| Title |
First_Hubble_diagram_and_cosmological_constraints_using_superluminous_supernova |
| Authors |
C._Inserra,_M._Sullivan,_C._R._Angus,_E._Macaulay,_R._C._Nichol,_M._Smith,_C._Frohmaier,_C._P._Guti\'errez,_A._M\"oller,_D._Brout,_P._J._Brown,_T._M._Davis,_C._B._D'Andrea,_L._Galbany,_R._Kessler,_A._G._Kim,_Y.-C._Pan,_M._Pursiainen,_D._Scolnic,_B._P._Thomas,_P._Wiseman,_T._M._C._Abbott,_J._Annis,_S._Avila,_E._Bertin,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_F._J._Castander,_R._Cawthon,_J._De_Vicente,_S._Desai,_H._T._Diehl,_T._F._Eifler,_D._A._Finley,_B._Flaugher,_P._Fosalba,_J._Frieman,_J._Garcia-Bellido,_E._Gaztanaga,_D._W._Gerdes,_T._Giannantonio,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_E._Krause,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_T._S._Li,_C._Lidman,_M._Lima,_M._A._G._Maia,_J._L._Marshall,_P._Martini,_F._Menanteau,_et_al._(30_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12218 |
物質密度$\Omega_{\rmM}$と暗黒エネルギー状態方程式パラメーター$wの制約と共に、超光速超新星（SLSNe）の最初のハッブル図を2の赤方偏移まで表示します（\equivp/\rho）$。光度曲線と分光品質のカットに基づいて、20の宇宙論的に有用なSLSNe〜Iのサンプルを作成します。以前の研究よりも大きなデータセットと改良されたフィッティング手法を使用して、ピークの減少SLSN〜I標準化関係の堅牢性を確認します。次に、統計的および体系的な不確実性を含む共分散行列から計算された$\chi^2$の最小化により、上記の標準化に基づいてSLSNモデルを解きます。空間的に平坦な$\Lambda$CDM宇宙論モデルの場合、$\Omega_{\rmM}=0.44^{+0.21}_{-0.21}$が見つかり、距離モジュラスの残差の実効値は0.28magです。$w_0w_a$CDM宇宙論モデルの場合、プランク温度と宇宙マイクロ波背景（CMB）変動のWMAP分極とタイプIa超新星からなる「ベースライン」測定にSLSNe〜Iを追加すると、$w_0$および$w_a$の制約は4\％です。847SLSNeIを使用した将来の調査のシミュレーションを提示し、そのようなサンプルが、タイプIa超新星を使用する現在の調査と同じ精度（統計的な不確実性のみを考慮）でフラットな$\Lambda$CDMモデルで宇宙制約を提供できることを示します。暗黒エネルギー$w_0$と$w_a$の時間変動に関する制約が15\％改善されました。このペーパーは、超光速超新星宇宙論の概念実証を表し、高赤方偏移（$z>1$）宇宙における宇宙論の独立したテストを提供できることを示しています。
シミュレーションでのハロー固有整列のパワースペクトル
| Title |
Power_spectrum_of_halo_intrinsic_alignments_in_simulations |
| Authors |
Toshiki_Kurita,_Masahiro_Takada,_Takahiro_Nishimichi,_Ryuichi_Takahashi,_Ken_Osato_and_Yosuke_Kobayashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12579 |
$N$-bodyシミュレーションのスイートを使用して、ハロー形状と$\Lambda$CDMモデルの周囲の大規模構造の固有の配置（IA）を調査します。この目的のために、物質/ハロー分布を持つハロー形状の$E$モードフィールドの3次元パワースペクトルの多極モーメントを測定する新しい方法を開発します。$P_{\deltaE}^{（\ell）}（k）$（または$P^{（\ell）}_{{\rmh}E}$）、および$E$モードのオートパワースペクトルの$P^{（\ell）}_{EE}（k）$、$E$/$B$モード分解に基づく。IAパワースペクトルには、線形スケールから非線形スケールまでの振幅があり、$k\lesssim0.1〜h〜{\rmMpc}^{-1}$の大規模振幅は、線形バイアスパラメータと同様の定数係数（$A_{\rmIA}$）。クロスパワースペクトルとオートパワースペクトル$P_{\deltaE}$および$P_{EE}$が非線形スケールであることがわかります、$k\gtrsim0.1〜h〜{\rmMpc}^{-1}$、物質のパワースペクトルに対してさまざまな$k$依存関係を示します。これは、宇宙せん断信号の汚染をモデル化するために一般的に使用される非線形整列モデルの違反を示唆しています。IAパワースペクトルはバリオン音響振動を示し、異なる質量のハローサンプル、赤方偏移、および宇宙論的パラメーター（$\Omega_{\rmm}、S_8$）によって異なります。IAパワースペクトルの累積S/N比は、ハロー密度パワースペクトルの累積S/N比の約60％であり、スーパーサンプルの共分散が総共分散に大きく寄与していることがわかります。私たちの結果は、空の重なり合った領域のイメージングと分光測量から測定された銀河形状のIAパワースペクトルが、基礎となる物質のパワースペクトル、原始曲率摂動、および宇宙論的パラメーターに加えて、プローブする強力なツールになることを示しています。標準の銀河密度パワースペクトル。
高速無線バーストを使用してハッブルパラメータ$ H（z）$を測定する新しい方法
ハッブルパラメータ$H（z）$は、宇宙の膨張に直接関連しています。暗黒エネルギーの研究と宇宙論モデルの制約に使用できます。この論文では、$H（z）$が赤方偏移測定で高速無線バースト（FRB）を使用して測定できることを提案します。ハッブルパラメーターを測定するために、$H（z）$に関連する銀河間媒体によって提供される分散測定を使用します。分散測定と赤方偏移情報を備えた500個の模擬FRBは、モンテカルロシミュレーションを使用してハッブルパラメータを正確に測定できることがわかります。標準$\Lambda$CDMモデルからの$H（z）$の最大偏差は、赤方偏移$z=2.4$で約6\％です。また、モンテカルロシミュレーションを使用してメソッドをテストします。Kolmogorov-Smirnov（K-S）テストは、シミュレーションをチェックするために使用されます。K-Sテストの$p$値は0.23であり、シミュレーションの内部整合性が確認されます。将来的には、FRBのローカリゼーションが増えることで、FRBは魅力的な宇宙論的プローブになるでしょう。
N体シミュレーションを用いた立方ガリレオン重力に関する研究
| Title |
A_study_on_Cubic_Galileon_Gravity_Using_N-body_Simulations |
| Authors |
Jiajun_Zhang,_Bikash_R._Dinda,_Md._Wali_Hossain,_Anjan_A._Sen_and_Wentao_Luo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12659 |
N体シミュレーションを使用して、立方ガリレオン重力モデルでの構造形成を研究します。ここでは、通常の速度論的およびポテンシャル項とともに、より高い微分自己相互作用項もあります。大規模な構造がこのモデルに独自の拘束力を提供していることがわかります。物質のパワースペクトル、ハロー質量関数、銀河銀河の弱いレンズ効果信号、マークされた密度パワースペクトル、およびセル内のカウントが測定されます。シミュレーションは、立方ガリレオン重力モデルには対応する$\Lambda$CDMモデルよりもハローが少なく、これら2つのモデルのマークされた密度パワースペクトルは$10\％$以上異なることを示しています。さらに、キュービックガリレオンモデルでは、$\Lambda$CDMと比較してボイドに大きな違いがあります。低密度セルの数は、CubicGalileonモデルの方が$\Lambda$CDMモデルよりもはるかに多くなっています。したがって、特にボイド領域で、将来の大規模構造観測を使用してこのモデルに制約を課すことは興味深いでしょう。
測光および分光測量における銀河クラスタリングのためのレンズの重要性について
| Title |
On_the_importance_of_lensing_for_galaxy_clustering_in_photometric_and_spectroscopic_surveys |
| Authors |
Goran_Jelic-Cizmek,_Francesca_Lepori,_Camille_Bonvin,_Ruth_Durrer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12981 |
銀河数のモデリングにおける重力レンズ効果の重要性を研究します。測光サーベイの以前の結果を確認します。LSSTのようなサーベイでは、宇宙論的パラメーターの大幅なシフトが推測されるため、レンズ効果を無視できないことを示しています。SKA2のような分光学的調査では、相関関数の単極、四極、および16極でのレンズ効果を無視すると、パラメーターの重要なシフトも引き起こされることがわかります。$\Lambda$CDMパラメーターの場合、シフトは穏やかで、$0.6\sigma$以下のオーダーです。ただし、モデルに依存しない分析では、各赤方偏移ビン内の構造の成長率を測定し、レンズ効果を無視すると、高赤方偏移で最大$2.3\sigma$のシフトが生じます。成長率は重力の理論をテストするために直接使用されるので、そのような強いシフトは一般相対性理論の内訳として誤って解釈されます。これは、将来の調査の分析にレンズを含めることの重要性を示しています。一方、DESIのような調査では、主にDESIの倍率バイアスパラメーターの値$s（z）$が原因で、レンズ効果は重要ではないことがわかります。また、分光測量または異なる測光サンプルからの異なる赤方偏移ビン（分光測量では無視されます）間の相互相関を含めることにより、分光測量の分析を改善する方法を提案します。SKA2分析に相互相関を含めても制約が改善されないことを示します。一方、SKA2からの相互相関をLSSTで測定された相互相関に置き換えると、制約が10〜20％改善されます。興味深いことに、$\Lambda$CDMパラメーターの場合、LSSTとSKA2はパラメーター間の縮退によって異なる影響を受けるため、非常に相補的であることがわかります。
SpecPhot：分光法と測光法による太陽系外惑星の追跡方法の比較
| Title |
SpecPhot:_A_Comparison_of_Spectroscopic_and_Photometric_Exoplanet_Follow-Up_Methods |
| Authors |
Benjamin_F._Cooke_(1_and_2)_and_Don_Pollacco_(1_and_2)_((1)_Department_of_Physics_University_of_Warwick_UK,_(2)_Centre_for_Exoplanets_and_Habitability_University_of_Warwick_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12136 |
私たちは、太陽系外惑星候補の追跡調査を調査するためにシミュレーションを開始しました。NGTS、HARPS、およびCORALIEという3つの機器を使用して、測光（トランジット法）と分光（ドップラーシフト法）の手法を比較します。特定の惑星系パラメータのセットに対して各メソッドをランク付けするために、フォローアップの精度と必要な観測時間を考慮します。メソッドは、検出のSNRと特性評価前のフォローアップ時間の2つの基準で評価されます。パラメータ空間のさまざまな領域に対して、さまざまなフォローアップ手法が好ましいことがわかりました。SNRの場合、特定のシステムの分光SNRとフォトメトリックSNRの比は$R_p/P^{\frac{1}{3}}$のようになることがわかります。フォローアップ時間については、測光は最短周期のシステム（$<10$d）と小さな惑星半径のシステムに好まれていることがわかります。その場合、分光法は、半径が大きく、したがってより大規模な惑星を持つシステムに適しています（想定される質量と半径の関係を前提とします）。最後に、望遠鏡の可用性を考慮し、それに応じて2つの方法に重みを付けます。
海王星以下の大気の特性：TOI-270システム
| Title |
Properties_of_Sub-Neptune_Atmospheres:_TOI-270_System |
| Authors |
J._Chouqar,_Z._Benkhaldoun,_A._Jabiri,_J._Lustig-Yaeger,_A._Soubkiou,_A._Szentgyorgyi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12475 |
ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）がTOI-270システムのネプテューヌ外太陽系外惑星の大気を検出し、特性化する可能性を調査します。サブネプチューンは、ガスの小人よりも水の世界である可能性が高いと考えられています。私たちは3つの大気組成を使用してそれらの大気をモデル化します-水素が支配する大気の2つの例と水が支配的な大気。次に、太陽系外大気の通過観測用に最適化されたJWST機器モード（NIRISS、NIRSpec、MIRI）のこれらの大気の赤外線透過スペクトルをシミュレーションします。次に、各太陽系外惑星の大気の観測可能性を予測します。TOI-270cとdは、JWST透過分光法で大気を検出するための優れたターゲットであり、NIRISS、NIRSpec、およびMIRIによる1回の通過観測のみが必要です。高いHに富んだ雰囲気では、高いS/N比が得られます。NIRISSとNIRSpecで3回未満のトランジットで分子の特徴を明らかにするには十分かもしれません。水が支配的な大気はより多くの通過を必要とします。水が支配的な大気中の水のスペクトル特性は、NIRISSで2回または3回の通過で検出できる場合があります。大気中の平均分子量の違いと一致する、水が支配的な大気に必要なものである限り、曇りのあるHに富む大気でのスペクトルの特徴の検出には積分が必要ないことがわかります。TOI-270cとdは、サブネプチューン大気のJWSTトランジット観測の主要なターゲットになる可能性があります。これらの結果は、JWSTを使用してTOI-270惑星の大気を検出および特徴付けることを提案する可能性のある観測者に有用な予測を提供します。
冥王星の紫外線スペクトル、表面反射率、および大気光放射
| Title |
Pluto's_Ultraviolet_Spectrum,_Surface_Reflectance,_and_Airglow_Emissions |
| Authors |
Andrew_J._Steffl,_Leslie_A._Young,_Darrell_F._Strobel,_Joshua_A._Kammer,_J._Scott_Evans,_Michael_H._Stevens,_Rebecca_N._Schindhelm,_Joel_Wm._Parker,_S._Alan_Stern,_Harold_A._Weaver,_Catherine_B._Olkin,_Kimberly_Ennico,_Jay_R._Cummings,_G._Randall_Gladstone,_Thomas_K._Greathouse,_David_P._Hinson,_Kurt_D._Retherford,_Michael_E._Summers,_and_Maarten_Versteeg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12509 |
ニューホライズンズ宇宙船が冥王星と遭遇する間、アリスの紫外線分光器は一連の観測を行い、惑星間媒体（IPM）と冥王星の両方からの放出を検出しました。冥王星の方向では、IPMはライマン$\alpha$で133.4$\pm$0.6R、ライマン$\beta$で0.24$\pm$0.02R、HeI584で<0.10Rであることがわかりました{\AA}。冥王星に最も近づく直前に取得した3,900秒のデータを分析し、冥王星の円盤の上のHI、NI、NII、N$_2$、およびCOからの大気光放出を検出しました。ライマン$\alpha$での冥王星の明るさは$29.3\pm1.9$Rで、遭遇前の見積もりとよく一致しています。1085{\AA}でのNII多重項の検出は、冥王星の大気中のイオンの最初の直接検出を示します。希ガスからの放出は検出されず、ArI1048{\AA}ラインの輝度に3$\sigma$の上限0.14Rを設定します。遭遇前のモデル予測と、ニューホライズンによって観測された太陽の掩蔽から導出された大気プロファイルに基づく私たち自身の大気光モデルからの予測を、冥王星の大気光の観測された明るさと比較します。ライマン$\alpha$では完全に不透明ですが、冥王星の大気は1425{\AA}より長い波長では光学的に薄いです。その結果、かなりの量の太陽光FUV光が表面に到達し、そこで宇宙風化プロセスに参加できます。冥王星から反射される太陽光の明るさから、表面の反射率（I/F）は1400〜1850{\AA}の間で17％であることがわかります。また、C$_3$炭化水素分子、メチルアセチレンの最初の検出を報告します。これは、カラム積分に対応する約5$\times10^{15}$cm$^{-2}$のカラム密度での吸収です。$1.6\times10^{-6}$の混合比。
太陽系外放射光バーストの観測的特徴
| Title |
Observational_features_of_exoplanetary_synchrotron_radio_bursts |
| Authors |
Yang_Gao_(SYSU),_Lei_Qian_(NAOC),_Di_Li_(NAOC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12663 |
太陽系外惑星の磁場は、宇宙線や惑星間プラズマから惑星を守る上で重要です。ホスト星からの電子との相互作用により、太陽系外磁気圏はサイクロトロンとシンクロトロンの両方の電波放射を持っていると予測されており、どちらもまだ観測でははっきりと確認されていません。コヒーレントサイクロトロン放射は文献で広く研究されているため、ここでは、ホストスターからの高エネルギー電子放出の発生によって引き起こされるバースト的な動作（つまり、フレア）を伴う惑星シンクロトロン放射に焦点を当てます。バースト性シンクロトロン放射の2つの重要なパラメーター、つまり、磁束密度とバーストレート、および2つの重要な機能、すなわちバーストの光度曲線と周波数シフトは、星-ホットジュピターシステムで予測されます。惑星の軌道位相-バーストレートの関係は、星と惑星の相互作用（SPI）のシグネチャとも見なされます。例として、2つのよく研究された候補システムであるHD189733およびV830\tauの以前のX線および無線観測を採用して、それらの特定のバーストレートとバースト性シンクロトロン放射のフラックスを予測し、さらに観測を確認します。現在および今後の電波望遠鏡によるそのような放出の検出可能性は、私たちが発見の夜明けにいることを示しています。
