COSMOSフィールドの誕生：宇宙の正午の間に原始および進化した密度再構成
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BIRTH_of_the_COSMOS_Field:_Primordial_and_Evolved_Density_Reconstructions_During_Cosmic_High_Noon |
| Authors |
Metin_Ata,_Francisco-Shu_Kitaura,_Khee-Gan_Lee,_Brian_C._Lemaux,_Daichi_Kashino,_Olga_Cucciati,_Monica_Hernandez-Sanchez,_and_Oliver_Le_Fevre |
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https://arxiv.org/abs/2004.11027 |
この研究は、COSMOSフィールドで$1.4\leqz\leq3.6$を超える宇宙の星形成のピークエポックでの構造形成の最初の包括的な研究を示します。その時代の最も大規模な高赤方偏移銀河プロトクラスターも含まれます。拡張されたCOSMICBIRTHアルゴリズムを適用して、ラグランジュ初期宇宙時間でのマルチトレーサーおよびマルチサーベイのベイズ分析を説明します。5つの異なる分光赤方偏移調査（zCOSMOS-deep、VUDS、MOSDEF、ZFIRE、およびFMOS-COSMOS）のデータを組み合わせると、親の測光カタログから適切な調査の完全性計算が行われた場合、対応する不偏原始密度フィールドが推測できることがわかります、および光円錐上の非線形および非局所的な進化の正確な処理が考慮されます。これには、（i）重力物質の変位、（ii）固有の速度、および（iii）銀河のバイアスが含まれます。再構築により、COSMOSフィールドの既知のプロトクラスターの全体像と、より低い赤方偏移に向けた宇宙ウェブの成長が明らかになりました。銀河間媒質の断層撮影再構成のような他のプローブと同時に推論された遠い暗黒物質密度フィールドは、ガスと暗黒物質の相互作用を調査し、今後の深い調査に照らして高い赤方偏移での構造形成を研究するのに理想的に適しています。
進化する重力定数による$ H_0 $の大きな値
| Title |
A_larger_value_for_$H_0$_by_an_evolving_gravitational_constant |
| Authors |
Matteo_Braglia,_Mario_Ballardini,_William_T._Emond,_Fabio_Finelli,_A._Emir_Gumrukcuoglu,_Kazuya_Koyama,_Daniela_Paoletti |
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https://arxiv.org/abs/2004.11161 |
$M^2_{\rmpl}（1+\xi\sigma^n/M_{\rmpl}^n型のリッチ曲率に非最小結合がある質量のない宇宙スカラー場であることのさらなる証拠を提供します）$は、ハッブル定数の局所測定と、宇宙定数の存在下でのCMB異方性およびバリオン音響振動データからのその推論との間の既存の緊張を緩和します。これらのモデルでは、展開履歴が初期の$\Lambda$CDMと比較して変更され、相対論的種の有効数の変化を模倣しており、物質と放射線が等しくなると重力が弱まります。$\Lambda$CDMと比較して、2次（$n=2$）カップリングは、分析で{\emPlanck}2018（単独またはBAOおよびSH0ESと組み合わせて）測定データが使用される場合、ハッブル定数を増加させます。スカラーフィールドが減少するカップリングの負の値は好都合であるように思われ、スクリーニングメカニズムを必要とせずに、パラメーター空間の大部分で太陽系との整合性を自然に達成できます。結果は$n$の選択に対してロバストであることを示し、$n=4$の分析も示します。
暗黒物質は、少なくとも部分的には、放射線が支配的な時代に形成された原始ブラックホールで構成されている可能性があります。原始ブラックホールへの降着によって生成された放射は、水素再結合の前後で、高赤方偏移で媒体の特性に特徴的なシグネチャを残します。したがって、これらのオブジェクトへの降着の信頼できるモデリングは、それらの存在量に対するロバストな制約を得るために必要です。機械的フィードバックの影響、つまり、媒体への流出（風やジェット）の影響、原始ブラックホールの降着、および関連する放射への影響を調査します。分析および数値計算を使用して、LIGO-Virgoコラボレーションによって検出されたものと同様の質量を持つ原始ブラックホールの降着率を流出が減らすことができるかどうかを初めて研究します。降着速度の進化は複雑ですが、機械的フィードバックは、流出がコンパクトオブジェクトの動きと整合している場合、原始ブラックホールの降着速度を少なくとも1桁大幅に下げることができます。流出が運動方向に対して垂直である場合、効果はそれほど重要ではありませんが、無視できません。原始的なブラックホールからの流出は、たとえ弱いホールであっても、降着率を大幅に低下させ、これらのオブジェクトに対する存在量の制約を効果的に弱める可能性があります。私たちの結果は、より現実的な設定でさらなる数値シミュレーションを動機付け、より正確な定量的予測をもたらします。
高速無線バーストの分散測定による再電離履歴の再構築
このペーパーでは、高速無線バースト（FRB）の分散測定（DM）を使用して、再イオン化のエポック中のイオン化率$x_e（z）$の進化を調べます。これまでの調査とは異なり、ここでは、各FRBの正確な赤方偏移情報ではなく、大まかな赤方偏移分布のみを必要とする、FRBカタログの観測されたDMの大規模クラスタリング情報を検討します。まず、$x_e（z）$の瞬間的な「\texttt{tanh}」モデルを検討し、モックカタログの自己相関情報を含む、100ドルの固有のDM分散を持つ約$10^4$FRBを見つけます\全空の20\％にわたるrmpc/cm^3$は、CMBデータのみの場合と比較すると、モデルの幅$\Delta_z$の制約を大幅に改善できます。イオン化フラクションの進化の形は厳密に狭められます。つまり、再イオン化のエポックの期間は縮小され、$z_{\rmdur}<1.15$（68\％C.L.）になります。さらに、別の赤方偏移非対称イオン化モデルを使用して、FRBモックカタログが$1=sigma$エラー$\Deltax_e（z=6）=0.009$で$z=6$のイオン化率を正確に測定できることを確認します。つまり、FRBカタログの観測されたDMの大規模なクラスタリング情報は、再イオン化エポックの終わりのイオン化率に非常に敏感です。高赤方偏移FRBの観測は、将来の再イオン化の歴史を研究するための補足的なプローブになる可能性があると結論付けています。
Planckデータの$ \ Omega_b h ^ 2 $の整合性をテストする
Planckからの宇宙マイクロ波背景温度と偏光パワースペクトル測定は、パラメータ$\Omega_bh^2$を主に次のように制約していることがわかります：A）トムソン散乱の振幅、およびB）トムソン散乱が運動量保存に違反しないことを保証する要因バリオン光子流体。これにより、プランクデータのみから$\Omega_bh^2$に対する2つの異なるが比較的強い制約を取得できます。それらは一貫しており、Planck$\Omega_bh^2$制約の堅牢性を示しています。あるいは、これらの制約を次のように言い換えることもできます。A）再結合が$\sim2\％$未満であるため、トムソン散乱断面積の変化。B）再結合中の運動量は、トムソン散乱によって$\sim2\％$より良好に保存されます。。$\Omega_bh^2$がPlanckデータに影響する8つのさまざまな方法を分離すると、標準分析の$（69.1\pm1.6）\、\mathrm{km/s/Mpc}$よりも$H_0$がわずかに高くなりますしかし、すべての$\Omega_bh^2$制約の全体的な一貫性は、標準の宇宙論モデルに問題があることを示唆していません。
外惑星の大気検索のための教師付き機械学習の評価
| Title |
Assessment_of_Supervised_Machine_Learning_for_Atmospheric_Retrieval_of_Exoplanets |
| Authors |
Matthew_C._Nixon_and_Nikku_Madhusudhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10755 |
分光観測から太陽系外惑星の大気を取得するには、大気パラメータを正確に制約するために、高度に縮退した高次元のパラメータ空間を広範囲に探索する必要があります。検索方法は、通常、マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）やネストされたサンプリングなどのサンプリングアルゴリズムを使用して、ベイジアンパラメーターの推定と統計的推論を行います。最近、機械学習アルゴリズムを使用して、完全なベイズ法を補完または置換するいくつかの試みが行われました。多くの進歩がありましたが、これらのアプローチでは、現代のベイジアン検索の結果を正確に再現できない場合があります。現在の作業の目標は、大気検索のための機械学習の有効性を調査することです。事例研究として、以前に適用されたランダムフォレストの教師あり機械学習アルゴリズムを使用し、近赤外線透過スペクトルを使用した高温の木星WASP-12bの大気検索にある程度成功しました。同じアプローチと同じ半分析モデルを使用して以前の結果を再現し、その後このメソッドを拡張して、完全なベイジアン検索により近い一致をもたらす新しいアルゴリズムを開発します。この新しい方法と完全数値大気モデルを組み合わせ、別の高温木星、HD209458bの透過スペクトルのベイジアン検索との優れた一致を実証します。この成功にもかかわらず、高い計算効率を達成しているにもかかわらず、機械学習アプローチは、適度な計算リソースを使用したベイジアン検索で日常的に探索されている高次元パラメーター空間に対して計算上非常に困難であることがわかります。トレードオフと将来の潜在的な手段について説明します。
TESSはWASP-33bの位相曲線を発表します。惑星大気の特徴と星からの脈動
| Title |
TESS_unveils_the_phase_curve_of_WASP-33b._Characterization_of_the_planetary_atmosphere_and_the_pulsations_from_the_star |
| Authors |
C._von_Essen,_M._Mallonn,_C._C._Borre,_V._Antoci,_K.G._Stassun,_S._Khalafinejad,_G._Tautvaivsiene |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10767 |
ホスト星の脈動スペクトルとともに、光波長での超高温木星WASP-33bの全軌道位相曲線と二次日食の検出と特性評価を示します。セクター18の間に通過外惑星調査衛星（TESS）によって収集されたデータを分析しました。WASP-33bは、地上から発見され、その後TESSが訪問した高度に照射された太陽系外惑星の非常に短いリストに属します。WASP-33bのホスト星は、デルタスクーティタイプであり、ミリマグニチュードの領域で非放射状の脈動を示し、周期は一次通過のそれに匹敵します。ホスト星の脈動スペクトルの詳細な決定を実行すると、信号対雑音比が4を超える29の脈動周波数が見つかりました。恒星の脈動の光度曲線をクリーニングした後、305.8+/-35.5百万分の1（ppm）、100.4+/-13.1ppmの位相曲線の振幅、および最大輝度の領域と28.7+/-7.1度の星間点の間の対応する西向きのオフセット、WASP-33bを、これまでに見つかったそのようなオフセットを持つ数少ない惑星の1つにします。私たちの導出されたボンドアルベド、A_B=0.369+/-0.050、および熱再循環効率、イプシロン=0.189+/-0.014は、ホストスターから受けた高い照射にもかかわらず、WASP-33bが他の熱い木星と同様の動作であることを再確認します。位相曲線の振幅を一次通過と二次日食の深度に接続すると、WASP-33bの昼側と夜側の輝度温度がそれぞれ3014+/-60Kおよび1605+/-45Kと決定されます。重力相互作用による測光変動の検出から、M_P=2.81+/-0.53M_Jupの惑星質量を推定しました。惑星軌道のフレーム内の恒星の脈動を分析すると、星と惑星の相互作用のシグナルは見つかりません。
最も冷たい褐色矮星における不平衡CO化学の観察
| Title |
Observations_of_Disequilibrium_CO_Chemistry_in_the_Coldest_Brown_Dwarfs |
| Authors |
Brittany_E._Miles,_Andrew_J._I._Skemer,_Caroline_V._Morley,_Mark_S._Marley,_Jonathan_J._Fortney,_Katelyn_N._Allers,_Jacqueline_K._Faherty,_Thomas_R._Geballe,_Adam_C._Schneider,_Roxana_Lupu,_Richard_S._Freedman,_Gordon_L._Bjoraker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10770 |
コールドブラウンドワーフは、広く分離されたガス巨大太陽系外惑星の優れた類似物であり、将来のダイレクトイメージング調査によって発見されたオブジェクトで遭遇する可能性のある潜在的な大気化学および物理学に対する洞察を提供します。低解像度R$\sim$300$M$バンドの7つの褐色矮星の分光シーケンスを、木星とともに750K〜250Kの有効温度で提示します。これらのスペクトルは、大気の急冷によって生成された一酸化炭素（CO）の不平衡存在量を明らかにします。渦拡散係数（K$_{zz}$）を使用して、各オブジェクトの垂直混合の強度を推定します。冷たい気体のオブジェクトのK$_{zz}$値は理論上の最大値に近く、暖かいオブジェクトは弱い放射を示します。これは、主に放射層での対流混合の効率が悪いためと考えられます。CO由来のK$_{zz}$値は、不均衡ホスフィン（PH$_{3}$）がすべての褐色矮星で容易に観察できるはずであることを意味しますが、PH$_{3}の証拠はまだありません$吸収。アンモニアは、これらの有効温度での大気中の急冷に比較的鈍感です。大気モデルにCOと水の両方の雲を含めることにより、WISE0855の$M$バンドスペクトルへの適合を改善できます。
スパースモデリングを使用した原始惑星系ディスクHD 142527の超解像イメージング
| Title |
Super-resolution_Imaging_of_the_Protoplanetary_Disk_HD_142527_Using_Sparse_Modeling |
| Authors |
Masayuki_Yamaguchi_(1_and_2),_Kazunori_Akiyama_(2_and_3_and_4_and_5),_Takashi_Tsukagoshi_(2),_Takayuki_Muto_(6),_Akimasa_Kataoka_(2_and_7),_Fumie_Tazaki_(2),_Shiro_Ikeda_(7_and_8),_Misato_Fukagawa_(1_and_2),_Mareki_Honma_(1_and_2_and_7),_Ryohei_Kawabe_(1_and_2_and_7)_((1)_The_University_of_Tokyo,_(2)_National_Astronomical_Observatory_of_Japan,_(3)_National_Radio_Astronomy_Observatory,_(4)_MIT_Haystack_Observatory,_(5)_Black_Hole_Initiative,_Harvard_University,_(6)_Kogakuin_University,_(7)_Graduate_University_for_Advanced_Studies,_(8)_The_Institute_of_Statistical_Mathematics) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10989 |
