WISE調査の大規模で遠いクラスター。 IX。 Atacama Compact ArrayによるSZ効果の検証：ローカリゼーションとクラスター分析
| Title |
The_Massive_and_Distant_Clusters_of_WISE_Survey._IX._SZ_effect_Verification_with_the_Atacama_Compact_Array:_Localisation_and_Cluster_Analysis |
| Authors |
Luca_Di_Mascolo,_Tony_Mroczkowski,_Eugene_Churazov,_Emily_Moravec,_Mark_Brodwin,_Anthony_Gonzalez,_Bandon_B._Decker,_Peter_R._M._Eisenhardt,_Spencer_A._Stanford,_Daniel_Stern,_Rashid_Sunyaev,_Dominika_Wylezalek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06728 |
WISEサーベイの大規模および遠方クラスター（MaDCoWS）は、高赤方偏移（$0.7\lesssimz\lesssim1.5$）の赤外線選択銀河クラスターのカタログを提供します。しかし、崩壊したほぼビリアル化したシステムを示す、イオン化されたクラスター内媒体の検証は、サンプルメンバーの高い赤方偏移によって困難になっています。この作業の主な目的は、約97.5GHzを中心とするアタカマコンパクト（モリタ）アレイ（ACA）バンド3観測の機能をテストして、熱スニヤエフゼルドビッチ効果によるクラスター検出の堅牢な検証を提供することです。10のMaDCoWS銀河クラスターを含むパイロットサンプルを使用し、ACAにアクセスでき、サンプルの豊富さの中央値を表します。干渉データのベイズ分析により、選択した銀河クラスターの質量とそれぞれの検出の重要性を推測します。「ACAによる検証-ローカリゼーションとクラスター分析」（VACALoCA）プログラムのテストは、ACAが以前に全天サーベイで特定された銀河クラスター内のビリアル化されたクラスター内媒体の存在を確実に確認できることを示しています。特に、10個のVACALoCAクラスターのうち7個について、SZ効果の有意な検出が得られました。この結果は、想定される圧力プロファイルとは無関係であることに注意してください。ただし、バンド3のみでのACAの限られた角度ダイナミックレンジ、短い観察積分時間、および未解決のソースからの汚染の可能性により、質量の堅牢なキャリブレーションに適切なスケール内でのクラスタープロパティの詳細な特性とクラスター質量の推定が制限されます。-richnessスケーリング関係。
不均一な宇宙における暗い光子振動のモデリング
暗い光子は、標準モデルの光子と速度論的に混ざり合う可能性があり、観測可能な宇宙論のサインにつながります。混合は、暗い光子の質量が原始的なプラズマ周波数と一致するときに共鳴して強化されます。重要なことに、この分布の不均一性は、共振変換の性質に大きな影響を与える可能性があります。我々は初めて、不均一性の存在下で共振振動を扱うための一般的な分析形式を開発し、説明します。私たちの定式化は、ランダムフィールドのレベル交差の理論に基づいており、基礎となる電子数密度変動の1点確率分布関数（PDF）の知識のみを必要とします。シミュレーションを使用して形式を検証し、低赤方偏移宇宙を特徴付けるために使用されるPDFのいくつかの異なる選択に対する光子から暗い光子への変換確率を示します。
宇宙論的一次相転移のモデルに依存しないエネルギー収支
| Title |
Model-independent_energy_budget_of_cosmological_first-order_phase_transitions |
| Authors |
Felix_Giese,_Thomas_Konstandin,_Jorinde_van_de_Vis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06995 |
結果の重力波スペクトルを予測する上で重要な要素である、一次宇宙相転移のエネルギー収支を調べます。以前は、この分析は主にバッグの状態方程式などの単純化されたモデルに基づいていました。ここでは、壊れたフェーズでの音速の温度依存性まで正確なモデルに依存しないアプローチを示します。流体力学的解析に入る唯一の関連する量は、壊れたフェーズでの音速と、疑似トレースと呼ばれる2つのフェーズ間のエネルギーと圧力の差の線形結合（壊れたフェーズでのエンタルピーに正規化）であることがわかります。疑似トレースは、相転移の強さを定量化し、相対論的プラズマ（音速の2分の1の2乗）のエネルギー運動量テンソルの従来のトレースを生成します。相転移のいくつかの現実的なモデルでこのアプローチを研究し、特定の相転移の強さと音速の効率係数を決定するために使用できるコードスニペットも提供します。私たちのアプローチは、適度に強い相転移のパーセントレベルまで正確であることがわかりますが、以前のアプローチは、せいぜい適切な桁数しか与えません。
修正された重力のパラメータ化された理論における弱いレンズ効果収束マップの高次スペクトル
投影された（2D）弱いレンズ効果の収束マップの高次スペクトルのファミリーの低$\ell$制限を計算します。この制限では、これらのスペクトルは{\emtree-level}摂動計算を使用して任意の次数に計算されます。生成関数アプローチに基づくフラットスカイ近似とオイラー摂動結果を使用します。これらの結果をこのファミリーの低次メンバー、つまり最新のシミュレートされた全天の弱いレンズ効果の収束マップに対してスキューおよびカートスペクトルに対してテストし、結果が非常によく一致していることを確認します。また、現実的なスカイマスクとガウスノイズが存在する場合に、これらのスペクトルを計算する方法も示します。これらの結果を3次元（3D）に一般化し、{\emequal-time}高次スペクトルを計算します。これらの結果は、低$\ell$モードでの{\emEuclid}調査など、将来の全天の弱いレンズ調査からの高次統計の分析に役立ちます。説明のための例として、修正された重力の{\emHorndeski}および{\emBeyondHorndeski}理論のコンテキストでこれらの統計を計算します。これらは、Gleyzes-Langlois-Piazza-Vernizzi（GLPV）理論や縮退高次スカラーテンソル（DHOST）理論などの理論と、一般的に使用されるDvali-Gabadadze-Porrati（nDGP）モデル、クラスタリングクインテッセンスモデル、および大規模なニュートリノのシナリオ。
BOSS DR12における異方性銀河アセンブリバイアスの検出
$5\sigma$を超えるレベルのバリオン振動分光法調査データリリース12の銀河サンプルで、異方性銀河アセンブリバイアスの証拠を提示します。視線速度分散$\sigma_\star$および恒星の質量$M_\star$の測定値を使用して、銀河のサブサンプルへの単純な分割を実行します。パワースペクトルの単極子モーメントと四重極モーメントの振幅が$\sigma_\star$と$M_\star$に依存する方法が異なることを示し、一致する単極子を含むサブセットに銀河サンプルを分割できますが、すべてのスケールで四重極子が大幅に異なることを示します。LOWZおよびCMASSNGC銀河サンプルからのデータを組み合わせると、スケール$k<0.15\、h\、\rm{Mpc}^{-1}$の異方性バイアスの$>5\sigma$の証拠が見つかります。また、他の観測されたプロパティを使用して分割を調べます。$M_\star$と投影サイズ$R_0$を使用して分割された銀河のサンプルの場合、異方性バイアスの有意な証拠は見つかりません。追加のプロパティを使用して選択されたGalaxyサンプルは、サブセットに分割するために使用されるプロパティの組み合わせに応じて、異方性アセンブリバイアスの度合いが大きく異なります。これは、FundamentalPlaneを使用してこの効果を以前に検索した結果、一貫性のない結果が見つかった理由を説明している可能性があります。$\sigma_\star$に依存する銀河サンプルを選択すると、偏りがあり、不正確なRedshiftSpaceDistortion測定値が得られる可能性があると結論付けています。
偽陽性状態から救出された、居住可能なゾーンの地球サイズの惑星
| Title |
A_Habitable-Zone_Earth-Sized_Planet_Rescued_from_False_Positive_Status |
| Authors |
Andrew_Vanderburg,_Pamela_Rowden,_Steve_Bryson,_Jeffrey_Coughlin,_Natalie_Batalha,_Karen_A._Collins,_David_W._Latham,_Susan_E._Mullally,_Knicole_D._Col\'on,_Chris_Henze,_Chelsea_X._Huang,_Samuel_N._Quinn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06725 |
ケプラー1649と呼ばれる低質量の星の居住可能ゾーンにある地球サイズの惑星の発見を報告します。惑星、ケプラー1649cは地球のサイズの1.06$^{+0.15}_{-0.10}$倍で、19.5日ごとに0.1977+/-0.0051MsunのM矮星のホストスターを通過します。それは地球の74+/-3％の入射フラックスを受け取り、それに234+/-20Kの平衡温度を与え、それを恒星周辺の居住可能ゾーン内にしっかりと配置します。Kepler-1649は、8.7日ごとに周回する以前から知られている内部惑星もホストしており、サイズと入射フラックスが金星とほぼ同じです。Kepler-1649cは、もともとKeplerパイプラインによって誤検知として分類されていましたが、自動的に配置されたすべてのKepler誤検知の体系的な目視検査の一環として救出されました。この発見は、自動化された技術が向上しても、惑星候補の人間による検査の価値を浮き彫りにし、中型から後期のM矮星の周りの地球型惑星は、より大規模な星の惑星よりも一般的かもしれないことを示唆します。
衝突をシミュレートする超粒子法
天体物理学、惑星科学などの問題の場合、数値シミュレーションは、実際のシステムよりも少ない粒子のシミュレーションに制限されることがよくあります。衝突をモデル化するには、シミュレートされた粒子（別名超粒子）を膨らませて、実際の粒子の集合的に大きな衝突断面積を表す必要があります。ここでは、実際の衝突時の運動エネルギー損失を再現する超粒子ベースの方法を開発し、それを$N$-bodyコードに実装してテストします。テストは、自己重力衝突システムのダイナミクスへの興味深い洞察を提供します。それらは、粒子系がいくつかの自由落下タイムスケールにわたってどのように進化して、中心濃度と平衡化された外殻を形成するかを示しています。超粒子法を拡張して、非弾性的な合併の際のオブジェクトの増加を説明することができます。
正確な通過タイミングを持つ惑星と星の相互作用。 II。 WASP-18システムにおける半径方向の速度の潮流と軌道崩壊速度に対するより厳しい制約
| Title |
Planet-star_interactions_with_precise_transit_timing._II._The_radial-velocity_tides_and_a_tighter_constraint_on_the_orbital_decay_rate_in_the_WASP-18_system |
| Authors |
G._Maciejewski,_H._A._Knutson,_A._W._Howard,_H._Isaacson,_E._Fernandez-Lajus,_R._P._Di_Sisto,_C._Migaszewski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06781 |
