自己相似性を使用した宇宙論的N体シミュレーションの分解能の定量化
スケールフリーシミュレーションでの自己相似性のテストは、宇宙論的N体シミュレーションの小規模での解像度を定量化するための優れたツールを提供することを示します。ABACUSを使用したシミュレーションで測定された2点相関関数を分析して、観測された自己相似性からの偏差が、収束が得られる時間スケールと距離スケールの範囲を明らかにする方法を示します。よく収束したスケールは1％未満の精度を示しますが、力の軟化長が短い場合、空間分解能は基本的に質量分解能によって決定されることが結果からわかります。後の時点で、収束の下限カットオフスケールは、移動体で$a^{-1/2}$（$a$はスケールファクター）として進化し、2体衝突によって設定されるという仮説と一致します。私たちの結果の帰結として、特に高赤方偏移でのN体シミュレーションには、時間ステップと力の軟化に関してクラスタリングが収束しているように見えるが、実際には物理的連続体の結果に収束していないかなりの空間範囲が含まれています。開発された方法は、クラスタリング統計の解像度を決定するために適用でき、スケールフリーでないシミュレーションの解像度制限を推測するために拡張できます。
超$$ Lambda $ CDM宇宙論に対するバリオン音響振動制約のロバスト性
| Title |
Robustness_of_baryon_acoustic_oscillations_constraints_to_beyond-$\Lambda$CDM_cosmologies |
| Authors |
Jos\'e_Luis_Bernal,_Tristan_L._Smith,_Kimberly_K._Boddy,_Marc_Kamionkowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07263 |
バリオン音響振動（BAO）は堅牢な標準定規を提供し、低赤方偏移で宇宙の膨張履歴を制約するために使用できます。標準BAO分析は、放射抵抗での音の地平線によって正規化された、赤方偏移の関数としての膨張率と角直径距離のモデルに依存しない測定値を返します。ただし、この方法論は、観測値を適合させるために、固定の事前計算されたテンプレート（所定の基準宇宙論で取得）の異方性距離歪みに依存しています。したがって、コンセンサス$\Lambda$CDMの拡張により、テンプレートフィッティングではキャプチャできないBAO機能への寄与が追加される可能性があります。標準のBAO分析の堅牢性をテストするために、再結合の前に摂動の成長を変更する宇宙論モデルを想定して計算されたパワースペクトルに対して模擬BAO近似を実行します。調査中のモデルのBAO分析には有意なバイアスはありません（自由効果のある相対論的種の$\Lambda$CDM、初期暗黒エネルギー、およびニュートリノと暗黒物質の一部の間の相互作用を持つモデル）。CMBパワースペクトルのプランク測定にうまく適合しない場合。この結果は、標準のBAO分析とその測定値を使用して、宇宙論的パラメーターの推論を実行し、エキゾチックなモデルを制約することをサポートしています。さらに、さまざまなモデルと調査の調査を再現する方法論を提供し、BAO測定の最終的なバイアスを処理するためのさまざまなオプションについて説明します。
観測可能なGalaxy-Galaxy Lensingのローカライズ変換
| Title |
Localizing_Transformations_of_the_Galaxy-Galaxy_Lensing_Observable |
| Authors |
Youngsoo_Park,_Eduardo_Rozo,_Elisabeth_Krause |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07504 |
銀河-銀河レンズ効果の現代の宇宙論的分析は、観測された銀河-銀河レンズ効果信号の非局所性から生じる理論的な系統的効果に直面しています。特定の分離で予測される接線方向せん断信号は、その分離の内部にあるすべてのスケールの物理モデリングに依存するため、非線形の小さなスケールのモデリングにおける体系的な不確実性は、より大きなスケールに外側に伝播します。他の制限要因がない場合でも、この体系的な効果だけで保守的な小規模カットが必要になり、接線方向せん断データベクトルの情報が大幅に失われる可能性があります。この非局所性を削除するオブザーバブルの単純な線形変換を作成し、特定の理論モデルに対してより積極的な小規模カットを可能にします。私たちの修正された銀河-銀河レンズ効果オブザーバブルは、宇宙論的分析における標準的なアプローチの下のものよりも大幅に小さいスケールでの観測を含めることを可能にします。さらに重要なことは、オブザーバブル内に含まれる宇宙信号が、よく理解されている物理スケールからのみ引き出されることを保証します。
BAHAMASプロジェクト：大規模構造に対する動的暗黒エネルギーの影響
| Title |
The_BAHAMAS_project:_Effects_of_dynamical_dark_energy_on_large-scale_structure |
| Authors |
Simon_Pfeifer,_Ian_G._McCarthy,_Sam_G._Stafford,_Shaun_T._Brown,_Andreea_S._Font,_Juliana_Kwan,_Jaime_Salcido,_Joop_Schaye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07670 |
この作業では、BAHAMASプロジェクトの一部を形成する大規模な宇宙流体力学シミュレーションを使用して、空間的に均一であるが時変のダークエネルギー（または「動的ダークエネルギー」、DDE）が空間的に平らな宇宙の大規模構造に与える影響を検討します。。DDEが宇宙の膨張履歴を変更するとき、それは構造の成長に影響を与えます。宇宙のマイクロ波背景と一致するように制約されているDDEのバリエーションを探索します。DDEが物質とハローのクラスタリングに約10％のレベルで影響する可能性があることがわかります（いわゆる「凍結」モデルでは抑制され、「解凍」モデルでは抑制されます）。これは、今後の大規模構造と区別できるはずです。調査。DDE宇宙論は、広範囲のハロー質量にわたって（LCDMに関する）ハロー質量関数を強化または抑制することもできます。ただし、ハローの内部プロパティは、DDEの変更による影響は最小限です。最後に、バリオンとそれに関連するフィードバックプロセスの影響は、宇宙論の変化とはほとんど無関係であり、これらのプロセスを個別にモデル化して、通常は数パーセントの精度よりも優れていることを示します。
遅い時間に崩壊する暗黒物質：$ H_0 $張力に対する制約と意味
| Title |
Late-time_decaying_dark_matter:_constraints_and_implications_for_the_$H_0$-tension |
| Authors |
Balakrishna_S._Haridasu_and_Matteo_Viel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07709 |
最新の低赤方偏移プローブを使用して、暖かく巨大な娘粒子で崩壊する暗黒物質モデルの寿命の範囲を制約および更新します。超新星タイプIa、バリオン音響振動、および重力レンズクエーサーの時間遅延測定を使用します。これらのデータセットは、CosmicMicrowaveのバックグラウンドから取得された初期の宇宙の事前情報によって補完されます。相対論的娘粒子の最大許容割合の場合、更新された寿命の範囲は$\tau>9\、\rm{Gyr}$および$\tau>11\、\rm{Gyr}$であることがわかります$95\％$CLで、それぞれ2体および多体崩壊シナリオ用。また、現在の2体崩壊ダークマターモデルは、標準の$\Lambda$CDMモデルとは対照的に、$H_0$-tensionに解決策を提供できるという最近の提案についてもコメントします。現在の暗黒物質崩壊シナリオが$H_0$張力を緩和する可能性は低いと推測します。減衰する暗黒物質は、強いレンズデータセットで観察されたレンズの赤方偏移の増加に伴う$H_0$値の減少傾向を低減できることがわかります。
大規模構造の共同宇宙解析に対するスケール依存銀河バイアスの影響を最小限に抑える
| Title |
Minimising_the_impact_of_scale-dependent_galaxy_bias_on_the_joint_cosmological_analysis_of_large_scale_structures |
| Authors |
Marika_Asgari,_Indiarose_Friswell,_Mijin_Yoon,_Catherine_Heymans,_Andrej_Dvornik,_Benjamin_Joachimi,_Patrick_Simon,_Joe_Zuntz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07811 |
弱いレンズ効果と銀河の調査の共同`$3\times2$pt'宇宙論的分析に対する非線形銀河バイアスの影響を減らすための緩和戦略を提示します。私たちが採用する$\Psi$統計は、E/B積分の完全直交集合（COSEBI）に基づいています。そのため、モデルが非常に不確実である最小の物理スケールからのオブザーバブルへの寄与を最小限に抑えるように設計されています。$\Psi$-statisticsは、標準の2点銀河クラスタリングおよびgalaxy-galaxyレンズ化統計と同じ制約力を持っていることを示しますが、スケール依存の銀河バイアスに対する感度は大幅に低くなります。データとシミュレーションへのハローモデルフィットによって動機付けられた2つの銀河バイアスモデルを使用して、一定の銀河バイアスが想定される標準の$3\times2$pt分析でエラーを定量化します。全体的な宇宙論的パラメーターの制約を悪化させる保守的な角度スケールカットを採用する場合でも、宇宙論的パラメーター$S_8=\sigma_8（\Omega_{\rmm}/0.3）^のステージIII調査では、次数$1\sigma$バイアスが見つかります{\alpha}$。これは、標準の2点相関関数のすべての角度スケールへの最小の物理スケールの漏れから生じます。対照的に、一定の銀河バイアスの同じ近似の下で$\Psi$-statisticsを分析すると、$S_8$の回復値へのバイアスは、控えめなスケールではなく、$\sim2$の係数で減少できることを示しますカット。高度に非線形な領域で正確な銀河バイアスモデルを決定する際の課題を考えると、$3\times2$ptの分析は、最小の物理スケールの影響を受けにくい新しい統計に移行する必要があると主張します。
超高温木星におけるHおよび解離：WASP-18bの検索事例
最近、$\gtrsim$2000〜Kの超高温木星（UHJ）の大気が観測されています。これらの惑星の多くは、このスペクトル範囲に強いH$_2$O不透明度が含まれているにもかかわらず、HSTWFC3スペクトログラフ（1.1-1.7〜$\mu$m）で観測された近赤外線のほとんど特徴のない熱スペクトルを示しています。最近の研究により、H$_2$O機能を隠蔽する不透明度や、H$_2$Oの熱解離がUHJの高温で明らかに枯渇する可能性が提案されています。この研究では、ケーススタディとして太陽系外惑星WASP-18bの観測を使用して、これらの仮説をテストします。不透明度と熱解離の影響を含むように拡張された、HyDRA検索コードを使用した惑星の詳細な大気検索を報告します。H$_2$O、CO、およびH-の存在量に関する制約と、各データセットのH-/解離のある場合とない場合の取り出しの昼側大気の圧力-温度プロファイルを報告します。特徴のないWFC3スペクトルを考えると、H$_2$OとH-存在量は比較的制約されていないことがわかります。その存在を推論するために平衡モデルを使用した以前の研究に反して、我々は惑星でH-を決定的に検出しません。CO存在量の制約は、WFC3とSpitzerのデータの組み合わせに依存し、太陽から超太陽のCO値までさまざまです。さらに、2つのデータセットから熱の逆転の兆候が見られます。私たちの研究は、分子のHおよび熱解離の影響を含むUHJの大気検索の可能性を示しています。
ループスの原始惑星系円盤におけるミリメートルサイズの粒子の放射状ドリフトの抑制
| Title |
Constraining_the_radial_drift_of_millimeter-sized_grains_in_the_protoplanetary_disks_in_Lupus |
| Authors |
L._Trapman,_M._Ansdell,_M.R._Hogerheijde,_S._Facchini,_C.F._Manara,_A._Miotello,_J.P._Williams,_and_S._Bruderer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07257 |
原始惑星系円盤の最近のALMA調査では、ほとんどの円盤で、ガス放出の範囲がミリメートルサイズのダストの熱放出の範囲よりも大きいことが示されています。線の光学的深さおよび放射状に依存する粒子成長と放射状ドリフトの複合効果の両方が、この観察された効果に寄与している可能性があります。Lupus調査からの10個のディスクのサンプルについて、放射状のダストの進展のないダストベースのモデルが観測された12CO外径をどの程度再現するかを調査し、観測されたガスダストのサイズ差と一致するために放射状のダストの進展が必要かどうかを判断します。熱化学コードDALIを使用して12CO合成放出マップを取得し、観測に適用されたのと同じ方法を使用してガスとダストの外半径（Rco、Rmm）を測定し、ソースごとの観測と比較しました。5つのディスクの場合、観測されたガスダストサイズの違いは、光学深度によるガスダストサイズの違いよりも大きいことがわかります。これは、観測されたガスダストサイズの違いを説明するには、ダストの進化と光学深度効果の両方が必要であることを示しています。他の5つのディスクの場合、観測されたガスダストサイズの違いは、ラインの光学深度効果のみを使用して説明できます。また、最初のサンプルには含まれていませんが、同じ星形成領域の調査の一部である6つのディスクを特定しています。これは、4xRmmを超える12COの顕著な放出を示しています。Rcoが利用できないこれらのディスクは、ガスダストサイズの違いが4を超えている可能性が高く、実質的なダストの発生なしに説明するのは困難です。私たちの結果は、放射状ドリフトと粒子成長が明るいディスクと暗いディスクの両方に共通する特徴であることを示唆しています。半径方向のドリフトと粒子の成長の影響は、ダストとガスの半径が大きく異なるディスクで観察できますが、差異が小さいディスクでこの影響を確認するには、より詳細なモデルとより深い観察が必要です。
| Title |
Colour-colour_and_colour-magnitude_diagrams_for_Hot_Jupiters |
| Authors |
Graeme_Melville,_Lucyna_Kedziora-Chudczer,_Jeremy_Bailey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07431 |