超解像体制でも忠実度を向上させることに重点を置いて、過去数年にわたって新しいイメージング技術が集中的に開発されており、原始惑星系円盤の干渉観測に実質的な改善をもたらす可能性があります。この研究では、AtacamaLargeMillimeter/SubmillimeterArray（ALMA）で取得された観測データセットにスパースモデリング（SpM）が初めて適用されます。この調査で使用された2つのデータセットは、HD14527周辺の原始惑星系円盤を対象として、バンド7（330GHz）で異なるアレイ構成を使用して個別に取得されました。1つはベースラインが短いアレイ構成（〜430m）で、もう1つはベースラインが長いアレイ構成（〜1570m）です。2つのデータセットから再構築された画像の解像度は、約3倍異なります。SpMとCLEANの両方によって生成された画像に、以前の既知のディスク構造が標準ビームサイズで表示されることを確認します。SpMを使用して短いベースラインデータから再構築された画像は、CLEANを使用して長いベースラインデータで取得された画像と一致し、ビームサイズよりも微細な構造を再現できる超解像画像を実現します。私たちの結果は、SpMイメージング技術の継続的な集中的な開発が、ALMAによるイメージングに有益であることを示しています。
崩壊する長周期彗星C / 2019 Y4（ATLAS）の観察-C / 1844 Y1の兄弟（大彗星）
| Title |
Observations_of_Disintegrating_Long-Period_Comet_C/2019_Y4_(ATLAS)_--_A_Sibling_of_C/1844_Y1_(Great_Comet) |
| Authors |
Man-To_Hui_and_Quan-Zhi_Ye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10990 |
1月中旬から2020年4月上旬までのスローン$gri$観測を使用したC/2019Y4（ATLAS）の研究を紹介します。この期間中、彗星は$\left（2.0\pm0.1\right）\times10^{2}$m$^{2}$s$^{-1}$から2020年3月下旬の近日点通過前の$\sim$70d、その後に明るさのフェードと彗星は徐々に中心の結露を失っています。その間、彗星は次第に青色になり、明るさがピークに達したとき、太陽よりもさらに青色になりました（$g-r\約0.2$）。これは、太陽光にさらされた大量の地下の新しい揮発性物質によるものと思われます。テールバイアス補正された天文測定で、巨大な放射状非重力パラメーター$A_{1}=\left（+2.25\pm0.13\right）\times10^{-7}$aud$^{-2}$が見つかりました彗星の太陽中心運動で。これらの発見すべてを考慮に入れて、この彗星は2020年3月中旬以降に崩壊したと結論付けます。この彗星が前回の近日点$\sim$5の周りで別の分割イベントを経験したことを定量化したため、この彗星は新しい分割ではありませんでした。1年前、その兄弟C/1844Y1（大彗星）が生成され、分離速度$\gtrsim$1ms$^{-1}$の面内成分が生成されました。崩壊前のC/2019Y4の核は半径$\gtrsim$60mであることを制限し、$\sim$10-40\micronのダスト粒子を長期にわたって排出してきました（ダストのかさ密度0.5gcm$^{-3と仮定）}$）2020年3月上旬に排出速度$\sim$30ms$^{-1}$で、月末に$\sim$10の穀物の場合、$\sim$80ms$^{-1}$に増加\ミクロン。
暗い宇宙からの痕跡としての成層圏温度異常
| Title |
Stratospheric_temperature_anomalies_as_imprints_from_the_dark_Universe |
| Authors |
K._Zioutas_(1),_A._Argiriou_(1),_H._Fischer_(2),_S._Hofmann_(3),_M._Maroudas_(1),_A._Pappa_(1)_and_Y.K._Semertzidis_(4)_((1)_Patras,_(2)_Freiburg,_(3)_Munich,_(4)_Daejeon) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11006 |
暗い宇宙の顕現は、予期しない大規模な天文観測から始まりました。ここでは、成層圏で毎年観測される温度異常のように、小規模な異常の原因を調査しています。予想外に、私たちは毎日の成層圏温度分布の惑星の関係を観察します。そのスペクトル形状は、同時の太陽活動、または大気への影響が明白な太陽EUV放射と一致しません。この行動は、エクソソラ起源の追加のエネルギー源を指しています。そのような観測の背後にある実行可能な概念は、低速の目に見えない物質の地球に向かって太陽系によって可能な重力集束に基づいています。成層圏に目立った影響を与えることができないアキシオンやWIMPなどの通常の暗黒物質候補と区別するために、暗黒宇宙からの一般的な構成要素を不可視物質として表します。観測されたピーク惑星関係は、それ自体では従来の説明を除外します。時々観測される温度上昇の背後にあるのは、少し遮蔽された上部成層圏（オーバーヘッドが約1gr/cm2）の何らかの何らかの形で強く相互作用する目に見えないストリーミング物質だけです。また、関連するエネルギー沈着O（W/m2）も推定します。これは、11年間の太陽サイクルにわたって変動します。ダークユニバースが相互作用していないと広く考えられている絵の場合、この新しいエキソソーラエネルギーは巨大です。大気は何十年もの間途切れることなく監視されているため、組み込みの時空間分解能と太陽系が信号増幅器として一時的に機能することにより、暗い宇宙の新しい低しきい値検出器として寄生的に機能することもできます。将来的には、たとえば異常電離層や、一時的な突然の成層圏温暖化など、より多くの観測結果を分析することで、想定された目に見えないストリームの性質を解読できるようになります。
2018年の出現における21P / Giacobini-Zinner彗星の高解像度光学分光観測
| Title |
High-resolution_optical_spectroscopic_observations_of_comet_21P/Giacobini-Zinner_in_Its_2018_apparition |
| Authors |
Yoshiharu_Shinnaka,_Hideyo_Kawakita,_Akito_Tajitsu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11008 |
21P/Giacobini-Zinner彗星は、そのダスト粒子の化学的および物理的特性の観点から見た特異な彗星です。彗星の光学的高解像度分光観測を行っています。禁制酸素線（557.7、630.0、636.4nm）の強度比、および水カチオン（H$_2$O$^+$）とアミドゲンラジカル（NH$_2$）のオルソ対パラ存在比（OPR））は、アミドゲンラジカルの$^{14}$N/$^{15}$Nの上限のみが制限されている間に取得されます。H$_2$O$^+$とNH$_2$のOPRは他の彗星のOPRと似ていますが、これらのOPRの本当の意味はまだ議論されています。酸素原子の禁制輝線の観測に基づいて、この彗星はCO$_2$が枯渇していると結論付けることができます。近赤外線領域で見られる他の高揮発性種の枯渇と、彗星21P/Giacobini-Zinnerでの複雑な有機物の存在を考慮すると、この彗星は、他の彗星と比べて太陽系星雲の暖かい領域で形成されるかもしれません。
天王星と海王星の揮発性物質の発生源貯留層を特定するための主要な大気サイン
| Title |
Key_Atmospheric_Signatures_for_Identifying_the_Source_Reservoirs_of_Volatiles_in_Uranus_and_Neptune |
| Authors |
O._Mousis,_A._Aguichine,_D.H._Atkinson,_S.K._Atreya,_T._Cavali\'e,_J.I._Lunine,_K.E._Mandt,_T._Ronnet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11061 |
氷の巨人の大気への揮発性物質のいくつかの配送シナリオの濃縮パターンを調査します。リモートで行われた唯一の十分に制約された決定、すなわち炭素存在量の測定は、それらのエンベロープが非常にスーパーソーラー金属性、すなわち2つに近い原始太陽系星雲の桁を超える桁。コア降着モデルの枠組みでは、これらの惑星への固体形態（アモルファス氷、クラスレート、純粋な凝縮物）の揮発性物質の送達のみが、それらのエンベロープの見かけのスーパーソーラー金属性を説明できます。対照的に、さまざまなスノーラインを通る氷の粒子の内側へのドリフトのため、蒸気の形で揮発性物質の供給を引き起こすすべてのメカニズムは、天王星と海王星のエンベロープにおける太陽下の存在量を予測します。また、ディスクの不安定性メカニズムが太陽系で疑わしいままであっても、2つの惑星がH-Heエンベロープの侵食を受けたと仮定すると、天王星と海王星で観測されたスーパーソーラー金属性と一致する可能性があります。考慮された各配信シナリオから導出された濃縮パターンは、大気侵入プローブによる将来の現場測定を解釈するのに役立つはずです。
遅い流星のスペクトルにおけるナトリウム増強とNaに富む流星体の起源について
| Title |
On_the_sodium_enhancement_in_spectra_of_slow_meteors_and_the_origin_of_Na-rich_meteoroids |
| Authors |
Pavol_Matlovi\v{c},_Juraj_T\'oth,_Leonard_Korno\v{s},_Stefan_Loehle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11109 |
17Na強化およびNa豊富な流星のサンプルで検出されたNa/Mg比は、取得したスペクトル、軌道、および構造データに基づいて調査されます。私たちは、カナリア諸島で観測された高解像度スペクトルによって補足された中型隕石の調査で得られたAMOSネットワークの流星観測を利用します。次に、地上の流星観測を、高エンタルピープラズマ風洞内の既知の隕石サンプルのシミュレートされたアブレーションの高解像度エシェルスペクトルと比較します。ほとんどのNa強化およびNaリッチスペクトルは、低アブレーション温度に関連する低流星速度の影響によって説明でき、一般に実際の隕石組成を反映しないことがわかりました。低流星速度をシミュレートする実験室実験で得られたスペクトルは、隕石の組成に関係なく、対応するNaに富むプロファイルを示します。速度が$\約$10km/sのHタイプの普通のコンドライトの場合、Na線の強度が40から95倍に増加すると推定します。動的分析により、Naに富むすべての流星がアポロで発生したことが明らかになりましたタイプの軌道と一貫したコンドライトの材料強度を示します。Naが強化されたNaが豊富な隕石の分類をより明確にするために、スペクトルクラス間の新しい速度依存の境界を提案します。5つの彗星隕石で2つのペルセウス、$\alpha$-Capricornid、$\nu$-Draconidおよび散発性の5つの彗星隕石で実際の組成Naの強化が確認されました。2つのNa強化パーセイドは、物質強度の増加と関連しており、揮発性成分の検出された増加が、流星構造に影響を与えていることを示唆しています。
太陽のような明るい星HD 108236がホストする超地球と3つのサブネプチューンのTESS発見
| Title |
TESS_discovery_of_a_super-Earth_and_three_sub-Neptunes_hosted_by_the_bright,_Sun-like_star_HD_108236 |
| Authors |
Tansu_Daylan,_Kartik_Pingle,_Jasmine_Wright,_Maximilian_N._Guenther,_Keivan_G._Stassun,_Stephen_R._Kane,_Andrew_Vanderburg,_Daniel_Jontof-Hutter,_Joseph_E._Rodriguez,_Avi_Shporer,_Chelsea_Huang,_Tom_Mikal-Evans,_Mariona_Badenas-Agusti,_Karen_A._Collins,_Benjamin_Rackham,_Sam_Quinn,_Ryan_Cloutier,_Kevin_I._Collins,_Pere_Guerra,_Eric_L._N._Jensen,_John_F._Kielkopf,_Bob_Massey,_Richard_P._Schwarz,_David_Charbonneau,_Jack_J._Lissauer,_Jonathan_M._Irwin,_Ozgur_Basturk,_Benjamin_Fulton,_Abderahmane_Soubkiou,_Steve_Howell,_Carl_Ziegler,_Cesar_Briceno,_Nicholas_Law,_Andrew_W._Mann,_Nic_Scott,_Elise_Furlan,_David_R._Ciardi,_Rachel_Matson,_Coel_Hellier,_David_R_Anderson,_R._Paul_Butler,_Jeffery_D._Crane,_Joanna_K._Teske,_Steve_Schectman,_George_R._Ricker,_Roland_Vanderspek,_S._Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Zach_Berta_Thompson,_Luke_Bouma,_Willie_Fong,_Gabor_Furesz,_Christopher_E._Henze,_Ed_Morgan,_Elisa_Quintana,_Eric_B._Ting,_Joseph_D._Twicken |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11314 |
通過する太陽系外惑星観測衛星（TESS）のデータを使用して、近くの明るい太陽のような（G3V）星HD〜108236がホストする4つの太陽系外惑星の発見と検証について報告します。TESSObjectofInterest（TOI）1233としても知られるHD〜108236を通過するオブジェクトの惑星の性質を検証するために、トランジット測光、偵察、正確なドップラー分光法、および高解像度イメージングを紹介します。最も内側の惑星は、-岩だらけの超地球で、周期は$3.79523_{-0.00044}^{+0.00047}$日で、半径は$1.586\pm0.098$$R_\oplus$です。外惑星はサブネプチューンで、ガス状のエンベロープがあり、半径は$2.068_{-0.091}^{+0.10}$$R_\oplus$、$2.72\pm0.11$$R_\oplus$、および$3.12_{です。-0.12}^{+0.13}$$R_\oplus$、期間$6.20370_{-0.00052}^{+0.00064}$日、$14.17555_{-0.0011}^{+0.00099}$日、$19.5917_{-それぞれ0.0020}^{+0.0022}$日。VとK$_{\rms}$の等級がそれぞれ9.2と7.6であるため、明るいホストスターは通過する惑星を質量測定に、そして場合によっては透過分光法による大気の特性評価に有利なターゲットにします。HD〜108236は、4つ以上の通過する太陽系外惑星をホストすることが知られている、視覚（V）バンドで最も明るい太陽のような星です。発見された惑星は広範囲の惑星半径と平衡温度に及び、太陽のような星からの日射の共通の歴史を共有しています（$R_\star=0.888\pm0.017$R$_\odot$、$T_{\rmeff}=5730\pm50$K）、HD108236は惑星の形成と進化のモデルをテストするための刺激的で好都合な宇宙実験室になっています。
KELT-9bの昼側からの中性鉄の輝線-TNG XXでHARPS-Nを使用したGAPSプログラム
| Title |
