Planckデータのビッグバン前イベントのテストとしての動径微分
| Title |
Radial_derivatives_as_a_test_of_pre-Big-Bang_events_on_the_Planck_data |
| Authors |
R._Fern\'andez-Cobos,_A._Marcos-Caballero,_E._Mart\'inez-Gonz\'alez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14435 |
宇宙論調査での方位角パターンの検索は、標準モデル内の角距離だけに依存するいくつかの効果を特徴付けるのに役立ちますが、それらは、気泡衝突や共形循環宇宙論（CCC）などのいくつかのエキゾチックなシナリオの主要な特徴と見なされます。特に、CCCはCMB強度変動の円形パターンを予測する非標準的なフレームワークです。放射状勾配の存在を調査するいくつかの以前の作品に動機付けられて、放射状導関数に基づく方法論を\textit{Planck}データの最新リリースに適用します。新しいアプローチにより、$N_{\mathrm{side}}=1024$のHEALPix解像度ですべての空の方向で徹底的な調査を行うことができます。具体的には、小規模（半径$5度まで）と大規模の両方の重み関数に焦点を当てて、2つの異なる分析を実行します。私たちの結果とAnetal。が示した結果の比較を示します。（2017）、およびアン等。（2018）。さらに、これらの円形パターンの可能な分極対応も最も有望なケースについて分析されます。結果の重要性を特徴付けるための制限を考慮すると、他の場所での影響を受ける可能性を含め、CCCから予期される種類の円形パターンの強力な証拠は、どちらか一方の\textit{Planck}データで見つかりませんまたは大規模。
バリオン-暗黒エネルギー弾性結合の宇宙論的サインについて
| Title |
On_cosmological_signatures_of_baryons-dark_energy_elastic_couplings |
| Authors |
Jose_Beltr\'an_Jim\'enez,_Dario_Bettoni,_David_Figueruelo_and_Florencia_A._Teppa_Pannia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14661 |
ダークエネルギーとバリオンがエネルギー移動なしで動的に結合されるシナリオを考えます。このシナリオでは、バックグラウンド宇宙論は影響を受けず、摂動レベルでは、結合は暗黒エネルギーとバリオンの対応するオイラー方程式を通じてのみ現れます。次に、このシナリオのいくつかの現象論的な結果といくつかの宇宙論的観測値におけるそれらのシグネチャを探ります。特に、宇宙構造の成長を抑制する能力を示しています。また、モデルのパラメーターを宇宙論的データで制約し、宇宙論的スケールでの暗黒エネルギーとバリオンの相互作用が穏やかに促進されることを示します。
| Title |
Non-Cold_Dark_Matter_from_Primordial_Black_Hole_Evaporation |
| Authors |
Iason_Baldes,_Quentin_Decant,_Deanna_C._Hooper,_Laura_Lopez-Honorez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14773 |
重力のみで結合された暗黒物質は、初期宇宙の原始ブラックホールの崩壊を通じて生成されます。暗黒物質が初期のブラックホール温度よりも明るい場合、構造形成の制約を受けるほど十分に暖かい可能性があります。このペーパーでは、これらの制約のより正確な決定を実行します。まず、瞬間的な減衰近似に依存せずに、暗黒物質の位相空間分布を評価します。次に、この位相空間分布をボルツマンコードCLASSとインターフェイスさせて、対応する物質のパワースペクトルを抽出します。これは、異なる暗黒物質の質量とは異なりますが、温かい暗黒物質モデルのそれに一致することがわかります。このマッピングにより、流体力学シミュレーションを実行する必要なく、Lyman-$\alpha$データから制約を抽出できます。以前の分析的推定と一致して、原始ブラックホールが宇宙のエネルギー密度を支配し、同時に崩壊によってすべてのDMを発生させる可能性を、私たちはしっかりと除外します。暗黒放射線とレプトン生成の結果と影響についても簡単に説明します。
完全な特性評価に向けて：通過する太陽系外惑星を直接イメージングするための展望
| Title |
Toward_Complete_Characterization:_Prospects_for_Directly_Imaging_Transiting_Exoplanets |
| Authors |
Christopher_C._Stark,_Courtney_Dressing,_Shannon_Dulz,_Eric_Lopez,_Mark_S._Marley,_Peter_Plavchan,_Johannes_Sahlmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14396 |
太陽系外惑星の高コントラスト直接イメージングは、軌道の測定、大気の下層を探査するスペクトル、惑星の位相変動など、多くの重要な観測値を提供できますが、惑星の半径や質量を直接測定することはできません。したがって、直接画像化された太陽系外惑星に関する私たちの将来の理解は、ロバストなキャリブレーションを必要とする惑星大気とバルク組成の外挿モデルに依存します。これらのモデルのキャリブレータとして機能する太陽系外惑星の人口を推定します。重要なのは、この「標準惑星」の個体群は、半径測定を可能にして、直接イメージングとトランジットメソッドの両方にアクセスできる必要があることです。ダイレクトイメージングミッションの検索ボリュームは、最終的にセミメジャー軸による通過確率のフォールオフを克服するため、コールドプラネットが非常にまれではない限り、トランジットプラネットと直接イメージング可能なプラネットの数が重複します。ケプラー発生率の現在の外挿を使用して、〜8標準惑星が800nmの短距離で特徴付けられ、LUVOIR-Aのような野心的な将来のダイレクトイメージングミッションがあり、Vバンドで数十が検出されると推定します。サンプルサイズを拡大する設計空間を示し、地上および宇宙ベースの調査がこの小さいが重要な惑星の人口を検出できる範囲について説明します。
太陽系外惑星WASP-148bおよびcの発見と特性評価。相互作用する2つの巨大惑星をもつ通過システム
| Title |
Discovery_and_characterization_of_the_exoplanets_WASP-148b_and_c._A_transiting_system_with_two_interacting_giant_planets |
| Authors |
G._Hebrard,_R.F._Diaz,_A.C.M._Correia,_A._Collier_Cameron,_J._Laskar,_D._Pollacco,_J.-M._Almenara,_D.R._Anderson,_S.C.C._Barros,_I._Boisse,_A.S._Bonomo,_F._Bouchy,_G._Boue,_P._Boumis,_D.J.A._Brown,_S._Dalal,_M._Deleuil,_O._Demangeon,_A.P._Doyle,_C.A._Haswell,_C._Hellier,_H._Osborn,_F._Kiefer,_U.C._Kolb,_K._Lam,_A._Lecavelier_des_Etangs,_T._Lopez,_M._Martin-Lagarde,_P._Maxted,_J._McCormac,_L.D._Nielsen,_E._Palle,_J._Prieto-Arranz,_D._Queloz,_A._Santerne,_B._Smalley,_O._Turner,_S._Udry,_D._Verilhac,_R._West,_P.J._Wheatley,_P.A._Wilson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14645 |
