blazars_from_infrared_selected_candidates |
| Authors |
Blessing_Musiimenta,_Bruno_Sversut_Arsioli,_Edward_Jurua,_Tom_Mutabazi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06476 |
WIBRカタログから取得した40個のオブジェクトのサンプルに基づいて、ガンマ線ブザー候補の体系的な研究を紹介します。尤度分析を使用することにより、40のソースのうち26が重要なガンマ線シグネチャ$\geq3\sigma$を示しました。高エネルギーテスト統計（TS）マップを使用して、完全に新しい8つのソースを確認し、さらに15の有望な$\gamma$-ray候補を示します。この分析の結果は、マルチ周波数アプローチがガンマ線上空の現在の記述を改善するのに役立つことを示しています。
パルサー磁気圏を移動するアキシオン星からの高速電波バースト
| Title |
Fast_radio_bursts_from_axion_stars_moving_through_pulsar_magnetospheres |
| Authors |
James_H._Buckley,_P._S._Bhupal_Dev,_Francesc_Ferrer,_and_Fa_Peng_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06486 |
アキシオン星が中性子星の磁気圏に入るときに生成される無線信号を研究します。アキシオンスターがプラズマ誘起光子質量がアキシオン質量と等しくなる共振領域を移動すると、アキシオンは効率的に光子に変換され、強烈な一時的な無線信号を発生させます。放出されるエネルギーは、アキシオン星の質量と変換確率によって決まります。同様に、放出された無線信号のピーク周波数はアキシオン質量によって固定されますが、宇宙論的な赤方偏移とドップラー偏移は、広範囲の周波数を生じさせる可能性があります。特に、$\sim10\で構成される質量$\sim10^{-13}M_{\odot}$の密集したアキシオンスターが表示されます。\mu$eVアキシオンは、神秘的な高速無線のほとんどを説明できます。広い周波数範囲でバーストします。
狭線セイファート1銀河の対数放物線スペクトルモデルからの高エネルギーおよび非常に高エネルギーの制約
| Title |
High-energy_and_Very_High-energy_Constraints_from_Log-parabolic_Spectral_Models_in_Narrow-line_Seyfert_1_Galaxies |
| Authors |
Stefano_Vercellone_(1),_Luigi_Foschini_(1),_Patrizia_Romano_(1),_Markus_B\"ottcher_(2),_Catherine_Boisson_(3)_(1)_INAF,_Osservatorio_Astronomico_di_Brera,_Via_Emilio_Bianchi_46,_I-23807_Merate_(LC),_Italy_(2)_Centre_for_Space_Research,_North-West_University,_Potchefstroom,_2531,_South_Africa_(3)_LUTH,_Observatoire_de_Paris,_CNRS,_Universite_Paris_Diderot,_PSL_Research_University_Paris,_5_place_Jules_Janssen,_F-92195_Meudon,_France |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06549 |
狭いラインのセイファート1銀河（NLSy1s）は、定評のある$\gamma$線源のクラスであり、より一般的なフラットスペクトル電波クエーサーのようなジェットの存在を示しています。$\gamma$-ray放出の証拠は、$\gamma$-ray放出ゾーンの場所と、広域領域（BLR）内の$\gamma$-$\gamma$吸収の寄与の問題を提起します）、そのようなオブジェクトは、MeV-GeVエネルギー範囲のFermi-LATによって検出されていますが、100GeVを超える大気のチェレンコフ望遠鏡をイメージングすることによっては検出されていません。FermiLargeAreaTelescopeFourthSourceCatalog（4FGL）から導出された3つのNLSy1（SBS0846+513、PMNJ0948+0022、およびPKS1502+036）のスペクトル特性が、観測された特性に基づく理論モデルとどのように比較されるかについて説明します。BLR。特に、現在のフェルミLATまたは将来のイメージング大気チェレンコフ望遠鏡を使用して、単純なべき乗則スペクトルモデルと対数放物線モデルを$\gamma$-ray狭線セイファート1銀河で解く方法に関する質問に焦点を当てますデータ。対数放物線モデルが$E\sim100$GeVを超えるエネルギーバンドのべき乗則モデルを模倣する唯一の可能性は、曲率パラメーター$\beta\sim0.05$の非常に小さい値を持つことです。
磁気ダイナモ方程式の適切性に関する注釈
天体物理学のダイナモのフレームワークでは、非相対論的な磁気誘導方程式の初期値問題を、磁場の空間導関数で最大線形の起電力で扱います。力に対する線形の磁場依存性のみを考慮すると、このようなシステムは不適切な状態になることがわかります。これは、天体物理学のダイナモメカニズムにもかかわらず、周波数が増加するにつれて任意に成長する可能性がある磁気モードが存在する可能性があることを意味します。次に、磁場微分で線形である起電力を考慮すると、システムは適切な配置になり、磁気エネルギーは通常のソボレフ不等式によって制限されることを示します。したがって、この最後のケースは、物理的な磁気モードによる磁気エネルギーの成長がダイナモのようなプロセスの良い指標である適切なシナリオを構成します。最後に、これらの結果を「フォースフリーダイナモ」に適用します。まず、その制約の伝播を調査し、エネルギーの成長の推定値を導き出します。