その発見から、タイトな軌道上に巨大な通過惑星を持つWASP-18システムは、潮汐惑星と星の相互作用に関する研究のためのユニークな実験室として識別されました。2012年から2018年の間にHIRES/Keck-I装置で得られた5つの新しい測定値を含むドップラーデータの分析で、惑星の潮汐ポテンシャルに続く光球の半径方向速度信号をホストスターに対して抽出できることを示します。その振幅は、平衡潮流近似の理論的予測と軌道位相曲線で観察される楕円変調の両方と一致しています。円軌道を想定して、TESSからの測光時系列を使用してシステムパラメーターを調整します。新しい地上ベースの測光観測により、軌道周期の短縮率を調査するために、通過タイミング観測のスパンを28年に拡張しました。一定期間のモデルからの逸脱が見つからなかったため、ホストスターの修正された潮汐品質パラメーターは、95％の信頼度で3.9x10^6より大きい必要があると結論付けています。この結果は、高温のジュピターの個体数の研究から引き出された結論と一致しており、潮汐消散の効率は1桁または2桁弱いと予測しています。WASP-18システムは、軌道崩壊を検出するための主要な候補の1つであるため、さらなるタイミング観測により、恒星の内部に関する知識の境界を広げることが期待されています。
超高温木星WASP-189 bで一貫した大気吸収が検出されない
| Title |
No_consistent_atmospheric_absorption_detected_for_the_ultra-hot_Jupiter_WASP-189_b |
| Authors |
P._Wilson_Cauley,_Evgenya_Shkolnik,_Ilya_Ilyin,_Klaus_G._Strassmeier,_Seth_Redfield,_and_Adam_G._Jensen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06859 |
LBTでPEPSIを使用した超高温木星WASP-189bの部分的な通過を観察しました。Hアルファ、FeI、MgIなどの複数の原子遷移で非常に変動する通過信号を検出します。信号は通過する惑星大気と一致しません。代わりに、移動中の信号は不均一な恒星表面によるものであることをお勧めします。私たちの観察は、一般的な光学原子トレーサーには高度に拡張された雰囲気がないことを示しています。WASP-189は非常に明るいですが、通過深度が小さく、大気が明らかにコンパクトであるため、惑星の大気の特性評価は困難です。
プラネット9の存在下で50 AUを超えるカイパーベルトの平均面
環境。カイパーベルトオブジェクト（KBO）の最近の観測国勢調査は、異常な軌道構造を明らかにしました。これにより、追加の$\sim5-10〜m_{\oplus}$惑星が存在するという仮説が導き出されました。惑星9として知られるこの惑星は、何百もの天文単位で偏心して傾斜した軌道を占めています。ただし、検討中のKBOには、$a>250$AUで最大の既知の準主軸があります。したがって、それらを検出することは非常に困難です。提案されているプラネット9のコンテキストでは、カイパーベルトの平均平面を$a>50$AUで測定することを目指しています。予測された平均平面と観測された平均平面の比較では、この未発見の惑星の質量と軌道にいくつかの制約が課されます。メソッド。Volk＆Malhotra（2017）の理論的アプローチを採用し、カイパーベルトの期待される平均平面と8つの既知の惑星によって決定される不変平面の間の相対角度$\delta$に発展させました。数値シミュレーションは、理論的アプローチを検証するために作成されました。次に、Volk＆Malhotra（2017）と同様に、実際に観測されたKBOの角度$\delta$を$100<a<200$AUで導出し、測定の不確実性も推定しました。最後に、比較のために、考えられるPlanet9パラメータのさまざまな組み合わせについて、理論的に予想される$\delta$のマップを作成しました。結果。カイパーベルトの予想平均平面は、$a=90$AUまでの上記の不変の平面内部とほぼ一致します。ただし、相対角度$\delta$が$\sim10^{\circ}$となる可能性があるため、これらの2つの平面は、Planet9の存在により、$a>100$AUで互いに著しくずれています。実際のKBOサンプルから推定された$\delta<5^{\circ}$の$1\sigma$の上限を制約として使用して、Planet9の最も可能性の高いパラメーターを提示します。
潮汐でロックされた惑星の大気の安定と崩壊
大規模なタイムスケールでは、地球惑星は潮汐力によってスピン軌道同期回転に向かって駆動される可能性があります。この特定の構成では、惑星は恒久的な昼と夜の側面を示し、強い昼と夜の温度勾配を引き起こす可能性があります。夜間の気温は、昼夜の熱再分配の効率に依存し、崩壊に対する大気の安定性を決定します。ホスト星の居住可能ゾーンにある岩石惑星の大気安定性、気候、および表面状態をより適切に制約するには、熱再分配の複雑なメカニズムを理解することが重要です。初期の研究に基づいて構築し、乾燥熱力学を想定して、ゆっくりと回転する惑星の場合の放射伝達、昼間の対流、および大規模大気循環の間の結合を考慮に入れて、解析モデルの階層を開発しました。これらのモデルには2つのタイプがあります。0次元の2層アプローチと2列の放射-対流-沈下-湧昇（RCSU）モデルです。それらは、崩壊圧力の物理的特徴への依存性を特徴付ける分析ソリューションとスケーリング法則を生成します。これは、3D地球気候モデル（GCM）を使用した初期の作業で得られた結果と比較されます。分析理論は、（i）短波長および長波長での大気の不透明度と散乱への温度の依存性、（ii）非線形依存性に起因する低恒星フラックスでのGCMシミュレーションで観察された崩壊圧力の挙動をキャプチャします。惑星表面での長波の光学的深さに対する大気の不透明度の影響、（iii）昼間の顕熱によって生成される安定性の増加、および（iv）惑星のサイズの増加によって引き起こされる安定性の減少。
最初に発見された星間オブジェクト（ISO）、`Oumuamua（1I/2017U1）は、乾いた岩の多い表面、異常に細長い短軸と長軸の比率$c/a\lesssim1/6$、ローカルの休息基準（$\sim10$kms$^{-1}$）、非重力加速度、および数時間のタイムスケールでの転倒。小惑星のISOの母集団の推定数密度（$\sim3.5\times10^{13}-2\times10^{15}$pc$^{-3}$）は、$\geq10^によって彗星のISOを上回りますロッキー/アイスのカイパーベルトオブジェクトのはるかに低い比率（$\lesssim10^{-2}$）とは対照的に、3$。いくつかのシナリオは小惑星ISOの放出を引き起こす可能性がありますが、統一された形成理論はまだすべての`オウムアムアの不可解な特徴を包括的に結び付け、人口を説明する必要があります。ここでは、数値シミュレーションによって、`OumuamuaのようなISOが、広範な潮汐の断片化によって大量に生成され、ホストスターとの揮発性に富んだ親体の接近中に排出されることを示します。ペリアストロン通過時の集中加熱により材料強度が強化され、形状$c/a\lesssim1/10$、サイズ$a\sim100$m、岩の表面を持つ非常に細長い3軸ISOの出現が可能になります。昇華温度の低い揮発性物質（COなど）は同時に枯渇しますが、表面の下に埋め込まれたH$_2$OはこれらのISOに保存され、内部を通過する間の「オウムアムアの非重力加速」のための測定可能な彗星活動のないガス放出源を提供します太陽系。「OumuamuaのようなISOの前駆体は、オールト雲からのkmサイズの長周期彗星、破片ディスクからのkmサイズの残留微惑星、またはいくつかのAUでの惑星サイズの物体であり、低質量メインの周りを周回している可能性があります。シーケンス星または白い小人。これらは、「オウムアムア」の発生率を説明するための豊富な貯水池を提供します。
非常に偏心した連星の周りの極惑星は最も安定しています
バイナリ偏心、バイナリ質量分率、惑星質量、惑星半長径、惑星傾斜のさまざまな初期値について、偏心軌道バイナリの周りの非ゼロ質量の近接円形軌道惑星の軌道安定性を研究します。$5\times10^4$のバイナリ軌道をカバーする数値シミュレーションの手段。バイナリの偏心が小さい場合、バイナリに最も近い安定した軌道（最も安定した軌道）は、ほぼ逆行性で循環しています。高いバイナリ偏心の場合、最も安定した軌道は非常に傾斜し、バイナリ軌道のフレームに固定された静止軌道である、いわゆる一般化極軌道の近くで自由になります。より極端な質量比のバイナリでは、特に低バイナリ偏心の場合、惑星質量と初期傾斜により、安定領域のサイズ（初期軌道半径と傾斜によって定義される）の変動が大きくなります。低いバイナリ偏心の場合、傾斜した惑星軌道は大きな軌道半径（分離$>5\、a_{\rmb}$）でも不安定になる可能性があります。不安定な惑星の脱出時間は、通常、不等質量のバイナリと比較して、等質量のバイナリの方が短いです。私たちの結果は、周惑星の形成と進化に影響を与え、将来の周惑星観測の理解に役立ちます。
非常に低質量の星と褐色矮星の周りの小石によって駆動される惑星の形成
| Title |
Pebble-driven_Planet_Formation_around_Very_Low-mass_Stars_and_Brown_Dwarfs |
| Authors |
Beibei_Liu,_Michiel_Lambrechts,_Anders_Johansen,_Ilaria_Pascucci_and_Thomas_Henning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07239 |
$0.01\M_{\odot}$と$0.1\M_{\odotの間の（サブ）恒星質量範囲で、非常に低質量の星と褐色矮星の周りの惑星の形成を調査するために、小石駆動の惑星個体数統合研究を実施します}$。ストリーミング不安定性による微惑星形成の数値シミュレーションの外挿に基づいて、初期の自己重力相または惑星のいずれかで、微惑星の特徴的な質量と原始惑星（惑星サイズ分布からの最大の物体）の初期質量を取得しますその後の原始惑星系円盤進化の非自己重力段階。初期の原始惑星は、ホストの質量、軌道距離とともに増加し、ディスクの古さとともに減少する質量で形成されることがわかります。後期M矮星$0.1\M_{\odot}$の周りでは、これらの原始惑星は小石の付着によって地球から大惑星まで成長することができます。ただし、$0.01\M_{\odot}$の茶色の小人の周りでは、初期の原始惑星が自己重力ディスクで早く生まれたとき、惑星は火星の質量より大きく成長せず、その成長は$0.01$地球の質量で停止します。非自己重力ディスクで遅く生まれました。これらの低質量の星と褐色矮星の周りには、固体のコアが小さすぎるため、ガス巨大惑星形成の経路が見つかりません。初期の原始惑星が水氷ラインでのみ形成される場合、最終的な惑星は通常、${\gtrsim}15\％$の水の質量分率を持ちます。あるいは、初期の原始惑星が原始惑星系円盤全体に均一に分布した対数で形成される場合、最終的な惑星は非常に水に富んでいる（水質量分率${\gtrsim}15\％$）か、完全に岩が多い（水質量分率${\）lesssim}5\％$）。
天の川の中心分子帯のシミュレーション-I.気体力学
| Title |
Simulations_of_the_Milky_Way's_central_molecular_zone_--_I._Gas_dynamics |
| Authors |
