重力波検出器による暗黒物質の塊、ひも、および磁壁の探査
| Title |
Probing_Dark_Matter_Clumps,_Strings_and_Domain_Walls_with_Gravitational_Wave_Detectors |
| Authors |
Joerg_Jaeckel,_Sebastian_Schenk,_Michael_Spannowsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13724 |
重力波天文学は最近、私たちの宇宙を研究する新しい方法として登場しました。この作業では、暗黒物質を構成する巨視的な天体物理学的物体を検出するための重力波干渉計の可能性を調査します。よく知られている塊のケースから始めて、宇宙のストリングとドメインウォールに拡張します。また、暗黒物質のパワースペクトルを小規模で測定する感度についても検討します。私たちの分析は、これらのオブジェクトが検出器の近傍を通過するときに、干渉計の各ノードに重力を及ぼし、測定可能な微分加速度と対応するドップラー信号につながるという事実に基づいています。重力波干渉計の典型的な例として、LISAで誘導された信号を考えます。さらに、LIGOなどの地上干渉計やSKAなどのパルサータイミングアレイなど、他の周波数帯域で敏感な重力波実験に結果を外挿します。現在の設計を超えて中程度の感度の向上を仮定すると、クランプ、ストリング、およびドメインウォールはこれらの実験の範囲内にある可能性があります。
Cosmic StringsのCosmic Filaments
宇宙ストリングは、一般的に素粒子物理学の標準モデルの多くの拡張で予測されます。宇宙ウェブのフィラメント構造への影響を介して、宇宙ストリングを検出するための新しい方法を提案します。宇宙ストリングからの密度ウェイクの宇宙シミュレーションを使用して、さまざまなフィラメント構造プローブを調べます。宇宙の弦の最大の効果は、弦の伴流の周りのフィラメント分布の過剰密度であることを示します。過剰密度からの信号は、赤方偏移が大きいほど強くなり、フィールドが広いほど堅牢になります。SDSS銀河から構築されたフィラメントの公開カタログからフィラメントの空間分布を分析します。既存のデータでは、弦張力パラメータ$G\mu$が$\sim5\times10^{-6}$を超える宇宙弦伴流が存在する証拠は見つかりません。ただし、WFIRSTは、赤方偏移$z=2$で$99\％$の信頼レベルでそのようなウェイクからの信号を検出できると予測しています。これにより、信頼性が大幅に向上し、より低い張力（$G\mu\sim10^{-6}$）、$z=10$で。この方法の感度は、CMBから派生した制約と競合しません。ただし、それは低赤方偏移で独立した発見チャネルを提供します。これは、CMBの境界を弱めることができるシナリオでは、喫煙銃になる可能性があります。
モデルに依存しない方法で宇宙の曲率を機械学習
この作業では、機械学習のアルゴリズムである人工ニューラルネットワーク（ANN）を適用して、ハッブルパラメータ測定$H（z）$とタイプIa超新星（SNeIa）。コードReFANN\citep{Wanggj：2020}（ANNを使用して観測データから関数を再構築できるノンパラメトリックアプローチ）は、分析で$H（z）$を再構築するために使用されます。現在の$H（z）$とSNeIaデータによって空間的に開いた宇宙が好まれていることがわかり、結果とPlanckCMBから推定された値の差は$1.6\sigma$です。さらに、宇宙の曲率の測定で将来の重力波（GW）標準サイレンの機能をテストし、電磁対応物を含む100GWのイベントが検出されたときに$\Omega_K$のエラーが$\sim0.186$であることを確認します、これはパンテオンSNeIaから制約されたものより$\sim56\％$小さいです。さらに、宇宙の曲率の測定におけるANNとガウス過程（GP）のパフォーマンスもテストします。GPメソッドに基づく$\Omega_K$は、$H_0$の事前分布の影響を大きく受ける可能性があるのに対して、ANNメソッドはこれを克服して、$H_0$の事前分布が宇宙の曲率の測定に与える影響を低減できることがわかります。したがって、ANNの方法は、GPよりも宇宙の曲率の測定において多くの利点があります。
物質のパワースペクトルに対する暗黒エネルギー異方性応力の影響
| Title |
Effects_of_Dark_Energy_anisotropic_stress_on_the_matter_power_spectrum |
| Authors |
Gabriela_Garcia-Arroyo,_Jorge_L._Cervantes-Cota,_Ulises_Nucamendi,_Alejandro_Aviles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13917 |
暗黒エネルギー（DE）の異方性応力が物質のパワースペクトル（PS）の特徴に及ぼす影響を調べます。ParametrizedPost-Friedmannian（PPF）formismを使用して効果的なDEをエミュレートし、その全体的な振幅（$g_0$）と遷移スケール（$c_g$）を制御する2つのパラメーターの方程式を通じて異方性応力特性をモデル化します。背景宇宙論では、定数$w_0$パラメーターを含むDEをモデル化するためのさまざまな状態方程式と、解凍（CPL）およびフリーズ（nCPL）動作を提供するモデルを検討します。最初に、JLA、BAO、$H_0$、およびCMBPlanckデータを使用して、これらのパラメーターを制約します。次に、これらのパラメーターが線形PSで果たす役割を分析します。$k\sim0.01\、h/\text{Mpc}$の$\Lambda$CDMPSに対して、異方性応力が$10\％$および$5\％$を超える偏差を引き起こさないようにするには、パラメーターそれぞれ$-0.30<g_0<0.32$、$0\leqc_g^2<0.01$および$-0.15<g_0<0.16$、$0\leqc_g^2<0.01$の範囲でなければなりません。さらに、実空間と赤方偏移空間で標準の摂動理論を使用してPSへの主要な非線形補正を計算します。特に、四重極と六重極RSD多重極では、$\Lambda$CDMに関する差異が強化されていることがわかります。さらに、実空間と赤方偏移空間で標準の摂動理論を使用してPSへの主要な非線形補正を計算し、線形異方性応力が非線形性にどのように寄与するかを理解して、$\Lambda$CDMとの違いが強化されていることを示します。
ニュートンの定数は、CMBパワースペクトルとSNIaの光度曲線の両方に観測効果があります。Planckデータ、BAOデータ、SNIa測定を使用して、CMBエポック中のニュートンの定数$G$とPANTHEONサンプルの赤方偏移範囲を制約します。$G$が赤方偏移で変化していることを示す証拠は見つかりません。$\Lambda$CDMモデルを無料パラメーター$G$で拡張すると、$H_0=70.54\pm0.95$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$at68$\％$が得られますCLまた、R19とPlanck+BAOデータ間の$H_0$の緊張を少し緩和して、$2\sigma$にします。
| Title |
Lagrangian-space_Gaussian_ansatz_for_the_matter_redshift-space_power_spectrum_and_correlation_function |
| Authors |
Patrick_Valageas,_Takahiro_Nishimichi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14011 |
以前の研究で導入されたラグランジュ空間ガウス仮説の物質の赤方偏移空間パワースペクトルと相関関数の予測を研究します。このモデルは、ゼルドビッチ近似の自然な拡張であり、変位と速度のパワースペクトルは、線形パワースペクトルに等しく設定されるのではなく、運動方程式によって決定されます。自由なパラメータは含まれていません。実空間統計に関しては、このラグランジュ空間アプローチは、パワースペクトルよりも相関関数に対してはるかに効率的であることがわかります。BAO振動の減衰は十分に回復していますが、パワースペクトルのシミュレーションから大きな滑らかなドリフトがあります。相関関数の多重極は、BAOスケールで十分に復元され、精度は$\xi^s_0$から$10h^{-1}$Mpcまで、$3\％$は$\xiです。^s_2$から$26h^{-1}$Mpc、$z\geq0.35$。
Gの時間変動の局所測定によるスカラーテンソル理論の宇宙論的進化の制約
| Title |
Constraining_the_cosmological_evolution_of_scalar-tensor_theories_with_local_measurements_of_the_time_variation_of_G |
| Authors |
Clare_Burrage,_Johannes_Dombrowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14260 |
局所重力定数の時間発展に及ぶ月面レーザーからの制約を外挿して、修正重力のスカラー-テンソル理論における宇宙重力定数の時間発展に制約を課すことができる条件を決定します。スカラーテンソル理論が非線形であり、スクリーニングメカニズムを含む可能性を考慮します。これにより、Horndeski関数$|\alpha_M|\lesssim0.002$によって記述される宇宙プランク質量の実行に強い制約が生じます。私たちの仮定は、シフト対称性$\phi\rightarrow\phi+c$が保持されるほとんどのVainshteinおよび速度論的スクリーニングモデルに有効ですが、巨視的等価原理が破られている一部のChameleonおよびSymmetronスクリーニングモデルには違反しています。
| Title |
Scalar-tensor_theories_of_gravity,_neutrino_physics,_and_the_$H_0$_tension |
| Authors |
Mario_Ballardini,_Matteo_Braglia,_Fabio_Finelli,_Daniela_Paoletti,_Alexei_A._Starobinsky,_Caterina_Umilt\`a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14349 |
$Planck$2018データを使用して、$F（\sigma）R$型のRicciスカラーと$F（\sigma）=N_{pl}^2のRicciスカラーへの結合を特徴とするスカラーテンソル理論の最も単純なモデルを制約します+\xi\sigma^2$。以前の$Planck$およびBAOデータリリースで結果を更新し、カップリングパラメーターでこれまでで最も厳しい制約を取得します。つまり、$N_{pl}=0$の場合、$\xi<5.5\times10^{-4}$です（誘導重力または同等に拡張されたジョーダンブランディック）および$（N_{pl}\sqrt{8\piG}）-1<1.8\times10^{-5}$for$\xi=-1/6$（共形カップリング）、両方で95％CL。$\Lambda$CDMモデルと比較して放射物質の等式の後の拡張履歴が変更されたため、これらすべての動的モデルは$H_0$のより高い値に対応し、したがって$Planck$/BAOと距離ラダー測定の間の張力を緩和しますSNeIaデータは$4.4\sigma$からせいぜい$2.3\sigma$です。これらの結果はすべて、ニュートリノ物理学の変化に対してロバストであることを示しています。$\Lambda$CDMモデルと比較すると、ニュートリノ物理学とRicciスカラーへの結合との間の部分的な縮退により、標準の$N_と比較して$N_{\rmeff}\sim2.8$、$1\sigma$低い値が可能になります{\rmeff}=3.046$、ニュートリノの質量の上限を最大40％緩和。
消費と反発が惑星ギャップの深さとガス巨人の最終質量をどのように設定するか
| Title |
How_Consumption_and_Repulsion_Set_Planetary_Gap_Depths_and_the_Final_Masses_of_Gas_Giants |
| Authors |
Mickey_Rosenthal,_Eugene_Chiang,_Sivan_Ginzburg,_and_Ruth_Murray-Clay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13720 |
惑星は円盤の隙間を開きます。ギャップの開口部は、通常、惑星ガスを惑星の軌道から遠ざける惑星リンドブラッドトルクを考慮してモデル化されています。しかし、惑星が地元の物質を消費するため、ギャップも明らかになります。リンドブラッド反発力と惑星の消費の組み合わせ作用により、ギャップがどのように減少し、ディスク全体の構造がどのように変化するかを計算するための、シンプルで使いやすい分析フレームワークを示します。ギャップを埋め込んだ巨大ガスが成長する最後の質量は、タンデムで導出されます。分析は1D数値実験に対してテストされ、公開された多次元シミュレーションを使用して調整されます。粘性のあるアルファ円盤では、惑星はギャップを空けながら、過去に拡散しようとするほぼすべてのガスを最初に付着させ、褐色矮星ではないにせよ急速に超木星を達成します。対照的に、非磁性ディスクでは、それは、たとえば、磁化された風によって中心星にまだ付着する可能性があります---惑星は深く反発力が支配するギャップを開きます。その後、円盤降着流のごく一部のみが惑星に方向転換され、木星の質量の一部に成長します。遷移円板空洞は、そのような低質量オブジェクトのファミリによって非粘性で反発が支配的な重なり合うギャップを開くことによってクリアされる可能性があり、これにより、外側円板ガスのほとんどがホスト星に妨げられずに流れることができます。
ジェミニプラネットイメージャー太陽系外惑星調査の偏光測定キャンペーンによるデブリディスクの結果
| Title |
Debris_Disk_Results_from_the_Gemini_Planet_Imager_Exoplanet_Survey's_Polarimetric_Imaging_Campaign |
| Authors |
Thomas_M._Esposito,_Paul_Kalas,_Michael_P._Fitzgerald,_Maxwell_A._Millar-Blanchaer,_Gaspard_Duchene,_Jennifer_Patience,_Justin_Hom,_Marshall_D._Perrin,_Robert_J._De_Rosa,_Eugene_Chiang,_Ian_Czekala,_Bruce_Macintosh,_James_R._Graham,_Megan_Ansdell,_Pauline_Arriaga,_Sebastian_Bruzzone,_Joanna_Bulger,_Christine_H._Chen,_Tara_Cotten,_Ruobing_Dong,_Zachary_H._Draper,_Katherine_B._Follette,_Li-Wei_Hung,_Ronald_Lopez,_Brenda_C._Matthews,_Johan_Mazoyer,_Stan_Metchev,_Julien_Rameau,_Bin_Ren,_Malena_Rice,_Inseok_Song,_Kevin_Stahl,_Jason_Wang,_Schuyler_Wolff,_Ben_Zuckerman,_S._Mark_Ammons,_Vanessa_P._Bailey,_Travis_Barman,_Jeffrey_Chilcote,_Rene_Doyon,_Benjamin_L._Gerard,_Stephen_J._Goodsell,_Alexandra_Z._Greenbaum,_Pascale_Hibon,_Sasha_Hinkley,_Patrick_Ingraham,_Quinn_Konopacky,_Jerome_Maire,_Franck_Marchis,_et_al._(16_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13722 |