| Title |
Classifying_CMB_time-ordered_data_through_deep_neural_networks |
| Authors |
Felipe_Rojas,_Lo\"ic_Maurin,_Rolando_D\"unner,_Karim_Pichara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06226 |
宇宙マイクロ波背景（CMB）は、広範囲の多極子で測定されています。アタカマ宇宙望遠鏡（ACT）のように、分単位の解像度での実験は、一次および二次異方性の測定に貢献しており、驚くべき科学的発見につながっています。このような調査結果では、行儀の悪い検出器や不要な汚染物質を除去するために、慎重なデータ選択が必要です。ACTで使用されている現在のデータ分類方法は、専門家によって評価および微調整されたいくつかの統計パラメーターに依存しています。この方法は非常に時間がかかり、バンドまたは季節に固有であるため、将来のCMB実験のためのスケーラビリティと効率が低下します。この作業では、CMB実験の検出器を分類するための教師あり機械学習モデルを提案します。モデルは、深い畳み込みニューラルネットワークに対応しています。ACTデータ選択ソフトウェアによって提供されるラベル付きのトレーニングセットとして、2008年シーズン、148GHzを使用して、実際のACTデータでメソッドをテストしました。モデルは、生データから直接開始する時間ストリームを分類することを学習します。トレーニング中に考慮される季節と頻度について、分類子が99.8％の精度に達していることがわかります。2008年シーズンの220GHzと280GHzのデータでは、それぞれ99.4％と97.5％の精度が得られました。最後に、モデルがそれぞれ99.8％と99.5％の精度に達する2009年と2010年の148GHzデータでクロスシーズンテストを実行しました。私たちのモデルは現在のパイプラインよりも約10倍高速であり、リアルタイムの実装に潜在的に適しています。
モデルフィッティングに基づくセンタリングアルゴリズムの天文学的な精度
地上の天文測定における特定の観測条件に応じて最適なアルゴリズムを選択するための根拠を提供し、最適に達しない場合の精度の損失を明らかにします。モデルフィッティングに基づくセンタリングアルゴリズムの原理は、最尤法によって分析されます。効果的な点像分布関数（ePSF）アルゴリズムは、星の画像に適合する正確なモデルを構築でき、最も広く使用されているガウスセンタリングアルゴリズムが、センタリング精度に対するさまざまな要因の影響を調査するために選択されます。さまざまな背景、半値全幅（FWHM）、プロファイルを備えた一連の合成星の画像は、これらのアルゴリズムによって処理されます。プロファイルには、観測から抽出された実際のプロファイルと理論的なプロファイルが含まれ、検出器全体のPSFの空間変動も考慮されます。各アルゴリズムは、シミュレーション結果を検証するために雲南天文台から取得した観測に適用されます。シミュレーションは、高い信号対雑音比（SNR）を持つガウスプロファイルスターのePSFフィッティングがガウスフィッティングよりも明らかに正確であることを示しています。星型プロファイルの中心が鋭くなるか、星型のSNRが低下すると、ePSFフィッティングの利点が徐々に減少します。ePSFフィッティングの高精度は、加重最小二乗フィッティングにおける適切な重みによるものです。ただし、同じ重みを使用した同様の方法である加重ガウスフィッティングは、一部の条件下では不十分であることが判明しました。実際の観測の削減結果は、シミュレーションとよく一致していることを示しています。正確なePSFを構築するのに十分な星を含むCCD画像のフレームの場合、ePSFフィッティングはCramer-Rao（CR）限界に近づくことができます。他のセンタリングアルゴリズムは、適切な条件下で同じ精度を実現できますが、適切に使用しないと精度が低くなります。
Pykat：精密光学干渉計をモデル化するためのPythonパッケージ
| Title |
Pykat:_Python_package_for_modelling_precision_optical_interferometers |
| Authors |
Daniel_D._Brown,_Philip_Jones,_Samuel_Rowlinson,_Andreas_Freise,_Sean_Leavey,_Anna_C._Green_Daniel,_Toyra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06270 |
\textsc{Pykat}は、人気のある光学干渉計モデリングソフトウェア\textsc{Finesse}を拡張するPythonパッケージです。複雑な数値シミュレーションを実行するためのよりモダンで効率的なユーザーインターフェイスを提供し、Pythonの広範な科学的ソフトウェアエコシステムの使用を可能にします。このホワイトペーパーでは、\textsc{Pykat}と\textsc{Finesse}の関係、およびその使用方法について説明し、現在の世代の重力波干渉計の特性を理解するのにどのように役立ったかを示す例を示します。
| Title |
Lenstool-HPC:_A_High_Performance_Computing_based_mass_modelling_tool_for_cluster-scale_gravitational_lenses |
| Authors |
Christoph_Sch\"afer,_Gilles_Fourestey,_Jean-Paul_Kneib |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06352 |