Neutral_Iron_Emission_Lines_From_The_Day-side_Of_KELT-9b_--_The_GAPS_Programme_With_HARPS-N_At_TNG_XX |
| Authors |
L._Pino,_J.M._D\'esert,_M._Brogi,_L._Malavolta,_A._Wyttenbach,_M._Line,_J._Hoeijmakers,_L._Fossati,_A._S._Bonomo,_V._Nascimbeni,_V._Panwar,_L._Affer,_S._Benatti,_K._Biazzo,_A._Bignamini,_F._Borsa,_I._Carleo,_R._Claudi,_R._Cosentino,_E._Covino,_M._Damasso,_S._Desidera,_P._Giacobbe,_A._Harutyunyan,_A._F._Lanza,_G._Leto,_A._Maggio,_J._Maldonado,_L._Mancini,_G._Micela,_E._Molinari,_I._Pagano,_G._Piotto,_E._Poretti,_M._Rainer,_G._Scandariato,_A._Sozzetti,_R._Allart,_L._Borsato,_G._Bruno,_L._Di_Fabrizio,_D._Ehrenreich,_A._Fiorenzano,_G._Frustagli,_B._Lavie,_C._Lovis,_A._Magazz\`u,_D._Nardiello,_M._Pedani,_R._Smareglia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11335 |
太陽系外惑星の大気からの原子輝線の最初の検出を提示します。KELT-9b（Teq$\sim$4、000K）の日側から中性鉄線を検出します。TelescopioNazionaleGalileoに取り付けられたHARPS-Nスペクトログラフ（R$\sim$115、000）と一晩中に観測された数千のスペクトル分解線を組み合わせました。バイナリマスクの相互相関分析から惑星パラメータを抽出するための新しい統計的アプローチを紹介します。また、寄与関数の概念を高スペクトル分解能観測のコンテキストに適合させ、検出された放出が発生する惑星大気の場所を特定します。恒星G2バイナリマスクと交差する平均惑星線プロファイルは、惑星プラス恒星連続体（惑星連続体に対して40$\pm$5$\％$）に対して84$\pm$14ppmのコントラストで放出で発見されましたのみ）。この結果は、大気の熱の逆転の存在を明確に示しています。最後に、以前に公開されたモデル化された温度プロファイル（Lothringeretal。2018）を想定すると、恒星の値の数倍と一致する鉄の存在量がデータをよく説明していることがわかります。このシナリオでは、鉄の放出は$10^{-3}$-$10^{-5}$バーレベルで発生します。
GOGREENサーベイ：1.0
| Title |
The_GOGREEN_Survey:_A_deep_stellar_mass_function_of_cluster_galaxies_at_1.0 |
| Authors |
Remco_F._J._van_der_Burg,_Gregory_Rudnick,_Michael_L._Balogh,_Adam_Muzzin,_Chris_Lidman,_Lyndsay_J._Old,_Heath_Shipley,_David_Gilbank,_Sean_McGee,_Andrea_Biviano,_Pierluigi_Cerulo,_Jeffrey_C._C._Chan,_Michael_Cooper,_Gabriella_De_Lucia,_Ricardo_Demarco,_Ben_Forrest,_Stephen_Gwyn,_Pascale_Jablonka,_Egidijus_Kukstas,_Danilo_Marchesini,_Julie_Nantais,_Allison_Noble,_Irene_Pintos-Castro,_Bianca_Poggianti,_Andrew_M._M._Reeves,_Mauro_Stefanon,_Benedetta_Vulcani,_Kristi_Webb,_Gillian_Wilson,_Howard_Yee,_Dennis_Zaritsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10757 |
豊富な初期環境における銀河のジェミニ観測（GOGREEN）調査から得られた、1.0<z<1.4の11個の銀河クラスターにおける星形成銀河と恒星銀河の恒星質量関数（SMF）を調べます。500時間を超えるGemini/GMOS分光法と一連の観測所で行われたディープマルチバンド測光に基づいて、SMFを10^9.7Msun（星形成銀河の場合は10^9.5Msun）の恒星質量限界までプローブします。）。この初期の時代では、静止銀河の割合は、同じ赤方偏移のフィールドと比較して、クラスター内ですでに非常に高くなっています。クエンチ過剰率（QFE）は、野外で星を形成する銀河の割合を表しますが、その環境のためにクエンチされます。QFEは質量に強く依存し、Mstar=10^9.7Msunでの30％からMstar=10^11.0Msunでの80％に増加します。それにもかかわらず、星形成銀河と静止銀河の2つの個別の銀河タイプのSMFの形状は、クラスターとフィールド間で同一であり、統計的精度が高いです。それでも、異なる静止画分とともに、クラスター内の低質量銀河の相対的な不足により、環境に依存する総銀河SMFです。これらの結果は、ローカルユニバースの調査結果とは非常に対照的であり、したがって、初期に動作するには、大幅に異なる消光モードが必要です。これらの結果について、いくつかの一般的な消光モデルに照らして説明します。
ALPINE-ALMA [CII]調査：z〜4.4-5.8でのダスト減衰特性と不明瞭な星形成
| Title |
The_ALPINE-ALMA_[CII]_Survey:_Dust_Attenuation_Properties_and_Obscured_Star-Formation_at_z~4.4-5.8 |
| Authors |
Yoshinobu_Fudamoto,_P._A._Oesch,_A._Faisst,_M._Bethermin,_M._Ginolfi,_Y._Khusanova,_F._Loiacono,_O._Le_Fevre,_P._Capak,_D._Schaerer,_J._Silverman,_P._Cassata,_L._Yan,_R._Amorin,_S._Bardelli,_M._Boquien,_A._Cimatti,_M._Dessauges-Zavadsky,_S._Fujimoto,_C._Gruppioni,_N._P._Hathi,_E._Ibar,_G.C._Jones,_A._M._Koekemoer,_G._Lagache,_B.C._Lemaux,_R._Maiolino,_D._Narayanan,_F._Pozzi,_D._A._Riechers,_G._Rodighiero,_M._Talia,_S._Toft,_L._Vallini,_D._Vergani,_G._Zamorani,_E._Zucca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10760 |
赤方偏移〜4.4-5.8のメインシーケンスで分光的に確認された星形成銀河のダスト減衰特性を示します。私たちの分析は、ALMA大規模プログラムALPINEで取得した静止フレーム$158\、\rm{\mum}$での118銀河の遠赤外線連続体観測に基づいています。UVスペクトル勾配（$\beta$）、恒星の質量（$M_{\star}$）、および赤外線の過剰（IRX$=L_{\rm{IR}}/L_{\rm{UV}}$）。23個の銀河が$>3.5\、\sigma$の意味で連続体で個別に検出されます。検出と非検出の両方を使用してスタッキング分析を実行し、z〜4.4-5.8での平均ダスト減衰特性を調査します。個々の検出とスタックは、z〜5でのIRX-$\beta$の関係が、通常は低い赤方偏移（z<4）で見られるよりも急なダスト減衰曲線と一致していることを示しています。減衰曲線は、小さなマゼラン雲（SMC）の消光曲線の減衰曲線と似ているか、それよりも急です。赤方偏移の関数としてのIRX-$\beta$関係のこの系統的な変化は、$z>4$でのダスト減衰特性の進化を示唆しています。同様に、私たちの銀河は、かなりの散乱はあるものの、$z\lesssim4$で以前に調査されたIRX-$M_{\star}$関係と比較して、固定質量で平均して最大1dexのIRX値を持っていることがわかります。これは、赤方偏移が低い場合よりも、星形成の不明瞭な部分が少ないことを意味します。私たちの結果は、$z\gtrsim4$でのUV選択星形成銀河のダスト特性は、（i）$z\lesssim4$でよりも急な減衰曲線、および（ii）ダスト形成の急速に減少するダスト形成部分によって特徴付けられることを示唆しています赤方偏移の関数として。それにもかかわらず、このUVで選択されたサンプルの中でも、z〜5-6の巨大銀河（$\logM_{\star}/M_\odot>10$）はすでに$\sim45\％$の星形成の不明瞭な部分を示しています、再イオン化の時代の間にダストの急速な蓄積を示しています。
CHAOS V：M101における組換えラインの炭素存在量
| Title |
CHAOS_V:_Recombination_Line_Carbon_Abundances_in_M101 |
| Authors |
Evan_D._Skillman,_Danielle_A._Berg,_Richard_W._Pogge,_John_Moustakas,_Noah_S._J._Rogers_and_Kevin_V._Croxall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10765 |
CHAOSプロジェクトは、銀河の半径の関数として金属性の分散をより正確に決定するために直接存在量を使用するために、近くの渦巻銀河のLBTHII領域スペクトルの大規模なデータベースを構築しています。ここでは、M101の10HII領域で検出されたCII$\lambda$4267放出のCHAOSLBT観測を提示し、新しい光イオン化モデルベースのイオン化補正係数を使用して、これらの測定値を総炭素量に変換します。文献からのM101CII組換え線観察との比較は、優れた一致を示し、-0.37+/-0.06dex/R_eのlog（C/H）の比較的急な勾配を測定します。C/Nの観測値はlog（C/N）=0.84の一定値と一致し、分散は0.09dexにすぎません。これは、CとNの異なる元素合成源を考えると、理解するのが難しいことです。また、N/O対O/Hをプロットする場合、CII$\lambda$4267が検出されたすべてのHII領域は、特定のO/O値でのN/Oのばらつきが最小になるN/O存在量を示します。H.かすかな再結合線の検出に必要な高い表面輝度がHII領域の若さの指標として解釈される場合、これは最も若いHII領域での窒素汚染の欠如を示している可能性があります。今後、CHAOSプロジェクトにより、銀河系外のHII領域におけるCII$\lambda$4267測定の総数が大幅に増えることが予想されます。
ALPINE-ALMA [CII]調査：[CII]が追跡した初期宇宙における分子ガス収支
| Title |
The_ALPINE-ALMA_[CII]_survey:_Molecular_gas_budget_in_the_Early_Universe_as_traced_by_[CII] |
| Authors |
M._Dessauges-Zavadsky,_M._Ginolfi,_F._Pozzi,_M._B\'ethermin,_O._Le_F\`evre,_S._Fujimoto,_J._D._Silverman,_G._C._Jones,_D._Schaerer,_A._L._Faisst,_Y._Khusanova,_Y._Fudamoto,_P._Cassata,_F._Loiacono,_P._L._Capak,_L._Yan,_R._Amorin,_S._Bardelli,_M._Boquien,_A._Cimatti,_C._Gruppioni,_N._P._Hathi,_E._Ibar,_A._M._Koekemoer,_B._C._Lemaux,_D._Narayanan,_P._A._Oesch,_G._Rodighiero,_M._Romano,_M._Talia,_S._Toft,_L._Vallini,_D._Vergani,_G._Zamorani,_E._Zucca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10771 |
一般的に使用されている分子ガストレーサーの検出が困難になるため、z>4での通常の銀河の分子ガス含有量は十分に制約されません。分子ガストレーサーとして最近提案された[CII]158um明度を使用して、z=4.4〜5.9の主系列星形成銀河の大規模なサンプルの分子ガス含有量を推定し、中央の恒星質量は10^です。9.7Msun、初期の[ALPINE]調査で[CII]を調査するためのALMAラージプログラムから引き出されました。[CII]光度、動的質量、および静止フレーム158umの連続体から推定された静止フレーム850umの光度に由来する分子ガス質量間の一致は、サンプルの分子ガスの信頼できるトレーサーとして[CII]をサポートします。分子ガス枯渇タイムスケールのz=0からz=5.9への連続的な減少が見られます。これは、z〜5.5で（4.6+/-0.8）x10^8年の平均値に達し、2-3倍短いだけです現代の銀河よりも。これは、分子ガスの割合が大幅に増加しない限り、高赤方偏移に向かって星形成効率が穏やかに向上することを示唆しています。私たちの推定では、以前に報告された分子ガスフラクションの上昇がz〜3.7を超えて平坦化し、z=4.4-5.9で63％+/-3の平均値を達成することが示されています。このガスフラクションの赤方偏移の進展は、特定の星形成率の1つと一致しています。マルチエポック存在量マッチングを使用して、10^13Msunハロー内のz=0天の川のような銀河と10^14Msunハロー内のより大規模なz=0銀河の前駆細胞の宇宙時間にわたるガスフラクションの進化を追跡します。興味深いことに、前者は宇宙時間とともにガスフラクションの単調減少を示し、後者はz=5.9からz〜2までの一定のガスフラクションとz<2での減少を示しています。3つの可能な影響、すなわち、流出、ガス供給の停止、および高効率の星形成について議論します。これらは、後者の巨大銀河のガス分率プラトーに共同で寄与する可能性があります。
$ \ Lambda $ CDMハローのさまざまなフィードバック誘導コアサイズをモデル化するダークマタープロファイル
| Title |
A_dark_matter_profile_to_model_diverse_feedback-induced_core_sizes_of_$\Lambda$CDM_haloes |
| Authors |
Alexandres_Lazar,_James_S._Bullock,_Michael_Boylan-Kolchin,_T.K._Chan,_Philip_F._Hopkins,_Andrew_S._Graus,_Andrew_Wetzel,_Kareem_El-Badry,_Coral_Wheeler,_Maria_C._Straight,_Du\v{s}an_Kere\v{s},_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Alex_Fitts_and_Shea_Garrison-Kimmel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10817 |