GeminiPlanetImagerExoplanetSurveyの一部として、散乱光中の星周の破片円盤を解決して特徴付けるために、104個の星を${\sim}4$年間直接画像化調査した結果を報告します。近く（${\lesssim}150$pc）、赤外線の過剰（$L_{\mathrm{IR}}/L_\star>10^{-5}$）、以前に解決されたディスクを含む38を含む。観察は、ジェミニプラネットイメージャーの高コントラスト積分フィールドスペクトログラフを$H$バンド（1.6$\mu$m）コロナグラフィック偏光測定モードで使用して、偏光と全強度の両方を測定しました。26の破片ディスクと3つの原始惑星/移行期ディスクを解決しました。新しく提示されたHD117214とHD156623を含む7つのデブリディスクが初めて散乱光で解決され、放射伝達モデルを使用してそれらの5つの基本形態を定量化しました。検出されたすべてのデブリディスクを除き、HD156623にはほこりの少ない内部穴があり、それらの散乱光半径は一般に、分解された熱放射から測定された対応する半径およびスペクトルエネルギー分布から推定される半径よりも大きくなります。感度を評価するために、コントラストを報告し、非検出の原因を検討します。検出は高IR過剰および高傾斜と強く相関していましたが、偏光測定は低傾斜ディスク（${\lesssim}70\deg$）を検出するための全強度角度微分画像より優れていました。調査後の統計に基づいて、偏光分析ディスクの検出可能性を予測する調査前のターゲット優先順位付けメトリックを改善しました。また、ガス、遠赤外線、ミリメートル検出のコンテキストで散乱光ディスクを調べました。2つのディスクの$H$バンドフラックスとALMAフラックスを比較すると、異なる粒子特性の仮の証拠が明らかになりました。最後に、広い間隔の星間コンパニオンが存在する場合、散乱光でデブリディスクが検出されることを優先しませんでした。
超狭帯域測光によるWASP-69bおよびWASP-52bの大気中の準安定ヘリウムの制約
| Title |
Constraints_on_Metastable_Helium_in_the_Atmospheres_of_WASP-69b_and_WASP-52b_with_Ultra-Narrowband_Photometry |
| Authors |
Shreyas_Vissapragada,_Heather_A._Knutson,_Nemanja_Jovanovic,_Caleb_K._Harada,_Antonija_Oklop\v{c}i\'c,_James_Eriksen,_Dimitri_Mawet,_Maxwell_A._Millar-Blanchaer,_Samaporn_Tinyanont,_Gautam_Vasisht |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13728 |
地上および宇宙ベースの分光法による準安定2$^3$Sヘリウム吸収の赤外線観測は、この種が惑星外大気のユニークなプローブであるため、急速に成熟しています。具体的には、トリプレット機能の通過深度（真空波長が1083.3nm付近）を使用して、太陽系外惑星の上層大気の温度と質量損失率を制約できます。ここでは、ワイドフィールドに設置されたビーム成形ディフューザーに結合された超狭帯域フィルター（半値全幅0.635nm）を使用して、準安定2$^3$Sヘリウム吸収を測定する新しい測光技術を紹介します。パロマー天文台にある200インチのヘイル望遠鏡の赤外線カメラ（WIRC）。テルルOHラインとヘリウムアークランプを使用して、フィルターを通過する屈折効果を特性化し、フィルターの透過プロファイルの理解を確認します。WASP-69bのトランジットを観察して新しい手法のベンチマークを行い、バンドパスを考慮した後の以前の測定と一致して、$0.498\pm0.045$％（11.1$\sigma$）の過剰吸収を検出します。次に、このメソッドを使用して、膨張したガスジャイアントWASP-52bを研究し、ヘリウムバンドパスの過剰吸収に95パーセンタイルの上限0.47％を設定します。大気脱出モデルを使用して、WASP-69bの質量損失率を$5.25^{+0.65}_{-0.46}\times10^{-4}〜M_\mathrm{J}/\mathrm{Gyr}$に制限します（$3.32^{+0.67}_{-0.56}\times10^{-3}〜M_\mathrm{J}/\mathrm{Gyr}$）7,000K（12,000K）。さらに、これらの温度におけるWASP-52bの質量損失率の上限を$2.1\times10^{-4}〜M_\mathrm{J}/\mathrm{Gyr}$（$2.1\times10^{-3}〜M_\mathrm{J}/\mathrm{Gyr}$）。これらの結果は、超狭帯域測光が準安定ヘリウム機能の吸収を確実に定量化できることを示しています。
M個の矮星地球外惑星の海洋損失の高解像度スペクトル判別式
| Title |
High-Resolution_Spectral_Discriminants_of_Ocean_Loss_for_M_Dwarf_Terrestrial_Exoplanets |
| Authors |
Michaela_Leung,_Victoria_S._Meadows,_Jacob_Lustig-Yaeger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13731 |
近い将来、非常に大きな地上望遠鏡が、太陽系を超えた生命の最初の探査のいくつかを行う可能性があります。近くの惑星外の大気からの反射光の高スペクトル分解能の観測は、バイオシグネチャー酸素の検索に使用できます。しかし、地球の豊富なO$_2$は光合成ですが、初期の海洋損失は、水蒸気の光分解とそれに続く水素の脱出によって、高い大気中のO$_2$を生成することもあります。スペクトルを使用してこれらの2つの酸素源を区別する方法を探求するために、居住可能な地球のような、および海洋損失後のプロキシマケンタウリbの両方の高解像度のラインごとの合成スペクトルを生成します。0.63から1.27$\mu$mまでのO$_2$の4つのバンドの強度とプロファイルを調べ、それらの相対的な検出可能性を定量化します。10barO$_2$の海洋損失後の大気では、酸素バンド、特に1.27$\mu$mバンドが強く抑制されていることがわかります。この抑制は、これらのより大規模なO$_2$大気で生成される、追加の強力で幅広いO$_2$-O$_2$衝突誘起吸収（CIA）によるものです。これは、光合成によって生成される少量の酸素には存在しません。その結果、反射光で1.27$\mu$mバンドが検出された場合は、地球のようなO$_2$レベルが低いことを示しており、これは光合成の起源である可能性が高いことを示しています。ただし、0.69$\mu$mO$_2$バンドはO$_2$-O$_2$CIAの影響を比較的受けず、海洋損失の高いO$_2$大気の存在は、強い0.69$\mu$mO$_2$バンド、および弱いまたは検出されない1.27$\mu$mバンド。これらの結果は、太陽系外の大気中のO$_2$を観測および解釈するための戦略を提供します。これは、将来の地上の望遠鏡によって検討される可能性があります。
水素バルマー系列からのKELT-9 b熱圏の質量損失率と局所熱力学的状態
| Title |
Mass_loss_rate_and_local_thermodynamic_state_of_KELT-9_b_thermosphere_from_the_hydrogen_Balmer_series |
| Authors |
A._Wyttenbach,_P._Molli\`ere,_D._Ehrenreich,_H._M._Cegla,_V._Bourrier,_C._Lovis,_L._Pino,_R._Allart,_J._V._Seidel,_H._J._Hoeijmakers,_L._D._Nielsen,_B._Lavie,_F._Pepe_and_X._Bonfils_and_I._A._G._Snellen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13733 |
$T_{eq}\sim4400$Kで最もホットな既知の太陽系外惑星であるKELT-9bは、超高温木星の新しい惑星クラスの原型です。これらの太陽系外惑星は、中性のイオン化された原子種によって支配されている大気を持っていると考えられています。特に、H$\alpha$およびH$\beta$BalmerラインがKELT-9〜b上層大気で検出され、水素が惑星のロシュローブを満たし、惑星から脱出していることを示唆しています。この作業では、$\delta$Scutiタイプの恒星の脈動（周期$P_{puls}=7.54\pm0.12$h）を検出し、Rossiter-McLaughlin効果を調べた後（スピン軌道角$\lambda=-85.01^{\deg}\pm0.23^{\deg}$）、KELT-9bの光透過スペクトルのバルマー線（H$\alpha$からH$\zeta$）に焦点を当てます。私たちのHARPS-Nデータは、H$\alpha$からH$\delta$への有意な吸収を示しています。H$\alpha$、H$\beta$、およびH$\gamma$吸収の正確なライン形状により、熱圏温度に制約を課すことができます。さらに、新しい大気モデルで実行された検索分析のおかげで、質量損失率、およびKELT-9bの励起水素集団も制約されます。$T=13200^{+800}_{-720}$Kの熱圏温度と質量損失率$\dot{M}=10^{12.8\pm0.3}$gs$^{-を取得します1}$、大気が流体力学的膨張と局所熱力学的平衡（LTE）にあると仮定した場合。熱い木星の熱圏はLTEにあるとは予想されないため、励起された水素の母集団に対して非ボルツマン平衡の大気構造を探索します。LTEからの離脱を支持する強力な統計的証拠は見つかりません。ただし、LTE以外のシナリオでは、ボルツマン平衡からの逸脱は、励起された水素の取り出された低い数密度を説明するには十分ではない可能性があることを示唆しています。非LTEでは、おそらくデータを説明するために、光イオン化によるSaha平衡離脱も必要です。
600の惑星探索星の分析からの半径方向速度ジッターへの天体物理学的洞察
| Title |
Astrophysical_Insights_into_Radial_Velocity_Jitter_from_an_Analysis_of_600_Planet-search_Stars |
| Authors |
Jacob_K._Luhn,_Jason_T._Wright,_Andrew_W._Howard,_Howard_Isaacson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13734 |
惑星の半径方向速度（RV）の検出は、確率論的な信号、つまり「ジッター」を誘発する星の表面の天体物理学的プロセスによって妨げられます。ここでは、CaliforniaPlanetSearch（CPS）サンプルから600を超える星のRVジッターを星ごとに経験的かつ慎重に測定します。このプロセスの一部として、恒星周期の活動とRVの相関関係を調査し、削除した表向きの随伴信号とすべての活動周期をリストした付録を含めます。次に、Brewerらの正確な恒星特性を使用します。（2017）サンプルを恒星の質量のビンに分け、活動と進化の状態で傾向を調べる。RVジッタは恒星の進化を追跡し、一般に、星はRVジッタのさまざまな段階を経て進化します。若い星のジッタは磁気活動によって駆動され、古い星のジッタは対流によって駆動され、粒子化と振動によって支配されます。0.7〜1.7ドルの$M_{\odot}$の場合、アクティビティ主導型と対流主導型のジッターの振幅が似ている「ジッターの最小値」を特定し、より大きな星が寿命の後半にこのジッターの最小値に到達することを確認します、サブジャイアントまたはジャイアントフェーズでさえ。最後に、これらの結果がTESSなどのトランジットサーベイからのフォローアップターゲットの優先順位付けから、将来のRVサーベイのターゲット選択に至るまで、これらの結果が今後のラジアル速度の取り組みにどのように影響するかについてコメントします。
安定した動径速度時系列を持つFスターの特性：低ジッターFスターを選択するための有用なメトリック
| Title |
Properties_of_F_Stars_with_Stable_Radial_Velocity_Timeseries:_A_Useful_Metric_for_Selecting_Low-jitter_F_Stars |
| Authors |
Jacob_K._Luhn,_Jason_T._Wright,_Howard_Isaacson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13743 |
コンパニオンペーパーでは、600を超える星の放射速度ジッターの詳細な分析を行い、恒星の造粒、振動、磁気活動などの天体物理学的起源を調べました。このホワイトペーパーでは、これらの星のサブサンプル、特にメインシーケンスと、「MSRF」星と呼ばれる「リタイア」F星を強調表示します。これらは、低レベルのRVジッター（$<10$m/s）を示します。）。これらの星の観測シグニチャについて説明します。これにより、TESSによって発見された通過する惑星のフォローアップを実行するものなど、半径速度の惑星プログラムでそれらを識別できるようになります。RVジッターの2つの競合する影響と経過時間を組み合わせた「ジッターメトリック」を紹介します。活動と対流です。ジッタメトリックのしきい値を使用して、低ジッタFスターの「完全」サンプルと「純粋」サンプルの両方を選択できます。また、ガイアの色と大きさのみを使用してこれらの星を識別するためのレシピも提供しています。最後に、低ジッターF星が最も集中しているガイア色度図の領域について説明します。ガイアのメインシーケンスに9次多項式を当てはめることにより、メインシーケンスの上の高さを進化のプロキシとして使用し、アクティビティ測定が利用できない場合に低ジッターMSRFスターの大まかな選択を可能にします。
動径速度解析における恒星活動の代理としての測光
| Title |
Photometry_as_a_proxy_for_stellar_activity_in_radial_velocity_analyses |
| Authors |
Molly_R._Kosiarek_and_Ian_J.M._Crossfield |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13767 |
恒星活動は、特に太陽のような星の居住可能ゾーンを周回する地球質量惑星の探索において、ラジアル速度分光法から正確な惑星パラメーターを測定する際の制限要因のままです。恒星活動を軽減する1つのアプローチは、放射状速度と時系列測光の両方の分析を組み合わせて使用することです。複合分析の有効限界を決定するために、同時ディスク統合測光と太陽の放射速度データの分析を提示します。単純なピリオドグラムまたは太陽光測光の自己相関分析では、正しい回転周期が50％未満の時間であることがわかります。したがって、ガウスプロセスを使用して、太陽光測光の時間変動を調査し、同時測光と放射速度データを直接比較します。ハイパーパラメーターの事後分布は70年間の太陽光測光で比較的安定しており、振幅は太陽周期を追跡していることがわかります。同時測光と動径速度データのハイパーパラメーター事後者の間の良い一致を観察します。主な結論は、ガウスプロセスフィットに事前分布を追加して、進化的タイムスケールを反復タイムスケール（つまり、ローテーション期間）よりも大きくなるように制限し、より物理的で有用な結果を回復することを推奨することです。私たちの結果は、そのような同時監視が放射状速度調査の精度を高める上で有用なツールである可能性があることを示しています。
実験室実験による温帯超地球およびミニ海王星大気ヘイズの化学
| Title |
Chemistry_of_Temperate_Super-Earth_and_Mini-Neptune_Atmospheric_Hazes_from_Laboratory_Experiments |
| Authors |