Robin_G._Tress,_Mattia_C._Sormani,_Simon_C.O._Glover,_Ralf_S._Klessen,_Cara_D._Battersby,_Paul_C._Clark,_H_Perry_Hatchfield,_Rowan_J._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06724 |
流体力学シミュレーションを使用して、天の川の中心分子ゾーン（CMZ）、つまり、ガラクトセントリックな半径$R\lesssim200$pcで星を形成する核リングを研究します。シミュレーションは天の川のガス流を含み、ポテンシャルは$R=5$kpcです。これは、CMZが埋め込まれ、バーを介して強く相互作用している大規模な環境をキャプチャするために必要です。駆動流入。シミュレーションには、非平衡時間依存の化学ネットワーク、ガスの自己重力、星形成と超新星フィードバックのサブグリッドモデルも含まれ、すべてが最も密度の高い領域でサブパーセクの解像度に達します。主な調査結果は次のとおりです。（1）時々文献で提案されている内部（$R\lesssim120$pc）と外部（$120\lesssimR\lesssim450$pc）CMZの区別は不要です。代わりに、CMZは単一の構造、つまり、バー駆動の流入を仲介するダストレーンと直接相互作用する、外半径$R\simeq200$pcの星形リングとして最もよく説明されています。（2）この降着により、CMZが平面から大きく傾くことがあります。傾斜したCMZは、Molinariらのハーシェルデータで特定された$\infty$形の構造に対する代替の説明を提供する可能性があります。2011.（3）シミュレーションのバーは、銀河円盤（$R\simeq3$kpc）から$1\rm\、M_\のオーダーのCMZ（$R\simeq200$pc）への流入を効率的に促進します。odot\、yr^{-1}$、観測結果と一致します。（4）自己重力と超新星のフィードバックにより、CMZから$\sim0.03\、\rmM_\odot\、yr^{-1}$のオーダーの核周囲円盤に向かって流入する可能性があります。（5）20kmと50kmのs$^{-1}$雲の3D配置について、銀河中心に近い（$R\lesssim30$pc）が、また、$R\gtrsim100$pcで大規模ストリームに接続されています。
天の川の中心分子ゾーンのシミュレーション-II。星の形成
| Title |
Simulations_of_the_Milky_Way's_central_molecular_zone_--_II._Star_formation |
| Authors |
Mattia_C._Sormani,_Robin_G._Tress,_Simon_C.O._Glover,_Ralf_S._Klessen,_Cara_D._Battersby,_Paul_C._Clark,_H_Perry_Hatchfield,_Rowan_J._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06731 |
天の川の中心分子ゾーン（CMZ）、つまり$R\lesssim200$pcにある星形成核リングは、研究星形成のためのユニークな実験室として近年登場しています。この論文では、Tressetal。2020年にCMZの星形成を調査する。シミュレーションには、天の川の内側の円盤全体（$R\leq5$kpc）のガス流が含まれます。これにより、CMZでの星の形成に大規模環境がどのように影響するかを評価できます。私たちは快適にサブパーセク解像度に到達します。これにより、個々の分子雲を解決することができます。主な調査結果は次のとおりです。（1）CMZリングに沿って形成された星の空間的および時間的分布を研究することにより、ほとんどの星形成はapocentresの下流で発生し、「strings-on-a-string」シナリオと一致しています。（2）私たちのシミュレーションは、ペリセンター通過によって引き起こされる星形成の絶対的な進化のタイムラインがCMZリングのガス雲軌道として識別できるという概念をサポートしていません。（3）シミュレーションのタイムスケール（$\sim100$Myr）内では、CMZの枯渇時間は$\sim2$の係数内で一定です。これは、星形成率の変動が主にCMZの質量の変動によって引き起こされていることを示唆しています。たとえば、バー駆動の流入率、AGNフィードバック、またはその他の外部イベントの変化によって引き起こされ、空乏時間の変動によって引き起こされるわけではありません。。（4）シミュレーションで、新しく生まれた星の軌道を研究します。年齢、視線速度、適切な運動速度がArchesおよびQuintupletクラスターと互換性のある例がいくつか見つかります。私たちのシミュレーションは、これらの卓越したクラスターが、銀河中心に関して対称的な位置で、バー駆動の流入がCMZに降着する衝突サイトの近くで発生し、それらが生まれたガスからすでに切り離されていることを示唆しています。
近くの塵の雲を解決する
目的：星間媒質を3Dでマッピングすると、その内部の仕組みに関する豊富な洞察が得られます。銀河は銀河であり、原理的には詳細な3Dマッピングが可能です。この論文では、局所的な超泡の中と周りのダスト密度を再構築します。方法：ガイア、2MASS、PANSTARRS、およびALLWISEなどの調査からの結合データは、私たちの周囲の星間物質の詳細な地図を作成するために必要な情報を提供します。この目的のために、変分推論とガウス過程を使用して、固有の相関関係を利用してダストの消散密度をモデル化します。結果：高解像度のダストマップを再構築し、解像度が1\、pcで最大400\、pcの距離にある最も近いダストクラウドを表示します。結論：私たちの再構築は星間物質の構造への洞察を提供します。スペクトルインデックスの要約統計量と、対数ダスト消散密度の1点関数を計算します。これにより、同様の解像度を実現する星間物質のシミュレーションが制約される可能性があります。
固有銀河：画像空間の主成分を使用して銀河の形態を記述する
| Title |
Eigengalaxies:_describing_galaxy_morphology_using_principal_components_in_image_space |
| Authors |
Emir_Uzeirbegovic,_James_E._Geach_and_Sugata_Kaviraj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06734 |
銀河の形態を「固有銀河」の加重和で表す方法と、固有の銀河を確率論的フレームワークで使用して、さまざまなアプリケーションで原理的で単純化されたアプローチを有効にする方法を示します。固有銀河は、シングルバンドまたはマルチバンド画像のセットの主成分分析（PCA）から導出できます。それらは、大規模に削減された方法で銀河の大きなサンプルの構造特性を記述するために組み合わせることができる基底ベクトルに相当する画像空間をエンコードします。例として、ハッブル宇宙望遠鏡CANDELSサーベイの10,243個の銀河のサンプルが、銀河動物園からの視覚的な分類を持ち、96％の説明された分散を保持しながら、わずか12個の固有銀河によってどのように表現できるかを示します。特定の固有銀河コンポーネントの強調が視覚的特徴（たとえば、円盤、点光源など）にどのように対応するかを示し、固有銀河とGalaxyZoo-CANDELSカタログで定義された特徴の組み合わせ間の対応を調査します。また、固有銀河フレームワークが確率を銀河に割り当て、母集団全体を生成分布として特徴付けることを可能にする、PCA（PPCA）の確率論的拡張についても説明します。次世代の大規模な画像調査に特に関連する、確率論的固有銀河フレームワークの4つの実用的なアプリケーションを紹介します。（i）低確率銀河が異常値検出の自然候補になる方法を示します（ii）欠損データを予測する方法を示します（iii）イグザンプラで類似性検索を実行する方法を示します（iv）監視なしのオブジェクトのクラスタリングを実装する方法を示します。
ラム圧力は、コマ星団の銀河の電波尾を取り除いた
| Title |
The_ram_pressure_stripped_radio_tails_of_galaxies_in_the_Coma_cluster |
| Authors |
Hao_Chen,_Ming_Sun,_Masafumi_Yagi,_Hector_Bravo-Alfaro,_Elias_Brinks,_Jeffrey_Kenney,_Francoise_Combes,_Suresh_Sivanandam,_Pavel_Jachym,_Matteo_Fossati,_Giuseppe_Gavazzi,_Alessandro_Boselli,_Paul_Nulsen,_Craig_Sarazin,_Chong_Ge,_Michitoshi_Yoshida_and_Elke_Roediger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06743 |
以前の研究は、ガスのラム圧力ストリップ（RPS）テールと埋め込まれた若い星を持つ銀河クラスター内の銀河の集団を明らかにしました。RPS銀河の電波特性を研究するために、昏睡星団の2つのフィールドで、B構成の非常に大きなアレイで1.4GHzの連続体とHI放射を観察しました。2つのフィールドで最高の連続体感度は、それぞれ4インチビームあたり6および8$\mu$Jyで、以前に公開されたものより4および3倍深いです。電波連続体の尾は、20のRPS銀河のうち10（8は新しい）に見られ、剥奪された尾に相対論的な電子と磁場の存在が明確に示されています。我々の結果はまた、尾が銀河よりも急なスペクトルを持っていることを示唆しています。尾部の1.4GHzの連続体は、RPS銀河の本体と比較して、H$\alpha$の放射に比べて$\sim$7倍に強化されています。RPS銀河の連続する1.4GHzは、IR放射に比べて、星形成銀河と比較して$\sim$2倍に強化されています。ラム圧力の相互作用により、RPS銀河の電波放射が強化された可能性があり、ストリッピングのために尾がさらに強化されました。さらに、3つのRPS銀河でのHI検出と、他のRPS銀河の上限を示します。D100の剥がされた尾部の冷たいガスは、分子ガスによって支配されます。これは、おそらく高い周囲圧力の結果です。私たちのデータでは、超拡散銀河に関連する電波放射の証拠は見つかりませんでした。
$ l = 41 ^ \ circ $、$ b = -1 ^ \ circ $の領域にある冷たくて拡散した巨大分子フィラメント
| Title |
A_Cold_and_Diffuse_Giant_Molecular_Filament_in_the_Region_of_$l=41^\circ$,_$b=-1^\circ$ |
| Authors |
Liang-Hao_Lin,_Hong-Chi_Wang,_Yang_Su,_Chong_Li,_Ji_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06926 |
$^{12}$CO/$^{13}$CO/C$^{18}$Oのデータ$J=1\to0$は$l=35^\circ$から$45の銀河平面領域に向かって放出されます^\circ$および$b=-5^\circ$から$+5^\circ$は、天の川イメージングスクロールペインティング（MWISP）プロジェクトで使用できます。データを使用して、$l\approx38\sim42^\circ$、$b\約-3.5\sim0^\circ$、$V_{LSR}\約27\sim40$付近に巨大分子フィラメント（GMF）が見つかりましたkm〜s$^{-1}$、GMFMWISPG041-01という名前。1.7kpcの距離では、GMFの長さは約160pcです。励起温度の中央値が約7.5K、カラム密度の中央値が約$10^{21}$cm$^{-2}$であるため、このGMFは、既知のGMFに比べて非常に低温で非常に拡散しています。データキューブの形態を使用して、GMFは4つのコンポーネントに分割され、そのうち3つはフィラメント構造を示します。コンポーネントの質量は$10^3\sim10^4M_\odot$であり、フィラメント全体の総質量はLTE法による約$7\times10^4M_\odot$です。各コンポーネント内の$^{13}$COコアが検索されます。これらのコアのビリアルパラメーターは約2.5であり、質量に対して-0.34のべき乗指数を持っています。$^{13}$COによって追跡される密集したコアから$^{12}$COによって追跡される拡散雲までの質量分率は、GMFのすべてのコンポーネントで約7％です。GMFで起こり得る大規模なフィラメントとフィラメントの衝突の兆候を発見しました。
