効果的なハローモデル：物質のパワースペクトルとクラスター数の物理的で正確なモデルの作成
| Title |
The_Effective_Halo_Model:_Creating_a_Physical_and_Accurate_Model_of_the_Matter_Power_Spectrum_and_Cluster_Counts |
| Authors |
Oliver_H._E._Philcox,_David_N._Spergel,_Francisco_Villaescusa-Navarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09515 |
ハローモデルと摂動理論に基づいて、物質のパワースペクトルの物理的動機付けモデルを紹介します。このモデルは、$k=0.02h\、\mathrm{Mpc}^{-1}$から$k=1h\、\mathrm{Mpc}^{-1}のすべての$k-$scalesで1\％の精度を達成します$。私たちの鍵となる問題は、ハローの数密度が未知のスケール$R$でフィルター処理された非線形密度コントラストに依存することです。大規模構造の有効場理論を使用して2つのハロー項を評価すると、2つのフィッティングパラメーター$R$と小規模な物理をカプセル化する有効な「音速」のみを使用して、パワースペクトルのモデルが得られます。これは、幅広い宇宙論にわたる2つの宇宙シミュレーションのスイートでテストされ、非常に正確であることがわかりました。その物理的な動機により、統計はパワースペクトルを超えて簡単に拡張できます。さらに、クラスター数の1ループ共分散行列と、それらの物質パワースペクトルとの組み合わせを導出します。これにより、以前のモデルよりもシミュレーションへの適合性が大幅に向上し、スーパーサンプル効果の新しいモデルが含まれています。これは、個別の宇宙シミュレーションで厳密にテストされています。赤方偏移が低い場合、以前にモデル化されていないハローの有限サイズを考慮して、有意な（$\sim10\％$）除外共分散が見つかりました。このようなパワースペクトルと共分散モデルは、今後の大規模構造調査、重力レンズ調査、および非線形スケールまでのスケールでの宇宙マイクロ波背景マップの共同分析を可能にします。公開されているPythonコードを提供しています。
| Title |
Testing_gravity_theories_with_cosmic_microwave_background_in_the_degenerate_higher-order_scalar-tensor_theory |
| Authors |
Takashi_Hiramatsu_and_Daisuke_Yamauchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09520 |
重力理論をテストするために、縮退高次スカラーテンソル（DHOST）理論の枠組みで宇宙マイクロ波背景（CMB）を研究します。この理論的フレームワークには、ホルンデスク理論やその拡張などのダークエネルギーモデルの幅広いクラスが特定の制限として含まれており、一般相対性理論も復元できます。この研究では、CMBを使用して重力理論をテストするために、重力と物質の線形摂動を理論で定式化し、時間依存の有効場理論（EFT）パラメーター$\alpha_i$$（i=B、K、T、M、H、L）$および$\beta_i$$（i=1,2,3）$。結果のDHOSTフレームワークに基づいて、ボルツマン方程式を一貫して解く数値コードを開発します。次に、CMBの温度異方性、Eモード、およびレンズ電位の角パワースペクトルをデモンストレーションとして示し、DHOST理論を特徴付けるパラメーター$\beta_1$が、他のEFTと比較して、より大きなスペクトルの変更を提供することを確認します。パラメーター。また、宇宙膨張とEFTパラメータが一貫して決定されている特定のモデルの場合の結果も示します。
赤方偏移キャリブレーションにおけるサンプル分散の不確実性の伝播：シミュレーション、理論、およびCOSMOS2015データへの適用
| Title |
Propagating_sample_variance_uncertainties_in_redshift_calibration:_simulations,_theory_and_application_to_the_COSMOS2015_data |
| Authors |
Carles_S\'anchez,_Marco_Raveri,_Alex_Alarcon_and_Gary_M._Bernstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09542 |
銀河調査の宇宙論的分析は、銀河サンプルの赤方偏移分布の知識に依存しています。これは通常、空の小さなパッチの分光および/または多バンド測光キャリブレータ調査から得られます。キャリブレーターサンプルの赤方偏移分布の不確実性には、ショットノイズやポアソンサンプリングエラーの影響が含まれますが、プローブする体積が小さいため、大規模な構造によって導入されるサンプル分散が支配的です。赤方偏移の不確実性は、弱いレンズ効果と銀河のクラスタリングからの宇宙論的推論における体系的な不確実性への主要な貢献の1つを構成することが示されているため、分析を通じて伝播する必要があります。この研究では、理論からシミュレーション、COSMOS2015データセットまで、小領域の赤方偏移調査におけるサンプル分散の影響を調べます。ショットノイズとサンプル分散の不確実性の両方の伝播を可能にするために、所定の調査ベースの赤方偏移較正分布をリサンプリングする3ステップのディリクレ法を提示します。この方法は、さまざまな赤方偏移源に対するさまざまなレベルの事前信頼度に対応できます。この方法は、既知の赤方偏移および表現型（つまり、自己組織化マップ内のセル、または測光空間を離散化するその他の方法）を持つ任意のキャリブレーションサンプルに適用でき、以前の赤方偏移の不確実性を宇宙論的解析に伝達する簡単な方法を提供します。機能する例として、COSMOS2015データセットに完全なスキームを適用します。このため、ノイズの多い測光データを処理するために設計された新しい原理的なSOMアルゴリズムも示します。COSMOS2015銀河の結果のリサンプリングのカタログを利用可能にします。
バリオン音響振動データとハッブル宇宙望遠鏡の主要プロジェクトデータで補われた宇宙マイクロ波背景測定を使用して、宇宙史を通じてダークマター（DM）ストレスエネルギー進化の最初のテストを実行します。8つの赤方偏移ビンでDM状態方程式（EoS）を制約し、9つの赤方偏移ビンでその音速と（せん断）粘度を制約し、どの赤方偏移ビンでも非$\Lambda$CDM値の説得力のある証拠を見つけません。この拡大されたパラメーター空間にもかかわらず、音響速度と粘度は比較的遅い時期に（CMBレンズの採用により）十分に抑制されていますが、EoSは再結合の周りで最も強く抑制されています。これらの結果は、バックグラウンドレベルと摂動レベルの両方で、さまざまな宇宙論的エポックにわたってDMに必要な「冷たさ」のレベルを初めて制約します。EoSと音速の両方のパラメーターの時間依存性を同時に許可すると、現在のDM存在量を$\Lambda$CDM値と同様に保ちながら、再結合する前にDM存在量の後方がより高い値にシフトすることを示します。これは$\Lambda$CDMと比較して現在のハッブル定数の事後をシフトします。これは、時間依存のパラメーターを持つDMが$\Lambda$CDMモデル内の永続的な緊張に対する可能な解決策を探索するのに適していることを示唆しています。
クエーサーX線およびUVフラックス測定を使用した宇宙論モデルパラメーターの制約
RisalitiとLussoは、赤方偏移の範囲$0.036\leqz\leq5.1003$の1598クエーサー（QSO）のX線およびUVフラックス測定をまとめました。その一部、$z\sim2.4-5.1$は、宇宙論的にほとんど調べられていません。このペーパーでは、これらのQSO測定を単独で、およびバリオン音響振動（BAO）およびハッブルパラメーター[$H（z）$]測定と組み合わせて使用し、6つの異なる宇宙モデルの宇宙パラメーターを制約します。。これらのほとんどのモデルでは、不確実性が大きいため、QSO宇宙論的パラメーターの制約は、$H（z）$+BAOデータの制約とほぼ一致しています。やや重要な例外は、非相対論的物質密度パラメーター$\Omega_{m0}$です。QSOデータは、ほとんどのモデルで$\Omega_{m0}\sim0.5-0.6$を優先します。その結果、$H（z）$+BAOデータを使用したQSOデータの共同分析では、1次元の$\Omega_{m0}$分布がわずかに大きな値にシフトします。QSO+$H（z）$+BAOデータの共同分析は、現在の標準モデルである空間的にフラットな$\Lambda$CDMと一致しますが、閉じた空間超曲面と動的暗黒エネルギーをわずかに優先します。QSOデータが優先するより高い$\Omega_{m0}$値は、これらのデータの$z\sim2-5$部分に関連付けられているように見え、$\Omega_{m0}\simの強力な指標と多少競合しますほとんどの$z<2.5$データと、$z\sim1100$の宇宙マイクロ波背景異方性データから0.3$、ほとんどのモデルでは、QSOデータ$\Omega_{m0}$が大きいほど、問題を示している可能性があります$z\sim2-5$QSOデータでは、標準のフラット$\Lambda$CDMモデルの不十分さよりも。
21cmのスピン温度依存性-LAE相互相関
21cmを既知の宇宙信号と相互相関させることは、最初の21cm検出の宇宙起源の貴重な証拠になります。合理的に知られている赤方偏移を持つ数千のソースを含む、利用可能な最も広いフィールドの一部として、狭帯域ライマンアルファエミッター（LAE）調査は、このような相互相関の明白な選択です。ここで、21cmを再訪します-LAE相互相関、予熱された銀河間媒体（IGM）で発生する再イオン化の一般的な仮定を緩和します。SquareKilometerArrayとSubaryHyperSupreme-Camの仕様を使用して、21cm-LAE相互相関関数の新しい予測を$z\sim7$に示します。平均IGM中性画分とスピン温度の広いパラメーター空間をサンプリングします（$\bar{x}_{\rm{HI}}$、$\bar{T}_{\rmS}$）。相互相関の符号は、おおよそ21cm信号の符号に従います。LAEを囲むイオン化領域は、中性IGMがCMBよりも冷たい場合の21cm信号の相対的なホットスポットに対応し、中性IGMがより高い場合の相対的な冷点に対応します。CMBより。相互相関関数の振幅は、宇宙のHII領域のバイアスの増加に従って、一般に$\bar{x}_{\rm{HI}}$の増加とともに増加します。21cmの場合と同様に、IGMがCMBよりも冷たいときに最も強いクロス信号が発生し、中性領域とLAEをホストするイオン化領域との間に大きなコントラストを提供します。また、再イオン化のトポロジーとX線加熱の時代を変化させます。再イオン化の前半の相互相関はこれらのトポロジーに影響されやすいため、それらを制約するために使用できます。
宇宙のスケール対称性
スケール対称性は物理学の基本的な対称性ですが、宇宙では完全には実現されていないようです。ここでは、重力によって支配される天文学的スケールに焦点を当てます。スケールの対称性が保持され、物質の本当にスケール不変の分布が生じます。つまり、フラクタルジオメトリが生じます。フラクタル宇宙質量分布の特徴の適切な説明は、非線形ポアソン-ボルツマン-エムデン方程式によって提供されます。この方程式の別の解釈は、量子重力の理論と関連しています。方程式のフラクタル解を研究し、流体乱流の理論に端を発するランダム乗法カスケードの統計理論とそれらを結び付けます。そのようにして得られたマルチフラクタル質量分布のタイプは、宇宙論的シミュレーションの分析および銀河分布の観測の結果と一致します。
ICMにおける宇宙線陽子の衝撃加速の制限
| Title |
Limiting_the_shock_acceleration_of_cosmic-ray_protons_in_the_ICM |
| Authors |
Denis_Wittor_and_Franco_Vazza_and_Dongsu_Ryu_and_Hyesung_Kang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10193 |
大規模な電波放射の観測は、銀河団における衝撃加速宇宙線電子の存在を証明し、検出された$\gamma$線の欠如は、銀河団における宇宙線陽子の加速を制限します。これは、拡散性衝撃加速がどのように機能するかについての理解に挑戦します。この作業では、クラスター内媒体での衝撃加速の最新のレシピを、大規模な銀河クラスターの最新の磁気流体力学シミュレーションに結合します。さらに、パッシブトレーサー粒子を使用して、加速された宇宙線の進化を追跡します。磁場トポロジーと加速宇宙線からのフィードバックの相互作用を考慮に入れると、粒子加速理論の最新の開発により、観測制約と互換性のある結果が得られることがわかります。
PLATON II：HD 189733bトランジットおよびEclipseデータの新しい機能と包括的な検索
| Title |
PLATON_II:_New_Capabilities_And_A_Comprehensive_Retrieval_on_HD_189733b_Transit_and_Eclipse_Data |
| Authors |
Michael_Zhang,_Yayaati_Chachan,_Eliza_M.-R._Kempton,_Heather_Knutson,_Wenjun_(Happy)_Chang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09513 |
最近、私たちは太陽系外惑星のモデル透過スペクトルを計算し、観測されたスペクトルに基づいて大気特性を取得するPythonパッケージである、オブザーバーノブ（PLATON）用のPLAnetaryAtmosphericToolを導入しました。次に、このパッケージの機能を拡張して、二次日食の深度を計算する機能を含めます。放射伝達に相関k法を使用してモデルを計算するオプションも追加しました。これにより、速度を犠牲にすることなく精度が大幅に向上します。さらに、PLATONの不透明度を更新します。その多くは、最新または完全な公衆回線リストを使用して、古いまたは独自の回線リストを使用して生成されました。これらの不透明度は$0.3-30\mum$の範囲でR=1000とR=10,000で利用でき、R=375,000で特定の近赤外帯域で利用できるため、地上ベースの高解像度相互相関研究にPLATONを利用できます。。\platonの新しい機能を実証するために、公開されているHSTおよびSpitzerの透過スペクトルと、典型的なホットJupiterHD189733bの発光スペクトルを取得します。これは、この惑星の最初の共同トランジットと二次食の検索であり、これまでの検索のために組み立てられたトランジットと食のデータの最も包括的なセットです。これらの高いS/N比データは、C/O比が$0.66_{-0.09}^{+0.05}$で金属性が$12_{-5}^{+の大気モデルとよく一致しています。ターミネーターが光学波長で拡張されたナノメートルサイズのヘイズ粒子によって支配されている8}$ソーラー。これらは、通過する巨大ガス惑星の大気組成についてこれまでに報告された最小の不確実性の1つです。モデルの選択に起因する不確実性が、データ自体に関連する不確実性よりも大きい体制で現在運用していると結論付けます。
最初の活動的な星間彗星の異常に高いCO存在量
| Title |
Unusually_High_CO_Abundance_of_the_First_Active_Interstellar_Comet |
| Authors |
Cordiner,_M._A.,_Milam,_S._N.,_Biver,_N.,_Bockel\'ee-Morvan,_D.,_Roth,_N._X.,_Bergin,_E._A.,_Jehin,_E.,_Remijan,_A._J.,_Charnley,_S._B.,_Mumma,_M._J.,_Boissier,_J.,_Crovisier,_J.,_Paganini,_L.,_Kuan,_Y.-J.,_Lis,_D._C |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09586 |
彗星は生活のほとんどをどの星からも遠く離れて過ごしますが、その間、内部の構成は比較的変化しません。したがって、彗星観測は、惑星形成時の誕生時に発生した化学への直接的な洞察を提供します。今日まで、私たち以外の惑星系からの彗星の親揮発性物質（核から直接放出されたガス）の確認された観測はありません。ここでは、2019年12月15〜16日にアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）を使用して取得した、最初に確認された星間彗星である2I/Borisovの高解像度干渉観測を紹介します。そして、一酸化炭素（CO）は、2I/ボリソフの核の予想位置と一致し、生産率はQ（HCN）=$（7.0\pm1.1）\times10^{23}$s$^{-1}$であり、Q（CO）=$（4.4\pm0.7）\times10^{26}$s$^{-1}$。水に対するHCNの存在量（0.06-0.16％）は、太陽系で以前に観測された典型的な彗星のそれに類似しているように見えますが、COの存在量（35-105％）は、2〜au太陽の。これは、2I/Borisovが比較的COに富んだ環境で形成されたに違いないことを示しています-おそらく、遠くにある原始惑星降着円盤の非常に寒い、外側領域のCO氷線を超えて、私たちの太陽系独自のプロトカイパーベルト。
KDS / NIRC2 $ L $ '-PDS 70付近の木星質量降着原始惑星のバンドイメージング
| Title |
Keck/NIRC2_$L$'-Band_Imaging_of_Jovian-Mass_Accreting_Protoplanets_around_PDS_70 |
| Authors |