少なくとも2つの巨大な惑星を含む新しい太陽系外システムであるWASP-148の発見と特性評価を紹介します。ホスト星は、V=12の大きさのゆっくり回転する非活動的な後期G矮星です。惑星WASP-148bは、軌道周期8.80日でホストを通過する、0.72RJupおよび0.29MJupの熱い木星です。SuperWASP測光調査で惑星候補を見つけ、SOPHIEスペクトログラフで特徴づけました。その後、私たちの半径方向の速度測定により、システムに2番目の惑星WASP-148cが存在し、軌道周期は34.5日、最小質量は0.40MJupであることが明らかになりました。その外惑星の通過は検出されませんでした。両方の惑星の軌道は偏心しており、4：1の平均運動共鳴の近くにあります。その構成は長い時間スケールで安定していますが、動的相互作用を誘発するため、軌道は純粋なケプラー軌道とわずかに異なります。特に、WASP-148bは通常15分の通過タイミングの変動を示し、地上の光度曲線でTTVが検出される数少ないケースの1つとなっています。私たちは、両方の惑星の軌道面が35度を超える相互傾斜を持つことができないことを確立し、WASP-148cの真の質量は0.60MJup未満です。10年の期間をカバーするそのシステムの測光および分光観測と、それらのケプラーおよびニュートン解析を提示します。それらは将来のTESS観測のおかげで大幅に改善されるはずです。
偏心軌道を持つ地球型惑星の大気力学
惑星がその親の星から受ける日射量は、気候の主な原動力であり、惑星の軌道構成に依存します。ゼロ以外の傾斜と偏心を持つ惑星は、季節の日射変動を経験します。その結果、気候は季節の周期を持ち、その強さは軌道構成と大気の特性に依存します。この研究では、理想化された大循環モデルを使用して、ゼロと非ゼロの両方の傾斜惑星の離心率の変化に対する気候応答を調べます。ゼロ傾斜の場合、偏心の変化に対する季節応答と太陽定数の永続的な変化との比較は、季節応答が軌道周期と放射時間スケールに強く依存することを示しています。より具体的には、単純なエネルギーバランスモデルを使用して、気候応答における放射時間スケールの緯度構造の重要性を示します。また、応答は大気の含水率に大きく依存することも示しています。日射量も近日点の位置に依存するため、偏心軌道と非ゼロ傾斜との組み合わせは複雑です。偏心、傾斜、近日点の変化に対する気候の詳細な応答が関係しますが、循環は主に熱ロスビー数と最高温度の緯度によって制約されます。最後に、軌道構成の変動に対する気候応答に影響を与えるさまざまな惑星パラメータの重要性について説明します。
KELT-9 bの急激な恒星の回転とスピン軌道の不整合によって引き起こされる非対称TESSトランジット
| Title |
KELT-9_b's_Asymmetric_TESS_Transit_Caused_by_Rapid_Stellar_Rotation_and_Spin-Orbit_Misalignment |
| Authors |
John_P._Ahlers,_Marshall_C._Johnson,_Keivan_G_Stassun,_Knicole_D._Colon,_Jason_W._Barnes,_Daniel_J._Stevens,_Thomas_Beatty,_B._Scott_Gaudi,_Karen_A._Collins,_Joseph_Rodriguez,_George_Ricker,_Roland_Vanderspek,_David_Latham,_Sara_Seager,_Joshua_Winn,_Jon_M._Jenkins,_Douglas_A._Caldwell,_Robert_F._Goeke,_Hugh_P._Osborn,_Martin_Paegert,_Pam_Rowden,_Peter_Tenenbaum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14812 |
KELT-9bは、極軌道で急速に回転する扁平な初期のAタイプの星を通過する超高温木星です。通過する太陽系外惑星調査衛星（\tess）からの測光を使用してKELT-9bのトランジットライトカーブに対する急速な恒星回転の影響をモデル化し、惑星の真のスピン軌道角度を制約し、KELT-9bが恒星の影響を受ける方法を探ります重力暗くなる。ホスト星の赤道半径を極半径の$1.089\pm0.017$倍に制限し、局所的な表面の明るさを、極と冷たい赤道の間で$\sim38$\％変化させるようにします。私たちは恒星の扁平度と表面輝度勾配をモデル化し、それが通過光曲線に最小光の時間の周りの通常の対称性を欠く原因になることを発見します。軽い曲線の非対称性を利用して、KELT-9bの真のスピン軌道角（${87^\circ}^{+10^\circ}_{-11^\circ}$）を制約し、\citet{gaudi2017giant}は、KELT-9bがほぼ極軌道にあることを示しています。また、\citet{gaudi2017giant}のスペクトルエネルギー分布モデルに重力暗化補正を適用し、高速回転を考慮に入れると、利用可能な分光法によりよく適合し、星の極有効温度の信頼性の高い推定が得られることを確認します。
太陽系外惑星のトランジット検出と系統的ノイズ特性評価のためのベイズ法
| Title |
Bayesian_Methods_for_Joint_Exoplanet_Transit_Detection_and_Systematic_Noise_Characterization |
| Authors |
Jamila_Taaki,_Farzad_Kamalabadi,_Athol_J._Kemball |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14893 |
系統的ノイズの処理は、系統的ノイズの信号強度が通過信号に関連するため、通過系外惑星データ処理の重要な側面です。通常、通過検出の標準的なアプローチは、通過検出テストとは無関係に、またその前に系統的ノイズを推定して除去することです。通過信号が軽い曲線に存在する場合、系統的なノイズ除去のプロセスは、過剰適合によって通過信号を歪め、それによって検出効率を低下させる可能性があります。トランジット信号と系統的ノイズ特性の同時検出のためのベイジアンフレームワークを提示し、これらの検出器の実装を最適なネイマンピアソン尤度比検定として説明します。結合検出器は、系統的ノイズのガウスベイジアン事前分布の仮定の下で、整合フィルターとして閉じた形に減少します。探索的検出器の性能は注入テストで評価され、標準的なアプローチと比較して全体的な検出効率が$\sim2\％$向上していることがわかります。我々は、共同検出効率が短期間、低通過深さの太陽系外惑星の通過に対して特に改善されていることを発見し、共同検出が実際に過剰適合を緩和するのに役立つかもしれないという仮説を支持する証拠を提供します。さらに、ジョイント検出器を使用してケプラーデータ内の既知の太陽系外惑星を検出する最初の実現可能性テストにより、有望な予備結果が得られました。
天王星を傾ける：衝突対スピン軌道共鳴
この論文では、惑星の起源が太陽に近いと仮定して、天王星の98$^{\circ}$傾斜が、永遠のスピン軌道共鳴の副産物であるかどうかを調査します。この位置では、天王星のスピン歳差運動周波数は土星の向こうにある別の惑星と共鳴するのに十分な速さです。数値積分を使用して、過去のさまざまな太陽系構成で共鳴捕獲が可能であることを示しますが、惑星を90$^{\circ}$に傾斜させるのに必要なタイムスケールは$\sim10^{8}のオーダーです。$年;不快に長いタイムスパン。条件が理想的である場合、共鳴キックは$\sim10^{7}$年の間に惑星をかなりの40$^{\circ}$に傾ける可能性があります。また、天王星の大きな傾斜の起源に関する衝突仮説を再検討します。インパクターから与えられた角運動量を合計して惑星を構築する新しい衝突コードを使用して、複数の影響を検討します。ガス降着は惑星の回転角運動量の未知の、しかしおそらく大きな部分を与えるので、傾斜した、傾いた、回転している、および回転していない惑星の異なる衝突モデルを比較します。惑星の現在のスピン状態を説明するには、合計で$1\、M_{\oplus}$の2つの衝突で十分であることがわかります。最後に、ハイブリッドモデルを調査し、衝突モデルの顕著な改善のために、共振が$\sim$40$^{\circ}$の傾きを生成する必要があることを示します。
土星のリングアーク粒子における浸漬ムーンレットの影響
| Title |
Effects_of_immersed_moonlets_in_the_ring_arc_particles_of_Saturn |
| Authors |
Gustavo_Madeira_and_Silvia_Maria_Giuliatti_Winter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14972 |
リングアークは、近くの衛星との共回転共鳴における粒子の結果です。アークは土星と海王星のシステムに存在し、土星ではそれらに没頭した小型衛星と関連しています。衛星AegaeonはG〜ring弧に沈んでおり、衛星AntheとMethoneはそれらにちなんで名付けられた弧に埋め込まれています。アークの母集団のほとんどは$\mu$mサイズの粒子で形成されているため、プラズマドラッグや太陽放射力などの散逸効果により、アークの寿命が短くなります。これらのアークに対する浸漬衛星の影響を、大量生産率とアーク粒子内のそれらによって引き起こされる摂動を計算することによって分析しました。粒子の寿命と大量生産率を比較することにより、エーゲオン、アンテ、メトーンはアークのソースとして機能しなかったと結論付けました。さまざまなサイズの浸漬されたムーンレットによって形成される架空のシナリオを分析することにより、さらに一歩を踏み出しました。その結果、架空のムーンレットのサイズ（約0.10km〜4.0km）に関係なく、これらのムーンレットはソースとして機能しないことがわかりました。これらの弧は一時的な構造であり、非常に短時間で消えます。