さまざまな降着モードの電波活動銀河核に対するH I吸収
| Title |
H_I_absorption_towards_radio_Active_Galactic_Nuclei_of_different_accretion_modes |
| Authors |
Yogesh_Chandola,_D.J._Saikia,_Di_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07074 |
27の低および中程度の光度（$P_{\rm1.4GHz}$$\sim$10$^{23}$-10$^{に向けてGiantMetrewaveRadioTelescope（GMRT）を使用して行われたHI吸収実験の結果を示します。26}$WHz$^{-1}$）放射性銀河核（AGN）、低励起電波銀河（LERG）または高励起電波銀河（HERG）のいずれかに分類され、WISEカラーW2[4.6$\mu$m]$-$W3[12$\mu$m]$>$2.7つの無線AGNのうち、6つが新しいものに対するHI吸収検出を報告します。LERGまたはHERGとして分類された文献の他の情報源と組み合わせると、WISEカラーW2$-$W3$>$2のコンパクトラジオAGNは、W2$-$W3$<$2のものよりも検出率が高いという以前の結果を確認します。HI吸収検出率は、主にLERG（22.0$^{+3.9}_{-3.4}$パーセント）に比べてHERG（37.0$^{+15.8}_{-11.5}$パーセント）の方が高いことがわかります。HERGと比較して、HERGのより多くの部分が若い星の集団でガスとダストに富んでいるためです。ただし、WISEカラーW2$-$W3$>$2の同様のコンパクトな無線構造およびホスト銀河の場合、HIガスの検出が必ずしも高励起モードを意味しない可能性があることを意味する2種類のAGNの検出率に有意差は見られませんAGN。これらのソースに対するキネマティクスをさらに分析しました。LERGは重心速度のシフトの広い範囲（$\sim$$-$479から$+$356kms$^{-1}$）を示していますが、ほとんどのHERGは重心を持っています。速度の変化は200kms$^{-1}$未満です。これは、おそらくジェットと星間物質の相互作用の違いによるものです。
SDSS J211852.96-073227.5：相対論的ジェットを用いた最初の非局所相互作用後期型中間セイファート銀河
| Title |
SDSS_J211852.96-073227.5:_the_first_non-local_interacting_late-type_intermediate_Seyfert_galaxy_with_relativistic_jets |
| Authors |
Emilia_J\"arvel\"a,_Marco_Berton,_Stefano_Ciroi,_Enrico_Congiu,_Anne_L\"ahteenm\"aki,_Francesco_Di_Mille |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07092 |
活動銀河核（AGN）の相対論的ジェットとそれらのホスト銀河の形態との関係の存在がしばしば示唆されています。特に、相対論的ジェットは、通常、イベントの合流に関連している可能性があります。ここでは初めて、$z=0.26$でのセイファート銀河SDSSJ211852.96-073227.5の詳細な分光学的および形態学的分析を示します。この線源は、以前はガンマ線を放射する狭線セイファート1銀河として分類されていました。6.5mの粘土望遠鏡で再観測したところ、これらの新しい高品質の分光データにより、実際には中間型のセイファート銀河であることが明らかになりました。さらに、6.5メートルBaade望遠鏡で取得した$Ks$バンドの近赤外線画像のモデリングは、AGNが相互作用型システムの後期型銀河によってホストされており、銀河相互作用と相対論的ジェット間の示唆された接続を強化していることを示唆しています。
Sgr A *の磁束分布
| Title |
The_Flux_Distribution_of_Sgr_A* |
| Authors |
The_GRAVITY_Collaboration:_R._Abuter,_A._Amorim,_M_Bauboeck,_H._Bonnet,_W._Brandner,_V._Cardoso,_Y._Clenet,_P.T._de_Zeeuw,_J._Dexter,_A._Eckart,_F._Eisenhauer,_N.M._F\"orster_Schreiber,_P._Garcia,_F._Gao,_E._Gendron,_R._Genzel,_S._Gillessen,_M._Habibi,_X._Haubois,_T._Henning,_S._Hippler,_M._Horrobin,_L._Jocou,_A._Jimenez-Rosales,_L._Jochum,_L._Jocou,_A._Kaufer,_P._Kervella,_S._Lacour,_V._Lapeyr\`ere,_J.-B._Le_Bouquin,_P._L\'ena,_M._Nowak,_T._Ott,_T._Paumard,_K._Perraut_5,_G._Perrin,_O._Pfuhl,_G._Ponti,_G._Rodriguez_Coira,_J._Shangguan,_S._Scheithauer,_J._Stadler,_O._Straub,_C._Straubmeier,_E._Sturm,_L.J._Tacconi,_K.R.W._Tristram,_F._Vincent,_S.D._von_Fellenberg,_I._Waisberg,_F._Widmann,_E._Wieprecht,_E._Wiezorrek,_J._Woillez,_S._Yazici,_and_G._Zins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07185 |
銀河中心のブラックホール射手座A*は、フレアと呼ばれる明るいフラックスエクスカーションを示す可変NIR光源です。磁束分布の低磁束密度のターンオーバーは、現在の単一開口望遠鏡の感度を下回っています。VLTIでは、GRAVITY装置の前例のない解像度を使用しています。私たちの光度曲線は混乱しておらず、以前の測光研究の混乱の限界を克服しています。標準的な統計手法を使用して光度曲線を分析し、フラックス分布を取得します。SgrA*の磁束分布は、（1.1\pm0.3）mJyの中央磁束密度で反転することがわかります。磁束分布のパーセンタイルを測定し、それらを使用してNIRKバンドSEDを制約します。さらに、フラックス分布は本質的にログスペース内のより高いフラックス密度に右に歪んでいることがわかります。0.1mJy未満の磁束密度はほとんど観察されません。その結果、単一のべき法則または対数正規分布では、観測された流束分布全体を説明するには不十分です。ただし、磁束密度が高い場合のべき乗則成分を考慮に入れると、対数正規分布は、観測された磁束分布の下限を表すことができます。Sgr〜A*のRMSと磁束の関係を確認し、観測のすべての磁束密度に対して線形であることを確認します。Sgr〜A*には2つの状態があると結論付けます。放出の大部分は、明確な中央フラックス密度の対数正規プロセスで生成され、この静止放出は、フラックス分布の観測されたべき乗則拡張を作成する散発的なフレアによって補足されます。。
| Title |
Detection_of_the_Schwarzschild_precession_in_the_orbit_of_the_star_S2_near_the_Galactic_centre_massive_black_hole |
| Authors |
GRAVITY_Collaboration:_R._Abuter,_A._Amorim,_M._Bauboeck,_J.P._Berger,_H._Bonnet,_W._Brandner,_V._Cardoso,_Y._Clenet,_P.T._de_Zeeuw,_J._Dexter,_A._Eckart,_F._Eisenhauer,_N.M._Foerster_Schreiber,_P._Garcia,_F._Gao,_E._Gendron,_R._Genzel,_S._Gillessen,_M._Habibi,_X._Haubois,_T._Henning,_S._Hippler,_M._Horrobin,_A._Jimenez-Rosales,_L._Jochum,_L._Jocou,_A._Kaufer,_P._Kervella,_S._Lacour,_V._Lapeyrere,_J.-B._Le_Bouquin,_P._Lena,_M._Nowak,_T._Ott,_T._Paumard,_K._Perraut,_G._Perrin,_O._Pfuhl,_G._Rodriguez-Coira,_J._Shangguan,_S._Scheithauer,_J._Stadler,_O._Straub,_C._Straubmeier,_E._Sturm,_L.J._Tacconi,_F._Vincent,_S._von_Fellenberg,_I._Waisberg,_F._Widmann,_E._Wieprecht,_E._Wiezorrek,_J._Woillez,_S._Yazici,_G._Zins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07187 |
コンパクトラジオソースSgrA*を周回する星S2は、最も近い巨大なブラックホール（候補）の周りの重力場の精密プローブです。過去2.7年間で、主にESOVLTのSINFONIおよびNACO適応光学（AO）装置を使用して、そして2017年から4望遠鏡干渉ビームコンバイナ装置GRAVITYを使用して、星の半径方向の速度と空の動きを監視しました。この論文では、S2の軌道における一般相対性理論（GR）シュヴァルツシルト歳差運動（SP）の最初の検出について報告します。その高度に楕円の軌道（e=0.88）のため、S2のSPは主に、対応するケプラー軌道を基準にして、中心の通過の前後の中心中心前後の動きの方向〜〜-1年の間のねじれです。GRAVITYのすばらしい2017-2019占星術は、ペリセンターの通過と出力方向を定義します。入射方向は、赤外線参照フレーム内のS2の位置の118NACO-AO測定によって固定され、SgrA*の明るい状態（「フレア」）中のS2-SgrA*分離の75の直接測定が追加されます。14パラメータモデルは、距離、中心質量、質量に対するAO天文測定の参照フレームの位置と動き、軌道の6つのパラメータ、およびSPの無次元パラメータf_SP（f_SP=ニュートンは0、GRは1）。2019年末までのデータから、軌道周期ごとにS2のSPをロバストに検出します。デルファイ=12'。事後フィッティングとさまざまな重み付けスキームとブートストラップによるMCMCベイズ分析から、f_SP=1.10+-0.19であることがわかります。S2データはGRと完全に一致しています。S2の軌道内の拡張質量は、中心質量の約0.1％を超えることはできません。中央のアークセカンド内のコンパクトな3番目の質量は、約1000M_sun未満でなければなりません。