Sarah_E._Moran,_Sarah_M._H\"orst,_V\'eronique_Vuitton,_Chao_He,_Nikole_K._Lewis,_Laur\`ene_Flandinet,_Julianne_I._Moses,_Nicole_North,_Fran\c{c}ois-R\'egis_Orthous-Daunay,_Joshua_Sebree,_C\'edric_Wolters,_Eliza_M.-R._Kempton,_Mark_S._Marley,_Caroline_V._Morley,_and_Jeff_A._Valenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13794 |
外部の太陽系や初期地球とは組成や温度が非常に異なる大気中に形成される光化学ヘイズの特性を調査するための実験的研究はほとんど行われていません。現在、太陽系外惑星が数千に上る発見により、この未利用の位相空間は探査に値します。この研究は、太陽系外惑星の大気の実験室類似体で生成されたヘイズ粒子の測定された化学的性質を提示します。非常に高解像度の質量分析を使用して、大気チャンバー実験で生成された固体粒子の化学成分を測定しました。一般的な化学式C$_w$H$_x$N$_y$O$_z$を持つ多くの複雑な分子種が検出されました。単糖グリセルアルデヒド、さまざまなアミノ酸とヌクレオチド塩基、およびいくつかの糖誘導体のデータを含む、データ内のプレバイオティクスの分子式を検出します。さらに、実験的な太陽系外惑星ヘイズアナログは多様な溶解度特性を示し、超地球およびミニネプチューン大気における光化学ヘイズの化学的または物理的変化の可能性を洞察します。これらの太陽系外惑星のアナログ粒子は、化学大気プロセスをよりよく理解し、遠くの世界でのその場の大気プレバイオティクス化学の考えられる発生源を示唆するのに役立ちます。
原始惑星系円盤における主要元素化学の動的進化とコンドライト形成へのその意味
コンドライトは地球を構成している可能性が高いブロックであり、地球を最もよく表すコンドライトのグループを特定することが、初期の地球の状態を解決するための鍵となります。しかし、コンドライトの起源は、その不可解な主要元素組成のために、物議を醸し続けています。原始惑星系円盤の新しい熱化学進化モデルに基づいて、通常およびエンスタタイトコンドライトに類似した枯渇パターンの微惑星が、エンスタタイトが蒸発するすぐ外側の1〜2〜AUで発生できることを示します。エンスタタイトの「蒸発フロント」の周囲では、フォルステライトを含む耐火性鉱物の大きな内向きの流れが小石の濃度が高くなり、それらの鉱物が失われると、Al、Ca、Mgが減少します。蒸発した固体粒子が小石に再凝縮すると、小石の濃度がさらに高まり、ストリーミングの不安定性を引き起こす可能性があります。したがって、通常のコンスタライトとエンスタタイトコンドライトの組成を持つ微惑星は、自然に陸域で作成できます。フォルステライトの優先的な損失は、通常およびエンスタタイトコンドライトの潜在的なソース領域のすぐ内側に、Mg/Siおよび重いSi同位体の強化も作成します。両方の特徴を示す地球は、通常のコンスタライトとエンスタタイトのコンドライトが生まれた場所のすぐ内側から発生している可能性があります。
活動中の小惑星（3200）ファエトンの近赤外線観測は水和の証拠を明らかにしない
| Title |
Near-infrared_observations_of_active_asteroid_(3200)_Phaethon_reveal_no_evidence_for_hydration |
| Authors |
Driss_Takir,_Theodore_Kareta,_Joshua_P._Emery,_Josef_Hanus,_Vishnu_Reddy,_Ellen_S._Howell,_Andrew_S._Rivkin,_Tomoko_Arai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13951 |
小惑星（3200）ファエトンは活発な地球に近い小惑星であり、ふたご座流星群の母体です。近日点距離が短いため、フェートンの表面は水和した物質を不安定にするのに十分な温度に達します。この小惑星の回転分解分光観測を行い、主に北半球と赤道地域をカバーし、2.5ミクロンを超えて、その表面の水和の証拠を検索しました。ここでは、Phaethonの観測された部分が3ミクロンの水和鉱物吸収（2シグマ内）を示さないことを示します。これらの観察は、ファエトンの現代の活動は、その表面のフィロケイ酸塩の揮発性昇華または揮発分除去によるものではないことを示唆しています。ファエトンの観測された部分は元々水和されていたため、脱水によって表面から揮発性物質を失い、パラス族への接続をサポートしたか、無水物質から形成された可能性があります。
| Title |
The_deep_composition_of_Uranus_and_Neptune_from_in_situ_exploration_and_thermochemical_modeling |
| Authors |
Thibault_Cavali\'e,_Olivia_Venot,_Yamila_Miguel,_Leigh_N._Fletcher,_Peter_Wurz,_Olivier_Mousis,_Roda_Bounaceur,_Vincent_Hue,_J\'er\'emy_Leconte,_Michel_Dobrijevic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13987 |
太陽系の遠くにある氷の巨人、天王星と海王星は、1つの宇宙ミッション、ボイジャー2によってのみ訪れられました。それらの組成に関する現在の知識は、いくつかの最近の進歩にもかかわらず非常に制限されたままです。しかしながら、それらの質量のかなりの部分がガス巨人である木星と土星とは対照的に重い元素でできているので、それらの組成のより良い特徴付けはそれらの形成と進化を抑制するために不可欠です。Galileoのようなinsituプローブは、貴重な直接グラウンドトゥルース組成測定を提供します。ただし、一部の凝縮物は、浅いプローブをつかむことができません。補足的なオービターから追加の制約を取得できますが、熱化学および拡散モデリングは、insituプローブの科学的リターンを高めるのにさらに役立ちます。
巨大な岩の惑星での火山活動のドライバーとしての電磁誘導加熱
ねらい。質量が3〜4アースを超える岩石のある超地球上の火山活動の考えられる駆動メカニズムを調査します。これらの惑星のマントル内の高い重力と圧力により、たとえ潮汐加熱と放射性崩壊によるエネルギー放出がかなりのものであっても、深いマントル層での融解を抑制することができます。ここでは、新たに特定された加熱メカニズム、つまり星の磁場による誘導加熱が、マントルの非常に上部にある独自の加熱パターンにより、これらの惑星で火山活動を促進できるかどうかを調査します。この領域では、圧力は溶融物の形成を妨げるほどにはまだ高くありません。メソッド。例としてスーパーアースHD3167bを使用して、高温の岩石惑星に典型的な導電率プロファイルと古い不活性星に典型的な中程度の恒星磁場を想定して、惑星内部の誘導加熱を計算します。次に、マントル対流コード（CHIC）を使用して、時間の経過に伴う火山ガスの発生をシミュレーションします。結果。誘導加熱がない場合、ほとんどの場合、HD3167bでの火山ガス放出はそれほど重要ではありませんが、この加熱メカニズムを含むと、画像が変化し、惑星のマントルからのガス放出が大幅に増加します。この結果は、高い表面温度と組み合わされた誘導加熱が、重要な観測上の意味を持つ巨大な超地球上の火山活動を推進できることを示しています。
大陸のケイ酸塩風化に対する熱力学的およびエネルギー的制限は、湿ったロッキーな世界の気候と居住性に強く影響する
| Title |
Thermodynamic_and_Energetic_Limits_on_Continental_Silicate_Weathering_Strongly_Impact_the_Climate_and_Habitability_of_Wet,_Rocky_Worlds |
| Authors |
R.J._Graham_and_R.T._Pierrehumbert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14058 |
「液体水居住可能ゾーン」（HZ）の概念は、広範囲の星座にわたって気候を安定させるケイ酸塩風化フィードバックの能力に基づいています。ただし、HZの有効な外縁の現在の推定で使用されているケイ酸塩風化の表現は、粘土降水量によって設定された流出における風化生成物の濃度の熱力学的制限も、惑星群によって設定された降水量のエネルギー制限も考慮していません。熱力学的限界が理想化された結合気候/気象モデルに含まれている場合、定常状態の惑星気候はケイ酸塩の溶解速度論に対する感度を失い、主に流出に対する温度の影響を通じて温度に、そしてpHによって媒介される溶質濃度への影響。これにより、土地の割合、CO$_2$アウトガス、土壌の年代や岩相などの地質学的要因に対する感度が向上します。これらすべてが、HZの有効な外縁の位置に大きな影響を与えることがわかっています。流出感度と降水量のエネルギー制限の間の相互作用は、温度と降水量の分離のために、HZの外側の範囲で新しい暖かい状態につながります。風化の修正された画像から得られた洞察に照らして、太陽系外惑星の観測を通じてケイ酸塩の風化フィードバックのシグネチャを検出するための戦略について説明します。
散乱光は輪状の太陽系外惑星の存在を明らかにするかもしれない
| Title |
Scattered_light_may_reveal_the_existence_of_ringed_exoplanets |
| Authors |
Mario_Sucerquia,_Jaime_A._Alvarado-Montes,_Jorge_I._Zuluaga,_Mat\'ias_Montesinos_and_Amelia_Bayo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14121 |
巨大な太陽系外惑星の周りのリング（以下、「太陽系外惑星」）は、膨大な数の発見された惑星の中で欠けている惑星現象です。これらの嘆きを特定して特徴付けるための方法が多数存在するという事実にもかかわらず、それらのどれも今日まで成功していません。それらの取り組みのほとんどは、通過する太陽系外惑星の周りのリングによって生成される測光シグネチャに焦点を当てています。したがって、大気と（仮想の）リングシステムのかなり大きな表面の両方から散乱した星明かりが原因で、通過しない環状惑星が引き起こす可能性のある検出可能なシグネチャにはほとんど関心が向けられていません。exoringsによって生成されるこの余分な散乱は、ここで恒星の光度曲線の「夏至」として定義される軌道位置で発生します。この手紙では、一次モデルを開発して、通過しないexoringsの測光シグネチャを推定し、現在および将来の施設を使用してそれらの検出可能性を予測します。また、発見自体に加えて、私たちのモデルを使用して、惑星リングシステムの軌道パラメータと物理パラメータを制約する方法も示します。
500AUの距離にある外側の太陽系に、質量$5-10$$M_\oplus$の小説オブジェクト（「惑星9」）のヒントがあります。比較的慣習的な惑星であれば、望遠鏡で探すことができます。あるいは、この天体は始原ブラックホール（PBH）である可能性があることが示唆されています。その場合、従来の検索は失敗します。可能な代替策は、ブレイクスルースターショットプロジェクトで想定されているもののように、小型のレーザー発射宇宙船を使用して、この物体の重力場を探査することです。オーダーの速度が$.001〜c$の場合、そのような宇宙船は打ち上げからおよそ10年後に惑星9に到達でき、正確なタイミング測定値を地球に$10^{-5}$秒で報告できるかどうかを発見できます。
大規模な惑星のスピン軌道の不整合（傾斜）は、惑星の大気循環と潮汐加熱に強く影響する可能性があります。傾斜を生成するための有望な手段は、スピン軌道共鳴を経由することです。そこでは、システムが時間とともに進化するにつれて、惑星のスピンと軌道の歳差運動周波数が互いに交差します。そのようなメカニズムの1つは、内部惑星の軌道歳差運動を駆動する散逸（質量損失）原始惑星系ディスクを含みます。このシナリオでは、このシナリオを分析的に調査し、一般的な初期スピン方向と最終的な傾斜との間のマッピングを取得します。私たちは、（i）断熱進化（すなわち、ディスクが十分に遅い速度で消散する）の下で、初期のスピン方向の関数としての最終的な惑星の傾斜が、共鳴との相互作用によって支配される別個のトラックに分岐することを示します。（ii）非断熱進化の下では、広範囲の傾斜が励起されます。パラメータ空間のさまざまなレジームの最終的な傾斜の分析式を取得します。この論文で研究された動的システムは「コロンボのトップ」の例であり、私たちの分析と結果は他のアプリケーションに適応させることができます。
ダークハロの濃度は、それらの合併履歴から出現します
| Title |
Concentrations_of_Dark_Haloes_Emerge_from_Their_Merger_Histories |
| Authors |
Kuan_Wang_(1),_Yao-Yuan_Mao_(2),_Andrew_R._Zentner_(1),_Johannes_U._Lange_(3,_4),_Frank_C._van_den_Bosch_(5),_Risa_H._Wechsler_(4,_6)_((1)_U._Pittsburgh,_(2)_Rutgers,_(3)_UCSC,_(4)_Stanford,_(5)_Yale,_(6)_SLAC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13732 |
濃度パラメーターは、ハローの現在の構造とそのアセンブリ履歴を便利に結びつける暗黒物質ハローの重要な特性です。宇宙論的$N$体シミュレーションのスイートである「ダークスカイ」を使用して、ハロー濃度が時間とともにどのように進化し、質量アセンブリの履歴から浮上するかを調査します。また、濃度とアセンブリ履歴との関係における分散の起源を探ります。ハロー濃度の進化には2つの主要なモードがあることを示します。（2）物理的な合併イベントに対する激しい反応。合併イベントは、ハロー構造に永続的で実質的な変化を引き起こし、濃度パラメーターの普遍的な応答を観察します。合併イベントは、固定されたハロー質量と形成時間におけるハロー濃度の不確実性の主な原因であると主張します。実際、通常、静止形成履歴を持つと分類されるハローでさえ、複数の小さな合併が発生します。これらの小さな合併は、濃度パラメータの変動を引き起こし、濃度とアセンブリ履歴の間の関係に効果的に還元不可能なばらつきをもたらす疑似進化からの小さな逸脱を引き起こします。したがって、特に最近の合併履歴が不明な場合は、現在のハロ濃度パラメータをハローアセンブリ履歴のプロキシとして使用する場合は注意が必要です。
フィラメントにおける降着駆動乱流II：自己重力の影響
| Title |
Accretion_driven_turbulence_in_filaments_II:_Effects_of_self-gravity |
| Authors |
Stefan_Heigl,_Matthias_Gritschneder,_Andreas_Burkert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13736 |
自己重力を含めることにより、降着主導の乱流に関するコードRAMSESでシミュレーションに関するこれまでの作業を拡張し、コアの形成と崩壊の影響を研究します。フィラメントへの放射状付着が、等方性ではなく放射状に支配される乱流運動を駆動することを示します。重力のないフィラメントとは対照的に、自己重力フィラメントの速度分散は平衡に落ち着きません。同様の量の駆動乱流を示しているにもかかわらず、コア形成の開始まで、速度分散を絶えず消散させています。この違いは、散逸率を決定する半径の変化に関連しています。非重力の場合、フィラメントの成長は制限されず、その半径は時間とともに直線的に増加します。対照的に、自己重力の場合には最大範囲があり、散逸率が増加します。さらに、降着によって引き起こされる乱流は、密度と反相関する放射状のプロファイルを示します。これにより、フィラメント全体に一定の乱流圧力が発生します。追加の乱流圧力には半径方向の勾配がないため、フィラメントの安定性に寄与せず、臨界線質量を増加させません。ただし、この放射状の乱流はフィラメントの半径に影響し、範囲を追加して最大値を設定します。さらに、半径の進化は、コアの成長タイムスケールにも影響します。これは、降着フィラメントの崩壊のタイムスケールと比較して、コアの形成を高い線質量に制限します。