Jason_J._Wang,_Sivan_Ginzburg,_Bin_Ren,_Nicole_Wallack,_Peter_Gao,_Dimitri_Mawet,_Charlotte_Z._Bond,_Sylvain_Cetre,_Peter_Wizinowich,_Robert_J._De_Rosa,_Garreth_Ruane,_Michael_C._Liu,_Carlos_Alvarez,_Christoph_Baranec,_\'Elodie_Choquet,_Mark_Chun,_Jacques-Robert_Delorme,_Gaspard_Duch\^ene,_Andrea_Ghez,_Olivier_Guyon,_Donald_N._B._Hall,_Rebecca_Jensen-Clem,_Nemanja_Jovanovic,_Scott_Lilley,_Fran\c{c}ois_M\'enard,_Tiffany_Meshkat,_Maxwell_Millar-Blanchaer,_Henry_Ngo,_Christophe_Pinte,_Sam_Ragland,_Ji_Wang,_Ed_Wetherell,_Jonathan_P._Williams,_Marie_Ygouf,_Ben_Zuckerman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09597 |
新しい赤外線ピラミッド波面センサーを使用した、Keck/NIRC2によるPDS70惑星系の$L$'バンドイメージングを示します。画像ではPDS70bとcの両方が検出され、また、星間円板の前縁も検出されました。ディスクのモデルを差し引いた後、両方の惑星の天体測定と測光を測定しました。システムのダイナミクスに基づいて事前分布を配置すると、PDS70bは$20^{+3}_{-4}$〜auの準主軸を持つと推定され、PDS70cは$34の準主軸と推定されました^{+12}_{-6}$〜au（95\％信頼できる間隔）。両方の惑星のスペクトルエネルギー分布（SED）を近似します。PDS70bの場合、以前の調査よりもSEDの赤い半分をより適切に制限することができ、光球の半径は2-3〜$R_{Jup}$であると推測しました。PDS70cのSEDはあまり制約されておらず、全光度の範囲は1桁です。推定された半径と光度で、原始惑星の降着の進化モデルを使用して、2から4の間のPDS70bの質量と$3\times10^{-の間の平均質量降着率を導き出しました。7}$と$8\times10^{-7}〜M_{\textrm{Jup}}/\textrm{yr}$。PDS70cの場合、1から3の間の質量$M_{\textrm{Jup}}$と$1\times10^{-7}$から$5\times〜10^{-7}の間の平均質量降着率を計算しましたM_{\textrm{Jup}}/\textrm{yr}$。質量降着率は、両方の惑星のSEDで強力な分子吸収機能を隠すのに十分に短いダスト降着タイムスケールを意味します。
C複合体小惑星間の水和のスタイルと強度：乾燥した炭素質コンドライトとの比較
| Title |
Style_and_intensity_of_hydration_among_C-complex_asteroids:_a_comparison_to_dessicated_carbonaceous_chondrites |
| Authors |
S._Potin,_P._Beck,_F._Usui,_L._Bonal,_P._Vernazza,_B._Schmitt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09872 |
ここでは、小惑星環境（高真空と高温）での隕石の反射分光法とメインベルトおよび近地球の小惑星スペクトルの比較を報告します。3{\mu}m付近のOH吸収機能に注目すると、小惑星環境がバンドの深さと幅の減少、および最小反射率のシフトを引き起こすことを示しています。次に、指数関数的に修正されたガウシアンを使用した新しいモデルで、OH機能をいくつかのコンポーネントに分解します。以前の研究とは異なり、このスペクトルの特徴の形状のみを使用して、これらのコンポーネント間のリンク、水性変質履歴、およびサンプル内の水分子の量を確認します。次に、このデコンボリューションモデルを、宇宙用望遠鏡と2つの宇宙探査機で得られた小惑星スペクトルに適用し、隕石で検出された成分と同じタイプの小惑星間で強い類似性を見つけます。私たちの隕石実験から引き出された結論に基づいて、私たちは、3-{\mu}mバンドを小天体の変質履歴のトレーサーとして使用することを提案します。3-{\mu}mバンドのみを使用して、リュウグウが水によって大幅に変化していることを示しています。これは、親体が水の氷で覆われていることと一致しており、その後400{\deg}以上の高温シーケンスを経ました。C.また、Bennuの3-{\mu}mバンドは、新しく発見された表面活動の兆候を示していることも指摘します。
GBOT小惑星調査（初年度：2015年1月-2018年5月）
GBOTグループは、ガイア衛星の地上ベースの光学追跡を担当しています。具体的には、ガイアの打ち上げ以来、地上ベースの中型望遠鏡を使用して、ガイア衛星の10ドルまたは20ドルの一連の短い画像を子午線に近い場所で毎晩撮影することが私たちの仕事です。この目的のために、主にVLTサーベイ望遠鏡とリバプール望遠鏡を使用します。ガイアがL$_2$にあるため、太陽の反対側に近いこれらの画像では、多くの小惑星が観測されています。毎晩$30$から$100$の間で、最大$22$です。占星術の位置とこれらの小惑星の大きさを抽出するために、この毎日のタスクに合わせて明確に調整された半自動の方法、戦略、およびツールを開発しました。このシステムにより、わずか3年半の運用で、約20,000$の小惑星の位置と測光をマイナープラネットセンターに送信することができました。ここでは、GBOT小惑星調査のすべての側面について説明します。
TWヒャ：惑星によって復活した古い原始惑星系円盤
| Title |
TW_Hya:_an_old_protoplanetary_disc_revived_by_its_planet |
| Authors |
Sergei_Nayakshin,_Takashi_Tsukagoshi,_Cassandra_Hall,_Allona_Vazan,_Ravit_Helled,_Jack_Humphries,_Farzana_Meru,_Patrick_Neunteufel,_Olja_Panic_and_Daniel_Price |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10094 |
明るい縁の暗いリングは、原始惑星系円盤に埋め込まれた惑星の間接的な道標です。最近の最初の例では、方位角が伸びたAUスケールのブロブ（おそらく惑星）がTWHyaでALMAによって解決されました。ブロブは、暗いリングの内側ではなく、ダストディスクの崖のようなロールオーバーの端にあります。ここでは、TWHyaディスクの時間依存モデルを作成します。古典的なパラダイムでは、円板とブロブの形態を説明できないことがわかります。アルマ望遠鏡で発見されたブロブは、ガスとダストを失う海王星の質量惑星を隠すことを提案します。mmサイズのダスト粒子の放射状ドリフトが、ブロブがダストディスクの端にある理由を自然に説明していることを示します。惑星を離れるダスト粒子は、惑星に対して特徴的なUターンを実行し、方位角方向に細長い塊状の放出機能を生成します。このシナリオは、10Myrの古いディスクがダストの連続体で非常に明るい理由も説明しています。塵を失う惑星の2つのシナリオが提示されています。最初の例では、地球の質量が約40のコア降着惑星のほこりっぽい暴走前のガスエンベロープが、たとえば破局的な遭遇の結果として破壊されます。2番目の方法では、重力不安定性によって形成された大規模なダスト状の崩壊前のガス巨大惑星が、その巨大なコアで放出されたエネルギーによって破壊されます。将来のモデリングでは、これらのシナリオを区別し、完全に新しい方法で惑星の形成を研究できるようになる可能性があります-最近惑星に属しているダストとガスの流れを分析し、破壊前の惑星エンベロープの構造について知らせます。
マルチプラネットシステムTOI-421-暖かいバイナリーネプチューンとビジュアルバイナリでG9 Vスターを通過する超ふっくらしたミニネプチューン
| Title |
The_multi-planet_system_TOI-421_--_A_warm_Neptune_and_a_super_puffy_mini-Neptune_transiting_a_G9_V_star_in_a_visual_binary |
| Authors |
Ilaria_Carleo,_Davide_Gandolfi,_Oscar_Barrag\'an,_John_H._Livingston,_Carina_M._Persson,_Kristine_W._F._Lam,_Aline_Vidotto,_Michael_B._Lund,_Carolina_Villarreal_D'Angelo,_Karen_A._Collins,_LucaFossati,_Andrew_W._Howard,_Daria_Kubyshkina,_Rafael_Brahm,_Antonija_Oklop\v{c}i\'c,_Paul_Molli\`ere,_Seth_Redfield,_Luisa_Maria_Serrano,_Fei_Dai,_Malcolm_Fridlund,_Francesco_Borsa,_Judith_Korth,_Massimiliano_Esposito,_Mat\'ias_R._D\'iaz,_Louise_Dyregaard_Nielsen,_Coel_Hellier,_Savita_Mathur,_Hans_J._Deeg,_Artie_P._Hatzes,_Serena_Benatti,_Florian_Rodler,_Javier_Alarcon,_Lorenzo_Spina,_\^Angela_R._G._Santos,_Iskra_Georgieva,_Rafael_A._Garc\'ia,_Luc\'ia_Gonz\'alez-Cuesta,_George_R._Ricker,_Roland_Vanderspek,_David_W._Latham,_Sara_Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Simon_Albrecht,_Natalie_M._Batalha,_et_al._(68_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10095 |
暖かい海王星と熱い亜海王星の通過TOI-421（BD-141137、TIC94986319）、明るい（V=9.9）G9矮小星の発見を報告します。セクター5および6。地上ベースの追跡観測を行いました。LCOGTトランジットフォトメトリー、NIRC2適応光学イメージング、FIES、CORALIE、HARPS、HIRES、PFSの高精度ドップラー測定で構成され、惑星の性質を確認しました。TESSチームが発表した16日間のトランジット候補のシステムに2つ目の惑星が存在することにより、5日間の周期で追加の半径方向速度信号が発見されました。この信号は、ホスト星を通過することもわかりました。外側の暖かい海王星、TOI-421bの軌道周期はPb=16.06815+0.00034-0.00035日、質量はMb=16.23+1.14-1.08MEarth、半径はRb=5.17+-0.13REarthであり、密度はrho_b=0.645+0.069-0.062g/cm3ですが、内側のミニ海王星、TOI-421cの周期はPc=5.19676+0.00049-0.00048日、質量はMc=7.05+0.71-0.70MEarthです。半径はRc=2.72+0.19-0.18REarthです。その特徴により、後者の惑星（rho_c=1.93+0.49-0.39g/cm3）は、超ふくらんでいるミニネプチューンの興味深いクラスに配置されます。TOI-421bおよびcは、大気の特性評価に適していることがわかっています。私たちの大気シミュレーションは、両方の惑星での強い水素脱出、および平衡化学が仮定されている場合のTOI-421bの大気中の検出可能なCH4の存在により、有意なLy-α通過吸収を予測します。
暖かい海王星のJWST-NIRSPEC透過スペクトルの情報内容
| Title |
Information_content_of_JWST-NIRSPEC_transmission_spectra_of_warm_Neptunes |
| Authors |
Andrea_Guzm\'an_Mesa,_Daniel_Kitzmann,_Chloe_Fisher,_Adam_Burgasser,_J.H._Hoeijmakers,_Pablo_M\'arquez-Neila,_Simon_Grimm,_Avi_Mandell,_Raphael_Sznitman,_and_Kevin_Heng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10106 |
暖かい海王星は、大気圏外の化学を理解するための豊富な機会を提供します。今後のジェームズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）では、望遠鏡への投資と科学的収量のバランスを明らかにする必要があります。ランダムフォレストの教師あり機械学習法を使用して、さまざまなNIRSpecモードからの透過スペクトルの11パラメーターモデルで情報コンテンツ分析を実行します。3つの最も青い中解像度NIRSpecモード（0.7-1.27ミクロン、0.97-1.84ミクロン、1.66-3.07ミクロン）は、COの存在に影響されません。最も赤い中解像度モード（2.87-5.10ミクロン）は、すべてのモデルで想定されている分子：CO、CO2、CH4、C2H2、H2O、HCN、NH3。雲の存在量と粒子サイズでエンコードされた情報の3つの最も青いモードと効果的に競合します。また、温度とアンモニアの存在量を除くすべてのパラメーターの推定において、低解像度プリズムモード（0.6〜5.3ミクロン）と競合します。天文学者は、800〜1200Kの暖かい海王星の大気化学を研究するために、赤の中解像度NIRSpecモードを使用することをお勧めします。対応する高解像度の対応物は、利益を減少させます。調査結果を、青い順序を支持する以前のJWST情報コンテンツ分析と比較し、この仮定が当てはまらない場合、化学平衡への依存が偏った結果につながる可能性があることを示唆します。H2O、COおよびCO2の存在量の測定に基づいて、化学的不平衡を特定するための簡単な圧力に依存しない診断が提案されます。
WISE / NEOWISE観測によるベスタ10ファミリー小惑星のサイズ、アルベド、熱慣性の決定
| Title |
Determination_of_size,_albedo_and_thermal_inertia_of_10_Vesta_family_asteroids_with_WISE/NEOWISE_observations |
| Authors |
Haoxuan_Jiang,_Jianghui_Ji,_Liangliang_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10160 |
この作業では、NASAの広視野赤外線サーベイエクスプローラー（WISE）。ここで、調査したVestaファミリーメンバーの平均熱慣性と幾何学的アルベドがそれぞれ42$\rmJm^{-2}s^{-1/2}K^{-1}$と0.314であることを示します。導出された有効直径は10km未満です。さらに、家族の表面の粗さの割合は比較的低くなっています。V型ベスタファミリーメンバー間の熱慣性と幾何学的アルベドの類似性は、起源と進化におけるそれらの密接な関係を明らかにする可能性があります。ベスタのクレーターイベントの断片として、家族は同様の進化過程を経た可能性があり、それによって非常に近い熱特性につながります。最後に、異なるボリュームフィリングファクターでレゴリスの粒径を推定します。
z = 6.6での超光明ライマンアルファ輝度関数
| Title |
The_Ultraluminous_Lyman_Alpha_Luminosity_Function_at_z=6.6 |
| Authors |
Anthony_J._Taylor,_Amy_J._Barger,_Lennox_L._Cowie,_Esther_M._Hu,_Antoinette_Songaila |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09510 |
z=6.6での超発光Ly$\alpha$放出銀河（LAE）の光度関数（LF）を示します。超発光LAE（ULLAE）を、logL（Ly$\alpha$）>43.5ergs$^{-1}$の銀河として定義します。北黄道極（NEP）フィールドの広域（30deg$^2$）ハイパープライムカム調査のg'、r'、i'、z'、およびNB921観測を使用して、メインサンプルを選択します。g'、r'、i'>26、NB921$\leq$23.5、NB921-z'$\leq$1.3の候補を選択します。KeckIIのDEIMOSスペクトログラフを使用して、14の候補のうち9つをz=6.6のULLAEとして、残りの5つをz=6.6のAGNとして確認します。2つの[OIII]$\lambda$5007z=0.84およびz=の放出銀河0.85、および2つの非検出。これは、正確なLFを決定するための完全な分光学的フォローアップの必要性を強調しています。z=6.6でULLAELFを構築する際に、9つのNEPULLAEをCOSMOSフィールドで以前に発見および確認された2つのULLAE（CR7およびCOLA1）と組み合わせます。シミュレーションに基づいて、不完全性に対して厳密な修正を適用します。文献から、z=6.6でのULLAELFをz=5.7およびz=6.6でのLFと比較します。私たちのデータは、以前の一部のLF正規化とべき乗則インデックスを拒否していますが、それらは他のものとおおむね一致しています。実際、さまざまな文献のLFの比較分析は、他のどのLFとも完全に一致しているわけではないことを示唆しているため、両方の赤方偏移でまったく同じ方法で構築されたLFを使用して、z=5.7からz=6.6への進化を決定することが重要です。
30 DoradusのCO暗分子ガス質量
| Title |
The_CO-dark_molecular_gas_mass_in_30_Doradus |
| Authors |
M\'elanie_Chevance,_Suzanne_C._Madden,_Christian_Fischer,_William_D._Vacca,_Vianney_Lebouteiller,_Dario_Fadda,_Fr\'ed\'eric_Galliano,_Remy_Indebetouw,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Min-Young_Lee,_Albrecht_Poglitsch,_Fiorella_L._Polles,_Diane_Cormier,_Sacha_Hony,_Christof_Iserlohe,_Alfred_Krabbe,_Margaret_Meixner,_Elena_Sabbi,_Hans_Zinnecker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09516 |