私たちは、近赤外線（$JHK\！s$）バンドとSpitzer3.6$\mu$mおよび4.5$\mu$mバンドに地面ベースと宇宙ベースの日食測定を使用して、色と色と色の大きさを構築します熱い木星の図。結果を以前の恒星下の天体観測と比較し、膨張した半径を補正すると、熱い木星が黒い体の線の近くにあり、色の大きさの図の茶色の小人と同じ領域にあることがわかりました。以前は太陽系外惑星のアナログとして提案されました。理論的な発光スペクトルを使用して、さまざまな金属性、C/O比、および温度がIR色に及ぼす影響を調査します。一般的に、C/O比と金属性の違いはこれらの図の異なる場所に対応していますが、測定誤差が大きすぎて、この方法を使用して個々のオブジェクトの構成に強い制約を課すことはできません。ただし、クラスとして、木星は太陽の金属性とC/O比が予想される場所の周りに集まります。
動的摩擦に基づく惑星-ディスク相互作用による惑星軌道移動と離心率減衰のための新しく単純な処方
| Title |
A_new_and_simple_prescription_for_planet_orbital_migration_and_eccentricity_damping_by_planet-disc_interactions_based_on_dynamical_friction |
| Authors |
Shigeru_Ida,_Takayuki_Muto,_Soko_Matsumura,_Ramon_Brasser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07481 |
惑星形成の間、惑星胚と原始惑星ガス円盤の間の重力相互作用は、最終惑星系の形成に重要な役割を果たす惑星胚の軌道移動を引き起こします。遊走は時々超音速領域で発生しますが、惑星の胚とガスの間の相対速度は音速よりも高速ですが、これまでに提案された遊星ディスク相互作用力と超音速領域の軌道変化のタイムスケールを説明する遊走処方は次のとおりです。互いに矛盾しています。ここでは、文献にある既存の処方の詳細について説明し、超音速と亜音速の両方の場合に適用できる動的摩擦に基づいて、惑星とディスクの相互作用の新しいシンプルで直感的な定式化を導き出します。既存の処方は特定のディスクモデルを前提としていますが、ディスクパラメータへの明示的な依存が含まれています。したがって、半径方向の面密度と温度依存性があるディスクに適用できます（ディスクスケールの高さよりも小さい半径方向のスケールでの局所変動を除く）。私たちの処方箋は、惑星の移動に関するさまざまな文献の定式化に起因する不確実性を軽減し、特に惑星外システムでよく見られる近接低質量惑星の形成を研究する場合に、惑星の降着過程を研究するための重要なツールになります。
WASP-166bのTESSおよびNGTSトランジット同時観測
| Title |
Simultaneous_TESS_and_NGTS_Transit_Observations_of_WASP-166b |
| Authors |
Edward_M._Bryant,_Daniel_Bayliss,_James_McCormac,_Peter_J._Wheatley,_Jack_S._Acton,_David_R._Anderson,_David_J._Armstrong,_Fran\c{c}ois_Bouchy,_Claudia_Belardi,_Matthew_R._Burleigh,_Rosie_H._Tilbrook,_Sarah_L._Casewell,_Benjamin_F._Cooke,_Samuel_Gill,_Michael_R._Goad,_James_S._Jenkins,_Monika_Lendl,_Don_Pollacco,_Didier_Queloz,_Liam_Raynard,_Alexis_M._S._Smith,_Jose_I._Vines,_Richard_G._West,_Stephane_Udry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07589 |
同じトランジットのTESS観測と同時に、9つのNGTS望遠鏡を使用してWASP-166bのトランジットを観察しました。9つのNGTS望遠鏡を組み合わせることで、30分あたり152ppmの測光精度を達成し、この明るい（T=8.87）星の周りの通過イベントに対してTESSが達成した精度と一致しました。個々のNGTSライトカーブノイズは、シンチレーションノイズが支配的であることがわかり、時間相関ノイズや望遠鏡システム間の相関がないように見えます。$T_C$および$R_p/R_*$のNGTSデータを適合させます。$T_C$はTESSデータからの結果の0.25$\sigma$以内で一貫していることがわかり、TESSとNGTSで測定された$R_p/R_*$値の差は0.9$\sigma$です。この実験は、マルチ望遠鏡のNGTS測光が明るい星のTESSの精度と一致し、明るいTESSの候補と惑星の半径とエフェメリドを精密化するための貴重なツールになることを示しています。トランジットタイミングが達成されると、NGTSは多惑星システムでのトランジットタイミングの大きな変動を測定することもできます。
TOI-1338：TESSの最初の通過周回惑星
| Title |
TOI-1338:_TESS'_First_Transiting_Circumbinary_Planet |
| Authors |
Veselin_B._Kostov,_Jerome_A._Orosz,_Adina_D._Feinstein,_William_F._Welsh,_Wolf_Cukier,_Nader_Haghighipour,_Billy_Quarles,_David_V._Martin,_Benjamin_T._Montet,_Guillermo_Torres,_Amaury_H.M.J._Triaud,_Thomas_Barclay,_Patricia_Boyd,_Cesar_Briceno,_Andrew_Collier_Cameron,_Alexandre_C.M._Correia,_Emily_A._Gilbert,_Samuel_Gill,_Michael_Gillon,_Jacob_Haqq-Misra,_Coel_Hellier,_Courtney_Dressing,_Daniel_C._Fabrycky,_Gabor_Furesz,_Jon_Jenkins,_Stephen_R._Kane,_Ravi_Kopparapu,_Vedad_Kunovac_Hodzic,_David_W._Latham,_Nicholas_Law,_Alan_M._Levine,_Gongjie_Li,_Chris_Lintott,_Jack_J._Lissauer,_Andrew_W._Mann,_Tsevi_Mazeh,_Rosemary_Mardling,_Pierre_F.L._Maxted,_Nora_Eisner,_Francesco_Pepe,_Joshua_Pepper,_Don_Pollacco,_Samuel_N._Quinn,_Elisa_V._Quintana,_Jason_F._Rowe,_George_Ricker,_Mark_E._Rose,_Sara_Seager,_Alexandre_Santerne,_Damien_Segransan,_Donald_R._Short,_Jeffrey_C._Smith,_Matthew_R._Standing,_Andrei_Tokovinin,_Trifon_Trifonov,_Oliver_Turner,_Joseph_D._Twicken,_Stephane_Udry,_Roland_Vanderspek,_Joshua_N._Winn,_Eric_T._Wolf,_Carl_Ziegler,_Peter_Ansorge,_Frank_Barnet,_Joel_Bergeron,_Marc_Huten,_Giuseppe_Pappa,_and_Timo_van_der_Straeten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07783 |
TESSによって発見された最初の惑星の発見です。既知の日食バイナリであるターゲットは、30分間隔でセクター1〜12に、2分間隔でセクター4〜12に観測されました。これは、質量が1.1MSunと0.3MSunのわずかに偏心した（0.16）14.6日軌道の2つの星で構成されており、主な日食と浅い二次食を生成します。惑星の半径は6.9REarthで、深さがほぼ同じ（〜0.2％）であるが持続時間が異なる主星を3回通過することが観測されました。その軌道は95.2日の軌道周期を持つほぼ円形（e〜0.09）です。連星と惑星の軌道面は〜1度以内に整列しています。システムの完全なソリューションを取得するために、数値測光力学モデルでTESS測光と既存の地上ベースの放射速度観測を組み合わせました。このシステムは、TISSの周縁惑星の発見の可能性を実証し、近接する連星を周回する惑星の形成と進化をさらに理解することができます。
共鳴鎖の不安定性の始まり
ガスからの散逸作用がシステムから取り除かれると、特に$N$（惑星の数）が大きい場合、系外惑星間の$k$：$k-1$タイプの平均運動共鳴のほとんどのチェーンが不安定になるという証拠があります。および$k$（チェーンがどの程度コンパクトであるかを示します）。これらの不安定性の起源を説明することができ、したがって太陽系外惑星のサンプルの共鳴システムの不足を説明できる新しい動的メカニズムを提示します。これは、偶発的周波数$2\pi（1/P_1-1/P_2）$の一部と平均運動共鳴の解放周波数との間の二次共鳴の出現に依存しています。これらの二次共鳴は、平均運動共鳴の変動の振幅を励起し、したがって不安定性をもたらす。これらの二次共鳴の出現を詳細に説明するために、惑星の質量で2次の明示的な摂動スキームを実行し、それらに関連付けられている調和項を分離します。例として、3：2-3：2の平均運動共振における3つの惑星の場合に焦点を当てると、これらの1つの共振の活性化の初期段階を説明する、これらの共振の1つの単純だが一般的な分析モデルが得られます。励起されたシステムのダイナミクスについても簡単に説明します。このスキームは、これらの共鳴の出現と、それらが引き起こすダイナミクスへの分析的洞察を得る方法を示しています。最後に、この動的メカニズムの一般化は、任意の$N$および$k$に対して得られます。これは、共鳴鎖の安定性に関する以前の数値実験の説明につながり、なぜ$N$と$k$の増加に伴って臨界惑星質量が安定性を可能にしたのかを示します。
広範囲の質量にわたるブラックホールは、銀河の進化において重要な役割を果たします。$z\sim30$にブラックホールの最初の種が形成され、ガスの降着と合体によって宇宙の時間をかけて成長しました。クェーサーの観測データとダークマターハローの階層的アセンブリの理論モデルを使用して、レッドシフト（$0<z<10$）とブラックホールの質量（$10^3\、\mathrm{M_{\odot}}<M_{\bullet}<10^{10}\、\mathrm{M_{\odot}}$）。特に、$M_{\bullet}>10^8\、\mathrm{M_{\odot}}$、および$z>6で、パラメータ空間の大部分で、付着による成長が支配的であることがわかります。$;（ii）合併による成長は、$M_{\bullet}<10^5\、\mathrm{M_{\odot}}$および$z>5.5$、および$M_{\bullet}>10^8で支配的です\、\mathrm{M_{\odot}}$および$z<2$。成長チャネルはブラックホールスピンに直接影響を与えるため（ガスの付着によりスピン値が高くなります）、これまでに利用可能な$\sim20$の堅牢なスピン測定に対してモデルをテストします。予想通り、スピンは合併支配体制に向かって低下する傾向があり、それによって私たちのモデルがサポートされます。次世代のX線および重力波観測装置（Lynx、Athena、LISAなど）は、非常に高い赤方偏移（$z\sim20）$までのブラックホールの個体数をマッピングし、ここで調査したパラメーター空間のほぼ全体をカバーします。彼らのデータは、ブラックホールが宇宙時代にどのように成長したかを明確に示すのに役立ちます。
銀河のもつれを解く。 II。 3 kpc以内の構造
ガイアDR2データの階層的クラスター分析の結果を提示して、クラスター、共動グループ、およびその他の恒星構造を検索します。現在の論文は、前の研究のサンプルに基づいて構築されており、1kpcから3kpcに拡張され、識別された構造の数が最大8292まで増加しました。入力された測光と個々のメンバーの視差に基づいて、恒星群の年齢、絶滅、距離を確実に推定します。Aurigaを適用して、このペーパーで見つかった構造だけでなく、以前に特定されたオープンクラスターの特性も導き出します。この研究を通じて、らせん状腕の時間的構造を調べます。具体的には、過去100マイアで射手座アームが500個を超えて移動し、ペルセウスアームで最後の25マイア以上に星形成活動が比較的鈍っています。らせん状アームの過渡的な性質に関する以前の論文からの発見を確認します。遷移のタイムスケールは数百Myrです。最後に、ヘリオセントリックに見える特異な〜1Gyrの古い星の流れを見つけます。その起源は何なのか不明です。
表面輝度の変動を使用して低輝度銀河までの距離を測定する
| Title |
Measuring_distances_to_low-luminosity_galaxies_using_surface_brightness_fluctuations |
| Authors |
Johnny_P._Greco,_Pieter_van_Dokkum,_Shany_Danieli,_Scott_G._Carlsten,_and_Charlie_Conroy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07273 |
低光度恒星系における表面輝度変動（SBF）の詳細な研究を紹介します。MISTモデルを使用して、LSST、HST、および提案されたWFIRSTフィルターシステムにおける絶対SBFマグニチュードの理論的予測を計算します。私たちの計算を、赤い巨大分岐法の先端からの独立した距離測定値を持つ矮小銀河の観測されたSBFの大きさと比較します。以前の研究と一致して、単一年齢の人口モデルは、$0.5\lesssimg-i\lesssim0.9$の低質量銀河の観測されたSBF色の関係と優れた一致を示すことがわかりました。青い銀河の場合、観測された関係は、星の複合母集団を含むモデルに適しています。低光度銀河からのSBF回復を研究するために、実際の観測からの完全なモデルの銀河を地上の深い画像に注入する詳細な画像シミュレーションを実行します。これらのシミュレートされたデータからのSBFの大きさの測定値が無視できるバイアス（$\lesssim0.01$mag）の理論値に対応することを示します。次に、シミュレーションを使用して、LSSTがSBF距離を${\sim}10$-20％の精度で超かすかな$\left（\mathrm{10^4\leqM_\star/M_\odot\leq10^5}\right）$と低質量古典（$\leq10^7$M$_\odot$）の矮小銀河から${\sim}4$Mpcと${\sim}それぞれ25ドルMpcで、ディープワイドファストサーベイの最初の数年以内。アンダーサンプリングされた恒星の質量関数に起因する超微弱小人のSBFにおける既約の「サンプリング散乱」を含む、多くの体系的な不確実性が残っています。それにもかかわらず、新世代の広視野イメージング調査のSBFは、近くの宇宙にある矮小銀河の効率的な確認と特性評価に重要な役割を果たす可能性があると結論付けています。