ALPINE-ALMA [CII]調査：z〜4.57の合流システムでの潮汐ストリッピングによるCGM汚染とガス混合
| Title |
The_ALPINE-ALMA_[CII]_Survey:_CGM_pollution_and_gas_mixing_by_tidal_stripping_in_a_merging_system_at_z~4.57 |
| Authors |
M._Ginolfi,_G._C._Jones,_M._Bethermin,_A._Faisst,_B._C._Lemaux,_D._Schaerer,_Y._Fudamoto,_P._Oesch,_M._Dessauges-Zavadsky,_S._Fujimoto,_S._Carniani,_O._Le_Fevre,_P._Cassata,_J._D._Silverman,_P._Capak,_Lin_Yan,_S._Bardelli,_O._Cucciati,_R._Gal,_C._Gruppioni,_N._P._Hathi,_L._Lubin,_R._Maiolino,_L._Morselli,_D._Pelliccia,_M._Talia,_D._Vergani,_G._Zamorani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13737 |
初期の[ALPINE]調査で[CII]を調査するためのALMAラージプログラムの一部として観測された、z〜4.57でのマージシステムのALMA観測を提示します。ALMA[CII]158ミクロンおよび遠赤外線の連続体データと多波長補助データを組み合わせると、システムが2つの巨大な（Mstar>〜10^10Msun）星形成銀河で構成され、大きな合併（星の質量比）が発生していることがわかります。r_mass〜0.9）近接空間（〜13kpc;投影）および速度（delta_v<300km/s）分離、および2つの追加のかすかな狭い[CII]放出衛星。システム全体は、より大規模なプロトクラスター環境に属し、その高密度ピークの1つと一致しています。アルマ望遠鏡は、銀河系周囲のガス構造から発生する[CII]放出の存在も明らかにし、約30kpcまで広がっています。私たちの形態スペクトル分解分析は、全フラックスの約50％が、乱された形態と複雑な運動学を特徴とする金属に富んだ気体エンベロープ内の個々の銀河コンポーネント間に存在することを示しています。ローカルグループの潮汐の尾から放出された衝撃波[CII]の観測と同様に、私たちの結果は、強い重力相互作用によって取り除かれた星間ガスの可能なシグネチャとして解釈でき、銀河の流出によって放出された物質からの可能性のある寄与と、小さなかすかな衛星の星形成。私たちの調査結果は、合併が高z銀河の周囲の銀河系内でのガス混合の効率的なメカニズムであり、初期の時代の銀河バリオンサイクルで重要な役割を果たす可能性があることを示唆しています。
$ z \ sim0 $における二変量ガス星の質量分布と初期および後期型銀河の質量関数
| Title |
The_bivariate_gas-stellar_mass_distributions_and_the_mass_functions_of_early-_and_late-type_galaxies_at_$z\sim0$ |
| Authors |
Aldo_Rodriguez-Puebla_(1),_A._R._Calette_(1),_Vladimir_Avila-Reese_(1),_Vicente_Rodriguez-Gomez_(2),_Marc_Huertas-Company_(3)_((1)_IA-UNAM,_(2)_IRyA-UNAM,_(3)_Obs._Paris) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13740 |
HI、H$_2$、冷たいガス、バリオン質量の銀河質量関数、MFの一覧に加えて、局所銀河の2変量HIおよびH$_2$恒星質量分布を、初期および後期型銀河。MFは、HIおよびH$_2$条件付き分布と銀河の恒星質量関数GSMFを使用して決定されます。条件付き分布については、Caletteetal。2018.$M_{\ast}\sim3\times10^{7}$から$3\times10^{12}$$M_{\odot}$までのGSMFを決定するために、赤方偏移でSDSSからの2つの分光サンプルを組み合わせる範囲$0.0033<z<0.2$。表面の明るさの不完全さから補正した後のGSMFの低質量の端の勾配は$\alpha\approx-1.4$であり、以前の決定と一致しています。得られたHIMFは、無線ブラインド調査に同意します。同様に、H$_2$MFは、光学的に選択されたCO追跡サンプルと一致しています。質量と光の比率による系統分類の影響を推定し、MFが系統誤差に対してロバストであることを確認します。MFをランダムエラーからデコンボリューションして、固有のMFを取得します。MFを使用して、すべてのバリオン成分の宇宙密度パラメーターを計算します。銀河内に閉じ込められたバリオンは、宇宙のバリオンコンテンツの5.4％を表しますが、銀河内のHIおよびH$_2$質量の$\sim96$％は、後期型の形態に存在します。私たちの結果は、後期型銀河におけるH$_2$と全中性Hの宇宙枯渇時間をそれぞれ$\sim1.3$と7.2Gyrで示しています。これは、後期型銀河がH$_2$を星に変換する上で平均して非効率であることを示していますそして、HIガスをH$_2$に変換します。私たちの結果は、2変量のガスの観点から、銀河の人口統計の完全に一貫した経験的な説明を提供します-恒星の質量分布とその予測、MF。この説明は、銀河形成モデルの比較や制約に最適です。
ガイアミッションの2回目のデータリリースで提供された測光情報と天文学情報を使用して、18個の銀河球状星団を取り巻く広い領域にわたるメンバーの星の投影密度分布を分析します。5D混合モデリング手法を採用して、銀河フィールドの汚染から星団集団の信号を最適に分離し、色、大きさ、視差、および適切な動きによって形成される空間の異なる分布を利用しています。7つのクラスターで、クラスターの潮汐半径をはるかに超えて広がるバックグラウンド密度を超える3シグマレベルでコリメートされた過密度を検出しました。これは、天の川ポテンシャルとの潮汐相互作用の結果として予想される歪みと一致しています。これらのクラスターの5つ（NGC288、NGC2298、NGC5139、NGC6341、NGC7099）では、中心から5度のところにある、分析された視野の境界まで壮観な潮汐の尾が伸びています。クラスター中心からの距離が遠い場合、検出された密度の向きは、N体シミュレーションの予測と一致して、クラスター軌道パスと系統的に整列しているように見えます。これらの星団の潮汐の尾に含まれる星の割合は、現在の破壊率の最初の観測推定値を決定するためにも使用されます。
古典的セファイドの天の川の回転曲線、質量分布、暗黒物質含有量
| Title |
The_rotation_curve,_mass_distribution_and_dark_matter_content_of_the_Milky_Way_from_Classical_Cepheids |
| Authors |
Iminhaji_Ablimit,_Gang_Zhao,_Chris_Flynn,_and_Sarah_A._Bird |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13768 |
大規模な恒星調査プロジェクトの数が増えるにつれ、天の川を研究するための優れたトレーサーの質と量は急速に増加しています。そのうちの1つが古典的なセファイドです。クラシカルセファイドは、中赤外の周期光度関係を介して利用できる非常に低い典型的な不確実性（$<$3\％）を備えた高精度の標準キャンドルです。OGLE、ASAS-SN、Gaia、WISE、およびZTF調査データから特定された約3500の古典的セファイドがこの研究で分析され、それらの空間分布は銀河系の反りの明確な特徴を示しています。$4\lesssimR_{\rmGC}\lesssim19$kpcの銀河中心距離範囲で銀河回転曲線を測定するために、2つの運動学的方法が採用されています。緩やかに下降する回転曲線は、固有運動（PM）法と3次元速度ベクトル（3DV）法の両方によって導出されます。今日まで利用可能な最も正確な6D位相空間座標を持つ古典的なセファイドの最大のサンプルは3DVメソッドでモデル化され、結果の回転曲線は（$-1.33\pm0.1$）$の比較的小さい勾配で減少することがわかります{\rmkm\、s^{-1}\、kpc^{-1}}$。PM法の結果と比較すると、3DV法では、太陽の位置でより高い回転速度（（$232.5\pm0.9$）${\rmkm\、s^{-1}}$）が導出されます。ビリアル質量と局所暗黒物質密度は、より信頼性の高い方法である3DVメソッドから推定されます。$M_{\rmvir}=（0.822\pm0.052）\times10^{12}\、M_\odot$および$\rho_{\rmDM、\odot}=0.33\pm0.03$GeV${\rmcm^{-3}}$です。
高質量星形成の初期条件を調べる-IV。高質量プレ/プロトクラスター凝集体におけるガス動力学とNH $ _2 $ D化学
| Title |
Probing_the_initial_conditions_of_high-mass_star_formation_--_IV._Gas_dynamics_and_NH$_2$D_chemistry_in_high-mass_pre/protocluster_clumps |
| Authors |
Chuan-Peng_Zhang,_Guang-Xing_Li,_Thushara_Pillai,_Timea_Csengeri,_Friedrich_Wyrowski,_Karl_M._Menten,_Michele_R._Pestalozzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13946 |
星形成の初期段階は、その高密度と低温のため、研究が非常に困難です。このような条件下では、多くの分子がダスト粒子上で凍結することにより、気相から枯渇します。ただし、重水素化された種は気体のままである可能性があるため、理想的なトレーサーです。8つの大規模なプレ/プロトクラスター凝集体のガス力学とNH$_2$D化学を調査します。NH$_2$D1$_{11}$-1$_{01}$（at85.926GHz）、NH$_3$（1、1）および（2、2）の観測値を、PdBIおよびVLA、それぞれ。重水素分別と運動温度の間の分布は、$T_{\rmkin}=16.1$K付近に数密度のピークを示し、NH$_2$Dコアは主に13.0〜22.0Kの温度範囲にあることがわかります。重水素の7つの非常に高い分画が$1.0\leqslantD_{\rmfrac}\leqslant1.41$と検出されました。NH$_2$Dの放出は、ダストの連続体またはNH$_3$のピーク位置のいずれかと正確に一致するようには見えませんが、多くの場合、星形成活動領域を囲んでいます。これは、NH$_{2}$Dが中心の若い恒星オブジェクト（YSO）によって加熱されたために破壊されたことを示しています。検出されたNH$_2$Dラインは非常に狭く、幅の中央値は$\rm0.98\pm0.02km/s$です。抽出されたNH$_2$Dコアは重力で束縛され（$\alpha_{\rmvir}<1$）、おそらく恒星または星のないものであり、中間質量または高質量の星を形成する可能性があります。NH$_3$（1、1）を動的トレーサーとして使用すると、非常に複雑な動的運動が見つかります。これは、流出、回転、収束流、衝突、大きな速度勾配、回転トロイドとの組み合わせプロセスによって説明できます。高重水素分別は温度条件に強く依存し、NH$_2$Dは進化段階での高質量星形成の劣った進化指標ですが、星のない星星のコアでは有用なトレーサーです。
異なるタイプの超新星ホスト銀河の局所的および全体的な特性
| Title |
The_local_and_global_properties_of_different_types_of_supernova_host_galaxies |
| Authors |
Li_Zhou,_Yan-Chun_Liang,_Jun-Qiang_Ge,_Yi-Nan_Zhu,_Xu_Shao,_Hong_Wu,_Wei-Bin_Shi,_Li-Cai_Deng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14042 |
SDSSデータリリース15から公開されているアパッチポイント天文台（MaNGA）の近くの銀河をマッピングするデータ分析パイプライン（DAP）製品を使用して、SN爆発サイトのローカルプロパティとさまざまなタイプのSNのグローバルプロパティを分析します銀河をホストして、さまざまなタイプのSNeの爆発環境を探索します。私たちのサンプルでは、MaNGAの視野に67のSNホスト銀河があり、32のタイプIa、29のCCSNe、1の超発光SN（SLSN）、1のタイプIと4の未分類のタイプのSNeがあり、これらを使用して実行できます。KSテストで分析し、統計的にロバストな結果を導き出します。サンプルサイズが限られているため、この研究では質量依存性を取り除くことができませんでした。これは、この研究で提示された特性の傾向の真の推進力である可能性があります。SNIaホストのグローバルスター形成率（SFR）とEW（H$\alpha$）は、CCSNホストの平均よりもわずかに低いです。SNIaホスト銀河は、CCSNホストよりも$\sim$0.3dex大きいです。これは、CCSNeとタイプIaSNeの数の比率が、ホスト銀河の恒星質量の増加とともに減少することを意味します。SNIaホスト銀河の恒星人口年齢は、CCSNホストの平均年齢よりも古いです。局所的なSFR密度（$\Sigma\rmSFR$）、局所的および全体的な気相酸素存在量など、いくつかのプロパティについては、SNホストの異なるタイプ間で大きな違いはありません。私たちのサンプルのほとんどの銀河では、SNホストの統合スペクトルから推定されたグローバルな気相の酸素存在量は、小さなバイアスのあるSN爆発サイトでの局所的な気相の酸素存在量を表すことができます。
へびつかい座ストリームのより大きな範囲
| Title |
A_Larger_Extent_for_the_Ophiuchus_Stream |
| Authors |
N._Caldwell_(1),_A._Bonaca_(1),_A._Price-Whelan_(2),_B._Sesar,_M._Walker_(3)_((1)_CfA,_(2)_Princeton,_(3)_CMU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14350 |
へびつかい座の恒星流の新しい運動学的データを示します。1800以上の新しい速度を提供するHectospec、Hectochelle、Binospecを使用して、MMT望遠鏡でメンバー候補のスペクトルが取得されました。Gaia-DR2カタログによるフィールド内の星の適切な運動測定と組み合わせて、ストリームメンバーシップの確率を導き出し、結果として200を超える可能性のあるメンバーを検出しました。これらのデータは、ストリームがディスカバリーデータに示されている長さの3倍を超えていることを示しています。メインストリームへのスプリアスも検出されます。高解像度のスペクトルにより、恒星の速度分散を解くことができ、$1.6\pm0.3$km/secであることがわかります。
重力波天文学による超チャンドラセカール白色矮星の検出のためのタイムスケール
| Title |
Timescales_for_detection_of_super-Chandrasekhar_white_dwarfs_by_gravitational_wave_astronomy |