活動銀河核の代表的なサンプルにおける配向と降着
| Title |
Orientation_and_accretion_in_a_representative_sample_of_active_galactic_nuclei |
| Authors |
Jessie_Runnoe_and_Todd_Boroson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07196 |
方向とは無関係に選択された活動銀河核の代表的なサンプルを強調表示します。セレクションの特徴的な特徴は、7回目のデータリリースから325MHzでのWesterborkノーザンスカイサーベイまでの$0.1<z<0.6$スローンデジタルスカイサーベイのクエーサーと、それに続く総電波輝度カットの適用との間の洗練されたマッチングです。結果として得られるサンプルは、制限された光度まで完全であり、方向によって偏りがありません。文献の方向サンプルと比較して、このアプローチは、赤方偏移でバイアスが少なく、電波ローブがあり、コアが表示されていないものを含む、比較的葉が支配的なソースと、立体角。光学スペクトルの特性を測定し、サンプルを使用して、広いH$\beta$輝線の速度幅の方位依存性を調査します。既知の方向依存性を回復しますが、エッジオンソースのみが最も広いラインを表示する以前の研究の鋭い包絡線はありません。この図の散乱は、ブラックホールの質量、エディントン比、またはコンパクトな急峻なスペクトルソースからのサンプルの汚染のみに起因するものではありません。クエーサービームの物理的なフレームワークとディスク状の太線領域は、追加のパラメーター、特にジェットのプロパティと広線領域の速度フィールドを含めるように拡張されたときに、代表的なサンプルを記述できます。これらの点は、クエーサー中央エンジンの物理的パラメーターの指標としての観測可能な特性の解釈におけるサンプル選択の重要な役割を示すのに役立ちます。
NICER-NuSTARによる中性子星の低質量X線連星の観測4U 1735-44
| Title |
NICER-NuSTAR_Observations_of_the_Neutron_Star_Low-Mass_X-ray_Binary_4U_1735-44 |
| Authors |
R._M._Ludlam,_E._M._Cackett,_J._A._Garc\'ia,_J._M._Miller,_P._M._Bult,_T._E._Strohmayer,_S._Guillot,_G._K._Jaisawal,_C._Malacaria,_A._C._Fabian,_C._B._Markwardt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06723 |
2018年8月に得られた中性子星（NS）低質量X線連星4U1735$-$44の最初の同時$NICER$および$NuSTAR$観測について報告します。光源は$\sim1.8〜（D/5.6\\mathrm{kpc}）^{2}\times10^{37}$ergss$^{-1}$の明るさで$0.4-30$でしたkeVバンド。以前にソースをモデル化するために使用された2つの異なる連続体の説明で連続体の放出を説明します。連続体モデルでの選択にもかかわらず、結合された通過帯域は、スペクトルの反射を示す幅広いFeKラインを明らかにします。反射スペクトルを説明するために、降着するNSからの熱放射に合わせて調整された反射モデルRELXILLの修正バージョンを利用します。または、RFXCONVの反射畳み込みモデルを使用して、比較のためにComptonized熱コンポーネントから発生する反射放射をモデル化します。降着円盤の最も内側の領域は、反射モデルに関係なく、90％の信頼水準で最も内側の安定した円軌道（$R_{\mathrm{ISCO}}$）の近くに広がると判断します。さらに、$NICER$の現在のフラックスキャリブレーションは、$NuSTAR$/FPMA（B）の5％以内です。
重力波による一般的なバイナリインスパイラルの検索
バイナリブラックホールテンプレートバンクを使用して、一般的なバイナリ合体によって放出される重力波を検索できるかどうかを調べます。ノイズの多いデータからバイナリ信号を復元するには、通常、整合フィルター処理技術が必要です。これは特に、総質量が$M\lesssim10\、M_\odot$の低質量システムに当てはまり、数千サイクルのLIGOおよびVirgo周波数帯域に刺激を与えることができます。この論文では、個々のコンポーネントが大きなスピン誘起四重極モーメントと小さなコンパクトさを持つことができる低質量バイナリシステムの検出可能性に焦点を当てます。四重極は波形の位相発展に寄与しますが、コンパクトさはバイナリのマージ周波数に影響します。バイナリブラックホールテンプレート（無次元四重極$\kappa=1$を使用）は、広い範囲のパラメーター空間で大きな四重極（$\kappa\gtrsim20$）を含むオブジェクトの検索に確実に使用できないことがわかりました。これは、一般的なオブジェクトが非常に回転していて、バイナリコンパニオンよりも質量が大きい場合に特に当てはまります。コンパクトさが小さいオブジェクトで構成されるバイナリは、LIGOとVirgoの周波数帯域で結合することができ、それにより、刺激的なレジーム中に蓄積されたS/N比が低下します。したがって、これらのより一般的な波形を含むテンプレートバンクを構築する必要があります。これらの拡張されたバンクにより、新しい天体物理学および標準モデルを超えるコンパクトオブジェクトの存在を現実的に検索できます。
ガンマ線バースト（GRB）残光の偏光測定は、相対論的GRBジェットの構造、形状、および磁気組成を調べる有望な手段です。ただし、機器のキャリブレーションの正確な処理は、分極データを確実に物理的に解釈するために不可欠であり、潜在的な機器の体系に対するテストと検証が必要です。これは、バースト後$\約5.19$日で取られたGRB171205AのALMAバンド3（97.5GHz）観測でこれを示しています。アルマ偏波測定の安定性を評価するための一連のテストについて説明します。これらのテストを使用して、アーカイブALMAデータを再分析および評価し、$\約0.09\％$レベルでの偏光キャリブレーションの体系を明らかにします。$P<97.2〜\mu$Jyの直線偏光強度の3$\sigma$上限を導出します。これは、$\Pi_{\rmL}<0.30\％$の直線分数偏光の上限に対応します以前に主張された検出とは対照的に。私たちの上限は、GRBラジオの残光の固有の分極に対する既存の制約を3倍に改善します。この測定について、ジェット磁場ジオメトリの制約のコンテキストで説明します。GRB電波アフターグローの偏波観測のまとめを提示し、通常の電波アフターグローからの$\約0.1\％$レベルで偏波された信号を最終的に検出するには、感度の大幅な改善が望ましいことを示します。
EX Draconis：Eclipseを使用してアウトサイドインとインサイドアウトのバーストを分離する
| Title |
EX_Draconis:_Using_Eclipses_to_Separate_Outside-In_and_Inside-Out_Outbursts |
| Authors |
James_M._C._Court,_Simone_Scaringi,_Colin_Littlefield,_Noel_Castro_Segura,_Knox_S._Long,_Thomas_Maccarone,_Diego_Altamirano,_Nathalie_Degenaar,_Rudy_Wijnands,_Tariq_Shahbaz,_and_Zhuchang_Zhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06802 |
TESSサイクル14と15の間に、白い白色矮星EXDraの食の研究を提示します。このデータセットに存在する2つの爆発の両方の間に、食は、食深さ/食束フラックスのヒステリシスループを経験しますスペース。どちらの場合も、ループが実行される方向は、降着円盤の内側の端の近くでトリガーされ、外側に伝播するバーストを強く示唆しています。これは、EXDraのバーストが「インサイドアウト」のバーストであることを示しています。ドワーフノヴァ降着円盤の以前の流体力学的研究によって予測され、分光学的に他の多くの降着する白色ドワーフシステムで確認されたイベント。したがって、我々は、食の深さ/食の外の磁束空間で実行されるループの方向を、他の日食する新星の「インサイドアウト」と「アウトサイドイン」のバーストを現象論的に区別するテストとして使用することを提案します。これらの現象を区別するための信頼できる純粋な測光テスト。
銀河団におけるAGNバーストのエネルギー結合効率について
詳しい銀河核（AGN）ジェットは、クラスター内媒体（ICM）の冷却流の問題を解決する上で重要であると考えられていますが、詳細なメカニズムについてはまだ議論されています。ここでは、ICMに転送されたAGNジェットエネルギーの割合であるエネルギーカップリング効率$\eta_{\rmcp}$に関する体系的な研究を示します。最初に、2つの極端な場合の$\eta_{\rmcp}$の値を分析的に推定します。これは、流体力学シミュレーションを使用して、均一な媒体での球形バーストのパラメーター研究でさらに確認および拡張されます。$\eta_{\rmcp}$は、弱い等圧注入の$\sim0.4$から、強力なポイント注入の$\gtrsim0.8$に増加することがわかります。任意のバーストエネルギーについて、これら2つの極端なケースを分離する2つの特徴的なバーストパワーが見つかります。次に、流体力学シミュレーションを使用した現実的なICMでAGNジェットバーストのエネルギー結合効率を調査し、ジェットバーストが本質的に球状のバーストとは異なることを確認します。ジェットバーストが強力な場合と弱い場合の両方で、$\eta_{\rmcp}$は通常、ジェットバーストが非球形であるため、ホットスポットから発生する逆流を生成し、噴出を大幅に強化するため、通常$0.7-0.9$です。ICMの相互作用。強力な爆発の場合、ジェットからICMに転送されるエネルギーの大部分は衝撃によって消散されますが、衝撃の消失は、弱い爆発の場合、噴射されたジェットエネルギーの$\lesssim30\％$のみを占めます。強力なバーストと弱いバーストの両方が冷却流を効率的に加熱する可能性がありますが、強力な熱エネルギーが支配的なジェットは、中央冷却の大災害の発生を遅らせるのに最も効果的です。
高エネルギー宇宙ニュートリノのGlashow共鳴からのニュートリノ崩壊の新しい限界
| Title |
New_limits_on_neutrino_decay_from_the_Glashow_resonance_of_high-energy_cosmic_neutrinos |
| Authors |
Mauricio_Bustamante_(Bohr_Inst._and_DARK_Cosmology_Ctr.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06844 |
ニュートリノ崩壊の発見は、標準モデルを超えた物理学の強力な証拠となるでしょう。現在、ニュートリノの存続期間$\tau$、$\tau/m\sim10^{-3}$seV$^{-1}$またはそれ以下の緩い下限しかありません。ここで、$m$は未知のニュートリノ質量。TeV-PeVエネルギーを持つ高エネルギー宇宙ニュートリノは、宇宙スケールのベースラインにより、崩壊に対する優れた感度を提供します。これを利用するために、私たちは最近提案された、6.3PeVの$\bar{\nu}_e$によってトリガーされるGlashow共振$\bar{\nu}_e+e\toW$を使用する有望な方法を採用します。ほんの一握りの検出されたイベントで減衰をテストします。ほとんどの$\nu_1$と$\nu_2$が地球に向かう途中で$\nu_3$に崩壊する場合、ニュートリノ望遠鏡ではGlashow共鳴は発生しません。残りの$\nu_3$には電子フレーバーの内容がわずかしかないためです。これを逆にして、IceCubeのGlashow共鳴候補の最近の最初の検出を使用して、$\nu_1$および$\nu_2$の寿命に新しい下限を設定します。$\nu_2$の場合、上限は現在の最高です。$\nu_1$の場合、限界は現在の最高に近く、2番目のGlashow共振が間もなく検出されるため、それを大幅に超えます。