星団で銀河円盤の肖像画を描く
| Title |
Painting_a_portrait_of_the_Galactic_disc_with_its_stellar_clusters |
| Authors |
T._Cantat-Gaudin,_F._Anders,_A._Castro-Ginard,_C._Jordi,_M._Romero-Gomez,_C._Soubiran,_L._Casamiquela,_Y._Tarricq,_A._Moitinho,_A._Vallenari,_A._Bragaglia,_A._Krone-Martins,_M._Kounkel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07274 |
ガイアミッションによって行われた大規模な天文測量と測光の調査では、銀河円盤とその星団集団の全景を見ることができます。何百ものクラスターが最新のGデータリリース（DR2）の後で発見され、まだ特徴付けられていません。ここでは、G=18までの深い均一なガイア測光を利用して、Gaia〜DR2天文測定で特定された約2000クラスターの距離、年齢、星間赤化を推定します。これらのオブジェクトを使用して、銀河円盤の構造と進化を研究します。クラスターメンバーのガイア測光とそれらの平均視差からパラメーターを推定するために、人工ニューラルネットワークをトレーニングするために、文献で十分に決定されたパラメーターを持つオブジェクトのセットに依存しています。1867個のクラスターの信頼できるパラメーターを取得します。新しい同種のカタログは、内部ディスクに古いクラスターが比較的少ないことを確認しています（いくつかの注目すべき例外を除く）。また、クラスターの古さによるスケールの高さの変動を定量化して議論し、古いクラスターの分布における銀河の反りを検出します。この作業により、大きくて均質なクラスターカタログが作成されます。ただし、現在のサンプルではまだ天の川の外側のらせん状の腕を追跡できません。これは、外側のディスククラスターのセンサスがまだ不完全である可能性があることを示しています。
最初の光および再イオン化エポックシミュレーション（FLARES）I：高赤方偏移銀河進化の環境依存性
| Title |
First_Light_And_Reionisation_Epoch_Simulations_(FLARES)_I:_Environmental_Dependence_of_High-Redshift_Galaxy_Evolution |
| Authors |
Christopher_C._Lovell,_Aswin_P._Vijayan,_Peter_A._Thomas,_Stephen_M._Wilkins,_David_J._Barnes,_Dimitrios_Irodotou,_Will_Roper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07283 |
EAGLEモデルを使用した一連のズームシミュレーションである、FirstLightAndReionizationEpochSimulations（FLARES）を紹介します。複合分布関数を構築するために、再イオン化の時代（EoR）の範囲の過密度を再シミュレートするとともに、銀河の形成のこの重要な期間における銀河の形成と進化の環境依存性を調べます。領域は、半径$14\、h^{-1}\;\mathrm{cMpcの球内の密度に基づいて、大きな$（3.2\;\mathrm{cGpc}）^{3}$親ボリュームから選択されます}$。次に、完全な流体力学で再シミュレーションし、完全な親ボリュームを表す複合分布関数の構築を可能にする新しい重み付けスキームを採用します。これにより、小容量の周期的シミュレーションと比較してダイナミックレンジが大幅に拡張されます。銀河恒星質量関数（GSMF）、星形成率分布関数（SFRF）、および\flaresによって予測される星形成シーケンス（SFS）の分析を提示し、観測およびモデル制約の数と比較します。また、前例のない範囲の過密度に対する環境依存性も分析します。GSMFとSFRFはどちらも、最高の赤方偏移（$z=10$）まで、明確な二重シェッヒター形式を示します。また、SFS正規化の環境依存性も見つかりません。FLARESによって調査されたダイナミックレンジの拡大により、WFIRSTやEuclidなど、今後数年でEoRを調査する多数の大面積調査の予測を行うことができます。
OGLE-IV銀河平面フィールドにおけるマイクロレンズ化光学深度とイベント率
| Title |
Microlensing_optical_depth_and_event_rate_in_the_OGLE-IV_Galactic_plane_fields |
| Authors |
Przemek_Mroz,_Andrzej_Udalski,_Michal_K._Szymanski,_Igor_Soszynski,_Pawel_Pietrukowicz,_Szymon_Kozlowski,_Jan_Skowron,_Radoslaw_Poleski,_Krzysztof_Ulaczyk,_Mariusz_Gromadzki,_Krzysztof_Rybicki,_Patryk_Iwanek,_Marcin_Wrona |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07289 |
重力マイクロレンズ現象の探索は伝統的に銀河バルジの中央領域に集中していますが、多くのマイクロレンズ現象は銀河中心から遠い銀河平面で発生するはずであると予想されています。マイクロレンズ現象の検出に必要な、その広大な領域にわたって銀河面のハイケイデンス観測を行うことの困難さのために、それらの全体的な特性はこれまで知られていませんでした。ここでは、銀河面でのマイクロレンズ現象の最初の包括的な検索の結果を示します。2013-2019年に光学重力レンズ実験（OGLE）によって観測された銀河面（|b|<7度、0<l<50度、190<l<360度）に沿ってほぼ3,000平方度の領域を検索し、630のイベントを検出しました。銀河面のマイクロレンズイベントの平均アインシュタインタイムスケールは、銀河のバルジイベントの平均の3倍であり、銀河の経度への依存度はほとんどないことを示しています。また、銀河の経度の関数としてマイクロレンズの光学深度とイベントレートを測定し、銀河中心からの角距離に応じて指数関数的に減少することを示しています（特徴的な角スケール長は32度）。平均光学深度は、l=10度の$0.5\times10^{-6}$から銀河の反中心の$1.5\times10^{-8}$まで減少します。また、経度の範囲240<l<330degの光学的深さは、銀河赤道に関して非対称であることもわかります。これは、銀河ワープのシグネチャとして解釈されます。
ガイアDR2カタログの太陽に近いTタウリスターの運動学
半径500pcの太陽近傍からの若いTタウリ星の大きなサンプルの空間的および運動学的特性が研究されています。位置楕円体の次のパラメーターは、グールドベルトの最も可能性の高いメンバーから決定されています。そのサイズは$350\times270\times87$〜pcであり、$14\pm1^\circ$の角度に向けられています。昇交点の経度が$297\pm1^\circ$の銀河面。このサンプルからの星の動きの分析により、主半軸$\sigma_{1,2,3}=（8.87,5.58,3.03）\pm（0.10,0.20,0.04）$〜kmの残留速度楕円体が示されましたs$^{-1}$は、銀河平面に対して$22\pm1^\circ$の角度で、昇順ノードの経度が$298\pm2^\circ$の方向に向けられています。グールドベルト星に典型的な膨張効果（運動学的$K$効果）の多く、5〜6kms$^{-1}$kpc$^{-1}$は、放射状摂動振幅$f_R\sim5$kms$^{-1}$を持つ銀河の渦巻き密度波の影響。
天文学メーザーとディッケの超放射
マクスウェル・ブロッホ方程式に基づく定式化を使用して、反転分布を持つガスの放射特性とプロセスを検討します。私たちはメーザーアクションとディッケの超放射に焦点を当て、位置の関数としてのシステムの時間的進化の間の全体的な放射プロセスにおけるそれらの関係を確立します。メーザーアクションと超放射が競合する現象ではなく、むしろ相補的であることを示し、放射の強度に2つの異なる制限を定義します。メーザーは、準反転状態の限界を特徴付けます。ポピュレーションインバージョン密度と分極振幅は、それらの進化に影響を与える非コヒーレントプロセス（衝突など）の時間スケールよりも長い時間スケールで変化します。これらの条件は逆になります。集団反転の列密度の臨界しきい値に達したときに、メーザー体制から超放射への遷移がどのように行われるかを示します。この時点で、システムに強いレベルのコヒーレンスが確立され、強力な放射バーストが発生します。一時的な体制の間。この臨界レベルは、不飽和メーザー体制から飽和メーザー体制への移行が行われる空間領域も決定します。したがって、スーパーラディアンスは、2つの間の仲介として見ることができます。また、2つのメーザー領域に比べて、スーパーラディアンスフェーズ中に達成された放射強度の増加を定量化し、スーパーラディアンス中の強いコヒーレンスレベルが、メーザーホスティング領域での強烈で高速な放射フレアを明らかにする観測を説明するのにどのように適しているかを示します。
削減された適切なモーションの選択されたハロー：メソッドとカタログの説明
| Title |
The_Reduced_Proper_Motion_selected_halo:_methods_and_description_of_the_catalogue |
| Authors |
Helmer_H._Koppelman_and_Amina_Helmi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07328 |
ガイアミッションは、天の川のこれまでで最大の天文図を提供しました。銀河のハローをマップするためにそれを使用すると、その合併の歴史をほどくのに役立ちます。信頼できる距離推定でガイアDR2のハロースターを特定するには、通常、遠くにある希少なため、特別な方法が必要です。Gaia測光と適切なモーションに基づいてハローのメインシーケンススターを識別するために、ReducedProperMotion（RPM）メソッドを適用します。このタイプの星の色と絶対値の大きさの関係を使用して、測光距離を計算します。私たちの選択の結果、$\sim10^7$の暫定的なメインシーケンスハロースターのセットが得られ、典型的な距離の不確実性は$7\％$で、速度の中央値誤差は20km/sです。サンプルの距離の中央値は$\sim4.4$kpcで、最も暗い星は$\sim16$kpcにあります。サンプル内の星の空間分布は中央に集中しています。空の星の平均速度を目視検査すると、大規模なパターンだけでなく、GD-1ストリームの明確な痕跡とJhelumおよびLeiptrストリームの暫定的なヒントが明らかになります。不完全性と選択の影響により、パターンを確実に解釈し、新しい部分構造を特定する能力が制限されます。サンプルの星の視線速度をゼロに設定することにより、疑似速度空間を定義します。この空間では、ガイアエンケラドス（つまり、ガイアソーセージ）の足跡や、ヘルミストリーム、その他の逆行性下部構造（セコイア、タムノス）など、いくつかの既知の構造を復元します。2点速度相関関数が、6Dガイアハローサンプルで見つかったのと同様の振幅の100km/s未満のスケールでの有意なクラスタリングを明らかにすることを示します。このクラスタリングは、主にフェーズ混合された近くのストリームの存在を示します。
二重指数法則の起源としての確率過程クエーサーの輝度関数の形
| Title |
Stochastic_Processes_as_the_Origin_of_the_Double-Power_Law_Shape_of_the_Quasar_Luminosity_Function |
| Authors |
Keven_Ren,_Michele_Trenti,_Tiziana_Di_Matteo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07412 |
クエーサー輝度関数（QLF）は、ブラックホールと銀河の初期の共進化への洞察を提供します。これは観測的に、赤方偏移$z\sim6$まで特徴付けられており、基礎となる暗黒物質ハロー質量関数のSchechterのような形式とは対照的に、二重べき乗則形状の明確な証拠があります。特定のホストハローと赤方偏移のクエーサー光度を決定するプロセスによって誘発される確率の影響を考慮することにより、これらの分布の違いの物理的な原因を調査します。条件付きの光度関数を使用して、クエーサーの等級の中央値とハロー質量の関係$M_{UV、\rm{c}}（M_{\rm{h}}）$を対数法線の光度分散$\Sigma$で構築します、およびデューティサイクル$\epsilon_{\rm{DC}}$、そして高赤方偏移$z\gtrsim4$に焦点を当てます。観測されたQLFを再現するために、$\Sigma=0$のアバンダンスマッチングでは、最も明るいクエーサーをすべて、最も稀な最も巨大な暗黒物質ハローにホストする必要があります（$M_{UV、\rm{c}}/M_{\rm{h}}$ハロー質量で）。逆に、$\Sigma>0$の場合、最も明るいクエーサーは、比較的一般的な暗黒物質ハローでホストされている過度に明るい異常値である可能性があります。この場合、クェーサーのマグニチュードの中央値とハローの質量の関係$M_{UV、\rm{c}}$は、フィードバックによる自己調整された成長で予想されるように、ハイエンドでフラットになります。$\Sigma$と$\epsilon_{\rm{DC}}$のパラメーター空間をサンプリングし、$M_{UV、\rm{c}}$が$M_{\rm{h}}\simの上で平坦になることを示します$\epsilon_{\rm{DC}}<10^{-2}$の場合、10^{12}M_{\odot}$。代わりに$\epsilon_{\rm{DC}}\sim1$を使用するモデルには、$M_{\rm{h}}\gtrsim10^{13}M_{\odot}$に近い高い質量しきい値が必要です。クラスタリングの測定に対する$\epsilon_{\rm{DC}}$と$\Sigma$の影響を調査し、$\Sigma>0.3$のクラスタリングに光度依存性がないことを発見しました。これは、SubaruHSCによる最近の観測と一致しています。
クラスタースケーリング関係の正確なベンチマーク：動的モデルからの昏睡クラスターにおける基本平面、質量平面、およびIMF
| Title |
A_Precise_Benchmark_for_Cluster_Scaling_Relations:_Fundamental_Plane,_Mass_Plane_and_IMF_in_the_Coma_Cluster_from_Dynamical_Models |
| Authors |