太陽から500AUの架空の重力物体（惑星9と呼ばれる）を検出するための最近の提案では、高精度の時計を備えた、比較的相対論的な宇宙船の艦隊を、物体が疑われる領域に送信する必要があります。あります。そのようなミッションの技術的制約は、感度を改善しながら多少緩和できることを示しています。惑星9によって引き起こされた横変位が地球ベースまたは近地球の望遠鏡で測定できる場合、高精度の時計を回避できます。さらに、プラネット9がない場合でも、これらの宇宙船は、太陽系の外側の部分の重力摂動をマッピングすることによって、依然として有用なデータを生成することに注意してください。
CHANG-ES XXII：渦巻銀河のハローにおけるコヒーレント磁場
| Title |
CHANG-ES_XXII:_Coherent_Magnetic_Fields_in_the_Halos_of_Spiral_Galaxies |
| Authors |
Marita_Krause,_Judith_Irwin,_Philip_Schmidt,_Yelena_Stein,_Arpad_Miskolczi,_Silvia_Carolina_Mora-Partiarroyo,_Theresa_Wiegert,_Rainer_Beck,_Jeroen_M._Stil,_George_Heald,_Jiang-Tao_Li,_Ancor_Damas-Segovia,_Carlos_J._Vargas,_Richard_J._Rand,_Jennifer_West,_Rene_A._M._Walterbos,_Ralf-J\"urgen_Dettmar,_Jayanne_English,_and_Alex_Woodfinden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14383 |
環境。渦巻銀河の磁場は銀河円盤に沿った大規模な渦巻構造をしていることが知られており、一部の銀河のハローではX型として観測されます。円盤場はダイナモ作用によって十分に説明できますが、ハロー場の3次元構造とその物理的性質はまだ不明です。ねらい。ハローフィールドを理解するための最初のステップとして、観測されたX型フィールドが渦巻銀河のハローで広がったパターンであるかどうか、およびこれらのハローフィールドが圧縮またはせん断によって順序付けられた乱流フィールドであるかどうかを明らかにしたい（異方性乱流フィールド））、または大規模な規則的な構造を持っています。メソッド。ハロー内のファラデー回転の分析は、異方性磁場を大規模磁場から識別するためのツールです。ただし、直線偏光でのかすかなハロー放出のため、これは最近まで困難でした。敏感なVLAブロードバンド観測35の渦巻銀河のCバンドとLバンドをエッジオン（CHANG-ESと呼ばれる）で見たため、ハローでRM合成を実行し、結果を分析することができました。さらに、Cバンドで観測された28のCHANG-ES銀河の偏光マップのスタッキングを行いました。結果。積み重ねられたエッジオン銀河は異なるハッブルタイプ、星形成、相互作用活動でしたが、積み重ねられた画像は、見かけの磁場のX字型構造を明らかに示しています。ハローの偏光強度が拡張されているすべての16銀河で、大規模な（コヒーレント）ハローフィールドを検出しました。すべてのハローで大規模なフィールド反転が検出されました。6つの銀河では、銀河中立面にほぼ垂直な線（垂直RMTL）に沿っており、約2kpcの間隔があります。NGC3044とおそらくNGC3448でのみ、NGC4631で最近検出されたものと同様の垂直巨大磁気ロープ（GMR）を観測しました。
始原連星を持つ星団の原始質量分離
若い星形成領域の観測結果は、星団が誕生時に完全に質量分離されていることを示唆しています。星団が動的に進化するにつれて、これらの初期条件は徐々に失われます。単一の星のみと標準的なIMFを持つ星団の場合、これらの初期条件の痕跡は$\tau_\mathrm{v}$で$3$から$3.5\、t_\mathrm{rh}$（初期の半質量緩和時間）。星のかなりの部分がバイナリシステムで観察され、ほとんどの星がバイナリシステムで生まれていることが広く受け入れられているため、原始の損失で原始バイナリ集団（最大$100\、\％$バイナリ）がどのような役割を果たすかを調査します。若い星団の質量分離。質量分離の進化に関する結論を出すために、数回の緩和時間にわたって統合された、若い散開星団の代表であるオリオン星雲星団（ONC）とサイズが似ている$N$体の数値モデルを使用します。また、モデルを観測されたONCと比較します。$\tau_\mathrm{v}$は、連星の割合と、準主軸、偏心率、質量比を含む初期連星パラメーターの分布に依存することがわかりました。たとえば、$50\、\％$バイナリを持つモデルでは、$\tau_\mathrm{v}=（2.7\pm0.8）\、t_\mathrm{rh}$が見つかり、$100\、\％$2進小数の場合、より低い値、つまり$\tau_\mathrm{v}=（2.1\pm0.6）\、t_\mathrm{rh}$が見つかります。また、最初は完全に質量で分離されたクラスターは、バイナリーであっても、分離されていないクラスターよりも現在のONCとの互換性が高いと結論付けています。
L-GALAXIES半解析モデルとIllustrisTNGシミュレーションでの銀河形成の比較
| Title |
Comparing_galaxy_formation_in_the_L-GALAXIES_semi-analytical_model_and_the_IllustrisTNG_simulations |
| Authors |
Mohammadreza_Ayromlou,_Dylan_Nelson,_Robert_M._Yates,_Guinevere_Kauffmann,_Malin_Renneby,_Simon_D._M._White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14390 |
ミュンヘンの半解析モデル、L銀河、およびIllustrisTNG流体力学シミュレーションの間で、オブジェクトごとに、統計的に比較を実行します。IllustrisTNG暗黒物質のみのマージツリーでL銀河を実行することにより、2つのモデルで同じ銀河を特定します。これにより、銀河の恒星の質量、星形成率、ガス含有量、および2つのモデルのサブハロとハロのバリオン含有量を比較できます。個々の銀河の恒星の質量関数と恒星の質量の両方が$\sim0.2\、$dexよりもよく一致していることがわかります。一方、特定の星形成率とガス含有量は、大幅に異なる場合があります。$z=0$では、低質量の星形成銀河と高質量の消光銀河の間の遷移は、L銀河よりもIllustrisTNGで$\sim0.5\、$dex低い恒星質量スケールで発生します。IllustrisTNGはまた、より高い赤方偏移でかなり多くの消光銀河を生成します。どちらのモデルも、クラスターの宇宙の値に近いハローバリオン率を予測しますが、IllustrisTNGは、グループ環境でより低いバリオン率を予測します。これらの違いは主に、星や超大質量ブラックホールからのモデリングフィードバックの違いによるものです。クラスターやグループ内およびその周辺の銀河のガス含有量と星形成率は大幅に異なり、IllustrisTNG衛星は星形成が少なく、ガスに富んでいません。ラム圧ストリッピングなどの環境プロセスは、IllustrisTNGでより強力であり、より長い距離およびより広いホスト質量範囲で動作することを示しています。半分析モデルにおける銀河の進化の扱いは、局所的な環境の影響をより正確に捉える処方箋によって改善する必要があることをお勧めします。
ガスに富む超拡散銀河のロバストなHI運動学：弱いフィードバック形成シナリオのヒント
| Title |
Robust_HI_kinematics_of_gas-rich_ultra-diffuse_galaxies:_hints_of_a_weak-feedback_formation_scenario |
| Authors |
Pavel_E._Mancera_Pi\~na,_Filippo_Fraternali,_Kyle_A._Oman,_Elizabeth_A._K._Adams,_Cecilia_Bacchini,_Antonino_Marasco,_Tom_Oosterloo,_Gabriele_Pezzulli,_Lorenzo_Posti,_Lukas_Leisman,_John_M._Cannon,_Enrico_M._di_Teodoro,_Lexi_Gault,_Martha_P._Haynes,_Kameron_Reiter,_Katherine_L._Rhode,_John_J._Salzer_and_Nicholas_J._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14392 |