| Authors |
Surajit_Kalita_(IISc),_Banibrata_Mukhopadhyay_(IISc),_Tushar_Mondal_(IISc),_Tomasz_Bulik_(Warsaw) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13750 |
過去数十年の間に、間接観察からの白色矮星のチャンドラセカール質量制限の違反の推論は、おそらく天文学における革命的な発見です。この興味深い現象を説明するために、すでにさまざまな研究者がさまざまな理論を提案しています。しかし、そのような巨大な白色矮星は通常、光度がほとんどないため、これまでのところ、それらを直接観測して検出することはできません。連続重力波が直接それらを検出するためのプローブの1つである可能性があることをすでに提案しており、将来的にはLISA、DECIGO、BBOなどのさまざまな宇宙ベースの検出器がこれらの白色矮星の多くを検出できるようになるはずです（パルサーのように動作する場合）。このペーパーでは、重力放射と双極子放射の放出に関連するさまざまなタイムスケールについて説明します。この探査は、検出器が巨大な白色矮星を観察するためのタイムスケールを設定します。
低電力ホットスポットでの粒子加速：広帯域スペクトルエネルギー分布のモデリング
| Title |
Particle_acceleration_in_low-power_hotspots:_modelling_the_broad-band_spectral_energy_distribution |
| Authors |
G._Migliori_(1,2),_M._Orienti_(2),_L._Coccato_(3),_G._Brunetti_(2),_F._D'Ammando_(2),_K.-H._Mack_(2),_M.A._Prieto_(4)_((1)_DIFA,_University_of_Bologna,_(2)_INAF-IRA_Bologna,_(3)_ESO,_(4)_IAC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13756 |
低電力無線ホットスポットでアクティブな加速および放射プロセスは、アーカイブ、高感度VLT、無線VLAおよびX線チャンドラデータで補完された新しい深赤外線（NIR）および光学VLT観測によって調査されます。調査された3つの電波銀河（3C105、3C195および3C227）の場合、観測された電波ホットスポットのNIR/光学対応の検出を確認します。3C227Westと3C105Southで複数のコンポーネントを解決し、後者の拡散NIR/光放射を特徴付けます。このコンポーネントの線形サイズ（$\gtrsim$4kpc）により、3C105Southが衝撃後領域での粒子の再加速の説得力のあるケースになることがわかります。3C195南および3C227W1のラジオからX線へのスペクトルエネルギー分布（SED）のモデリングは、検出されたX線放出の起源の手がかりを与えます。逆コンプトンモデルのコンテキストでは、3C195Southの特異な急勾配のシンクロトロンカーブが、低（$\lesssim$GHz）無線周波数とX線で。3C227W1のX線放出は、効率的な粒子加速（$\gamma\gtrsim$10）を条件として、22GHzでの電波観測によって明らかにされたようなコンパクト（$<$100pc）領域で発生するシンクロトロンコンポーネントで説明できます。$^7$）は進行中です。新たな状況は、異なる加速プロセスと放射プロセスが共存するシステムの状況です。
3C 227および3C 445電波銀河のシンクロトロン放射光ホットスポットのJansky VLA観測
| Title |
Jansky_VLA_observations_of_synchrotron_emitting_optical_hotspots_of_3C_227_and_3C_445_radio_galaxies |
| Authors |
M._Orienti_(1),_G._Migliori_(1,2),_G._Brunetti_(1),_H._Nagai_(3),_F._D'Ammando_(1),_K.-H._Mack_(1),_M.A._Prieto_(4)_((1)_INAF-IRA_Bologna,_(2)_DIFA,_University_of_Bologna,_(3)_NAOJ,_(4)_IAC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13757 |
無線銀河3C227および3C445のホットスポットの22GHzにおけるJansky超大型アレイA構成の観測結果を報告します。4つのホットスポットについて、数kpcまでのスケールの光学式のシンクロトロン放射が報告されました。私たちのVLA観測は、約100pcの線形サイズに上限がある未解決領域の存在を指摘しています。ホットスポット内のこのようなコンパクトなコンポーネントがミニサンプルで検出されたのはこれが初めてであり、いくつかの個別のホットスポットに固有の特性ではないことを示しています。分極は、ホットスポット内のコンパクトな領域（約0.1kpcスケール）で最大70％の値に達する可能性があり、100パーセクまでのサイズの非常に秩序立った磁場を示します。より大きなスケールでは、ホットスポット成分の平均分極は約30〜45％であり、秩序だった磁場ではなく、かなりのランダムな磁場成分の存在を示唆しています。これはさらに、4つのホットスポットすべてで観察される偏光強度と合計強度画像のピーク間の変位によってサポートされます。電気ベクトル位置角度は一定ではありませんが、ホットスポット領域の中央部分で任意に変化しますが、通常はホットスポット構造の最外縁の全強度コンターに垂直であり、大規模な衝撃波フロントをマークしている可能性があります。X線と電波から光への放射の不整合は、前者が現在の粒子加速をトレースしているのに対し、後者は古い衝撃波面を示していることを示しています。
| Title |
Localizing_merging_black_holes_with_gravitational-wave_lensing |
| Authors |
Otto_A._Hannuksela,_Thomas_E._Collett,_Mesut_\c{C}al{\i}\c{s}kan,_Tjonnie_G._F._Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13811 |
ここでは、結合するブラックホールを正確に特定できる方法を報告します。現在の重力波の位置特定方法は、中性子星または他の線源を電磁対応物とマージすることに主に依存しています。ただし、ブラックホールのマージの科学的目標はまったく異なり、高次モード、高い赤方偏移、強い重力場などの刺激的な特性を調べることができます。残念ながら、電磁的な対応物の欠如と現在の重力波検出器の貧弱な空の位置特定精度は、合流するブラックホールを正確に特定することを一般に困難にします。ただし、レンズ化された重力波は、最初の観測がこの10年間に予測されているため、同様にレンズ化されたホスト銀河の位置を特定することでソースを検索できます。具体的には、レンズ化された重力波の空の位置特定の専用のフォローアップにより、レンズ化されたホスト銀河を特定し、そのレンズプロファイルを再構築することができます。残念ながら、正しいホスト銀河を一意に特定することは困難です。重力波観測によって広がる空の領域内には、数百、時には数千のレンズ付き銀河があるためです。ただし、重力波情報をレンズ付き銀河候補すべてのレンズ再構成と組み合わせることにより、LIGO/Virgo/Kagraネットワークを使用して、四重レンズ状波を1つまたは多くても数個の銀河に局在化できることを示します。シミュレートされたデータを使用して、レンズ付きホストが特定されると、重力波の発生源をホスト銀河内に配置でき、システムを使用してハッブル定数を測定できることを示します。
PSR B1929 + 10に関連するボウショックパルサー風星雲の深いX線スペクトルイメージング
| Title |
A_deep_X-ray_spectral_imaging_of_the_bow-shock_pulsar_wind_nebula_associated_with_PSR_B1929+10 |
| Authors |
Sangin_Kim_(1),_C.Y._Hui_(1),_Jongsu_Lee_(1),_Kwangmin_Oh_(1),_L.C.C._Lin_(2),_and_J._Takata_(3)_((1)_Chungnam_National_University,_(2)_UNIST,_(3)_Huazhong_University_of_Science_and_Technology) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14019 |
この作業では、XMM-Newtonからのデータを使用して、成熟したパルサーPSRB1929+10で駆動されるX線ボウショック星雲を研究します。有効露光量は$\sim$300ksであり、このシステムの詳細な調査を提供します。はるか。X線の軸方向の流出は、適切な運動方向の後ろに$\sim$8分の分だけ延長することがわかりました。これは、前の研究で報告された結果よりも2倍長い係数です。さらに、適切な動きに対して横方向に伸びている2つのかすかな横方向流出の証拠が見つかりました。また、軸方向の流出に沿ったスペクトル硬化の兆候も見られ、この機能に沿って特定の加速プロセスが発生する可能性があることを示唆しています。
高速ドリフトスキャン調査で発見された高速ラジオバースト
| Title |
A_Fast_Radio_Burst_discovered_in_FAST_drift_scan_survey |
| Authors |
Weiwei_Zhu,_Di_Li,_Rui_Luo,_Chenchen_Miao,_Bing_Zhang,_Laura_Spitler,_Duncan_Lorimer,_Michael_Kramer,_David_Champion,_Youling_Yue,_Andrew_Cameron,_Marilyn_Cruces,_Ran_Duan,_Yi_Feng,_Jun_Han,_George_Hobbs,_Chenhui_Niu,_Jiarui_Niu,_Zhichen_Pan,_Lei_Qian,_Dai_Shi,_Ningyu_Tang,_Pei_Wang,_Hongfeng_Wang,_Mao_Yuan,_Lei_Zhang,_Xinxin_Zhang,_Shuyun_Cao,_Li_Feng,_Hengqian_Gan,_Long_Gao,_Xuedong_Gu,_Minglei_Guo,_Qiaoli_Hao,_Lin_Huang,_Menglin_Huang,_Peng_Jiang,_Chengjin_Jin,_Hui_Li,_Qi_Li,_Qisheng_Li,_Hongfei_Liu,_Gaofeng_Pan,_Bo_Peng,_Hui_Qian,_Xiangwei_Shi,_Jinyuo_Song,_Liqiang_Song,_Caihong_Sun,_Jinghai_Sun,_Hong_Wang,_Qiming_Wang,_Yi_Wang,_Xiaoyao_Xie,_Jun_Yan,_Li_Yang,_Shimo_Yang,_Rui_Yao,_Dongjun_Yu,_Jinglong_Yu,_Chengmin_Zhang,_Haiyan_Zhang,_Shuxin_Zhang,_Xiaonian_Zheng,_Aiying_Zhou,_Boqin_Zhu,_Lichun_Zhu,_Ming_Zhu,_Wenbai_Zhu_and_Yan_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14029 |
5メートルの開口の球状電波望遠鏡（FAST）を使用して取得したドリフトスキャン調査データの$\sim$1500〜hrの分析から、高度に分散した高速無線バーストFRB〜181123の発見を報告します。パルスには3つの異なる放出成分があり、1.0--1.5〜GHzの観測帯域全体で周波数によって異なります。ピークフラックス密度を$>0.065$〜Jy、対応するフルエンス$>0.2$〜Jy〜msと測定します。観測された1812〜cm$^{-3}$〜pcの分散測定に基づいて、$\sim1.9$の赤方偏移を推測します。これから、ピーク光度と等方性エネルギーは$\lesssim2\times10^{43}$〜erg〜s$^{-1}$と$\lesssim2\times10^{40}$〜ergであると推定します、それぞれ。これまでに検出された調査からのFRBは1つだけなので、イベント率に対する制約は限られています。フルエンスが$>0.025$〜Jy〜msのFRBの場合、1日あたり900FRBのイベントレートの95\％信頼下限を導出します。FASTで4時間ソースの追跡観察を行いましたが、バーストの繰り返しは見つかりませんでした。FRBの物理的メカニズムを理解するために、この発見の意味を説明します。
ULXパルサー、ディスク給電HMXB、Be / X線バイナリおよび二重周期変数の軌道および超軌道周期
| Title |
Orbital_and_super-orbital_periods_in_ULX_pulsars,_disc-fed_HMXBs,_Be/X-ray_binaries_and_double-periodic_variables |
| Authors |
L._J._Townsend_(1,2,3),_P._A._Charles_(4)_((1)_South_African_Astronomical_Observatory,_(2)_Southern_African_Large_Telescope,_(3)_University_of_Cape_Town,_(4)_University_of_Southampton) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14207 |
超高速X線（ULX）パルサーにおける軌道周期と超軌道周期の間の単純な線形関係の証拠を提示します。これは、ディスク供給中性子星超巨大X線バイナリーの集団で見られるものに似ています。Be/X-rayバイナリシステム。この関係の最も可能性の高い原因は、システムのバイナリモーションによる降着円盤または星周円板における歳差運動のホットスポットまたは密度波の変調であり、ULXパルサーと高質量X線バイナリ（HMXB）パルサー。この仮説は、スーパーエディントンレートで降着する銀河およびマゼランクラウドHMXBの最近の研究、およびスピン周期におけるULXパルサーの位置-HMXBの軌道周期図によってサポートされています。この作業で発見された興味深い二次的な関係は、ディスクで供給されるHMXB、ULXと、いわゆる「二重周期」変動を示す一見無関係な初期型バイナリのグループとの間の明らかな関係です。これらのシステムは、Be/X線バイナリの直接の前駆細胞になるのに適した候補であることをお勧めします。
TianQin天文台による科学：恒星質量のバイナリブラックホールに関する予備的な結果
| Title |
Science_with_the_TianQin_observatory:_Preliminary_results_on_stellar-mass_binary_black_holes |
| Authors |
Shuai_Liu,_Yi-Ming_Hu,_Jian-dong_Zhang,_Jianwei_Mei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14242 |
TianQinを使用して恒星質量のバイナリブラックホール（SBBH）を検出する可能性を検討します。5つの異なる母集団モデルを使用して、予想される検出数とSBBHインスパイラルのパラメーター推定の精度を推定します。TianQinは、信号対雑音比が12を超えるいくつかのSBBHインスパイラルを検出できる可能性があることに注意してください。しきい値を下げ、複数の検出器を組み合わせると、検出数が増加します。ソースパラメーターは、検出しきい値を超えるほとんどのイベントで精度よく回復できます。たとえば、マージ時間の精度は1秒近くで発生する可能性が最も高く、地上ベースの検出器の検出をガイドすることを可能にします。偏心の精度$e_0$は$10^{-4}$付近で発生する可能性が高く、フォーメーションチャネルを区別することが可能であり、質量パラメータの精度は一般に$10^{-6}$よりも優れており、$10^{-7}$付近で発生する可能性が高いです。特に、典型的な合併イベントの場合、エラーボリュームはホスト銀河のみを含むのに十分なほど小さい可能性が高いことに注意してください。これは、マルチメッセンジャーの観測による重力波宇宙論および関連する研究の研究に非常に役立ちます。