A暖かいネプチューンGJ 3470bの周りの上部の大気
| Title |
A_He_I_upper_atmosphere_around_the_warm_Neptune_GJ_3470b |
| Authors |
E._Palle,_L._Nortmann,_N._Casasayas-Barris,_M._Lamp\'on,_M._L\'opez-Puertas,_J._A._Caballero,_J._Sanz-Forcada,_L._M._Lara,_E._Nagel,_F._Yan,_F._J._Alonso-Floriano,_P._J._Amado,_G._Chen,_C._Cifuentes,_M._Cort\'es-Contreras,_S._Czesla,_K._Molaverdikhani,_D._Montes,_V._M._Passegger,_A._Quirrenbach,_A._Reiners,_I._Ribas,_A._S\'anchez-L\'opez,_A._Schweitzer,_M._Stangret,_M._R._Zapatero_Osorio,_and_M._Zechmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12812 |
高分解能トランジット分光法は、太陽系外惑星の大気の化学組成を特性化するための信頼できる技術であることが証明されています。CARMENESスペクトログラフの幅広いスペクトルカバレッジを利用して、広範な惑星系の特性評価を目的とした調査を開始しました。ここでは、\het\吸収を求めてCARMENESを使用した\tplanetの3つのトランジットの観測結果を報告します。ある夜、He〜{\sci}地域はOH$^-$のテルル放出によって著しく汚染されたため、私たちの目的には役立ちませんでした。残りの2泊は、天候のためにS/N比が大きく異なりました。どちらも\tplanetの透過スペクトルに\het\吸収が存在することを示していますが、統計的に有効な検出は、より高いS/Nの夜にのみ要求できます。その夜、1.5$\pm$0.3\％の吸収深度を取得し、この波長で$R_p（\lambda）/R_p=1.15\pm0.14$に変換しました。この同じ夜の分光光度測定の光度曲線は、惑星の通過中に一定の吸収深度で余分な吸収が存在することも示しています。\het\吸収は、放射伝達コードを使用して詳細にモデル化され、モデル化の取り組みの結果が観測と比較されます。質量損失率\mlrが3\、$\times\、10^{10}$\、\gs\の範囲に制限されていることがわかります。$T$=6000\、Kto10\、$\times\、10^{10}$\、\gs\for$T$=9000\、K。\tplanetでのHe〜{\sci}検出の物理的メカニズムとその意味について説明し、他の海王星サイズの惑星での同様の検出や非検出と比較して、状況を把握します。また、可視および近赤外観測に基づいて、改良された恒星および惑星パラメータの決定を提示します。
太陽系外惑星の熱圏におけるイオン：革新的な実験室実験によって明らかにされた観察可能な制約
| Title |
Ions_in_the_Thermosphere_of_Exoplanets:_Observable_Constraints_Revealed_by_Innovative_Laboratory_Experiments |
| Authors |
J\'er\'emy_Bourgalais,_Nathalie_Carrasco,_Quentin_Changeat,_Olivia_Venot,_Lora_Jovanovi\'c,_Pascal_Pernot,_Jonathan_Tennyson,_Katy_L._Chubb,_Sergey_N._Yurchenko,_and_Giovanna_Tinetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12872 |
太陽系外惑星の研究に特化した宇宙望遠鏡、\textit{AtmosphericRemote-SensingInfraredExoplanetLarge-survey}（ARIEL）、および\textit{JamesWebbSpaceTelescope}（JWST）の発売に伴い、新しい時代が始まります。惑星外の大気探査で。ただし、特に後期型の星の周りの比較的寒い惑星では、光化学のヘイズと雲が大気の下部の構成を覆い隠し、対流圏の化学種を検出したり、表面があるかどうかを理解したりすることが難しくなります。。この問題は、上記の太陽系外惑星の居住性を調査し、生物のシグネチャを検索することを目的とする場合に、特に悪化します。私たちは、雲のデッキの上の高層大気に見られる分子イオンの特徴に焦点を当てています。我々の結果は、H$_3^+$とH$_3$O$^+$が現実的な混合比の仮定に基づいてサブネプチューンの観測スペクトルで検出できることを示唆しています。この新しいパラメトリックセットは、薄い質量の超地球とH$_2$が支配する亜海王星を区別するのに役立ち、低質量のアクティブな星の周りの低重力惑星がその揮発性を維持できるかどうかという重要な問題に対処しますコンポーネント。これらのイオンは、H$_2$OやO$_2$などの特定の対象分子に対する潜在的なトレーサーを構成して、太陽系外惑星の居住性を調べることもできます。それらの検出は、将来のJWSTとARIEL望遠鏡にとっては、心を奪われる挑戦になるでしょう。
K-Stacker、高コントラストイメージングに隠された惑星の軌道パラメーターをハックするアルゴリズム。 VLT
SPHEREマルチエポック観測への最初のアプリケーション
| Title |
K-Stacker,_an_algorithm_to_hack_the_orbital_parameters_of_planets_hidden_in_high-contrast_imaging._First_applications_to_VLT_SPHERE_multi-epoch_observations |
| Authors |
H._Le_Coroller,_M._Nowak,_P._Delorme,_G._Chauvin,_R._Gratton,_M._Devinat,_J._Bec-Canet,_A._Schneeberger,_D._Estevez,_L._Arnold,_H._Beust,_M._Bonnefoy,_A._Boccaletti,_C._Desgrange,_S._Desidera,_R._Galicher,_A.M._Lagrange,_M._Langlois,_A.L._Maire,_F._Menard,_P._Vernazza,_A._Vigan,_A._Zurlo,_T._Fenouillet,_J.C._Lambert,_M._Bonavita,_A._Cheetham,_V._Dorazi,_M._Feldt,_M._Janson,_R._Ligi,_D._Mesa,_M._Meyer,_M._Samland,_E._Sissa,_J.L._Beuzit,_K._Dohlen,_T._Fusco,_D._Le_Mignant,_D._Mouillet,_J._Ramos,_S._Rochat,_J.F._Sauvage |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12878 |
最近の高コントラスト画像調査では、若い近くのシステムの惑星を探しており、これらの調査が最も敏感である通常20auを超える比較的大きな距離にある少数の巨大惑星の証拠を示しました。5〜20auの小さな物理的距離にアクセスすることは、10mの望遠鏡とELTで将来の惑星のイメージャーが間接的な手法（半径方向速度、通過、Gaiaでの天文測定）とのギャップを埋めるための次のステップです。そのコンテキストで、私たちは最近、異なるエポックで取得した複数の観測を組み合わせ、画像に存在する潜在的な惑星の軌道運動を考慮して、最終的な検出限界を高める新しいアルゴリズム、Keplerian-Stackerを提案しました。このアルゴリズムは、惑星が1つのエポックで検出されないままであっても、SPHEREのシミュレートされた画像の時系列で惑星を見つけることができることを示しました。ここでは、実際のSPHEREデータセットでK-Stackerアルゴリズムのパフォーマンスを検証し、機器のスペックルに対する耐性と、真の検出に関して提供されるゲインを示します。これは、高コントラストイメージングにおける将来の専用マルチエポック観測キャンペーンの動機となり、放射光と反射光で惑星を検索します。結果。スタック画像の惑星のSNRが7に達したときに、K-Stackerが高い成功率を達成することを示しています。SNR比の改善は、総露光時間の平方根として反映されます。ブラインドテストおよびHD95086b、betaPicbの再検出中に、最新のMCMC軌道フィッティングテクニックによって導き出されたものと一致する軌道ソリューションを見つけるK-Stackerの機能を強調し、K-Stackerは、検出利得により、低信号対雑音で回復した太陽系外惑星の最も可能性の高い軌道ソリューションを特徴付ける機会を提供します。
エルバール：将来のインパクトクレーター
この予備調査は、サハラ砂漠の南、エジプトのカレットハドエルバールとカレットエルアラファの間にある正体不明のクレーターの発見に対処します。正体不明のクレーター（以下、エルバールクレーターと仮称）は、サハラ砂漠の地形分析中に発見されました。エルバールクレーターは、南西アルジザギザにあり、幅は約327メートル、周長は約1,027メートル、表面積は約83,981平方メートルです。予備的なスペクトル分析と地形分析により、ボウル型の縁や火口壁など、地球外起源の超高速イベントによって生成された衝突火口の特徴が明らかになります。ただし、Landsat画像からは、近位または遠位のイジェクタは見えません。さらに、地形の特徴、およびエルバール玄武岩は斜方輝石が豊富であることが知られているが、周囲の玄武岩は豊富ではないという事実は、最も説得力のある説明としての影響を示唆しています。エルバールクレーターは地球インパクトデータベースでインデックス化されておらず、アフリカのインパクト構造の分析では、確認された、提案された、または反証されたインパクトクレーターとして識別されませんでした。そのため、カイロ大学と協力して、エルバールクレーターの現地調査を実施し、平面形成、粉砕円錐、および衝撃変成および/または他の隕石特性が存在するかどうかを確認する遠征が組織されました。
Col-OSSOS：3つのカイパーベルトバイナリの組成均一性
| Title |
Col-OSSOS:_Compositional_homogeneity_of_three_Kuiper_belt_binaries |
| Authors |
Micha_el_Marsset,_Wesley_C._Fraser,_Michele_T._Bannister,_Megan_E._Schwamb,_Rosemary_E._Pike,_Susan_Benecchi,_J._J._Kavelaars,_Mike_Alexandersen,_Ying-Tung_Chen,_Brett_J._Gladman,_Stephen_D._J._Gwyn,_Jean-Marc_Petit,_and_Kathryn_Volk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12996 |
Trans-NeptunianBinaries（TNB）の表面特性は、これらのオブジェクトが形成された惑星のディスクの特性を理解するための鍵となります。光学波長では、ほとんどの同じサイズのコンポーネントシステムが同様の色を共有することが実証されており、それらは同様の構成を持っていることを示唆しています。バイナリペアの色の均一性は、カイパーベルトの色の全体的な多様性と対照的です。これは、局所的かつ全体的に不均一な原始惑星系円盤から形成されたトランスネプチュニアンオブジェクト（TNO）の証拠として解釈されました。このパラダイムでは、動的にホットなTNOが形成位置から分散する前に、バイナリペアが早期に形成されている必要があります。ただし、後者の推論は、バイナリコンポーネントの一致する色が一致する合成を意味するという仮定に依存していました。ここでは、外側の太陽系起源調査で見つかった3つのTNBのコンポーネント分解測光を調べることにより、この仮定をテストします。近赤外の波長範囲。バイナリペアの2シグマ内の同様の色を報告します。これは、同様の反射スペクトルを示唆しているため、表面組成を示唆しています。これは、小石雲の重力崩壊をTNO形成経路の可能性として提唱しています。ただし、少なくとも1つのバイナリを含むいくつかの同様に小さいTNOは、近赤外線で実質的なスペクトル変動を示すことが示されているため、場合によっては、バイナリペアの色の同等性に違反する可能性があります。
リトルモンスターからの摂食とフィードバック：矮小銀河におけるAGN
クエーサーが形成されたシードブラックホールを検出することは非常に困難です。ただし、超大質量に成長しなかったシードは、ローカルの矮小銀河の100-10$^5$M$_{\odot}$の中間質量ブラックホール（IMBH）として検出されます。深い多波長調査の使用により、活発に降着するIMBH（低質量AGN）の集団が少なくとも$z\sim$3までの矮小銀河に存在することが明らかになりました。これらの銀河のブラックホール占有率は、初期の宇宙シードブラックホールがガスの直接的な崩壊から形成されたことを示唆しており、これは低質量端でのブラックホールと銀河のスケーリング関係の可能な平坦化によって強化されます。しかし、このシナリオは、AGNフィードバックが矮小銀河に強い影響を与える可能性があるという発見に挑戦しています。これは、矮小銀河の低質量AGNが初期シードブラックホールの手つかずの遺物ではない可能性があることを意味します。これは、シードブラックホール形成モデルに重要な影響を与えます。
L [CII]の予測-再イオン化の時代におけるSFRおよび[CII]輝度関数
| Title |
Predictions_of_the_L[CII]_--_SFR_and_[CII]_Luminosity_Function_at_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
T._K._Daisy_Leung_(Flatiron_CCA,_Cornell),_Karen_P._Olsen_(U_Arizona),_Rachel_S._Somerville_(Flatiron_CCA,_Rutgers),_Romeel_Dave_(Edinburgh),_Thomas_R._Greve_(UCL,_DAWN_Copenhagen),_Christopher_C._Hayward_(Flatiron_CCA),_Desika_Narayanan_(U_Florida,_DAWN_Copenhagen),_Gergo_Popping_(ESO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11912 |
$L_{\rm[CII]}$-SFR関係と[CII]光度関数（LF）の最初の予測を、SIMBAスイートと放射伝達計算を使用した宇宙流体力学シミュレーションに基づく再イオン化の時代（EoR）で提示します。S\'IGAME経由。サンプルは、ハロー質量$\logM_{\rmhalo}\in$[9、12.4]$M_\odot$、星形成率SFR$\in$[0.01、330]$M_\odot$をカバーする11,137個の銀河で構成されていますyr$^{-1}$、および金属性$<Z_{\rmgas}>_{\rmSFR}\in$[0.1、0.9]$Z_\odot$。シミュレートされた$L_{\rm[CII]}$-SFR関係は観測された範囲と一致していますが、SFRの上限で$\simeq$0.3dexの広がりがあります（$>$100$M_\odot$yr$^{-1}$）と$\simeq$0.6dexが下端にあり、予測と$L_{\rm[CII]}$の値が10$^{8.5}$$L_\odotを超えると緊張が生じます文献で報告されているいくつかの銀河で観測された$。$L_{\rm[CII]}$-SFR関係のばらつきは、主に銀河の特性によって引き起こされます。たとえば、特定のSFRでは、分子ガス質量と金属性が高い銀河ほど、$L_{\rm[CII]}が高くなります。$。SIMBAによって予測された[CII]LFは、EoR（ASPECS）での既存の非ターゲットフラックス制限[CII]調査によって設定された上限と、半解析モデルによって予測された上限と一致しています。結果を既存のモデルと比較し、$L_{\rm[CII]}$-SFR関係の不一致スロープの原因となる違いについて説明します。
恒星個体群特性に対するバイナリーパラメーターの不確実性の影響の評価
| Title |
Evaluating_the_impact_of_binary_parameter_uncertainty_on_stellar_population_properties |
| Authors |
E._R._Stanway_(1),_A._A._Chrimes_(1),_J._J._Eldridge_(2)_and_H._F._Stevance_(2)._((1)_Warwick,_UK,_(2)_Auckland,_NZ) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11913 |
連星は恒星集団の統合光に大きな影響を与えることが示されています。特に低金属性と初期の年齢では、遠い宇宙で一般的な状況です。しかし、質量の関数としての恒星の倍数における星の割合、それらの可能性のある初期期間、および質量比の分布は、すべてローカル宇宙での観測から経験的に知られています。それぞれに関連する不確実性があります。どのプロパティとタイムスケールがバイナリ分数によって導入された不確実性に最も影響を受けやすく、バイナリ光の観測がバイナリパラメータを決定するのに十分であるかどうかを考慮して、統合された恒星個体群のプロパティに対するバイナリパラメータのこれらの不確実性の影響を調査します。経験的バイナリパラメータ分布の不確実性の影響は、観測データの金属性と恒星の個体群年齢の不確実性によって導入されたものよりも小さいと考えられます。HeII1640オングストロームの輝線の放射と紫外光学の連続体の色は、質量の高いバイナリの存在の潜在的な指標として識別されますが、金属の制約が不十分で、ダストの消滅ともっともらしい星形成履歴の縮退は、測定可能な信号を損なう可能性があります。
GASP XXVII：ラム圧力ストリッピングがある場合とない場合の円盤銀河における気相金属性スケーリング関係
| Title |
GASP_XXVII:_Gas-phase_metallicity_scaling_relations_in_disk_galaxies_with_and_without_ram-pressure_stripping |
| Authors |