Shravan_Shetty,_Michele_Cappellari,_Richard_M._McDermid,_Davor_Krajnovic,_P._T._de_Zeeuw,_Roger_L._Davies_and_Chiaki_Kobayashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07449 |
SDSS測光とスペクトルを使用してComaクラスター内の148の初期型銀河のサンプルを研究し、これらの銀河のサブセットの詳細な動的モデルを使用して結果を調整し、高密度環境での動的スケーリング関係の正確なベンチマークを作成します。これらの銀河について、グローバルな銀河の特性の測定、恒星の母集団のモデル化、動的モデルの作成に成功し、SAURONIFUで取得したデータを使用して、2つの最も巨大なクラスター銀河を含む16の銀河の詳細な動的モデルを使用して結果をサポートしました。設計により、この研究では、銀河の相対的な距離がクラスターの距離と比較してわずかに不確実であるため、派生したスケーリング関係のばらつきが最小限に抑えられます。我々の結果は、内側の1$R_{\rme}$〜銀河の暗黒物質の割合が低い（90$^{th}$パーセンタイルで$\leq$55％）であることを示しています。研究デザインのおかげで、私たちの知る限り、銀河のIMF-$\sigma_e$関係を最も緊密に生成し、傾斜は局所的な銀河で見られるものと一致します。動的モデルを利用して、古典的な銀河の基本平面を質量平面に変換します。質量平面の係数はビリアル定理からの予測に近く、基本平面と比較して散乱が大幅に低いことがわかります。コマ銀河は、（M$_*$-$R_{\rme}$）および（M$_*$-$\sigma_e$）の関係で、ローカルフィールド銀河と同様の場所を占めていますが、古いことを示しています。これ、およびクラスター内に3つの遅い回転子のみが見つかるという事実は、階層的な銀河形成のシナリオおよび運動学的形態学-密度関係の期待と一致しています。
野辺山45m望遠鏡（フギン）による森林不偏銀河平面イメージング調査。 VII。 HI雲の分子分率
| Title |
FOREST_unbiased_Galactic_plane_imaging_survey_with_the_Nobeyama_45_m_telescope_(FUGIN)._VII._molecular_fraction_of_HI_clouds |
| Authors |
Hiroyuki_Nakanishi,_Shinji_Fujita,_Kengo_Tachihara,_Natsuko_Izumi,_Mitsuhiro_Matsuo,_Tomofumi_Umemoto,_Yumiko_Oasa_and_Tsuyoshi_Inoue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07586 |
この研究では、45メートル望遠鏡（フォレスト）の野辺山45メートルを用いた不偏銀河平面イメージング調査の4ビーム受信機システムから取得した最新のCOデータを使用して、中性原子水素（HI）雲における分子ガス形成を分析します望遠鏡（FUGIN）および超大型アレイ（VLA）銀河面調査（VGPS）から取得したHIデータ。HIデータキューブにデンドログラムアルゴリズムを適用してHI雲を特定し、各HI雲内のCOライン強度を合計することにより、HI質量と分子ガス質量を計算しました。その結果に基づいて、5,737の識別されたHI雲のカタログを作成しました。この雲のローカル標準静止（LSR）速度は$V_{\rmLSR}\le-20$kms$^{-1}$で、銀河の経度です。緯度範囲はそれぞれ$20^\circ\lel\le50^\circ$と$-1^\circ\leb\le1^\circ$です。ほとんどのHI雲が16kpcのガラクトセントリック距離内に分布していることがわかりました。それらのほとんどは冷たい中性媒質（CNM）フェーズにあります。さらに、質量HI関数の高質量端が指数2.3のべき乗則関数によく適合していることを確認しました。平面平行モデルに基づく以前の研究によれば、自己重力雲と拡散雲の2つのシーケンスがM$_{\rmtot}$-M$_{{\rmH}_2}$ダイアグラムに表示されることが予想されますが、観測データは、これら2つのシーケンス内に大きな散乱がある単一のシーケンスのみを示しています。これは、ほとんどの雲がこれら2つのタイプの雲の混合であることを意味します。さらに、分子ガス形成の次のシナリオをお勧めします。HI支配的な雲は、$M_{{\rmH}_2}\proptoM_{\rmtot}^2$のパスに沿ってH$_2$質量の増加とともに進化しました到達する前に拡散ガスを収集し、2つのシーケンスの曲線に沿って移動します。
CDFS XIのXMMディープサーベイ。 185の明るい線源のX線特性
| Title |
The_XMM_deep_survey_in_the_CDFS_XI._X-ray_properties_of_185_bright_sources |
| Authors |
K._Iwasawa,_A._Comastri,_C._Vignali,_R._Gilli,_G._Lanzuisi,_W_.N._Brandt,_P._Tozzi,_M._Brusa,_F._J._Carrera,_P._Ranalli,_V._Mainieri,_I._Georgantopoulos,_S._Puccetti,_M._Paolillo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07604 |
3つのEPICカメラを組み合わせて、ChandraDeepFieldSouthのXMM-Newton深部調査で検出された185個の明るい光源のX線スペクトルを示します。サンプルの2-10keVのフラックス制限は2e-15erg/s/cm2です。ソースはz=0.1-3.8の赤方偏移範囲に分散されます。11の新しいX線赤方偏移測定が含まれています。シンプルなモデルを使用してスペクトル分析を実行し、吸収カラム密度、レストフレーム2-10keVの光度、およびz>0.4での180光源のFeKライン特性を取得しました。隠蔽されたAGNは、赤方偏移が高いほど豊富です。XMM-Newtonデータのみを使用して、7つのコンプトン厚AGN候補が識別されます。これにより、コンプトン厚AGN比率は約4％になります。2つのレストフレームX線カラーとFe線強度インジケーターを使用した探索的スペクトル検査法が導入され、スペクトルフィッティングの結果に対してテストされます。この方法は、スペクトル形状を特徴付けるのに適度に機能し、コンプトン厚のAGN候補の事前選択に役立ちます。最高のデータ品質の21のぼやけていないAGNから、幅広いFeKラインを示す6つのオブジェクトが見つかりました。これは、検出率が約30％であることを意味します。X線源の赤方偏移分布では、それぞれに6つ以上の線源を持つ5つの赤方偏移スパイクが特定されています。全体的な傾向とは逆に、z=1.61とz=2.57の2つの高い赤方偏移のスパイクのソースには、不可解なほどに低い覆いがあります。
銀河の暗黒物質ハローのコンテキストでスカラーフィールドウェーブの暗黒物質を調査します。特に、バリオニックタリーフィッシャー関係（BTFR）の分析を提供します。Einstein-Klein-Gordon方程式の特定の励起状態解のファミリーを詳述し、それを使用してBTFRを生成するための新しい理論モデルを提供します。次に、このモデルを計算で解いて、BTFRをシミュレートします。DarkMatterスカラーフィールドを超軽量ボソンとして解釈すると、$m\geq10^{-23}eV$の保守的な質量制約が返されます。わずかに強い条件を想定すると、$m\geq10^{-22}eV$はBTFRとの互換性が高くなります。スカラーフィールドダークマター回転曲線とスカラーフィールドダークマターハローの構造について説明します。BTFRとの互換性には、特定の境界条件に従うための励起状態ソリューションが必要です。これはダークマターハローの振る舞いと銀河の形成に影響を与える可能性があります。
コア崩壊超新星の$ \ gamma $線堆積履歴
膨張超新星（SN）噴出物における$\gamma$線の堆積履歴は、主にタイプIaSNのモデルを制約するために使用されてきました。ここでは、この方法論を、ストリップされたエンベロープ（SE、タイプIb/Ic/IIb）およびタイプIIPSNeを含むコア崩壊SNeに拡張します。文献からの測光を使用してボロメータ光度曲線を作成し、Katz積分を使用して$\gamma$線の堆積履歴を抽出します。タイプIaSNeの$\gamma$-rayエスケープ時間の狭い範囲$t_0\approx30-45\、\textrm{day}$を回復し、新しい狭い範囲$t_0\approx80-140\を見つけました。\textrm{day}$、SESNeの場合。タイプIIPSNeは、$t_0\gtrsim400\、\textrm{day}$で他のSNeタイプから明確に分離されており、$t_0$と合成された$^{56}$Niの質量の間に負の相関がある可能性があります。Kushnir（2015）の結果と一致して、SESNeで合成された$^{56}$Niの典型的な質量はタイプIIPSNeの質量よりも大きいことがわかります。これにより、これらの爆発の初期質量範囲が同じである前駆細胞は不利になります。タイプIIPの冷却放射からの時間加重積分光度である$ET$の観測値を回復し、一部のSESNeでゼロでない$ET$値のヒントを見つけます。文献からモデルの$\gamma$-ray堆積履歴を計算するために単純な$\gamma$-ray放射伝達コードを適用し、観測された履歴がモデルを制約するための強力なツールであることを示します。
恒星の質量と超大質量のブラックホールには、同じような食習慣がありますか？
| Title |
Do_stellar-mass_and_super-massive_black_holes_have_similar_dining_habits? |
| Authors |
R._Arcodia,_G._Ponti,_A._Merloni_and_K._Nandra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07258 |
長年にわたって、質量降着の現象学と物理学をスケール不変の方法で恒星質量と超大質量ブラックホールに結び付けるために多くの試みが行われてきました。このホワイトペーパーでは、2つのソースクラスの降着円盤とコロナの光度の関係を比較することによって、降着モードの放射効率の良い（噴射されていない）端でこの接続を探索します。X線バイナリ（XRB）GX339-4の458RXTE-PCAアーカイブ観測を分析します。これは、放射効率の高いAGNに類似していることが示唆されているソフトおよびソフト中間状態に焦点を当てています。GX339-4の$\logL_{disk}-\logL_{corona}$関係で観測された散乱は高く（$\sim0.43\、$dex）、放射効率の代表的なサンプルよりも大幅に大きい、非ジェットまたは弱いジェットAGN（$\sim0.30\、$dex）。一見すると、これはシステムが単に質量に応じてスケーリングするという仮説に反するように見えます。一方、GX339-4とAGNサンプルは$\dot{m}$と$\Gamma$の分布が異なることもわかります。後者はGX339-4でより広くなっています（$\sim0.16$の分散cf。$\sim0.08$（AGNの場合）。GX339-4は、AGNサンプルの$\sim2.07$とは対照的に、平均$\sim2.20$で、全体的にソフトな傾斜を示します。注目すべきことに、同様に広い$\Gamma$および$\dot{m}$分布が選択されると、AGNサンプルは、質量正規化された$\logL_{disk}-\logL_{corona}のGX339-4観測とうまく重なります。$平面、$\sim0.30-0.33\、$dexの分散。これは、結局のところ、特性の質量スケーリングが成り立つ可能性があることを示しており、結果は、AGNおよびXRBのディスクコロナシステムと同じ物理的プロセスを示していますが、たとえば、温度、光学的深さ、および/またはまたはコロナ内の電子エネルギー分布、加熱冷却バランス、コロナ形状、および/またはブラックホールスピン。
磁気的に支配されたプラズマ乱流からのハードシンクロトロンスペクトル
| Title |
Hard_Synchrotron_Spectra_from_Magnetically_Dominated_Plasma_Turbulence |
| Authors |
Luca_Comisso,_Emanuele_Sobacchi,_Lorenzo_Sironi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07315 |
天体物理学的非熱源からのシンクロトロン放射は通常、放射粒子が等方性であると想定しています。大規模な2次元および3次元のセル内パーティクルシミュレーションにより、ペアプラズマにおける磁気支配（$\sigma_0\gg1$）乱流の散逸が、異方性の強い粒子分布につながることを示しています。ローレンツ因子$\sim\sigma_0\gamma_{th0}$（ここで、$\gamma_{th0}$は初期ローレンツ因子です）では、粒子速度は局所的な磁場と優先的に整列します。代わりに、最もエネルギーの高い粒子はほぼ等方性です。このエネルギー依存の異方性により、シンクロトロンスペクトルフラックス$\nuF_\nu\propto\nu^s$が発生します。これは、等方性粒子の場合よりもはるかに困難です。注目すべきことに、$\sigma_0\gg1$の場合、低速冷却領域の立体角平均スペクトル勾配は、広範囲の乱流変動に対して$s\sim0.5-0.7$であり、$0.25\lesssim\deltaB_{\です。rmrms0}^2/B_0^2\lesssim4$ですが、非熱粒子のべき乗則エネルギースペクトルには大きな変動があります。これは、乱気流のレベルが弱いほど、異方性の度合いが強くなり、粒子の急峻なスペクトルの影響を打ち消すためです。観測者が平均磁場に垂直な平面にいる場合、シンクロトロンのスペクトル勾配はさらに難しくなります（$s\gtrsim0.7$）。私たちの結果は、ドメインのサイズと次元に依存しません。私たちの調査結果は、天体物理的な非熱源のハードシンクロトロンスペクトル、特にパルサー風星雲の電波スペクトルの起源を説明するのに役立ちます。
大マゼラン星雲超新星残骸N132Dの空間分解チャンドラ分光法
| Title |
Spatially_Resolved_Chandra_Spectroscopy_of_the_Large_Magellanic_Cloud_Supernova_Remnant_N132D |
| Authors |
Piyush_Sharda,_Terrance_Gaetz,_Vinay_Kashyap_and_Paul_Plucinsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07366 |