超拡散銀河（UDG）と呼ばれるクラスの6つの孤立したガスに富む低表面輝度銀河のサンプルのガス運動学を研究します。これらの銀河は、バリオン質量を考えると予想よりもはるかに遅く回転するため、バリオンタリー-フィッシャー関係（BTFR）からの外れ値であり、宇宙平均に類似したバリオン分数を持つことが最近示されています。3Dキネマティックモデリングフィッティングテクニックを使用して、UDGのHIが「薄い」規則的に回転するディスクに分散されていることを示し、それらの回転速度とガス速度の分散を決定します。他の研究から銀河を追加するBTFRを再検討します。BTFRからの偏差と円周速度<45km/sの矮小銀河に有効なディスクスケール長の間に、UDGが最端にある、以前は未知の傾向が見られました。私たちの調査結果に基づいて、おそらく星形成率が低いために星のフィードバックが弱いため、UDGのバリオン率が高いことが原因である可能性があり、その結果、かなりの量を放出しなかったことが示唆されます彼らのディスクからのガスの。同時に、私たちのUDGが平均よりも高い恒星固有の角運動量を持っている可能性があることを示しています。これは、それらの大きな光学サイズを説明することができます。
Enzo（FOGGIE）でガスと銀河を計算する。 IV。銀河ハローにおけるラム圧力ストリッピングの確率論
| Title |
Figuring_Out_Gas_&_Galaxies_In_Enzo_(FOGGIE)._IV._The_Stochasticity_of_Ram_Pressure_Stripping_in_Galactic_Halos |
| Authors |
Raymond_C._Simons,_Molly_S._Peeples,_Jason_Tumlinson,_Brian_W._O'Shea,_Britton_D._Smith,_Lauren_Corlies,_Cassandra_Lochhaas,_Yong_Zheng,_Ramona_Augustin,_Deovrat_Prasad,_Gregory_F._Snyder,_Erik_Tollerud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14394 |
フィギュアリングアウトガス＆銀河のエンツォ（FOGGIE）プロジェクトから、z>=2でシミュレーションされた天の川のようなハローのラム圧力ストリッピングを研究します。これらのシミュレーションは、FOGGIEの斬新な改良スキームにより、銀河系周囲の媒体（CGM）ガスの精巧な解像度に達します。各ハローのCGMは、そのボリューム全体の密度と速度の広いダイナミックレンジに広がります。相互に作用する衛星に与えられるラム圧力で5デックスの範囲に変換されます。シミュレートされたCGMのラム圧力プロファイルは、CGMガスの密度および速度場のkpcスケールの変動により、非常に確率的です。その結果、ラム圧力ストリッピングの効果は、衛星がCGMを通過する特定の経路に強く依存します。単一の衛星のラム圧力履歴は一般に予測不可能であり、ホスト銀河に関してそのアプローチベクトルと十分に相関していません。シミュレートされた衛星に対するラム圧力の累積的な影響は、ほんの数個の短い強い衝撃によって支配されます。平均して、ラム圧力によって得られる全表面運動量の90％は、全軌道時間の20％以下で与えられます。これらの結果は、高い赤方偏移でのハローのような天の川のラム圧力ストリッピングの不規則なモードを示しています。これは、銀河系周囲の媒体の滑らかな球形平均モデルでは捕捉されないモードです。
確率論を打ち負かす：銀河の合併における大規模なブラックホールの合体タイムスケール
| Title |
Defeating_stochasticity:_coalescence_timescales_of_massive_black_holes_in_galaxy_mergers |
| Authors |
Imran_Nasim,_Alessia_Gualandris,_Justin_Read,_Walter_Dehnen,_Maxime_Delorme,_Fabio_Antonini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14399 |
銀河合体における大規模なブラックホールバイナリ（BHB）の合体は、低周波数での重力波（GW）の主要な発生源です。レーザー干渉計スペースアンテナとパルサータイミングアレイの現在のGW検出率の見積もりは、3桁異なります。このバリエーションを理解するために、中央の大きなブラックホールと浅い内部密度カスプを持つ等質量、偏心、銀河のペアの結合をシミュレートします。フォースソルバーとして高速多重法を使用して中央のBHBの形成と硬化をモデル化します。これは、粒子の数$N$による$O（N）$スケーリングを特徴とし、直接合計シミュレーションと同等の結果を取得します。現代の研究では一般的な$N\sim5\times10^5$で、BHBの偏心は、同じ初期条件のランダムな実現によって異なる可能性があり、その結果、合併のタイムスケールが大きく変動します。このばらつきは、BHBとの恒星の遭遇の確率に起因し、$N$の増加とともに減少します。恒星の半分の光の半径内の$N\sim10^7$は、マージタイムスケールのばらつきを$\sim10$\％に減らすのに十分であると推定します。私たちの結果は、低周波GWレートの不確実性の少なくとも一部は不十分な数値分解能に起因することを示唆しています。
回転銀河のダイナミクスに対して行われたアプリオリ予測のレビューが行われます。1つの理論-MOND-は、その後の観察によって裏付けられた多くの予測を持っています。ダークマターに関してこれらの観測について事後の説明を提供することが可能な場合もありますが、ダークマターを使用して同じ現象を予測することはほとんど可能ではありません。
巨大な低表面輝度ディスクの起源を明らかにする：長いスリットのスペクトル観測の結果
| Title |
Unveiling_the_origin_of_giant_low_surface_brightness_discs:_results_of_the_long-slit_spectral_observations |
| Authors |
Anna_S._Saburova,_Igor_V._Chilingarian,_Anastasia_V._Kasparova,_Ivan_Yu._Katkov,_Ol'ga_K._Sil'chenko,_Roman_I._Uklein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14458 |
半径130kpcものディスク半径を持つ巨大な低表面輝度銀河（gLSB）は、銀河形成シナリオに挑戦しますが、それらがどのように形成され、宇宙の時間を経て進化するかはまだよくわかっていません。ここでは、ロシアの6m望遠鏡で取得した6つのgLSBのディープロングスリット分光観測の分析を示します。UGC1922、マリン2、UGC6614、UGC1382、NGC7589およびUGC1378です。電離ガスの運動学および恒星の個体群と星間物質の特性。中央領域の星は古く、ほとんどの銀河にとって金属が豊富です。UGC1922、UGC1382、UGC6614の内部領域に運動学的に分離された中央コンポーネントの存在を明らかにし、そこで逆回転運動コンポーネントを検出しました。観察結果と文献で利用可能な結果を組み合わせます。多様なgLSBs形成シナリオが必要であるように思われます。（ii）他のいくつかについては、主要な合併シナリオがデータから除外されています。ほとんどのgLSBが低密度環境にあり、巨大なディスクの保存に役立つ可能性があることを明らかにしました。同時に、これらのシステムの形成履歴のある時点で、大量のディスクが形成されたガスの貯留層が存在するはずです。宇宙論的コンテストにおける銀河形成の将来の観測と数値シミュレーションとの詳細な比較は、どのgLSB形成チャネルがより重要であるかを明らかにするのに役立ちます。
CoDaIIシミュレーションにおける銀河間媒質のライマンアルファ透過特性
| Title |
Lyman-alpha_transmission_properties_of_the_intergalactic_medium_in_the_CoDaII_simulation |
| Authors |
Max_Gronke,_Pierre_Ocvirk,_Charlotte_Mason,_Jorryt_Matthee,_Sarah_E._I._Bosman,_Jenny_G._Sorce,_Joseph_Lewis,_Kyungjin_Ahn,_Dominique_Aubert,_Taha_Dawoodbhoy,_Ilian_T._Iliev,_Paul_R._Shapiro,_Gustavo_Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14496 |