Andrea_Franchetto,_Benedetta_Vulcani,_Bianca_M._Poggianti,_Marco_Gullieuszik,_Matilde_Mingozzi,_Alessia_Moretti,_Neven_Tomi\v{c}i\'c,_Jacopo_Fritz,_Daniela_Bettoni,_Yara_L._Jaff\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11917 |
MUSE（GASP）調査による銀河のGAsストリッピング現象からのデータを活用して、ラム圧力ストリッピングを受けている29個のクラスター銀河のサンプルと、（16個のクラスターと16個のフィールドの参照サンプルの）ガス相の金属性スケーリング関係を調べます）ガス障害の顕著な兆候のない銀河。PYQZコードを採用して、有効半径での平均ガス金属性を推測し、恒星の質量範囲$10^{9.25}\leM_\star\le10^{11.5}で明確な質量-金属性関係（MZR）を達成します\、{\rmM_\odot}$は、0.12dexのばらつきがあります。任意の質量で、参照クラスターとストリッピング銀河は類似した金属性を持っていますが、$M_\star<10^{10.25}\、{\rmM_\odot}$をもつフィールド銀河は、クラスター内の銀河よりも平均的に低いガス金属性を示します。私たちの結果は、有効半径では、ストリッピング銀河の化学的性質は、ラム圧ストリッピングメカニズムとは無関係であることを示しています。それにもかかわらず、最も低い質量では、より複雑なシナリオを示唆する一般的なMZRをはるかに超える4つのストリッピング銀河を検出します。全体的に、以前の研究と一致して、金属性と星形成率と銀河サイズの両方の間に反相関の兆候が見られます。代わりに、ハロー質量、クラスター中心距離、およびクラスター内の局所銀河密度については、有意な傾向は見られません。結論として、ラム圧力ストリッピングによるディスク内部のガス再分布の影響を強調できる、銀河の空間分解ガス金属性マップのより詳細な分析をアドバイスします。
局所銀河円盤の電子密度構造
パルサー分散測定（DM）は、DM距離分布の著しいばらつきと不均一性の強い証拠にもかかわらず、銀河平面の上下にある星間媒質（ISM）の電子密度を平面平行媒質としてモデル化するために使用されていますISM。電子密度に乱流変動、クランプ、ボイドを組み込んだローカルISMのモデルを評価するために、独立した距離測定値を持つパルサーのサンプルを使用します。視線の$\sim1/3$は厳密に平面の平行モデルとは異なるため、後者の2つのコンポーネントが必要です。モデルの滑らかなコンポーネントの尤度分析により、スケールの高さ$z_0=1.57^{+0.15}_{-0.14}$kpcおよび中央平面密度$n_0=0.015\pm0.001$cm$^{-3}が得られます$。DM距離分布の散乱は、束とボイドによって支配されますが、コルモゴロフスペクトルなどの密度変動の広いスペクトルから大きな影響を受けます。モデルは、DMの外れ値を持つ視線を識別するために使用されます。これらの3つのパルサー、J1614$-$2230、J1623$-$0908、およびJ1643$-$1224は、既知のHII領域の背後にあり、電子密度モデルはH$\alpha$強度データと組み合わされて、フィリングファクターおよびその他のサブ構造を制約しますHII領域のプロパティ（Sh2-7およびSh2-27）。いくつかのパルサーは、スーパーバブルGSH238+00+09と交差する視線によって引き起こされる可能性が高い、強化されたDM変動も示します。
| Title |
DeepMerge:_Classifying_High-redshift_Merging_Galaxies_with_Deep_Neural_Networks |
| Authors |
A._\'Ciprijanovi\'c,_G._F._Snyder,_B._Nord,_J._E._G._Peek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11981 |
シミュレートされた画像で銀河をマージすることとマージしないことを区別するタスクと、高赤方偏移（つまり$z=2$）で初めて、畳み込みニューラルネットワーク（CNN）の使用を調査し、実証します。Illustris-1宇宙論シミュレーションからマージ銀河と非マージ銀河の画像を抽出し、ハッブル宇宙望遠鏡からのそれを模倣する観測ノイズと実験ノイズを適用します。ノイズのないデータは「元の」データセットを形成し、ノイズのあるデータは「ノイズの多い」データセットを形成します。CNNのテストセット分類の精度は、初期状態の場合$79\％$、ノイズの多い場合$76\％$です。CNNは、従来の1次元または2次元の統計手法（濃度、非対称、Gini、$M_{20}$統計など）よりも優れていることが示されているランダムフォレスト分類器よりも優れています。銀河。また、結合状態と星形成率に関して分類子の選択効果を調査し、バイアスを見つけていません。最後に、結果からGrad-CAM（勾配加重クラス活性化マッピング）を抽出して、分類モデルの忠実度をさらに評価および調査します。
コマ星団におけるラム圧力ストリッピング候補：星形成の増強の証拠
| Title |
Ram_pressure_stripping_candidates_in_the_Coma_Cluster:_Evidence_for_enhanced_star_formation |
| Authors |
Ian_D._Roberts_and_Laura_C._Parker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12033 |
Comaクラスターは最も近い巨大な（$M\gtrsim10^{15}\、\mathrm{M_\odot}$）銀河クラスターであり、銀河の星形成に対するクラスター環境の影響を調査するための優れた研究室になっています。ここでは、ラムの圧力ストリッピングと一致する形態が乱された41個の銀河のサンプルを示します。これらの銀河は、Comaクラスターの〜9$\mathrm{deg^2}$をカバーするカナダ-フランス-ハワイ望遠鏡の高品質マルチバンドイメージングを使用して視覚的に識別されます。これらの「ストリッピング候補」は、濃度の非対称性やGini-$M_{20}$などの一般的な定量的形態学的測定の明らかな外れ値であり、その乱れた性質を裏付けています。観測された非対称性の方向、および投影された位相空間での銀河の位置に基づいて、これらの候補は、コマ星団に落下した直後に除去される銀河と一致しています。最後に、ストリッピング候補は、「通常の」星形成コマ銀河と野外の孤立した銀河の両方に対して、星形成率の向上を示しています。ラム圧力は、急冷前のストリッピング段階中の星形成の促進を促進している可能性があります。概して、ラム圧力ストリッピングは、コマクラスターのすべての領域に遍在するようです。
銀河における星形成の最も初期の段階の観察：3つのエッジオンディスクの8ミクロンコア
| Title |
Observing_the_Earliest_Stages_of_Star_Formation_in_Galaxies:_8_micron_Cores_in_Three_Edge-on_Disks |
| Authors |
Bruce_G._Elmegreen,_Debra_M._Elmegreen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12105 |
銀河における星形成の最も初期の段階の垂直分布を研究するために、SpitzerSpaceTelescopeInfraRedArrayCamera（IRAC）によって観測された3つのエッジオンスパイラル、NGC891、NGC3628、およびIC5052を使用して、コンパクトな8ミクロンコアを調べましたアンシャープマスクテクニック;173、267、および60コアがそれぞれ区別されました。色-色分布は、PAHと若い星からの非常に消滅した光球放出の混合を示唆しています。Vバンドの平均消光は約20等で、前景とコアの間で等分されます。塊のIRACの大きさは、1銀河の年齢を仮定して恒星の質量に変換されます。これは、各銀河の星の形成率に対する総コア質量の比にほぼ等しいものです。消滅と恒星の質量は、5％の星形成効率のために〜18pcの固有のコア直径を示唆しています。8ミクロンコアのディスクの半分の厚さは、NGC891の場合は105pc、IC5052の場合は74pcで、半径によって2倍程度変化します。相互作用しているNGC3628の場合、厚さの半分は438pcですが、この相互作用があっても、8ミクロンのディスクは非常に平坦で、垂直方向の安定性を示しています。帯状疱疹やらせん状のような小規模な構造がコアの位置に見られます。8ミクロンのコアのうち、光学的に対応するものはほとんどありません。
荷電バイナリブラックホールインスパイラルのポストニュートン波形とGWTC-1イベントによる分析
| Title |
Post-Newtonian_waveform_for_charged_binary_black_hole_inspirals_and_analysis_with_GWTC-1_events |
| Authors |
Hai-Tian_Wang,_Peng-Cheng_Li,_Jin-Liang_Jiang,_Yi-Ming_Hu_and_Yi-Zhong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12421 |
2015年の最初の検出以来、10件のブラックホールバイナリ合併イベントが正式に報告されています。これらの重力波信号により、ブラックホールの天体物理学に対する理解が大幅に高まりました。一般に、ブラックホールの特性は、その質量、スピン、電荷によって包括的に記述されます。3番目のパラメータは、現実的な天体物理学環境で予想される非常に低い値のため、しばしば無視されます。この研究では、電荷をベイジアン法で小さな摂動として扱うことにより、パラメーター化されたポストアインシュタインフレームワークと同等の方法で電荷量を制限し、電荷の現在の制限が以前の研究でフィッシャー情報行列法によって得られた。次に、帯電したバイナリブラックホールインスパイラルのゼロ次ポストニュートン波形を作成し、この帯電した波形を、最初の2回の実行でLIGO-Virgoによって観測されたバイナリブラックホールのマージイベントに適用します。ベイジアンモデル選択は、ポストニュートン波形、帯電したポストニュートン波形、および完全なインスパイラルマージャーリングダウン波形の間で実行されます。注目すべきことに、主にインスパイラル後期の影響と、両方のインスパイラルマージャーリングダウンが完全にアウトランしたため、非ニューポストウェーブの波形と比較して、帯電ニュートン波形がLIGO-Virgoデータとよく一致することを示しています。波形に電荷が含まれていると、推定パラメーターが大幅にシフトする可能性があります。最後に、バイナリブラックホールの電荷に関する特定の制約を取得し、欠点について説明します。私たちの作業では、より有意義な制約が得られるように、荷電バイナリブラックホールマージャーの完全なインスパイラルマージャーリングダウン波形を開発する必要があります。
銀河の核活動によるエチオピアと東アフリカの天文学の発展
この論文では、エチオピアと東アフリカで銀河系外の天文学と活動銀河と活動銀河核（AGN）の物理学で現在行われている研究をまとめています。この研究は、次のようないくつかの未解決の問題に焦点を当てています：超硬X線で検出されたAGNの恒星の年齢と母集団とは何か、AGNとそれらのホスト銀河間の関係は何か、銀河団におけるAGNの特性と核活動を誘発する上での環境の役割？、AGNの形態学的特性とは何ですか？そして活動銀河の形態学的分類にどのように正確に対処できますか？、緑の谷の銀河の特性と銀河進化におけるAGNの役割？、そしてラジオラウドとラジオクワイエットクエーサー（QSO）の特性と2つの間の二分法は何ですか？これらの質問のそれぞれは、簡単に紹介される特定のプロジェクトの下で作成されました。これらのプロジェクトには、6名の博士号と3名の修士課程の学生と、エチオピア、ルワンダ、南アフリカ、ウガンダ、タンザニア、スペイン、イタリア、チリ間のコラボレーションが含まれます。私たちが目指すすべてのプロジェクトでは、まず、AGNに関する一般的な知識に貢献し、次に、エチオピアと東アフリカの天文学と科学の発展に貢献することです。
重水素化分子線における2つのオリオンコアのALMA ACAと野辺山の観測
| Title |
ALMA_ACA_and_Nobeyama_observations_of_two_Orion_cores_in_deuterated_molecular_lines |
| Authors |
Ken'ichi_Tatematsu,_Tie_Liu,_Gwanjeong_Kim,_Hee-Weon_Yi,_Jeong-Eun_Lee,_Naomi_Hirano,_Sheng-Yuan_Liu,_Satoshi_Ohashi,_Patricio_Sanhueza,_James_Di_Francesco,_Neal_J._Evans_II,_Gary_A._Fuller,_Ryo_Kandori,_Minho_Choi,_Miju_Kang,_Siyi_Feng,_Tomoya_Hirota,_Takeshi_Sakai,_Xing_Lu,_Quang_Nguyen_Lu'o'ng,_Mark_A._Thompson,_Yuefang_Wu,_Di_Li,_Kee-Tae_Kim,_Ke_Wang,_Isabelle_Ristorcelli,_Mika_Juvela,_and_L._Viktor_T'oth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12548 |
ALMAACA7mアレイと野辺山45m電波望遠鏡を使用して、OrionA雲の2つの分子雲コアをマッピングしました。これらのコアは、野辺山45m電波望遠鏡による単一点観測で明るいN$_2$D$^+$放出を示し、比較的重水素の割合が高く、星形成の開始に近いと考えられています。1つは星形成核であり、もう1つは星なしです。これらのコアはN$_2$H$^+$で観測されたフィラメントに沿って配置されており、N$_2$Dで0.41kms$^{-1}$と0.45kms$^{-1}$の狭い線幅を示しています野辺山45メートル望遠鏡でそれぞれ$^+$。両方のコアは、バンド6の連続体と分子線のALMAACA7mアレイで検出されました。スターレスコアG211は、いくつかのサブコアを持つ塊状の構造を示します。また、G211のサブコアには、ほぼ純粋に熱である内部運動があります。特にスターレスサブコアG211Dは、逆PCygniプロファイルのヒントを示し、落下運動を示唆しています。星形成コアG210は、単一のダスト連続体ピークに対して対称に配置された、同様の強度と半径方向速度の2つのN$_2$D$^+$ピークの興味深い空間的特徴を示しています。1つの解釈は、2つのN$_2$D$^+$ピークがエッジオンの疑似ディスクを表すというものです。ただし、CO流出ローブは、両方のN$_2$D$^+$ピークを結ぶ線に対して垂直ではありません。
高赤方偏移銀河におけるダスト温度と質量の放射平衡推定
| Title |
Radiative_equilibrium_estimates_of_dust_temperature_and_mass_in_high-redshift_galaxies |
| Authors |
Akio_K._Inoue_(1),_Takuya_Hashimoto_(2),_Hiroki_Chihara_(3),_Chiyoe_Koike_(3)_((1)_Waseda_University,_(2)_Tsukuba_University,_(3)_Osaka_Sangyo_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12612 |
高$z$銀河のダストの温度と質量を推定することは、初期宇宙のダストの起源を議論するために不可欠です。ただし、これには、赤外線スペクトルエネルギー分布のサンプリングの制限があります。ここでは、ダストが放射平衡にあると仮定して、銀河内のダストの温度と質量を導出するアルゴリズムを示します。アルゴリズムは、薄い球形のシェル、均一な球、および塊のある球の3つのジオメトリに対して定式化します。また、紫外および赤外波長、それぞれ$\kappa_{\rmUV}$および$\kappa_{\rmIR}$でのダストの質量吸収係数の影響についても説明します。例として、$z=7.5$、A1689zD1の通常のダスト状星形成銀河にアルゴリズムを適用し、ダスト連続体の3つのデータポイントを使用できます。$\kappa_{\rmUV}=5.0\times10^4$cm$^2$g$^{-1}$および$\kappa_{\rmIR}=30（\lambda/100\mum）^の使用{-\beta}$cm$^2$g$^{-1}$で$\beta=2.0$の場合、ダスト温度は38--70〜Kで、質量は$10^{6.5-7.3}$Mです。考慮される3つのジオメトリの$_\odot$。ダストの連続体の単一のデータポイントから同様の温度と質量を取得します。これは、赤外線観測が限られている高$z$銀河に対するアルゴリズムの有用性を示唆しています。固まりの球の場合、温度は通常の修正された黒体フィットの温度と等しくなります。これは、固まりを表す追加のパラメーターがアジャスターとして機能するためです。最適なクランプパラメータは$\xi_{\rmcl}=0.1$であり、クランプサイズが$\の場合、この高$z$銀河のクランプのボリュームフィルファクタの$\sim10$\％に対応します。sim10$pc、ローカル宇宙の巨大分子雲のそれに似ています。
拡張されたGaia-PS1-SDSS（GPS1 +）適切なモーションカタログ
| Title |
The_extended_Gaia-PS1-SDSS_(GPS1+)_proper_motion_catalog |
| Authors |
Hai-Jun_Tian,_Yang_Xu,_Chao_Liu,_Hans-Walter_Rix,_Branimir_Sesar,_Bertrand_Goldman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12641 |
GPS1カタログは2017年にリリースされました。これは、天空の4分の3を横切って$r\sim20$\、magの大きさまで、約3億5,000万個の光源に正確な適切な動きを提供しました。この調査では、{\itGaia}DR2、PS1、SDSS、および2MASS天文測定に基づいて、GPS1+拡張GPS1カタログを$r\sim22.5$\、magまで表示します。GPS1+は、合計で$\sim$400百万のソースに適切なモーションを提供し、0.1\masyr未満の特徴的な系統誤差を備えています。このカタログは、2つのサブサンプル、つまりプライマリパーツとセカンダリパーツに分かれています。主要な$\sim$264百万ソースには、{\itGaia}とSDSS天文測定のいずれかまたは両方があり、標準的な精度は2.0〜5.0\masyrです。この部分では、$\sim$1億6000万のソースに{\itGaia}の適切なモーションがあります。ベイジアンモデルを作成することで、それぞれに別の新しい適切なモーションを提供します。{\itGaia}の値と比較して、精度はかすかな端で平均して$\sim$0.1\、dex向上します。$\sim$5,000万のソースは、{\itGaia}DR2で適切なモーションが欠落しているオブジェクトであり、$\sim$4.5\masyrの精度で適切なモーションを提供します。残りの$\sim$5400万のかすかな光源は、{\itGaia}の検出能力を超えているため、7.0ミリ秒の精度で適切な動きを初めて提供します。ただし、セカンダリ$\sim1億3600万のソースにはPS1天文測定のみがあり、平均精度は15.0\masyrよりも劣ります。すべての適切な動作は、QSOと既存の{\itGaia}適切な動作を使用して検証されています。カタログはオンラインでリリースされ、VO-TAPサービス経由で入手できます。