Chandraアーカイブ観測を使用して、大マゼラン雲（LMC）、N132DでX線で最も明るい超新星残骸（SNR）の詳細な分光を実行します。明確に定義されたリム全体のスペクトルを分析することにより、ローカルLMC環境のO、Ne、Mg、Si、S、およびFeの平均存在量を決定します。北西部でOが強化され、北東部の爆風でSが増加している証拠が見られます。残骸の内部のスペクトルを分析することにより、FeK放出の原因でもあるSiに富む比較的高温のプラズマ（>1.5kev）の存在を確認します。チャンドラの画像は、FeKの放出が残骸の南半分の内部全体に分布しているが、爆風には及ばないことを示しています。前駆体の質量は$15\pm5\、M_{\odot}$であると推定します。残骸の大部分をまとめてカバーするさまざまな領域の存在比と、爆発のモデルと比較した前方衝撃の半径から恒星風によって作られた空洞の中。電離および再結合プラズマモデルをFeK放出に適合させ、現在のデータでは2つを区別できないため、高温プラズマの起源は不明のままです。私たちの分析は、N132Dがその中間質量前駆体によって作成された空洞内のコア崩壊超新星の結果であることと一致しています。
若い大規模で開いた恒星クラスターの恒星質量ブラックホールと重力波生成におけるそれらの役割IV：更新された恒星進化とブラックホールスピンモデルとLIGO-Virgo
O1 / O2マージイベントデータとの比較
| Title |
Stellar-mass_black_holes_in_young_massive_and_open_stellar_clusters_and_their_role_in_gravitational-wave_generation_IV:_updated_stellar-evolutionary_and_black_hole_spin_models_and_comparisons_with_the_LIGO-Virgo_O1/O2_merger-event_data |
| Authors |
Sambaran_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07382 |
この作業では、ペアの不安定性と脈動のペアの不安定性超新星（PSNとPSNを含む）と、最新の残骸質量と出生キックモデルを備えたモデル密度の高い恒星クラスターの長期、直接、相対論的多体計算のセットを示します。PPSN）、NBODY7N体シミュレーションプログラムを使用。新しいモデルの実装には、理論的な恒星進化モデルに基づくBHの出生スピン、および数値相対論に基づくGRマージリコイルおよびバイナリブラックホール（BBH）マージの最終スピンのランタイムトラッキングも組み込まれています。これらは、直接N体シミュレーションで初めて、第2世代のBBHマージを可能にします。65の進化モデルのセットは、初期質量が$10^4M_\odot-10^5M_\odot$、サイズが1pc〜3pc、金属量が0.0001〜0.02で、原始連星の大質量星を持ち、それらは若い大規模クラスター（YMC）を表しますやや大規模なオープンクラスター（OC）。このようなモデルは、ダイナミックペアBBHマージャーを生成します。これは、観察された質量、質量比、有効なスピンパラメーター、およびLVCO1/O2マージャーイベントの最終的なスピンと、BHが低いまたはスピンはしませんが、BBHの合併または物質の付着を受けた後にスピンアップします。特に、明らかに高い質量、有効なスピンパラメータ、およびGW170729マージイベントの最終スピンが自然に再現されます。計算されたモデルは、「PSNギャップ」内の主要な質量を持つ大規模な$\sim100M_\odot$BBHマージも生成します。レムナントマスシナリオとナタールキックシナリオに応じて、このようなモデルは、LVCO3で検出されたNS-BHの「マスギャップ」のレムナントを含むマージも生成します。これらの計算は、YMCとOCが$\sim100$Mpcローカルユニバース内からLISAによって検出可能な永続的なGWソースを生成することも示唆しています。そのようなクラスターは、LIGO-Virgoによって検出可能な偏心を伴う合併を生み出すこともできます。
混合形態超新星残骸HB 9からのX線放出
| Title |
X-ray_emission_from_the_mixed-morphology_supernova_remnant_HB_9 |
| Authors |
Mariko_Saito,_Shigeo_Yamauchi,_Kumiko_K._Nobukawa,_Aya_Bamba,_and_Thomas_G._Pannuti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07465 |
混合形態超新星残骸HB9の中央領域のスペクトル分析の結果を提示します。この線源の以前の銀河観測では、4keVを超える硬X線成分が検出され、この特定のX線成分の起源はまだ不明です。私たちの結果は、抽出されたX線スペクトルが、温度が〜0.1-0.2keV（星間物質成分）の衝突電離平衡プラズマと、温度が〜0.6-0.7keVの電離プラズマからなるモデルで最もよく表されることを示していますイオン化タイムスケールは1x10^{11}cm^{-3}秒（イジェクタ成分）。4keVを超える中央領域では、有意なX線放出は見られませんでした。前の研究で報告された再結合プラズマモデルは、スペクトルを説明していません。
変分原理からの中性子星における相対論的有限温度多流体流体力学
| Title |
Relativistic,_finite_temperature_multifluid_hydrodynamics_in_a_neutron_star_from_a_variational_principle |
| Authors |
Peter_B._Rau,_Ira_Wasserman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07468 |
カーターの対流変分法に基づいて、有限温度での中性子星コアを記述するのに適した相対論的多流体ダイナミクスを開発します。モデルには7つの流体が含まれ、通常および超流動/超伝導中性子と陽子、レプトン（電子とミューオン）、およびエントロピーの両方を説明します。この定式化は、グサコフおよび共同研究者の非変分相対論的多流体流体力学と比較され、同等であることが示されています。渦線とフラックスチューブ、相互摩擦、渦ピンニング、熱伝導、粘度は、基本的な流体力学が記述された後、段階的にモデルに組み込まれます。次に、多流体システムは、個々の渦線とフラックスチューブの周りの電流が重要であるメゾスコピックスケールで考慮され、このメソスコピック理論が平均化されて、巨視的な「効果的な」理論に対する詳細な渦線/フラックスチューブの寄与を決定します。平均化されたメソスコピック理論とマクロスコピック効果理論の間の完全な合意を得るためには、このマッチング手順は大部分が成功しますが、支配的な項を破棄する必要があります。マッチング手順により、中性子星内部の$H$磁場が以前の天体物理学の研究で与えられたものとは異なることを示すことができますが、物性物理学の文献と一致しています。
さまざまな磁場構成におけるブラックホール降着トーラスのシミュレーション
| Title |
Simulations_of_black_hole_accretion_torus_in_various_magnetic_field_configurations |
| Authors |
Martin_Kolo\v{s}_and_Agnieszka_Janiuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07535 |
軸対称の一般相対論的電磁流体力学シミュレーションを使用して、異なる初期磁場構成が与えられたブラックホールの周りの降着トーラスの進化を研究します。ブラックホールに物質が付着するため、初期磁場構成では、放物線状の磁場が垂直軸の周りの降着トーラスファネルに発生します。
銀河系外の源の2つの集団による超高エネルギー宇宙線のスペクトルと組成のモデリング
| Title |
Modeling_the_spectrum_and_composition_of_ultrahigh-energy_cosmic_rays_with_two_populations_of_extragalactic_sources |
| Authors |
Saikat_Das,_Soebur_Razzaque,_Nayantara_Gupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07621 |
エネルギー$E\gtrsim5\cdot10^{18}$eV、つまり足首を超えて、ピエールオージェ天文台からの超高エネルギー宇宙線（UHECR、$E\gtrsim0.1$EeV）スペクトルと組成データをフィッティングします天体物理学的ソースの2つの母集団を使用します。優勢に陽子（$^1$H）を加速する1つの母集団は、GZKカットオフに近い最大エネルギーとフェルミ加速モデル近くの注入スペクトルインデックスで観測された最高エネルギーまで拡張します。もう1つの集団は、比較的低い剛性カットオフとハードインジェクションを使用して、軽いから重い核（$^4$He、$^{14}$N、$^{28}$Si、$^{56}$Fe）を加速しますスペクトラム。注入リードでの混合組成（$^1$H、$^4$He、$^{14}$N、$^{28}$Si、$^{56}$Fe）を持つ単一の銀河系外均質ソース母集団$^1$H存在比をゼロにし、エネルギー$\gtrsim5\cdot10^{18}$eVでスペクトルをフィッティングします。指数カットオフべき乗則注入スペクトルと\textsc{sybill2.3c}ハドロン相互作用モデルを選択して、単一母集団モデルから2母集団モデルに移動するときの組成予測と他のUHECRソースパラメーターへの影響を調査します。後者の場合、ゼロ以外の$^1$H存在量は最高のエネルギーで不可避であることがわかり、純粋な陽子スペクトルの追加で結合された適合の大幅な改善が見られます。陽子注入指数を変化させて、2母集団モデルの最適なパラメーター値を見つけ、最大エネルギービンでの最大許容陽子率を3.5$\sigma$統計的有意性内に制限します。このようなハイブリッドソースの人口シナリオで予想される宇宙線ニュートリノフラックスを計算し、UHECRのソースに光を当てる次の検出器によってこれらのニュートリノを検出する可能性について説明します。
10年のフェルミLATデータを用いたカニパルサーからのパルスガンマ線放出の起源の推測
| Title |
Inferring_the_origins_of_the_pulsed_gamma-ray_emission_from_the_Crab_pulsar_with_10-year_Fermi_LAT_data |
| Authors |
Paul_K._H._Yeung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07669 |
コンテキスト：カニのパルサーは、最大$\sim$1TeVの光子エネルギーで検出される明るい$\gamma$線源です。その位相平均および位相分解された$\gamma$線スペクトルは両方とも（サブ）指数カットオフを示しますが、10GeVを超えるものは明らかに単純なべき則に従います。目的：カニのパルサーの$\gamma$-rayプロパティを再検討し、60MeV〜500GeVの範囲の10年の\emph{Fermi}大面積望遠鏡（LAT）データを使用します。位相分解スペクトルを使用して、放出の原因とメカニズムを調査します。方法：位相図は、さまざまなエネルギーバンドに対して再構築され、ウェーブレット分解を使用してさらに分析されます。位相分解エネルギースペクトルは、MAGICやVERITASなどの地上の機器の観測結果と組み合わされ、より大きなエネルギー収束を実現します。べき法則モデルを、10GeVから$\sim$1TeVまでの重複するエネルギースペクトルに適合させます。フィットには、エアシャワーベースのガンマ線望遠鏡とフェルミミッションの軌道ペア生成望遠鏡の間のエネルギースケールの相対的なクロスキャリブレーションが含まれています。結果：$\gamma$-rayパルス形状のエネルギー依存性、および同等に、カニパルサーのスペクトル形状の位相依存性を確認します。ブリッジ相放出では、$\sim$8GeVの比較的高いエネルギーで比較的鋭い指数カットオフが観察されます。2番目のパルスピークで観察された$E>$10GeVスペクトルは、他のフェーズのスペクトルよりも硬くなっています。結論：カニのパルサーの位相分解スペクトル形状の多様性を考慮して、極冠、外側ギャップ、相対論的風の領域が関係するマルチオリジンシナリオを暫定的に提案します。
潮汐破壊イベントにおける降着円盤風：方向指標としての紫外スペクトル線
| Title |
Accretion_Disc_Winds_in_Tidal_Disruption_Events:_Ultraviolet_Spectral_Lines_as_Orientation_Indicators |
| Authors |
Edward_J._Parkinson,_Christian_Knigge,_Knox_S._Long,_James_H._Matthews,_Nick_Higginbottom,_Stuart_A._Sim,_Henrietta_A._Hewitt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07727 |
一部の潮汐破壊イベント（TDE）は、残りのフレームの紫外線（UV）スペクトルでブルーシフトした幅広い吸収線（BAL）を示しますが、他の幅広い発光線（BEL）を表示します。同様の現象は、クエーサーと降着する白色矮星でも観察され、降着円盤風の線形成に関連する配向効果として解釈できます。TDEの同様の統合スキームを提案および調査します。最先端のモンテカルロイオン化および放射伝達コードによって生成された、ディスクおよび風をホストするTDEの合成UVスペクトルを示します。私たちのモデルは、幅広い円盤風の形状と運動学をカバーしています。このような風は、BALとBELの両方を自然に再現します。一般に、ウィンドコーンを覗く視線はBALを優先的に生成しますが、他の方向はBELを優先的に生成します。また、観測されたスペクトルに対する風の固まりとCNO処理の存在量の影響も調べます。クランピングは、関連するイオン種の放出量と存在量の両方を増加させ、後者は流出のイオン化状態を減少させることにより、UV放出線と吸収線をより強く生成する傾向があります。CNO処理された存在量を採用することの主な効果は、スペクトルのC〜{\sciv}〜1550〜\AA〜の弱まりとN\textsc{v}〜1240〜\AA〜の強化です。降着円盤風のライン形成はTDEの多様なUVスペクトルを説明するための有望なメカニズムであると結論します。これが正しい場合、BALおよびBELTDEの相対数を使用して、流出のカバーファクターを推定できます。この作品のモデルは、オンラインおよびリクエストに応じて公開されています。
超核密度でのキラル有効場理論の直接の天体物理学テスト
| Title |
Direct_Astrophysical_Tests_of_Chiral_Effective_Field_Theory_at_Supranuclear_Densities |
| Authors |
Reed_Essick,_Ingo_Tews,_Philippe_Landry,_Sanjay_Reddy,_Daniel_E._Holz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07744 |