ディープスペースネットワークを使用したFRB 121102のデュアルバンド無線観測と複数のバーストの検出
| Title |
A_Dual-Band_Radio_Observation_of_FRB_121102_with_the_Deep_Space_Network_and_the_Detection_of_Multiple_Bursts |
| Authors |
Walid_A._Majid,_Aaron_B._Pearlman,_Kenzie_Nimmo,_Jason_W._T._Hessels,_Thomas_A._Prince,_Charles_J._Naudet,_Jonathon_Kocz,_Shinji_Horiuchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06845 |
高速無線バースト（FRB）の繰り返しのスペクトルは複雑で時間によって変動し、観測帯域内でピークに達し、約10〜30％の部分放射帯域幅を示すことがあります。これらのスペクトルの特徴は、高速の無線バーストを繰り返すという放出メカニズムへの洞察を提供する可能性があります。ブロードバンド観測は、この振る舞いをより正確に定量化し、内因性効果と外因性効果を区別するのに役立ちます。70mの深宇宙ネットワーク（DSN）電波望遠鏡DSS-43を使用して、繰り返しのFRB121102を2.25GHzおよび8.36GHzで同時に観測した結果を示します。5.7時間の連続観測セッション中に、FRB121102から6バーストが検出されました。これは、2.25GHz周波数帯域で可視でした。ただし、より高い帯域幅でより広い帯域幅とより高い感度にもかかわらず、8.36GHz帯域ではこれらのバーストは検出されませんでした。この効果は銀河のシンチレーションでは説明できず、以前のマルチバンド実験とともに、見かけのバースト活動が観測されている無線周波数帯域に強く依存することを明確に示しています。
RES-NOVA：考古学上の先導に基づく革新的なニュートリノ天文台
| Title |
RES-NOVA:_A_revolutionary_neutrino_observatory_based_on_archaeological_lead |
| Authors |
Luca_Pattavina,_Nahuel_Ferreiro_Iachellini,_Irene_Tamborra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06936 |
考古学的鉛（Pb）ベースの極低温検出器を使用して、コヒーレント弾性ニュートリノ核散乱（CE$\nu$NS）を介してコア崩壊超新星（SN）からニュートリノを狩るRES-NOVAプロジェクトを紹介します。鉛のCE$\nu$NS断面積と考古学的鉛の超高純度により、すべてのニュートリノのフレーバーに同等に敏感な高統計実験の操作が可能になり、検出器の寸法が小さくなり、より大きな検出器ボリュームへの拡張が容易になります。RES-NOVAは、検出器の体積が増加する3つのフェーズで動作します：（60cm）$^3$、（140cm）$^3$、最終的には15$\times$（140cm）$^3$。それは、既存の技術で5$\sigma$の感度でアンドロメダまでのSNバーストに敏感であり、$1$keVのしきい値で優れたエネルギー分解能を実現します。私たちのギャラクシー内では、RES-NOVAの最初のフェーズでも、コア崩壊SNeとブラックホール形成崩壊を区別することが可能です。すべてのフレーバーの平均ニュートリノエネルギー、SNニュートリノライトカーブ、およびニュートリノで放出される総エネルギーは、最終的な検出フェーズで数$\％$の精度で制約されます。RES-NOVAは、拡散SNニュートリノバックグラウンドから$620$トン$^{-1}$yr$^{-1}$の露出で最初のフレーバーブラインドニュートリノを検出する可能性があります。RES-NOVAプロジェクトは、非常に単純な技術設定に依存しながら、ニュートリノ望遠鏡の新世代の基礎を築く可能性を秘めています。
不均一なシンクロトロン源からの円偏光
不均一性は、シンクロトロン光源から発生する偏光に影響を与える可能性があります。しかしながら、その大きさは実質的に変化するかもしれないが、円偏波の周波数分布はわずかに影響を受けるだけであることが示されている。これは、コンパクトな電波源の観測された特性が、特徴的な波がほぼ円形である放射プラズマを意味すると主張するために使用されます。その結果、相対論的電子のエネルギー分布の低エネルギー部分や、電子と陽電子のペアの存在に制限を課すことができます。これは、相対論的電子の加速プロセスの理論的モデリングを制約していることが強調されます。たとえば、現在人気のあるシナリオのいくつかは、観測結果と一致するように変更する必要があるようです。
密度勾配のある媒質中の超新星残骸G349.7 + 00.2の形態を調査する
| Title |
Investigating_the_morphology_of_the_supernova_remnant_G349.7+00.2_in_the_medium_with_a_density_gradient |
| Authors |
Jing-Wen_Yan,_Chun-Yan_Lu,_Lu_Wen,_Huan_Yu,_Jun_Fang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06992 |
G349.7+00.2は、電波とX線にキノコ形態を持つ若い銀河系超新星残骸（SNR）であり、電波から高エネルギー$\gamma$線までの電磁スペクトル全体にわたって検出されています。さらに、残骸は、電波および赤外線帯域での観測に基づいて、分子雲と相互作用しています。3D流体力学（HD）シミュレーションを使用して、周辺が形成される理由と残骸の動的進化を調査します。超新星噴出物が密度勾配のある媒体で進化すると仮定すると、シェルは半径の異なる2つの半球で構成され、小さい半球は比較的密度の高い媒体にあります。結果として生じる残骸の周辺は検出されたものと一致しており、G349.7+00.2の固有の周辺は、密度勾配で媒体と相互作用する残骸として再現できると結論付けることができます。
| Title |
Determination_of_magnetic_field_strength_on_the_event_horizon_of_supermassive_black_holes_in_active_galactic_nuclei |
| Authors |
M.Yu._Piotrovich,_A.G._Mikhailov,_S.D._Buliga,_T.M._Natsvlishvili |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07075 |
活動銀河核（AGN）の超大質量ブラックホール（SMBH）のサンプルについて、イベントホライズンでの磁場強度を推定しました。私たちの推定は、以前に可視スペクトルの分光偏光観測から得られた、視線に対する降着円盤の傾斜角の値を使用して行われました。また、広い線の領域からのスペクトル線$H_\beta$の半値全幅（FWHM）の公開値、SMBHの質量、および5100オングストロームでのAGNの光度を使用しました。さらに、X線スペクトルから得られたSMBHのスピンに関する文献データを使用しました。私たちの推定では、AGNのSMBHの大部分のイベントホライズンでの磁場強度が数kGから数十kGの範囲であり、平均値が約$10^4$Gであることを示しました。同時に、個々のオブジェクトの場合、フィールドは大幅に大きくなり、数百kGまたは1MG程度になります。
GMTハイコントラストエキソプラネット装置GMagAO-XとMagAO-Xを使用したGMTハイコントラストフェージングテストベッドのコンセプト
| Title |
Concept_for_the_GMT_High-Contrast_Exoplanet_Instrument_GMagAO-X_and_the_GMT_High-Contrast_Phasing_Testbed_with_MagAO-X |
| Authors |
Laird_M._Close,_Jared_R._Males,_Alex_Hedglen,_Antonin_Bouchez,_Olivier_Guyon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06808 |
ここでは、GMagAO-Xの現在の概念的な光学機械設計（GiantMagellanTelescope（GMT）の極端なAO（ExAO）システム）を確認します。GMagAO-Xツイーター変形可能ミラー（DM）設計は、光学的に分散された瞳孔のセットを使用するという点で斬新であり、7つの市販の3000アクチュエーターBMCDMが「並列」に機能して、ELTスケールのExAOツイーターDMを効果的に作成できます-現在、すべての部品が市販されています。GMagAO-X"パラレルDM"ツイーターは、21,000アクチュエーターを2kHzの更新速度で使用し、スペクトルの可視およびNIR（0.6-1.7ミクロン）で最大5マスの間隔で高コントラストの科学を可能にします。GMagAO-Xのコンセプトを証明するには、いくつかの項目をラボでテストする必要があります。パラレルDMの光学的/機械的コンセプト。GMT生徒のフェージング。そして、GMTの「孤立した島の効果」を解くことは、すべてアリゾナ大学の光学テストベッドで実証されます。ここでは、GMTOとアリゾナ大学が共同で提案したこの「GMTハイコントラストテストベッド」の現在の設計について概説します。アリゾナ大学は、既存の運用可能なMagAO-XExAO機器を活用して、位相センシングとAO制御へのアプローチを検証しています。高コントラストのGMTNGS科学。また、GMagAO-XをGMTの補助ポートに取り付け、重力に影響されないようにする方法についても説明します。重力不変なので、GMagAO-Xはフローティング光学テーブルを利用して、たわみとNCP振動を最小限に抑えることができます。
不完全な天文信号のマスクを解除する方法：近くの銀河プロジェクトのCOマルチラインイメージングへの応用
| Title |
A_Method_for_Unmasking_Incomplete_Astronomical_Signals:_Application_to_CO_Multi-line_Imaging_of_Nearby_Galaxies_Project |
| Authors |
Suchetha_Cooray_(1),_Tsutomu_T._Takeuchi_(1_and_2),_Moe_Yoda_(1),_Kazuo_Sorai_(3_and_4)_((1)_Nagoya_University,_Japan,_(2)_Institute_of_Statistical_Mathematics,_Japan,_(3)_Hokkaido_University,_Japan,_(4)_University_of_Tsukuba,_Japan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06979 |