RAdial速度実験：畳み込みニューラルネットワークに基づくRAVEスペクトルのパラメーター化
| Title |
The_RAdial_Velocity_Experiment:_Parameterization_of_RAVE_spectra_based_on_Convolutional_Neural_Network |
| Authors |
G._Guiglion,_G._Matijevic,_A._B._A._Queiroz,_M._Valentini,_M._Steinmetz,_C._Chiappini,_E._K._Grebel,_P._J._McMillan,_G._Kordopatis,_A._Kunder,_T._Zwitter,_A._Khalatyan,_F._Anders,_H._Enke,_I._Minchev,_G._Monari,_R._F._G._Wyse,_O._Bienayme,_J._Bland-Hawthorn,_B._K._Gibson,_J._F._Navarro,_Q._Parker,_W._Reid,_G._M._Seabroke,_A._Sieber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12666 |
データ主導の方法は、天体物理学の分野でますます重要な役割を果たしています。星の大規模な分光調査のコンテキストでは、データ駆動型の方法は、短時間で数百万のスペクトルの物理パラメータを推定する上で重要です。畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を使用すると、観測値（スペクトル、恒星等級）を物理特性（大気パラメーター、化学物質の存在量、または一般的なラベル）に関連付けることができます。CNNをトレーニングし、APOGEEDR16（解像度R〜22500）データからの恒星大気パラメーターと化学物質の存在量をトレーニングセットラベルとして採用しました。入力として、中間解像度のRAVEDR6スペクトル（R〜7500）の一部をAPOGEEDR16データとオーバーラップし、広帯域ALL_WISEおよび2MASS測光とGaiaDR2測光および視差を組み合わせて使用しました。正確な大気パラメータTeff、log（g）、[M/H]、および[Fe/H]、[alpha/M]、[Mg/Fe]、[Si/Fe]、[Al/Fe]の化学的存在量を導出しました、および420165RAVEスペクトルの[Ni/Fe]。精度は通常、Teffで60K、log（g）で0.06、個々の化学物質の存在量で0.02〜0.04dexになります。追加の制約として測光と天文測定を組み込むと、トレーニングサンプルで十分にカバーされているパラメーター空間の一部で操作する限り、派生ラベルの精度と精度に関して結果が大幅に向上します。科学的検証により、CNN結果の堅牢性が確認されます。RAVE調査の420165星の不確実性とともに、CNNで訓練された大気パラメーターと存在量のカタログを提供します。CNNベースのメソッドは、恒星を進化的モデルの形で適用することなく、分光データ、測光データ、天文学データを組み合わせる強力な方法を提供します。開発された手順は、RAVEスペクトルの科学的出力をDR6を超えて、GaiaRVSや4MOSTなどの進行中の計画された調査に拡張できます。
主系列に沿った電波ラウドクエーサーの光学スペクトル特性
| Title |
Optical_spectral_properties_of_radio_loud_quasars_along_the_main_sequence |
| Authors |
A._del_Olmo,_P._Marziani,_V._Ganci,_M._D'Onofrio,_E._Bon,_N._Bon_and_A._C._Negrete |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12748 |
クェーサーのメインシーケンス（MS）に沿ったラジオラウドクェーサーの光学特性を分析します。電波検出に基づいて選択された355個のクエーサーのサンプルは、20cmでのFIRST調査とSDSSDR12分光調査のクロスマッチングによって取得されました。MSの高FeII端での強力な放出の性質を検討します。MS光学面の人口Bドメインにある古典的な電波源との差異で、人口Aの非常に降着するクエーサーの電波放射の熱的起源を示す証拠が見つかりました。
Subaru HSCおよびSDSS Stripe 82を使用した最大$ 100 $ kpcの星の適切な運動測定
| Title |
Proper_motion_measurements_for_stars_up_to_$100$_kpc_with_Subaru_HSC_and_SDSS_Stripe_82 |
| Authors |
Tian_Qiu,_Wenting_Wang,_Masahiro_Takada,_Naoki_Yasuda,_\v{Z}eljko_Ivezi\'c,_Robert_H._Lupton,_Masashi_Chiba,_Miho_Ishigaki,_Yutaka_Komiyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12899 |
HyperSuprime-Cam（HSC）調査とSDSSStripe82からのマルチバンドイメージングデータセットの間で一致する星の天文学的な位置を比較することにより、$5,500万以上の主系列星の適切な運動測定を提示します。$3$百万の銀河を使用して、天文学を再調整し、2つのカタログ間に共通の参照フレームを設定します。HSCとSDSS間の絶妙な深さとほぼ$12$年の時間ベースラインにより、$i\simeq24$までの星の統計的固有運動の高精度測定が可能になります。私たちの方法の検証は、$Gaia$固有運動との一致により、$0.1$masyr$^{-1}$よりも高い精度で実証されています。精度を維持するために、SDSS分光クエーサーを使用して検証された星の色に対する$Gaia$の適切な動きとの比較に基づいて、SDSS画像の色差屈折による微妙な影響を補正します。正確なHSC測光に基づく個々の星の測光距離推定と組み合わせると、100ドルkpcまでの距離の各ビン内の星の正味の適切な動きが大幅に検出されます。独自のモーションによる見かけのモーションを差し引いた後の2成分接線速度は、距離範囲$[10、\35]$kpcのハロー領域にある射手座ストリームの明確なシグネチャを含む、豊富な位相空間構造を表示します。また、距離範囲$5-20$kpcの接線速度分散を測定し、データが$80\pm10\{\rmkm/s}$の一定の等方性分散と一致していることを確認しました。より遠くの星は、平均して銀河中心に対してランダムな動きをしているように見えます。
Sgr B2雲の化学に対するUV光子/ X線の影響について
| Title |
On_the_effects_of_UV_photons/X-rays_on_the_chemistry_of_the_Sgr_B2_cloud |
| Authors |
J._Armijos-Abenda\~no,_J._Mart\'in-Pintado,_E._L\'opez,_M._Llerena,_N._Harada,_M._A._Requena-Torres,_S._Mart\'in,_V._M._Rivilla,_D._Riquelme,_F._Aldas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12900 |
HOC$^+$、HCO、およびCO$^+$の線は、光子優勢領域（PDR）およびX線優勢領域の優れたトレーサーと見なされます。私たちは、さまざまな加熱メカニズムの影響を受けるように選択されたSgrB2クラウドの領域に向けて、これらのトレーサーを研究します。高密度のHIIガスで、HCO$^+$とHOC$^+$、HCO、CO$^+$のカラム密度比の最低値を見つけます。この場合、UV光子がガスの加熱と化学作用を支配します。HOC$^+$、HCOおよびCO$^+$の存在量と上記の比率は、化学モデリングのものと比較され、高温化学、宇宙線イオン化率10$^{-16}$s$^{-1}$とタイムスケール$>$10$^{5.0}$年は、休止中のSgrB2リージョンにおけるHOC$^+$の存在量をよく説明していますが、これらのリージョンから導出された最高のHCO存在量を説明するにはショックも必要です。CO$^+$は主にPDRで形成されます。これは、$\sim$（6-10）$\times$10$^{-10}$の最高のCO$^+$存在量が電子密度$>のHII領域で見られるためです。$540cm$^{-3}$とそのCO$^+$放出は静止ガスでは検出されません。比の間では、HCO$^+$/HCO比は、密なHII領域と拡散したHII領域で異なる値を示すため、電子密度に敏感です。SgrB2のSiOJ=2-1エミッションマップを2004年と2012年のX線マップと比較します。2012年のX線マップに表示される既知のスポットの1つは、速度が15〜25kmの分子ガスに関連している可能性がありますs$^{-1}ドル。また、2004年にX線が浸透しているSgrB2領域の$\sim$10$^{-19}$s$^{-1}$のX線イオン化率を導出します。分子ガス。
オリオンのベール泡の分子小球。 IRAM 30m 12CO、13CO、およびC18O 2-1 Orion Aの拡張マップ
| Title |
Molecular_globules_in_Orion's_Veil_bubble._IRAM_30m_12CO,_13CO,_and_C18O_2-1_expanded_maps_of_Orion_A |
| Authors |
J._R._Goicoechea,_C._H._M._Pabst,_S._Kabanovic,_M._G._Santa-Maria,_N._Marcelino,_A._G._G._M._Tielens,_A._Hacar,_O._Berne,_C._Buchbender,_S._Cuadrado,_R._Higgins,_C._Kramer,_J._Stutzki,_S._Suri,_D._Teyssier,_M._Wolfire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12938 |
O型星からの強風と紫外線（UV）放射は、分子コアの出生地を破壊して電離させ、材料をパーセックサイズのシェルに掃引します。星明かりによる解離のため、最も薄い殻は低分子量をホストすると予想されます。したがって、星の形成はほとんどありません。ここでは、IRAM30m望遠鏡で行われた以前の観測を拡大し、台形クラスターとその出生時のオリオン分子コア（OMC）を囲む風力駆動の「ベールの泡」の平方度12COおよび13CO（J=2-1）マップを示します。。広範囲にわたる拡張されたCO排出はベールにはほとんどありませんが、[CII]158um明るいシェルに埋め込まれたいくつかのCO"小球"が存在し、気泡を閉じ込めていることを示しています。これには、Orionの負のLSR速度での静止COの最初の検出が含まれます。この半透明の素材の厳しいUV照射条件を考えると、COの小球の検出は驚くべきことです。これらの小球は小さいです：R_cl=7,100AU、大規模ではありません：M_cl=0.3M_sun、そして適度に密集している：n_H=4x10^4cm^-3（中央値）。それらはシェルの外部圧力、P_ext/k〜10^7cm^-3Kによって閉じ込められ、おそらく磁気的にサポートされています。それらは、不安定性によって形成された一時的なオブジェクトであるか、既存の分子構造から切り離されており、拡大するシェルに関連する通過する衝撃と台形からのUV放射によって彫刻されています。いくつかは小さな柱の形成の最初の段階を表し、他は孤立した小さな小球の形成です。それらの質量はそれらが星を形成することを示唆していませんが、1つの小球は既知の若い恒星オブジェクトの位置と一致します。「ベールシェル」に拡張されたCOがないことは、大規模な星からのフィードバックが、破壊された分子雲ガスのほとんどを放出、攪拌、再処理することを示しています。したがって、この地域の星形成率を制限します。小球の存在はこのフィードバックの結果です。
| Title |
Spin_Evolution_of_Stellar-mass_Black_Hole_Binaries_in_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Hiromichi_Tagawa,_Zoltan_Haiman,_Imre_Bartos,_Bence_Kocsis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11914 |
重力波（GW）イベントの天体物理学的起源は、LIGO/Virgoの発見を受けて最もタイムリーな問題の1つです。アクティブ銀河核（AGN）では、バイナリが形成され、動的相互作用と気体散逸によって効率的に進化します。以前の研究では、AGNディスクのバイナリブラックホール（BBH）の統合が、GW干渉計で観測されるBBHの統合に大きく貢献する可能性があることが示唆されています。ここでは、このGWソース母集団の有効スピンパラメータ$\chi_\mathrm{eff}$の分布を調べます。バイナリ軌道角運動量とブラックホール（BH）スピンの進化を追跡することにより、AGNディスクでのバイナリ形成と進化の半分析モデルを拡張します。BHスピンは、ガスの降着とBHの融合によって変化しますが、2進軌道角運動量は、ガスの降着と2進間の相互作用によって進化します。AGNモデルによって予測された$\chi_\mathrm{eff}$の分布は、LIGO/VirgoO1およびO2の間に観測された分布と類似していることがわかります。一方、BHの放射状の移動が非効率的である場合、軌道面に対してスピン方向をランダム化する散乱イベントが少ないため、観測された分布と比較して$\chi_\mathrm{eff}$は高い値に偏っています。。高いバイナリ質量と、バイナリ質量と$\chi_\mathrm{eff}$の標準偏差との間の正の相関は、最大$\約20\、\mathrm{M}_\odot$までのチャープ質量に対して、AGNディスクで発生した合併の可能な署名。最後に、AGNディスクの階層的なマージは、低質量比、高い一次BHスピン、軌道面の重要なスピン成分など、最近のGWイベントGW190412のプロパティを自然に生成します。
超大質量ブラックホール周辺の円盤における相互作用する恒星質量ブラックホールの軌道移動II。スピンと受信オブジェクト
| Title |
Orbital_Migration_of_Interacting_Stellar_Mass_Black_Holes_in_Disks_around_Supermassive_Black_Holes_II._Spins_and_Incoming_Objects |
| Authors |
Amy_Secunda,_Jillian_Bellovary,_Mordecai-Mark_Mac_Low,_K._E._Saavik_Ford,_Barry_McKernan,_Nathan_W._C._Leigh,_Wladimir_Lyra,_Zsolt_Sandor,_and_Jose_I._Adorno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11936 |
aLIGOとAdvancedVirgoによって検出された星の質量のバイナリブラックホール（BBH）の結合の質量、速度、スピンは、従来のBBHの形成と結合のシナリオに課題をもたらします。アクティブな銀河核（AGN）ディスクは、軌道の進化を促進し、遭遇を散逸させ、移行につながるガスの強力な影響のため、有望な追加のマージチャネルを提供します。以前の研究では、AGNディスクの恒星質量ブラックホール（sBH）が、正と負のガストルクが相殺され、頻繁なBBH形成につながる移行トラップと呼ばれるディスクの領域に移行することが示されました。ここでは、マイグレーションまたは傾斜の低減のいずれかによって内部ディスクに入る追加のsBHの進化をシミュレートすることにより、その作業に基づいて構築します。また、モデルで形成されたBBHが、ディスクに対する質量中心の周りに逆行軌道または順行軌道を持っているかどうかを調べ、マージされたBBHのスピンのディスクに対する方向を決定します。内部ディスクに入るオービターは、一般に質量が非対称であるBBHを形成し、sBHは移行トラップの近くの共鳴軌道上にあることがわかります。これらのブラックホールが80太陽質量に達すると、移行トラップでsBHとBBHが形成され、10Myrを超えると約1000太陽質量に達します。また、シミュレーション軌道のBBHの68％が逆行方向に移動していることもわかります。これは、マージチャネルが、これまでに検出されたBBHマージの大部分で観察される無次元整列スピンchi_effの低い値を簡単に生成できることを意味します。
GRB 110715AはFRB 171209の前身ですか？
| Title |
Is_GRB_110715A_the_progenitor_of_FRB_171209? |
| Authors |
Xiang-Gao_Wang_(GXU),_Long_Li_(GXU),_Yuan-Pei_Yang_(YNU),_Jia-Wei_Luo_(UNLV),_Bing_Zhang_(UNLV),_Da-Bin_Lin_(GXU),_En-Wei_Liang_(GXU),_Song-Mei_Qin_(GXUCM) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12050 |
高速無線バースト（FRB）の物理的な起源は不明です。ガンマ線バースト（GRB）から生まれた若いマグネターは、FRBの中心的なエンジンである可能性が示唆されています。このような仮説は、110個のFRBと1440個のGRBからのGRB-FRB空間関連付けを体系的に検索することによってテストします。Parkes望遠鏡によって発見されたFRBイベントの1つであるFRB171209は、$z=0.82$の歴史的な長期間のGRB110715Aと空間的に一致していることがわかります。GRB110715Aの残光は、ミリ秒のマグネターによって駆動されることと一致しています。FRB171209の銀河外分散測定値は、銀河間媒質による寄与を超えています。これは、GRBに関連する若い超新星残骸による寄与であると解釈できます。全体として、関連付けの重要性は$（2.28-2.55）\sigma$です。関連付けが実際に物理的である場合、我々の結果は、長いGRBに関連付けられたマグネターが少なくともいくつかのFRBの前駆体である可能性があることを示唆しています。
重力波過渡カタログGWTC-1でのLIGO / Virgoバイナリブラックホール合併のマルチバンド観測
| Title |
Multiband_Observation_of_LIGO/Virgo_Binary_Black_Hole_Mergers_in_the_Gravitational-wave_Transient_Catalog_GWTC-1 |
| Authors |
Chang_Liu,_Lijing_Shao,_Junjie_Zhao,_Yong_Gao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12096 |