Lyz-$\alpha$（Ly$\alpha$）放出銀河の豊富さの$z\gtrsim6$での減少は、宇宙再イオン化の進行を抑制する強力で一般的に使用されるプローブです。$\sim94$の移動するMpc側の長さのボックスを備えた放射流体力学シミュレーションであるCoDaIIシミュレーションを使用して、$z\sim5.8$での銀河間媒質（IGM）のLy$\alpha$透過特性を計算します$7$に。私たちの結果は主に以前の研究を確認します。つまり、赤方偏移と視線間の大きな変動があるLy$\alpha$の透過率が低下していることがわかります。ただし、高赤方偏移での青色のLy$\alpha$ピークの最近の発見を動機として、青色側のIGM透過も分析します。これは、青色透過の$z\gtrsim6$で急速な低下を示しています。この低い透過率は、中性領域の存在だけでなく、イオン化領域内の残留中性水素にも起因する可能性があり、そのため、密度は$n_{\rmHI}\sim10^{-9}\と同じくらい低くても、\mathrm{cm}^{-3}$（キネマティックエフェクトと組み合わせる場合があります）は、可視性を大幅に低下させます。それでも、$z_sim7$の$M_{\mathrm{1600AB}}\sim-21$銀河に向けた$\sim5\％$の見通し線は、青いLy$の透過を可能にするのに十分なほど透明です。alpha$ピーク。観察結果の解釈のコンテキストで結果を説明します。
Cosmicflows 4：光学的および赤外線のタリーフィッシャー関係のキャリブレーション
| Title |
Cosmicflows_4:_The_Calibration_of_Optical_and_Infrared_Tully-Fisher_Relations |
| Authors |
Ehsan_Kourkchi,_R._Brent_Tully,_Gagandeep_S._Anand,_Helene_M._Courtois,_Alexandra_Dupuy,_J._Don_Neill,_Luca_Rizzi_and_Mark_Seibert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14499 |
この研究はCosmicflows-4プロジェクトの一部であり、15,000km/sまでのローカルユニバース内の10,000を超える渦巻銀河の距離を測定することを目的としています。新しいHI線幅情報は、主にAreciboLegacyFastALFAサーベイからのものです。私たちのサンプル銀河の測光は、光学（SDSSu、g、r、i、z）バンドと赤外線（WISEW1およびW2）バンドで行われました。傾斜は、市民科学者の共同作業にアクセスできるオンライングラフィカルインターフェイスを使用して決定されています。銀河の距離は、渦巻きの回転率とその絶対光度との相関に基づいて測定されます。これは、タリー-フィッシャー関係（TFR）として知られています。この研究では、20個の銀河団にある約600のスパイラルのサブサンプルを使用してTFRのキャリブレーションを示します。色、表面の明るさ、相対的なHIコンテンツなどのオブザーバブル間の相関関係は、より正確な距離を取得することを目的としてTFRに関する散乱を減らす試みで探求されます。キャリブレータークラスターの距離と速度からのハッブル定数の予備的な決定は、H0=76.0+-1.1（stat。）+-2.3（sys。）km/s/Mpcです。
HIフィラメントは冷たく、暗い分子ガスに関連付けられています。局所拡散COダークH2分布のHI4PIベースの推定
| Title |
HI_filaments_are_cold_and_associated_with_dark_molecular_gas._HI4PI_based_estimates_of_the_local_diffuse_CO-dark_H2_distribution |
| Authors |
P.M.W._Kalberla,_J._Kerp,_and_U._Haud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14630 |
環境。天の川にはかなりの量のH2があります。その対称性により、H2は無線周波数で放射しません。COはH2のトレーサーであると考えられていますが、COはH2よりもかなり高い不透明度で形成されます。したがって、高い銀河緯度に向かって、かなりの量のH2が隠され、COダークと呼ばれます。ねらい。ダストとガスの比率がCOダークH2の位置とカラム密度を特定するためのツールであることを示します。メソッド。HIからH2への相転移とは無関係に、一定のE（B-V）/NH比の仮説を採用します。E（B-V）/NHIの温度依存性を研究するために、HI4PIデータのガウス分解からのドップラー温度TDを調査します。結果。冷たいHIガス相のE（B-V）/NHI比は、暖かい方のガス相に比べて高くなっています。これを、高銀河の緯度に向かう冷たいHIガスがH2に関連している証拠として考えます。COの明るい領域を超えて、TD<1165Kで相関関係（NHI+2NH2）/NHIprop-logT_Dが見つかりました。係数XCO=4.01020cm^-2（Kkms^-1）-1と組み合わせると、これは全天NH/E（BV）シミュレーション5.1から6.710^21cm^-2mag^になります。-1、X線散乱およびUV吸収線観測と互換性があります。結論。T_D<1165KのコールドHIには、平均46％のCOダークH2が含まれています。卓越したフィラメントはTD<220Kで、典型的な出口温度はTexsim50Kです。分子ガスの割合が61％を超えると、H2によって動的に支配されます。
オリオンの巨大フィラメントにおける独立したコア回転
野辺山望遠鏡からOMC-2に向けて合成されたN$_{2}$H$^{+}$（1--0）の高角度解像度ALMA（AtacamaLargeMillimeterArray）画像を提示しますおよびOMC-3フィラメント領域。フィラメント（典型的な幅は$\sim$0.1pc）と高密度のコアが解決されます。コアの測定された2D速度勾配は1.3〜16.7km\、s$^{-1}$\、pc$^{-1}$であり、0.0012〜0.016pc\、km\、s$^{-1}$。コアサイズ$R$に関して、特定の角運動量はべき乗則$J/M\proptoR^{1.52〜\pm〜0.14}$に従います。回転エネルギーと重力エネルギーの比率（$\beta$）の範囲は0.00041から0.094であり、重力崩壊に対する回転からのわずかなサポートを示しています。速度勾配の方向（$\theta_{G}$）に垂直であると定義されているコアの回転軸とフィラメントの伸長方向（$\theta_{f}$）この巨大な星形成領域で。$\theta_{f}$と$\theta_{G}$の間の角度の分布はランダムであることがわかりました。つまり、コアの回転軸はホストフィラメントの伸長と識別できる相関関係がありません。これは、角運動量の観点から、コアがその生来のフィラメントから動的に独立するように進化したことを意味します。
天の川ディスクの年齢解剖：ケプラーフィールドの赤い巨人
| Title |
Age_dissection_of_the_Milky_Way_discs:_red_giants_in_the_Kepler_field |
| Authors |
Andrea_Miglio,_Cristina_Chiappini,_Ted_Mackereth,_Guy_Davies,_Karsten_Brogaard,_Luca_Casagrande,_Bill_Chaplin,_Leo_Girardi,_Daisuke_Kawata,_Saniya_Khan,_Rob_Izzard,_Josefina_Montalban,_Benoit_Mosser,_Fiorenzo_Vincenzo,_Diego_Bossini,_Arlette_Noels,_Thaise_Rodrigues,_Marica_Valentini,_Ilya_Mandel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14806 |