ガスが銀河で星に変換される効率を決定するには、分子ガス質量の総貯留層を正確に決定する必要があります。ただし、H$_2$は宇宙で最も豊富な分子であるにもかかわらず、直接観測を通じて検出するのは困難であり、間接的な方法を使用して分子ガスの総貯留量を推定する必要があります。これらは多くの場合、COやダストなどのトレーサーからのスケーリング関係に基づいており、通常は天の川で較正されます。しかし、これらのスケーリング関係が環境に依存しているという証拠が増えています。特に、一般的に使用されるCOからH$_2$への変換係数（X$_{\rmCO}$）は、金属の少ない環境や強いUV照射環境で高くなると予想されます。電離ガスと中性ガスからの遠赤外線微細構造線の新しいSOFIA/FIFI-LS観測と、ムードン光解離領域モデルを使用して、大マゼラン雲、および若い大規模クラスターR136の近くにある分子ガスの総貯留層の空間分解された分布を決定します。この値を地上ベースのCO観測およびダストベースの推定から推測される分子ガス質量と比較して、分子ガスの一般的に使用されるトレーサーに対するこの極端な環境の影響を定量化します。強力な放射フィールドと周囲のガスの半太陽金属性が組み合わさって、「COダーク」分子ガスの大きなリザーバーの原因となり、H$_2$ガス全体の大部分（>75％）が残ることがわかりましたこの巨大な星形成領域で標準のX$_{\rmCO}$係数を採用しても検出されません。
コズミックウェブの検出：z = 3でのシミュレートされたフィラメントからのLy {\ alpha}放出
| Title |
Detecting_the_Cosmic_Web:_Ly{\alpha}_Emission_from_Simulated_Filaments_at_z=3 |
| Authors |
Lydia_M._Elias,_Shy_Genel,_Amiel_Sternberg,_Julien_Devriendt,_Adrianne_Slyz,_Eli_Visbal,_Nicolas_Bouch\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09518 |
標準の宇宙論モデル（$\Lambda$CDM）は、宇宙のウェブの存在を予測します。物質のシートとフィラメントへの分布は、巨大なハローを接続しています。しかし、フィラメントの表面輝度が低いため、観察証拠はとらえどころのないものでした。最近の深いMUSE/VLTデータと今後の観測は、Ly$\alpha$検出に有望な手段を提供し、現代の理論的予測の開発に動機を与えています。AREPOコードで実行される流体力学的宇宙シミュレーションを使用して、大規模なフィラメントの潜在的な検出可能性を調査し、それらに埋め込まれたハローからの寄与を除外します。大量の（$M_{200c}\sim（1-3）\times10^{12}M_\odot$）ハローをz=3で接続するフィラメントに焦点を当て、さまざまなシミュレーション解像度、フィードバックレベル、モック画像ピクセルを比較しますサイズ。内部フィラメント構造の本質的な強化にもかかわらず、シミュレーションの解像度を上げても検出性は実質的に向上しないことがわかります。対照的に、フィードバックを含む31時間のMUSE統合では、フィードバックなしのシミュレーションと比較して、検出可能な領域が平均で$\simeq$5.5倍増加します。これは、フィラメントの非結合コンポーネントでさえ、フィードバックに対してかなりの感度があることを意味します。画像解像度をピクセルあたり（0.2"）$^2$のネイティブMUSEスケールから（5.3"）$^2$アパーチャに低下させると、最も強い効果が得られ、検出可能領域が中央値$\simeq$200だけ増加します。ピクセルのサイズがフィラメントの幅とほぼ一致する場合に最も効果的です。最後に、Ly$\alpha$放出の大部分は、放射再結合ではなく、電子衝撃衝突励起によるものであることがわかります。
高z銀河の暖かいダスト：起源と意味
| Title |
Warm_dust_in_high-z_galaxies:_origin_and_implications |
| Authors |
L._Sommovigo,_A._Ferrara,_A._Pallottini,_S._Carniani,_S._Gallerani,_D._Decataldo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09528 |
アルマ望遠鏡の観測により、再イオン化の時代（赤方偏移$z>6$）の銀河にダストが存在することが明らかになりました。ただし、ダスト温度$T_d$は制約されないままであり、これにより、特にダストの質量測定において、大きな不確実性が生じます。分析的で物理的に動機付けられたモデルを使用して、観測された遠赤外線光度を主に支配している、高$z$の星形成巨大分子雲（GMC）内のダストが暖かい（$T_d>60\\mathrm{K}$）ローカルより。これは、初期の銀河の特徴である高いガス圧と乱流によって引き起こされる、よりコンパクトなGMC構造によるものです。コンパクトさはまた、恒星のフィードバックによってGMCの分散を遅らせるので、新しく生まれた星が放出する全紫外線の$\sim40\％$は不明瞭なままです。より高い$T_d$には追加の影響があります。それは、（a）ローカルと高$z$IRX-$\beta$関係の間の緊張を軽減します、（b）いくつかのEoRの観測から推定された不快に大きなダスト質量の問題を緩和します銀河。
EDGE：静止からガスに富む、星を形成する低質量の矮小銀河
| Title |
EDGE:_From_quiescent_to_gas-rich_to_star-forming_low-mass_dwarf_galaxies |
| Authors |
Martin_P._Rey,_Andrew_Pontzen,_Oscar_Agertz,_Matthew_D._A._Orkney,_Justin_I._Read,_Joakim_Rosdahl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09530 |
低質量フィールドの矮小銀河（$10^5\leqM_{\star}\leq10^6\、\text{M}_{\odot}$）で星形成がどのように制御されているかを宇宙の高解像度を使って研究します（$3\、\text{pc}$）流体力学シミュレーション。宇宙再イオン化は、すべてのシミュレートされた小人の星形成を抑制しますが、最終的な動的質量が$3\times10^{9}\、\text{M}_{\odot}$の3つの銀河は、その後ゆっくりとそれらの星間物質を補充することができます降着ガス。これらの銀河の2つが再点火し、現在まで平均速度$10^{-5}\、\text{M}_{\odot}\、\text{yr}^{-1}で星形成を維持します$、LeoTなどの観測された低質量の星形成矮小不規則性を非常に彷彿とさせます。恒星形成の再開は、恒星風とタイプIa超新星からの残留フィードバックにより数十億年遅れます。$z=0$でさえ、第3の銀河は一時的な平衡状態にあり、大量のガスを含みますが、星の形成は進行していません。「遺伝的改変」アプローチを使用して、このガスに富む静止矮星の代替の質量成長履歴を作成し、動的質量の小さな$（0.2\、\mathrm{dex}）$増加がどのように残留恒星フィードバックを克服できるかを示します。星形成の再点火フィードバックと質量の増加の相互作用により、低質量矮星の恒星年齢とガス含有量に多様性が生まれ、次世代のHIと画像調査を組み合わせて調査されます。
中央分子帯における大規模雲のアルマ望遠鏡観測：ジーンズの断片化とクラスター形成
| Title |
ALMA_Observations_of_Massive_Clouds_in_the_Central_Molecular_Zone:_Jeans_Fragmentation_and_Cluster_Formation |
| Authors |
Xing_Lu,_Yu_Cheng,_Adam_Ginsburg,_Steven_N._Longmore,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Cara_Battersby,_Qizhou_Zhang,_Daniel_L._Walker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09532 |
銀河の中央分子領域にある4つの巨大分子雲に向けた2000AU分解能のALMABand6連続体観測を報告します。ガスの断片化を研究するために、デンドログラム法を使用して、ダストの連続体の放出によって追跡されたコアを特定します。4つの雲は、雲のスケール（$\sim$1--5pc）で同様の質量があるにもかかわらず、観測された解像度で異なる断片化状態を示します。20Kの一定のダスト温度を想定して、雲のコア質量関数を構築し、標準的な初期質量関数と比較してわずかに重い形状を見つけますが、この結果に影響を与える可能性があるいくつかの重要な不確実性に注意します。最小全域木法$\sim$$10^4$AUによって識別されるコア間の特徴的な空間分離、および特徴的なコア質量1〜7$M_\odot$は、熱ジーンズの断片化の予測と一致しています。断片化を示す3つの雲がOBアソシエーションを形成している可能性があります（恒星の質量$\sim$$10^3$$M_\odot$）。調査中の4つの雲のいずれも、現在ArchesやQuintuplet（$\sim$$10^4$$M_\odot$）のような大規模な星団を形成することはできないようですが、さらにガスが降着してこのような星団を形成する可能性がありますコア。
VV 655およびNGC 4418：LIRGの進化に対する相互作用の影響
| Title |
VV_655_and_NGC_4418:_Implications_of_an_interaction_for_the_evolution_of_a_LIRG |
| Authors |
Erin_Boettcher,_John_S._Gallagher_III,_Youichi_Ohyama,_Eskil_Varenius,_Susanne_Aalto,_Niklas_Falstad,_Sabine_K\"onig,_Kazushi_Sakamoto,_and_Tova_M._Yoast-Hull |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09534 |
VV655は、HIの潮汐破片を伴う矮小不規則銀河であり、レンチキュラー発光赤外線銀河（LIRG）NGC4418の仲間です。NGC4418は、分子ガスの中心密度が高く、両極性のほこりが多いため、近くのLIRGの中で際立っています。中心軸のスターバーストによって引き起こされる風と核活動の可能性を示唆する、その短軸に沿った構造。LIRGの進化のために、VV655とNGC4418の間で進行中のマイナーな相互作用の結果を理解しようとしています。これには、異常な核特性の原因であるガス供給の起源も含まれます。SDSS-IIIからのアーカイブイメージングデータと光学分光観測とSALT-RSSからの新しいスペクトルを分析することにより、VV655とNGC4418の構造的、運動学的、および化学的特性を調査します。気相金属の存在量と空間分解されたイオン化ガス運動学を特徴付け、NGC4418の気相金属性がVV655を大幅に上回っていることを示します。NGC4418の短軸に沿って、イオン化ガスの運動学的乱れは観察されませんですが、VV655からのイオン化ガスの流出が、かすめ衝突でのガスストリッピングの断面積を増加させる可能性があるという証拠が見られます。かすかな非対称の外腕が、銀河と銀河の相互作用に通常関連するタイプのNGC4418で検出されます。最も単純なモデルは、VV655とNGC4418間のわずかな相互作用が、有意なガス移動イベントではなく、NGC4418の星間媒質の潮汐トルクを介してLIRGの異常な核特性を生み出したことを示唆しています。NGC4418でガスの中心濃度を誘導することに加えて、この相互作用は、星形成率の向上とLIRGの外側の潮汐アームも生成しました。VV655-NGC4418システムは、小さな衝突が巨大銀河の進化経路を変える可能性の例を提供します。
NIHAO XXIV：回転または圧力対応システム？シミュレートされた超拡散銀河は、恒星の運動学に幅広い分布を示します
| Title |
NIHAO_XXIV:_Rotation_or_pressure_supported_systems?_Simulated_Ultra_Diffuse_Galaxies_show_a_broad_distribution_in_their_stellar_kinematics |
| Authors |
Salvador_Cardona-Barrero,_Arianna_Di_Cintio,_Christopher_B._A._Brook,_Tomas_Ruiz-Lara,_Michael_A._Beasley,_Jesus_Falc\'on-Barroso_and_Andrea_V._Macci\`o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09535 |
近年、超拡散銀河（UDG）など、表面の輝度が低い銀河の発見が増えているため、銀河の進化に関する新たな窓が開かれました。これらのシステムの形成メカニズムは、まだ議論の余地のある問題であり、その運動学的特性も同様です。この作業では、流体力学的シミュレーションスイートNIHAOで形成された孤立したUDGの恒星の運動学を分析することにより、このトピックに対処します。投影された視線速度と速度分散マップを作成して、投影された特定の角運動量$\lambda_{\rmR}$を計算し、これらの銀河の星の運動学的サポートを特徴付けます。UDGは、分散から回転をサポートする銀河まで、幅広い分布をカバーしており、両方のレジームで同様の存在量であることがわかりました。シミュレートされたUDGの回転サポートの程度は、銀河の形態、高いHIフラクション、分散をサポートするグループに対する大きな有効半径などのいくつかのプロパティと相関しますが、暗黒物質のハロースピンと質量降着の履歴は、2つの集団間で類似しています。初期の$z$における原始銀河への落下するバリオンの整列が$z$=0の恒星の運動状態の主要な駆動力であることを実証します：回転をサポートするものの構築中に、圧力がサポートされない分離したUDGがミスアライメントされたガス降着によって形成されます。彼らのバリオンを秩序立った方法で。ランダムな傾斜の影響を考慮して、包括的な調査により、フィールドUDGのほぼ半分が回転して支持された恒星円盤を見つけることが予測されます。
マスタング-2銀河面調査（MGPS90）パイロット
| Title |
The_MUSTANG-2_Galactic_Plane_Survey_(MGPS90)_pilot |
| Authors |
Adam_Ginsburg_and_L._D._Anderson_and_Simon_Dicker_and_Charles_Romero_and_Brian_Svoboda_and_Mark_Devlin_and_Roberto_Galv\'an-Madrid_and_Remy_Indebetouw_and_Hauyu_Baobab_Liu_and_Brian_Mason_and_Tony_Mroczkowski_and_W._P._Armentrout_and_John_Bally_and_Crystal_Brogan_and_Natalie_Butterfield_and_Todd_R._Hunter_and_Erik_D._Reese_and_Erik_Rosolowsky_and_Craig_Sarazin_and_Yancy_Shirley_and_Jonathan_Sievers_and_Sara_Stanchfield |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09555 |
グリーンバンク望遠鏡（GBT）マスタング銀河面調査（3mm（90GHz）、MGPS90）のパイロットプログラムの結果を報告します。調査では、9インチビームで典型的な$1\sigma$の深さ$1-2$mJyビーム$^{-1}$を達成しています。調査パラメータ、品質評価プロセス、カタログ化、および他のデータセットとの比較について説明します。$0\deg<\ell<50\deg$（総面積$\約7.5\deg^2$）の間の最も顕著なミリメートル明るい領域のいくつかを選択する7つの観測フィールドで709のソースを特定しました。これらのソースの大部分はこれらの光源にフラックス選択基準を適用することにより、いくつかの既知のハイパーコンパクトHII（HCHII）領域を正常に回復しましたが、新しい領域は確認されませんでした。mm波長の対応を持つがcm-波長対応であり、したがってHCHII領域の候補です。これらのうち、10は形態学的にコンパクトで、新しいHCHII領域の強力な候補です。この調査では、拡張領域の候補の数が限られており、プロトクラスターW51とdW49、ほとんどのHCHII領域は密なプロトクラスター内に存在するようです。HCHIIの数を超コンパクトHII（UCHII）領域と比較すると、HCHII領域の寿命はUCHII領域の寿命の16〜46％であると推測されます。さらに、アーカイブの870$\mu$mおよび20cmのデータと比較することにより、3mmの放出をダストと自由放出に分離しました。選択されたパイロットフィールドでは、3mm放出のほとんど（$\gtrsim80$％）は、自由放出またはシンクロトロン放出によるプラズマからのものです。
シグナスループの放射衝撃波における乱流とエネルギー粒子I：衝撃特性
| Title |
Turbulence_and_Energetic_Particles_in_Radiative_Shock_Waves_in_the_Cygnus_Loop_I:_Shock_Properties |
| Authors |
John_C._Raymond,_Igor_V._Chilingarian,_William_P._Blair,_Ravi_Sankrit,_Jonathan_D._Slavin,_Blakesley_Burkhart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09567 |