AdvancedLIGOおよびVirgo検出器は、宇宙のブラックホール（BH）を研究する新しい時代を切り開きました。恒星質量バイナリーBH（BBH）の人口は、以前の予想よりも重いことが発見されました。これらの重いBBHは、地上ベースおよび宇宙ベースの重力波（GW）検出器でマルチバンド観測を実現する機会を提供します。この作業では、LIGO/Virgoコラボレーションによって発見されたBBHを疑いの余地のない例として使用し、GW検出器を使用したマルチバンド観測の近い将来の展望を詳細に調査します。スペースベースのGW検出器の動きを完全に考慮しながら、フィッシャー行列を回転する、歳差運動をしないインスパイラルマージャーリングダウン波形に適用します。私たちの分析では、デシヘルツ感度の検出器は、非常に大きなS/N比で恒星質量のBBH信号を記録し、上空の位置や合体までの時間など、正確なパラメータ推定を提供することが期待されています。さらに、複数の検出器の組み合わせにより、BBH特性のかつてない測定が実現します。明示的な例として、BHの一般的な双極子放射に対するマルチバンド感度を示します。これは、特にBHの曲率に起因するスカラー化を予測する理論にとって、重力の基礎における等価原理にとって非常に重要です。
軸外で観測されたガンマ線バーストの構造化ジェットからの高緯度放射
| Title |
High_latitude_emission_from_structured_jet_of_Gamma-Ray_Bursts_observed_off-axis |
| Authors |
Stefano_Ascenzi,_Gor_Oganesyan,_Om_S._Salafia,_Marica_Branchesi,_Giancarlo_Ghirlanda,_Simone_Dall'Osso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12215 |
ガンマ線バースト（GRB）のX線放出は、多くの場合、初期の急激な減衰と、それに続く、数千秒に及ぶほぼ一定の放出フェーズ（いわゆる「プラトー」）が特徴です。急激な減衰は通常、即発ガンマ線フラッシュの尾として解釈されますが、長期間続くプラトーは、通常、長時間持続する中央エンジンからのエネルギー注入によって持続する外部衝撃からの放出に関連しています。最近の研究では、エネルギーとバルクローレンツ係数がジェット対称軸からの角距離に依存する「構造化ジェット」からの高緯度放出（HLE）への急激な減衰とプラトーの両方に起因する別の解釈が提案されました。この作業では、このアイデアを拡張して、より現実的な条件を探ります。（a）プロンプト放出の有限の継続時間、（b）光学的深さの角度依存性、（c）観察者の視野角に対する光曲線の依存性。非常に軸外で見た場合、構造化ジェットHLEライトカーブは、軸上の場合とは対照的に、急峻なフェーズと平坦なフェーズの明確な区別がなくスムーズに減衰していることがわかります。物理パラメータの現実的な選択のために、緯度依存のトムソン不透明度と放出の有限の持続時間の影響は、全体的な光度曲線の進化にわずかな影響を与えます。GW170817のHLEの可能性について説明します。これは、最初のSwift-XRT観測のかなり前に放出が消えていたことを示しています。最後に、現在および将来の広視野X線望遠鏡およびeROSITAやミッションコンセプトTHESEUSなどのX線調査による軸外GRBからのHLEの検出の見通しについて説明します。
GRB 150910Aの初期の光学観測：マグネター中央エンジンからの明るいジェット光学残光とX線双極子放射
| Title |
Early_Optical_Observations_of_GRB_150910A:_Bright_Jet_Optical_Afterglow_and_X-ray_Dipole_Radiation_from_a_Magnetar_Central_Engine |
| Authors |
Lang_Xie_(GXU),_Xiang-Gao_Wang_(GXU),_Song-Mei_Qin_(GXUCM),_WeiKang_Zheng_(UCB),_Alexei_V._Filippenko_(UCB),_Long_Li_(GXU),_Tian-Ci_Zheng_(GXU)_Le_Zou_(GXU),_Da-Bin_Lin_(GXU),_Yinan_Zhu_(SYU),_Heechan_Yuk_(UO),_Rui-Jing_Lu_(GXU),_and_En-Wei_Liang_(GXU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12267 |
ガンマ線バースト（GRB）150910Aは{\itSwift}/BATによって検出され、その後{\itSwift}/XRT、{\itSwift}/UVOT、および地上望遠鏡によって急速に観測されました。GRB〜150910Aのリック天文台分光および測光観測を報告し、BATおよびXRTで取得したデータを組み込んで、光学およびX線残光の物理的起源を調査します。光の曲線は、ジェット放出エピソードが$\sim360$〜s持続し、BATからXRT（エピソードI）への鋭いパルスがあることを示しています。エピソードIIでは、標準的な外部衝撃モデルで予測されているように、発光は滑らかな開始バンプとそれに続く通常の減衰（$\alpha_{\rmR、2}\約-1.36$）を持ちますが、X線の放出はプラトー（$\alpha_{\rmX、1}\約-0.36$）の後に急激な減衰（$\alpha_{\rmX、2}\約-2.12$）が続きます。光度曲線は、X線フラックスが過剰である明らかな色の振る舞いを示しています。私たちの結果は、GRB150910Aが、エピソードIIの非常にエネルギッシュな磁気双極子（MD）風で新しく生まれたマグネターによって駆動される異常なGRBであることを示唆しています。ジェットプロンプト放出の放射効率は$\eta_{\gamma}\約11\％$です。MD風の放出はBATバンドとXRTバンドの両方で検出され、XRTで見られる現在のMD風のサンプルの中で最も明るくなっています。マグネターの初期スピン周期（$P_0$）と表面極冠磁場強度（$B_p$）を$1.02\times10^{15}〜{\rmG}\leqB_{p}\leqと推定します1.80\times10^{15}〜{\rmG}$と1〜ms$\leqP_{0}v\leq1.77$〜ms、そして風の放射効率は$\eta_w\geq32\％$。
Be / X-rayバイナリパルサー3A 0726-260（4U 0728-25）のAstroSat観測
Be/X線バイナリパルサー3A0726-260（4U0728-25）のタイミングとスペクトル特性に関する結果が表示されます。バイナリは2016年5月6〜7日に、AstroSat衛星に搭載された大面積X線比例計数管（LAXPC）および軟X線望遠鏡（SXT）機器で観測されました。この観測の間、光源はフラックスレベル$\sim$8.6$\pm$0.3$\times$10$^{-11}$ergscm$^{-2}$sec$^で非フレアリングの永続的な状態にありました{-1}$で0.4-20keV。103.144$\pm$0.001秒の周期の強いX線脈動が、0.3〜7keVではSXTで、3〜40keVではLAXPCで検出されます。パルスプロファイルはエネルギーに依存しており、パルス形状がより高いエネルギーでブロードシングルパルスからダブルパルスに変化することが示されています。20keVを超えるエネルギーで、脈動周期103.145$\pm$0.001秒の最初の検出と、ソースからのダブルピークパルスプロファイルを報告します。線源のエネルギースペクトルは、0.4〜20keVのSXTおよびLAXPCスペクトルデータを組み合わせた分析から得られます。最良のスペクトルフィットは、12.9$\pm$0.7keVでの高エネルギースペクトルカットオフのフォトンインデックス（1.7$\pm$0.03）を持つべき乗則モデルによって得られます。$\sim$6.3keVの広い鉄線がエネルギースペクトルで検出されます。これらの結果の意味について簡単に説明します。
X線連星のジェットを空間的およびスペクトル的に分解する赤外線干渉法
| Title |
Infrared_interferometry_to_spatially_and_spectrally_resolve_jets_in_X-ray_binaries |
| Authors |
Sera_Markoff,_David_M._Russell,_Jason_Dexter,_Oliver_Pfuhl,_Frank_Eisenhauer,_Roberto_Abuter,_James_C.A._Miller-Jones,_Thomas_D._Russell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12396 |
赤外線干渉法は、精密な地上観測の新たなフロンティアであり、新しい計測は、微弱な光源のミリ秒（質量）の空間分解能と、10マイクロ秒のオーダーの天文学を実現します。この手法はすでに銀河中心の超大質量ブラックホールとその周回星、AGN、および太陽系外惑星の観測に画期的な成果をもたらしており、特にX線連星（XRB）、特にマイクロクエーサーの研究に利用できます。重心ウォブルを使用してシステムの軌道パラメーターを制約し、マススケールでジェット離散放出を空間的に解決するだけでなく、降着円盤、ジェット、コンパニオンスターなど、赤外線バンドに寄与するさまざまなコンポーネントを区別する新しい方法も提案します。超大型望遠鏡干渉計（VLTI）のGRAVITY装置は、多数の光源の重心シフトを検出できるはずであり、今後数十年のラジオで発見されると予想される無数の過渡現象の探索の新しい道を開く全天サーベイ。また、質量スケールで拡張ジェットを検索するために、低質量X線バイナリトランジェントであるMAXIJ1820+070の最初の概念実証の重力観測を紹介します。ハードステートXRBのコンパクトジェットの赤外線放射領域のサイズを直接イメージングすることで、最も厳しい制約を課します。
PDS 456での軟X線超高速流出の解決
近くの明るいクエーサーPDS456（$z=0.184$）の過去のX線観測により、流出速度が$\sim-0.25c$である広角降着円盤風（Nardinietal。2015）が明らかになりました。そのブルーシフト鉄Kシェル吸収線プロファイルの観測を通じて観察されました。ここでは、PDS456の3つの新しいXMM-Newton観測を示します。クエーサーが明るく特徴のない2018年9月に1つ、2019年9月に2つ、22日間隔でクエーサーが5倍暗いときに発生し、風から強いブルーシフトのラインが存在しました。2019年9月2日の観測中に、3つの広い（$\sigma=3000$kms$^{-1}$）吸収線が高解像度RGSスペクトルで解決されました。これは、ブルーシフトOVIIILy$\alpha$で識別されます。、NeIXHe$\alpha$およびNeXLy$\alpha$。この軟X線吸収材の流出速度は$v/c=-0.258\pm0.003$であり、$v/c=-0.261\pm0.007$の鉄K吸収材と完全に一致しています。軟X線成分（$\log\xi=3.4$、$N_{\rmH}=2\times10^{21}$cm$^{-2}$）のイオン化パラメーターと列密度は、鉄K（$\log\xi=5$、$N_{\rmH}=7\times10^{23}$cm$^{-2での高電離風と比較すると、約2桁低い}$）。$N_{\rmH}=10^{23}$cm$^{-2}$から$N_{\rmH}=10に減少し、2019年の観測間で軟X線吸収体に大きな変動が見られました^{21}$cm$^{-2}$は20日間で、鉄K成分は非常に安定していた。軟X線風は、視線を横切る不均一な風の流線に由来する可能性があり、電離率が低いため、パーセクスケールでは、最も内側の円盤風よりもブラックホールから遠い位置にあると結論付けます。
マルチメッセンジャー天文学は、過去数年間で爆発的な発展を遂げてきました。特に若い分野ではありませんが、最近、電磁スペクトルの実体や宇宙線、ニュートリノ、重力波の観測をカバーするいくつかの主要な発見と前例のない観測キャンペーンによって多くの注目を集めています。相乗効果の探求は本格化しており、異なる機器間の緊密な協力が必要です。ここでは、マルチメッセンジャー天文学の主題とその美徳を古典的な「シングルメッセンジャー」観測と比較して概観し、最近のフィールドのブレークスルーを示し、その組織的および技術的課題のいくつかについて説明します。
星雲内の繰り返し高速電波バースト源によるシンクロトロン加熱からの持続的な電波放射
| Title |
Persistent_Radio_Emission_from_Synchrotron_Heating_by_a_Repeating_Fast_Radio_Burst_Source_in_a_Nebula |
| Authors |
Qiao-Chu_Li,_Yuan-Pei_Yang,_Zi-Gao_Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12516 |
最初の繰り返し高速無線バースト（FRB）であるFRB121102は、空間的に一致する永続的な非熱電波源に関連付けられていることが判明しましたが、永続的な放射の起源は不明のままです。この論文では、自己吸収シンクロトロン星雲内のFRB121102の複数のバーストによってシンクロトロン加熱プロセスを介して永続的な放出が生成されることを提案します。シンクロトロン星雲によって吸収された繰り返しFRBのバーストの集団として、星雲内の電子のエネルギー分布は大幅に変化します。結果として、星雲のスペクトルはコブを着実に示します。FRB121102の持続的な放出では、星雲に注入するバーストの総エネルギーは約$3.3\times10^{49}\、\unit{erg}$である必要があり、バーストの注入経過時間は$6.7\times10^4を超えます\、\unit{yr}$、星雲のサイズは$\sim0.02\、\unit{pc}$、電子数は約$3.2\times10^{55}$です。より多くのバーストが注入されると、星雲の明るさは現在の観測よりも明るくなり、その間、ピーク周波数は高くなると予測しています。星雲のシンクロトロン吸収のために、一部の低周波バーストが吸収され、ほとんどのバーストが$\sim1〜\unit{GHz}$を超えて検出された理由を説明している可能性があります。
SS433の形成について
SS433は光速の$26\％$で双極ジェットを噴出する並外れたX線バイナリです。超新星のようなシェルW50に関連して、SS433はおそらく$\lesssim10^5$歳の最も若いX線バイナリの1つでもあります。ただし、SS433の2つのコンポーネントの質量、さらにコンパクトオブジェクトの性質については、まだ議論の余地があります。この研究では、コンパクトオブジェクトがブラックホールであると仮定して、バイナリ人口合成法を使用してSS433の形成を研究します。W50の年齢とジェット活動の期間の以前の推定値を使用して、進化の歴史を制約します。私たちの計算は、SS433が現在のロシュローブオーバーフローフェーズの開始時にヘルツスプルングギャップスターを含んでいた可能性があることを示唆しています。シミュレーションで示唆されたSS433のブラックホールと光学星/ドナー星の質量は、それぞれ約$8\M_{\odot}$と$24\M_{\odot}$です。ドナーの質量と半径の将来の測定は、連星の起源だけでなく、星雲W50の性質も推測するのに役立ちます。
| Title |
Thermal_spectra_of_thin_accretion_disks_of_finite_thickness_around_Kerr_black_holes |
| Authors |
Menglei_Zhou,_Askar_B._Abdikamalov,_Cosimo_Bambi,_Ashutosh_Tripathi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12589 |
ブラックホールの幾何学的に薄くて光学的に厚い降着円盤の熱スペクトルの分析、いわゆる連続フィッティング法は、ブラックホールスピンを測定するための主要な手法の1つです。現在のモデルは通常、ディスクを非常に薄いものとして近似しますが、実際にはディスクの厚さは有限であり、ブラックホールの質量降着率が増加するにつれて増加します。ここでは、カーブラックホール周辺の有限厚さの薄い降着円盤の多温度黒体スペクトルを計算するXSPECモデルを示します。ブラックホールバイナリGRS1915+105のRXTE観測で新しいモデルをテストします。新しいモデルで推定されたスピン値は、非常に薄いディスクを備えたモデルで得られたスピン値よりもわずかに高いことがわかりますが、その差は小さく、現在、最終的なスピンの不確実性の他の原因に対して影響が支配的です。測定。
若い超新星残骸の$ ^ {44} \ rm Ti $噴出物
| Title |
$^{44}\rm_Ti$_ejecta_in_young_supernova_remnants |
| Authors |
Christoph_Weinberger_(1),_Roland_Diehl_(1),_Moritz_M._M._Pleintinger_(1),_Thomas_Siegert_(2),_Jochen_Greiner_(1)_((1)_Max-Planck-Institut_f\"ur_extraterrestrische_Physik,_Gie{\ss}enbachstra{\ss}e,_(2)_Center_for_Astrophysics_and_Space_Sciences,_University_of_California,_San_Diego) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12688 |
コンテキスト：超新星の元素合成で生成された不安定な同位体を追跡することで、超新星爆発の物理学を直接診断できます。理論モデルは、豊富な同位体$^{56}$Niと$^{44}$Tiの観察を通じて制約される可能性がある、さまざまなシナリオを予測します。後者の直接的な証拠は、以前は2つのコア崩壊超新星イベントでのみ見つかり、熱核超新星には存在しないように見えます。9+0.3、SN1572、およびSN1604の$^{44}$Ti噴出物質量と爆発運動学。方法：経験に基づいた高精度背景モデルを使用して、候補ソースのINTEGRAL/SPI観測を分析しました。$^{44}$Tiの崩壊連鎖で放出される68、78、および1157\、keVの3つの支配的な分光的に解かれた脱励起線を分析しました。フラックスにより、$^{44}$Tiの生産量を決定できます。ラインのドップラー特性から残りの運動学が得られました。結果：合計で5.4$\sigma$の有意性を持つ3つの行すべてで、CasAの有意な信号が見つかりました。流束は$（3.3\pm0.9）\times10^{-5}$phcm$^{-2}$s$^{-1}$、および$（4.2\pm1.0）\times10^{-5}$phcm$^{-2}$s$^{-1}$は、それぞれ$^{44}$Tiおよび$^{44}$Scの減衰に対応します。以前の分析で得られたものよりも、CasAの分析では$^{44}$Tiのフラックスが高くなっています。潜在的な違いについて説明します。結論：対称2Dモデルからの噴出量と一致しない、CasAの高い$^{44}$Ti噴出物質量を取得します。他のコア崩壊超新星の上限は、モデル予測と以前の研究と一致しています。3つの熱核超新星に見られる上限では、始祖としての二重爆発と純粋なヘリウム爆燃モデルが一貫して除外されています。