次世代の望遠鏡では、クラスタースケールの強力な重力レンズが宇宙論と暗黒物質のますます重要なプローブとして機能します。現在および将来の施設で作成されたより良い解決済みデータには、より高速で効率的なレンズモデリングソフトウェアが必要です。そのため、高性能コンピューティング（HPC）技術と有名なLenstoolソフトウェアに基づく強力な重力レンズモデリングおよびマップ生成ツールであるLenstool-HPCを紹介します。また、スーパーコンピュータでの超並列実行により天文学者が計算速度を向上させるために必要なHPCの概念も紹介します。Lenstool-HPCは、大量の並列処理を備えたレンズモデリングアルゴリズムを使用して開発されました。各アルゴリズムは、高度に最適化されたCPU、GPUおよびハイブリッドCPU-GPUバージョンとして実装されました。このソフトウェアは、スイス国立スーパーコンピューティングセンター（CSCS）のPizDaintクラスターで展開およびテストされました。Lenstool-HPC完全に平行なレンズマップの生成と微分計算は、Lenstoolと比較して1GPUのみを使用して30倍のスピードアップを実現します。Lenstool-HPCハイブリッドレンズモデルフィット生成は、ハッブル宇宙望遠鏡の精度でテストされ、最大200CPU-GPUノードまで拡張可能であり、4つのCPU-GPUノードのみを使用するLenstoolより高速です。
無線干渉イメージングのためのオフラインおよびオンライン再構成
大量のデータを取得するSquareKilometerArray（SKA）などの電波干渉（RI）望遠鏡の新世代により、電波天文学はビッグデータ時代に移行しています。この記事では、ビッグデータシナリオでRI望遠鏡によって取得された生のビジビリティを画像化する不適切な逆問題を解決するために最近提案された方法を確認します。私たちは、最近提案されたオンライン再構成方法[4]と、データストレージ要件とそれがもたらす計算コストの大幅な節約に焦点を当てています。
波長掃引とゼルニケ位相コントラストセンサーを用いたセグメント化ミラーのコフェージング状態の測定
| Title |
Measuring_the_cophasing_state_of_a_segmented_mirror_with_a_wavelength_sweep_and_a_Zernike_phase_contrast_sensor |
| Authors |
Anne-Laure_Cheffot_(1_and_2),_Arthur_Vigan_(1),_Samuel_Leveque_(2)_and_Emmanuel_Hugot_(1)_((1)_(Aix_Marseille_Univ,_CNRS,_CNES,_LAM,_Marseille,_France),(2)_European_southern_observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06603 |
より高い解像度の望遠鏡の需要は、運用のために段階的に調整する必要があるセグメント化された主鏡につながります。波長掃引技術を適用する位相センサーは、個々のミラーセグメントの位置を変調することなく、広いキャプチャ範囲を提供します。この手法は、科学観測と並行して、セグメント化された望遠鏡の位相状態を監視する可能性を提供します。粗い位相調整のためにゼルニケ位相コントラストセンサーを使用して波長掃引技術の性能を評価します。専用ベンチでのテスト結果は、112nmrmsの精度を示しています。シミュレーションを利用して、メソッドの既知のエラーを説明し、改善方法を提案します。
赤外線フラックス法の結果に基づくGaia DR2の色温度の関係
ESA/Gaiaミッションは、正確で正確な全天測光を提供します。ドワーフとジャイアントスターのサンプルについて、赤外線フラックス法を使用してゴンザレスヘルナンデス＆ボニファシオ（2009）が導き出した有効温度と、ESA/ガイアミッションの2回目のリリースから利用可能な測光を組み合わせました。広帯域色（BP-RP）、（BP-G）、（G-RP）、（G-K）、（BP-K）、（RP-K）の色温度関係を提供します。これらの関係により、全天のガイアDR2測光を利用して正確な有効温度を取得できます。
PDS 201の周りの原始惑星系ディスクの最初の画像
| Title |
First_Images_of_the_Protoplanetary_Disk_Around_PDS_201 |
| Authors |
Kevin_Wagner,_Jordan_Stone,_Ruobing_Dong,_Steve_Ertel,_Daniel_Apai,_David_Doelman,_Alexander_Bohn,_Joan_Najita,_Sean_Brittain,_Matthew_Kenworthy,_Miriam_Keppler,_Ryan_Webster,_Emily_Mailhot_and_Frans_Snik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06157 |
散乱光イメージングにより、進行中の惑星形成の潜在的な兆候として、若い円盤の周りの約12枚の星円盤が明らかになりました。変数HerbigAeスターPDS201（V*V351Ori）の周りのディスクの最初の画像と、3Dモンテカルロ放射伝達シミュレーションとフォワードモデリングによる画像とスペクトルエネルギー分布の分析を示します。ディスクは、LBTでのLBTI/LMIRCamを使用した3つのデータセットで検出されます。これには、$Ks$および$L'$フィルターでの直接観測と、360$^\circ$ベクトルアポダイズ位相板コロナグラフでの$L'$観測が含まれます。。散乱光ディスクは$\sim$250auの非常に大きな半径まで広がり、そのようなディスクの中で最大のディスクの1つに配置されます。ディスクの外側では、Baraffeetal。（2015）モデルを想定して、星間コンパニオンの検出限界を$\sim$5M$_{Jup}$まで$\gtrsim$1.5"（$\gtrsim$500au）に設定します。画像は$\sim$0.4"（340pcの距離で$\sim$140au）まで広がるラジアルギャップを示しています。これは、スペクトルエネルギー分布でも明らかです。大きなギャップは、軌道距離（$\sim$60-100au）にある複数の高質量巨大惑星の標識の可能性があり、これは、原始惑星系円盤の下部構造から以前に推測された惑星集団のものと比較して、異常に大きく、広く分離されています。