深部観測のためのELT-GMCAO性能のシミュレーション
| Title |
Simulations_of_ELT-GMCAO_performance_for_deep_field_observations |
| Authors |
Elisa_Portaluri,_Valentina_Viotto,_Roberto_Ragazzoni,_Carmelo_Arcidiacono,_Maria_Bergomi,_Marco_Dima,_Davide_Greggio,_Jacopo_Farinato,_and_Demetrio_Magrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13741 |
Global-MultiConjugatedAdaptiveOptics（GMCAO）アプローチは、自然ガイド星（NGS）のみを使用して、非常に大きな地上の望遠鏡に適切な科学的視野（FoV）を修正する代替方法を提供します。したがって、レーザーガイド星がない場合でも、GMCAOを搭載したELTのような望遠鏡は、ストレール比（SR）に関して最適なパフォーマンスを実現し、深いフィールドの場合と同様に、星の乏しいフィールドの研究で印象的な結果を得ることができます。観察。GMCAOの利点と使いやすさは、チャンドラディープフィールドサウス地域の6000個の模擬高赤方偏移銀河を研究することで実証されています。ただし、GMCAOパフォーマンスの堅牢な統計を得るには、空のいくつかの部分の観測をシミュレートする体系的な研究が必須です。ここで説明する技術的、断層撮影、および天体物理学的パラメータは、検討対象のフィールドでSRを推定するIDLベースのコードであるGIUSTOへの入力として与えられ、結果は統計的考察で分析されます。最高のパフォーマンスは、ScientificFoVに比較的近い星を使用して得られます。したがって、SRは、予想どおり、NGSの軸外位置の平均位置と相関しますが、その大きさは二次的な役割を果たします。この研究は、SRも銀河緯度と直線的に相関していると結論づけています。低次収差センシングに必要な自然ガイド星がないため、GMCAOは、レーザービーコンを使用しないと調査できない領域を観察するための有望な手法として確認されています。これは、ELTのレーザーアプローチの堅牢な代替方法またはリスク軽減戦略を表しています。
ディープニューラルネットワークによる天文過渡現象の画像シーケンスの分類
| Title |
Classifying_Image_Sequences_of_Astronomical_Transients_with_Deep_Neural_Networks |
| Authors |
Catalina_G\'omez,_Mauricio_Neira,_Marcela_Hern\'andez_Hoyos,_Pablo_Arbel\'aez,_Jaime_E._Forero-Romero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13877 |
天文画像の時系列を意味のある過渡的な天体物理現象に教師付き分類することは、人間の専門家の介入を必要とするため、困難な問題と見なされてきました。分類器は、エキスパートの知識を使用してヒューリスティックな特徴を見つけ、たとえば画像の減算を実行したり、光度曲線の形でフラックスの時系列などの疎な情報を抽出したりして、画像を処理します。画像データから直接学習する、成功したディープラーニングアプローチを紹介します。私たちの方法は、DeepConvolutionalNeuralNetworksとGatedRecurrentUnitsを使用して、時空間パターンを明示的にモデル化します。CatalinaReal-TimeTransientSurveyからの130万の実際の天体画像を使用してこれらのディープニューラルネットワークをトレーニングし、シーケンスを5つの異なるタイプの天体過渡クラスに分類します。TAO-Net（TransientAstronomicalObjectsNetwork）アーキテクチャは、5タイプの分類タスクで、平均F1スコア54.58$\pm$13.32を達成します。これは、光度曲線のランダムフォレスト分類。実績TAO-Netは、早期過渡検出のための新しいディープラーニングアーキテクチャを開発する可能性を開きます。この作業の将来の拡張を可能にするために、TAO-Netのトレーニングデータセットとトレーニング済みモデルを利用できるようにします。
広視野調査におけるマイクロレンズ処理のための機械学習分類器
| Title |
A_Machine_Learning_Classifier_for_Microlensing_in_Wide-Field_Surveys |
| Authors |
D._Godines,_E._Bachelet,_G._Narayan_and_R.A._Street |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14347 |
マイクロレンズ撮影は非常にまれであり、観測された100万個の星につき平均1回発生しますが、現在および近い将来の調査がオンラインになり、Rから22マグまでの深さ、または数日ごとに暗くなるまで、可視空のほぼ全体の測光を提供できるようになります。これは、マイクロレンズ現象の追跡観察を通してブラックホールと太陽系外惑星の検出に貢献します。銀河モデルに基づくと、銀河の非常に広い領域にわたるマイクロレンズ現象が予想されますが、これらの調査の頻度（1日あたり2〜3回）は従来のマイクロレンズ調査よりも低く、効率的な検出は困難です。時系列データのユーティリティは急速に進歩しており、非常に高いデータレートの調査を使用して一時的なイベントをリアルタイムで検出および分類していますが、特にデータストリームの場合、マイクロレンズイベントの検出に関して限定的な研究が発表されていますケイデンスは比較的低いです。この研究では、時系列データを使用してマイクロレンズ信号を特定するためのランダムフォレストアルゴリズムの有用性を調査し、低視野でも広視野調査でマイクロレンズの検索に適用できる効率的な機械学習分類器を作成することを目的としています。ケイデンスデータ。PTF/iPTF調査データと現在稼働中のZTFでのテストに加えて、OGLE-IIマイクロレンズデータセットを使用して分類子を適用および最適化しました。これにより、次のLSSTで想定されているものと同じデータ処理インフラストラクチャが適用されます。
ガイアDR2を使用したONCからの暴走星とウォークアウェイ星
| Title |
Runaway_and_walkaway_stars_from_the_ONC_with_Gaia_DR2 |
| Authors |
Christina_Schoettler,_Jos_de_Bruijne,_Eero_Vaher,_Richard_J._Parker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13730 |
理論は、高密度の若い星形成領域の周りのすべての質量の高速で放出された（暴走）星を見つける必要があると予測しています。$N$-bodyシミュレーションは、これらの放出された星の数と分布を使用して、領域の初期の空間的および運動学的部分構造を制約できることを示しています。$Gaia$DR2天文測定と測光を使用して、OrionNebulaCluster（ONC）の100pc以内の暴走星とより遅い散歩星を検索します。その結果を、ONCに合わせた初期条件で4Myrに対して実行したシミュレーションからの暴走星の数と速度分布の予測と比較します。$Gaia$DR2では、適切な動きに基づいて31の暴走候補と54の暴走候補が見つかりましたが、これらすべてが3次元で実行可能な候補であるとは限りません。約40％には半径方向の速度がありませんが、9つの3D暴走と24の3DウォークアウェイをONCまでたどることができます。私たちのシミュレーションでは、100個以内の暴走の数は、地域が古いほど（この境界を超えてすぐに移動するため）減少するのに対し、暴走の数は最大3Myrまで増加することを示しています。$Gaia$DR2では、シミュレーションから提案された最大値よりもウォークアウェイが少ないことがわかります。これは、観測の不完全性が原因である可能性があります。ただし、$Gaia$DR2の暴走の数は$\sim$1.3-2.4Myrの年齢のシミュレーションからの数と一致し、暴走を使用してONC（および潜在的に他の星形成領域）の既存の年齢推定を確認できます出演者。
形成するOスターAFGL 4176の星周環境とディスクの詳細図
| Title |
A_Detailed_View_of_the_Circumstellar_Environment_and_Disk_of_the_Forming_O-star_AFGL_4176 |
| Authors |
K._G._Johnston,_M._G._Hoare,_H._Beuther,_H._Linz,_P._Boley,_R._Kuiper,_N._D._Kee_and_T._P._Robitaille |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13739 |
ディスクと、O型星AFGL4176mm1を形成する環境の詳細な分析を提示し、AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray（ALMA）からの結果を多波長データのコンテキストに配置します。ALMAでは、AFGL4176mm1の5$''$（21,000au）以内にある17個の1.2mm連続光源を検出します。mm1のスペクトルインデックスは、ALMAバンド全体で3.4$\pm$0.2で、ダストからの1.2mmの連続体放出の$>$87パーセントであることがわかります。mm1から4200au投影されたソースmm2は、伴流またはジェットのブルーシフトノットである可能性があります。また、ALMAを使用して分子ライン間の形態の違いを調査し、25の分子から203のラインを検出します。これは、いくつかの形態タイプに分類されます。私たちの結果は、AFGL4176mm1が、主に窒素含有分子によって追跡される、大きく化学的に複雑なディスクを備えたOスターの形成例を提供することを示しています。ディスクの青方偏移側で強い放射を示す線は、主に酸素を含んでいます。これは、ディスク降着ショックを追跡していることを示唆しています。分子C$^{34}$S、H$_2$CS、およびCH$_{3}$CCNは、流出空洞壁の遅い広角風または高密度構造をトレースします。オーストラリアテレスコープコンパクトアレイ（ATCA）を使用して、mm1に関連付けられた1.2cmのコンパクトな連続光源（$<$2000$\times$760au）を検出します。ATCANH$_3$（1,1）および（2,2）放出は、この構造の青方偏移部分のディスクソースmm1がNWにオフセットされた大規模（r$\sim$0.5pc）回転トロイドをトレースします。
非球形のダスト粒子の自己散乱
ALMAを使用した高解像度イメージングが利用可能になって以来、（サブ）ミリ偏光の理解が飛躍的に前進しました。他の効果の中で、自己散乱（つまり、他の粒子への熱ダスト放出の散乱）は、ミリメートル偏光の起源であると考えられています。これは、原始惑星系円盤と星形成領域で見られるように、光学的に厚い連続体放出の領域でのダスト粒子サイズの直接測定への最初のウィンドウを開きます。ただし、新たに導出された粒度の値は通常約${\sim}100\、\mu$mであり、したがって、より間接的な測定から得られた値や理論から予想された値（${\sim}1\、$mm）。この矛盾の原因は、今日の自己散乱シミュレーションの適用されたダストモデル、つまり完全なコンパクトな球にあります。この研究の目的は、非球状の粒子形状が自己散乱信号に与える影響を調査することにより、仮説を検証することです。離散双極子近似シミュレーションを適用して、3つのシナリオで粒子の形状が自己散乱偏光に与える影響を調査します。特にレイリー領域外で非球形粒子と球形粒子を比較すると、結果として生じる自己散乱偏光の大きな偏差が見つかります。つまり、$870\、\mu$m波長で観察される>100$\、\mu$mサイズの粒子の場合。オブラート粒子による自己散乱は、球と比較してより高い偏光度を生成し、観測されたミリメートル偏光の起源の解釈に挑戦します。原始惑星系円盤で観測されたミリメートル偏光を説明するには、非球形粒子の（ほぼ）完全な配置が必要です。私たちの調査結果は、（サブ）mm分極から導き出されたダスト粒子サイズの必要な再評価に向けられています。
アクティブなレッドジャイアント：近接バイナリと単一の高速回転体
| Title |
Active_red_giants:_close_binaries_versus_single_rapid_rotators |
| Authors |
Patrick_Gaulme,_Jason_Jackiewicz,_Federico_Spada,_Drew_Chojnowski,_Benoit_Mosser,_Jean_McKeever,_Anne_Hedlund,_Mathieu_Vrard,_Mansour_Benbakoura,_Cilia_Damiani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13792 |
この研究の目的は、赤巨星（RG）星のどの部分が測光回転変調を示しているかを特定し、その起源を理解することです。根底にある質問の1つは、この集団における2値性の密接な役割であり、短期のバイナリシステム（<150日程度）のRGが強い回転変調を示すことが観察されているという事実に基づいています。ケプラーによって観測された約4500の比較的明るいRGのサンプルを選択し、そのうちの370（8％）が回転変調を表示することを示します。ほとんどすべての振動振幅はサンプルの中央値を下回っていますが、そのうちの30はまったく振動していません。これらのRGの85のうち、フォローアップの放射速度の観測と分析のために選択された回転変調の34のうち、34が分光二値性の明確な証拠を示しています。驚いたことに、30の非発振器のうち26がこのバイナリのグループに含まれています。反対に、振動が検出可能なアクティブなRGの約85％は、近接バイナリの一部ではありません。振動特性から計算された恒星の質量と進化状態の助けを借りて、低質量の赤巨星の星は磁気的に不活性である傾向があり、中間の質量の星は高活性である傾向があります。逆の傾向はヘリウムコア燃焼（赤い塊）の星に当てはまり、質量の小さい塊の星は比較的活性が高く、質量の大きい星の活性は比較的低くなります。言い換えれば、低質量の赤い巨星の星は塊星に進化する際に角運動量を獲得しますが、高質量の星は角運動量を失います。低質量の星で観測された傾向は、殻を燃やす段階の間に惑星の飲み込みまたは他の合流イベントの可能なシナリオにつながります。中間質量の星に関しては、回転周期は、文献で報告された理論的期待に比べて長く、主シーケンスの後の角運動量の未確認のシンクの存在を補強します。
H $ _2 $ O 1.4 $ \ mu $ m吸収帯におけるオリオン星雲クラスターのHST調査：I.恒星下および惑星の質量オブジェクトの調査
| Title |
HST_survey_of_the_Orion_Nebula_Cluster_in_the_H$_2$O_1.4_$\mu$m_absorption_band:_I._A_census_of_substellar_and_planetary_mass_objects |
| Authors |