シグナスループの衝撃波の連続した一連の長いスリットスペクトルを取得して、その構造を調査しました。これは、1Dモデルで予測された形態とはかけ離れています。ハッブル宇宙望遠鏡の画像からの適切な動きとシグナスループまでの既知の距離を組み合わせることで、正確な衝撃速度が得られます。衝撃スペクトルの以前の分析では、衝撃速度、衝撃後密度、温度、元素の存在量が推定されていました。この論文では、より正確な衝撃速度、ラム圧力、密度、圧縮比、ダスト破壊効率、磁場強度、および冷却領域の渦度など、さらにいくつかの衝撃パラメータを決定します。導出された衝撃特性から、ラジオでのシンクロトロン放射とガンマ線でのパイ中間子崩壊放射の放射率を推定します。ファンデルラーンのメカニズムのように、周囲の宇宙線の単純な断熱圧縮を仮定すると、どちらも観測と一致します。また、モルフォロジーは1Dモデルで予測されたものとは大きく異なり、線の比率はポイントごとに大幅に異なりますが、平均スペクトルは、1Dショックモデルで測定された固有運動から得られた衝撃速度とかなりよく一致しています。後続の論文では、衝撃の背後にある冷却ゾーンでの乱流の発生を分析します。
マゼランストリームのリーディングアームまでのH $ \ alpha $距離
| Title |
H$\alpha$_Distances_to_the_Leading_Arm_of_the_Magellanic_Stream |
| Authors |
Jacqueline_Antwi-Danso,_Kathleen_A._Barger,_and_L._Matthew_Haffner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09606 |
LeadingArmは、銀河のハローを通過する軌道上でマゼラン雲の前にある潮汐機能です。質量やサイズなど、リーディングアームの多くの物理的特性は、距離の測定値が少ないため、拘束が不十分です。H$\alpha$の測定値はハロークラウドまでの距離を推定するために使用されていますが、多くの研究はリーディングアームからH$\alpha$を検出することに失敗しています。この研究では、マゼラン雲から$75^{\circ}-90^{\circ}$あるHI雲のグループを探索します。紫外線と21cmの電波分光法により、リーディングアームエクステンションと呼ばれるこの領域は、リーディングアームと化学的および運動学的に類似していることがわかりました。ウィスコンシンのH$\alpha$マッパーを使用して、7つのターゲットのうち4つでH$\alpha$の放出を検出します。この領域が主に光イオン化されていると仮定して、銀河、マゼラン雲、および$\rmz=0$の銀河系外の背景の寄与を組み込んだ放射モデルを使用して、$d_{\odot}\ge13の太陽中心距離を導き出します.4〜kpc$。また、このモデルを使用して、$d_{\odot}\geq5.0$kpcおよび$d_{\odot}\geq22.9〜kpc$のH$\alpha$距離を、関連している可能性がある文献の2つの雲に再計算しますリーディングアーム。これらの新しい測定値と文献のその他の測定値を使用して、マゼランストリームの経度の関数としてリーディングアームの太陽中心距離の変動の一般的な傾向を提供し、リーディングアームの原点とアプローチの最も近い点に対するその影響を調べます。
若い大規模クラスターの主シーケンスでの球状クラスターの化学異常の検索
| Title |
Searching_for_globular_cluster_chemical_anomalies_on_the_main_sequence_of_a_young_massive_cluster |
| Authors |
I._Cabrera-Ziri,_J._S._Speagle,_E._Dalessandro,_C._Usher,_N._J._Bastian,_M._Salaris,_S._Martocchia,_V._Kozhurina-Platais,_F._Niederhofer,_C._Lardo,_S.S._Larsen,_S._Saracino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09636 |
球状星団で見られる星から星への存在量の変動の分光学的および測光信号は、星団の金属性、質量、年齢などの地球規模のパラメーターと相関しているようです。この振る舞いを理解することで、これらの興味深い豊富な広がりの起源に近づくことができます。この作業では、ディープHST測光法を使用して、若い大規模クラスターNGC419（$\sim10^5$M$_{\odot}$、$\sim1.4$Gyr）のメインシーケンスにおける存在量の変動の証拠を探します。。以前の研究とは異なり、ここでは、軽元素の変動が検出される古い球状星（$\sim0.75-1$M$_{\odot}$）にある同じ質量範囲の星に焦点を当てます。NGC419の$Un-B$および$UB$CMDでこれらの星間のN存在量の変動の証拠は見つかりません。これは、47Tuc、NGC6352、NGC6637などの古い球状星雲で見られるN変動とは矛盾していますNGC419と同様の金属性。古い球状星に特有の存在量変動の特徴は、この若いクラスターではかなり小さいか、または存在しないように見えますが、この効果が主にその年齢またはその質量によって引き起こされているかどうかは判断できません。
セイファート2銀河Mrk 3のジェミニ近赤外フィールドスペクトログラフ観測：摂食と銀河と核スケールのフィードバック
| Title |
Gemini_Near-Infrared_Field_Spectrograph_Observations_of_the_Seyfert_2_Galaxy_Mrk_3:_Feeding_and_Feedback_on_Galactic_and_Nuclear_Scales |
| Authors |
C._L._Gnilka,_D._M._Crenshaw,_T._C._Fischer,_M._Revalski,_B._Meena,_F._Martinez,_G._E._Polack,_C._Machuca,_D._Dashtamirova,_S._B._Kraemer,_H._R._Schmitt,_R._A._Riffel,_and_T._Storchi-Bergmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09648 |
{\itGemini}近赤外フィールドスペクトログラフ（NIFS）の観測結果をもとに、核および銀河スケールでセイファート2銀河Mrk〜3（UGC〜3426）の星、イオン化ガス、および温かい分子ガスの運動学を調査します。{\itハッブル宇宙望遠鏡}データ、および{\itアパッチポイント天文台}（{\itAPO}）3.5m望遠鏡からの新しい長スリットスペクトル。{\itAPO}スペクトルは、PA$=$129\arcdegにある銀河スケールのガス/ダストディスクが、PA$=$28\arcdegにあるホストS0銀河の主軸からオフセットしているという以前の提案と一致しています。拡張狭線領域（ENLR）の方向付けを担当します。ディスクは、ガスが豊富な渦巻銀河（UGC〜3422）からのH〜I潮汐流によって供給され、$\sim$100kpcからMrk3のNWに送られ、AGNによって少なくとも$\simの距離までイオン化されます中央の超大質量ブラックホール（SMBH）から$20\arcsec\（$\sim$5.4kpc）。SMBHの少なくとも320pc内の運動学は、イオン化ガスで最大1500kms$^{-1}$、半径500kms$^{-1}$の放射状（視線）速度の流出によって支配されます。狭い分子領域（NLR）の流出を生成するための周囲ガスのその場での加熱、イオン化、および加速と一致する暖かい分子ガス。SMBHの$\sim$400pc以内にイオン化された温かい分子ガスの円盤があり、恒星の主軸の近くに向きを変えましたが、逆回転しており、S0銀河におけるAGNの外部燃料供給の主張と一致しています。
1つ星、2つ星、またはその両方ですか？ IllustrisTNGシミュレーションによるガンマ線バースト前駆細胞の金属依存モデルの調査
| Title |
One_star,_two_stars,_or_both?_Investigating_metallicity-dependant_models_for_Gamma-Ray_Burst_progenitors_with_the_IllustrisTNG_simulation |
| Authors |
Benjamin_Metha_and_Michele_Trenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09716 |
長時間ガンマ線バースト（GRB）のレートは、赤方偏移全体の星形成率（SFR）の潜在的なプロキシとして識別されていますが、正確な関係はGRB前駆モデル（単一対バイナリ）によって異なります。単一前駆細胞崩壊モデルは、低金属性GRB前駆細胞への選好を説明しますが、いくつかの高金属性GRBホスト銀河測定と見かけ上の緊張関係にあります。可能な解決策として、高金属性GRBホストがGRB前駆細胞が形成する低金属性領域を抱えるシナリオを検討します。このため、IllustrisTNG宇宙流体力学シミュレーションを使用して、GRBホストの内部金属性分布を調査し、さまざまなGRB形成モデルを後処理で実装します。予測（GRB率、ホストの金属性、恒星の質量）は、完全性の高いGRBレガシー調査BAT6とSHOALSおよび高赤方偏移GRB-DLA金属性のサンプルと比較され、相対的な可能性を計算できます。銀河の内部金属性分布が無視される場合、Trenti、Perna＆Jimenezによって以前に提案されたように、最適モデルには金属性に依存しないチャネルが必要です。ただし、内部金属分布を考慮する場合、$Z_{max}=0.35Z_\odot$にカットオフがある基本的な金属バイアスモデルが最適です。現在のデータは、大量のバイナリの弱い金属性依存性と崩壊の強い金属性バイアスなど、より詳細な金属性バイアスモデルを区別するには不十分です。オブジェクトのサンプルの増加、および赤方偏移$z>2$でのホスト恒星質量の直接測定により、長いGRBの起源をさらに制約することができます。
運動学から6つの半光半径までの最も近いS0銀河NGC 3115の組み立て履歴
| Title |
The_assembly_history_of_the_nearest_S0_galaxy_NGC_3115_from_its_kinematics_out_to_six_half-light_radii |
| Authors |
Arianna_Dolfi,_Duncan_A._Forbes,_Warrick_J._Couch,_Anna_Ferre-Mateu,_Sabine_Bellstedt,_Kenji_Bekki,_Jonathan_Diaz,_Aaron_J._Romanowsky,_Jean_P._Brodie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09818 |
新しいアーカイブデータを使用して、最も近いフィールドS0銀河、NGC3115の運動学的特性を、その星（統合された星明かり）から$\sim6.5$半光半径（$R_\mathrm{e}$）まで調べます、球状星団（GC）および惑星状星雲（PNe）。分散が支配的なバルジ（$V_\mathrm{rot}/\sigma<1$）から高速に、$\sim0.2\R_\mathrm{e}$に内部遷移がある3つの運動学的領域の証拠を見つけます回転するディスク（$V_\mathrm{rot}/\sigma>1$）、次にディスクから$\sim2-2.5\、R_\mathrm{e}$でゆっくり回転する回転楕円体への追加の遷移赤いGCとPNe（そしておそらく$\sim5\、R_\mathrm{e}$を超えた青いGCによって）。シミュレーションとの比較から、元の始祖渦巻銀河がガスに富む小さな合併を経て、今日NGC3115で見られる、埋め込まれた運動学的に冷たい円盤になるアセンブリ履歴を提案します。後の段階で、小型銀河合併（質量比$<$1:10）は、外側のゆっくり回転する回転楕円体を構築し、中央のディスクの運動学はほとんど変更されずに構築されました。さらに、NGC3115周辺の超小型矮星（UCD）のサンプルの新しい分光観測をKeck/KCWI装置で報告します。5つのUCDがGCの一般的な回転フィールドと一致しないことがわかります。これは、これらのオブジェクトの\textit{ex-situ}の起源、つまりおそらく潮汐的に剥がれた小人の残骸を示唆しています。さらに7つのUCDがGCローテーションパターンに従い、\textit{in-situ}の起源と、おそらくGCに似た性質を示唆しています。
X線光度、星形成率、および恒星質量の間の銀河系外のスケーリング関係
| Title |
Sub-galactic_scaling_relations_between_X-ray_luminosity,_star-formation_rate,_and_stellar_mass |
| Authors |
Konstantinos_Kouroumpatzakis,_Andreas_Zezas,_Paul_Sell,_Konstantinos_Kovlakas,_Paolo_Bonfini,_Steven_Willner,_Matthew_Ashby,_Alexandros_Maragkoudakis,_Thomas_Jarrett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09873 |
高質量X線連星（HMXB）から発生するX線輝度（$L_X$）は、ホスト銀河の星形成率（SFR）と密接に相関しています。SFRで${\sim}$7dex、特定のSFR（sSFR）で${\sim}$8dexにまたがる銀河系未満のスケールでこの接続を探索します。${\rmSFR{\simeq}10^{-3}\、M_\odot\、yr^{-1}}$までの確立された関係と良好な合意があり、それを下回ると過剰なX線光度が現れます。この過剰は、低質量のX線バイナリから発生する可能性があります。$L_X$-SFR関係の固有のばらつきは一定であり、SFRとは相関していません。さまざまな星形成インジケーターは、さまざまな方法で$L_X$に対応しており、その違いは星形成履歴の影響によるものです。H$\alpha$から導出されたSFRは、X線光度と最も密接な相関を示します。これは、H$\alpha$放出がHMXB形成タイムスケールに類似した年齢の恒星集団をプローブするためです。ただし、H$\alpha$ベースのSFRは、$\rmsSFR{>}10^{-12}\、M_\odot\、yr^{-1}/M_\odot$。
修正重力は、渦巻銀河の速い星のバーを予測しますか？
| Title |
Does_modified_gravity_predict_fast_stellar_bars_in_spiral_galaxies? |
| Authors |
Neda_Ghafourian,_Mahmood_Roshan,_and_Shahram_Abbassi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10104 |
修正重力における円盤銀河の進化は、高解像度N体シミュレーションを使用して研究されています。より具体的には、2つの修正された重力理論、つまり非局所重力（NLG）とMOGとして知られるスカラー-テンソルベクトル重力の弱い場の制限を使用し、暗黒物質ハローの存在を無視します。一方、標準の暗黒物質モデルで同じモデルを構築し、それらのダイナミクスを修正重力の銀河モデルと比較します。これらの異なる見方では、銀河モデル間に深刻な違いがあることがわかります。たとえば、修正された重力の銀河モデルが暗黒物質の場合と比較してより速いバーをホストすることを明示的に示します。一方、最終的な星のバーは、修正された重力に弱いです。これらの事実は新しいものではなく、指数銀河モデルの以前のシミュレーションですでに報告されています。したがって、この研究の主な目的は、棒の速度に重点を置いた上記の違いが、採用されたディスク/ハローの初期密度プロファイルとは無関係であることを示すことです。そのために、ディスクとハローに異なるプロファイルを使用し、結果が初期の銀河モデルとは質的に独立していることを示します。さらに、より正確な方法を使用して、恒星バーの運動学的特性を定量化しました。私たちの結果は、暗黒物質モデルとは対照的に、修正された重力のバーは高速回転子であり、シミュレーションの終了まで高速バー領域を離れることはありません。
OHメガメーザー銀河IRAS 02524 + 2046の電波特性
| Title |
The_radio_properties_of_the_OH_megamaser_galaxy_IRAS_02524+2046 |
| Authors |
Hao_Peng,_Zhongzu_Wu,_Bo_Zhang,_Yongjun_Chen,_Xingwu_Zheng,_Dongrong_Jiang,_Zhiqiang_Shen,_Xi_Chen,_Sotnikova,_Yu._V |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10123 |
IRAS02524+2046の連続体とOHライン放出のVLBI観測の結果と、VLAアーカイブデータを使用してこの銀河のアーク秒スケールの電波特性を提示します。我々は、VLBI観測からの無線連続体放射の有意な検出がないことを発見した。この線源のアークセカンドスケールのラジオ画像は、明確な拡張放射を示していません。LおよびCバンドでの総放射束密度は、それぞれ約2.9mJyおよび1.0mJyであり、2つのバンド間の急な電波スペクトルインデックスを示します。銀河の核における放射能の分類における3つの重要な指標である急峻なスペクトルインデックス、低い輝度温度、および高い$q$比（FIRと電波束密度）は、この線源の分類とすべて一致しています。その光学スペクトルからのスターバースト銀河。高解像度のラインプロファイルは、\textbf{the1665および1667MHzOHメーザー}ラインの両方が検出され、それぞれ3つおよび2つの明確なコンポーネントを示していることを示しています。チャネルマップは、メーザー放出が$\sim$210pc$\times$90pcの領域に分布していることを示しています。異なる領域で検出されたメーザーコンポーネントは、同様の二重スペクトル特徴を示しています。これは、この銀河が光学形態から見た主要な合併の段階。
天の川の内側の領域における重元素の進化
| Title |