[要約]絶妙なアステオスミック、分光、および天文学の制約を持つ赤巨星のアンサンブル研究は、星と銀河の進化に関する長年の疑問を再考し、対処する新しい機会を提供します。ここでは、利用可能なケプラーライトカーブとAPOGEEスペクトルで約5400の巨人の質量と年齢を推定し、推定された恒星特性の精度に影響を与える可能性のある系統学のいくつかについて説明します。最初に、年齢と化学物質の量の関係を調べます。若くて金属が豊富な星の不足、古い（8-9Gyr）、低[$\alpha$/Fe]、超太陽電池の金属性星の存在、年齢を連想させる十分に研究されたオープンクラスターNGC6791の金属性。これらの星の年齢-化学-運動学的特性は、効率的な放射状移動が薄い円盤で発生することを示しています。私たちのサンプルでは、400近くの$\alpha$元素が豊富な赤巨枝（RGB）星の年齢と質量が、古い（〜11ギル）ほぼ同時代の化学的に厚いディスクと互換性があることがわかりました人口。統計モデルを使用して、人口の95％が約1.5Gyr以内で生まれたことを示します。さらに、低および高[$\alpha$/Fe]母集団間の垂直速度分散の違いが見つかり、それらの異なる化学力学的履歴が確認されます。次に、ほぼ同時代の$\alpha$が豊富な集団を利用して、進化に沿って星の質量を変化させた可能性のあるプロセスの洞察を得ます。これは、観測された恒星の質量の年齢へのマッピングを改善するための鍵となります。平均積分RGB質量損失<$\Delta$M>=0.10$\pm$0.02Msunの証拠と、巨大な（M$\gtrsim$1.1Msun）$\alpha$に富む星の発生は、RGBで5％程度、RCでは大幅に高く、これらの星のほとんどがコンパニオンとの相互作用を経験したシナリオをサポートします。
NGC 5253の3つの若い核スーパースタークラスター
青いコンパクトドワーフ銀河NGC5253は、非常に若い中心の星型バーストをホストしています。センターには、巨大な超コンパクトHII領域（または「スーパーネビュラ」）と、光学波長および赤外線波長で見られる2つの巨大で非常に若いスーパースタークラスター（SSC）からの強い電波熱放射が含まれています。<0.5arcsecの領域でのこれら3つのオブジェクト間の空間的な対応は非常に不確実であり、通常、光学的に検出されたSSCの1つが超星雲と一致すると想定されています。GaiaDataRelease2カタログを使用して、ハッブル宇宙望遠鏡の紫外線、光学、および赤外線画像の絶対天文測定を約10倍改善し、10〜20マスの精度で電波観測と一致させます。NGC5253の中心に3つのSSCがあることがわかります。光学波長では、2つのSSCが超星雲の両側にあり、非常に不明瞭な領域と一致しています。赤外線では、3つのSSCのすべてが最も長い波長で優勢な超星雲とともに見られます。〜1Myrの年齢を持つSSCのプロパティを調べます。非常にコンパクト（<0.6pc）であり、1.5と5.8pcの投影距離だけ離れています。それらは合体し、核星団のビルディングブロックを形成する可能性が高いようです。
高速タイプIa超新星は独自のホスト環境を持っています
タイプIa超新星（SNeIa）のエジェクタ速度は、前駆体シナリオと爆発メカニズムを区別するための1つの強力なツールです。ここでは、光球SiII6355速度（Vsi）とホスト銀河のプロパティの関係を280SNeIaで再検討します。SNスペクトルの位相に関するより厳しい基準を採用して、SNeIaを光球速度で分類します。より高速のSiII6355（high-VsiSNeIa）を備えたSNeIaは大規模環境で爆発する傾向があるのに対し、低速の対応物は低質量環境と大規模環境の両方で見られるという重要な傾向を発見しました。この傾向は、ホストの気相金属量の直接測定によってさらにサポートされます。この関係は、SNeIaの少なくとも2つの集団によって引き起こされる可能性が高いことを示唆しています。（所与の質量で）より高い金属性の星は一般に、それほど重くない白い矮星（WD）を形成するため、我々の結果は、高VsiSNeIaがサブチャンドラセカールクラスの爆発に由来する可能性があるいくつかの理論モデルをサポートします。以前の観察でも、高VsiSNeIaが単一の縮退系に関連している可能性があることを示す証拠がいくつかありました。ただし、高VsiSNeIaは特に若い集団からのものではないことがわかります。金属性が高VsiSNeIaを形成する主要な要素である可能性が高いと私たちは結論付けています。これは、赤方偏移による潜在的な進化とSNIa宇宙論の精度への影響も意味します。
ラジオブライト候補遷移ミリ秒パルサーのフレア支配降着モード
| Title |
The_Flare-Dominated_Accretion_Mode_of_a_Radio-Bright_Candidate_Transitional_Millisecond_Pulsar |
| Authors |
Kwan-Lok_Li,_Jay_Strader,_James_C._A._Miller-Jones,_Craig_O._Heinke,_Laura_Chomiuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14573 |
遷移ミリ秒パルサーの謎めいたクラスの候補メンバーである3FGLJ0427.9-6704の新しい同時X線および無線連続体観測を報告します。XMM-ニュートンとオーストラリアの望遠鏡コンパクトアレイ観測は、このほぼエッジオンで、食の少ない低質量X線バイナリーを、X線光度が〜10^33（d/2.3kpcのサブルミナスディスク状態で撮影したものです。）^2erg/s。ディスク状態のほとんどをフレアを伴う特徴的な高降着モードで過ごす少数の十分に研究された遷移ミリ秒パルサーとは異なり、3FGLJ0427.9-6704はX線観測全体で約20までフレアモードのままでした時間、最も明るいフレアは2*10^34erg/sに達します。線源は、X線と光学/UVの両方で、約10〜100秒の時間スケールでフレア活動を継続的に示しました。X線と光学/UVフレアの間に測定可能な時間遅延は観察されませんが、光学/UVフレアは長く続き、X線と光学/UVフレアの相対的な振幅は大きな散乱を示します。X線スペクトルは、おそらくエッジオンの視野角が原因で、部分的に吸収されたべき法則（ガンマ〜1.4-1.5）によく適合します。適度に変化する無線連続体放射はすべてのエポックで存在し、安定した無線の流出またはジェットの存在と一致して、二次的な放射によって食われません。3FGLJ0427.9-6704の同時ラジオ/X線光度比は、既知の遷移ミリ秒パルサーよりも高く、同じX線光度の星質量ブラックホールのそれに匹敵し、一部の中性子星ができるという追加の証拠を提供します。ブラックホールのように無線で騒がしい。
PSR J1012 + 5307の非常に長いベースラインアストロメトリーと代替重力理論への影響
| Title |
Very_long_baseline_astrometry_of_PSR_J1012+5307_and_its_implications_on_alternative_theories_of_gravity |
| Authors |
Hao_Ding,_Adam_T._Deller,_Paulo_Freire,_David_L._Kaplan,_T._Joseph_W._Lazio,_Ryan_Shannon,_Benjamin_Stappers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14668 |
PSRJ1012+5307は、ヘリウムホワイトドワーフ（WD）を備えた軌道上のミリ秒パルサーで、約25年間高精度で計測されています。この長期タイミングの主な目的の1つは、中性子星とWDの間の重力結合エネルギーに大きな非対称性を使用して重力理論をテストすることです。ただし、このようなテストは、最終的にはパルサーまでの距離の精度によって制限されます。ここでは、MSPSRPIプロジェクトの一部として非常に長いベースラインアレイを使用して取得したPSRJ1012+5307の約2.5年にわたるVLBI（非常に長いベースライン干渉）天文測定結果を示します。これらは、準慣性参照フレームで測定されたPSRJ1012+5307の最初の適切な動きと絶対位置を提供します。VLBIの結果から、PSRJ1012+5307の距離を$0.83^{+0.06}_{-0.02}$kpc（アブストラクトに示されているすべての推定値は68％の信頼度です）と測定します。これは、日付。新しい距離を使用して、軌道周期の減衰に対するモデル化されていない寄与の測定の不確実性を改善します。これは、他の3つのパルサーと組み合わせて、双極子重力放射の結合定数に新しい制約を課します$\kappa_D=（-1.7\pm1.7）\times10^{-4}$とニュートンの重力定数$\dot{G}/G=-1.8^{\、+5.6}_{\、-4.7}\times10^{-の時間微分13}\、{\rmyr^{-1}}$はローカルユニバースです。4つの主要なパルサーWDシステムで観測された軌道周期の減衰の不確実性が$\約10$年で無視できるようになると、$\dot{G}/G$および$\kappa_D$の不確実性は$\に改善されますleq1.5\times10^{-13}\、{\rmyr^{-1}}$および$\leq1.0\times10^{-4}$は、主に距離の不確実性によって制限されます。
流出と大規模磁場を伴う抵抗ADAFの自己相似構造