FIRE-2銀河形成物理でシミュレーションされた54個の銀河ハローの冷たい暗黒物質密度プロファイルを分析し、それぞれがハロービリアル半径の$0.5\％$以内で解決されました。これらのハローには、非常にかすかな矮星（$M_\star\simeq10^{4.5}M_{\odot}$）から最大の渦巻（$M_\star\simeq10^{11}M_{までの範囲の質量を持つ銀河が含まれています。\odot}$）であり、芯のあるものとカスプなものの両方の密度プロファイルがあります。標準のEinastoフォームを拡張する新しい解析密度プロファイルを使用して結果を特徴付け、解決された最内半径で顕著な一定密度のコアを可能にします。コア半径パラメーター$r_{c}$を1つ追加すると、この{\emcore-Einasto}プロファイルは、フィードバックの影響を受ける暗黒物質ハローの形状と正規化を特徴付けることができます。観測値との比較を可能にするために、$r_{c}$および他のプロファイルパラメータのフィッティング関数を$M_\star$および$M_{\star}/M_{\rmhalo}$の両方の関数として提供します。文献で行われた同様の研究と一致して、暗黒物質コアの形成は、特徴的な恒星質量とハロ質量の比$M_\star/M_{\rmhalo}\simeq5\times10^{で最も効率的であることがわかります-3}$、または$M_{\star}\sim10^9\、M_{\odot}$、コアはおおよそ銀河の半分の光の半径のサイズ、$r_{c}\simeq1-5$kpc。さらに、$M_{\star}/M_{\rmhalo}<5\times10^{-4}$または$M_の銀河の半径$\gtrsim100\\rmpc$でのコア形成の証拠は見つかりません\star\lesssim10^6\、M_{\odot}$。天の川サイズの銀河の場合、バリオン収縮により、ハローは暗黒物質だけが走るよりも、恒星の半分の光の半径で著しく集中して密になります。ただし、天の川のスケールでも、FIRE-2銀河の形成では、サイズが$\simeq0.5-2$kpcの小さな暗黒物質コアが生成されます。天の川の暗黒物質ハローにある${\sim}2$kpcコアの最近の証拠は、この期待と一致しています。
VEGAS調査によるIC1459グループの超拡散銀河
| Title |
Ultra_Diffuse_Galaxies_in_the_IC1459_Group_from_the_VEGAS_Survey |
| Authors |
Duncan_A._Forbes,_Bililign_T._Dullo,_Jonah_Gannon,_Warrick_J._Couch,_Enrichetta_Iodice,_Marilena_Spavone,_Michele_Cantiello_and_Pietro_Schipani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10855 |
VEGAS調査からの深いg、r、iイメージングを使用して、IC1459グループの超拡散銀河（UDG）を検索しました。それらがグループメンバーであると仮定して、測定の不確実性の範囲内でUDG基準に一致する物理的なサイズと表面の明るさを持つ9つの銀河を特定します。それらの平均色はg--i=0.6で、恒星の質量は$\sim$10$^8$M$_{\odot}$です。いくつかの銀河には、コンパクトオブジェクトの関連システムがあるようです。球状星団。2つのUDGには中央の明るい核があり、3番目のUDGには顕著な二重核があることがわかります。これは、UDGで最初に報告された二重核の検出であると思われます-その起源は現在不明です。
明るいz = 7クエーサーJ0252-0503の周りのかなり中性の銀河間媒体
| Title |
A_Significantly_Neutral_Intergalactic_Medium_Around_the_Luminous_z=7_Quasar_J0252-0503 |
| Authors |
Feige_Wang_(Steward_Observatory),_Frederick_B._Davies,_Jinyi_Yang,_Joseph_F._Hennawi,_Xiaohui_Fan,_Aaron_J._Barth,_Linhua_Jiang,_Xue-Bing_Wu,_Dale_M._Mudd,_Eduardo_Banados,_Fuyan_Bian,_Roberto_Decarli,_Anna-Christina_Eilers,_Emanuele_Paolo_Farina,_Bram_Venemans,_Fabian_Walter,_Minghao_Yue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10877 |
明るい$z\ge7$クエーサーは、再イオン化の時代（EoR）における超大質量ブラックホール（SMBH）と銀河間媒質（IGM）の進化を直接探査します。IGMの中性水素によって刻印されたLy$\alpha$減衰翼吸収は、単一のEoRクエーサースペクトルで検出でき、その視線に向かうIGM中性画分の測定を可能にします。ただし、減衰翼の機能は、以前の研究で2つの$z>7$クエーサーでのみ検出されました。このペーパーでは、Keck/NIRESおよびGemini/GMOSで取得した$z=7.00$クエーサーDESJ025216.64--050331.8の新しい高品質の光学および近赤外分光法を紹介します。MgIIシングルエポックビリアルメソッドを使用することにより、$\rm（1.39\pm0.16）\times10^{9}〜M_\odot$SMBHをホストし、エディングトン比$\lambda_{\rmEdd}=0.7\pm0.1$、他の明るい$z\sim7$クエーサーで見られる値と一致します。さらに、スペクトルのLy$\alpha$領域は、強力な減衰翼吸収機能を示します。クエーサースペクトルに関連する金属吸収がないことは、この吸収が中性IGMによって刻印されることを示しています。Daviesらが開発した最新のモデルを使用して、$\langlex_{\rmHI}\rangle=0.70^{+0.20の$z=7$で体積平均中性水素フラクションを測定します}_{-0.23}（^{+0.28}_{-0.48}）$は、クエーサーの寿命が$10^3\let_{\rmQ}\le10^8$を超えてマージナライズすると、68％（95％）の信頼区間内にありますyr。これは、再イオン化時代のクエーサースペクトルを使用して測定された、最高のIGM中性画分です。
ISMの金属性と存在パターンが超新星フィードバックに及ぼす影響
| Title |
The_Effects_of_Metallicity_and_Abundance_Pattern_of_the_ISM_on_Supernova_Feedback |
| Authors |
Platon_I._Karpov,_Davide_Martizzi,_Phillip_Macias,_Enrico_Ramirez-Ruiz,_Anne_N._Kolborg,_Jill_P._Naiman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10974 |
超新星（SN）フィードバックは、銀河の進化において重要な役割を果たします。現代の宇宙シミュレーションは銀河内の主要な構造を捉えていますが、SN残骸の詳細な進化など、小規模な恒星のフィードバックを研究するのに十分な解像度を提供するのに苦労しています。したがって、低金属量までめったに拡張されないサブグリッドモデルを想定し、標準的な太陽存在量パターンを日常的に使用するモデルを想定することは一般的な方法です。1次元流体力学シミュレーションの助けを借りて、これらのモデルを拡張して、天の川の星のスペクトルから導き出された低金属性および非太陽存在量パターンを考慮します。そのために、シンプルでありながら効果的なフレームワークが開発され、太陽光以外の豊富なパターンの冷却機能が生成されます。以前の処理では、低メタラリティでのSNフィードバックが著しく過剰に予測され、SN残骸の進化における無視できない変化が$coolingで最大$\約50\％$であることを示しています。mass$と$\momentum\の$\約27\％$;注入\;から\;SN\;remnants$は、太陽以外の存在パターンから生じます。シミュレーションを使用して、これらの結果を金属性と豊富なパターンの変動の関数として定量化し、傾向を正確に説明する分析式を提示します。これらの式は、宇宙流体力学シミュレーションでSNフィードバックのサブグリッドモデルとして機能するように設計されています。
Gaia DR2を使用した天の川バーからのトルクの定量化
| Title |
Quantifying_torque_from_the_Milky_Way_bar_using_Gaia_DR2 |
| Authors |
Rain_Kipper,_Peeter_Tenjes,_Taavi_Tuvikene,_Punyakoti_Ganeshaiah_Veena,_Elmo_Tempel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10986 |
軌道弧法を適用することにより、GaiaDR2を使用して、天の川バーの質量とそれが引き起こすトルクを決定します。これに基づいて、重力加速度が私たちの銀河の中心に向けられているのではなく、それから数度離れていることに気づきました。接線方向の加速度成分は銀河のバーによって発生することを提案します。私たちのモデルに基づく計算は、太陽の周りの領域が経験するトルクは、太陽の質量あたり$\約2400\、km^2s^{-2}$であることを示唆しています。棒の質量推定は$\sim1.6\pm0.3\times10^{10}M_\odot$です。GaiaDR2からの大幅に改善されたデータを使用して、oPDF法（Hanetal。2016）をローカルに適用することで加速度場を非常に正確に計算し、距離内の$\sim4\times10^5$星の位相空間座標を使用しました太陽からの0.5kpc。軌道円弧法では、最初のステップは、加速度場を推測し、指定された領域内のすべての星に対してこの加速度を使用して恒星軌道を再構築することです。次に、全体の位相空間分布が変化したかどうかを確認するために、星が軌道に沿って再分布されます。開始時と同じ新しい位相空間分布をもたらす加速フィールドが見つかるまで、このプロセスを繰り返します。その後、本当の根本的な加速を回復しました。
アストラエウスII：再イオン化の時代における宇宙の変動の影響の定量化
| Title |
Astraeus_II:_Quantifying_the_impact_of_cosmic_variance_during_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
Graziano_Ucci,_Pratika_Dayal,_Anne_Hutter,_Gustavo_Yepes,_Stefan_Gottl\"ober,_Laurent_Legrand,_Laura_Pentericci,_Marco_Castellano,_Tirthankar_Roy_Choudhury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11096 |
ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）や広視野赤外線観測望遠鏡（WFIRST）などの次世代望遠鏡を使用すると、宇宙の最初の10億年をかつてないほど詳細に研究できます。この作業では、ASTRAEUS（N-bodydArkmattErsimUlationSでの銀河形成と再イオン化の半数的放射伝達結合）フレームワークを使用して、銀河形成と再イオン化（広範囲の再イオン化フィードバックモデル）を結合し、宇宙を推定しますJWST調査でUV輝度関数（UVLF）および恒星質量関数（SMF）で予測される分散。さまざまな再イオン化シナリオが宇宙の分散において小さな役割を果たすことがわかります。ほとんどの宇宙分散は、根底にある密度場によって完全に駆動され、JADES深部調査（深部）のz=12（6）でM$_{UV}\sim$-17.5（-20）に対して100％以上に増加しますJWSTの高度な銀河系外測量、面積46分角$^2$）;宇宙の分散は、大体赤方偏移とは無関係に、調査領域が増えると減少します。LymanBreakGalaxies（LBGs）UVLFのかすかな端の勾配が再イオン化フィードバックの増加に伴ってますます浅くなり、JWST観測がz>9での再イオン化フィードバックの異なるモデルをどのように区別できるかを示します分散。また、EoR中のライマンブレイク銀河の環境（密度および電離場に関して）も示します。最後に、関心のある読者がさまざまな赤方偏移と調査領域の宇宙分散を計算できるようにする公開ソフトウェアツールも提供します。
Giant Radio Galaxy NGC 6251の低周波観測
| Title |
Low-frequency_observations_of_the_Giant_Radio_Galaxy_NGC_6251 |
| Authors |
T._M._Cantwell,_J._D._Bray,_J._H._Croston,_A._M._M._Scaife,_D._D._Mulcahy,_P._N._Best,_M._Bruggen,_G._Brunetti,_J._R._Callingham,_A._O._Clarke,_M._J._Hardcastle,_J._J._Harwood,_G._Heald,_V._Heesen,_M._Iacobelli,_M._Jamrozy,_R._Morganti,_E._Orru,_S._P._O'Sullivan,_C._J._Riseley,_H._J._A._Rottgering,_A._Shulevski,_S._S._Sridhar,_C._Tasse,_C._L._Van_Eck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11104 |
ボーダーラインのFRI/FRII巨大電波銀河NGC6251の150MHzでのLOFAR観測を提示します。この論文では、これまでにこれらの周波数におけるNGC6251の最も高感度で最高解像度の画像を提示し、初めて低表面輝度を明らかにしました北葉への拡張、および南葉に関連する逆流の可能性。NGC6251のコンポーネントの統合スペクトルは、近くの電波銀河の他のLOFAR研究の結果と同様に、より高い周波数での以前の測定と一致しています。NGC6251の外部構造は、FRIではなくFRIIソースの構造と同様に、等分配またはわずかに電子が支配的であることがわかります。しかし、ジオメトリに関連する不確実性と、外部ローブのスケールでの外部圧力分布を決定するためのX線測定の外挿のため、この結論は暫定的なままです。$t\gtrsim250$Myrと$t\gtrsim210$Myrの北葉の延長と南葉の逆流の年齢にそれぞれ下限を設定します。NGC6251で150MHzでの最初の偏光検出を示します。LOFARの高いファラデー分解能を利用して、$B<0.2（\Lambda_B/10{\rmkpc}）^{-0.5}$\Lambda_B<60{\rmkpc}$のコヒーレンススケールの場合は\mu$G、$\Lambda_B=240$kpcの場合は$B<13\mu$G。
$ z \ sim $ 3.4-6.8におけるLAEおよびLBGの恒星個体群の相違点と類似点
| Title |
Differences_and_similarities_of_stellar_populations_in_LAEs_and_LBGs_at_$z\sim$_3.4_-_6.8 |
| Authors |
P._Arrabal_Haro_(1,2),_J._M._Rodr\'iguez_Espinosa_(1,2),_C._Mu\~noz-Tu\~n\'on_(1,2),_D._Sobral_(3),_A._Lumbreras-Calle_(1,2),_M._Boquien_(4),_A._Hern\'an-Caballero_(5),_L._Rodr\'iguez-Mu\~noz_(6),_B._Alcalde_Pampliega_(7,8)_((1)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias_(IAC),_La_Laguna,_Spain,_(2)_Departamento_de_Astrof\'isica,_Universidad_de_La_Laguna,_La_Laguna,_Spain,_(3)_(3)_Department_of_Physics,_Lancaster_University,_Lancaster,_UK,_(4)_Centro_de_Astronom\'ia_(CITEVA),_Universidad_de_Antofagasta,_Antofagasta,_Chile,_(5)_Centro_de_Estudios_de_F\'isica_del_Cosmos_de_Arag\'on_(CEFCA),_Teruel,_Spain,_(6)_Dipartimento_di_Fisica_e_Astronomia,_Universit\`a_di_Padova,_Padova,_Italy,_(7)_Departamento_de_F\'isica_de_la_Tierra_y_Astrof\'isica,_Faultad_de_CC_F\'isicas,_Universidad_Complutense_de_Madrid,_Madrid,_Spain,_(8)_Isaac_Newton_Group_of_Telescopes_(ING),_Santa_Cruz_de_la_Palma,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11175 |