重力波とX線タイミングによる中性子星の最近の観測は、地上実験で実現するのが難しい密度での冷たい高密度物質の状態方程式（EoS）への前例のないアクセスを提供します。同時に、キラル有効場理論（$\chi$EFT）からの信頼性の高い不確実性推定によるEoSの予測は、理論的な無知の境界を定めました。この作業では、$\chi$EFTで条件付けされた中性子星EoSのノンパラメトリック表現を使用して天体物理データを分析し、コンパクトオブジェクトの基礎となる物理特性を直接制約します。低密度で$\chi$EFTを条件とするとき、データだけで高密度でEoSを制約する方法について説明します。また、天体物理学データを利用して、EoSの$\chi$EFTの予測を直接核飽和密度の2倍までテストし、これらの予測が崩れる可能性のある密度を推定する方法も示します。大規模なパルサー、GW170817からの重力波、およびPSRJ0030+0451のNICER観測の存在により、量子の7倍の不可知論的分析よりも核飽和密度までのEoSの$\chi$EFT予測が優先されることがわかりますこの作業で使用されるモンテカルロ（QMC）計算。QMCを使用した$\chi$EFT予測は、核飽和度の2倍までの重力波データと完全に一致していますが、NICERの観測では、EoSが核飽和密度でこれらの予測と比較して硬くなることが示されています。さらに、$\chi$EFTが崩壊し始める密度の不確実性を無視して、$1.4\、M_\odot$中性子星の半径を$R_{1.4}=11.40^{+1.38}_に制限します{-1.04}$（$12.54^{+0.71}_{-0.63}$）kmおよび2倍の核飽和密度での圧力から$p（2n_\mathrm{sat}）=14.2^{+18.1}_{-8.4}$（$28.7^{+15.3}_{-15.0}$）$\mathrm{MeV}/\mathrm{fm}^3$、大量のパルサーと重力波（およびNICER）データ。
デュアルビーム、デュアルカメラ光学イメージング偏光計の特性評価
| Title |
Characterization_of_a_dual-beam,_dual-camera_optical_imaging_polarimeter |
| Authors |
Manisha_Shrestha,_Iain_A._Steele,_Andrez_S._Piascik,_Helen_Jermak,_Robert_J._Smith,_Chris_M._Copperwheat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07595 |
偏光は、さまざまな時間領域の天体物理学において、空間的に解像されていない可変光源の磁場、形状、および環境を理解するために重要な役割を果たします。このホワイトペーパーでは、高感度、低ノイズのCMOSテクノロジーを活用し、低系統的で可変および一時的なソースを監視するように設計された、新しいデュアルビーム、デュアルカメラ光イメージング偏光計（MOPTOP）の実験室および空中試験の結果を示します。エラーと高感度。カメラごとの感度のばらつきをソースごとに補正するデータ削減アルゴリズムを紹介します。データ削減アルゴリズムを使用して、デュアルビーム、デュアルカメラ技術が低く安定した機器偏光の利点を提供することを示します（ラボデータでは$<0.05$\％、上空データでは$<0.25$\％）。デュアルビーム、シングルカメラ偏光計に関連する追加の空の明るさと画像の重なり問題を回避しながら、高スループット。
スキッパーCCD用の低しきい値取得コントローラー
| Title |
Low_Threshold_Acquisition_controller_for_Skipper_CCDs |
| Authors |
Gustavo_Cancelo,_Claudio_Chavez,_Fernando_Chierchie,_Juan_Estrada,_Guillermo_Fernandez_Moroni,_Eduardo_Emilio_Paolini,_Miguel_Sofo_Haro,_Angel_Soto,_Leandro_Stefanazzi,_Javier_Tiffenberg,_Ken_Treptow,_Neal_Wilcer,_Ted_Zmuda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07599 |
スキッパー電荷結合素子（Skipper-CCD）の開発は、非常に弱い電離粒子を検知するための主要な技術革新です。このセンサーは、単一の電子正孔対イオン化の場合でも、各セルまたはピクセルによって収集された電荷信号を明確に決定することにより、電荷信号センサーとしてのシリコン材料の究極の感度に到達できます。テクノロジーを広範囲に使用することは、センサーを究極のパフォーマンスで操作するための特定の機器がないために制限されていました。この研究では、高感度の科学アプリケーションでの検出器の操作を目的とした、シンプルなシングルボードのスキッパーCCDコントローラーが紹介されています。この記事では、低しきい値集録（LTA）の主要なコンポーネントと機能について、Skipper-CCDセンサーに接続した場合の実験結果とともに説明します。測定結果は、5000ピクセルの測定値で0.039e$^-_{rms}$/pixの前例のない深いサブ電子ノイズを示しています。
2MASS J04435686 + 3723033 B：$ \ beta $ Pictoris移動グループのメンバーになる可能性のある、星下境界の若い仲間
| Title |
2MASS_J04435686+3723033_B:_A_Young_Companion_at_the_Substellar_Boundary_with_Potential_Membership_in_the_$\beta$_Pictoris_Moving_Group |
| Authors |
Caprice_Phillips,_Brendan_Bowler,_Gregory_Mace,_Michael_Liu,_Kimberly_Sokal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07250 |
私たちは、若いM2スター2MASSJ04435686+3723033を周回する2MASSJ04435750+3723031の詳細な特性を7.6アーク秒（550AU）で提示し、23Myr$\beta$Pictoris移動グループ（$\beta$PMG）。IRTF/SpeXのコンパニオンの近赤外分光法を使用して、M6$\pm$1のスペクトルタイプと、年齢に敏感な吸収線と低表面重力指数（VL-G）による若者の兆候を発見しました。若い年齢は、ホストでのH$\alpha$放出とリチウム吸収によってサポートされています。このシステムのメンバーシップを再評価し、ホストとコンパニオンの$Gaia$視差と新しい半径速度を使用して、これが$\beta$PMGとわずかに一貫した運動学的一致であることがわかりました。このシステムが$\beta$PMGに属している場合、それは運動学的な外れ値となり、コンパニオンはPZTelBのような他の同様の超クールなオブジェクトと比較して明るすぎます。これは、2M0443+3723Bがほぼ茶色の矮小バイナリである可能性があることを示唆します（等フラックスの場合、$\約$52+52M$_\mathrm{Jup}$、99$\pm$5M$_\mathrm{Jup}$（単一の場合）、そしてこのグループの6番目の準星の仲間になります。この仮説をテストするために、KeckII/NIRC2を使用してNIRAO画像を取得しましたが、コンパニオンをバイナリである$\sim$3AUの回折限界まで解決していません。2M0443+3723ABがどの移動グループにも属していない場合、その年齢はより不確実です。この場合、それはまだ若く（$\lesssim$30Myr）、コンパニオンの暗黙の質量は$\sim$30--110M$_\mathrm{Jup}$の間になります。
遠心力で駆動される質量損失と大規模な星の爆発
回転と質量損失は、大質量星の決定的に相互に関連する特性であり、それらの進化と最終的な運命に強く影響します。分裂限界近くで回転する大規模な星は、遠心力で質量を放出し、星状円盤を持つBe星を作り出し、爆発を引き起こす可能性があります。MESA恒星進化コードを使用して、効率的な角運動量輸送が大規模星の主系列と主系列後の回転進化に及ぼす影響を調べます。高速回転体では、収縮するコアから膨張するエンベロープに輸送される角運動量が、特にメインシーケンスの終わり近く（またはそれを超える）の星や低金属環境で、分裂速度を超えて表面層をスピンアップする可能性があります。また、高速で回転する大質量星で遠心不安定性が発生し、明るい青色の変光星で観測されたSDoradusバーストを引き起こす可能性があることも示しています。バイナリコンパニオンからの以前の質量の増加により、遠心質量の損失の可能性と強度が増加します。大規模な恒星の進化、Be星、明るい青色の変数の影響について説明します。
2つの球状星団M10（NGC6254）とM71（NGC6838）の内部運動学の研究を、WIYN3.5m望遠鏡のHydra多天体分光器を使用した観測から得られた個々の半径方向速度（RV）測定を使用して示します。M10の星について120のRVを測定し、そのうちの107がクラスターメンバーであると決定されました。M71では、82のRVを測定し、78の測定値がクラスターメンバーに属していることを確認しました。クラスタメンバーを使用して、M10の平均RVを$75.9\pm4.0$（sd）kms$^{-1}$および$-22.9\pm2.2$（sd）kms$^{-1}$と決定しますそれぞれM71。HydraRVの測定値を文献のサンプルと組み合わせ、両方のクラスターで見通し内回転分析を実行しました。私たちの分析では、振幅V$_{rot}のわずかに重要な回転のヒントが見つかるM10の内部領域（10\arcsec-117\arcsec）を除いて、これらのクラスターのどちらにも統計的に有意な回転はありません=1.14\pm0.18$kms$^{-1}$。M10の場合、中心速度分散$\sigma_{0}=5.44\pm0.61$kms$^{-1}$を計算します。これにより、回転の振幅と中心速度分散$V_{rotの比が得られます}/\sigma_{0}=0.21\pm0.04$。また、M10とM71で識別された複数の恒星の個体群の回転を調査し、各個体群とクラスター全体の回転シグネチャと一致する回転（またはその欠如）を発見しました。
白色光画像と磁力図からのアクティブ領域の傾斜角度：磁気舌の役割
| Title |
Active-Region_Tilt_Angles_from_White-Light_Images_and_Magnetograms:_The_Role_of_Magnetic_Tongues |
| Authors |
M._Poisson,_P._D\'emoulin,_C.H._Mandrini,_M.C._L\'opez_Fuentes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07345 |
磁気舌と呼ばれるアクティブ領域（AR）の極性に伸長が存在することは、主に出現段階で確認できます。AR傾斜は、長期間の白色光（WL）データベースを使用して徹底的に測定されており、磁場情報と組み合わせられることもあります。WLの傾斜測定に対する磁気舌の影響は以前に考慮されていなかったため、傾斜角の値におけるそれらの役割を調査し、LOSの磁力図から得られたものと比較することを目的としています。一般的な双極ARの傾斜角を計算するために4つの方法を適用します：1つはWLデータにk平均アルゴリズムを適用し、2つ目は極性の磁場符号をWLデータに含め、3つ目は磁束重み付けを使用します各極性の中心。これらの方法のいずれかで計算された傾斜値は、磁気舌の存在によって影響を受けます。そのため、舌の磁束とARコアの磁束を分離するために、新しく開発されたCoreFieldFitEstimator（CoFFE）メソッドを適用します。計算された4つの傾斜角の値と、これらが長期WLデータベースで報告されたものと比較されます。低磁束の舌を持つARの場合、さまざまな方法で一貫した傾斜角度値が報告されます。しかし、フラックスの高い舌を持つARの場合、すべての方法の間に顕著な違いがあり、磁気舌がWLと磁気データに異なる影響を与えることを示しています。ただし、一般に、CoFFEは主双極子の傾きをより正確に推定します。これは、主双極子の磁気極性の間に発生した場合、舌の影響と二次双極子の出現の両方を取り除くためです。
活発な地域のドライバーが遅い太陽風に流出
| Title |
The_drivers_of_active_region_outflows_into_the_slow_solar_wind |
| Authors |
David_H._Brooks,_Amy_R._Winebarger,_Sabrina_Savage,_Harry_P._Warren,_Bart_De_Pontieu,_Hardi_Peter,_Jonathan_W._Cirtain,_Leon_Golub,_Ken_Kobayashi,_Scott_W._McIntosh,_David_McKenzie,_Richard_Morton,_Laurel_Rachmeler,_Paola_Testa,_Sanjiv_Tiwari,_Robert_Walsh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07461 |
活動領域の端からのプラズマ流出は、遅い太陽風の考えられる発生源として示唆されています。分光測定は、これらの流出が強化された元素組成を持っていることを示しています。これは、遅い風の明確な特徴です。ただし、現在の分光観測では、測定対象の構造を区別したり、流出の原因を特定したりするのに十分な空間分解能がありません。2018年5月に高解像度のコロナルイメージャー（Hi-C）が探査ロケットで飛行し、これまでに達成された最高の空間解像度（250km）で活動領域の流出領域が観測されました。ここでは、Hi-Cデータを使用して、飛行中にひので衛星で観測された流出構成シグネチャのもつれを解きます。流出エミッションには2つのコンポーネントがあることを示します。アクティブ領域コアの閉ループから放出されたように見える拡張プラズマからの実質的な寄与と、アクティブ領域プラージュの動的活動からの2番目の寄与であり、太陽の光球存在量を反映します。流出の2つの競合するドライバーは、遅い太陽風の変動する構成を説明するかもしれません。
モートン波、EUV波、コロナ質量放出を誘発する小規模なフィラメント噴火
| Title |
A_small-scale_filament_eruption_inducing_Moreton_Wave,_EUV_Wave_and_Coronal_Mass_Ejection |
| Authors |
Jincheng_Wang,_Xiaoli_Yan,_Defang_Kong,_Zhike_Xue,_Liheng_Yang,_Qiaoling_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07488 |