観測とシミュレーションにより、大規模な磁場と流出が、抵抗拡散も重要となる移流支配の降着円盤の内部領域に存在する可能性があることが明らかになりました。本論文では、抵抗性移流支配降着円盤の構造における大規模磁場と流出の役割を、降着流が放射状に自己相似であると仮定することによって探求する。非理想的な電磁流体力学（MHD）近似では、流出と大規模磁場の両方を考慮に入れると、角速度は常にサブケプラーであることが結果からわかります。トロイダル磁場成分が強いほど回転は速くなりますが、垂直磁場成分が弱い場合、ディスクはより速い速度で回転します。磁気拡散率の増加は、落下速度をケプラー速度に近づけます。理想的なMHD近似での以前の研究では、垂直磁場成分によりディスク温度が低下することが示されていますが、抵抗性ディスクの温度に対する垂直磁場成分の影響は、磁気拡散率に依存することがわかります。磁気拡散率が高い場合、ディスク温度を下げるためのより効率的なメカニズムは、大規模な磁場ではなく、流出である可能性があります。このような磁気拡散率の限界では、大規模磁場の成分がガス温度を高めます。温度の上昇は、電子の加熱と加速につながり、SgrA*のフレアなどの現象の起源を説明するのに役立ちます。一方、このような限界での落下速度は、温度が上昇するにつれて高くなるため、面密度が低くなりすぎます。密度プロファイルを変更すると、ディスクの構造と放射スペクトルが変化する可能性があります。
薄層近似におけるエネルギー保存：I.超新星残骸の球形の古典的な場合
| Title |
Energy_Conservation_in_the_thin_layer_approximation:_I._The_spherical_classic_case_for_supernovae_remnants |
| Authors |
Lorenzo_Zaninetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14869 |
超新星残骸の膨張に適用される薄層近似では、すべての掃引質量が薄いシェルにあると想定しています。したがって、薄層近似における運動の法則は、運動量の保存を使用して見つけられます。ここでは、代わりに、薄層近似のフレームワークにおけるエネルギーの節約を紹介します。分析される最初のケースは、一定の密度を持つ星間媒質のケースであり、2番目のケースは、爆発の中心に対して密度が減少する7つのプロファイルのケースです。分析結果と数値結果は、4つの超新星残骸、ティコ、CasA、シグナスループ、SN1006に適用されます。運動則の放射損失による逆反応は、恒星間媒質の密度が一定の場合に評価されます。
Brueckner-Hartree-Fockアプローチ内のさまざまな核ポテンシャルに対する核子中性子星コアの輸送係数
| Title |
Transport_coefficients_of_nucleon_neutron_star_cores_for_various_nuclear_potentials_within_the_Brueckner-Hartree-Fock_approach |
| Authors |
Peter_Shternin_and_Marcello_Baldo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14909 |
中性子星の核子コアにおける熱伝導率、せん断粘度、運動量緩和率を考慮します。核相互作用の選択と3体力のモデルが、Brueckner-Hartree-Fock多体核理論内で計算されたこれらの輸送係数にどのように影響するかを調べます。比較的大きな密度では、結果のモデル依存性が大きいことがわかります。さらに、実際のシミュレーションに結果を組み込むことができる分析近似を提供します。
コンパクトな連星の中性子星は、吸気相の間に順圧流によってよく近似されると予想されます。潮汐の混乱と衝撃波が発生する合併段階では、代わりに傾圧の説明が必要です。順圧の場合、ハミルトニアン式は、循環の非常に正確な保存や流体変数の超収束など、吸気相の数値相対性シミュレーションにユニークな利点をもたらす可能性があり、活発に研究されています。この研究では、傾圧症例におけるハミルトニアン式の実行可能性を調査します。順圧の場合とは対照的に、この定式化は非保守的ですが、非保守的な項は真に非線形のフィールド全体で消失するため、近似リーマンソルバーアルゴリズムでうまく処理できます。それにもかかわらず、数値1次元衝撃波管テストを使用して、ハミルトニアンシステムの弱い解が、不連続部全体の静止質量密度、運動量密度、およびエネルギー密度の保存を強制することによって得られる標準解とは異なることがわかります。また、順圧ハミルトニアン定式化は、流体-真空界面で衝撃波を受け入れることができることを示しています。これは、過去の数値テストで観察された恒星表面の不安定な挙動に関連している可能性があります。非物理的な弱い解に照らして、数値相対論における流体力学のハミルトニアン定式化の将来の実装では、吸気段階で明示的な順圧定式化を使用し、合併前にロバスト傾圧定式化に切り替える必要があると予想します。
ガイアバースIの完全性：ガイアの目がDR2のいつどこにあったか？
| Title |
Completeness_of_the_Gaia-verse_I:_when_and_where_were_Gaia's_eyes_on_the_sky_during_DR2? |
| Authors |
Douglas_Boubert,_Andrew_Everall,_Berry_Holl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14433 |
ガイア宇宙ミッションは、私たちの銀河をマッピングすることを可能にする革命的な天文学、測光、分光カタログを作成していますが、このガイアのカタログの完全性を知っている場合にのみ：どの星に含まれ、どの星に含まれていないのですか？完全性はガイアの回転および歳差運動の走査則によって駆動され、この原則をこのシリーズのガイアの詩に適用すると主張します。GaiaDR2に測定値を提供しなかった期間を特定することにより、最初のステップを実行します。これらのギャップは空を横切る不完全なリボンを作成し、それらを無視する研究にバイアスをかけますが、これらのギャップの一部は将来のデータリリースで埋められる可能性があります。最初のアプローチは、変光星測光法を使用して、1日の1％を超える94のギャップを特定することでした。私たちの2番目のアプローチは、空のすべての点の観測数を予測することでした。これは、報告された検出数と比較して、天体測定と分光法に追加のギャップがあることを示しています。これらの予測を行うには、ガイアの走査法を最も正確に公に入手できるように決定する必要がありました。このスキャンの法則を使用して、DR2の$G=22$よりも暗いほとんどの星が、マドリードでの雷雨に起因するキャリブレーションの誤りにより、偽の等級であることをさらに特定しました。ギャップと精密走査法のリストにより、天文学者は、ガイアの目が2番目のデータリリースの期間中に、実際に連星、太陽系外惑星、またはマイクロレンズ現象にいつ見られたかを知ることができます。
ぼやけた画像のための堅牢な自動測光パイプライン
| Title |
Robust_Automated_Photometry_Pipeline_for_Blurred_Images |
| Authors |
Weirong_Huang,_Zhou_Xie,_Wenjie_Zhong,_Ying_Mei,_Hui_Deng,_Yingbo_Liu,_Feng_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14562 |
国立天文台と広州大学が共同で運用している1.26m望遠鏡の主な役割は、g、r、iバンドの測光観測です。IRAF、SExtractor、SCAMPなどの成熟したソフトウェアパッケージを使用してデータ処理パイプラインシステムをセットアップし、約5GBの観測データを毎日自動的に処理しました。ただし、望遠鏡の追跡エラーにより、ぼやけた画像を処理する場合、成功率は大幅に低下しました。これにより、望遠鏡の出力が大幅に制限されました。ぼやけた画像を正しく処理できる堅牢な自動測光パイプライン（RAPP）ソフトウェアを提案します。2つの主要な手法が詳細に提示されています。一連のテストにより、RAPPはIRAFに匹敵する測光の成功率と精度を達成するだけでなく、データ処理の負荷を大幅に軽減し、効率を向上させることを証明しました。