測光調査では、画像の形で信じられないほどの量の天文情報が提供されています。ただし、天文画像には、強度を誤って表示したり、カタログを人工物体として汚染したりして、科学的分析を著しく妨げる可能性のあるアーチファクトが含まれていることがよくあります。これらの影響を受けるピクセルはマスクされ、データ削減パイプラインで処理される必要があります。このペーパーでは、一部のピクセルが欠落している天文画像を復元（マスク解除）するための柔軟な反復アルゴリズムを紹介します。野辺山電波観測所（NRO）の45m望遠鏡を使用して実施された、近傍銀河のCOマルチラインイメージング（COMING）プロジェクトで、いくつかの強度校正ソース画像にこのメソッドを適用する方法を示します。提案されたアルゴリズムは、強度校正ソース画像の検出器エラーのためにアーティファクトを復元しました。復元された画像は、調査で観測された147の銀河マップのうち11を校正するために使用されました。テストは、画像の重要な部分が欠落しているにもかかわらず、ノイズの多い画像（SNR=2.4）の場合でも、アルゴリズムが1％未満のエラーで測定強度を復元できることを示しています。再構成アルゴリズムの定式化を提示し、その可能性と他の天文信号への拡張の制限、およびCOMINGアプリケーションの結果について説明します。
WIYN Open Cluster Study LXXIX。 M48（NGC 2548）I.散開星団M48（NGC
2548）の星の半径方向速度、回転速度、および金属性
| Title |
WIYN_Open_Cluster_Study_LXXIX._M48_(NGC_2548)_I._Radial_Velocities,_Rotational_Velocities,_and_Metallicities_of_Stars_in_the_Open_Cluster_M48_(NGC_2548) |
| Authors |
Qinghui_Sun,_Constantine_P._Deliyannis,_Aaron_Steinhauer,_Bruce_A._Twarog,_and_Barbara_J._Anthony-Twarog |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06812 |
Li6708$\unicode{x212B}の周りの400$\unicode{x212B}$領域のWIYN/Hydraスペクトル（R$\sim$13,500、信号対雑音ピクセル$^{-1}$=50-1000）$は、オープンクラスターM48の287の測光的に選択された候補メンバーの半径方向および回転速度を決定するために使用されます。サンプルの範囲は、ターンオフAの星からK後期の小人と8人の巨人です。$V_{\rm{RAD}}$の測定とパワースペクトル分析を、GaiaDR2からの視差と適切なモーションデータと組み合わせて、メンバーシップと多重度を評価します。152の星を単一のクラスターメンバーとして分類し、11をバイナリーメンバーとして、16を不確実な多重度のメンバーとして分類し、56を単一の非メンバーとして、28を単一の「可能性が高い」非メンバー、2を単一の「可能性が高い」メンバー、1をバイナリの「可能性がある」メンバーとして分類します。、5はバイナリの非メンバー、10は不確実な多重度の「可能性が高い」メンバー、3は不確実な多重度の非メンバー、3は不確実な多重度の「可能性が高い」非メンバー。95個の単一メンバーのサブサンプルから、$V_{\rm{RAD}}$=8.512$\pm$0.087kms$^{-1}$（$\sigma_{\mu}$、および$\sigma$=0.848kms$^{-1}$）。99の単一メンバー（$\sigma_{T_{\rm{eff}}}$$<$75K（$UBVRI$からの10色から）のサブサンプルに16の孤立したFeIラインを使用して、$v$sin$i$$<$25kms$^{-1}$、および行儀のよいFeIライン）、[Fe/H]$_{\rm{M48}}$=-0.063$\pm$0.007dex（$\sigma_{\mu}$）。[Fe/H]は、2500Kのかつてないほど広い範囲で$T_{\rm{eff}}$に依存しません。最小クラスターバイナリの割合は11％-21％です。M48は、メインシーケンスのターンオフの明確でありながら適度な広がりを示し、色と$v$sin$i$の間に相関関係はありません。
太陽コロナの熱力学的構造：トモグラフィー再構成とMHDモデリング
| Title |
Thermodynamic_Structure_of_the_Solar_Corona:_Tomographic_Reconstructions_and_MHD_Modeling |
| Authors |
D._G._Lloveras,_A._M._V\'asquez,_F._A._Nuevo,_C._Mac_Cormack,_N._Sachdeva,_W._Manchester_IV,_B._Van_der_Holst,_R._A._Frazin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06815 |
電子密度と静止内部太陽コロナの温度（$r<1.25R_\odot$）のグローバルな3次元（3D）構造の研究を、トモグラフィック再構成と電磁流体シミュレーションによって実施します。最新のバージョンでは、微分放射測定トモグラフィー（DEMT）とAlfv\'enWaveSolarModel（AWSoM）を使用しています。2つのターゲット回転は、太陽周期（SC）23と24の間の太陽の最小値とSC24の衰退期から選択されました。ストリーマベルトのコアと外層の3D熱力学的構造、およびDEMT分析で明らかになった高緯度コロナホール（CH）。以前のDEMTの研究で最初に報告されたように、ストリーマベルト内の構造の2つのタイプの存在、高さで温度が低下/上昇するループ（ダブダウン/アップループ）の存在について報告します。また、これらの構造を安定に保つためにコロナベースで必要な加熱エネルギーフラックスを推定します。これは、以前のDEMTおよび分光学的研究と一貫して、$10^5erg\、cm^{-2}s^{-1}$であるか、またはオーダーです。。これらの調査結果がアルフの波のコロナ散逸とどのように一貫しているかについて議論します。異なる磁気構造におけるDEMTとAWSoMの3D結果を比較します。これまでのところ、両方の手法の製品間の一致が最もよく、全体的な一致は$\lesssim20\％$であり、ターゲットの回転と特定の冠状領域によって異なります。現在の実装では、ASWsoMモデルはダウンループを再現できません。また、太陽風の高速成分と低速成分の発生源領域では、AWSoMモデルの電子密度は、DEMT再構成で観測された傾向とは逆に、緯度とともに増加します。
漸近巨大分岐上の一般的なエンベロープの進化：10年以内の束縛解除？
| Title |
Common_Envelope_Evolution_on_the_Asymptotic_Giant_Branch:_Unbinding_within_a_Decade? |
| Authors |
Luke_Chamandy,_Eric_G._Blackman,_Adam_Frank,_Jonathan_Carroll-Nellenback |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06829 |
共通エンベロープ（CE）の進化は重要ですが、多くの高エネルギー天体物理現象の未だよく理解されていない始原段階です。近年、3Dグローバル流体力学的CEシミュレーションがより一般的になりましたが、赤の巨大ブランチ（RGB）プライマリに比べて動的範囲が広いため計算コストが高いため、漸近巨大ブランチ（AGB）プライマリを含むシミュレーションはほとんどありません。しかし、AGB前駆細胞によるCEの進化は、そのようなイベントがほとんどの双極惑星状星雲（PNe）の前駆細胞であり、CE物理学の卓越した観測試験の根拠である可能性があるため、シミュレートすることが望ましいです。ここでは、AGBプライマリーと$1\、\mathrm{M}_\odot$セカンダリーを含むCE進化の高解像度グローバルシミュレーションを示します。これらの軌道の最後の$16$の間、エンベロープは約$0.1$-$0.2\、\mathrm{M}_\odot\、\mathrm{yr}^{-1}$のほぼ一定の速度でバインド解除されます。このレートが維持された場合、エンベロープは$10\、\mathrm{yr}$未満でバインド解除されます。この実行を、同じ$2\、\mathrm{M}_\odot$メインシーケンススターから進化したRGBフェーズプライマリーを使用した以前の実行と比較して、プライマリーの進化状態の影響を評価します。適切にスケーリングすると、2つの実行は非常に似ていますが、いくつかの重要な違いがあります。
2014年8月24日の円形フレアリボンの急速な劣化
太陽フレアリボンの分離と伸長の動きは、広範囲にわたって調査されてきました。リボンの劣化と消失はほとんど調査されていません。この論文では、2014年8月24日に2つのジェット（jet1とjet2）に関連付けられたC5.5円形リボンフレアの多波長観測を、外側の円形リボン（CR）の高速劣化に焦点を当てて報告します。短い内側のリボン（IR）と外側のCRで構成されるフレアは、ミニフィラメントの噴火によって引き起こされました。IRと外側のCRの明るさは、すべてのAIA波長で$\sim$04：58UTで同時に最大に達しました。その後、CRの短い東部は1600{\AA}で急速にフェードアウトしましたが、EUV波長では徐々にフェードアウトしました。CRの長い西部は反時計回りに低下し、減速しました。劣化は2つのフェーズに明確に分かれています。見かけの速度が速いフェーズI（58$-$69kms$^{-1}$）と見かけの速度が遅いフェーズII（29$-$35kms$^{-1}です。$）。西側CRが完全に消えたとき、第2フェーズは$\sim$05：10UTに停止しました。jet1の外向きの伝播に加えて、ジェットスパイアは04:55$-$05:00UTの間に反時計回りの方向にねじれのない動きを経験しました。イベントはブレイクアウトジェットモデルで説明できると結論付けます。$\sim$04：58UTでのIRとCRのコヒーレントな増光は、ヌルポイント近くの衝動的なインターチェンジの再接続が原因である可能性があります。すべり磁気リコネクションの発生。西側CRに接続しているホットループの迅速な消失のもう1つの考えられる説明は、ヌルポイントの再接続後に大幅なスリップを必要とせずに、連続的に再接続されていることです。
太陽と恒星の明るさの変動の測定値を接続する
| Title |
Connecting_measurements_of_solar_and_stellar_brightness_variations |
| Authors |
N.-E._N\`emec_(1),_E._I\c{s}{\i}k_(2,_1),_A._I._Shapiro_(1),_S._K._Solanki_(1,_3),_N._A._Krivova_(1)_and_Y._Unruh_(4)_((1)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Sonnensystemforschung,_(2)_Dept._of_Computer_Science,_Turkish-German_University,_(3)_School_of_Space_Research,_Kyung_Hee_University,_(4)_Imperial_College,_Astrophysics_Group) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06974 |