Heavy_element_evolution_in_the_inner_regions_of_the_Milky_Way |
| Authors |
F._Matteucci,_A._Vasini,_V._Grisoni,_M._Schultheis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10133 |
銀河の内部領域（$R_{GC}<4$kpc）での豊富な元素（O、Mg、Al、Si、K、Ca、Cr、Mn、Ni、Fe）の進化の結果を示します。銀河のふくらみについて既にテストされた詳細な化学進化モデルを採用し、その結果をAPOGEEデータと比較します。まず、太陽近傍の豊富なパターンを再現するのに最適であると考えられる文献からの一連の収量から始めます。一般的に、予測された傾向はデータを適切に再現しますが、最良の一致に到達するために、大きな要因によっても、予測された存在量の傾向または絶対値を修正する必要がある場合があります。現在の恒星収量を変更してデータを再現する方法を提案し、そのような修正が現在の恒星元素合成の知識に照らして妥当であるかどうかを議論します。ただし、観察結果についても批判的に議論します。私たちの結果は、Si、Ca、Cr、Niが必要な補正が最小の元素であり、MgとAlには適度な変更が必要であることを示唆しています。一方、OとKは、観測されたパターンを再現するために最大の補正を必要とします。酸素を除いて、太陽近傍存在量パターンについてはすでに結論に達しています。Mnについては、以前の作品ですでに提案されている修正を適用します。\end{abstract}
最初に解像された強くレンズ化されたタイプIa超新星iPTF16geuの分光法
| Title |
Spectroscopy_of_the_first_resolved_strongly_lensed_Type_Ia_supernova_iPTF16geu |
| Authors |
J._Johansson,_A._Goobar,_S._H._Price,_A._Sagu\'es_Carracedo,_L._Della_Bruna,_P._E._Nugent,_S._Dhawan,_E._M\"ortsell,_S._Papadogiannakis,_R._Amanullah,_D._Goldstein,_S._B._Cenko,_K._De,_A._Dugas,_M._M._Kasliwal,_S._R._Kulkarni,_R._Lunnan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10164 |
地上の望遠鏡とハッブル宇宙望遠鏡（HST）で得られた、レンズ強度の高いタイプIa超新星（SNIa）、iPTF16geuの複数の画像の分光観測の結果を報告します。HSTを使用したスリットレス分光の単一の時代から、個々のレンズ付き超新星画像のスペクトルを初めて解決できます。これにより、2つの最も明るい画像間の時間遅延の独立した測定$\Deltat=1.4\pm5.0$日を実行できます。これは、光度曲線から測定された時間遅延と一致しています。また、z=0.4087のホスト銀河、およびz=0.2163のフォアグラウンドレンズ銀河の星間物質を特徴付ける狭い輝線と吸収線の測定値も示します。ホスト銀河で強いNaID吸収を検出します。これは、iPTF16geuが、SNeIaのサブクラスに属し、その光度曲線から導き出されたダスト消滅の量と比較して「異常に」大きなNaIDカラム密度を表示していることを示しています。偏向銀河については、速度分散の測定値$\sigma=129\pm4$km/sを調整します。これにより、レンズモデルが大幅に制約されます。SN画像間の時間遅延はごくわずかであるため、未解決の地上ベースの分光法を使用して、レンズの倍率から約70倍にブーストし、前例のない信号対雑音比を持つ高zSNIaの特性を調べることができます。いくつかの吸収特性の疑似等価幅やSiII線の速度などの超新星のスペクトル特性は、iPTF16geuがレンズ付きであることに加えて、局所宇宙でよく研究されているものと区別できない通常のSNIaであることを示しています。精密宇宙論におけるSNeIaの使用をサポートします。レンズ銀河の星とコンパクトな物体によるSN光球のマイクロレンズからのSNスペクトルエネルギー分布の有意な偏差は検出されません。
過去からの爆発：XMM-Newton ArchiveのX線トランジェント間の超新星衝撃波
超新星（SN）からの最初の電磁信号は、衝撃が前駆体表面を横切るときに放出されます。この衝撃波（SBO）放出は、前駆細胞と爆発の特性に制約を与えます。観測上、SBOは、分単位から時間単位の銀河系外のX線過渡現象として現れます。それらは検出するのが難しく、現在までに観察されたSBOは1つだけです。ここでは、XMM-Newtonアーカイブを検索し、12の新しいSNSBO候補を見つけます。推定赤方偏移0.1〜1で、これらのうち9つにホスト銀河を特定します。SBO候補は、エネルギーが${\sim}10^{46}$erg、タイムスケールが30〜3000秒、温度が0.1〜1keVです。それらはすべてSNSBOであることと一致していますが、一部は誤認された銀河の前景ソースまたは他の銀河系外のオブジェクトである可能性があります。青いスーパージャイアントのSBOは、ほとんどの候補者とよく一致しています。ただし、2つは赤い超巨星からのSBOとしてより自然に説明されるのに対し、いくつかはウルフ-レイエ星からのSBOであり、高密度の星周メディアに囲まれている可能性があります。観測は、最近の3次元SN爆発シミュレーションと一致して、非対称SBOを暫定的にサポートします。eROSITAは、年間${\sim}$2SBOを検出する場合があります。これは、ライブ分析で検出され、すぐにフォローアップされる可能性があります。
若い星団における連星ブラックホール：金属性の影響
| Title |
Binary_black_holes_in_young_star_clusters:_the_impact_of_metallicity |
| Authors |
Ugo_N._Di_Carlo,_Michela_Mapelli,_Nicola_Giacobbo,_Mario_Spera,_Yann_Bouffanais,_Sara_Rastello,_Filippo_Santoliquido,_Mario_Pasquato,_Alessandro_Ballone,_Alessandro_A._Trani,_Stefano_Torniamenti,_Francesco_Haardt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09525 |
若い星団は、巨大な星の最も一般的な出生地であり、動的に活発な環境です。ここでは、若い個体群におけるブラックホール（BH）とバイナリーブラックホール（BBHs）の形成を、バイナリーポピュレーション合成と組み合わせた6000個のN体シミュレーションによって研究します。3つの異なる恒星金属性（Z=0.02、0.002および0.0002）と2つの初期密度レジーム（半質量半径での密度$\rho_{\rmh}\ge{}3.4\times10^4$および$\ge{1.5\times10^2}$M$_\odot$pc$^{-3}$は、それぞれ密集した星団と疎な星団です）。金属の少ないクラスターは、金属の多いクラスターよりも大きなBHを形成する傾向があります。$\sim{}6$、$\sim{}2$、および$<1$％の質量$m_{\rmBH}>60$M$_\odot$がZ=0.0002、0.002にありますそれぞれ0.02。金属の少ないクラスターでは、質量が最大$\sim{}320$M$_\odot$の中間質量のBHを形成します。動的交換（交換されたBBH）を介して生まれたBBHマージャーは、バイナリ進化から形成されたBBHマージャーよりも大規模になる可能性があります。}80$M$_\odot$）。私たちのシミュレーションで最も大規模なBBHマージは、一次質量が$\sim{}88$M$_\odot$で、ペア不安定質量ギャップ内にあり、質量比は$\sim{}0.5$です。金属に乏しい前駆細胞から若い星団で生まれたBBHだけが、O1とO2で最も大きなイベントであるGW170729の質量と、最初の不等質量合併であるGW190412の質量に一致できます。すべての星がゆるやかに形成されていると仮定すると、ローカルBBH合併率密度$\sim{}110$および$\sim{}55$Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$を推定しますそれぞれ密な星団。
若い星団と孤立した連星で形成されたコンパクト連星の宇宙合併率密度進化
| Title |
The_cosmic_merger_rate_density_evolution_of_compact_binaries_formed_in_young_star_clusters_and_in_isolated_binaries |
| Authors |
Filippo_Santoliquido,_Michela_Mapelli,_Yann_Bouffanais,_Nicola_Giacobbo,_Ugo_N._Di_Carlo,_Sara_Rastello,_M._Celeste_Artale,_Alessandro_Ballone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09533 |
次世代の地上ベースの重力波検出器は、赤方偏移$\gtrsim{}10$までのバイナリーブラックホール（BBH）マージを観察し、宇宙時間全体でコンパクトバイナリー（CB）マージの進化を調べます。ここでは、CBマージャーのカタログを宇宙星形成率密度および宇宙の金属性進化に対する観測制約と結合することにより、CBの宇宙マージャーレート密度（MRD）進化を推定する新しいデータ駆動型モデルを提示します。最近の$N-$bodyおよび人口合成シミュレーションから導出されたCBマージのカタログを採用して、若い星団（以下、動的CB）とフィールド（以下、孤立CB）で形成されるCBのMRDについて説明します。動的BBHのローカルMRDは$\mathcal{R}_{\rmBBH}=67^{+29}_{-23}$Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$であり、一貫していますLIGO-Virgoコラボレーションの最初と2番目の監視実行（O1とO2）からの90％の信頼できる間隔と、分離されたBBHのローカルMRD（$\mathcal{R}_{\rmBBH}=49^{+79}_{-37}$Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$）。動的で孤立したブラックホール中性子星連星（BHNS）のローカルMRDは$\mathcal{R}_{\rmBHNS}=38^{+32}_{-24}$および$45^{+45}_です{-32}$Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$、それぞれ。どちらの値も、O1とO2から推定される上限と一致しています。最後に、動的連星中性子星の局所MRD（BNSs、$\mathcal{R}_{\rmBNS}=150^{+56}_{-40}$Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$）は、孤立したバイナリで形成されたBNSのローカルMRDの2分の1です（$\mathcal{R}_{\rmBNS}=281^{+109}_{-75}$Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$）。すべてのCBクラスのMRDは赤方偏移で増加し、$z\in[1.5,2.5]$で最大に達した後、減少します。この傾向は、宇宙の星形成率、金属性進化、および連星コンパクトオブジェクトの遅延時間の間の相互作用から生じます。
| Title |
Spectral_Modification_of_Magnetar_Flares_by_Resonant_Cyclotron_Scattering |
| Authors |
Shotaro_Yamasaki,_Yuri_Lyubarsky,_Jonathan_Granot,_Ersin_Gogus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09541 |
共鳴サイクロトロン散乱（RCS）によるエネルギーマグネターフレアのスペクトル変更を検討します。エネルギッシュなフレアの間、恒星の表面近くの磁気トラップされた火球から放出された光子は、磁気圏の電子または陽電子と共鳴的に相互作用するはずです。このような散乱粒子は、閉じた磁力線に沿って穏やかな相対論的な速度で移動すると予想され、ドップラー効果により入射光子エネルギーがわずかにシフトすることを簡単な思考実験で示します。閉じ込められた火の玉からの現実的なシード光子スペクトルとフレア磁気圏に固有の粒子の速度場の両方を組み込んだ単一のRCSによるスペクトル変更のおもちゃモデルを開発します。私達は私達のスペクトルモデルが単一のパラメーターによって効果的に特徴付けられることを示します。火球の有効温度。これにより、低い計算コストで観測スペクトルを適合させることができます。BeppoSAX/GRBMに対して、単一散乱モデルは、SGR1900+14からの中間フレアのSwift/BATデータと驚くほど一致し、$T_{\rmeff}=6$-$7$keVの有効火球温度に対応することを示しています。同じソースからの巨大なフレアのデータには、複数の散乱の影響を含むより精巧なモデルが必要になる場合があります。それにもかかわらず、マグネターフレアスペクトルには物理的に動機付けされた標準モデルがないため、このモデルはマグネターバーストを研究し、フレア磁気圏の隠された特性に光を当てるのに役立つツールになる可能性があります。
| Title |
Towards_a_unified_equation_of_state_for_multi-messenger_astronomy |
| Authors |
Micha{\l}_Marczenko,_David_Blaschke,_Krzysztof_Redlich,_and_Chihiro_Sasaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09566 |
クォークとハドロンの自由度の熱力学を統合するマルチメッセンジャー天文学のベンチマーク状態方程式（EoS）モデルを開発する最初のステップを示します。クォーク中間子核子（QMN）物質の熱力学的ポテンシャルに対するラグランジアンアプローチが使用され、動的カイラル対称性の破れは、クォークと核子およびそれらのカイラルパートナーに結合されたスカラー平均場ダイナミクスによって記述されます。パリティ倍加によるハドロン相とクォーク相で発生します。クォークの閉じ込めは、クォークセクターの動的赤外線カットオフをパラメーター化する補助スカラーフィールドによって達成され、核子位相空間の紫外線カットオフとして機能します。ギャップ方程式は、アイソスピン対称の場合と中性子星（NS）の条件に対して解かれます。NSの質量-半径（MR）関係とそれらの潮汐変形能（TD）パラメータが計算されます。得られたEoSは、飽和密度での核物質の特性と重イオン衝突実験からの流れの制約に従っています。アイソスピン非対称物質の場合、軽いクォークフレーバーの連続的な発生が得られ、ダウンクォークが閉じ込められたキラル対称核物質の混合相が可能になります。コンパクトスターのMR関係とTDは、PSRJ0740+6620、PSRJ0030+0451、およびNSマージャーGW170817の最新の天体物理学的観測からの制約を満たします。これにより、最大質量とコンパクトネスの制約間の緊張により、モデルパラメーターがかなり一意に修正されます。モデルは、$1.8〜M_\odot$を超える質量について、キラルに復元されたが純粋にハドロン（閉じ込められた）物質のコアを持つ星の存在を予測します。純粋なクォーク物質コアを持つ星は、重力崩壊に対して不安定であることがわかっています。クォーク間の反発相互作用が含まれている場合、この不安定性はさらに高い密度にシフトします。
Blazar-IceCubeニュートリノ協会再訪
報告された高エネルギーニュートリノイベントIceCube-170922AとblazarTXS0506+056の関連付けにより、宇宙ニュートリノの発生源としてのブレーザーについての議論が活発化しました。このペーパーでは、Roma-BzCatから公開されているIceCubeデータとブレーザーの位置を使用して、ニュートリノイベントとブザーの位置の間の空間相関をテストします。また、フェルミ監視ソースリストに基づくデータに時間フィルターを適用して、ブレーザーの$\gamma$-rayフラックスとニュートリノフラックス間の相関関係を精査します。検出されたIceCube-170922A/TXS0506+056関連付けの前に知られているように、宇宙ニュートリノの主な供給源としてブレーザーを証明するための説得力のある証拠は見つかりません。IceCube-170922AとTXS0506+056の関連性は除外していませんが、得られた有意水準は、強い関連性を主張するには十分ではありません。そのような関係が現実である場合、ブレーザーのごく一部が明るいニュートリノの発生源になることができるように、特別な物理的条件が望まれます。
未解決の重力波からのバイナリーブラックホールのポピュレーション特性の推測
| Title |
Inferring_the_population_properties_of_binary_black_holes_from_unresolved_gravitational_waves |
| Authors |
Rory_Smith_and_Colm_Talbot_and_Francisco_Hernandez_Vivanco_and_Eric_Thrane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09700 |
ユニバースのコンパクトなバイナリマージの大多数は、弱すぎて明確な検出を行うことができない重力波を生成します。それらは未解決です。解決済みの重力波と未解決の重力波の両方を使用して、マージ率、質量スペクトル、スピン分布などのコンパクトバイナリの人口特性を推測する方法を示します。解決済み信号と未解決信号の違いを完全に排除することにより、選択効果からの偏りを排除します。この方法を示すために、天体物理学的に動機付けられたバイナリブラックホールの集団を使用してモンテカルロ研究を実行します。コンパクトなバイナリのいくつかの母集団プロパティは、設計感度でAdvancedLIGOを使用して約1週間観察した後、未解決の信号によって十分に制約されていることを示しています。