1985年にC$_{60}$が最初に実験室で合成されて以来、さまざまな天文学の特徴を解釈するためにフラーレン関連種が提案されてきました。25年以上の努力の結果、C$_{60}$、C$_{70}$、およびC$_{60}^+$には、いくつかの恒星および星間機能が納得のいくように割り当てられました。これらの成功は、観測技術、実験技術、および計算技術における最近の進歩と、空間でのフラーレン誘導体の探索への関心の再刺激に起因しています。最も重要なフラーレン誘導体の1つとして、水素化フラーレン（フラーレン）は、星周および星間条件で存在する可能性があります。このレビューでは、天文学に関連するものに焦点を当てたフラーレンの化学特性とスペクトル信号の概要を示します。UV、光学、赤外線、および無線波長での天文学的特徴のキャリアとしてのフラーレンの以前の提案を要約し、天文環境におけるフラーレンの存在を支持または不利にする議論について議論します。宇宙でのフラーレンの明確な検出はまだ報告されていませんが、特定のフラーレン異性体の形成を支持するためのもっともらしい証拠があります。
パーカーソーラープローブによって明らかにされたFコロナ減少の原因について
| Title |
On_the_Origin_of_an_F-corona_decrease_revealed_by_the_Parker_Solar_Probe |
| Authors |
Thiem_Hoang,_Alex_Lazarian,_Hyeseung_Lee,_Kyungsuk_Cho,_Pin-Gao_Gu,_Chi-Hang_Ng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06265 |
パーカーソーラープローブ（PSP）の最初の年の結果は、距離$D=0.166-0.336$AU（または$\sim9.22-18.69〜R_{\odot}$）から太陽へ。これは、ダストフリーゾーン$\lesssim4-5R_{\odot}$を予測するダスト昇華シナリオでは説明できません。この論文では、新しく導入されたダスト破壊メカニズム、いわゆる放射トルク破壊（RATD）メカニズムを使用して、このパズルを説明しようとします。RATDは、大きな粒子をナノ粒子に急速に分解するので、遅い太陽風からの高エネルギーの陽子の衝突によって引き起こされる非熱スパッタリングによって効率的に破壊できます。この共同効果は、熱昇華によって確立されたダストフリーゾーンを$R_{dfz}\sim8R_{\odot}$に拡張します。これは、新しいダストフリーゾーンと呼ばれます。この新しいダストフリーゾーンを超えて、非熱スパッタリングによるナノダストの部分的な除去により、ダストの質量が$R\sim42R_{\odot}$から太陽に向かって徐々に減少していることがわかります。この機能は、PSPによって観測された$19-9R_{\odot}$の間のFコロナの段階的な減少を正常に再現できます。最後に、RATDメカニズムは、内部の太陽系で通常観察されるナノ粒子を効率的に生成できます。
トランスアイアンGe、As、Se、および金属の乏しい星のより重い元素、HD〜19445、HD〜84937、HD〜94028、HD〜140283、およびHD〜160617
| Title |
Trans-iron_Ge,_As,_Se,_and_heavier_elements_in_the_dwarf_metal-poor_stars,_HD~19445,_HD~84937,_HD~94028,_HD~140283,_and_HD~160617 |
| Authors |
R.C._Peterson,_B._Barbuy,_M._Spite |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06359 |
進化していない金属の少ないハロースターのスペクトルは、最初の銀河時代に組み込まれた元素の豊富さを独自に反映しています。それらの重元素含有量は、鉄のピークの要素での中性子捕獲の産物としてよく理解されています。ただし、鉄のピークをちょうど過ぎたところにある最も軽い元素（原子番号30<Z<52）は、いくつかの解釈につながる驚くべき存在パターンを示しています。それらの性質を理解することで、金属に乏しい星のさまざまなハロー、厚い円盤、銀河系外の起源を明らかにすることができます。5つの金属に乏しい小人について、ハッブル宇宙望遠鏡画像分光器からの高解像度エシェルUVスペクトルと、アーカイブされた光学エシェルスペクトルを分析しました。目標は、UVスペクトルから6つのトランス鉄元素の信頼できるハロー矮星の存在量と不確実性、および4つの追加のトランスFe元素と2つのよく理解されている重い元素の光学的存在量を導き出すことでした。私たちの2つの独立した分析は、不一致の最大の原因がUV連続体の配置であることを示しました。修正されると、内部結果は、適度にブレンドされていない、適度に強いラインの0.2dexに一致します。私たちの結果は、新しいデータと未確認のFeI線が重要な場合を除いて、以前の研究と同様に一致します。これらは、2000Aの青側と2600Aの赤側に大きく集まっていることを示しています。そのような線によってブレンドされたトランス-Fe線の私たちの除外は、ヒ素にとって重要であると判明しました。金属依存の奇偶効果はトランス-Fe元素間で明らかになります。奇数Z元素の存在量は、特に低金属性で、隣接する偶数Z元素の存在量に比べて低くなっています。これは、以前のSr-Y-Zrの研究によってサポートされており、一部の理論計算にも現れています。これまでのところ、5つ星すべてに見られるMo/Feに関係なく、高いMo/Ge比を予測する計算はありません。
太陽の豊富さの問題に関する最新の議論