LAEとLBGの固有の恒星集団（SP）の違いは、初期の銀河の形成と進化を理解する上で重要な要素です。GOODS-Nフィールド上のHigh-$z$吸収赤とデッドソース（SHARDS）の調査から$3.4<z<6.8$で1,558ソースのサンプルに対して一連のSPバーストのようなモデルを実行しました。この作業は、サンプルの3つの異なる観測サブファミリー（LAE-LBG、no-Ly$\alpha$LBG、および純粋なLAE）の違いに焦点を当てています。シングルおよびダブルSP合成スペクトルを使用してSEDをモデル化し、ベイジアン情報基準を採用して、2番目のSPが必要な状況を分析しました。ソースは、ケースの$\sim79\％$で単一のSPを使用して適切にモデル化されていることがわかります。最良のモデルは、純粋なLAEは通常、若い低質量銀河（$t\sim26^{+41}_{-25}$Myr;$M_{\mathrm{star}}\sim5.6^{+12.0}_{-5.5}\times10^{8}\M_{\odot}$）、星形成の最初のバーストの1つを受けています。一方、no-Ly$\alpha$LBGには古いSP（$t\sim71\pm12$Myr）が必要であり、大幅に大きい（$M_{\mathrm{star}}\sim3.5\pm1。1\times10^{9}\M_{\odot}$）。LAE-LBGは、2番目のSPの追加をより頻繁に必要とするサブグループとして表示されます。これは、最近の強力な星形成エピソードに巻き込まれた古くて巨大な銀河を表しています。各$z$の各サブファミリーから見つかったソースの相対的な数は、純粋なLAEおよび単一のSPLAE-LBGからより大規模なLBGまでの進化シナリオをサポートします。恒星質量関数も導出され、宇宙時間による$M^{*}$の増加と、$z\への大幅な変更なしに$z\sim6$から$z\sim5$への低質量勾配の急勾配の可能性を見つけますsim4$。さらに、SFR-$M_{\mathrm{star}}$関係を導出し、$からの進化が無視できる$\mathrm{SFR}\proptoM_{\mathrm{star}}^{\beta}$動作を見つけましたz\sim4$から$z\sim6$まで。
Fornax矮小銀河のN体自己矛盾のない恒星ハローモデリング
| Title |
N-body_self-consistent_stars-halo_modelling_of_the_Fornax_dwarf_galaxy |
| Authors |
Galina_Shchelkanova,_Kohei_Hayashi,_Sergei_Blinnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11215 |
天の川銀河に関連するFornax矮小回転楕円体銀河のほぼ一貫した恒星ハローモデルを提示します。そのような衛星は暗黒物質に支配されており、システム内にガスはほとんどありません。したがって、これらは可視および暗黒物質のハロー成分を考慮したN体モデリングの優れたオブジェクトです。2つのNボディソースコードセットに基づいて、合計7つの動的モデルを実行します。それらの3つは、恒星コンポーネントの切り捨てられたKingモデルまたはPlummerモデルによってモデル化された回転楕円体と、低めのEvansダークハローモデルを含む自己矛盾のない実現によって作成されています。これらの成分は、エネルギー$E$および角運動量$L_z$のみの関数である分布関数によって与えられます。その他は、軌道計算に基づくAGAMAコードによって作成されます。N体モデルを可視オブジェクトに近づけるパラメーターを推測するために、速度異方性パラメーターを考慮したFornax銀河の流体力学的恒星暗モデルを使用します。AGAMAモデルは、結果の速度分散プロファイルと観測データとの最良の一致を示しています。
ライデン原子分子データベース（LAMDA）：現在の状況、最近の更新、および将来の計画
| Title |
The_Leiden_Atomic_and_Molecular_Database_(LAMDA):_Current_Status,_Recent_Updates,_and_Future_Plans |
| Authors |
Floris_van_der_Tak_(SRON_/_U_Groningen),_Fran\c{c}ois_Lique_(Le_Havre),_Alex_Faure_(Grenoble),_John_Black_(Chalmers),_Ewine_van_Dishoeck_(Leiden) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11230 |
ライデンの原子分子データベース（LAMDA）は、天体物理学および宇宙化学に関心のある分子、原子、およびイオンの分光学的情報と衝突速度係数を収集します。2005年の創設以来のデータベースの発展について説明し、近い将来の計画の概要を説明します。このようなデータベースは、その使用の性質と正確なデータの可用性の両方によって制約されます。ユーザーとデータのサプライヤー間の相乗効果を改善する方法を提案します。衝突断面積とレート係数の計算における最近のいくつかの進展を要約します。私たちは、スペクトルの中間および遠赤外線部分で動作する次期機器で天体物理学および宇宙化学をサポートするために必要な原子および分子データを検討します。
ブロードラインの低金属AGNであるSDSS J105621.45 + 313822.1の多波長観測
| Title |
Multi-wavelength_observations_of_SDSS_J105621.45+313822.1,_a_broad-line,_low-metallicity_AGN |
| Authors |
Jenna_M._Cann,_Shobita_Satyapal,_Thomas_Bohn,_Remington_O._Sexton,_Ryan_W._Pfeifle,_Christina_Manzano-King,_Gabriela_Canalizo,_Barry_Rothberg,_Mario_Gliozzi,_Nathan_J._Secrest,_Laura_Blecha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11295 |
太陽または超太陽の気相金属をもつ大規模な銀河とは対照的に、低金属の矮小銀河には、ごく少数の活動銀河核（AGN）が発見されています。そのような集団は、超大質量ブラックホールの起源についての洞察を提供することができます。ここでは、SDSSJ105621.45+313822.1の近赤外線分光法およびX線観測を報告します。これは、星形成銀河と一致する光学的狭線比であるが、H$\alpha$線と中線が広い低質量低金属銀河です。-AGNと一致する赤外線色。[SiVI]1.96$\mu$mの冠状線と、FWHMが$850\pm25$〜km〜s$^{-1}$の広いPa$\alpha$線を検出します。SDSSスペクトルに見られる光学的なブロードラインとコロナルラインとともに、質量$（2.2\pm1.3）\times10^{6}$〜M$_{\odot}の非常に降着するブラックホールの存在を確認します$、コロノラインの明度に基づいて$\約10^{44}$〜erg〜s$^{-1}$のボロメトリック明度で、非常に降着するAGNを意味します。チャンドラ観測により、$L_{\textrm{X、2-10keV}}=（2.3\pm1.2）\times10^{41}$〜erg〜s$^{-1}$の弱い核点源が明らかになりました。中赤外光度で予測されたものよりも$\sim2$桁低いため、AGNは光学スペクトルに広い線を示しているにもかかわらず、非常に不明瞭であることが示唆されています。J1056+3138の低いX線の光度と光学的な狭い線の比率は、低金属性の低質量領域でのAGNの探索で一般的に使用される診断の制限を強調しています。
TeVエクストリームブレーザー2WHSP J073326.7 + 515354の光学スペクトル特性評価
| Title |
Optical_spectral_characterization_of_the_the_TeV_extreme_blazar_2WHSP_J073326.7+515354 |
| Authors |
J._Becerra_Gonz\'alez,_J._A._Acosta-Pulido_and_R._Clavero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11359 |
ブレーザーの相対論的ジェットからの放出は、通常、それらの距離の決定と恒星の個体群の特徴付けに挑戦して、それらのホスト銀河を凌駕します。相対論的ジェットの放出の大部分がより高いエネルギーで放出され、ホスト銀河からの光放出を明らかにする極端なブレーザー（EHBL）の場合、状況はより有利になります。距離の決定は、特に銀河系外光との相互作用により歪んだ固有のガンマ線スペクトルを推定するために、ブレザーの固有の特性を研究するための基本です。この作業では、TeVエネルギーで検出された数少ないEHBLの1つである、光学バンド内の2WHSP〜J073326.7+515354ホスト銀河の特性について報告します。ソースの距離の最初の測定値$\mathrm{z}=0.06504\pm0.00002$（速度分散$\sigma=237\pm9\、\mathrm{kms^{-1}}$を提示します）。また、そのホスト銀河の恒星集団の詳細な研究を行います。質量加重平均恒星年齢は$11.72\pm0.06\、\mathrm{Gyr}$であり、平均メタラリティは$[M/H]=0.159\pm0.016$です。さらに、ホスト銀河の形態学的研究も行われます。表面輝度分布は、支配的な古典的なふくらみ（$R_e=3.77\pm1\arcsec$または同等の4.74〜kpc）と、アクティブな核に対応する未解決のソースの構成によってモデル化されます。ブラックホールの質量は、速度分散とバルジの絶対マグニチュードの両方の質量関係を使用して推定され、同等の結果が得られます：$（4.8\pm0.9）\times10^8\、M_{\odot}$と$（3.7\pm1.0）\times10^8\、M_{\odot}$、それぞれ。
超小型恒星クラスター：形態学的表現と分光測光モデル
| Title |
Hypercompact_stellar_clusters:_morphological_renditions_and_spectro-photometric_models |
| Authors |
Davide_Lena,_Peter_G._Jonker,_Jean_P._Rauer,_Svea_Hernandez,_and_Zuzanna_Kostrzewa-Rutkowska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11366 |
数値相対性理論は、ブラックホールと連星の合体が新たに形成されたブラックホールの反動を引き起こすことを予測し、そのような反動の証拠は、恒星質量のブラックホールの融合中に観測された重力波で発見されました。（超）大規模ブラックホールの反動は、超小型星団（HCSC）に存在すると予想されます。銀河集合のシミュレーションは、何百ものHCSCが天の川タイプの銀河のハローに存在するはずであり、天の川の周りのそれらの一部は、既存の調査の感度限界内の大きさを持つべきであることを予測します。しかし、ブラックホールとそのHCSCの反動は、まだ安全に識別されるのを待っています。最近および今後のデータベースの検索を可能にすることを目的として、既存の文献を改善して、質量10$^{5}$M$_{\odot}$のブラックホールにバインドされたHCSCの現実的な表現を作成します。青いストラグラーの集団の影響を含め、Pan-STARRSと今後の$Euclid$画像での外観をシミュレートします。また、広帯域スペクトルと対応する多波長色を導き出し、シミュレートされたHCSCの大部分が、星や銀河によって定義された色と色の軌跡に分類され、そのスペクトルは巨大なK型の星に似ていることがわかりました。クラスターのプロパティ、検索戦略、および可能な侵入者について説明します。
空の中で最もとらえどころのないラジオ遺物を発見：行為に巻き込まれた拡散衝撃加速？
| Title |
Discovering_the_most_elusive_radio_relic_in_the_sky:_Diffuse_Shock_Acceleration_caught_in_the_act? |
| Authors |
Nicola_T._Locatelli,_Kamlesh_Rajpurohit,_Franco_Vazza,_Fabio_Gastaldello,_Daniele_Dallacasa,_Annalisa_Bonafede,_Mariachiara_Rossetti,_Chiara_Stuardi,_Etienne_Bonassieux,_Gianfranco_Brunetti,_Marcus_Br\"uggen,_Timothy_Shimwell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10752 |
電波遺物の起源は、通常、拡散衝撃加速（DSA）または銀河団の融合衝撃における/からの電子の再加速によって説明されます。加速の場合は、マッハ数が少ない合併ショックの予測効率が低く、ほとんどの無線遺物で観測された電力を説明できないため、困難が伴います。この手紙では、LOFARを使用して銀河団Abell2249（$z=0.0838$）の周りに新しい巨大な無線遺物が発見されたことを紹介します。それはすべての既知の無線遺物のうち最も低い表面輝度を持っているので、それは特別です。我々は、uGMRT、JVLA、XMMを使用してLOFARデータを組み合わせたラジオとX線の特性を調査します。このオブジェクトの合計パワーは$L_{1.4\rmGHz}=4.1\pm0.8\times10^{23}$WHz$^{-1}$であり、統合されたスペクトルインデックス$\alpha=1.15\pm0.23$です。このラジオ遺物については、$B\geq0.4\、\mu$Gの磁化の下限、衝撃マッハ数$\mathcal{M}\約3.79$、およびDSAと一致する低い加速効率を推測します。この結果は、新世代の電波望遠鏡の前例のない感度のおかげで、失われた遺物が目に見えるようになる可能性があることを示唆しています。
ガウシアンプロセスでBlazarライトカーブの周期性を調べる
| Title |
Looking_at_Blazar_Light_Curve_Periodicities_with_Gaussian_Processes |
| Authors |
Stefano_Covino_(1),_Marco_Landoni_(1),_Angela_Sandrinelli_(1)_and_Aldo_Treves_(2)_((1)_INAF_/_Brera_Astronomical_Observatory,_(2)_University_of_Insubria) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10763 |
ブレザーフラックスの時間的分析は、これらの発生源の放出プロセスと物理学に関する推論を引き出す強力なツールです。最も一般的なケースでは、利用可能な光度曲線は不規則にサンプリングされ、ギャップの影響を受けます。さらに、相関ノイズの影響も受け、分析が複雑になります。ガウシアンプロセスは、サンプリングとノイズパターンによって特徴付けられる光度曲線における提案期間の統計的有意性を評価するための実行可能なツールを提供する場合があります。高エネルギー帯域と光帯域で、PG1553+113とPKS2155-304の可能性のある1年間の周期性の複数の主張がある2つのよく知られているブレザーの文献で提案されている期間の重要性を推測します。周期的なコンポーネントをモデリングに追加すると、分析された光度曲線のより良い統計的説明が得られます。PG1553+113の改善は、高エネルギーと光学の両方でかなり堅調ですが、高エネルギーのPKS2155-304の場合、改善はまだ説得力のある主張を可能にするほど強くなく、周期性の証拠は、光学。比較的計算が厳しいにもかかわらず、ガウス過程を使って光度曲線をモデル化することで、調査中のデータに関する豊富な情報を導き出し、天体物理学に関心のある光度曲線の独自の分析フレームワークを提案できます。