Massimo_Robberto,_Mario_Gennaro,_Maria_Giulia_Ubeira_Gabellini,_Lynne_A._Hillenbrand,_Camilla_Pacifici,_Leonardo_Ubeda,_Morten_Andersen,_Travis_Barman,_Andrea_Bellini,_Nicola_Da_Rio,_Selma_E._de_Mink,_Giuseppe_Lodato,_Carlo_Felice_Manara,_Imants_Platais,_Laurent_Pueyo,_Giovanni_M._Strampelli,_Jonathan_C._Tan,_Leonardo_Testi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13915 |
$\sim1$マイアの古いオリオン星雲クラスターで数M$_{Jup}$までの恒星および恒星亜集団の完全な国勢調査を取得するために、広視野カメラ3の赤外線チャネルを使用しました。ハッブル宇宙望遠鏡とF139MおよびF130Nフィルターの組み合わせ。これらのバンドパスは、$1.4\mu$mH$_2$O吸収機能と、隣接するラインのない連続領域に対応しています。検出された$4,504$のソースのうち、$3,352$（約$75\％$）は、F130Nフィルターでm$_{130}=14$（ベガマグ）よりも暗く表示されます。これは、水素燃焼限界質量（M$）に対応する明るさです。\simeq0.072M_\odot$）at$\sim1$Myr。ただし、これらのうち、$742$の光源のみが負のF130M-139Nカラーインデックスを持ち、吸収におけるH$_2$O蒸気の存在を示しているため、有効温度Tの真正MおよびL矮星として分類できます。$\lesssim2850$Kは、推定$1$のMyrクラスターエイジで。私たちのカラーマグニチュードダイアグラムでは、H$_2$Oを吸収するこのソースの母集団は、F130M-F139Nカラーインデックスが正である非常に赤くなった星や銀河の大きなバックグラウンドの母集団とは明らかに異なり、以下の感度限界まで追跡できます。私たちの調査、m$_{130}\simeq21.5$、これは$1$Myr古い$\simeq3$M$_{Jup}$、約2等級の視覚的絶滅下の惑星質量オブジェクトに対応します。$1、2$および$3$Myr（最低$\sim1$M$_{Jup}$まで）の恒星下等時性を予測するBT-Settlファミリーの理論モデルは、Mで観測されたH$_2$Oカラーインデックスを再現できません$\lesssim20$M$_{Jup}$。ベイジアン分析を実行して、メンバーシップ確率とともに、サンプルの各サブステラメンバーの消滅、質量、および有効温度を決定します。
H $ _2 $ O 1.4 $ \ mu $ m吸収帯におけるオリオン星雲クラスターのHST調査：II。恒星下のIMFから惑星の大衆まで
| Title |
HST_survey_of_the_Orion_Nebula_Cluster_in_the_H$_2$O_1.4_$\mu$m_absorption_band:_II._The_substellar_IMF_down_to_planetary_masses |
| Authors |
Mario_Gennaro_and_Massimo_Robberto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13920 |
ハッブル宇宙望遠鏡の能力を利用して、低質量の星、褐色矮星、惑星質量オブジェクトの大気に存在する近赤外水吸収を調査し、汚染の影響を受けないオリオン星雲クラスター（ONC）メンバーの非常に純粋なサンプルを作成します吸水性のない背景の星や銀河から。これらのデータのおかげで、ONCの初期質量関数（IMF）を$0.005〜1.4$M$_{\odot}$レジーム、つまりジュピターの質量がほとんどない状態で推測しています。ONCの若い年齢である$\sim1$Myrは、典型的な天の川ディスク分子雲の現在の状態（金属性、温度、圧力）の星形成の結果のスナップショットを提供します。ONCのIMFは、対数正規関数または壊れたべき法則のいずれかによってよく記述されており、パラメーター値は、天の川ディスクIMFの標準的なシャブリエまたはクルーパ形式と定性的に一致しています。質量分布のこの連続性は、同じ物理プロセスが星、褐色矮星、および惑星質量オブジェクトの形成を制御している可能性があるという事実への手がかりを提供します。両方の標準的なIMFフォームは、観測された非常に低い質量のメンバー（$0.1$M$_\odot$未満）の予測を下回っています。それにもかかわらず、褐色矮星や惑星質量体制の上昇や二次ピークは観測されません。したがって、我々の研究は、広帯域近赤外線地上測光に基づく調査結果と矛盾します。これは、非常に多くの自由浮遊惑星を予測しますが、原因不明のバックグラウンド汚染の影響を受ける可能性があります。
H $ _2 $ O 1.4 $ \ mu $ m吸収帯におけるオリオン星雲クラスターのHST調査：III。準恒星連星の集団
| Title |
HST_survey_of_the_Orion_Nebula_Cluster_in_the_H$_2$O_1.4_$\mu$m_absorption_band:_III._The_population_of_sub-stellar_binary_companions |
| Authors |
Giovanni_M._Strampelli,_Jonathan_Aguilar,_Laurent_Pueyo,_Antonio_Aparicio,_Mario_Gennaro,_Leonardo_Ubeda,_Massimo_Robberto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13924 |
オリオン星雲クラスター（ONC）の星下連星集団に関する新しい結果を提示します。Karhunen-Lo\`{e}veImageProjection（KLIP）アルゴリズムを使用して、ハッブル宇宙望遠鏡に取り付けられたWideFieldCamera3のIRチャネルで撮影された画像を再処理して、星の翼のかすかな近くの仲間を明らかにしましたPSF。$1392$の正真正銘の飽和していないクラスターメンバーのサンプルから始め、$0.16''-0.77''$の間隔で$39$の近接ペアクラスター候補を検出します。一次質量の範囲はM$_p$$\sim0.015-1.27$M$_{\odot}$ですが、コンパニオンについてはM$_c$$\sim0.004-0.54$M$_{\odot}$を導出します。これらの$39$バイナリシステムのうち、$18$は既知であり、残りの$21$は新しい検出です。完全性を修正し、以前に検出されたONCバイナリとカタログを組み合わせると、全体のバイナリ分数は$11.5\％\pm0.9\％$になります。他の星形成領域と比較すると、多重度関数は$\sim2$小さくなります。おうし座、フィールドのバイナリと比較しながら、同等の値を取得します。連星の質量関数を分析し、連星と単一の星の質量分布の間、および一次と伴星の質量分布の間の違いを見つけます。質量比は、中央値が$M_c/M_p\sim0.25$で底が重い分布を示します。全体的に私たちの結果は、ONCバイナリがフィールドバイナリの典型的な母集団のテンプレートを表す可能性があることを示唆しており、ONCは天の川の中で最も典型的な星形成領域と見なされるという仮説を支持しています。
シミュレーションは、渦流がソーラープラージュの彩層を加熱する可能性があることを示しています
| Title |
Simulations_Show_that_Vortex_Flows_could_Heat_the_Chromosphere_in_Solar_Plage |
| Authors |
Nitin_Yadav,_R._H._Cameron,_and_S._K._Solanki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13996 |
異なる空間スケールでの渦流とそれらが彩層でのエネルギーバランスへの寄与との関係はまだ完全には理解されていません。MURaMコードを使用して、10kmの空間分解能で単極太陽プラージュ領域の3次元（3D）放射電磁流体力学（MHD）シミュレーションを実行します。シミュレーションデータに存在する最小の渦を主に検出する渦巻き強度基準を使用します。さらに、シミュレーションデータを劣化させて小さな渦を滑らかにし、より大きな空間スケールの渦も検出できるようにします。さまざまな空間スケールでの渦の流れは、さまざまな実効空間解像度のシミュレーションデータに含まれています。観測された大きな渦は、まだ観測によって解決されていないはるかに小さな渦のクラスターである可能性が高いと結論付けています。垂直ポインティングフラックスが減少した有効空間分解能で急速に減少し、主に垂直流ではなく水平プラズマ運動によって運ばれることを示します。小規模な水平運動または小さな渦がほとんどのエネルギーを運ぶため、低解像度データから推定された渦によって輸送されるエネルギーは大幅に過小評価されます。フル解像度のシミュレーションデータでは、渦によるポインティングフラックスの寄与は、プラージュでの放射損失を補償するのに十分であり、彩層の加熱に対するそれらの重要性を示しています。
進化した星の周りのリングと弧。 II。カーボンスターAFGL 3068および惑星状星雲NGC 6543、NGC 7009、NGC 7027
| Title |
Rings_and_arcs_around_evolved_stars._II._The_Carbon_Star_AFGL_3068_and_the_Planetary_Nebulae_NGC_6543,_NGC_7009_and_NGC_7027 |
| Authors |
M._A._Guerrero,_G._Ramos-Larios,_J._A._Toala,_B._Balick,_L._Sabin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14040 |
高品質のマルチを使用して、惑星状星雲（PNe）NGC6543、NGC7009、およびNGC7027のハローにおける弧と断片化されたリング状の特徴、およびカーボンスターAFGL3068の周りのスパイラルパターンの詳細な比較研究を提示します。エポックHST画像。この比較により、AGBの星を取り巻く規則的なパターンとPNeの周りの不規則な同心円パターンとの間の接続と可能な進化を調査することができます。これらの特徴の半径方向の適切な動き（〜15km/s）は、AGBの風と一致しており、その線形サイズと経過時間（500〜1900年）もAGBの星の周りに見られるものと一致しており、一般的なことを示唆しています。原点。放射流体シミュレーションを使用して、AGBフェーズの最後に生成された規則的なパターンが、拡大するPNとの相互作用、およびシャドウの不安定性によって引き起こされる異方性照明と電離パターンによって大きく歪む証拠を見つけます。これらのプロセスは、AGBの星の周りの規則的な（主にらせん状の）パターンを乱し、おそらくPNeのハローで観察される弧と断片化されたリングになります。
Aquila Riftの雲の構造とダイナミクスに関する詳細な分析
| Title |
A_detailed_analysis_on_the_cloud_structure_and_dynamics_in_Aquila_Rift |
| Authors |
Tomomi_Shimoikura,_Kazuhito_Dobashi,_Yoshiko_Hatano,_Fumitaka_Nakamura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14050 |
アクイラリフト複合体に属するW40およびSerpens南分子雲をカバーする1平方度の領域のいくつかの分子輝線でマップを提示します。野辺山電波観測所の45m望遠鏡で観測した。$^{12}$COおよび$^{13}$CO輝線は、空間分布の異なるいくつかの速度成分で構成されていることがわかりました。W40とSerpensSouthのメインクラウドを形成するコンポーネント（「メインコンポーネント」と呼びます）の速度は$V_{\rmLSR}\simeq7$kms$^{-1}$です。$V_{\rmLSR}\simeq40$kms$^{-1}$には別の重要なコンポーネントがあり、これを「40kms$^{-1}$コンポーネント」と呼びます。後者のコンポーネントは、主に2つの若いクラスターW40とSerpensSouthの周りに分布しています。さらに、2つのコンポーネントは空間的に反相関しているように見えます。このような空間構成は、W40とSerpensSouthの星形成が2つの成分の衝突によって引き起こされたことを示唆しています。また、40kmのs$^{-1}$成分が、SNRとScorpius-CentaurusAssociationからの恒星風によって生成されたスーパーバブルによって掃引されたガスで構成されている可能性についても説明します。
シグモイド太陽コロナループにおける定常キンク波：コロナ地震学への示唆
完全な3次元の電磁流体数値シミュレーションを使用して、太陽コロナループの基本的なキンク振動の特性に対する磁場のシグモイドまたはヘリシティの影響を調べます。私たちのモデルは、一定のアルファパラメーターを持つ双極力のない磁場でプラズマに埋め込まれた単一のより高密度の冠状ループで構成されています。シグモイドがないループの場合、基本的なキンクモードの数値で決定された振動周期は、WKB理論を使用して計算された理論周期と一致することがわかります。対照的に、ループのシグモイドが増加すると、実際の周期はWKB理論によって推定される周期よりもますます小さくなります。冠状地震学を通じて解釈すると、シグモイド性の増加により、磁場の推定値が高くなり、磁場の推定値はますます高い値にシフトし、考慮される最も高いアルファ値の平均値をも上回ります。それにもかかわらず、コロナ磁場値の推定範囲は最小値/最大値の範囲内にあり、ロバスト性コロナ地震学を証明しています。内部磁場と密度の平均が他の方法で確実に推定できる場合、無力磁場の絶対値の推定における不一致を地震学的に利用して、コロナループの自由エネルギーを決定できることを提案します。
星の平均磁気位相曲線のカタログ：第2版
| Title |
Catalog_of_averaged_magnetic_phase_curves_of_stars:_the_second_edition |
| Authors |
V.D._Bychkov_(1),_L.V._Bychkova_(1),_J._Madej_(2)_((1)_Special_Astrophysical_Observatory,_RAS,_Russia_(2)_Astronomical_Observatory,_Univ._of_Warsaw,_Poland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14099 |
磁化された星は、回転により、縦方向のグローバルな磁場$B_e$の周期的な変動を示します。ここでは、2019年12月末までに公開された、さまざまなスペクトルタイプの350の星に関する公開された観測データとパーソナルコミュニケーションの編集から導出された平均恒星磁気回転位相曲線とそのパラメーターの2番目のカタログを示します。Bpスターは、カタログ（215個のオブジェクト）で最も多数のサブセットを構成します。位相曲線は、最小二乗法を使用して一連の観測された$B_e$測定値に正弦波または二重正弦波を当てはめることによって得られました。一部の星については、表面磁場の時系列$B_s$から得られた磁気位相曲線、または回転周期の改善された値$P_{\rmrot}$を提示します。また、惑星や惑星系をホストしている8つの星もカタログで特定しています。
L1527 IRSの原始星円盤における下部構造の形成
| Title |
Substructure_Formation_in_a_Protostellar_Disk_of_L1527_IRS |
| Authors |
Riouhei_Nakatani,_Hauyu_Baobab_Liu,_Satoshi_Ohashi,_Yichen_Zhang,_Tomoyuki_Hanawa,_Claire_Chandler,_Yoko_Oya,_Nami_Sakai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14122 |