新世代の標準ソーラーモデル（SSM）の合意レベルについて、バルセロナ2016またはB16と略して、地殻変動と太陽ニュートリノのデータを使用して、洗練された3次元流体力学的シミュレーションに基づいて、AGSS09met表面存在量を実装するモデルが太陽の大気、太陽地震の制約を再現しないでください。金属の存在量の変化によって生じる影響は、太陽の不透明度プロファイルの適切な変更によって生じる影響と同等であるため、この太陽の存在量の問題は、太陽プラズマの組成や不透明度を変更することで等しく解決できることを明確にします。組成不透明度の縮退を取り除くためのCNOサイクルで生成されるニュートリノの重要性と、それらの将来の検出の見通しについて説明します。
ブラジコ星の発生率について
最近の論文（Kovacs2018）で、ケプラーK2ミッションのキャンペーン01〜04のデータを使用して、変調RRLyrae星の発生率を調べました。観測ノイズに起因する検出バイアスを補正した後、観測されたレートは約90％であり、100％に近い基礎レートを意味します。この作業では、サンプルをキャンペーン08に拡張し、以前の見積もりの信頼性を確認します。振幅が大きく変動する状況で浅い信号を検索する場合、フルタイムシリーズモデリング（システマティクスを含む）の重要性を強調して、同じ高いレートを取得します。
銀河系および銀河系外の新星の観測
銀河の新星までの距離の最近のGAIADR2の測定により、天の川と新しいより堅実な経験的基盤上の外部銀河における新星の個体群のいくつかの特性を再分析することができました。場合によっては、「ディスク」と「バルジ」新星の2つのクラスのオブジェクトへの新星の母集団の概念、および「FeII」のTololo分光分類との関連など、以前に得られた結果を確認できました。「彼/N」新星。OGLEチームによって提供されたマゼラン雲銀河の新星率の最近のロバストな推定により、正規化された新星率（すなわち、ホスト銀河の光度の単位あたりの新星率）の色や光度のクラスへの依存性が確認されました親銀河の。天の川と外部銀河の新星率は文献から収集され、批判的に議論されてきました。それらは、それぞれのホスト銀河の元素合成への新星の寄与を評価するために、特に若い恒星集団で観察されたリチウムの過剰の起源を説明するために必要な成分です。GAIADR2を介して取得した距離と最大マグニチュードvs.下降率（MMRD）の関係を直接比較すると、MMRDは不確実性が30％を超える距離を提供できることがわかります。電波からガンマ線までの電磁スペクトル全体に沿った新星の多波長観測により、新星がいくつかの放出段階と新星噴出物の非球形幾何学によって特徴付けられる複雑な進化を遂げることが明らかになりました。
広い低質量連星の偏心分布
ガイアに基づくEl-BadryandRix（2018）のカタログを使用して、太陽近傍における非常に広い（最大10kau）低質量連星の偏心の分布を調べます。広いペアの相対運動の方向と速度には、偏心分布に関する統計情報が含まれています。それ以外の場合は、軌道周期が非常に長いためアクセスできません。偏心分布が線形（熱）1に近いことがわかりますf（e）=2e$ただし、投影距離が200au未満のペアは偏心軌道が少なく、非常に広いペアのf（e）はわずかに見える非常に偏心した軌道を超える超熱。ワイドバイナリの偏心は、その動きの方向と速度を使用して統計的に制約できます。熱偏心分布は、幅広い連星の形成における恒星ダイナミクスの重要な役割を示していますが、ディスク支援キャプチャーも、偏心軌道を持つこのようなペアを生成できます。
天の川に最も近い衛星のリチウム
最近、私たちは天の川の薄い円盤におけるリチウムの化学進化を研究しました。薄いディスクで観察されたLiの存在量と最もよく一致するのは、新星をリチウムの主要な供給源として考えるとわかりました。nova生成の遅延時間は約1Gyrであり、novaの全寿命にわたって有効な7Li収率は1.8（$\pm$0.6）x10$^{-5}$Msunであると想定しました。私たちの天の川の衛星など、他の恒星系でのリチウム生成に関する詳細な仮定を確認する可能性は、私たちからの距離によって深刻に妨げられています。これらのシステムでは、矮小星（元のリチウムを測定できる場所）は弱すぎてリチウム線を検出できません。しかし、ガイアの使命のおかげで、最近、銀河のハロー（エンケラドスまたは銀河のソーセージと呼ばれます）で壊れた矮小銀河の星のもつれを解くことができました。エンケラドスの星の金属分布関数と一致するように調整された化学進化モデルを採用して、この乱された銀河の星のリチウム存在量の予測を提示します。
星間氷における炭素原子反応をシミュレートするための極低温氷のセットアップ
| Title |
A_cryogenic_ice_setup_to_simulate_carbon_atom_reactions_in_interstellar_ices |
| Authors |
D._Qasim,_M.J.A._Witlox,_G._Fedoseev,_K.-J._Chuang,_T._Banu,_S.A._Krasnokutski,_S._Ioppolo,_J._Kastner,_E.F._van_Dishoeck,_H._Linnartz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06681 |
分子雲の星間氷における固体反応経路を調査する目的でカスタマイズされた炭素原子ビーム源の設計、実装、および性能について説明します。ソースは、既存の超高真空セットアップであるSURFaceREactionSImulationDEvice（SURFRESIDE$^{2}$）に統合されており、この二重原子（H/D、O、およびN）ビームライン装置を3番目の原子（C）ビームラインで拡張します。代表的な星間雲の条件下で複雑な有機分子の固体形成を探索するのに完全に適したユニークなシステムに。このシステムのパラメーター空間について説明します。これには、氷のサンプルに当たる炭素原子のフラックス、それらの温度、および氷の反応に対する温度の潜在的な影響が含まれます。セットアップ内の炭素汚染を減らすことを目的として、ビームサイズをサンプルサイズの制限内に制限するために多くの努力が払われています。C原子ビームがどのように機能するかは、サンプルの実験C+$^{18}$O$_2$によって定量的に研究され、計算によって導出された活性化障壁によってサポートされています。このソースがC原子反応を介して星間複合有機分子の固相形成を研究する可能性について説明します。