SDOの打ち上げに伴い、多くのEUV波が太陽噴火中に観測されました。ただし、モートン波とEUV波の共同観測はまだ比較的まれです。小規模なフィラメントの噴火が同時にアクティブ領域NOAA12740でモートン波、EUV波、およびコロナ質量放出をもたらすイベントを提示します。小規模なフィラメントが下方にドリフトしました。これは、小規模なフィラメントが浮上して地下から浮いていることを示しています。次に、ExtremeUltraViolet（EUV）とH$\alpha$の異なる通過帯域での同時観測を組み合わせて、モートン波とEUV波の運動学的特性を調べます。同等の伝搬速度と、モートンおよび異なる通過帯域のEUV波面の同様の形態が得られました。モートンと異なる通過帯域のEUV波は、コロナ磁気流体力学的衝撃波によって引き起こされた異なる温度関連層の摂動であったと推定します。また、EUV波の伝播中に屈折、反射、および回折現象が見られます。べき則フィッティングを使用することにより、影響を受けず、屈折した波と回折した波の運動学的特性が得られました。ポテンシャルフィールドソースサーフェス（PFSS）モデルによって導出された外挿フィールドは、異なる磁気システム（磁気セパラトリックス）の界面の存在がEUV波の屈折、反射、偏差をもたらすことを示しています。
原始星の降着と宇宙論的リチウム問題
| Title |
Protostellar_accretion_and_the_cosmological_lithium_problem |
| Authors |
S._Cassisi_(INAF-Astr._Obs._of_Abruzzo,_Italy),_M._Salaris_(ARI,_Liverpool_J._Moores_Univ.,_UK),_S._Degl'Innocenti_(Physics_Dept._Univ._of_Pisa,_Italy),_P.G._Prada_Moroni_(Physics_Dept._Univ._of_Pisa,_Italy),_E._Tognelli_(Physics_Dept._Univ._of_Pisa,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07491 |
宇宙論的リチウム問題、つまりビッグバン元素合成によって予測されたリチウム存在量と「Spite高原」の星で観測されたものとの間の不一致は、現代の天体物理学の長年にわたる問題の1つです。可能な天体物理学的解決策は、Spite高原の星での原始星の質量降着によるリチウムの燃焼を含みます。現在の研究では、初めて、正確な進化的計算を用いて、Spite高原の星に関連する、金属に乏しい領域でのリチウムの進化に対する降着の影響を調査します。
連星の形成中の偏心への一時的な降着の依存性
| Title |
The_dependence_of_episodic_accretion_on_eccentricity_during_the_formation_of_binary_stars |
| Authors |
R._Kuruwita,_C._Federrath,_T._Haugb{\o}lle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07523 |
目的：一時的な降着バーストの強さが離心率にどのように依存するかを調査します。方法：ガスの影響を含む、最終質量が10AUまでの低質量連星の形成の3次元電磁流体力学（MHD）シミュレーションを実行することにより、長周期（>20yr）連星の連星トリガー仮説を調査します。乱流と磁場。それぞれ1つの太陽質量の初期乱流ガスコアと2つの異なる初期乱流マッハ数M=0.1および0.2を使用して、原始星形成後の6500年間に2つのシミュレーションを実行します。結果：バイナリシステムの偏心がまだ高い初期の段階で、ペリアストロンでの降着のバーストを観察します。軌道の緩やかな循環のために、降着のバーストと通過するペリアストロンとの間のこの相関関係は、後の段階で崩壊することがわかります。離心率がe=0.2を超えると、ペリアストロン付近でトリガーされる一時的な降着が観察されます。ただし、一時的な降着の強さ（静止降着率に対するバースト降着比の比率）と偏心との間に強い相関関係はありません。降着イベントは、星間円盤の回転と接近する連星の間にあるトルクによって引き起こされる可能性が高いと判断します。結果を短期バイナリの一時的な降着の観測データと比較し、シミュレーションと観測の間に良い一致を見つけます。結論：エピソード的な降着は、分離とは無関係に、偏心した若い連星系で動作する普遍的なメカニズムであり、長周期の連星だけでなく短周期の連星でも観測できるはずですが、その強さはトルク、したがってペリアストロンでの分離。
太陽に最も近い非常に質量の小さい白色矮星
| Title |
The_closest_extremely_low-mass_white_dwarf_to_the_Sun |
| Authors |
Adela_Kawka,_Jeffrey_D._Simpson,_Stephane_Vennes,_Michael_S._Bessell,_Gary_S._Da_Costa,_Anna_F._Marino,_Simon_J._Murphy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07556 |
2MASSJ050051.85-093054.9の軌道とプロパティを示し、太陽に最も近い（d〜71pc）非常に低い質量の白色矮星として確立します。この星は水素に富み、Teff〜10500K、logg〜5.9であり、進化モデルに従って、質量が〜0.17太陽質量であることがわかります。動径速度とTESS測光時系列の独立した分析により、〜9.5時間の軌道周期が明らかになりました。その高速振幅（K〜144km/s）は、1mmagの振幅でTESS光度曲線に測定可能なドップラービーム効果を生成します。目に見えない仲間は、ほとんどの場合、かすかな白い小人です。J0500-0930は、不安定な物質移動を通じて合併する可能性が最も高いポストコモンエンベロープシステムのクラスに属し、特定の状況ではタイプIaの超新星爆発を引き起こします。
ALMAが3 mmで検出した静かな太陽の過渡的な増光
アルマ望遠鏡の観測を使用して、3mmの静かな太陽彩層での一時的な増光（つまり、エネルギー放出の弱い小規模のエピソード）の最初の体系的な調査を行いました。私たちのデータセットには、2秒の間隔で数秒の角度分解能で取得された、静かな太陽の6つの87インチx87インチの領域の画像が含まれていました。一時的な増光は、pモード振動の影響を取り除いた後、平均強度を超える弱い増強として検出されました。大気イメージングアセンブリで取得した304と1600の\AA\データを同時に、同じ領域で同様の分析を実行しました。$\sim7200-7450$Kのバックグラウンドの上で70Kから500K以上の輝度温度で184個の3mmの一時的な増光イベントを検出しました。それらの平均持続時間と最大面積は、それぞれ51.1秒と12.3Mm$^2$でした。セルの内部ではなくネットワークの境界に現れるという好みが弱い。両方のパラメーターは、それぞれ2.35および2.71の指数を持つべき乗則の振る舞いを示しました。ALMAイベントのごく一部だけが304または1600の\AA\対応物を持っていますが、これらのイベントの特性は、それらのローエンドエネルギー値が欠如していたことを除いて、一般の人々の特性とそれほど変わらなかった。ALMAの一時的な増光の総熱エネルギーは$1.5\times10^{24}$から$9.9\times10^{25}$ergの間であり、それらの周波数分布対エネルギーは指数1.67の指数法則でした。ALMAイベントによって提供される単位面積あたりの電力は、彩層の放射損失の1\％（コロナの損失の10\％）しか占めないことがわかりました。したがって、それらのエネルギー収支は、太陽大気の上層の加熱要件を満たすには不十分であり、一時的な増光の検出に可能な限り最も制限の少ない基準を使用しても、この結論は変わりません。
恒星スペクトルおよび光度クラスと恒星有効温度および表面重力の間の統計的関係
| Title |
Statistical_relations_between_stellar_spectral_and_luminosity_classes_and_stellar_effective_temperature_and_surface_gravity |
| Authors |
O._Yu._Malkov,_D._A._Kovaleva,_S._G._Sichevsky,_G._Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07627 |
MKスペクトル分類を使用して、有効温度と表面重力の基本的な大気パラメーターを推定するための新しい統計的関係を決定しました。関係は、公開されたキャリブレーションテーブル（主系列星の場合）と恒星スペクトルアトラス（巨人と超巨星の場合）の観測データに基づいて構築されました。これらの新しい関係は、既知の大気パラメータを持つフィールドジャイアントに適用され、利用可能なスペクトル分類との推定結果の比較結果は非常に満足のいくものでした。
TESSを使用して$ \ delta $ Scutiスターのパワースペクトルを明らかにします。温度、重力、周波数スケーリングの関係
| Title |
Unveiling_the_power_spectra_of_$\delta$_Scuti_stars_with_TESS._The_temperature,_gravity,_and_frequency_scaling_relation |
| Authors |
S._Barcel\'o_Forteza,_A._Moya,_D._Barrado,_E._Solano,_S._Mart\'in-Ruiz,_J._C._Su\'arez,_and_A._Garc\'ia_Hern\'andez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07647 |
CoRoTやKeplerのような宇宙望遠鏡からの高精度の測光データのおかげで、科学コミュニティは数十万の星のパワースペクトルを検出して特徴付けることができました。スケーリング関係を使用して、太陽型パルセーターの質量と半径を推定することが可能です。ただし、これらの星はこれらの規則に従う唯一の種類の恒星オブジェクトではありません。$\delta$Scuti星は、大きな分離（$\Delta\nu$）などの地震指数で特徴付けられるようです。長時間持続する高ケイデンスTESS光度曲線のおかげで、この種の古典的なパルセーターを2000以上分析しました。このように、固有の温度、質量、星の半径に直接関係するので、最大パワーでの周波数（$\nu_{\rmmax}$）を適切な地震指数として提案します。このパラメータは、恒星のパラメータの進化を除いて、回転、傾斜、消滅、または共鳴の影響を受けていないようです。さらに、重力暗化効果によって生成される温度の逸脱を使用して、回転と傾斜を制限できます。$\delta$Scutiスターのほとんどがそうであるように、これは高速回転子にとって特に実行可能です。
剪断により誘発された連続的なコロナ質量放出の数値シミュレーション
| Title |
Numerical_simulations_of_shear-induced_consecutive_coronal_mass_ejections |
| Authors |
D.-C._Talpeanu_(1_and_2),_E._Chan\'e_(1),_S._Poedts_(1_and_3),_E._D'Huys_(2),_M._Mierla_(2_and_4),_I._Roussev_(5_and_1),_S._Hosteaux_(1)_((1)_Centre_for_mathematical_Plasma_Astrophysics_(CmPA),_Department_of_Mathematics,_KU_Leuven,_Leuven,_Belgium,_(2)_SIDC_-_Royal_Observatory_of_Belgium_(ROB),_Brussels,_Belgium,_(3)_Institute_of_Physics,_University_of_Maria_Curie-Sk{\l}odowska,_Lublin,_Poland,_(4)_Institute_of_Geodynamics_of_the_Romanian_Academy,_Bucharest,_Romania,_(5)_Division_of_Atmospheric_and_Geospace_Sciences_-_Directorate_of_Geosciences_-_National_Science_Foundation,_Arlington,_Virginia,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07654 |
方法：ステルスCMEは、コロナグラフ観測で明確に区別される特定のクラスの太陽噴火を表しますが、明確なソースシグネチャはありません。特定のタイプのステルスCMEは、前の排出の末尾の現在のシートで発生するため、コードMPI-AMRVACの2.5DMHDパッケージを使用して、内部境界にせん断運動を課すことにより、連続するCMEを数値的にシミュレーションしました。初期の磁気構成は、バイモーダルな太陽風に埋め込まれたトリプルアーケード構造で構成され、剪断極性反転線はサザンループシステムにあります。メッシュは、現在の運搬構造に適用される改良方法によって継続的に適合されました。次に、取得した噴火と2009年9月に発生した最初の複数コロナ質量放出（MCME）イベントの伝播の観測された伝播方向を比較しました。フラックスロープの中心を緯度で追跡することにより、シミュレーションされた放出とそれらの合計速度をさらに分析しました。放射状ポインティング磁束計算も、システムに導入された電磁エネルギーの進化を追跡するために使用されました。結果：せん断速度が1％以内に変化すると、2番目のCMEに3つの異なるシナリオが生じますが、前の噴火はこのような小さな変動の影響を受けにくいようです。適用されたせん断速度に応じて、2回目の噴出として、失敗した噴火、ステルス、または強制されたせん断によって駆動されるCMEが得られます。すべての噴火のダイナミクスは、MCMEイベントの伝播の観測された方向と比較され、良好な相関関係が達成されます。ポインティングフラックス分析は、噴火の重要なステップの時間的変動を明らかにします。初めて、ステルスCMEは、適用されたせん断速度の変化を通じて、最初の噴火の余波でシミュレートされます。
高解像度観測から導き出された点の物理的特性
| Title |
Physical_Characteristics_of_Umbral_Dots_Derived_from_a_High_Resolution_Observation |
| Authors |
Ali_Kilcik,_Volkan_Sarp,_Vasyl_Yurchyshyn,_Jean-Pierre_Rozelot,_Atila_\"Ozg\"uc |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07687 |
この研究の目的は、最新の高解像度の観察でアンブラドット（UD）の物理パラメーターを再検討し、それらの形成と進化の科学的理解に貢献することです。この研究では、Goode太陽望遠鏡（GST）によって2015年6月14日に観測されたNOAAAR12384のUDを検出するために、粒子追跡アルゴリズムを適用しました。平均的な位置分布、場所の依存関係、および検出された合計2892UDの一般的なプロパティを、その存続期間中に個別に分析し、選択した10人の長いUDのみの定期的な動作を分析しました。私たちは見つけました。i）最も明るく、最も大きく、最も速く、最も楕円形のUDは、アンブラ-ペナンブラ境界に位置する傾向がありますが、存続期間に意味のある位置依存性はありません。ii）検出されたすべてのUDの平均動的速度は、約2倍（0.76km/s）です。以前に報告された平均値のiii）最も長く生きている354UDから得られた軌跡は、それらが一般的に内向きの動きを持っていることを示し、iv）選択された10個の長寿命UDは、8.5-32、3.5-4.1、1.5-1.9、1.1〜1.3分の周期性、v）一般に、検出されたUDは、平均偏心が0.29、標準偏差が0.11の楕円形です。vi）UDが大きいほど、楕円が大きくなり、動的になります。