TXS 0506 + 056の電子-陽電子対プラズマと2014〜2015年の「ニュートリノフレア」
| Title |
Electron-positron_pair_plasma_in_TXS_0506+056_and_the_"neutrino_flare"_in_2014_-_2015 |
| Authors |
Nissim_Fraija,_Edilberto_Aguilar-Ruiz_and_Antonio_Galv\'an-G\'amez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09772 |
エネルギッシュなニュートリノIceCube-170922Aとの時間的および空間的一致におけるblazarTXS0506+056からの長いフレア活動の検出は、このソースの光ハドロン相互作用に関する証拠を提供しました。ただし、2014年9月から2015年3月までのこのブレザーの方向からのアーカイブニュートリノおよび多波長データの分析により、ガンマ線バンドの準同時活動を観測せずに「ニュートリノフレア」が明らかになり、確立されたモデルに課題が提起されました。降着円盤から生成された電子-陽電子（$e^\pm$）ペアは、準相対論的および相対論的ジェットのバルク加速のメカニズムとして十分に提案されています。これらのペアは、ソース内で消滅し、観測されたフレーム（地球上）で青方偏移し、ジェットの散逸領域のフレームで赤方偏移すると予想される電子質量の周りに線を生成します。散逸領域で赤方偏移した光子は加速された陽子と相互作用し、高エネルギーニュートリノを生成します。このニュートリノは、\\sim$10-20TeVのエネルギー範囲の拡散ニュートリノフラックスに大きく貢献します。将来のMeV周回衛星によって検出されます。この現象モデルに基づいて、2014〜1015年に報告された「ニュートリノフレア」を説明できます。
陽子中性子星からの重力波に対する数値シミュレーションの次元依存性
コア崩壊超新星を介して提供された陽子中性子星（PNS）からの重力波の固有振動数を調べ、特にコアバウンス後の初期段階の数値シミュレーションの次元に周波数がどのように依存するかに注目します。予想通り、重力波周波数の時間発展は数値シミュレーションの次元と高密度物質の状態方程式に強く依存することがわかります。それでも、PNS平均密度の関数としての基本周波数と、PNSプロパティの関数としての基本周波数に対する特定の固有周波数の比率は、数値シミュレーションの次元とは無関係であることがわかります。この初期のポストバウンスフェーズでも状態は非常に弱いです。したがって、1次元シミュレーションから得られた周波数でも、PNSの平均密度またはコンパクトさの関数としてPNSの重力波周波数を安全に議論できます。また、コンパクトさと平均密度の間の現象論的な関係、および$f$-、$p$-、および$g$-モードの周波数間の関係も提供します。
単一の天文台によるバイナリー合併からの重力波の探索
| Title |
A_Search_for_Gravitational_Waves_from_Binary_Mergers_with_a_Single_Observatory |
| Authors |
Alexander_H._Nitz,_Thomas_Dent,_Gareth_S._Davies,_Ian_Harry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10015 |
単一または主に単一の検出器に現れる信号を生成するコンパクトなバイナリ重力波ソースをマージするための検索を提示します。過去の分析は、非天体物理学の背景を減らすために、複数の検出器間の一致に大きく依存してきました。ただし、2015〜2017年のLIGO-Virgo観測実行の合計時間の$\sim40\％$では、1つの検出器のみが動作していました。主に単一の検出器で観測された候補の有意性の割り当てと天体物理学的起源の確率の計算の難しさについて説明し、観測データから保守的な評価を提供するように設計されたノイズモデルを使用した簡単な解決策を提案します。また、複数の検出器が観測されている場合に、単一の検出器で観測された候補を評価する手順についても説明します。これらの方法を適用して、2015年から2017年までのオープンLIGOデータでバイナリブラックホール（BBH）とバイナリ中性子星（BNS）のマージを検索します。私たちの検索から最も有望な候補は170817+03：02：46UTC（天体物理学の起源の確率$p_{\rmastro}\sim0.4$）：天体物理学の場合、これは一次質量が$67_のBBH合併と一致します15}^{+21}\、M_{\odot}$、階層的な合併の起源を示唆します。また、この方法をGW190425の分析に適用し、$p_{\rmastro}\sim0.5$を見つけます。ただし、この値は、ノイズモデルと信号モデルに関する仮定に大きく依存しています。
ニアストロン近くのHD〜93129Aからの高エネルギー放出
| Title |
The_high-energy_emission_from_HD~93129A_near_periastron |
| Authors |
S._del_Palacio,_F._Garc\'ia,_D._Altamirano,_R._H._Barb\'a,_V._Bosch-Ramon,_M._Corcoran,_M._De_Becker,_K._Hamaguchi,_J._Ma\'iz_Apell\'aniz,_P._Munar_Adrover,_J._M._Paredes,_G._E._Romero,_H._Sana,_M._Tavani,_and_A._ud-Doula |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10032 |
私たちは、ギャラクシーで最も大規模で発光する衝突風連星の1つであるHD〜93129Aに向けて、観測キャンペーンを実施しました。ここでは、X線衛星\textit{Chandra}および\textit{NuSTAR}と$\gamma$-ray衛星\textit{AGILE}からのデータ分析を示します。HD\93129Aと一致する高エネルギー放出は、$\sim$18〜keVまでのX線バンドで検出されましたが、$\gamma$線バンドでは上限のみが得られました。風衝突領域の非熱放射モデルを使用して、導出されたフラックスを解釈します。相対論的電子加速$f_\mathrm{NT、e}<0.02$に変換される風力の割合の控えめな上限を設定します。さらに、風衝突領域の磁場の下限を$B_\mathrm{WCR}>0.3$〜Gとして設定します。$f_\mathrm{NT、e}\約0.006$および$B_\mathrm{WCR}\約0.5$〜Gを推定する排出量の推定解釈についても議論します。慎重に選択されたエポック中の多波長の専用観測キャンペーンは、衝突する風連星における相対論的粒子含有量と磁場強度を特徴付けるための強力なツールであると結論付けています。
H.E.S.S.を使用してGW170817流出の磁場を調べる観察
| Title |
Probing_the_magnetic_field_in_the_GW170817_outflow_using_H.E.S.S._observations |
| Authors |
H.E.S.S._Collaboration:_H._Abdalla,_R._Adam,_F._Aharonian,_F._Ait_Benkhali,_E.O._Ang\"uner,_M._Arakawa,_C._Arcaro,_C._Armand,_H._Ashkar,_M._Backes,_V._Barbosa-Martins,_M._Barnard,_Y._Becherini,_D._Berge,_K._Bernl\"ohr,_R._Blackwell,_M._B\"ottcher,_C._Boisson,_J._Bolmont,_S._Bonnefoy,_J._Bregeon,_M._Breuhaus,_F._Brun,_P._Brun,_M._Bryan,_M._B\"uchele,_T._Bulik,_T._Bylund,_M._Capasso,_S._Caroff,_A._Carosi,_S._Casanova,_M._Cerruti,_T._Chand,_S._Chandra,_A._Chen,_S._Colafrancesco,_M._Cury{\l}o,_I.D._Davids,_C._Deil,_J._Devin,_P._deWilt,_L._Dirson,_A._Djannati-Ata\"i,_A._Dmytriiev,_A._Donath,_V._Doroshenko,_L.O'C._Drury,_J._Dyks,_K._Egberts,_G._Emery,_J.-P._Ernenwein,_S._Eschbach,_K._Feijen,_S._Fegan,_A._Fiasson,_G._Fontaine,_S._Funk,_M._F\"u{\ss}ling,_S._Gabici,_Y.A._Gallant,_G._Giavitto,_D._Glawion,_et_al._(162_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10105 |
連星中性子星（BNS）の合体残骸GW170817の最初の電磁対応物の検出により、短い$\gamma$線バーストとBNS合体の間の接続が確立されました。また、r-プロセス元素合成を介して、噴出物（いわゆるキロノバ）の重元素の鍛造を確認しました。非熱的ラジオとX線放射の出現、および100日以上続いた増光はやや予想外でした。現在の理論モデルは、この時間的振る舞いを、相対論的軸外ジェットまたはキロノバのような流出に起因するものとして説明しようとしています。どちらのシナリオでも、非熱電子で放出されるエネルギーと放出領域の磁場との間でどの程度のエネルギーが輸送されるかについては、あいまいさがいくつかあります。VLA（無線）とチャンドラ（X線）の測定値をGeV-TeVドメインの観測値と組み合わせると、想定される放出の起源とはほぼ無関係に、このあいまいさを解消できます。ここでは、初めてディープH.E.S.S.についてレポートします。BNSが完全なH.E.S.S.と合併してから124日から272日後のGW170817/GRB170817Aの観測望遠鏡の配列、およびアップグレードされたH.E.S.S.を使用したプロンプト（5日未満）観測の更新された分析フェーズI望遠鏡。H.E.S.S.の影響について説明します。さまざまな発生源シナリオのコンテキストでの磁場の測定。
航空機搭載の太陽天文学のための新しい施設：2017年の皆既日食におけるNASAのWB-57
| Title |
A_new_facility_for_airborne_solar_astronomy:_NASA's_WB-57_at_the_2017_total_solar_eclipse |
| Authors |
Amir_Caspi,_Daniel_B._Seaton,_Constantine_C._C._Tsang,_Craig_E._DeForest,_Paul_Bryans,_Edward_E._DeLuca,_Steven_Tomczyk,_Joan_T._Burkepile,_Thomas_"Tony"_Casey,_John_Collier,_Donald_"DD"_Darrow,_Dominic_Del_Rosso,_Daniel_D._Durda,_Peter_T._Gallagher,_Leon_Golub,_Matthew_Jacyna,_David_"DJ"_Johnson,_Philip_G._Judge,_Cary_"Diddle"_Klemm,_Glenn_T._Laurent,_Johanna_Lewis,_Charles_J._Mallini,_Thomas_"Duster"_Parent,_Timothy_Propp,_Andrew_J._Steffl,_Jeff_Warner,_Matthew_J._West,_John_Wiseman,_Mallory_Yates,_Andrei_N._Zhukov,_and_the_NASA_WB-57_2017_Eclipse_Observing_Team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09658 |
NASAのWB-57高高度研究プログラムは、科学的研究のための展開可能なモバイル成層圏プラットフォームを提供します。航空機搭載プラットフォームは、月の影に追随する能力と、天文観測に干渉する可能性のあるほとんどの大気エアマスを超える能力の両方を備えているため、皆既日食中にコロナ観測を行うのに特に価値があります。2017年8月21日の日食を、WB-57ノーズコーンに取り付けられた既存の高速可視光および近中波赤外線イメージングスイートを使用して、高高度空中太陽天文学の経路探索ミッションとして使用しました。このペーパーでは、航空機、計器、2017年のミッションについて説明します。運用とデータ取得;そして、既存の機器スイートからのデータ品質の予備分析。太陽およびその他の天文観測のためのこのプラットフォームの利点と技術的な制限について説明します。可視光データの品質の予備分析を提示し、将来の計測で克服する必要がある制限要因について説明します。最後に、この経路探索ミッションから学んだ教訓と今後の日食での将来の研究の見通し、ならびに将来の太陽天文学と一般的な天体観測のためのWB-57プラットフォームの機能の評価について説明します。
Fermi LATカタログ内の不確実なタイプのブレイザーの正確な分類のハイブリッド手法
| Title |
A_Hybrid_method_of_accurate_classification_for_Blazars_Of_Uncertain_Type_in_Fermi_LAT_Catalogs |
| Authors |
Yijun_Xu,_Weirong_Huang,_Hui_Deng,_Ying_Mei,_Feng_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09670 |
フェルミの関連付けられていないソースの分類における重要な進歩により、発見されているブレーザーの数が増加しています。光スペクトルは、BLラックとフラットスペクトル無線クエーサー（FSRQ）などの2つのグループにブレーザーを分類するために効果的に使用されます。ただし、光スペクトル情報のないブレザー、つまり不確定タイプ（BCU）の正確な分類は、依然として大きな課題です。この論文では、主成分分析（PCA）と機械学習ハイブリッドブレーザー分類法を紹介します。この方法は、FermiLAT3FGLカタログからのデータに基づいて、最初にPCAを使用してBCUの主要な機能を抽出し、次に機械学習アルゴリズムを使用してBCUをさらに分類しました。実験結果は、PCAアルゴリズムの使用により分類が大幅に改善されたことを示しています。さらに重要なことに、Fermi-LAT3FGLカタログにあるそれらのBCUのスペクトル分類を含むFermiLAT4FGLカタログとの比較により、研究で提案された分類方法が現在確立されている方法よりも高い精度を示していることがわかります。具体的には、171のBLラックのうち151と24のうち19のFSRQが正しく分類されます。
ホワイトペーパー：ARIANNA-200高エネルギーニュートリノ望遠鏡
| Title |
White_Paper:_ARIANNA-200_high_energy_neutrino_telescope |
| Authors |
A._Anker,_P._Baldi,_S._W._Barwick,_D._Bergman,_H._Bernhoff,_D._Z._Besson,_N._Bingefors,_O._Botner,_P._Chen,_Y._Chen,_D._Garc\'ia-Fern\'andez,_G._Gaswint,_C._Glaser,_A._Hallgren,_J._C._Hanson,_J._J._Huang,_S._R._Klein,_S._A._Kleinfelder,_C.-Y._Kuo,_R._Lahmann,_U._Latif,_T._Liu,_Y._Lyu,_S._McAleer,_J._Nam,_A._Novikov,_A._Nelles,_M._P._Paul,_C._Persichilli,_I._Plaisier,_J._Y._Shiao,_J._Tatar,_A._van_Vliet,_S.-H._Wang,_Y.-H._Wang,_C._Welling |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09841 |
提案されたARIANNA-200ニュートリノ検出器は、南極のロス棚氷の海面に位置し、均一な三角形メッシュで1km離れた200の独立した独立した検出ステーションで構成され、将来のIceCube-のパスファインダーミッションとして機能します。Gen2プロジェクト。ARIANNA-200の主な科学ミッションは、10^17eVを超えるエネルギーを持つニュートリノのソースを検索し、IceCubeの到達範囲を補完することです。ニュートリノ源のアリアンナ観測は、宇宙線の謎めいた源への強い洞察を提供します。アリアンナは、南極の氷での高エネルギーニュートリノ相互作用からの電波放射を観測します。現在調査中の無線ベースの概念の中で、ARIANNA-200は、南の空の大部分、および北の空の重要な領域を、その中のロス棚氷の表面にある場所に基づいて、独自に調査します。南極大陸。広い空のカバレッジはムーアズベイサイトに固有であり、ARIANNA-200は、米国国立科学財団によるマルチメッセンジャースラストに貢献するのに理想的です。未知の方向から。ARIANNAアーキテクチャは、すべてのニュートリノ候補について角度方向を3度以内で測定するように設計されています。ニュートリノ候補も、天体物理学ソースのマルチメッセンジャー観測の追跡に重要な役割を果たします。
Gaia初期のDR3モックステラーカタログ：銀河の事前および選択機能
| Title |
A_Gaia_early_DR3_mock_stellar_catalog:_Galactic_prior_and_selection_function |
| Authors |
Jan_Rybizki,_Markus_Demleitner,_Coryn_Bailer-Jones,_Piero_Dal_Tio,_Tristan_Cantat-Gaudin,_Morgan_Fouesneau,_Yang_Chen,_Rene_Andrae,_Leo_Girardi,_Sanjib_Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09991 |