高速無線バーストの多波長対応
銀河系外高速バースト（FRB）を生成するエンジン、および放出が生成されるメカニズムは不明のままです。多くのFRBモデルは、迅速な多波長対応を予測します。これは、FRB現象のこれらの基本に関する知識を洗練するために使用できます。ただし、以前のいくつかの対象を絞った迅速なFRB対応の検索では検出が得られず、さらに予測に関して十分な感度に達していません。この作業では、さまざまな波長でのFRBカウンターパートのエネルギー出力と無線波長放射との比率$\eta$を推定する手法を示します。私たちの手法は、FRB集団のフルエンス分布と、光学バンドからTeVバンドへの高速トランジェントのいくつかの広視野ブラインド調査の結果を組み合わせます。既存の調査におけるすべての未分類の一時的なイベントがFRBの対応物である場合でも、以前の観測を改善する$\eta$の制約を提示します。FRBエンジンと排出メカニズムのいくつかのシナリオでは、FRBの対応物が既に検出されているはずであることがわかり、この手法が$\eta$の予測を正常にテストできることを示しています。ただし、FRBカウンターパートが未分類の一時的なイベントのカタログの中に潜んでいる可能性があります。私たちの手法はFRBフルエンス分布の現在の不確実性に対してロバストですが、$\eta$を正確に推定またはバインドするその最終的なアプリケーションでは、多波長調査データセットのすべての候補高速過渡事象を注意深く分析する必要があります。
ベイズ推定による超大規模バイナリーブラックホールの明確な同定に向けて
| Title |
Toward_the_unambiguous_identification_of_supermassive_binary_black_holes_through_Bayesian_inference |
| Authors |
Xing-Jiang_Zhu_(1_and_2),_Eric_Thrane_(1_and_2)_((1)_Monash,_(2)_OzGrav) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10944 |
サブパーセティック軌道分離での超大質量バイナリーブラックホールはまだ発見されていません。パルサータイミングアレイを使用したこのようなバイナリからのナノヘルツ重力波のグローバルハントと並行して、電磁サーベイから報告された候補のサンプルが増えてきました。特に、クエーサーの光学的光度曲線の周期的変動を検索しています。ただし、周期性の検索では、特にデータスパンが数信号サイクル未満の場合に、クエーサーの赤いノイズによる誤検出が発生しやすくなります。ここでは、赤ノイズの存在下でクエーサーの周期性を検出するためのベイズ法を紹介します。CatalinaReal-TimeTransientSurvey、All-SkyAutomatedforSupernovae（ASAS-SN）、LincolnNear-EarthAsteroidResearchのデータを使用して、この方法をバイナリ候補PG1302$-$102に適用します。ASAS-SNデータを含めることで検出の重要性が減少するという事実にもかかわらず、a）周期性に関して非常に強力なサポートがあり、ベイズ係数が$10^5$を超えていること、およびb）普及していることを示します。減衰ランダムウォークレッドノイズモデルは、99\％を超える信頼性があるため、好ましくありません。時系列データでの周期性検索の実際的な側面と、PG1302$-$102のバイナリブラックホールの性質への影響について説明します。最後に、超大規模なバイナリブラックホールの明確な識別を可能にする可能性がある将来の研究の概要を説明します。
機械学習技術を使用して、ハードフェルミLAT（3FHL）ソースの3番目のカタログで、不明なオブジェクトからパルサーのような候補を検索します
| Title |
Searches_for_Pulsar-like_Candidates_from_Unidentified_Objects_in_the_Third_Catalog_of_Hard_Fermi-LAT_(3FHL)_sources_with_Machine_Learning_Techniques |
| Authors |
C._Y._Hui_(1),_Jongsu_Lee_(1),_K.L._Li_(1,2,3),_Sangin_Kim_(1),_Kwangmin_Oh_(1),_Shengda_Luo_(4),_Alex_P._Leung_(4),_A._K._H._Kong_(3),_J._Takata_(5),_K._S._Cheng_(6)_((1)_Chungnam_National_University,_(2)_UNIST,_(3)_National_Tsing_Hua_University,_(4)_Macau_University_of_Science_and_Technology,_(5)_Huazhong_University_of_Science_and_Technology,_(6)_University_of_Hong_Kong) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10945 |
ハードフェルミLATソース（3FHL）の$3^{\rmrd}$カタログの未確認のオブジェクトからパルサーのような候補を検索した結果を報告します。$\sim98\％$の公称精度の機械学習ベースの分類スキームを使用して、200の未確認3FHLソースから27のパルサーのようなオブジェクトを識別キャンペーンに選択しました。アーカイブデータを使用して、X線源は、10個の3FHLパルサーのような候補の$\gamma-$rayエラー楕円内に見つかります。はるかに優れた制約付きX線位置のエラーサークル内で、対応する光学/赤外線を検索し、それらのスペクトルエネルギー分布を調べました。私たちの候補者リストの中で、最も安全な識別は、3FHLJ1823.3-1339およびそのX線対応物と球状星団Mercer5の関連付けです。ソースからの$\gamma-$raysは、母集団によって提供されます。クラスターに存在するミリ秒のパルサーの数。これにより、Mercer5は、$>10$GeVの放出を伴う、球状クラスターのゆっくりと成長するハード$\gamma-$ray集団の1つになります。ごく最近、分類スキームによって選択された別の候補3FHLJ1405.1-6118が、$13.7$日の軌道周期を持つ新しい$\gamma-$rayバイナリとして識別されました。短いチャンドラ観測を用いたX線分析により、$\sim1.4$時間の周期信号候補の可能性と、$\sim20$弧秒の長さの推定X線テールが見つかりました。その光学/赤外線対応物のスペクトルエネルギー分布は、7.7kpcの距離で$T_{\rmbb}\sim40000$Kおよび$R_{\rmbb}\sim12R_{\odot}$の黒体と一致します。これは、赤外分光法によって発見された初期のOスターとしてのその同定と一致しています。
ブラックホールX線バイナリGX 339-4の色とパターン
| Title |
Colors_and_patterns_of_black_hole_X-ray_binary_GX_339-4 |
| Authors |
Ilia_A._Kosenkov_(1_and_2),_Alexandra_Veledina_(1,_3,_4),_Valery_F._Suleimanov_(4,_5,_6),_Juri_Poutanen_(1,_3,_4)_((1)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Turku,_Finland,_(2)_St.Petersburg_State_University,_Russia,_(3)_Nordiata,_KTH_Royal_Institute_of_Technology_and_Stockholm_University,_Sweden,_(4)_Space_Research_Institute_of_the_RAS,_Russia,_(5)_Institut_f\"ur_Astronomie_und_Astrophysik,_Kepler_Center_for_Astro_and_Particle_Physics,_Universit\"at_T\"ubingen,_Germany,_(6)_Kazan_Federal_University,_Russia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11108 |
ブラックホールのX線連星は、光学/近赤外線範囲で非熱放射の兆候を示しています。2002年から2011年までの期間のGX339$-$4の光/近赤外線SMARTSデータを分析します。ソフトステートデータを使用して、降着円盤のソースおよび特性色温度に対する星間絶滅を推定します。通常のバーストのさまざまなスペクトル状態が色の大きさの図で同様の領域を占め、状態間の遷移が、観測された光度曲線の形態に大きな違いがあるにもかかわらず、同じトラックに沿って進むことを示します。バーストの減衰段階でのハードからソフト、ソフトからハードへの状態遷移とハード状態の典型的な期間を、それぞれ1週間、2週間、4週間と決定します。失敗したバーストは初期の段階で通常のバーストと簡単に区別できないことがわかりますが、ソースが$V$バンドで16等になると、ソフト状態に遷移します。降着円盤の寄与を差し引くことにより、ハード状態とソフト状態の間の遷移中に一定のほぼ平坦な形状を持つ非熱成分のスペクトルが得られます。光学波長および近赤外波長で見られるゆっくりと進化する非熱成分とは対照的に、中赤外スペクトルは短いタイムスケールで大きく変動し、カットオフが$10^{14}$Hz未満の顕著な超過を示す場合があります。ラジオから光スペクトルは、ジェット、ホットフロー、照射された降着円盤に対応する3つのコンポーネントを使用してモデル化できることを示します。
| Title |
LOFAR_detectability_of_prompt_low-frequency_radio_emission_during_gamma-ray_burst_X-ray_flares |
| Authors |
R.L.C._Starling_(Leicester)._A._Rowlinson_(UvA/ASTRON),_A.J._van_der_Horst_(GWU)_and_R.A.M.J._Wijers_(UvA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11209 |
長いガンマ線バーストでの迅速な放出は、大規模な星の崩壊中に作成された相対論的流出の内部から発生し、放射線が生成されるメカニズムは、磁気的または物質が支配的である可能性があります。この作業では、ガンマ線と低周波の両方の無線パルスを予測する、磁気が支配的なポインティングフラックスモデルの観測テストを提案します。長いガンマ線バーストの初期の光度曲線に共通する特徴は、X線フレアです。これは、ジェットの内部のサイトから発生することが示されています。これらのイベントを即時放出に帰するために、確立されたSwiftXRTフレアサンプルを取り、磁気支配の風モデルを適用して、このような無線設備で観測可能な〜100-200MHz帯域の対応する無線パルスのタイミングと磁束密度を予測しますロファーとして。調査されたX線フレアの44％が、LOFARの高速応答モードを使用して到達した典型的な感度と、星間および銀河間媒質での吸収と散乱の影響が無視できると仮定して、このモデルで検出可能な電波が放出されたことがわかります。LOFARにアクセス可能な、検出可能なラジオパルスを含むX線フレアを表示するSwiftガンマ線バーストの割合を推定します。LOFARトリガー観測は、ガンマ線バーストプロンプト放出の原因となる長い議論のメカニズムを確立する上で重要な役割を果たすことができると判断しました。
高速無線バーストを繰り返すための幾何学的説明
中性子星（NS）-コンパニオンシステムに関する幾何学的説明を提案し、周期的および非周期的に繰り返される高速無線バースト（FRB）を説明します。NSとそのコンパニオンの間の相互作用がFRBをトリガーできる重要なバイナリ分離$r_{\rmc}$があることを提案します。楕円軌道の最大と最小のバイナリ分離、つまり$r_{\rmmax}$と$r_{\rmmin}$が$r_{\rmmax}>r_{\rmc}>r_{\を満たす場合rmmin}$、バイナリの軌道運動は周期的にFRBを引き起こす可能性があり、NSとコンパニオンが楕円軌道で十分に接近したときの相互作用により、周期的にFRBのアクティブな周期が生じます。最大のバイナリ分離$r_{\rmmax}<r_{\rmc}$の場合、相互作用が常に存在するため、軌道運動の変調は機能せず、反復するFRBは非周期的である可能性があります。
Fermi-LATブレーザーと低エネルギー対応物との物理的関連について
| Title |
On_the_physical_association_of_Fermi-LAT_blazars_with_their_low-energy_counterparts |
| Authors |
Raniere_de_Menezes,_Raffaele_D'Abrusco,_Francesco_Massaro,_Dario_Gasparrini,_Rodrigo_Nemmen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11236 |
ガンマ線源を低エネルギーの対応物に関連付けることは、現代のガンマ線天文学の主要な課題の1つです。4番目のフェルミ大面積望遠鏡光源カタログ（4FGL）のコンテキストでは、関連付けは主に、見かけの大きさ、積分されたフラックス、およびガンマ線源とその低エネルギー候補の対応物間の角度分離などのパラメーターに依存しています。この作業では、ガンマ線フォトンインデックス、中赤外色、無線ラウドネスなどのスペクトルパラメーターのみに基づいて、4FGLでガンマ線ブレーザーを関連付けるための尤度比と補完的な教師あり学習手法の新しい使用を提案します。尤度比アプローチでは、WISEBlazarのようなRadio-LoudSourcesカタログを4FGLとクロスマッチングし、結果の候補の対応物をガンマ線blazar軌跡にリストされたソースと比較して、1138の対応物の関連確率を計算します。教師あり学習アプローチでは、869個の信頼度の高いブレザーアソシエーションと711個の偽アソシエーションを使用してランダムフォレストアルゴリズムをトレーニングし、1311の対応する候補のアソシエーション確率を計算します。私たちの方法によって関連付けられた不確実なタイプのすべての4FGLブレーザー候補のリストは、将来の光学分光学的フォローアップ観察を導くために提供されています。
V3890 Sgrのチャンドラ高エネルギー透過型回折格子スペクトル
| Title |
Chandra_High_Energy_Transmission_Gratings_Spectra_of_V3890_Sgr |
| Authors |
Marina_Orio_(INAF_Padova,_and_U_Wisconsin_Madison),_Jeremy_J._Drake_(CfA),_Jan-Uwe_Ness_(XMM-ESAC),_E._Behar_(Technion),_Gerardo_Juan_M._Luna_(U_Buenos_Aires-IAFE_and_Hurlingham_University),_Matt_J._Darnley_(John_Moores_University),_Jay_Gallagher_(U_Wisconsin_Madison),_Robert_D._Gehrz_(U_Minnesota),_N._Paul_M._Kuin_(University_College-London,_Mullard_Laboratory),_Joanna_Mikolajewska_(CAMK),_Nataly_Ospina_(U_Padova),_Kim_L._Page_(U_Leicester),_Rosa_Poggiani_(U_Pisa_and_INFN-Pisa),_Sumner_Starrfield_(Arizona_State_University),_Robert_Williams_(U_California-Santa_Cruz_and_Hubble_space_Science_Institute)_and_Chuck_E._Woodward_(U_Minnesota) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11263 |