M矮星食バイナリのHST / FGS三角視差
| Title |
HST/FGS_Trigonometric_Parallaxes_of_M-dwarf_Eclipsing_Binaries |
| Authors |
Gerard_T._van_Belle,_Gail_H._Schaefer,_Kaspar_von_Braun,_Edmund_P._Nelan,_Zachary_Hartman,_Tabetha_S._Boyajian,_Mercedes_Lopez-Morales,_David_R._Ciardi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07768 |
ハッブル宇宙望遠鏡（HST）ファインガイダンスセンサー（FGS）三角視差の観測値を取得して、近くにある5つのM-矮星/M-矮星食バイナリシステムまでの距離を直接求めました。これらのシステムは、光度Lや半径Rなどの低質量星の基本的な物理パラメーターを確立するためのベンチマークシステムとして本質的に興味深いものです。HST/FGS距離も、Gaia三角パララックスの数少ない直接チェックの1つです。大きさの限界と視差角の決定の両方。各システムの混合フラックス出力のスペクトルエネルギー分布（SED）フィットが実行され、各システムのプライマリおよびセカンダリコンポーネントからのボロメトリックフラックスの推定が可能になりました。恒星のM、L、Rの値から、LとM、およびRとMの間の低質量の星の関係が、そのような星に対する理想化された期待と比較されます。これらの近接するM-ドワーフ/M-ドワーフペアを高次の共通固有運動（CPM）ペアに含めることについての調査が分析されます。5つのシステムにはそれぞれ、CPMシステムの一部であるという表示があります。近くのMドワーフと白いドワーフを含む、視差参照星のグリッド内で見つかった興味深いオブジェクトの予期しない距離も表示されます。
| Title |
Ground_Based_Gravitational_Wave_Astronomy_in_the_Asian_Region |
| Authors |
Vaishali_Adya,_Matthew_Bailes,_Carl_Blair,_David_Blair,_Johannes_Eichholz,_Joris_van_Heijningen,_Eric_Howell,_Li_Ju,_Paul_Lasky,_Andrew_Melatos,_David_Ottaway,_Chunnong_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2002.02637 |
現在の重力波検出器は、重い恒星質量のブラックホールの驚くべき個体群と、合体中性子星のさらに大きな個体群を識別しています。最初の観測は、多くの劇的な発見と非常に強い重力場における一般相対論の確認につながりました。重力波天文学の未来は、特に感度が高く、帯域幅が広く、グローバルカバレッジが優れている追加の検出器を実装できる場合、明るく見えます。最初の発見は、nHz、mHz、およびkHz周波数帯域で検出するように設計された重力波検出器に刺激を与えます。このペーパーでは、最近の発見につながった1世紀にわたる闘争をレビューし、将来の検出器の設計と可能性について報告します。オーストラリアにある検出器の利点の分析を含め、アジア地域の将来の検出器の利点について説明します。
高密度物質中の非球形核を持つ相の弾性特性
| Title |
Elastic_properties_of_phases_with_nonspherical_nuclei_in_dense_matter |
| Authors |
C._J._Pethick,_Zhaowen_Zhang,_and_D._N._Kobyakov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.13430 |
中性子星の内部クラストで発生すると予測される非パスタ核を含む相、いわゆるパスタ相の弾性定数を考慮します。最初に、パスタ要素が空間的に均一である場合、完全に順序付けられた位相を扱い、ラザニアとスパゲッティの数値を推定します。結果は、Caplan、Schneider、およびHorowitz、Physの数値シミュレーションと桁違いに一致しています。レット牧師。121、132701（2018）。次に、長距離秩序のないパスタフェーズに移り、有効剪断弾性率の上限（Voigt）と下限（Reuss）を計算し、下限はゼロであるが上限は非ゼロであることを見つけます。より適切な推定値を取得するために、次に自己矛盾のない形式を適用し、パスタ要素が空間的に均一である場合、長距離秩序のない相のせん断弾性率がゼロであることを予測します。数値シミュレーションでは、パスタ要素が空間的に変調されていることがわかります。この変調が、長距離秩序のないパスタ相の非ゼロ弾性係数を取得するために重要であることを示します。自己矛盾のない形式で、ラザニアの場合、パスタ要素が空間的に均一である場合、有効せん断弾性率は弾性定数で線形であり、スパゲッティの場合、これらの弾性定数の平方根として変化することがわかります。また、長距離秩序のないパスタ相の構造の相同ひずみ（静水圧圧縮）に関連する弾性定数の挙動も考慮します。
速度論的シミュレーションにおけるノイズ誘導磁場飽和
| Title |
Noise-Induced_Magnetic_Field_Saturation_in_Kinetic_Simulations |
| Authors |
J._Juno,_M._Swisdak,_J._M._TenBarge,_V._Skoutnev_and_A._Hakim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07255 |
モンテカルロ法は、プラズマ運動方程式のセル内パーティクル法などの運動方程式を数値的に統合するためにしばしば使用されますが、これらの方法は、ソリューションにカウントノイズを導入することから影響を受けます。プラズマの不安定なビームによって駆動される速度論的不安定性の非線形飽和を変更するノイズをカウントすることについての注意書きについて報告します。電流密度のサンプリングエラーにより、セル内の粒子内シミュレーションで飽和磁場が検出されます。磁場が連続体の運動論および粒子数の増加したセル内パーティクルシミュレーションで減衰するため、ノイズによって引き起こされる磁場は異常です。この飽和状態の変更は、ここで検討している単純なプラズマシステムを超えた幅広い天体物理学的現象に影響を与え、運動方程式に粒子法を使用する際に注意が必要な点を強調しています。
跳ねる宇宙の原始的な磁気発生
ダストのみが存在し、電磁場が断熱量子真空状態にある収縮フェーズから遠い過去に始まるモデルで、原始的な磁気発生と量子バウンスを介した電磁場の進化を調査します。$RF_{\mu\nu}F^{\mu\nu}$形式の曲率と電磁気学の間の結合を含めることにより、1メガパーセク（Mpc）での現在の観測制約内で許容可能な磁場シードを見つけ、磁気パワースペクトルは、スペクトルインデックス$n_B=6$のべき乗則として展開します。また、精査中のモデルでは電磁逆反応が問題にならないことも示されています。
AstroSeis-不規則な小惑星と小体の地震波動場の3D境界要素モデリングコード
| Title |
AstroSeis_--_A_3D_Boundary_element_modeling_code_for_seismic_wavefields_in_irregularly_asteroids_and_bodies |
| Authors |
Yuan_Tian_and_Yingcai_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07410 |
小惑星などの任意の形状の物体の地震波場をモデル化するために、AstroSeisと呼ばれる3次元弾性境界要素法（BEM）コンピュータコードを開発しました。AstroSeisは、任意の表面トポグラフィーを処理できるほか、小惑星モデルの液体コアを処理できます。現在のコードでは、固体ドメインと液体ドメインの両方が均一です。震源では、単一の力またはモーメントテンソルを使用できます。AstroSeisは周波数領域で実装され、周波数依存のQを簡単に組み込むことができます。コードはMATLABにあり、コードを実行するようにモデルを設定するのは簡単です。周波数領域の計算は、潮汐力などの周期的な力による天体の長期弾性応答を調べるのに有利です。これには、ボリュームメッシュを必要とする他の多くの方法で発生する数値分散の問題がありません。私たちのAstroSeisは、ノーマルモード加算や直接解法（DSM）などの他の方法でベンチマークされています。このオープンソースのAstroSeisは、小惑星の内部プロセスと表面プロセスを研究するのに役立つツールになります。
非定常LISAノイズの特定と対処
| Title |
Identifying_and_Addressing_Nonstationary_LISA_Noise |
| Authors |
Matthew_C._Edwards,_Patricio_Maturana-Russel,_Renate_Meyer,_Jonathan_Gair,_Natalia_Korsakova,_Nelson_Christensen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07515 |
レーザー干渉計スペースアンテナ（LISA）からのノイズは、アンテナの再ポイント、宇宙船の動きによる周期定常性、LISAパスファインダーで強調されたグリッチなどの要因により、ミッション期間中非定常性を示すと予想されます。このホワイトペーパーでは、サロゲートデータアプローチを使用して時系列の定常性をテストし、将来のLISAミッションでノイズの非定常性を特定することを目的としています。これは、LISAノイズパワースペクトル密度（PSD）をパラメーター推定ルーチンで更新する必要がある頻度を決定するために必要です。さまざまなバージョンの仮説検定の検出力/サイズを示す徹底的なシミュレーション研究を実施し、これらのアプローチをLISAPathfinderからの微分加速度測定に適用します。また、LISAPSDの非定常性に対処するためのデータ分析戦略を開発します。ここでは、計画されたデータギャップに焦点を当てながら、パラメーターの推定を同時に実行しながら、ノイズPSDを経時的に更新します。ノイズが非定常であるときに定常性を仮定すると、銀河系白色矮星の二成分重力波信号のパラメーター推定に系統的バイアスと大きな後方分散が生じることを示します。
銀河マイクロレンズの観測を使用した光の重力偏向に関するアインシュタインの公式の検証
| Title |
Verification_of_Einstein's_formula_for_gravitational_deflection_of_light_using_observations_of_Galactic_microlensing |
| Authors |
A.N._Alexandrov,_V.M._Sliusar,_V.I._Zhdanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07522 |
重力光偏向のアインシュタイン公式をテストするための私たちの銀河内の重力マイクロレンズの可能性について説明します。この目的のために、この式からの偏差を特徴付けるパラメーターepsを導入することにより、レンズマッピングが変更されます。単純なべき乗則によって記述されるそのような偏差の例が分析されます。2018年の光学重力レンズ実験（OGLE）のデータを使用して、100個のマイクロレンズ光曲線のサンプルを作成しました。結果のeps値は、1％以内のエラーの一般相対性理論と矛盾しません。
宇宙線によるシャワー鉛シンチレーション分光計の校正
| Title |
Calibration_of_a_Shower_Lead-Scintillation_Spectrometer_by_Cosmic_Radiation |
| Authors |
V.I._Alekseev,_V.A._Baskov,_V.A._Dronov,_A.I._Lvov,_A.V._Koltsov,_Yu.F._Krechetov,_V.V._Polyansky,_S.S._Sidorin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07695 |
0.1-1.0GeVのエネルギーの高強度光子および電子ビームで動作するように設計されたサンドイッチタイプのシャワー鉛シンチレーション分光計の宇宙ミューオンによるキャリブレーションの結果が表示されます。分光計の相対エネルギー分解能は、垂直面での分光計への宇宙ミューオンの入射角に依存し、水平面での入射角には依存しないことがわかった。分光計の相対エネルギー分解能は16％でした。分光計の前に追加の鉛シンチレーションアセンブリを配置すると、分光計の相対エネルギー分解能が9％に向上しました。
核物質の状態方程式における不確実性と相関の定量化
| Title |
Quantifying_uncertainties_and_correlations_in_the_nuclear-matter_equation_of_state |
| Authors |
C._Drischler,_J._A._Melendez,_R._J._Furnstahl,_D._R._Phillips |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.07805 |
核飽和密度の2倍までの無限核物質に適用されるカイラル有効場理論（$\chi$EFT）に対して、統計的に厳密な不確実性の定量化（UQ）を実行します。状態方程式（EOS）は、$\chi$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高次多体摂動理論計算に基づいています。これらの計算から、新しく開発されたベイズ機械学習アプローチは、相関EFT打ち切り誤差のサイズと滑らかさの特性を抽出します。次に、マルチタスク機械学習を使用して、異なるプロトン分率でのEOS間の相関関係を明らかにする新しい拡張機能を提案します。純粋な中性子物質および対称核物質における推定される媒体内の$\chi$EFT分解スケールは、自由空間核子-核子散乱からのそれと一致します。これらの重要な進歩により、核の飽和点に事後分布を提供し、理論的な不確実性を派生量、つまり対称核物質の圧力と非圧縮性、核対称エネルギー、およびその導関数に伝播することができます。統計診断によって検証された私たちの結果は、異なる密度と異なるオブザーバブル間の打ち切り誤差の相関関係を理解することが、信頼できるUQにとって重要であることを示しています。ここで開発されたメソッドは、注釈付きのJupyterノートブックとして公開されています。