順圧流体と互換性のある暗黒エネルギーのパラメーター化
スケールファクターまたは赤方偏移の関数としての状態方程式パラメーターのパラメーター化は、ダークエネルギーモデリングで頻繁に使用されます。この論文で調査した問題は、文献で提案されているパラメータ化が、順圧流体である暗黒エネルギーと互換性があるかどうかです。この互換性のテストは、音速の2乗の関数形式に基づいています。これは、順圧流体の場合、ダークエネルギーは状態方程式パラメーターの関数から直接従います。二乗した音の速度が0と二乗した光の速度の間にある必要があるという要件は、分析的方法と数値的方法を使用してモデルパラメーターに制約を与えます。この基本的な要件は、順圧流体暗黒エネルギーモデルとしての多数のパラメーター化を排除し、他の暗黒エネルギーパラメーター化のパラメーターに強い制約を課すことがわかります。
| Title |
Spherically_symmetric_static_black_holes_in_Einstein-aether_theory |
| Authors |
Chao_Zhang,_Xiang_Zhao,_Kai_Lin,_Shaojun_Zhang,_Wen_Zhao,_Anzhong_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06155 |
この論文では、アインシュタインエーテル理論の枠組みの中で球対称の静的時空を体系的に研究し、ブラックホール（BH）の存在に特に注意を払います。理論では、1つのスカラーと1つのベクトルの2つの重力モードが追加で表示されます。真空重力-\v{C}エレンコフ放射を回避するには、それらすべてが光速以上の速度で伝播する必要があります。球形の場合、スカラーモードのみが関連するため、BHの範囲はこのモードで定義されます。現在の研究では、最初にいくつかの微妙な問題を明らかにします。特に、5つの自明ではない場の方程式のうち、独立しているのは3つだけであるため、未知の関数が2つ（$F（r）$と$B）しかないため、問題は適切なものになります。（r）$は時空を説明し、$A（r）$はエーテルフィールドを説明します。さらに、$A$と$F$の2つの2次微分方程式は$B$から独立しており、それらが見つかると、$B$は単に$F、\の代数式で与えられます。A$とその派生物。問題をさらに簡略化するために、フィールドの再定義の対称性を調査し、最初に再定義されたメトリックフィールドとエーテルフィールドを操作してから、逆変換によって物理フィールドを取得します。これらの明確化は、問題が数学的に非常に複雑であるため、重要な計算作業を大幅に簡略化します。実際、これはまさにこれらの理由によるものであり、以前の解よりも少なくとも2桁高い精度でさまざまな数値BH解を見つけます。さらに重要なことに、これらのBHソリューションは自己矛盾のない条件を満たす唯一のソリューションであり、その間、これまでに取得されたすべての観測制約と一致しています。普遍的な地平線の位置も、他のいくつかの観測的に興味深い量とともに識別されます。
重力効果への非最小微分結合を伴うホログラフィック暗黒エネルギー
| Title |
Holographic_dark_energy_with_non-minimal_derivative_coupling_to_gravity_effects |
| Authors |
Chonticha_Kritpetch_(IF_Naresuan),_Candrasyah_Muhammad_(IF_Naresuan)_and_Burin_Gumjudpai_(IF_Naresuan_and_ThEP_Center) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06214 |
フラットFLRW宇宙における重力への非最小微分結合（NMDC）は、ホログラフィック暗黒エネルギーのシナリオで調査されます。運動項は、ポテンシャル$V=（1/2）m^2\phi^2$の下でアインシュタインテンソルに結合されます。自由速度論の項は、正準およびファントムであることが許可されています。重力定数はNMDCカップリングで変更されます。ハッブル地平線でのホログラフィックカットオフにより、暗黒エネルギー密度が変化します。理論を制約できるように、暗黒エネルギー状態方程式と理論の重力定数の変化を評価します。正のNMDCカップリングが負のカップリングよりも好まれることがわかります。純粋なNMDC理論とポテンシャルを備えたモデルは、正のサブプランクNMDCカップリングと減衰スカラーフィールドで支持されています。ポテンシャル下で正のNMDC結合を伴う正準スカラーフィールドは、スカラーフィールドを振動させるいくつかの条件下でも実行可能です。このモデルではファントムフィールドのケースは好ましくありません。重力定数変動の観測によって厳密に制約されている間、カップリングとスカラーの質量は超プランクシアンである必要があるためです。
7次の一般化されたH \ 'enon-Heilesポテンシャルの収束のフラクタル盆地
| Title |
Fractal_basins_of_convergence_of_a_seventh-order_generalized_H\'enon-Heiles_potential |
| Authors |
E._E._Zotos,_F._L._Dubeibe,_A._Ria\~no-Doncel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06228 |
この記事は、7次の一般化されたH\'enon-Heilesポテンシャルにおける平衡点と関連する収束盆地を調査することを目的としています。よく知られているNewton-Raphsonイテレータを使用して、平衡点の位置を数値的に特定し、その線形安定性も取得します。さらに、一般化されたH\'enon-Heilesポテンシャルを入力する2つの変数パラメーターが、システムの収束ダイナミクスと盆地図のフラクタル次数にどのように影響するかを示します。フラクタル次数は、（境界）流域エントロピーと不確実性次元を計算することによって導出されます。