再発新星（RN）V3890Sgrは、最新のバーストが始まってから7日目に、ChandraACIS-SカメラとHighEnergyTransmissionGratings（HETG）で観測されました。ネオンから鉄までの範囲のFe-LおよびKシェルイオンの遷移により、豊富な輝線スペクトルが検出されました。測定された吸収流束は、1.4〜15オングストロームの範囲（0.77〜8.86keV）で$\約10^{-10}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$です。ラインプロファイルは非対称で、青色にシフトし、青色に向かってゆがんでいます。まるで、私たちに向かって移動する噴出物が後退する噴出物よりも吸収されにくいかのようです。ほとんどの輝線の半値全幅は1000〜1200kms$^{-1}$で、一部に青い翼が伸びています。スペクトルは熱的で、カラム密度1.3$\times10^{22}$cm$^{-2}$の衝突電離平衡のプラズマと一致し、約1keVと4keVの温度で少なくとも2つの成分、おそらくフォワードショックとリバースショック、またはエジェクタと赤い巨大風の混合が異なる地域。スペクトルは共生RNeV745ScoおよびRSOphと非常に似ていますが、小さな質量のみを含む高密度媒体で、赤い巨人から数AUの距離で、または巨人の光球の近くで、衝撃が発生したかどうかを区別できません。アルミニウムとマグネシウムとネオンの線のフラックスとシリコンと鉄の線のフラックスの比は、おそらく炭素-酸素白色矮星（COWD）を示しています。
連星中性子星合体残骸と2017年8月の青いキロノバからの磁気的に駆動されたバリオン風
| Title |
Magnetically_driven_baryon_winds_from_binary_neutron_star_merger_remnants_and_the_blue_kilonova_of_August_2017 |
| Authors |
Riccardo_Ciolfi_and_Jay_Vijay_Kalinani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11298 |
重力波で検出された最初の連星中性子星（BNS）の合併に関連する放射能を動力源とするキロノバの観測は、これらのイベントが重いrプロセス要素の生成にとって理想的な場所であることを証明しました。ただし、このキロノバの初期（「青」）成分と後期（「赤」）成分の原因である放出された物質の物理的な起源については、まだ議論されています。ここでは、初期/青色のキロノバが、準安定中性子星の残骸による合併後に打ち上げられた磁気駆動のバリオン風に由来する可能性を調査します。結合後の進化が250ミリ秒を超える磁化BNS結合シミュレーションを活用して、完全な質量放出プロセスが最終的に減少するまで、初めて従うことができます。バリオン風が$\simeq\！0.010\！-\！0.028\、M_\odot$の非結合物質を運ぶことがわかり、青いキロノバについて推定された高い質量を達成できることが証明されました。0.2cまでの膨張速度は、観測の推定値とわずかに一致しており、現在の合意をさらに改善する可能性がある、ここで無視されたさまざまな影響について説明します。全体的に、私たちの結果は、磁気的に駆動されるバリオン風が青いキロノバの実行可能な説明であることを示しています。
ARGO-YBJ実験で検出された宇宙線フラックスに対する高電界変動の影響の研究
| Title |
Study_of_the_Influence_of_High_Electric_Field_Variations_on_Cosmic_Ray_Flux_detected_by_the_ARGO-YBJ_Experiment |
| Authors |
Irene_Bolognino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11326 |
このペーパーは、著者の博士論文の結果の概要です。ARGO-YBJは、ヤンバジン（チベット、中国）の4300ma.s.l.にある広範囲なエアシャワー検出器です。それは、クラスターと呼ばれる153のユニットにグループ化された抵抗性プレートチャンバーの完全なカバレッジカーペットとガードリング（総表面約6700m^2）で作られています。実験には2つの異なる操作モードがあります。前者のスケーラーモードは、粒子の多重度が>=1、>=2、>=3、>=4であるイベントの数をカウントして、検出器の最低エネルギーしきい値に到達できるようにします（数GeV）。後者のシャワーモードでは、カーペットに当たる各粒子の座標と到達時間を測定し、数百GeVのエネルギーしきい値で完全なシャワーを再構築します。スケーラーモードは感度が高いため、すべての環境パラメーターの影響をスケーラーカウントから削除することが非常に重要になります。環境変数（大気圧、温度、局所放射能など）による宇宙線の変動を注意深く研究することで、スケーラーモードで登録された信号の重要性を正確に推定できました。高電界変動に対応するスケーラーモードとシャワーモードの両方でのレート変動のカウントのエピソードを、雷雨時の宇宙線シャワーの時間的および空間的特性の研究とともに説明します。
パラシュートによるダウンロード：高高度気球からのアセットの取得
| Title |
Download_by_Parachute:_Retrieval_of_Assets_from_High_Altitude_Balloons |
| Authors |
E._L._Sirks,_P._Clark,_R._J._Massey,_S._J._Benton,_A._M._Brown,_C._J._Damaren,_T._Eifler,_A._A._Fraisse,_C._Frenk,_M._Funk,_M._N._Galloway,_A._Gill,_J._W._Hartley,_B._Holder,_E._M._Huff,_M._Jauzac,_W._C._Jones,_D._Lagattuta,_J._S.-Y._Leung,_L._Li,_T._V._T._Luu,_J._McCleary,_J._M._Nagy,_C._B._Netterfield,_S._Redmond,_J._D._Rhodes,_L._J._Romualdez,_J._Schmoll,_M._M._Shaaban,_S.-I._Tam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10764 |
成層圏バルーンプラットフォームから5TBのデータまたは小さな物理サンプルを取得するための、飛行実績のあるハードウェアとソフトウェアの公に利用可能なツールキットを紹介します。打ち上げ前に、バルーンにカプセルが取り付けられており、それとともに上昇します。リモートコマンドにより、カプセルは解放され、パラシュートを介して下降し、その位置を継続的に送信します。軌道を予測するソフトウェアを使用して、安全であるがアクセス可能な着陸地点を選択できます。2019年9月、SuperBIT望遠鏡からこのようなカプセルを2つ落としました。カプセルは、高度約30kmから降下するのに約37分かかりました。彼らは水平に32kmと19kmドリフトしましたが、予想される着陸地点から300mと600m以内に着陸しました。それらを簡単に見つけ、データを正常に回復しました。テクノロジーが役立つ他の気球チームからの関心を歓迎します。
分光学的リチウム存在量の改善。異なる金属量のFGKスターの3D非LTE補正用のフィッティング関数
| Title |
Improving_spectroscopic_lithium_abundances._Fitting_functions_for_3D_non-LTE_corrections_in_FGK_stars_of_different_metallicity |
| Authors |
A._Mott,_M._Steffen,_E._Caffau,_K.G._Strassmeier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10803 |
金属の乏しい星の大気中の均一なリチウム含有量の起源（Spite高原）または太陽系外惑星系の特性間の相関関係の存在など、さまざまな未解決の問題に対処するには、正確な分光リチウム存在量が不可欠です。彼らのホスト星のリチウム存在量。私たちは、流体力学（3D）と非LTE（NLTE）を考慮した修正を適用することにより、ユーザーが1Dモデルの大気と局所熱力学平衡（LTE）の仮定に基づいて標準リチウム存在量測定の精度を向上できるツールを開発しました異なる金属性のFGK星における効果。CO5BOLD3Dモデルと関連する1D静水圧雰囲気のグリッドに基づいて、30.8ナノメートルのリチウム存在量の3つのNLTE、1DNLTE、および1Dの詳細なライン形成を考慮して、リチウム線の670.8nmでの合成スペクトルの3つのライブラリを計算しましたそれぞれLTE。結果として得られた成長曲線を使用して、3DNLTEおよび1DNLTEのリチウム存在量の補正値を導き出しました。Spite高原の金属の少ない星の3DおよびNLTE効果は小さく、無視すると最大で+/-0.05dexの誤差が生じることを示しています。最大の修正は、最も効果的な温度であるTeff=5000Kで見られ、最も強いラインで-0.4dexに達することがあります。修正を評価し、特定のリチウム存在量を同等の幅に直接変換したり、その逆に、特定の同等幅（EW）をリチウム存在量に直接変換したりする分析関数を示します。便宜上、特定のTeff、logg、[Fe/H]、およびA（Li）またはEWのすべてのフィッティング関数を評価するPythonスクリプトが利用可能になっています。フィッティング関数を使用すると、複雑な3DおよびNLTE計算の結果に簡単にアクセスでき、広範囲の金属量にわたる星の大きなサンプルにすばやく適用できます。
CME偏向に対するコロナホールの影響：数値研究
コロナ質量放出（CME）の偏向を生成する原因の理解は、宇宙天気予報に不可欠です。この記事では、駆出領域に近いコロナホールのさまざまなプロパティによって生成されるCMEの軌跡への影響を調べます。この分析では、コロナホールの存在下でCMEの初期上昇をエミュレートする理想的な電磁流体力学方程式の数値シミュレーションを実行します。磁場が強く、コロナホール領域が広いほど、CMEのたわみが大きくなることがわかります。この効果は、コロナの穴が駆出領域から離れると減少します。この動作を特徴付けるために、コロナホールのプロパティに依存し、たわみを適切に定量化する無次元パラメーターを提案します。また、CME磁気構造の近くのコロナホールの存在が、偏向の原因となる最小の磁気エネルギー領域を生成することを示します。したがって、コロナホールプロパティ、この領域の場所、およびCMEのたわみの間の関係がわかります。
WIYNオープンクラスター研究LXXX：古いオープンクラスターNGC 7142のHDI CCD $ UBVRI $測光とM67との比較
| Title |
WIYN_Open_Cluster_Study_LXXX:_HDI_CCD_$UBVRI$_Photometry_of_the_Old_Open_Cluster_NGC_7142_and_Comparison_to_M67 |
| Authors |
Qinghui_Sun,_Constantine_P._Deliyannis,_Bruce_A._Twarog,_Barbara_J._Anthony-Twarog,_and_Aaron_Steinhauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10902 |
改善するために、WIYN0.9メートルの望遠鏡でHalfDegreeImager（HDI）を使用して、NGC7142の方向に$0.5^\circ\times0.5^\circ$フィールドで8702星の$UBVRI$測光を表示しますこのクラスターの基本パラメーターに関する知識。私たちの測光範囲は$U$で10.6-20.4等、$B$で10.6-22.0等、$V$で10.0-21.8等、$R$で9.2-20.7等、$I$で8.5-19.9等です。。$U$と$BV$を含む4つすべての色の組み合わせを使用するカラーカラーダイアグラムを使用して、クラスターの赤化と金属の関係を導き出します。好ましい値は$E（BV$）=0.338$\pm$0.031magです。メインシーケンスの左端のフィデューシャルおよび[Fe/H]=0.0$\pm$0.1dexの場合、Hyadesクラスターが非再帰参照クラスターとして使用され、Cardelliの消滅関係が使用され、金属性Yonsei-Yale（$Y^2$）等時性の依存性が仮定されています。私たちのデータを複数のカラーマグニチュードダイアグラム（CMD）の$Y^2$アイソクロンと比較すると、距離と金属の関係および年齢と金属の関係が得られ、好ましい値は$mM\=\12.65\\pm\0.23$magおよびage=$4.0^{-0.7}_{+1.3}$Gyr。Stetsonの$UBVI$測光を使用してM67のパラメーターを再評価すると、[Fe/H]=-0.02$\pm$0.05dex、$E（BV$）=0.04$\pm$0.01mag、$mM$=9.75$\pm$0.03等、年齢=3.85$\pm$0.17Gyr;したがって、2つのクラスターの金属性と年齢は区別できないことがわかります。M67のパラメーターを採用し、6つのCMDで2つのクラスターの基準をシフトして、それらが一致するまで上記の値を強く裏付ける半独立分析。推定視差とGaiaDR2値の違いは、NGC7142では$87\\pm\60$$\mu$asであり、M67では48$\pm$15$\mu$asであり、以前の研究と一致しています。
太陽活動領域での微小なフレアのNuSTAR観測
| Title |
NuSTAR_Observation_of_a_Minuscule_Microflare_in_a_Solar_Active_Region |
| Authors |
Kristopher_Cooper,_Iain_G._Hannah,_Brian_W._Grefenstette,_Lindsay_Glesener,_S\"am_Krucker,_Hugh_S._Hudson,_Stephen_M._White,_and_David_M._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11176 |
これまでに研究された最も弱い活性領域（AR）マイクロフレアの1つのX線イメージング分光法を提示します。マイクロフレアは2018年9月9日の$\sim$11：04UTに発生し、核分光望遠鏡ARray（NuSTAR）と太陽動的観測所の大気イメージングアセンブリ（SDO/AIA）を使用して調査しました。マイクロフレアは、NuSTARを使用して2.5-7keVで、94$\unicode{x212B}$SDO/AIAチャネルのより高温のコンポーネントから派生したFeXVIII放出ではっきりと観察されます。イベントは、エネルギーが1.1$\times$10$^{26}$ergのGOESAクラスのマイクロフレアよりも3桁低いと推定しています。気温は6.7MKに達し、排出量は8.0$\times$10$^{43}$cm$^{-3}$です。非熱放射は検出されませんが、代わりにそのような放射の上限を決定します。ARマイクロフレアの最低熱エネルギー推定値を文献で提示しています。これは、X線マイクロフレアと見なされているものの下限にあります。
近くから11個のMから後半のMドワーフ連星の分光軌道
| Title |
Spectroscopic_Orbits_of_Eleven_Nearby,_Mid-to-Late_M_Dwarf_Binaries |
| Authors |