ガンマ線バースト（GRB）X線プラトー、特に内部プラトーの起源はまだ不明ですが、GRBのマグネターの中央エンジンに関連している可能性があります。マグネターのスピンダウンパワーは前方の外部衝撃に注入されると一般に考えられていますが、ここでは、ほとんどのパワーがGRBジェットの背後で大きな振幅の電磁波（LAEMW）を介して消費されることを提案します。関連する物理的条件と観測の影響が分析および議論され、さまざまな種類のX線光度曲線を再現できます。標準の外部アフターグローファイアボールモデルのクロマティックマルチバンドアフターグローについてはまだ議論の余地がありますが、このシナリオではこの機能を自然に説明できます。さらに、LAEMWのエネルギーが最初に散逸するが、ジェットに衝撃による放射線が後で発生する場合、スピンダウン風のX線放出がGRBジェットの迅速な放出に先行する可能性があると予測しています。GRBジェットとスピンダウン風の両方がマグネターシナリオで重要な観測結果をもたらすはずであり、GRB物理学にも等しく焦点が当てられることを強調します。
放射再結合の連続体による超新星残骸における純金属噴出物X線放出の解明
| Title |
Unveiling_pure-metal_ejecta_X-ray_emission_in_supernova_remnants_through_their_radiative_recombination_continuum |
| Authors |
Emanuele_Greco,_Jacco_Vink,_Marco_Miceli,_Salvatore_Orlando,_Vladimir_Domcek,_Ping_Zhou,_Fabrizio_Bocchino,_Giovanni_Peres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12924 |
超新星残骸（SNR）の噴出物からのX線放射のスペクトル分析は、CCDカメラの低いスペクトル解像度によって妨げられ、存在量の最適値と放射測定値との間に縮退が生じます。衝撃を受けた周囲媒体とエジェクタのX線放出への寄与は、エジェクタの質量と化学組成の決定を複雑にし、質量推定に大きな不確実性をもたらし、観測されたエジェクタの組成と収量の比較にバイアスを導入する可能性があります爆発的な元素合成によって予測されます。SNRのX線スペクトルで金属リッチプラズマと純金属プラズマを区別できるスペクトル機能を特定することを目的として、現在および将来のスペクトル計測器の機能を探ります。豊富な領域での光学的に薄いプラズマの最も一般的なX線放出プロセスの挙動を研究しました。広範囲にわたる化学物質の存在量、温度、イオン化パラメーターを調査することにより、制動放射、放射再結合連続体（RRC）、および線放出のスペクトル特性を調査しました。Chandra/ACIS-SCCD検出器の応答行列とXRISM/ResolveX線熱量計の応答行列を使用して、CasAの3D流体力学（HD）シミュレーションからX線スペクトルを合成しました。プラズマが純金属のイジェクタでできている場合、明るいRRCが現れることがわかりました。このイジェクタの特徴を特定するには、高いスペクトル分解能が必要です。私たちは新しい診断ツールの適用性を検証し、そのようなスペクトル機能の将来の検出のための有望なターゲットを提案します：CasAの南東部のFeに富んだ塊。CCD検出器で純金属エジェクタ放出を明確に明らかにする方法はありませんX線カロリメータは、純金属RRCの存在を正確に特定し、エジェクタの絶対質量と化学組成を正しく回復することができます。
Insight-HXMTを使用したブラックホールトランジェントMAXI J1820 + 070で観測されたブロードバンド時間特性の進化
| Title |
The_evolution_of_the_broadband_temporal_features_observed_in_the_black-hole_transient_MAXI_J1820+070_with_Insight-HXMT |
| Authors |
Yanan_Wang,_Long_Ji,_S._N._Zhang,_Mariano_M\'endez,_J._L._Qu,_Pierre_Maggi,_M._Y._Ge,_Erlin_Qiao,_L._Tao,_S._Zhang,_Diego_Altamirano,_L._Zhang,_X._Ma,_F._J._Lu,_T._P._Li,_Y._Huang,_S._J._Zheng,_Y._P._Chen,_Z._Chang,_Y._L._Tuo,_C._Gungor,_L._M._Song,_Y._P._Xu,_X._L._Cao,_Y._Chen,_C._Z._Liu,_Q._C._Bu,_C._Cai,_G._Chen,_L._Chen,_T._X._Chen,_Y._B._Chen,_W._Cui,_W._W._Cui,_J._K._Deng,_Y._W._Dong,_Y._Y._Du,_M._X._Fu,_G._H._Gao,_H._Gao,_M._Gao,_Y._D._Gu,_J._Guan,_C._C._Guo,_D._W._Han,_J._Huo,_S._M._Jia,_L._H._Jiang,_W._C._Jiang,_J._Jin,_Y._J._Jin,_L._D._Kong,_B._Li,_C._K._Li,_G._Li,_M._S._Li,_W._Li,_X._Li,_X._B._Li,_X._F._Li,_Y._G._Li,_Z._W._Li,_X._H._Liang,_J._Y._Liao,_G._Q._Liu,_H._W._Liu,_X._J._Liu,_Y._N._Liu,_B._Lu,_X._F._Lu,_Q._Luo,_T._Luo,_B._Meng,_Y._Nang,_J._Y._Nie,_G._Ou,_N._Sai,_R._C._Shang,_X._Y._Song,_L._Sun,_Y._Tan,_G._F._Wang,_J._Wang,_W._S._Wang,_Y._D._Wang,_Y._S._Wang,_X._Y._Wen,_B._B._Wu,_B._Y._Wu,_M._Wu,_G._C._Xiao,_S._Xiao,_S._L._Xiong,_J._W._Yang,_S._Yang,_Y._J._Yang,_Q._B._Yi,_Q._Q._Yin,_Y._You,_A._M._Zhang,_C._M._Zhang,_F._Zhang,_H._M._Zhang,_J._Zhang,_T._Zhang,_W._C._Zhang,_W._Zhang,_W._Z._Zhang,_Y._Zhang,_Y._F._Zhang,_Y._J._Zhang,_Y._Zhang,_Z._Zhang,_Z._L._Zhang,_H._S._Zhao,_X._F._Zhao,_D._K._Zhou,_J._F._Zhou,_R._L._Zhuang,_Y._X._Zhu,_Y._Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12946 |
広いエネルギーバンド1-150keVでInsight-HXMTを使用して、MJD58190から58289までのハードステートでの2018年の爆発時のMAXI1820+070の時間特性の進化を調べます。MJD58257の前後で、硬度比、フラクショナルrms、タイムラグのさまざまな動作が見られ、この点付近で遷移が発生していることが示唆されます。1-5keVバンドのソフトフォトンと150keVまでの高エネルギーバンドのハードフォトンの間の観測されたタイムラグは、周波数に依存します。低周波数範囲2-10mHzのタイムラグは、数十秒のタイムスケールでソフトラグとハードラグの両方が発生しますが、バーストに沿った明確な傾向はありません。1〜10Hzの高周波数範囲のタイムラグは、数十ミリ秒のタイムスケールのハードラグにすぎません。最初はMJD58257前後まで増加し、この日以降は減少します。高周波のタイムラグは、1〜10keVバンドの準同時NICERスペクトルへの近似から導出されたフォトンインデックスと大きく相関しています。この結果は、高周波数のタイムラグがジェット内のコンプトン化によって生成されるモデルと質的に一致しています。
確率的重力波背景探索からのコンパクトなバイナリオブジェクトの遅延時間分布の制約
| Title |
Constraining_the_delay_time_distribution_of_compact_binary_objects_from_the_stochastic_gravitational_wave_background_searches |
| Authors |
Mohammadtaher_Safarzadeh,_Sylvia_Biscoveanu,_Abraham_Loeb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12999 |
大規模な星連星の最初の分離は、それらのコンパクトな残骸が重力波の放出を通して合流する時間スケールを設定します。連星中性子星またはブラックホールの遅延時間分布（DTD）が確率重力波背景（SGWB）から推測できることを示します。母集団のDTDが長い場合、ほとんどの合併は低赤方偏移で行われ、DTDが短く、低赤方偏移で個々の検出がほとんど行われないが、背景がかなり大きいシナリオに比べて、背景はかなり静かです。さまざまなDTDが重力波背景エネルギー密度（$\Omega_{\rmGW}$）の大きさの5倍の違いを予測し、他の要因よりも$\Omega_{\rmGW}$に支配的な影響を与えることを示します一次BH質量の質量関数、$p（m_1）$、考慮される最大BH質量（$M_{\rmmax}$）、ブラックホールの有効スピン（$\chi_{\rmeff}$）。このような背景が検出されない場合、短いDTDシナリオが除外される可能性があります。SGWBの検索では、高度なLIGO設計で30ドルのローカルマージレートでLIGO設計の感度を観察してから約4年以内にBBHの短いDTDシナリオを除外できることを示しています。$p（m_1）\proptom_1^{-1}$、および$M_{\rmmax}=50M_{\odot}$と仮定します。
フォワードシミュレーションを統計的にエミュレートするときの堅牢な事後推論
| Title |
Robust_posterior_inference_when_statistically_emulating_forward_simulations |
| Authors |
Grigor_Aslanyan,_Richard_Easther,_Nathan_Musoke,_Layne_C._Price |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11929 |
科学的分析は、既知のモデルパラメーターに条件付けられた観測可能なデータの遅いが正確なフォワードモデルに依存することがよくあります。これらの遅い計算を概算するためにさまざまなエミュレーションスキームが存在しますが、これらのアプローチは、概算が十分に理解および制御されている場合にのみ安全です。このワークショップの提出は、宇宙シミュレーションで使用されている以前に公開された方法をレビューおよび更新して、（1）MCMCで事後確率を同時に推定しながらエミュレータをトレーニングし、（2）モデルの事後確率のエラーにエミュレーションエラーを明示的に伝播しますパラメーター。これらの手法を適用して$\Lambda$CDM宇宙論モデルのパラメーターの事後分布をすばやく推定する方法と、エミュレーター近似の堅牢性を測定する方法を示します。
麗江天文台の天文サイト監視システム
| Title |
Astronomical_Site_Monitoring_System_at_Lijiang_Observatory |
| Authors |
Yu-Xin_Xin,_Jin-Ming_Bai,_Bao-Li_Lun,_Yu-Feng_Fan,_Chuan-Jun_Wang,_Xiao-Wei_Liu,_Xiao-Guang_Yu,_Kai_Ye,_Teng-Fei_Song,_Liang_Chang,_Shou-Sheng_He,_Ji-Rong_Mao,_Liang_Xu,_Ding-Rong_Xiong,_Xi-Liang_Zhang,_Jian-Guo_Wang,_Xu_Ding,_Hai-Cheng_Feng,_Xiang-Kun_Liu,_Yang_Huang,_Bing-Qiu_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12128 |
2.4mのLijiang光学望遠鏡（LJT）と1.6mのマルチチャネル測光望遠鏡（Mephisto）を実行するために、麗江天文台（GMG）に2組の天文サイトモニタリングシステム（ASMS）を設置しました。メフィストロは建設中です。ASMSは2017年からロボットモードで実行されています。主要な機器：クラウドセンサー、All-Skyカメラ、Autonomous-DIMMは、私たちのグループによって開発され、商用の気象ステーションとSkyQualityMeterとともに、天文光学サイトに組み込まれています監視システム。新しい雲センサーの雲と晴れの関係が初めて表示され、全天の雲量の計算に使用されます。Autonomous-DIMMはLJTと同じ高さでタワーに配置されています。シーイングデータは1年間観察されています。2019年のASMSのデータも詳細に分析され、オブザーバーにとって貴重です。
ハッブル望遠鏡の軌道での30年：個人的な反射
ハッブル宇宙望遠鏡（HST）は、観測を最低5〜10年行うことを最初の要件として、30年間良好に動作し続けています。重要なコンポーネントの修理と交換は、5つのサービスミッションに依存しています。10年前の最後のスペースシャトルミッション以来、宇宙での経年劣化の重大な影響はジャイロスコープの性能と計器検出器の感度の漸進的な低下のみであり、運用の大きな中断を回避してきました。HSTを科学的ランドマークにするには、いくつかの要因が重要でした。HSTで画期的な発見がなされました------最も重要なのは宇宙加速の発見です。HST運用が中止された場合、NASA、ESA、および中国と日本の宇宙機関によって現在計画されている主要なミッションの運用が成功し、宇宙での将来の観測が保証されます。
VLT Coud \ 'eフォーカスでの新しい低/中程度の解像度の光学施設分光器に関する考慮事項
| Title |
Considerations_for_a_new_low-/moderate-resolution_optical_facility_spectrograph_at_the_VLT_Coud\'e_focus |
| Authors |
Valentin_D._Ivanov_and_Jean-Louis_Lizon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12499 |
VLTCoudeフォーカスで観察すると、複数のVLTユニット望遠鏡（UT;ライトトレインで多少の損失はあります）からの光を組み合わせることにより、収集領域を拡大できます。Coudeの計測器は、運用上の柔軟性が大幅に向上しています。利用可能な任意のUTに接続でき、「追加の」計測器は、観測条件と現在の条件との一致を改善するのに役立ちます。既存の列車に変更を加えると、異なるUTでESPRESSOと並行して監視することもできます。ここでは、汎用VLTCoudeファイバー給電低解像度施設スペクトログラフ（仮称Cappuccino）を検討します。これは、かすかなトランジェントの迅速なフォローアップと特性評価、トランジェントの後期モニタリング、および悪条件下または薄明時の迅速な分類に適しています。そのクラスの他の楽器と同様に、カプチーノはさまざまな科学問題に対処するために使用できます。既存のハードウェアに基づく変更（わずかな変更を伴う）であれば、構築コストを大幅に削減できます。
100 PeVを超えるタウニュートリノの高高度電波検出の見通し
| Title |
Prospects_for_High-Elevation_Radio_Detection_of_>100_PeV_Tau_Neutrinos |
| Authors |
Stephanie_Wissel,_Andr\'es_Romero-Wolf,_Harm_Schoorlemmer,_Washington_R._Carvalho_Jr.,_Jaime_Alvarez-Mu\~niz,_Enrique_Zas,_Austin_Cummings,_Cosmin_Deaconu,_Kaeli_Hughes,_Andrew_Ludwig,_Joalda_Morancy,_Eric_Oberla,_Caroline_Paciaroni,_Steven_Prohira,_Dan_Southall,_Max_Stapel-Kalat,_Ben_Strutt,_Mercedes_Vasquez,_Abigail_Vieregg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12718 |
タウニュートリノは、天体物理学と宇宙論的ニュートリノの両方のフラックスの約3分の1を占めると予想されますが、現在、フレーバー比はあまり制約されておらず、$10^{17}$eVを超えるエネルギーで予想されるフラックスは低くなっています。ラジオ技術を使用して高高度の山頂検出器を介してこのエネルギー範囲でタウニュートリノの拡散フラックスを測定することを目的とした検出器の概念を提示します。検出器は、地球のスキミングタウニュートリノによって生成された、上昇中の空気シャワーからの無線信号を検索します。コンパクトなアレイの複数のアンテナからの信号は、トリガーレベルでコヒーレントに加算され、人為的背景の指向性マスキングだけでなく、トリガーしきい値も低くなります。この設計は、高所で利用できる広い表示領域と、無線機器で利用できるほぼ完全なデューティサイクルの両方を利用しています。高度なステーション設計を開発するために、ステーションの標高、周波数帯域、アレイ内のアンテナ数、およびトリガーしきい値を考慮した貿易調査を提示します。このような山頂の検出器は、100の独立したステーションを持つ既存の機器よりも10倍の改善を達成できます。1000の観測点と3年間の観測により、統合された$\mathcal{E}^{-2}$フラックスに対して$<10^{-9}$GeVcm$^{-2}$srの感度を達成できます。$^{-1}$s$^{-1}$、純粋な鉄の宇宙線組成を想定した全フレーバー宇宙生成ニュートリノの予想されるフラックスの範囲。
| Title |
Photometric_Limits_on_the_High_Resolution_Imaging_of_Exoplanets_Using_the_Solar_Gravity_Lens |
| Authors |
Phil_A._Willems_(Jet_Propulsion_Laboratory,_California_Institute_of_Technology) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12907 |
太陽重力レンズによって作成された太陽系外惑星の実際の画像に配置された望遠鏡による太陽系外惑星の高解像度イメージングの分析を提示します。太陽系外惑星が全位相で見られ、太陽重力レンズの収差によって引き起こされる固有のぼやけを補正する単純なデコンボリューション法を想定し、太陽コロナの前景光を説明します。このような高解像度画像を生成するために必要な測定時間の方程式を導き出し、ショットノイズを考慮すると、これらの時間は人間の寿命に比べて長いことがわかります。また、特別な軌道および回転パラメータを持つ太陽系外惑星の測定時間を大幅に短縮できる可能性についても説明します。
Bifrostコードの両極性拡散
| Title |
Ambipolar_diffusion_in_the_Bifrost_code |
| Authors |