| Title |
Quantum_Black_Hole_Seismology_II:_Applications_to_Astrophysical_Black_Holes |
| Authors |
Naritaka_Oshita,_Daichi_Tsuna,_Niayesh_Afshordi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06276 |
重力波天文学の出現により、ブラックホール（BH）からの重力波エコーの検索は、彼らの地平線近くの量子性質の興味深いプローブになりつつあります。新生BHは、形成時に周囲の時空に大きな摂動を伴うため、エコーの強力なエミッターである可能性があります。量子ブラックホール地震学フレームワーク（大下etal。2020）を利用して、中性子星の融合と失敗した超新星に起因するBH形成時に予想されるエコーを研究します。中性子星の合併によるBH残骸については、中性子星の合併イベントGW170817に続くエコーの存在に関する最近の主張で、これらのモデルの整合性を評価します。GW170817で主張されているエコーは、実際の場合、残留BHのリングダウンで倍音がかなりの量のエネルギーに寄与していることを示唆していることがわかります。最後に、第2世代および第3世代の重力波検出器による失敗した超新星からのエコーの検出可能性について説明し、現在の（将来の）検出器が数Mpc（数x10Mpc）内で発生するイベントの物理反射率モデルを制約していることを確認します。このようなエコー信号を検出すると、中性子星の最大質量と状態方程式が著しく制約される可能性があります。
COSINE-200実験用の超高純度NaI（Tl）検出器の開発
| Title |
Development_of_ultra-pure_NaI(Tl)_detector_for_COSINE-200_experiment |
| Authors |
B.J._Park,_J.J._Choe,_J.S._Choi,_O._Gileva,_C._Ha,_A._Iltis,_E.J._Jeon,_D.Y._Kim,_K.W._Kim,_S.K._Kim,_Y.D._Kim,_Y.J._Ko,_C.H._Lee,_H.S._Lee,_I.S._Lee,_M.H._Lee,_S.H._Lee,_S.J._Ra,_J.K._Son,_and_K.A._Shin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06287 |
DAMA実験で観測された年次変調信号は、暗黒物質の直接検出のコミュニティでは長年の疑問です。これには、同じ検出手法を使用して、その出所を個別に検証する必要があります。COSINE-100実験は、DAMA信号の興味深いチェックを提供する106〜kgの低バックグラウンドNaI（Tl）検出器で動作しています。ただし、COSINE-100で使用されるNaI（Tl）結晶のバックグラウンドは、DAMAで使用されるものに比べて高いため、最終的な結論に到達するのは困難でした。2016年にCOSINE-100のデータ取得を開始して以来、実験の次の段階であるCOSINE-200の超高純度NaI（Tl）結晶を開発するプログラムも開始しました。このプログラムには、原料粉末の精製、超高純度NaI（Tl）結晶成長、および検出器アセンブリの取り組みが含まれます。NaI（Tl）結晶成長の広範な研究開発により、高いラジオ純度のいくつかのTlドープ結晶の成長に成功しました。当社の検出器組立技術により、高い光収量が達成されました。ここでは、韓国基礎科学研究所での超高純度NaI（Tl）検出器の開発について報告します。ここで開発された技術は、COSINE-200実験用の超高純度NaI（Tl）検出器の製造に適用されます。
ゼロせん断Sブレーンを使用したエクパイロティック宇宙論
最近の論文で、収縮性エクピロティック段階と標準ビッグバン段階の膨張の間の連続遷移のメカニズムを提案しました：バウンスは、低エネルギー有効場におけるより高い質量ストリング状態の効果を表すSブレーンによって生成されます理論。宇宙スケールの重力波がほぼスケール不変のスペクトルを取得することを示しました。ここでは、Sブレーンのせん断がゼロであると仮定して、このセットアップでの宇宙論的変動を調べます。わずかに赤い傾きを持つ宇宙論的摂動のほぼスケール不変のスペクトルを見つけます。このシナリオでは、宇宙観測の2つの整合性関係が得られます。1つはテンソルとスカラー比をスカラースペクトルチルトに関連付け、2つ目はテンソルチルトをスカラーチルトに関連付けます。予測されたテンソルとスカラーの比率は、今後のCMB観測の範囲内です。テンソルの傾きは青です。
| Title |
Coupled_Multi-Proca_Vector_Dark_Energy |
| Authors |
L._Gabriel_Gomez_(1),_Yeinzon_Rodriguez_(1,2,3)_((1)_Universidad_Industrial_de_Santander,_(2)_Universidad_Antonio_Narino,_(3)_The_Abdus_Salam_International_Centre_for_Theoretical_Physics) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06466 |