太陽と恒星の明るさの変化を比較することは、観測で使用されるスペクトル通過帯域の違いと、見通し線からの回転軸の傾きの可能な違いによって妨げられます。恒星観測に使用される通過帯域で測定される太陽の回転変動を計算します。特に、CoRoT、$Kepler$、TESS、および$Gaia$宇宙ミッションで使用されるフィルターシステムについて検討します。また、回転軸の傾きが太陽の回転変動に及ぼす影響を数値化します。分光および全放射照度再構成（SATIRE）モデルを使用して、黄道面から観察されるさまざまなフィルターシステムでの太陽の明るさの変動を計算します。次に、表面フラックストランスポートモデル（SFTM）を使用したさまざまな傾斜での磁気特性の表面分布のシミュレーションとSATIRE計算を組み合わせて、傾斜の変動の依存性を計算します。黄道境界の観測者の場合、全太陽放射照度（TSI）で観測される太陽の回転変動の振幅は0.68mmag（太陽周期21〜24の平均）です。$Kepler$（0.74mmag）、CoRoT（0.73mmag）、TESS（0.62mmag）、$Gaia〜$（0.74mmag）、$Gaia〜G_{RP}$（0.62mmag）、および）で対応する振幅を取得しました、$Gaia〜G_{BP}$（0.86mmag）通過帯域。回転軸の傾きを小さくすると、回転変動が少なくなります。ランダムに傾いた星のサンプルの場合、変動は、この作業で検討されているすべてのフィルターシステムで平均15％低くなっています。これにより、TSIと$Kepler$の通過帯域の変動の振幅の違いがほぼ補償され、TSIから得られた振幅は、未知の傾きの$Kepler$星と比較するための太陽の回転変動の理想的な表現になります。
| Title |
Quantum_Black_Hole_Seismology_II:_Applications_to_Astrophysical_Black_Holes |
| Authors |
Naritaka_Oshita,_Daichi_Tsuna,_Niayesh_Afshordi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06276 |
重力波天文学の出現により、ブラックホール（BH）からの重力波エコーの検索は、彼らの地平線近くの量子性質の興味深いプローブになりつつあります。新生BHは、形成時に周囲の時空に大きな摂動を伴うため、エコーの強力なエミッターである可能性があります。量子ブラックホール地震学フレームワーク（大下etal。2020）を利用して、中性子星の融合と失敗した超新星に起因するBH形成時に予想されるエコーを研究します。中性子星の合併によるBH残骸については、中性子星の合併イベントGW170817に続くエコーの存在に関する最近の主張で、これらのモデルの整合性を評価します。GW170817で主張されているエコーは、実際の場合、残留BHのリングダウンで倍音がかなりの量のエネルギーに寄与していることを示唆していることがわかります。最後に、第2世代および第3世代の重力波検出器による失敗した超新星からのエコーの検出可能性について説明し、現在の（将来の）検出器が数Mpc（数x10Mpc）内で発生するイベントの物理反射率モデルを制約していることを確認します。このようなエコー信号を検出すると、中性子星の最大質量と状態方程式が著しく制約される可能性があります。
原始QGPハドロン化に近い底部触媒物質発生の可能性
初期の宇宙の温度$T_\mathrm{H}\simeq150\、\mathrm{MeV}$に近い底部フレーバーの豊富さ、つまり閉じ込められたクォークグルオンプラズマ（QGP）のハドロン化の条件を調べます。マイクロ秒持続するボトムフレーバーの量の非平衡を示します。私たちの研究では、QGPとハドロン気相（HG）の両方でこれを使用し、$T_\mathrm{H}$付近の$b$と$\barb$クォークは$CP$の対象となるBメソンとアンタイムソンに束縛されています弱い崩壊に違反しています。底部のフレーバーが同時に非平衡に存在すると、必要な強度で物質が生成される可能性があります。a）エントロピーあたりの比熱収量は$n_b^{th}/\sigma=10^{-10}\sim10^{-13}です。$。b）時間スケールを考慮すると、数百万サイクルのB中間子崩壊、および$b\barb$ペアのレクリエーションプロセスが発生します。
$ f（R、T）$重力における物質変動の成長
この研究では、$f（R、T）$修正重力のフレームワークにおける物質変動の成長に関する分析を初めて提示します。ここで、$f（R、T）=R+\lambdaT$と仮定します。ここで、$R$はリッチスカラー、$T$はエネルギー運動量テンソルのトレース、$\lambda$は定数を表します。ハッブルパラメーター$H（z）$のフリードマン方程式を最初に解き、次にそれを物質密度変動$\delta（z）$の方程式に使用して$\delta（z）$と成長率$fを解きます（z）$。次に、観測制約付きの$\lambda$のいくつかの値について、赤方偏移を伴う$f（z）$および$\delta（z）$の動作を示します。最後に、\cite{growft41}の処方に従い、赤方偏移に依存せず、$\lambda=0$の従来の$\Lambda$CDMモデルにほぼ減少する成長指数$\gamma$の分析式を示します。
低質量暗黒物質アクシオン検出のための導線を備えた広帯域電気的作用センシング技術
| Title |
Broadband_Electrical_Action_Sensing_Techniques_with_conducting_wires_for_low-mass_dark_matter_axion_detection |
| Authors |
Michael_Edmund_Tobar,_Ben_T._McAllister,_Maxim_Goryachev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.06984 |
逆プリマコフ効果により、アクシオンがDC磁気B界と相互作用すると、結果として生じる電気的作用により、アクシオンのコンプトン周波数で振動するAC起電力が生成され、振動効果としてモデル化されることが示されています。磁流境界線源。この結果を使用して、準静的手法を使用して低質量のアキシオンに対する新しい実験の感度を計算します。まず、DCBフィールドが空間的に一定である場合に、電気ダイポールアンテナ（直線導線）に誘導される電流を計算します。ダイポールアンテナに基づく実験は、現在の低質量実験ほど感度が高くないことを示します。これに続いて、空間的に変化するDCBフィールドの全範囲を利用してトポロジーを拡張します。この拡張は、1D導線を2D巻線に変換して、有効な磁流境界ソースを完全にリンクし、アキシオンによって引き起こされる完全な電気的動作に結合することによって実現されます。この場合、導体はコイル巻線になり、巻線に誘導される電圧は巻線の数に比例して増加します。2つの異なるトポロジを調査します。1つ目は単一の巻線を使用し、巻線で生成された有効な短絡電流に結合します。これは、高感度低インピーダンスSQUIDアンプを使用して読み取られます。2つ目は複数の巻線を使用し、すべてのターンで効果的に増加します。巻線数に比例した電圧出力。この構成の読み出しは、極低温低ノイズ高入力インピーダンス電圧増幅器を実装することによって最適化されます。最終結果は、アキシオン光子結合に線形に比例し、QCD暗黒物質アキシオンを検出できる、桁違いに向上した感度を備えた新しいブロードバンド電気アクションセンシングテクニックです。
格子QCD熱力学に基づくモデルにおける双子星解の可能性
コンパクトな星の特性、特に双晶星の解の存在が、格子QCD熱力学によって制約された有効なモデル内で調査されます。モデルは大きなバリオン密度で変更され、一次相転移の多種多様なシナリオを閉じ込められたクォークの相に組み込みます。これは、バッグモデルの状態方程式の2つの異なるバリアントを照合することにより、中性子星の2番目のファミリーの出現に対するバッグモデルパラメータの役割を推定することによって達成されます。生成された中性子星のシーケンスは、天体物理学的観測と重力波解析からの恒星の質量、半径、および潮汐変形性に対する現代の制約と比較されます。考えられるシナリオのほとんどは、クォーク物質への強い相転移を嫌い、中性子星の2番目のファミリーの推測をサポートしないことがわかりました。
MMS SITL Ground Loop：バーストデータ選択プロセスの自動化
| Title |
MMS_SITL_Ground_Loop:_Automating_the_burst_data_selection_process |
| Authors |
Matthew_R._Argall,_Colin_Small,_Samantha_Piatt,_Liam_Breen,_Marek_Petrik,_Julie_Barnum,_Kim_Kokkonen,_Kristopher_Larsen,_Frederick_D._Wilder,_Mitsuo_Oka,_Roy_B._Torbert,_Robert_E._Ergun,_Tai_Phan,_Barbara_L._Giles,_James_L._Burch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07199 |
地球の磁気圏全体の地球規模のエネルギーフローは、磁気リコネクションの電子拡散領域（EDR）の地球の磁気圏界面（MP）で発生するプロセスによって触媒されます。磁気圏マルチスケール（MMS）ミッションの開始まで、まれな偶然の状況のみが、磁力線を破壊してプラズマを活性化する電子ダイナミクスを垣間見ることができました。MMSは、宇宙船に搭載された自動バーストトリガーと地上の科学者インザループ（SITL）を使用して、拡散領域を含む可能性が高い間隔を選択します。SITLで利用できるのは低解像度の調査データのみであり、電子ダイナミクスを解決するには不十分です。したがって、SITLの戦略は、すべてのMPクロッシングを選択することです。これにより、35を超えるMPEDRが発生する可能性がありますが、多大な労力とリソースを必要とします。手作業による再分類後、MPクロッシングのわずか0.7％、またはMMSの最初の2年間のミッション寿命の0.0001％にEDRが含まれていました。MP交差を検出し、SITL分類プロセスを自動化するために、Long-ShortTermMemory（LSTM）リカレントニューラルネットワーク（RNN）を導入します。LSTMはMMSデータストリームに実装され、SITLに自動予測を提供します。このモデルは、EDR調査を容易にし、手動分類プロセスを自動化ルーチンに統合することにより、ミッション運用コストを解放するのに役立ちます。
中性子星内部の密度での中性子物質の状態方程式をどれだけ知っていますか？相関のある不確実性を伴うベイズのアプローチ
| Title |
How_well_do_we_know_the_neutron-matter_equation_of_state_at_the_densities_inside_neutron_stars?_A_Bayesian_approach_with_correlated_uncertainties |
| Authors |
C._Drischler,_R._J._Furnstahl,_J._A._Melendez,_D._R._Phillips |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07232 |
キラル有効場理論（$\chi$EFT）から導出された無限物質状態方程式（EOS）の相関不確実性を定量化するための新しいフレームワークを紹介します。物理学ベースのハイパーパラメーターを備えたガウスプロセスによるベイジアン機械学習により、EOSの理論的な不確実性（$\chi$EFT打ち切り誤差など）を効率的に定量化し、導出された量に伝播することができます。このフレームワークを、$\chi$EFT展開で4次までの一貫した核子-核子および3核子相互作用を伴う最新の多体摂動理論計算に適用します。これは、中性子星の主要な量の最初の統計的に意味のある不確実性推定値を生成します。粒子あたりのエネルギー、中性子物質の圧力、音速、および核対称性エネルギーとその導関数については、最大2倍の核飽和密度の結果が得られます。核飽和密度では、予測される対称エネルギーとその勾配は実験的制約と一致しています。