D._N\'obrega-Siverio,_J._Mart\'inez-Sykora,_F._Moreno-Insertis,_M._Carlsson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.11927 |
両極性拡散は、多くの異なる天体物理学システムで重要な部分的にイオン化されたプラズマ内の荷電粒子と中性粒子間のドリフトに関連する物理的メカニズムです。ただし、その影響を理解することは、関連する微物理的側面に関する基本的な不確実性と、数値モデリングに課す強い制約のために困難です。私たちの目的は、両極性拡散を含む複雑な問題に対処できる数値ツールを紹介することです。この場合、さらに、イオン化平衡からの逸脱が重要であるか、高分解能が必要です。このツールの主な用途は太陽大気の計算ですが、ここで紹介する方法と結果は、他の天体物理学システムにも影響を与える可能性があります。一般化されたオームの法則における両極性拡散項の計算能力を向上させる恒星大気Bifrostコード用の新しいモジュールを開発しました。このモジュールには、とりわけ、太陽彩層の最も涼しい地域でのプロセスに適した衝突条件が含まれています。モジュールの重要な機能として、計算の重要な高速化を可能にするスーパータイムステッピング（STS）技術を実装しました。また、コードの安定性を保証するために、超拡散条件を導入しました。太陽大気中の両極性拡散係数の正確な値を得るには、状態方程式に水素およびヘリウムだけでなく、ナトリウム、シリコン、カリウムなどの主要な電子供与体も原子要素として含める必要があることを示します。さらに、両極拡散計算の安定性と速度を最適化し、最高のパフォーマンスを保証するSTSメソッドの無料パラメーターの自動選択を設定するための一連の基準を確立します。自己相似分析ソリューションとの比較により、STSの実装を検証します。
ALMAを使用した惑星形成円盤内の乱流運動の測定：DMタウ周辺の検出とMWC 480およびV4046 Sgr周辺の非検出
| Title |
Measuring_turbulent_motion_in_planet-forming_disks_with_ALMA:_A_detection_around_DM_Tau_and_non-detections_around_MWC_480_and_V4046_Sgr |
| Authors |
Kevin_Flaherty,_A._Meredith_Hughes,_Jacob_B._Simon,_China_Qi,_Xue-ning_Bai,_Alyssa_Bulatek,_Sean_M._Andrews,_David_J._Wilner,_Agnes_Kospal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12176 |
乱流は、惑星形成の多くのモデルにおいて重要な要素ですが、少数の惑星形成円盤の間でのみ直接制約されています。HD163296とTWHyaの周りのディスクに配置された乱流の上限に基づいて、$\sim0.3"$（20-50au）の解像度と80ms$^{-でのALMACOJ=2-1ライン観測を提示します。1}$DMタウ、MWC480、およびV4046Sgrの周りのディスクのチャネル間隔。ディスク構造のパラメトリックモデルを使用して、0.25c$_s$から0.33c$_s$のDMタウの周りの非熱ガス運動をロバストに検出します。、範囲は系統的効果によって支配されているため、これは非ゼロ乱流を直接測定する唯一のシステムの1つです。同じ方法を使用して、MWC480（$<$0.08c$_s$）とV4046Sgr（$<$0.12c$_s$）。この小さなサンプルでの上限の優勢、およびダスト研究と一致する適度な乱流レベルは、弱い乱流（$\alpha\lesssim10^{-3}$）は、惑星形成ディスクの一般的な機能ではありますが、普遍的な機能である可能性があります。このシステムを導く可能性のあるDMタウ周辺の特定の物理的条件を調査しますemは他より乱流である。
太陽エネルギー粒子の元素存在量のパターンに水素を含めることの利点
| Title |
Virtues_of_Including_Hydrogen_in_the_Patterns_of_Element_Abundances_in_Solar_Energetic_Particles |
| Authors |
Donald_V._Reames |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12229 |
2012年1月23日のイベントにおける太陽エネルギー粒子（SEP）の元素の存在量に関する複数の宇宙船の研究を再検討します。ここで、強化のべき法則パターンと元素CからFeまでの質量電荷比A/Qの対比は、Mgの近くでの中断によって部分的に中断されました。現在の記事では、H自体が近似に含まれていなくても、最小二乗法がC-Feの適合をA/Q=1のHに拡張すると、べき乗則がはるかに信頼できることがわかります。また、このイベントでの衝撃波の背後にある磁気的にトラップされた粒子の断熱的に不変な「リザーバー」の範囲も調査します。
対流の低質量から高質量の第2ラーソンコアの誕生
| Title |
Birth_of_convective_low-mass_to_high-mass_second_Larson_cores |
| Authors |
Asmita_Bhandare,_Rolf_Kuiper,_Thomas_Henning,_Christian_Fendt,_Mario_Flock,_and_Gabriel-Dominique_Marleau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12419 |
星は、磁化された分子雲内の冷たい高密度ガスの重力崩壊の最終生成物として形成されます。このマルチスケールシナリオは、2つの準静水圧コアの形成を介して発生し、堅牢で自己矛盾のない数値処理を必要とする複雑な物理プロセスを伴います。この研究の目的は、2番目のラーソンコアの形成と進化、およびその特性の初期雲コア質量への依存性を理解することです。PLUTOコードを使用して、高解像度の1Dおよび2DRHD崩壊シミュレーションを実行しました。自己重力を含め、放射伝達に灰色のFLD近似を使用します。さらに、解離、イオン化、分子の振動や回転などの影響を説明するために、ガスのEOS密度および温度依存の熱力学量を使用します。2番目のコアの特性は、0.5から100$M_{\odot}$までの幅広い初期の雲コア質量に及ぶ1D研究を使用して調査されます。さらに、1、5、10、および20$M_{\odot}$のいくつかのケースの2D崩壊シミュレーションに拡張します。これらの非回転のケースのそれぞれについて、2番目のコアの進化を$\geq$の形成後100年追跡します。私たちの結果は、いくつかの2番目のコアプロパティが初期の雲コア質量に依存していることを示しています。初めて、前例のない解像度が原因で、2D非回転崩壊の研究により、1$M_{\odot}$の重力崩壊によって形成される2番目のコアの外層に対流が生成されることが示されましたクラウドコア。さらに、恒星の降着ショックの不安定性によって引き起こされる2番目の降着ショックフロントの大規模な振動が見つかります。2番目のコア内の物理学は、磁場または初期の雲の回転の影響に大きく影響されないと予測しています。
重み付けされた境界条件からの無矛盾な非線形無力場の再構成
| Title |
Self-consistent_Nonlinear_Force-free_Field_Reconstruction_from_Weighted_Boundary_Conditions |
| Authors |
Alpha_Mastrano,_Kai_E._Yang,_Michael_S._Wheatland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12510 |
ベクトルマグネトグラムデータは、力のないコロナ磁場外挿の光球境界条件としてよく使用されます。ただし、一般に、ベクトルマグネトグラムデータは、力のない仮定と一致しません。この記事では、Wheatland＆Regnier（2009）の「自己矛盾のない手順」を一般化して、矛盾する境界データを処理する方法を示します。その手順では、不整合は、境界内のフィールドの2つの極性（PおよびN極性）の力のないパラメーターalphaの値に基づいて2つのソリューションを構築し、不確実性の重み付けを行う反復プロセスによって解決されます。PおよびNソリューションの境界アルファ値の平均。P領域とN領域のアルファ値が大きく異なる場合、自己矛盾のないソリューションは、境界条件から高いアルファ値を失う可能性があります。PまたはN境界条件の不確実性の重みを変更することにより、自己矛盾のないソリューションで高いアルファ値を維持できる方法を示します。重み付けされた自己矛盾のない外挿法は、分析双極子場で実証され、2014年3月29日にNOAAアクティブ領域AR12017のヘリオイズミックおよびマグネティックイメージャー（HMI）機器によって取得されたベクトルマグネトグラムデータに適用されます。
後期型星周辺の円盤のハーシェル観測
| Title |
Herschel_Observations_of_Disks_around_Late-type_Stars |
| Authors |
Angelle_Tanner,_Peter_Plavchan,_Geoff_Bryden,_Grant_Kennedy,_Luca_Matr\'a,_Patrick_Cronin-Coltsmann,_Patrick_Lowrance,_Todd_Henry,_Basmah_Riaz,_John_E._Gizis,_Adric_Riedel,_Elodie_Choquet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12597 |
HerschelSpaceObservatoryで100ミクロンと160ミクロンの20個の後期型（K5-M5）の星のセットが観測され、恒星の円盤の存在を示す遠赤外線の超過を検索することを目的としています。このサンプルのうち、4つの星（TYC7443-1102-1、TYC9340-437-1、GJ784およびGJ707）は、100または160ミクロン、あるいはその両方で、恒星の光球よりも赤外線が過剰です。100ミクロンでは、TYC9340-437-1は、正面のディスクで囲まれていることを示唆する形状で空間的に分解されます。GJ707に関連する100ミクロンの過剰フラックスは、約3シグマでわずかです。GJ784に関連する過剰なフラックスは、バックグラウンド銀河が原因である可能性が高いです。スペクトルエネルギーフィットから推定されるダスト半径は、関連するダストディスクがハーシェル画像で解決されているはずであるが、解決されていないためです。TYC7443-1102-1は、その位置での放出を2つの異なる発生源に分解するALMAで観察されており、ハーシェルがバックグラウンド銀河のために過剰である可能性が最も高いです。この星が23Myr古いベータPic協会に属していることは注目に値します。このシステムは、10^-3L*のオーダーのディスク明度で、高コントラストイメージングおよびALMAの理想的なフォローアップターゲットです。
K超巨大暴走スターHD 137071
赤い巨人の暴走の例はほとんど知られていないが、それらすべてはより大規模なOタイプの前駆体から下降しているが、より低質量のBタイプの前駆体からのものはないが、Bタイプの星間の暴走統計はKタイプの暴走が比較的多数。これまでに通常のK型の赤い巨人と考えられてきたHD137071を研究しています。ガイアによって測定されたその視差と導出された明度は、それが実際には超巨大であることを示唆していますが、銀河平面までの導出された距離と54.1kms$^{-1}$のローカル標準に対する空間速度は、暴走星でもあります。ただし、クールな巨人の三角法視差を決定する際の本質的な制限は、ガイア時代であっても、確認のために正確なスペクトル分類が必要です。私たちはHD137071をK4IIスターとして確実に分類し、GaiaDR2視差測定を使用して導出された光度と一致する、極端な人口Iへのメンバーシップを確立します。GaiaDR2カタログの運動学的データは、その高い空間速度とその暴走性を裏付けています。スペクトル分類と天文学情報、最先端の銀河ポテンシャルモデル、および高質量星の進化モデルを組み合わせて、HD137071の動きを銀河面の近接まで追跡し、2つのうちのどちらを推測するか暴走星の生成のために提案されたメカニズムは、HD137071の高速化の原因である可能性があります。入手可能なデータは、大規模なコンパニオンが約32ミリ年前に超新星爆発を起こした大規模なバイナリシステムでのHD137071の形成を支持します。
深い子午面循環の時間距離ヘリオイズモロジー
| Title |
Time-Distance_Helioseismology_of_Deep_Meridional_Circulation |
| Authors |
S.P._Rajaguru_(1)_and_H.M._Antia_(2)_((1)_Indian_Institute_of_Astrophysics,_Bangalore,_India_(2)_Tata_Institute_of_Fundamental_Research,_Mumbai,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12708 |
太陽の内部ダイナミクスの重要な要素は子午面循環（MC）であり、その表層の極方向成分はよく観察されています。しかし、MCの深い構造の時間距離ヘリオイズム研究では、矛盾する推論が生じています。ここでは、既存の結果の要約に続いて、ヘリオイズミックおよびドップラーイメージャーからのデータを使用して、CLSの周波数依存性の分析を通じて、音響波の測定された移動時間における大きな中心から四肢の体系（CLS）が推論にどのように影響するかを示します（HMI）搭載の太陽力学天文台（SDO）。私たちの結果は、MCの深い構造に関するさまざまな推論の主な原因として、移動時間の残差体系を指摘しています。
WISEA J083011.95 + 283716.0：ミッシングリンクの惑星質量オブジェクト
| Title |
WISEA_J083011.95+283716.0:_A_Missing_Link_Planetary-Mass_Object |
| Authors |
Daniella_C._Bardalez_Gagliuffi,_Jacqueline_K._Faherty,_Adam_C._Schneider,_Aaron_Meisner,_Dan_Caselden,_Guilluame_Colin,_Sam_Goodman,_J._Davy_Kirkpatrick,_Marc_Kuchner,_Jonathan_Gagn\'e,_Sarah_E._Logsdon,_Adam_J._Burgasser,_Katelyn_Allers,_John_Debes,_John_Wisniewski,_Austin_Rothermich,_Nikolaj_Stevnbak_Andersen,_Melina_Th\'evenot,_Jim_Walla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12829 |
WISEAJ083011.95+283716.0の発見を発表します。これは、BackyardWorlds：Planet9市民科学プロジェクトで特定された最初のY矮星候補です。私たちはこのオブジェクトを、マルチエポックの\textit{AllWISE}およびunWISEイメージでかすかな$W2$検出を伴う赤い動きの速いソースとして識別しました。SpitzerSpaceTelescopeと\textit{HubbleSpaceTelescope}のフォローアップイメージングでこのオブジェクトを特徴付けました。\textit{Spitzer}の\emph{ch1}および\emph{ch2}バンドでの中赤外線検出とハッブル宇宙望遠鏡の$F105W$および$F125W$フィルターでの光束の上限により、このオブジェクトは両方とも非常に高いことがわかりますかすかで非常に赤い色（$ch1-ch2=3.25\pm0.23$mag、$F125W-ch2\geq9.36$mag）で、T$_{eff}\sim300$Kソースと一致し、既知のY矮星の人口。予備視差は$11.1^{+2.0}_{-1.5}$pcの距離を提供し、$\sim350$Kのやや暖かい温度になります。このオブジェクトの極端な失神と赤いハッブル宇宙望遠鏡とスピッツァー宇宙望遠鏡の色これは、より広いY矮星集団と最も寒い既知の褐色矮星WISEJ0855$-$0714の間のリンクである可能性があることを示唆し、Y矮星の色の真の広がりに関する私たちの限られた知識を強調します。また、4つの追加の裏庭の世界を紹介します。プラネット9後期T褐色矮星の発見は30個以内です。
スペクトルの解きほぐしによって明らかにされたLB-1の隠れた仲間
| Title |
The_hidden_companion_in_LB-1_unveiled_by_spectral_disentangling |
| Authors |
T._Shenar,_J._Bodensteiner,_M._Abdul-Masih,_M._Fabry,_L._Mahy,_P._Marchant,_G._Banyard,_D._M._Bowman,_K._Dsilva,_C._Hawcroft,_M._Reggiani,_H._Sana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12882 |
興味をそそるバイナリLSV+2225（LB-1）は、〜70Msのブラックホールを周回するB型星からなる79日間のバイナリであると主張された後、多くの注目を集めました。その後の研究は、そのような大きな仲間の質量の証拠が欠けていることを示しました。最近の分析では、主星は、MgやFeなどの重元素が太陽下に豊富に存在する、ストリップされたHeに富む星であることが示唆されています。しかし、ブラックホール、中性子星、または主系列星であると提案された二次星の性質は不明のままです。HERMESおよびFEROSスペクトログラフで保護された26個の新たに取得した分光観測に基づいて、システムの性質を解明するために、LB-1の軌道解析とスペクトルのもつれを解きます。LB-1には2つの縮退していない星が含まれていることがわかります。「隠された」セカンダリは、デクリションディスクを備えた高速回転（vsini〜300km/s）B3Vスター-Beスターです。一次の特性は、剥奪された星について予測されたものと一致します。それはHeとNに富んでおり、おそらくその風に起因するバルマー線の顕著な放出を示しています。剥ぎ取られたプライマリーに対して55％の光学的寄与を採用すると、重元素の存在量は太陽光であることがわかります。K2=11.2+-1.0km/sの派生値を使用して、M2=7+-2MsにセカンダリB3Veの質量を較正することにより、M1=1.5+-0.4Msのストリップされたプライマリの軌道質量を導出します。39±4度の軌道傾斜は、BeセカンダリVeq〜470km/sの近臨界回転を意味します。したがって、LB-1にはコンパクトオブジェクトは含まれません。代わりに、それは、剥ぎ取られたドナー星とその臨界速度近くで回転するBe質量アクレッターで構成されるまれなBe二元系です。このシステムは、連星相互作用が急速な恒星回転子とBe星の生成に決定的な役割を果たすことの明確な例です。
化学的に特異な日食星連星DVブーの進化状態
| Title |
The_evolutionary_status_of_chemically_peculiar_eclipsing_binary_star_DV_Boo |