マルチプロカフィールド$A_\mu^a$が項$f（X）\tilde{\mathcal{L}}_{m}$によって冷たい暗黒物質に結合される新しいベクトルダークエネルギーモデルのクラスを研究しますここで、$f（X）$は$X\equiv-\frac{1}{2}A^\mu_aA^a_\mu$および$\tilde{\mathcal{L}}_{mの一般関数です}$は冷たい暗黒物質ラグランジアンです。ここから、場の方程式を求める新しい相互作用項の一般的な共変形式を導出します。この結果は、アーベルおよび非アーベルのベクトル場を含むという意味で非常に一般的です。特に、等方性拡張を実現するために、標準的なマクスウェル場の3つのコピーに基づく単純な暗黒エネルギーモデルにおけるこのタイプの結合の影響を調査します。モデルの宇宙背景ダイナミックスは、動的システム解析によって調べられ、出現する宇宙解の安定性を決定します。興味深い結果として、暗黒物質支配中に、結合関数が新しいスケーリング解の存在につながることがわかります。さらに、臨界点は、暗い放射の形でのベクトル場の初期の寄与と、暗黒エネルギーを模倣した後期の安定したdeSitterタイプアトラクタを示しています。システムの宇宙論的進化と前述の機能は、数値計算によって検証されます。将来の観測に照らしてモデルをより現象論的な状況に置くために、観測の制約についても説明します。
居住性は自然の継続的な特性です
| Title |
Habitability_is_a_continuous_property_of_nature |
| Authors |
Ren\'e_Heller_(Max_Planck_Institute_for_Solar_System_Research,_G\"ottingen,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06470 |
彼らの最近のコメントで、Cockelletal。環境の居住性は基本的にバイナリプロパティであると主張する。つまり、環境は、特定の生物の代謝プロセスをサポートすることもサポートすることもできません。彼らは、異なる環境の居住性は、少なくとも理論的には「この環境は特定の生物に居住可能か？」「より多く」または「より少なく」居住可能な環境は、基本的に一連のバイナリの質問と決定であるものに与えられた「はい」または「いいえ」の回答の数によって関連付けられます。私の意見では、この推論の行に対して、信じられないほど、そして結論を妨害する暗黙の仮定が少なくとも3つあります。1つ目は、生物の遺伝的多様性にあります。これは本質的に本質的に継続的であり、サンプルのバイナリ構成は意味がありません。2つ目の誤解は、エコシステムを独立したサンプルのサブセットに分解できるという仮定にあります。3番目の問題は、環境の定義にあります。環境の問題は、空間と時間の両方で継続的な問題であり、したがって、環境のサンプルに適用できるように構築された概念も、継続的でなければなりません。要約すると、居住可能性がバイナリ量であるかどうかという問題は、私たちの生命の概念と、生命が繁栄する（またはそうでない）環境の概念がバイナリであるか非バイナリであるかという問題に戻ります。私は後者がそうであると私は主張します、そしてそれ故に住みやすさのどんな現代の概念も継続的でなければなりません。
後方ラグランジアン確率モデルを使用したソースターム推定のための適応縮退空間法
| Title |
Adaptive_degenerate_space_method_for_source_term_estimation_using_a_backward_Lagrangian_stochastic_model |
| Authors |
Omri_Buchman_and_Eyal_Fattal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06526 |
濃度測定に基づいてガス源パラメーターを特徴付ける一般的な問題は、難しい作業であることが知られています。多くの逆問題として、正確な推定の主な障害の1つは、十分な情報の欠如によって引き起こされる解の一意性ではありません。検出器の数が減るにつれて、これは多くの実際的な状況で考えられるシナリオよりも多く、線源を特徴付けることができる可能な解決策の数は劇的に増加し、深刻なエラーにつながります。この論文では、「縮退空間」と呼ばれるこれらの疑わしい点を識別するためのラグランジュ確率ベースの方法が定式化され、分析されます。次に、空間に新しい検出器を配置する効果の定量的予測の新しい手順を使用して、ソースターム推定の適応スキームを設計します。このスキームは、最初の検出器の場所によって異なるいくつかのシナリオでテストされ、不十分な情報によって形成される縮退を劇的に減らすことが示されています。退化した空間と新しい適応スキームを組み合わせた定式化は、特に比較的少数の検出器に対して、精度を向上させることが示されています。
3つの形式のフィールドによってサポートされるブラックホールと裸の特異点ジオメトリ
| Title |
Black_hole_and_naked_singularity_geometries_supported_by_three-form_fields |
| Authors |
Bruno_J._Barros,_Bogdan_D\v{a}nil\v{a},_Tiberiu_Harko,_Francisco_S._N._Lobo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06605 |
重力理論で静的および球対称の解を調査します。これは、標準のヒルベルトアインシュタインの作用を、3つの形式の場$A_{\alpha\beta\gamma}$から構築されたラグランジアンで拡張します。潜在的な用語。場の方程式は変分原理から導き出され、真空中の静的で球対称の形状に対して明示的に得られます。3形態の場のポテンシャルが消失する場合は、重力場の方程式を正確に解くことができます。ただし、任意のポテンシャルについては、それらの数学的複雑さのために、計量関数および3つの形式のフィールドの動作を研究する際に数値アプローチが採用されます。このために、場の方程式は無次元の形式で再定式化され、適切な独立した半径座標を導入することによって数値的に解かれます。メトリックテンソルコンポーネントの時間のようなキリングベクトルのキリングホライズンの存在からブラックホールの形成を検出します。3場ポテンシャルの異なる関数形、つまりヒッグスと指数型に対応するいくつかのモデルが検討されます。特に、指数ポテンシャルの場合について、裸の特異点解も得られます。最後に、地平線温度、比熱、エントロピー、ホーキング光度による蒸発時間など、これらのブラックホールソリューションの熱力学的特性も詳細に調査されます。