Jennifer_G._Winters_(1),_Jonathan_M._Irwin_(1),_David_Charbonneau_(1),_David_W._Latham_(1),_Amber_M._Medina_(1),_Jessica_Mink_(1),_Gilbert_A._Esquerdo_(1),_Perry_Berlind_(1),_Michael_L._Calkins_(1),_and_Zachory_K._Berta-Thompson_(2)_((1)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian,_(2)_UC_Boulder) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11225 |
さまざまな構成で11近く、中期から後期のMドワーフバイナリシステムの分光軌道を提示します。2つの一重線バイナリ（SB1）、7つの二重線バイナリ（SB2）、1つの二重線トリプル（ST2）、1つの三重のトリプルトリプル（ST3）。これらの軌道のうち8つはこれらのシステムで最初に公開されたものであり、5つは新しく識別された倍数です。マウントマウントにあるフレッドローレンスホイップル天文台の1.5mティリングハストリフレクターでTRES装置を使用して、マルチエポックの高解像度スペクトルを取得しました。アリゾナ州のホプキンス。7065〜7165オングストロームのTiO分子バンドを使用して、これらのシステムの動径速度を計算し、そこから軌道を導き出しました。LHS1817には、7時間以内に、MEarth-Northライトカーブデータで楕円体変調が見られるため、白色矮星である可能性が高い仲間がいることがわかります。G123-45とLTT11586は、最小質量がそれぞれ41M_Jupと44M_Jupで、軌道周期がそれぞれ35日間と15日間のコンパニオンをホストしていることがわかります。2MA0930+0227には、917日間の軌道周期で急速に回転する恒星の伴侶がいることがわかります。GJ268、GJ1029、LP734-34、GJ1182、G258-17、およびLTT7077は、軌道周期が10、96、34、154、5、および84日の恒星の伴侶を持つSB2です。LP655-43は、18日間の軌道期間に1つのコンパニオンがあり、より長い未確定期間に外部コンポーネントがあるST3です。さらに、L870-44ABの両方のコンポーネントと、LTT11586およびLP655-43の外側のコンポーネントの半径方向速度を示します。
星間塵とその組成の銀河目録の起源と進化
| Title |
Origin_and_evolution_of_the_Galactic_inventories_of_interstellar_dust_and_its_composition |
| Authors |
Anuj_Gupta_and_Sandeep_Sahijpal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11328 |
星間塵は銀河の物質の重要な成分です。ダストはその起源を持ち、広範囲の天体物理学環境で再処理されます。星間ダスト粒子の異なるタイプの起源と進化を理解するために、我々は、天の川銀河の銀河の化学進化と異なる恒星環境でのダスト粒子の熱力学凝縮の包括的な相関研究を試みました。銀河は、数世代の星の恒星の元素合成の寄与から生じる元素進化の観点から進化しています。進化する銀河の元素組成に基づいて、星間塵の主成分の相対的存在量が評価されます。主な目的は、銀河がさまざまな粒子構成要素に進化する間に、さまざまな凝縮可能要素を任意の時期に再配布し、物質収支の定式化に基づいてその存在量の進化を理解することです。また、熱力学平衡凝縮計算を実行して、さまざまな恒星核合成源の同位体シグネチャを運ぶことができるさまざまな粒子成分の恒星起源を理解しました。これはおそらく、進化する銀河におけるバルクダストの質量収支を推定するための斬新な試みでしょう。銀河ダストの正規化された質量は、銀河中心からの距離が増加するにつれて減少すると予測されています。時間の経過とともに増加します。超新星SNIaはFeダスト質量の最も顕著な発生源として予測され、超新星SNII+Ib/cは酸化物とケイ酸塩ダスト質量を生成し、AGB星は炭素質ダスト質量に寄与します。
2次元軌道を形成するアイソメトリグループを持つ3 + 1d宇宙論のde Sitter no-hair定理
| Title |
A_de_Sitter_no-hair_theorem_for_3+1d_Cosmologies_with_isometry_group_forming_2-dimensional_orbits |
| Authors |
Paolo_Creminelli,_Or_Hershkovits,_Leonardo_Senatore,_Andr\'as_Vasy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10754 |
平均曲率フロー法を使用して、正の宇宙定数を持つ3+1次元の宇宙論、支配的なエネルギー条件と強いエネルギー条件を満たす物質、およびaの閉じた軌道である2次元の表面によって葉状になり得る空間スライスを研究します。対称グループ。これらのサーフェスが非正のオイラー特性を持っている場合（または2球の場合、最初の2球が十分に大きい場合）、また最初の空間スライスがどこにでも拡大している場合、漸近的に時空は物理的に区別できなくなることがわかります時空の任意の大きな領域のド・シッター空間から。これは、初期の任意の大きな密度変動の存在にもかかわらず当てはまります。
スカラーヘアの極端な質量比のインスパイラル
超大質量ブラックホールの周りを周回する恒星質量オブジェクトは、LISAのような将来の重力波検出器の主要なターゲットです。ただし、一般相対論を超えた理論では、対応する波形テンプレートはまだ比較的よく知られていません。私たちは、これらのシステムの普遍的な説明を提案します。これは、重要なスカラープロファイルまたはスカラーヘアを持つブラックホールに適用されます。この目的のために、Francioliniらによって最近導入された有効場理論を使用します。球面対称解の摂動に対する最も一般的なアクションを、導関数またはフィールドの数、あるいはその両方で特定の次数まで記述します。いくつかの例で示すように、ポストニュートン次数では、バックグラウンドメトリックと関連する演算子を、特定のスカラーテンソルモデルで簡単に計算できる限られた数のパラメーターにエンコードできます。このようなパラメーターの観点から、点粒子源の存在下でRegge-Wheeler方程式を摂動的に解くことにより、奇数セクターでの消費電力の解析式を取得します。
$ F（R）$重力インフレーションの不整合を是正する
この手紙では、パワースペクトルから$F（R）$重力のインフレーションのスローロールインデックスを公式に導出し、文献で頻繁に使用されている$\dot{\epsilon}_1=0$の条件なしで、$\epsilon_1=-\frac{\dot{H}}{H^2}$は最初のスローロールインデックスです。定期的に変化する関数に対してKaramataの定理を使用し、ここで示すように、誤解を招く、かなり強いことなく、現在の文献にも登場する$F（R）$重力のスカラーおよびテンソルスペクトルインデックスに対して同じ式を導出します条件$\dot{\epsilon}_1=0$。必要な唯一の条件は、スローロールの仮定と、インフレ中のスローロールインデックスとその派生物の小ささです。
| Title |
Self-interacting_neutrinos:_solution_to_Hubble_tension_versus_experimental_constraints |
| Authors |
Kun-Feng_Lyu,_Emmanuel_Stamou,_Lian-Tao_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10868 |
標準モデルニュートリノ間のエキゾチックな自己相互作用は、さまざまな観測から推測される宇宙の膨張率H0の緊張の背後にある潜在的な理由として提案されています。この提案は、電弱精密観測量、まれな中間子崩壊、およびニュートリノのない二重\{beta}崩壊を使用して制限します。以前の研究とは対照的に、完全な標準モデルゲージの不変性を持つフレームワークでこの研究を実行することの重要性を強調します。これを行うには、まず、関連する標準モデル効果フィールド理論演算子のセットを操作し、その後、逆シーソーモデルでUV完了を検討します。ニュートリノのすべてのフレーバーが普遍的に自己相互作用するシナリオは強く制約されており、この場合のH0問題の潜在的な解決策に不利であることがわかります。タウニュートリノ間でのみ自己相互作用があるシナリオは、制約が最も少なく、H0問題の解決策と一致する可能性があります。
航空業界の太陽陽子事象に関連する潜在的な放射線被ばくに対する代替航空計画のコスト見積もり
| Title |
Cost_estimation_for_alternative_aviation_plans_against_potential_radiation_exposure_associated_with_solar_proton_events_for_the_airline_industry |
| Authors |
Yosuke_A._Yamashiki,_Moe_Fujita,_Tatsuhiko_Sato,_Hiroyuki_Maehara,_Yuta_Notsu,_Kazunari_Shibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10869 |
航空業界の太陽フレアからの太陽陽子イベント（SPE）への曝露によって引き起こされる潜在的なリスクコストを効果的に評価するための体系的なアプローチを提示します。また、関連する放射線による健康リスクを評価し、経済的損失と機会を最小限に抑えるための適切な代替方法を提供します。ExoKyotoとPHITSを使用して、各SPEによって各フライトの乗客に誘導される推定放射線量が計算されます。1と20mSvの推定線量限度のいくつかのシナリオを決定します。これは、それぞれ一般市民と職業被ばくの実効線量限度に対応し、高線量は極端なスーパーフレアを誘発しました。潜在的な放射線量のもとでの法的制限のため、乗客1人あたり1フライトの仮想航空会社のシャットダウンシナリオを1mSvに設定しました。このようなシナリオでは、フライトをキャンセルした場合の直接費用と機会費用の潜在的な損失を計算します。同時に、このようなシナリオでも、飛行機が少し低い高度（12〜9.5km：大気の深さ234〜365g/cm$^{2}$）で飛行すると、全損失はフライトのキャンセルよりはるかに小さくなり、推定総線量は1.2から0.45mSvに下がります。これは、一般市民の実効線量制限を下回っています。さらに低い高度（7km：大気の深さ484g/cm$^{2}$）で飛行する場合、推定総線量は0.12mSvと非常に小さくなります。燃料費の増加が大気深さの増加に比例すると仮定すると、9.5kmおよび7kmで飛行した場合の費用の増加は、それぞれ1.56および2.07になります。高度の低いフライトは、重度のSPEによって引き起こされる放射線量の潜在的なリスクに対してより多くの安全性を提供します。同時に、フライトのキャンセルによる完全な損失があるため、飛行高度を低くすることを検討することが、太陽フレアに対する最良の保護策であると提案します。
大規模から小規模ダイナモへの移行
ダイナモ方程式は、ロバーツの流れに対応するらせん状の強制力によって数値的に解かれます。完全に乱流の領域では、流れは長い時間スケールでのロバーツフローとして動作し、さらに短い時間スケールでの乱流変動として動作します。ダイナモの開始は、以前のカールスルーエの実験結果と一致して、流れの長い時間スケールによって制御されます。ダイナモメカニズムは、通常の$\alpha$効果と乱流拡散の両方を含む一般化された$\alpha$効果と、すべての高次効果によって管理されます。開始を超えて、この一般化された$\alpha$効果は$O（Rm^{-1}）$としてスケールし、小規模なダイナモアクションのテイクオーバーを示唆していることがわかります。これは、大規模フィールドが人工的に抑制されてもダイナモが発生するシミュレーションによって確認されます。
モーダル間および空間的に相関のあるゼルニケ係数をサンプリングすることにより、非平面乱流をシミュレートします
| Title |
Simulating_Anisoplanatic_Turbulence_by_Sampling_Inter-modal_and_Spatially_Correlated_Zernike_Coefficients |
| Authors |
Nicholas_Chimitt_and_Stanley_H._Chan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11210 |
大気乱気流のシミュレーションは、乱気流緩和アルゴリズムの評価と学習ベースの方法のトレーニングに不可欠なタスクです。大気乱流用の高度な数値シミュレータが利用可能ですが、計算コストがかかる波の伝播を評価する必要があります。この論文では、乱流によるイメージングをシミュレートするための無伝搬法を提示します。私たちの仕事の背後にある主要なアイデアは、モード間および空間的に相関するゼルニケ係数を描く新しい方法です。Basu、McCraeおよびFiorino（2015）による到来角相関とChanan（1992）による多開口相関との間の同等性を確立することにより、相関を定義する共分散行列に従ってゼルニケ係数を描くことができることを示します。。これらのサンプルを描画するための高速でスケーラブルなサンプリング戦略を提案します。新しい方法では、波の伝搬問題をサンプリング問題に圧縮できるため、新しいシミュレーターを既存のシミュレーターよりも大幅に高速化できます。実験結果は、シミュレータが理論および実際の乱流データと非常によく一致していることを示しています。
研究室での天体物理学：FAIRでのCBM実験
将来の反陽子およびイオン研究施設（FAIR）は、基礎研究および応用研究のための加速器ベースの国際センターであり、現在ドイツのダルムシュタットで建設中です。プログラムの重要な部分は、宇宙の要素の起源や、中性子星の構造や超新星のダイナミクスの理解に関連する、極端な条件下で強く相互作用する物質の特性など、天体物理学に関連する質問に当てられます爆発と中性子星の合併。FAIRの圧縮バリオン物質（CBM）実験は、核物質の高密度状態方程式（EOS）と新しい核種の状態方程式（EOS）に敏感であると予想される、高エネルギー重イオン衝突における有望なオブザーバブルを測定するように設計されています。QCDのフェーズは高密度で重要です。CBM物理学プログラム、関連するオブザーバブル、実験設定について説明します。
低$ \ beta $プラズマにおけるプラスモイドが支配する乱流再結合
低$\beta$バックグラウンドプラズマにおけるプラズマイドが支配する乱流リコネクションの特性を、抵抗性電磁流体力学（MHD）シミュレーションによって調査します。$\beta_{\rmin}<1$レジームでは、$\beta_{\rmin}$は流入領域のプラズマ$\beta$であり、再接続サイトは衝撃と衝撃関連構造とプラズマによって支配されます圧縮は重要です。$\beta_{\rmin}$が減少すると、実効再接続率は$0.01$から$0.02$に増加します。プラズマ圧縮により高速の再接続率が可能になると仮定し、圧縮可能なMHD理論に基づいてスピードアップ係数を推定します。一連のMHDシミュレーションによって予測を検証します。これらの結果は、プラズモイドが支配的な再結合が、太陽コロナの$\beta\ll1$環境で予想されるよりも2倍速くなる可能性があることを示唆しています。
質量が$M\sim10^{12}$kgの高度に回転する原始ブラックホールは、インフレーション後に物質支配時代に生まれた可能性があり、超放射不安定性を介してその近くに最大密度のパイ中間子雲を生成できることを示しています。核物質のそれ。中性パイ中間子崩壊と光子への荷電パイ中間子消滅を介して、特に等方性ガンマ線背景へのそれらの寄与を計算して、このプロセスの電磁シグネチャについて説明します。これにより、ホーキング蒸発から得られるものに匹敵する、このような原始ブラックホールの豊富さの上限を設定できます。また、高赤方偏移のスーパークラスターでこのような雲を直接観測する可能性についても説明します。
名前には何がありますか：宇宙生物学の語源
地球を超えた生命の探求が複数の分野で重要な前進を続けているため、宇宙生物学は、科学的卓越性と世間の注目を集めています。これらの最近の進展に鑑みて、アストロバイオロジーの魅惑的でダイナミックな語源は解明されており、したがって、異なる大陸、宗教、イデオロギー、および数世紀から引き出された多数の鮮やかな性格を包含することが示されています。