計画されたガイア初期データリリース3（ガイアEDR3）のコンテンツの量、深さ、およびデータモデルが一致する、模範的な恒星カタログを提示します。基礎となる天の川（MW）モデルまたはN体データから星をサンプリングするツールであるgalaxiaを使用して、カタログ（GeDR3mock）を生成しました。ギャラクティックモデルの更新されたBesan\c{c}を、最新のPARSEC恒星進化的トラック（現在は白色矮星も含む）とともに使用しました。マゼラン雲と内部回転を伴う現実的な散開星団を追加しました。ガイアDR2（GDR2）に基づいて経験的に不確実性をモデル化し、ガイアEDR3のより長いベースラインに従ってそれらをスケーリングしました。見かけの等級は、3D絶滅マップの新しい選択に従って赤くなった。ガイア選択機能を支援するために、ユーザー定義のサブセット用のこれらのマップを生成するためのルーチンと一緒に、いくつかの関連するGDR2サブセットのGおよびBPで全天等級制限マップを提供します。カタログには、Gaia以外のバンドの測光と消光が追加されています。このカタログは仮想天文台で入手でき、実際のGaiaEDR3と同じように照会できます。天文学データクエリ言語（ADQL）のいくつかの機能を、教育的なカタログクエリとともに取り上げます。これらのクエリから抽出したデータを使用して、GeDR3mockとGDR2を比較します。これは、モックデータに観測ノイズを追加することの重要性を強調しています。根本的な真実以来、例えば恒星パラメータはGeDR3mockで知られています。これは、パラメータ推定のための事前データテストおよびモックデータテストの構築に使用できます。GeDR3mockを生成するために使用されるすべてのコード、モデル、およびデータはリンクされ、Pythonパッケージであるgalaxia_wrapに含まれます。これは、高速銀河前方モデルを表し、MWモデルとN体データを現実的なGaia観測値に投影できます。
NGC 1261の運動学的ビュー：構造パラメーター、内部分散、絶対固有運動、Blue Straggler Stars
| Title |
A_kinematic_view_of_NGC_1261:_structural_parameters,_internal_dispersion,_absolute_proper_motion_and_Blue_Straggler_Stars |
| Authors |
S._Raso,_M._Libralato,_A._Bellini,_F._R._Ferraro,_B._Lanzoni,_M._Cadelano,_C._Pallanca,_E._Dalessandro,_G._Piotto,_J._Anderson,_S._T._Sohn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09540 |
銀河球状星団NGC1261の中央領域のハッブル宇宙望遠鏡（HST）天体測光カタログを作成しました。このカタログは、外部領域をサンプリングするGaiaDR2データで補完され、システムの構造パラメーターを推定するために使用されました（つまり、分解された星の密度プロファイルからのコア、半質量、潮汐半径および濃度）。マルチエポックHSTデータのおかげで高精度の固有運動を計算し、最も内側の領域の空の平面におけるクラスター速度分散プロファイルを導き出し、システムが等方性であることを発見しました。外部領域の分光法から収集された見通し情報との組み合わせにより、全半径方向拡張に沿ったクラスター速度分散プロファイルが得られました。また、参照としていくつかの背景銀河を使用して、NGC1261の絶対固有運動を測定しました。ブルーストラグラースター個体群の放射状分布は、クラスターが動的進化の低/中間段階にあることを示しています。
太陽の遅い磁気音響重力波：正誤表訂正と再考されたシナリオ
| Title |
Solar_slow_magneto-acoustic-gravity_waves:_an_erratum_correction_and_a_revisited_scenario |
| Authors |
E._Zurbriggen,_M._V._Sieyra,_A._Costa,_A._Esquivel_and_G._Stenborg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09609 |
ゆっくりとした波が太陽大気全体によく観測されます。薄いフラックスチューブ近似を仮定すると、光球からコロナに移動する低速モードの磁気音響重力波のカットオフ期間がCostaetalで取得されました。（2018）。ただし、その論文では、定圧$c_{\mathrm{p}}$値での比熱係数のタイプミスにより、カットオフ計算に矛盾が生じました。これは、遷移領域でのみ重要です。領域の急激な温度変化により、平均原子量の変化（約2倍）も発生しますが、単純化のために分析モデルでは見過ごされがちです。この論文では、Costaetal。の磁気音響重力波のカットオフ期間の計算を再考します。（2018）平均原子量の変動と前述の不整合の修正を含めて、温度プロファイルを備えた静水圧平衡の雰囲気を検討します。さらに、分析的に得られたカットオフ期間が、特定の活動領域の観測で測定された対応する期間と一致していることを示します。
モブスター-IV。測光的に選択された候補のフォローアップ分光偏光測定観察からの新しい磁気B型星の検出
| Title |
MOBSTER_--_IV._Detection_of_a_new_magnetic_B-type_star_from_follow-up_spectropolarimetric_observations_of_photometrically_selected_candidates |
| Authors |
A._David-Uraz,_M._E._Shultz,_V._Petit,_D._M._Bowman,_C._Erba,_R._A._Fine,_C._Neiner,_H._Pablo,_J._Sikora,_A._ud-Doula,_G._A._Wade |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09698 |
この論文では、MOBSTERプロジェクトから測光的に選択された候補の磁性B星の分光偏光測定のフォローアップからの結果を提示します。観測された4つのターゲットのうち1つ（HD38170）が検出可能な表面磁場をホストしていることがわかり、縦方向の最大磁場測定値は105$\pm$14Gです。この星は化学的に特異で、$\alpha^2$として分類されますCVn変数。その検出は、磁気候補の測光選択を実行するためのTESSの使用を検証します。さらに、残りの3つの星の上限が導出され、以前は未知だった分光バイナリシステムHD25709の発見が報告されます。最後に、非検出をケーススタディとして使用して、選択に使用する基準をさらに通知します高解像度分光偏光測定法を使用して追跡される星のより大きなサンプルの。
磁気活動が恒星スペクトルから学ぶものをどのように変えるか
| Title |
How_magnetic_activity_alters_what_we_learn_from_stellar_spectra |
| Authors |
Lorenzo_Spina,_Thomas_Nordlander,_Andrew_R._Casey,_Megan_Bedell,_Valentina_D'Orazi,_Jorge_Mel\'endez,_Amanda_I._Karakas,_Silvano_Desidera,_Martina_Baratella,_Jhon_J._Yana_Galarza,_and_Giada_Casali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09771 |
磁場と恒星スポットは、活動サイクル中に変化する恒星スペクトルの吸収線の同等の幅を変える可能性があります。これは、分光分析によって得られる情報にも影響します。この研究では、恒星活動が恒星パラメータと化学的存在量の分光学的決定にどのように影響するかを調査するために、活動周期の異なる段階で観測された211個の太陽のような星の高解像度スペクトルを分析します。恒星周期中に、活動指数対数R$^\prime_{\rmHK}$の関数として同等の線の幅が増加し、恒星微小乱流の人工的な成長と有効温度の低下が生じることがわかります。金属性。この効果は、活動指数ログR$^\prime_{\rmHK}$$\geq$$-$5.0（つまり、4〜5Gyr未満）の星で見られ、活動レベルが高いほど顕著になります。これらの結果は、恒星の元素合成、化学的タグ付け、銀河の化学進化の研究、化学的に異常な星、天の川の円盤の構造、恒星の形成率、周囲の光蒸発など、論文で説明されている天体物理学のいくつかのトピックに基本的な意味がありますディスク、および惑星の狩猟。
PROBA2データを使用した太陽コロナの長期的な進化
| Title |
Long-term_Evolution_of_the_Solar_Corona_Using_PROBA2_Data |
| Authors |
Marilena_Mierla,_Jan_Janssens,_Elke_D'Huys,_Laurence_Wauters,_Matthew_J._West,_Daniel_B._Seaton,_David_Berghmans,_Elena_Podladchikova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09785 |
ProjectforOnboardAutonomy2（PROBA2）ミッションにアクティブピクセルシステム検出器と画像処理（SWAP）イメージャーを搭載したSunWatcherを使用して、太陽サイクル24（2010年から）全体にわたって観測された太陽コロナにおける大規模EUV構造の進化を研究します2019年まで）。EUV強度の変化に基づいて、ディスク上のコロナの特徴と太陽表面上の異なる高さでの進化について議論します。また、赤道と極域でのコロナの進化を見て、太陽周期のさまざまな段階で、太陽黒点数の変化や、PROBA2/ライマンアルファ放射計（LYRA）信号と比較します。主な結果は次のとおりです。3つの時系列（ディスク上のSWAP平均輝度、黒点数、およびLYRA放射照度）は非常によく相関しており、相関係数は約0.9です。調査期間中、緯度が+15、0、および-15度の明るい特徴の平均回転率は、約15度/日でした。極でのEUV平均強度の二次ピークは、SC24の下降フェーズで観察されました。これらのピーク（それぞれ北極と南極）は、（極）コロナホールの発達の始まりと関連しているようです。2010年3月頃から2016年3月頃にかけて、大規模なオフリム構造が見られました。これは、太陽活動の最小段階では存在しなかったことを意味します。北極のファンは、キャリントンの回転が11回を超えて持続し（2014年2月から2015年3月まで）、高度1.6Rsまで見られました。
ディスク統合型HARPS-N太陽観測に対する磁気活動のスペクトルの影響：新しい活動指標の調査
| Title |
The_spectral_impact_of_magnetic_activity_on_disk-integrated_HARPS-N_solar_observations:_exploring_new_activity_indicators |
| Authors |
A._P._G._Thompson,_C._A._Watson,_R._D._Haywood,_J._C._Costes,_E._de_Mooij,_A._Collier_Cameron,_X._Dumusque,_D._F._Phillips,_S._H._Saar,_A._Mortier,_T._W._Milbourne,_S._Aigrain,_H._M._Cegla,_D._Charbonneau,_R._Cosentino,_A._Ghedina,_D._W._Latham,_M._L\'opez-Morales,_G._Micela,_E._Molinari,_E._Poretti,_A._Sozzetti,_S._Thompson_and_R._Walsworth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09830 |
恒星の活動は、ドップラーテクニックで真の地球類似惑星を見つけるための主要な障害です。したがって、磁気活動をより正確に追跡する新しい指標（すなわち、斑と斑点）を識別することは、惑星のドップラーウォブルの信号からこれらの信号のもつれを解くのを助けるために重要です。この作業では、HARPS-N太陽望遠鏡からのディスク統合スペクトルに見られるような活動に関連する機能を調査します。高活動スペクトルのエシェル次数を低活動マスターテンプレート（logR'HKとSolarDynamicsObservatory、SDOからの画像の両方を使用して定義）で除算し、「相対スペクトル」を作成します。（SDOを介して）太陽の表面の解像された画像を使用すると、白斑とスポットフィリングファクターを計算でき、logR'HKに依存せずに、logR'HKに加えて活動の測定値が得られます。アルファセンBに関する以前の研究で報告されたものと同様の相対スペクトルで疑似発光（および疑似吸収）機能を見つけます。アルファセンBでは、機能は、白斑充填因子の変化とよりよく相関することが示されていますスポット充填係数。この作業では、相対スペクトルで生成される機能のソースとして、太陽の可視半球の毛包の変化をより確実に特定します。最後に、追跡されたスペクトルを生成して、特徴のRVコンポーネントを観察します。これは、星の表面で回転しているアクティブな領域を追跡するときに期待されるように、特徴が赤い方向に移動することを示しています。
ずれた磁場によるスケール化された天体物理学的流出の実験室の混乱
| Title |
Laboratory_disruption_of_scaled_astrophysical_outflows_by_a_misaligned_magnetic_field |
| Authors |
G._Revet,_B._Khiar,_E._Filippov,_C._Argiroffi,_J._B\'eard,_R._Bonito,_M._Cerchez,_S._N._Chen,_T._Gangolf,_D._P._Higginson,_A._Mignone,_B._Olmi,_M._Ouill\'e,_S._N._Ryazantsev,_I._Yu._Skobelev,_M._I._Safronova,_M._Starodubtsev,_T._Vinci,_O._Willi,_S._Pikuz,_S._Orlando,_A._Ciardi,_J._Fuchs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09840 |
磁気圧力による明るい、高密度のコリメートされたジェットへの天体物理学的流出の形成は、ここで実験室実験を使用して調査されます。特に、それが発生源に由来する流出と磁場の間の不整合がジェットのコリメーションに及ぼす影響を調べます。小さなミスアライメントの場合、磁気ノズルが形成され、コリメートされたジェットの流出を方向転換します。ずれが大きくなると、このノズルは非対称になり、ジェットの形成が妨げられます。したがって、我々の結果は、流出/磁場の不整合が、さまざまな物体のジェットのコリメーションを調整するもっともらしい鍵となるプロセスであることを示唆しています。さらに、それらは天体物理学ジェットの観察された構造化のための可能な解釈を提供します。ジェット変調は、流出/周囲フィールド角度の経時的な変化のサインとして解釈でき、ジェットの方向の変化は、周囲フィールドの方向の変化のサインである可能性があります。
KIC 10736223：急速な物質移動段階を経たばかりのAlgolタイプの食連星
| Title |
KIC_10736223:_An_Algol-type_eclipsing_binary_just_undergone_the_rapid_mass-transfer_stage |
| Authors |
Xinghao_Chen,_Xiaobin_Zhang,_Yan_Li,_Hailiang_Chen,_Changqing_Luo,_Jie_Su,_Xuefei_Chen,_and_Zhanwen_Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09916 |
この論文では、急速な物質移動段階を過ぎたアルゴルシステムKIC10736223の発見について報告します。光度曲線と動径速度モデリングから、KIC10736223は分離されたアルゴールシステムであり、ロシュローブをほとんど満たしていない大規模な二次システムです。短いケイデンスのケプラーデータに基づいて、パルセーターの固有振動を分析し、6つの安全な独立した$\delta$Scutiタイプの脈動モード（$f_{1}$、$f_3$、$f_{9}$、$f_{19}$、$f_{42}$、および$f_{48}$）。$\delta$Scuti周波数を再現するために理論モデルの2つのグリッドを計算し、質量降着モデルのフィッティング結果が単一星の進化モデルの結果とよく一致することを確認します。星震学で得られる主星の基本的なパラメータは、$M$=$1.57^{+0.05}_{-0.09}$$M_{\odot}$、$Z$=0.009$\pm$0.001、$R$=$1.484^{+0.016}_{-0.028}$$R_{\odot}$、$\logg$=$4.291^{+0.004}_{-0.009}$、$T_{\rmeff}$=$7748^{+230}_{-378}$K、$L$=$7.136^{+1.014}_{-1.519}$$L_{\odot}$。耐震パラメータは、バイナリモデルから導出された動的パラメータとよく一致します。さらに、私たちのアスタリスクの結果は、パルセーターがほとんど進化していない星であり、年齢が単一星の進化モデルでは9.46-11.65Myr、質量降着モデルでは2.67-3.14Myrであることを示しています。したがって、ＫＩＣ１０７３６２２３は、迅速な物質移動プロセスを経たばかりのアルゴールシステムであり得る。
磁場の垂直成分によるアンブラ-ペナンブラ境界の特性評価-GREGOR赤外分光器からの地上ベースのデータの分析
| Title |
Characterization_of_the_umbra-penumbra_boundary_by_the_vertical_component_of_the_magnetic_field_--_Analysis_of_ground-based_data_from_the_GREGOR_Infrared_Spectrograph |