| Authors |
Filiz_Kahraman_Alicavus,_Fahri_Alicavus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12955 |
食のバイナリシステムは、恒星の進化と形成を調べて理解するためのユニークな恒星オブジェクトです。これらのシステムのおかげで、基本的な恒星パラメータ（質量、半径）を非常に正確に取得できます。連星にメタリックライン（Am）の星が存在することは非常に一般的です。ただし、食の連星に含まれる既知のAm星の数は少なくなります。Eclipseバイナリは、Amスターの特性を深く調査するのに非常に役立ちます。さらに、大気パラメータとバイナリコンポーネントの金属性は、詳細な分光学的研究によって取得できます。したがって、この研究では、可能性のあるAm成分を含む食のバイナリシステムDV\、Booの包括的な測光および分光分析を提示します。基本的な恒星パラメータは、動径速度と測光曲線の分析によって決定されました。DV\、Booの両方のバイナリコンポーネントの大気パラメータは、もつれのないスペクトルを使用して導出されました。化学物質分析も実施されました。その結果、主成分が典型的なAmスターの化学物質存在量分布を示すことを示しました。バイナリコンポーネントの基本的な恒星パラメータも、質量で<1\％、半径で$<$3\％の精度で取得されました。DV\、Booの進化状態は、正確に得られた恒星パラメータを使用して調べられました。システムの古さは1.00+-0.08\、Gyrであることがわかりました。
格子QCD熱力学に基づくモデルにおけるツインスター解の可能性
コンパクトな星の特性、特に双晶星の解の存在が、格子QCD熱力学によって制約された有効なモデル内で調査されます。モデルは大きなバリオン密度で変更され、一次相転移の多種多様なシナリオを閉じ込められたクォークの相に組み込みます。これは、バッグモデルの状態方程式の2つの異なるバリアントを照合することで達成され、中性子星の2番目のファミリーの出現に対するバッグモデルパラメータの役割を推定します。生成された中性子星のシーケンスは、天体物理学的観測と重力波解析からの恒星の質量、半径、および潮汐変形性に対する現代の制約と比較されます。考えられるシナリオのほとんどは、クォーク物質への強い相転移を嫌い、中性子星の2番目のファミリーの推測をサポートしないことがわかりました。
エネルギー条件から$ f（T、B）$テレパラレル重力を制約する
$f（T、B）$テレパラレル重力は、境界項$B=\frac{2}{e}\partial_{i}を組み込むことにより、最近提案された人気のある$f（T）$テレパラレル重力の簡単な一般化です。（eT^{i}）=\bigtriangledown_{i}T^{i}$ここで、$T$はねじれスカラー\cite{ftb13}を示します。この作業では、$f=\alphaB^n+\betaT^m$、$f=\alphaB^nTの形のいくつかのやる気のある$f（T、B）$テレパラレル重力モデルの実行可能性を調査します^m$および$f=\alpha\log（B）+\betaT$ここで、$\alpha、\beta、n$および$m$は、弱いエネルギー条件に課された不等式からの自由なパラメーターです。ハッブル、減速、ジャーク、スナップのパラメーターの最近の推定値を使用して、エネルギー密度が正のままである宇宙論モデルと弱いエネルギー条件（つまり、$\rho+p\geq0$、$p$と$\rho$は、それぞれ宇宙論の圧力とエネルギー密度を表します）これは、EoSパラメーター$\omega=p/\rho\simeq-1$を意味し、加速宇宙と一致するため、微小な正の値になります。
この研究では、Gd奇数同位体（A=155および157）との超新星ニュートリノ（SN）荷電電流相互作用が研究されています。測定したスペクトルと準粒子-フォノンモデル（MQPM）を使用して、超新星ニュートリノに対する奇数Gd同位体の荷電電流応答を計算します。フラックス平均断面積は、準熱ニュートリノスペクトルを考慮して取得されます。
機械学習を使用した一般化された測光ベースの空間オブジェクト分類のための高忠実度シミュレータの開発
| Title |
Development_of_a_High_Fidelity_Simulator_for_Generalised_Photometric_Based_Space_Object_Classification_using_Machine_Learning |
| Authors |
James_Allworth,_Lloyd_Windrim,_Jeffrey_Wardman,_Daniel_Kucharski,_James_Bennett,_Mitch_Bryson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12270 |
このペーパーでは、高忠実度のシミュレートされた光度曲線と転移学習を組み合わせて実際のデータでトレーニングされるオブジェクト特性化モデルのパフォーマンスを向上させる、一般化された居住空間オブジェクト（RSO）特性化のための深層学習分類器の開発の初期段階について説明します。RSOの分類と特性評価は、軌道予測の精度を向上させるための宇宙状況認識（SSA）の重要な目標です。このホワイトペーパーの具体的な焦点は、リアルな光度曲線を生成するための高忠実度シミュレーション環境の開発です。シミュレータは、RSOのテクスチャ化された幾何学的モデルとオブジェクトの天体暦を取り込み、Blenderを使用してRSOの写実的な画像を生成します。この画像は、処理されて光度曲線を抽出します。シミュレーションされた光度曲線は、望遠鏡の画像から抽出された実際の光度曲線と比較され、シミュレーション環境の検証を提供します。今後の作業では、さらに検証を行い、ニューラルネットワークのトレーニングを目的とした現実的な光度曲線のデータセットを生成するシミュレータを使用する予定です。
磁化されたクォークナゲット暗黒物質の質量分布と観測との比較
| Title |
Mass_distribution_of_magnetized_quark-nugget_dark_matter_and_comparison_with_observations |
| Authors |
J._Pace_VanDevender_(VanDevender_Enterprises_LLC),_Ian_Shoemaker_(Virginia_Tech),_T._Sloan_(Lancaster_University,_UK),_Aaron_P._VanDevender_(Founders_Fund),_Benjamin_A._Ulmen_(Sandia_National_Laboratories) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12272 |
クォークナゲットは、ほぼ等しい数のアップ、ダウン、奇妙なクォークで構成される理論上のオブジェクトです。それらは、ストレンジレット、核虫、AQN、スレット、マクロ、MQNとも呼ばれます。クォークナゲットは暗黒物質の候補であり、宇宙の質量の${\sim}85\％$を構成しているにもかかわらず、何十年もの間謎でした。クォークナゲットの以前のモデルのほとんどは、固有の磁場を想定していません。しかし、辰巳は、クォークナゲットが$10^{11}$Tから$10^{13}$Tのコア磁場Bを持つ強磁性液体としてマグネターに存在する可能性があることを発見しました。その結果をクォークナゲットの暗黒物質に適用して報告します。クォークグルオンプラズマから形成された後、宇宙の膨張によって$10^{-24}$kgから$10^{14}$kgの質量分布が凍結するまで、磁化クォークナゲット（MQN）の凝集に関する結果。凝集は弱い相互作用によって崩壊を克服します。それらの集約された質量分布により、MQNは暗黒物質のすべての要件に一致し、標準的な粒子物理学モデルに完全に準拠します。観察により、Bの範囲が$10^{11}$Tから3$10^{13}$Tに狭められ、地質（泥炭湿原のクレーター）および惑星（大気中の通過時の地震および無線周波数放射）検出器がMQN暗黒物質を検出します。
流体力学における時間に陰的なスキーム？ -超相対論的衝撃波の領域での利点
| Title |
Time-implicit_schemes_in_fluid_dynamics?_--_Their_advantage_in_the_regime_of_ultra-relativistic_shock_fronts |
| Authors |
Moritz_S._Fischer,_Ahmad_A._Hujeirat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12310 |
相対論的ジェットは、活動銀河核（AGN）とクエーサーの固有の現象です。それらは、白色矮星、中性子星、ブラックホール候補などのコンパクトオブジェクトを含むシステムからも発生することが観察されています。対応するローレンツ因子$\Gamma$は、中央のオブジェクトのコンパクトさと相関していることがわかりました。クエーサーとAGNの場合、$\Gamma$-factorsが$8$より大きいプラズマが検出されました。ただし、$\Gamma$で輸送演算子の基礎となる非線形性が劇的に増加し、それによって時間の数値的停滞が生じるため、$\Gamma\geq4$で伝播する衝撃波面の数値的に一貫したモデリングは難しい問題です-高度な手順またはそれらは完全に分岐することがあります。この論文では、高ローレンツ因子を伴う一次元衝撃波面の伝播をモデル化するための統合数値ソルバーを提示します。数値スキームは、適応メッシュリファインメント（AMR）と並列計算用のドメイン分解を備えた有限体積定式化に基づいています。これは、事前条件付きの欠陥修正反復解法手順のフレームワーク内で、時間明示的および時間明示的数値スキームの両方を統合します。時間陰解法の手順は、非常に高い$\Gamma$レジームで時間陰解法よりも著しく優れているため、AGNやマイクロクエーサーでの相対論的流出の一貫したモデリングに最適です。
ブラックホール時空の超放射不安定性は、超軽量ボソン粒子を制限するために使用されてきました。これらの制限はモデルに依存することを示します。モードの初期の成長は重力であり、したがってモデルに依存しませんが、新しい粒子に制限を設けるには、モードが妨げられずに大きな数密度まで成長する必要があります。高次元の演算子を介して媒介される、粒子と他の軽い自由度の間の非線形相互作用は、この成長を抑制し、制限をなくすことができます。しかしながら、これらの非線形性は、これらの軽い粒子の宇宙の豊富さを破壊するかもしれず、いくつかの実験でそれらを発見するための魅力的な道です。QCDアキシオンの特定の例を研究し、これらの非線形性が宇宙の存在量を維持しながら超放射からの制限を排除するモデルを構築することが容易であることを示します。
HによるSH $ ^ + $の超微細励起
| Title |
Hyperfine_excitation_of_SH$^+$_by_H |
| Authors |
Fran\c{c}ois_Lique,_Alexandre_Zanchet,_Niyazi_Bulut,_Javier_R._Goicoechea,_Octavio_Roncero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12328 |
SH$^+$は、拡散した星間雲で驚くほど広く分布している分子イオンです。そこでは、硫黄化学を引き起こす重要な役割を果たしています。さらに、SH$^+$輝線は、高密度分子雲、\mbox{いわゆる}光解離領域（PDR）、および高質量プロトスターに向けて、UV照射されたエッジで検出されました。SH$^+$の存在量およびこれらのエネルギー環境で優勢な物理的条件の正確な決定は、SH$^+$分子と水素原子、水素分子、および電子の間の非弾性衝突の速度係数を知ることに依存しています。この論文では、SH$^+$-H衝突の最近の量子計算から、非弾性、交換、反応過程を含むSH$^+$-Hの微細および超微細分解速度係数を導出します。使用される方法は、無限次数の突然のアプローチに基づいています。SH$^+$の最初の31の細かいレベルと61の超細かいレベルの間の状態間速度係数は、10〜1000Kの範囲の温度で得られました。微細構造分解速度係数は、$\に有利な強い傾向ルールを示しますデルタj=\DeltaN$遷移。$\Deltaj=\DeltaF$傾向ルールは、超微細遷移で観察されます。{新しいレート係数は、水素分子に対する水素原子の存在量が重要な場合があるPDRやUV照射された衝撃波からのSH$^+$スペクトルの解釈に大きく役立ちます。
Horndeskiワームホール喉の一般的な制約
この作業では、ワームホール形状に適用された完全なHorndeskiラグランジュを考慮し、完全な重力場の方程式を示します。ワームホールの喉でのフレアアウト条件によって課される一般的な制約を分析し、ホルンデスキラグランジュの特定のサブクラス、すなわち、クインテッセンス/ファントムフィールド、$k$-エッセンス、スカラーテンソル理論、共変ガリレオン、非最小とりわけ、動的結合、動的重力編組、ガウスボンネット結合のスカラー-テンソル表現。この研究で分析された一般的な制約は、文献で得られた主要なソリューションの整合性チェックとして機能し、ホーンデスク理論の特定のサブクラスのワームホール物理学への適用を検討する際に、新しい研究手段を引き出します。
STEMデータセットでの本物の科学体験：二次後の結果と潜在的な性別の影響
| Title |
Authentic_Science_Experiences_with_STEM_Datasets:_Post-secondary_Results_and_Potential_Gender_Influences |
| Authors |
Andria_C._Schwortz,_Andrea_C._Burrows |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12448 |
背景：データセットスキルは、医療業務から天文学の研究まで、STEM分野で使用されています。データセットを分析するスキルを生徒に明確に教える分野はほとんどありませんが、本格的な科学への要求が高まっていることから、これらのスキルを教える必要があることが示唆されています。目的：全体的な動機は、天文学のコンテキスト内でのデータセットスキルの学習を理解することです。具体的には、参加者がクエーサーに関する天文データの200エントリのGoogleスプレッドシートデータセットを操作する場合、彼らは何を学び、どのように学習し、誰が学習を行っていますか？サンプル：著者は、54人の大学生（34人の男性、18人の女性）と33人の科学教育者（16人の男性、17人の女性）で構成される一致する参加者（87人）を調査しました。設計と方法：参加者は、3段階のデータセットアクティビティを調査し、データセットと天文学のコンテンツを分析する8問の多肢選択式の事前/事後テストをカバーし、ブルームの分類法にまたがる質問を行いました。事前/事後テストのスコアが比較され、母集団ごとにサブサンプルに対してt検定が実行されました。結果：参加者は、データセットのスキルと天文学のコンテンツの両方の学習を示し、この天文学の活動を通じてデータセットのスキルを学習できることを示しました。参加者は、再現と合成の両方の質問で向上を示し、学習が非順次的であることを示しています。女子大生は他の集団よりも学習レベルが低かった。結論：この研究の影響には、高等教育後のSTEM教育や科学教育者の間でのデータセットの焦点の強化、および教員が女子大学生が直面する課題をどのように改善できるかをさらに調査する必要性が含まれます。
タイプII最小修正重力の理論
2つの局所重力自由度のみを伝播し、アインシュタインフレームを持たない修正重力理論を提案します。JCAP01（2019）017[arXiv：1810.01047[gr-qc]]の分類によると、これはタイプIIの最小修正重力理論です。この理論は、重力定数$G_{\rmN}$と、暗黒エネルギーの役割を果たす非動的補助場$\phi$の関数$V（\phi）$によって特徴付けられます。均一で等方性の宇宙論的背景を修正すると、$V（\phi）$の形式が決定され、理論には$G_{\rmN}$以外の自由パラメーターまたは自由関数がなくなります。$V'（\phi）=0$の場合、理論は一般相対性理論（GR）に還元され、$G_N$はニュートンの定数、$V=const。$は宇宙定数です。$V'（\phi）\ne0$の場合、重力はGRとは異なる動作をしますが、$G_{\rmN}$がニュートンの定数であるGRは、距離および時間スケールが十分に短い場合の弱い重力に対して回復されます$V（\phi）$に関連付けられたスケールよりも。したがって、この理論は、観測データによってGRからの偏差をテストできる宇宙論の最も単純なフレームワークを提供します。
膨張および予熱中のスカラー粒子のシュウィンガー生成の第一原理研究
| Title |
First-principles_study_of_Schwinger_production_of_scalar_particles_during_inflation_and_preheating |
| Authors |
O.O._Sobol,_E.V._Gorbar,_A.I._Momot,_and_S.I._Vilchinskii |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.12664 |
第一原理アプローチを使用して、膨張する宇宙での電場による荷電スカラー粒子の生成と進化を支配する3つの量子運動方程式のシステムを導出します。運動関数の紫外漸近挙動を分析し、電流の発散部分と生成された粒子のエネルギー運動量テンソルが見つかり、対応するカウンタータームが決定されます。くりこまれた方程式系は、動的カップリングモデル$\mathcal{L}_{\rmEM}=-（1/4）f^{2}（\phi）F_{\mu\nu}F^{\mu\nu}$とRatra結合関数$f=\exp（\beta\phi/M_{p}）$を使用します。生成された粒子の電流は、電界に対して遅延していることがわかります。これは、現象論的な速度論的および流体力学的アプローチで以前に得られた結果と一致して、両方の量の振動挙動につながります。
個々のイベントの登録の有限の解像度と限られた効率のために歪んだ真の分布のパラメトリック展開について説明します。展開手順の計算アルゴリズムの詳細が表示されます。
超高エネルギー粒子の源としての極値カーホワイトホール
無限の静止から始まり、極値カーブラックホールに向かって2つの同一の大きな粒子が内側に落下し、その近くのイベントホライズンの外側で衝突して2つの質量のない粒子を生成するプロセスを考えます。2つの粒子間の衝突の質量中心エネルギーは、粒子の1つが角運動量の特定の臨界値を受け入れる場合、および衝突がイベントホライズンの任意の位置で発生する場合に発散します。質量中心フレームでの粒子の等方性放出を仮定すると、生成された質量のない粒子の1つに、質量中心エネルギーに匹敵する保存エネルギーが、半分よりわずかに小さい確率で分散していることがわかります。この粒子は、コーシー地平線と一致するブラックホールイベント地平線に入り、折り返して、ホワイトホールイベント地平線を通ってカー時空の最大拡張の別の漸近領域に現れます。このプロセスでは、保存されたエネルギーが保存されるため、無限に達すると、観測者には発散エネルギーを持つ粒子として認識されます。したがって、極値のホワイトホールは、超高エネルギー粒子の発生源のようです。衝突がブラックホールイベントホライズンの少し内側、またはホワイトホールイベントホライズンのすぐ外側または内側で行われる同様のプロセスでも、高エネルギー粒子が生成されます。