ALMAおよびJVLAによって取得された多周波数の高解像度連続体データを分析して、Class〜0/Iソース、L1527IRSの乳児用ディスク内のダスト分布の詳細な構造を研究します。$7{\rm\、mm}$無線連続体画像で、南北方向に並んでいる3つの塊が見つかりました。$1.3{\rm\、cm}$の連続体の観測から推定される、無料の汚染を差し引いても、3つの塊は残ります。北と南の塊は、中央の塊から$\sim15{\rm\、au}$の距離にあり、$7{\rm\、mm}$波長で光学的に厚い可能性があります。束は同様の統合された強度を持っています。対称的な物理的特性は、中央の原始星の周りのダストリングまたはスパイラルアームが空の平面に投影されたときに実現できます。私たちは、そのような下部構造がディスク形成段階でも形成する可能性があることを初めて実証します。この段階では、周囲の材料がディスクプロトスターシステムに積極的に付着します。
X-Shooterによる蠍座上部のディスク降着の調査I. 5歳以上で非常に高い降着率
| Title |
X-Shooter_survey_of_disk_accretion_in_Upper_Scorpius_I._Very_high_accretion_rates_at_age>5_Myr |
| Authors |
C.F._Manara,_A._Natta,_G.P._Rosotti,_J.M._Alcala,_B._Nisini,_G._Lodato,_L._Testi,_I._Pascucci,_L._Hillenbrand,_J._Carpenter,_A._Scholz,_D._Fedele,_A._Frasca,_G._Mulders,_E._Rigliaco,_C._Scardoni,_and_E._Zari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14232 |
原始惑星系円盤の進化を促進するメカニズムを決定することは、惑星がどのように形成されるかを理解するために必要なステップです。ここでは、年齢が5Myrを超える若い恒星天体の質量降着率を測定します。これは、ディスク進化の現在のモデルの重要なテストです。ALMAを使用してディスクの質量が測定された、約5〜10Myrの古いさそり座領域の36個のターゲットのスペクトルの分析を示します。この古いサンプルでまだ存続しているディスクの質量降着率は、LupusとChaIの若い（<3Myr古い）星形成領域と同様に高く、恒星と円盤の質量への依存を考慮するとわかります。特に、いくつかのディスクは、低いディスク質量を持っている間、>10^-9Msun/yrを超える高い質量降着率を示します。さらに、サンプルが約60〜80％のレベルで完了するディスク質量範囲で測定された質量降着率の中央値は、これら3つの領域で互換性があります。同時に、任意のディスク質量における質量降着率の広がりは、5歳を超えても0.9dexを超えます。これらの結果は、時間とともに質量降着率の値が減少し、5ミリ歳を超えるディスク質量との密接な相関関係を予測する、粘性進化の単純なモデルとは対照的です。同様に、内部の光蒸発の単純なモデルでは、観測された質量の降着率を再現できませんが、外部の光蒸発は、低いディスク質量と高い降着率を説明する可能性があります。一部のダストおよびガスディスクの進化モデルで示唆されているように、粘性モデルとの不一致に対する部分的な可能な解決策は、ディスクのガス対ダスト比が5Myrを超えると、標準の100よりも大幅に異なり、高いことです。ここに示す結果は、原始惑星系円盤の永年の進化を説明するために、詳細なダストの進化、外部光蒸発、そしておそらくMHDの風など、いくつかの相互作用するプロセスの存在を必要とします。
太陽による光の偏向を測定する最初の試み
1911年にアインシュタインが太陽の重力場が光の伝搬に及ぼす影響を計算した直後に、世界中の天文学者がその値を測定して検証しようとしました。1912年のブラジルまたは1914年の帝国ロシアでの最初の試みが成功した場合、アインシュタインが間違っていたことが証明されただろう。
多成分相対論的熱化のシミュレーション
| Title |
Simulations_of_Multi-Component_Relativistic_Thermalization |
| Authors |
Atul_Kedia,_Nishanth_Sasankan,_Grant_J._Mathews_and_Motohiko_Kusakabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13186 |
多次元相対論的モンテカルロコードの開発と応用について報告し、相対論的多成分環境での熱化プロセスを調査します。実例として、相対論的低質量粒子の浴槽での高質量粒子の熱化に対する完全相対論的3次元ブラウン運動のような解をシミュレートします。ビッグバン元素合成中に宇宙プラズマで発生する可能性があるブラウン様粒子の熱化と最終平衡分布を追跡します。
NOモデルでの紫外線フリーズインの強化
宇宙論で暗黒物質の存在量を高めるための新しいUVフリーズインメカニズムを提示します。宇宙論では、インフレーションの後に、放射線よりも硬い流体が支配する時代が続きます。このようなシナリオでは、たとえば瞬間的な予熱効果によって生成されるわずかな放射量でも、完全なインフトン崩壊を必要とせずに、最終的に宇宙の総エネルギー密度を支配します。具体性のために、我々の治療はかなり一般的であり、他のシナリオに拡張することができるが、我々は非振動（NO）の典型的なインフレモデルに焦点を当てています。標準モデルプラズマへの後続のエントロピー注入がないため、初期のサーマルバスが高温であるため、非常に効果的なUVDMフリーズインになります。特に、私たちは、キニング中に、DMの豊富さの向上が、温度とともに減少しない生産断面積に対して一般的に得られることを発見しました。
重力波バースト検出の解釈：天体物理学モデルなしのソースプロパティの制約
| Title |
Interpreting_gravitational-wave_burst_detections:_constraining_source_properties_without_astrophysical_models |
| Authors |
Bence_B\'ecsy,_Peter_Raffai,_Kiranjyot_Gill,_Tyson_B_Littenberg,_Margaret_Millhouse,_Marek_J_Szczepa\'nczyk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13729 |
重力波の過渡現象を検出するために、特定の天体物理学モデルを使用せずに、発生源の物理パラメータに制約を与えることができることを示します。一般相対性理論の基本原理のみに依存して、観測された波形の特性のみから、光源のサイズ、質量、距離に上限を設定できます。独立した（電磁などの）観測からソースの距離がわかっている場合は、質量とサイズに下限を設定することもできます。デモンストレーションとして、LIGOおよびVirgo検出器が1回目と2回目の観測の実行中に観測したバイナリブラックホール信号、およびシミュレートされた検出器データから再構築されたシミュレーションバイナリブラックホールおよびコア崩壊超新星信号に対するこれらの制約をテストしました。分析されたすべてのソースタイプに対して制約が有効であることがわかりましたが、その効率（つまり、真のパラメーター値からの距離）は、ソースタイプに大きく依存します。大きさの違い。重力波信号が波形テンプレートなしで再構築され、ソースの天体物理モデルが利用できない場合、これらの制約は、天体物理モデリングプロセスを導くことができるソースの唯一の定量的特性を提供します。
超自然インフレ（De）構築
超自然的なインフレは（非）構成されています。陽的なモデルは宇宙論的観測と比較されます。モデルは、プランクシアン横断のインフロンフィールドエクスカーションを正常に達成します。
| Title |
Common-envelope_Dynamics_of_a_Stellar-mass_Black_Hole:_General_Relativistic_Simulations |
| Authors |
Alejandro_Cruz-Osorio_and_Luciano_Rezzolla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13782 |
ブラックホールまたは中性子星が赤い超巨大星の恒星のエンベロープ内を移動するときに遭遇する「共通エンベロープ」シナリオでの質量降着とドラッグレートの長期的な動作のより正確で現実的な推定を提供することを目的として、は、規則的ではあるが異なる密度勾配を持つ媒質内を超音速で移動する非回転ブラックホールへの降着流の最初の一般相対論的シミュレーションを実行しました。シミュレーションにより、超音速運動は常に急速に定常状態に達し、流れの下流部分にショックコーンが生成されることがわかります。密度勾配がない場合、よく知られているボンダイホイルリトルトン降着問題ですでに観察されている現象論を回復します。スーパーエディントン質量降着率と、運動の方向に軸が安定して整列しているショックコーンを使用します。ただし、密度勾配が強くなると、降着率も増加し、ショックコーンは進行方向に向かって徐々に安定して引きずられます。勾配が十分に大きい場合、ショックコーン軸は方向に対して直角になるか、最大の密度勾配の場合は流れの上流領域で移動することさえあります。降着流の現象論的な側面とともに、ブラックホールへの質量と運動量の降着率も定量化しました。質量、運動量、抗力、および制動放射光度の増加率の単純な分析式が見つかりました。これらはすべて、一般的なエンベロープの進化を経験しているバイナリシステムの長期進化の天体物理学モデリングで採用されています...
強度フロンティアの時代における強く相互作用する巨大粒子と暗い光子
| Title |
Strongly-interacting_massive_particle_and_dark_photon_in_the_era_of_intensity_frontier |
| Authors |
Ayuki_Kamada,_Masaki_Yamada,_Tsutomu_T._Yanagida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.13966 |
強く相互作用する巨大粒子（SIMP）は、暗黒物質（DM）の興味深い候補です。これは、その自己相互作用断面積が、小規模な構造形成の天体物理学的問題に対処するのに十分なほど自然に強いためです。単極凝縮を仮定することにより、単純なモデルが提案されました。ここで、複合SIMPは、「強く相互作用する」U（1）$_{\rmd}$ゲージ理論に基づいています。元のモデルでは、DMの遺物存在量は、Wess-Zumino-Witten項による$3\to2$消滅プロセスによって決定されます。この手紙では、DMの残存量が、過電荷ゲージボソンとダークU（1）$_{\rmd}$ゲージボソン（ダークフォトン）の間の速度論的混合による半消滅プロセスによっても自然に決定されることについて説明します。）。暗い光子は、近い将来にLDMXスタイルの行方不明の運動量実験によって発見される可能性があります。
物理学と天文学のキャリアを追求しながら、ネイティブハワイアンの文化的および学術的な旅への集合的な洞察
| Title |
A_collective_insight_into_the_cultural_and_academic_journeys_of_Native_Hawaiians_while_pursuing_careers_in_physics_and_astronomy |
| Authors |
Heather_Kaluna,_Mailani_Neal,_Makana_Silva_and_Tyler_Trent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14136 |
天文学の分野では、マウナケアは観測と科学の権威ある場所として知られています。ハワイ先住民の文化では、マウナケアは過去、現在、未来の世代とその祖先であるハワイの土地とのつながりとして崇拝されています。私たちは、ネイティブハワイアンが天文学、特にマウナケアでのキャリアを追求することを許可し、可能にする必要がある時期に到達しました。この論文は、4人のカナカ天文学者の説明を伝え、天文学のキャリアを追求する間に彼らが直面した障壁の認識を高めるのに役立ちます。著者は、天文学とハワイのコミュニティの間の切断によりコミュニティが直面している問題を特定し、前進するための決議を提案します。
カーメトリックのトポロジの分析
テスト粒子の運動方程式は、回転するカーブラックホール（BH）のフィールドに対して積分されます。カーメトリックのカーターペンローズダイアグラム（CPD）の分析変換がないため、カーBHのトポロジーは運動方程式の分析調査によって研究されます。Reisner-Nordstr\"omメトリックのCPDの変換が分析されます。Reisner-Nordstr\"omトポロジの境界条件の問題が分析されます。この境界条件の問題に対する解決策が提案されています。Reisner-Nordstr\"omトポロジでは、別のユニバースに移動する唯一の方法が可能であることが証明されています。カートポロジでは、ユニバースと一致しない別のユニバースへの代替遷移が存在する可能性があります。通常の遷移の場合、この代替遷移が検出されます。この代替遷移は、半径座標がゼロ（半径0）のサーフェスを介して実行されます。別の宇宙への代替遷移に対応する落下粒子の初期条件が見つかります。落下に作用する潮汐力カーメトリックのボディが推定され、潮汐力によって破壊されずにボディが他の宇宙に移行する可能性が証明されます。
リャプノフ指数と周期軌道の近傍
周期軌道のリアプノフ指数が、モノドロミー行列の固有値から簡単に取得できることを示します。単純に安定した周期軌道のリアプノフ指数はすべてゼロであり、単に不安定な周期軌道には1つの正のリアプノフ指数しかなく、2つの不安定な周期軌道には2つの異なる正のリアプノフ指数があり、複雑な不安定な周期軌道の2つの正のリアプノフ指数は等しいことがわかります。現実的な銀河ポテンシャルにおける周期軌道の数値例を示します。さらに、中心多様体定理は、安定した、単純に不安定な、および二重に不安定な周期軌道が、それぞれ、その近所の規則的、部分的、および完全に無秩序な軌道の家族の母であることを示すことを可能にしました。
磁場による複雑なベクトル暗黒物質の解明
ダークマターがグローバルな$U（1）$対称性を持つ新しい複雑な大規模ベクトル場で構成される可能性について説明します。フィールドは、過充電グループのゲージフィールドに結合することにより、標準モデルと相互作用します。理論から生じる古典的な均質構成を研究します。これらの構成の一部には、標準モデルの電磁界テンソルの磁気コンポーネントが含まれています。これは、可能な原始磁場の起源を、磁気ボソンで構成されたベクトル暗黒物質凝縮体の宇宙論的進化に関連付ける可能性を開きます。
超核物質から中性子星の質量半径制約を満たす閉じ込められたクォーク物質への混合相転移
| Title |
Mixed_phase_transition_from_hypernuclear_matter_to_deconfined_quark_matter_fulfilling_mass-radius_constraints_of_neutron_stars |
| Authors |
M._Shahrbaf,_D._Blaschke,_S._Khanmohamadi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14377 |
混合相を記述する補間法でマクスウェル構造を置き換えるために、色超伝導クォーク物質への1次相転移によるハイペロンパズルの最近の解決策が再検討されています。ハドロン位相の説明には最低次の制約付き変分法が使用され、クォーク位相には定数（モデルnlNJLA）および密度依存（モデルnlNJLB）パラメーターを使用した非ローカルNambu-Jona-Lasinioモデルが使用されます。両方のクォーク物質モデルに置換補間法を適用すると、純粋なハドロン相とクォーク相の間の混合相で核物質、超核物質、およびクォーク物質の共存を可能にするハイブリッド状態方程式が得られます。対応するハイブリッドスターシーケンス。予測されたハイブリッド星は、最近の観測から得られた中性子星の質量-半径関係の制約を満たしています。