| Authors |
P._Lindner,_R._Schlichenmaier,_N._Bello_Gonz\'alez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09956 |
ひので/SPデータの最近の統計的研究では、磁場の垂直成分（$B_\perp$）が、安定した黒点のアンブラ-ペナンブラ境界で一定の値に達することがわかりました。この作業の目的は、近赤外波長の地上ベースのデータからアンブラーペナンブラ境界で$B_\perp$の定数値の存在を確認し、GREGOR赤外分光器（GRIS）データの値を決定することです。これは、地上ベースのデータを使用したJurcak基準に関する最初の統計的研究であり、HinodeおよびHMIデータの結果と比較します。GRISアーカイブ（sdc.leibniz-kis.de）から、安定した黒点を含むGRISスリット分光器からの11の分光偏光データセットを選択しました。偏光測定迷光補正を含むSIR反転を使用して、Fe1564.8および1566.2nmの線を使用した磁場ベクトルのマップを作成します。umbra-penumbra境界に沿った$B_\perp$の平均が11のデータセットについて分析されます。結果の$B_\perp^{\rmconst}$値での等高線と強度の等高線$\DeltaP$の間の幾何学的差異が計算されます。11の黒点の平均では、$B_\perp=1787\pm100$ガウスの値が見つかります。$B_\perp=B_\perp^{\rmconst}$の等高線と強度マップで計算された等高線は目視検査と一致し、$\DeltaP$の幾何学的距離は2ピクセル程度であることがわかりました。さらに、umbra--penumbraコンターに沿った平均の異なるデータセット間の標準偏差は、$B_\parallel$よりも$B_\perp$の方が2.4倍小さくなっています。私たちの結果は、umbra--penumbra境界に不変値$B_\perp^{\rmconst}$が存在することで、Jurcak基準をさらにサポートします。また、強度コンターと$B_\perp=B_\perp^{\rmconst}$のコンター間の幾何学的差異$\DeltaP$が、黒点の安定性の指標として機能することもわかりました。
Schwabeサイクルの位相コヒーレンスと位相ジャンプ
太陽活動のシュヴァーベサイクルは、潮汐支配の惑星である金星、地球、木星の11.07年の整列サイクルによって同期されるという作業仮説に基づいて、ホルツマール湖の堆積物蓄積データとメタンスルホン酸塩（MSA）の相図を再考しますグリーンランド氷コアGISP2のデータ。10000〜9000calの期間利用できます。BP。出力信号に現れる半サイクルの位相ジャンプは、生物学的に実証された伝達関数を適用したアーチファクトである可能性が非常に高いため、支配的な11.04年の周期性を持つ基礎となる太陽入力信号は、主に1000年にわたって位相コヒーレントであると見なすことができます。完新世初期の期間。最近では、ダルトンの最小値の最初に仮説の「失われたサイクル」が再導入されると、実際の位相ジャンプが発生することを示しています。同様に、さまざまな一連の$^{14}$Cおよび$^{10}$Beデータを分析し、それらをSchoveの過去のサイクル最大値と比較することにより、1565年頃の別の「失われたサイクル」の存在をサポートします。ジャンプ。総論的に見ると、私たちの結果は、潮汐的に同期する太陽周期の開始仮説に大きな妥当性をもたらします。これは、時々位相ジャンプを受ける可能性がありますが、自己同期型太陽ダイナモに関する競合する説明は完全に除外することはできません。
太陽の活動の指標としての太陽ニュートリノ
太陽ニュートリノフラックスを観測する太陽フレア（SF）の予測の機会を調査します。3つのニュートリノ世代で、SF源である結合太陽黒点（CS）を移動するニュートリノフラックスの進化が考慮されます。ニュートリノは双極子磁気モーメントとアナポールモーメントの両方を持ち、CSの上の磁場は$10^5-10^6$Gsの値に達し、ねじれの性質を示し、非ポテンシャル特性を持つと想定されています。太陽ニュートリノフラックスの可能な共鳴変換が調べられます。$\nu_{eL}\to\nu_{\muL}$の共振は対流ゾーンの前に発生するため、その存在はSFとはまったく関係がありません。ただし、太陽ニュートリノフラックスがプレフレア期間中にCSを通過すると、追加の共振変換が行われる可能性があり、その結果、電子ニュートリノフラックスの減少が観察される可能性があります。
IceCubeの地球コアにおける重い暗黒物質の崩壊によるTeV暗黒粒子の測定
本論文では、暗黒物質には2つの種が存在すると仮定します。初期宇宙で生成されるO（TeV）の質量を持つ重い暗黒物質粒子（HDM）と、HDMの崩壊による相対論的生成物。地球に取り込まれたHDMは崩壊して高エネルギーLDMになり、これらの粒子はIceCube検出器のようなkm$^3$ニュートリノ望遠鏡で測定できます。$Z^{\prime}$ポータル暗黒物質モデルは、重いゲージボソン$Z^{\prime}$によって媒介される中性電流相互作用を介してLDMが原子核と相互作用するために使用されます。HDMとZ$^{\prime}$の質量の減衰のさまざまな寿命により、Liceのイベントレートは、IceCubeによって測定され、1TeVから100TeVのエネルギー範囲で評価されます。IceCubeデータによると、LDMフラックスの上限は90\％C.Lと推定されています。アイスキューブで。最後に、LDMは$m_{Z^{\prime}}\lesssim500GeV$と$\tau_{\phiを使用して、IceCubeのO（1TeV）とO（10TeV）の間のエネルギー範囲で直接検出できることが証明されています}\lesssim10^{21}$s。
| Title |
Sterile_Neutrino_Dark_Matter_in_Left-Right_Theories |
| Authors |
Jeff_A._Dror,_David_Dunsky,_Lawrence_J._Hall,_Keisuke_Harigaya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09511 |
$SU（2）_L\timesSU（2）_R$ゲージの対称性には3つの右手ニュートリノ（$N_i$）が必要で、そのうちの1つ$N_1$は暗黒物質となるのに十分に安定です。初期の宇宙では、標準モデルのサーマルバスとの$W_R$交換により、高温で右手系ニュートリノが熱平衡に保たれます。$N_1$は、相対論中にフリーズアウトし、長寿命で重い右手系ニュートリノ$N_2$のその後の崩壊によって軽度に希釈されると、すべての暗黒物質を補うことができます。$SU（2）_R$の対称性の破れのスケールと$N_1$の質量を$（v_R、M_1）$平面の三角形に$v_R=（10^6-3\times10^{12}）$GeVおよび$M_1=（2\、{\rmkeV}-1\、{\rmMeV）}$。この三角形の多くは、特に$N_2$崩壊からのレプトン生成が観測されたバリオン非対称性をもたらす場合、暖かい暗黒物質の信号によって探査することができます。$SU（2）_R$のダブレット分割の場合、$v_R$の最小値は$10^8\、{\rmGeV}$に増加し、さらにレプトジェネシスが発生した場合は$10^9\、{\rmGeV}$に増加します$N_2$による減衰、$M_1$の上限は100keVに減少します。さらに、$N_2\rightarrowN_1\ell^+\ell^-$の遅い崩壊に起因する熱い$N_1$暗黒物質の成分があり、将来の宇宙マイクロ波背景観測によって探査することができます。興味深いことに、$v_R$の範囲により、高精度ゲージ結合の統一と、スケール$v_R$での標準モデルヒッグス4次の消失に関するヒッグスパリティの理解の両方が可能になります。最後に、$W_R$相互作用を介した$N_1$暗黒物質のフリーズイン生成を調べます。これにより、$（v_R、M_1）$の範囲が大幅に広がります。
準循環、回転、非歳差運動バイナリブラックホールマージの信号多様体を特徴付けるための物理学にインスパイアされたディープラーニング
| Title |
Physics-inspired_deep_learning_to_characterize_the_signal_manifold_of_quasi-circular,_spinning,_non-precessing_binary_black_hole_mergers |
| Authors |
Asad_Khan,_E._A._Huerta,_Arnav_Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09524 |
バイナリブラックホールマージのスピン分布には、これらのオブジェクトの形成チャネル、およびそれらが形成、進化、合体する天体物理学的環境に関する重要な情報が含まれています。ディープラーニングの適合性を定量化して、準循環、回転、非歳差運動のバイナリブラックホールマージャーの信号多様体を特徴付けるために、以下のスピンプロパティの一般相対論的制約を組み込んだ新しい最適化スキームでトレーニングされたWaveNetの修正バージョンを紹介します。天体物理学的ブラックホール。ニューラルネットワークモデルは、NRHybSur3dq8の有効範囲内で生成された150万ドルの$\ell=|m|=2$波形、つまり、質量比$q\leq8$と個々のブラックホールスピン$|でトレーニング、検証、テストされます。s^z_{\{1、\、2\}}|\leq0.8$。このニューラルネットワークモデルを使用して、ノイズがない場合のブラックホールマージャーの天体物理学的パラメーターをどれだけ正確に推測できるかを定量化します。これを行うには、テストデータセットの波形と、質量比と個々のスピンがニューラルネットワークによって予測される対応する信号とのオーバーラップを計算します。高性能コンピューティングと物理学にヒントを得た最適化アルゴリズムの収束により、検討中のパラメーター空間全体で質量比とバイナリブラックホールマージャーの個々のスピンを正確に再構築できることがわかります。これは、現実的な検出シナリオでバイナリブラックホールマージャーのスピン分布を再構築するための、物理学にインスパイアされたディープラーニングモデルの情報に基づく利用に向けた重要なステップです。
湿地における非標準的な速度論的構造
特に、インフレへのアプローチで一般的に使用されている$P（\phi、X）$理論のコンテキストで、スカラーフィールドが自明な動力学項を持つモデルに、湿地基準がどのように適用されるかを検討します。遅い宇宙加速の問題。このような理論を標準的なマルチフィールドモデルに埋め込むことにより、元の理論が低エネルギー有効フィールド理論として浮上し、沼地の制約が導き出され、宇宙論的に興味深い現象学を維持しながらこれらが回避される可能性のある状況が調査されます。さらに、これらの成功がマルチフィールド画像のフィールド空間を折り返す現象とどのように関連しているかを示します。一般的な問題と、DBIインフレなどの特定の関心のある具体的な例の両方を調査します。
相対論的ターゲットとの接触相互作用からの速度論的加熱：電子は中性子星の暗黒物質を捕獲する
| Title |
Kinetic_Heating_from_Contact_Interactions_with_Relativistic_Targets:_Electrons_Capture_Dark_Matter_in_Neutron_Stars |
| Authors |
Aniket_Joglekar,_Nirmal_Raj,_Philip_Tanedo,_Hai-Bo_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09539 |
暗黒物質は中性子星で超相対論的電子からの散乱を捕らえることができます。コンパクトな天体の超相対論的運動量を持つ縮退したターゲットの捕捉率を計算する方法を提示します。私たちの治療は、システムの目標運動量とフェルミ縮退を説明します。相対論的ターゲットでの散乱のスケーリング関係を導出し、非相対論的制限とローレンツ不変性との整合性を確認します。中性子星の運動加熱の潜在的な観測は、暗黒物質-レプトン相互作用について、従来の地上直接検出実験よりも大きな発見範囲を持っています。この到達距離を、暗黒物質とレプトン、および核子の間のボソンおよびフェルミオンの有効な接触相互作用のセットにマッピングします。これで、標準モデルのフェルミオンが次元6までの接触演算子による中性子星のスピン0およびスピン1/2暗黒物質の運動加熱の研究が完了しました。私たちの方法は、パウリの排除原理が散乱のための制約された位相空間を持つ相対論的ターゲットにつながる、あらゆる縮退媒質における暗黒物質散乱に一般化できます。
宇宙論的摂動の対称性について
インフレモデルの空間は広大で、さまざまなメカニズム、対称性、粒子のスペクトルが含まれています。その結果、観測署名の空間も同様に複雑になります。したがって、モデルとその署名の空間の境界を探すのは自然です。このホワイトペーパーでは、原始宇宙論的摂動に関連する可能性のある対称性と、漸近的な将来におけるそれらの相関子を探索します。観測された均一性、等方性、および（近似）スケール不変性を仮定すると、3つの主要な結果が証明されます。まず、スカラーメトリック変動の相関関数は、ソフト定理によって一意に特徴付けられ、フィールドの再定義の下ではあいまいさはありません。第2に、標準のソフト定理が適用される場合、粒子の内容と相互作用が何であれ、deSitterブーストの下での不変性（線形実現共形不変性）は、接続されたすべての相関器がまったく消失する場合、つまり理論が自由である場合にのみ可能です。第3に、共形不変性は、ソフト定理や粒子の内容に関係なく、単一のスカラーの相関子の線形実現（ボソニック）対称性の最大のセットです。
方向性暗黒物質探索のためのSF $ _ {6} $ガスを用いた負イオンマイクロTPC検出器の開発
| Title |
Development_of_a_Negative_Ion_Micro_TPC_Detector_with_SF$_{6}$_Gas_for_the_Directional_Dark_Matter_Search |
| Authors |
T._Ikeda,_T._Shimada,_H._Ishiura,_K._D._Nakamura,_T._Nakamura_and_K._Miuchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.09706 |
マイナスイオンマイクロタイムプロジェクションチャンバー（NI$\mu$TPC）が開発され、その性能が研究されました。NI$\mu$TPCは、自己トリガーTPCの絶対$z$座標の測定を可能にする新しいテクノロジーです。このテクノロジーは、従来の気体TPCでは不可能であった完全なフィデューシャライズ分析を提供し、バックグラウンド除去および角度分解能の向上という観点から、方向性暗黒物質探索に役立ちます。開発されたNI$\mu$TPCプロトタイプの検出量は12.8$\times$25.6$\times$144mm$^{3}$でした。絶対$z$座標は、SF$_{5}^{-}$の少数キャリアを使用して、位置精度16mmで決定されました。同時に、130$\mu\rm{m}$の空間解像度で3次元（3D）トラックの再構成に成功しました。これは、絶対$z$座標を検出する3D追跡の最初のデモンストレーションであり、方向性暗黒物質探索の感度を向上させる上で重要なステップです。
| Title |
Dark_Energy,_Dark_Matter_and_Baryogenesis_from_a_Model_of_a_Complex_Axion_Field |
| Authors |
Robert_Brandenberger_and_J\"urg_Fr\"ohlich_(McGill_Univ._and_ETH_Zurich) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10025 |
バリオジェネシス、ダークマター、ダークエネルギーに関連する謎に同時に光を当てるように設計されたモデルを紹介し、研究します。モデルは、虚数部である疑似スカラーアキシオンが超磁場を含むゲージフィールドのインスタントン密度に結合する自己相互作用する複雑なアキシオンフィールドを記述します。このカップリングは、初期宇宙でバリオジェネシスを引き起こす可能性があります。ゲージと物質の自由度をトレースした後、アクシオン場の角度成分の重要な有効ポテンシャルが得られます。このコンポーネントの有効ポテンシャルの最小値周辺の振動は、ダークマターと解釈できると提案されています。アキシオンフィールドの絶対値は、$0$に向かってゆっくりと回転します。後期には、ダークエネルギーが発生する可能性があります。
運動関数を伴うベクトルコヒーレント振動暗黒物質の制約
空間的に均一なベクトル凝縮は、ベクトルボソンが自明でない運動関数を介してインフレートンに結合されている場合、インフレーション中に形成されます。このような巨大なベクトルボソンのコヒーレントな振動は暗黒物質の候補です。この論文では、ベクトルボソンエネルギー密度が膨張中に増加する場合を考慮し、曲率/等曲率摂動がこのシナリオに厳しい制約を与えることを示します。
複雑な一重項モデルにおける崩壊する壁からの重力波
標準ドメインへの複雑な一重項拡張におけるCP対称性の自発的な破れによって引き起こされるCPドメイン壁とその結果として生じる重力波を研究します。ユニタリ性、安定性、および真空解のグローバルミニマルからの制約をモデルパラメーター空間に課します。CP磁壁プロファイルと張力は、関連する場の方程式を数値的に解くことによって得られます。次に、明示的なCP違反項がバイアスされた項としてポテンシャルに導入され、ドメインウォールが不安定になり、崩壊します。エネルギーバイアスの大きさにバインドされたBBNが考慮されます。十分に強い重力波信号を達成するには、磁壁張力$\sigma$が少なくとも$\sigma/{\rmTeV}^3\sim\mathcal{O}（10^3）$である必要があります。典型的な質量スケールが少なくとも$\sim\mathcal{O}（10）$TeVであり、明示的なCP違反項が小さい場合、重力波スペクトルを将来のSKAプログラムまたはDECIGOプログラムでプローブできることがわかります$\mathcal{O}（10^{-29}）-\mathcal{O}（10^{-27}）$として。したがって、崩壊する磁壁からの重力波は、高エネルギースケールでの非常に小さなCP違反のプローブに相補性を提供します。