MKIDを構成する超伝導材料は、その性能に大きな影響を与えます。フィルムの$T_\textrm{c}$と通常の状態の抵抗率$\rho_\textrm{N}$は、侵入深度$\lambda$を決定し、そのため、動的インダクタンスがどのくらいあるかを決定します。総インダクタンスに対する動的インダクタンスの比率（$\alpha$）、インダクターの体積、および$Q_\textrm{m}$は、入力エネルギーに対する応答の大きさを決定します。準粒子寿命$\tau_\textrm{qp}$は、MKIDの表面インピーダンスが入力エネルギーによって変更される特徴的な時間です。超伝導共振器やMKIDで使用するために多くの材料が検討されてきましたが、その情報はしばしば公開されておらず、文献にも散在していません。この章には、過去20年間にMKIDの薄膜リソグラフィ回路で行われた作業に関する情報と参照が含まれています。内部損失の品質係数$Q_\textrm{i}$や準粒子の寿命$\tau_\textrm{qp}$などの測定された材料特性は、MKID超伝導薄膜の作成方法とそれらが測定されるシステムによって大きく異なることに注意してくださいので、述べられたすべての値を典型的であるが決定的なものではないと解釈することが最善です。十分な測定値がない場合や、文献の不一致が多すぎて典型的な値を推定できない場合、値は省略されます。できる限り完全にするために、著者の研究室からのいくつかの未発表の結果が含まれており、参照の欠如によって識別できます。特に明記しない限り、すべてのフィルムは多結晶またはアモルファスです。
タイプIIP超新星前駆体III：対流オーバーシュートのある低金属性モデルにおける青から赤の超巨大比
| Title |
Type_IIP_Supernova_Progenitors_III:_Blue_to_Red_Supergiant_Ratio_in_Low_Metallicity_Models_with_Convective_Overshoot |
| Authors |
Gururaj_A._Wagle,_Alak_Ray_and_Adarsh_Raghu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14419 |
恒星の集塊に対するヘルツスプルングラッセル図（HRD）の星の分布は、進化する恒星の個体群のスナップショットを表しています。SN1987Aの先祖に例証されているように、超巨星の一部は、HRDを青から赤に、そしてその後、進化の後半の段階で再び青に移行することがあります。他の人は、HRDの特定の部分を「青いループ」で2回以上通過し、爆発する前に赤い超巨星になってしまう可能性があります。青いループの星はそこでの生活のかなりの部分を費やしているため、これらの段階はHRDでモデル化された超巨星の相対的な数を変える可能性があります。それらの寿命は、次に星の初期質量、その内部の対流がどのようにモデル化されているか、そしてその進化中にどれだけの質量損失が発生するかに依存します。青から赤の巨人と黄色から赤の巨人の数の観測された比率は、星の進化理論を敏感にテストします。メタデータはSN2013ejの環境と非常によく似ているため、これらの超巨星のモデル化された数の比率を大マゼランクラウドからの観測データと比較します。中程度の（指数）対流のオーバーシュートを考慮することで、これらをうまくモデル化します。コアが崩壊する前の星の最終的な半径と質量への影響を調べます。半径は、オーバーシュートによって劇的に異なります。超新星前の構造を制御するこれらの要因は、爆発後の光学/IR光度曲線とスペクトル展開に影響を与える可能性があります。
オリオン星雲クラスターのHST天文測定：低質量暴走の人口調査
| Title |
HST_astrometry_in_the_Orion_Nebula_Cluster:_census_of_low-mass_runaways |
| Authors |
Imants_Platais_(1),_Massimo_Robberto_(2),_Andrea_Bellini_(2),_Vera_Kozhurina-Platais_(2),_Mario_Gennaro_(2),_Giovanni_Strampelli_(2),_Lynne_A._Hillenbrand_(3),_Selma_E._de_Mink_(4,5),_David_R._Soderblom_(2)_((1)_JHU,_(2)_STScI,_(3)_Caltech,_(4)_CfA_Harvard,_(5)_Univ._Amsterdam) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14472 |
ハッブル宇宙望遠鏡（HST）のACS/WFCカメラでの財務省プログラムの観測に基づいて、オリオン星雲クラスター（ONC）での高精度な固有運動のカタログを提示します。私たちのカタログには、$14.2<m_{\rmF775W}<24.7$の等級範囲の2,454個のオブジェクトが含まれているため、ONCの恒星質量を$\sim$0.4$M_\odot$から$\sim$0.02$M_\odotまで調査しています$\sim$550arcmin$^2$の領域にわたって$。恒星の位置と質量への弱い依存を示すONCの内部速度分散推定値をいくつか提供します。公開された速度分散推定値とほぼ一致していますが、ほぼすべて（$\sigma_{v、x}=0.94$と$\sigma_{v、y}=1.25$質量yr$^{-1の値を含む）}$）は、オリオンAの若い恒星の個体群が重なり合うことによってバイアスされる可能性があります。HSTとGaiaDR2のデータに基づいて、4つの新しいONC候補の暴走を特定しました。既知の暴走源候補の合計の国勢調査は10であり、天の川のオープンスタークラスターでこれまでに見つかった最大のサンプルの1つです。驚いたことに、20kms$^{-1}$を超える接線速度をもつものはありません。それらのほとんどが実際にONCで発生した場合、非常に若い星団における動的プロセスの再調査を強いられる可能性があります。ONCの質量関数は、失われた暴走による大きな影響を受けないようです。
| Title |
The_Interaction_of_Type_Ia_Supernovae_with_Planetary_Nebulae:_the_Case_of_Kepler's_Supernova_Remnant |
| Authors |
A._Chiotellis,_P._Boumis_and_Z._T._Spetsieri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14493 |
Ia型超新星（SNeIa）の未知の性質を決定するための重要な方法の1つは、SN噴出物と超新星残骸（SNRIa）でのSN噴出物と星間構造の間の相互作用の痕跡を探すことです。これまでのところ、十分に研究されたSNRIaから受け取るオブザーバブルは、文献に提示されているどのモデルでも首尾一貫して説明することはできません。この研究では、いくつかのSNRIaを囲むように観察されている星状媒質（CSM）が、主に一方または両方の始原星に由来する惑星状星雲（PNe）によって形作られたことを示唆します。2次元の流体力学的シミュレーションを実行すると、PNeによって形成された周囲媒体が、SNeIaとその残留物を囲むことがわかっているCSMのいくつかの特性を説明できることがわかります。最後に、SN爆発がバイポーラPN内で発生したことを考慮して、ケプラーのSNRをモデル化します。私たちのシミュレーションは、ケプラーのSNRの観測された形態学的および運動学的特性とよく一致しています。特に、私たちのモデルは、ケプラーのSNRの現在の拡張パラメーター、その北の領域での残留と密なCSMとの部分的な相互作用、そして最後にSNRの赤道面での2つの向かい合った突起（「耳」）の存在を再現します。
dMe星のフレアの衝撃段階における光放射の起源についてI.気体力学モデルの議論
公開された批評に関連して、著者は、厚さ$\Delta{}z_mの彩層凝縮からの放射の特性を分析するために、局所熱力学的平衡（LTE）に近い純粋な水素プラズマの静止した均一な平面層の使用を正当化します=10\text{km}$は、恒星フレアの気体力学モデルです。KostyukとPikelnerのモデルとは対照的に、BelovaとBychkovによって提案されたフレアの衝撃波モデルには、熱波（温度ジャンプ）と非定常の相互作用が排除されているため、除去できない内部欠陥があることが示されています放射衝撃。特に、このモデルでは、（a）衝撃加熱中に熱波と衝撃波の前面が発散するため、彩層凝縮の幾何学的厚さを増やすことができません。（b）赤い矮星の彩層を加熱できません。（c）$\mathrm{H}_\alpha$ラインプロファイルが観測データと競合することを予測します。（a）BelovaとBychkovによる衝撃波モデルは、太陽フレア（中川ほか）の運動学モデルの開発とそのdMe星への応用、特に：の放射応答の研究を表します。問題の最も単純なガスの動的ステートメントでのインパルス加熱に対する赤い矮星の彩層（熱波は除外され、定常的なアプローチが使用されます）;（b）KostyukおよびPikelnerモデルの観点から、定常衝撃波フロントの後ろの領域は、時間変化する厚さのある彩層凝縮に対応していませんが、プラズマが熱平衡状態に緩和するゾーンに対応しています。KostyukモデルとPikelnerモデルを「熱」コンポーネントと「衝撃波」コンポーネントに分離することは基本的に不可能であることを強調します。
| Title |
Sensitivity_kernels_for_inferring_Lorentz_stresses_from_normal-mode_frequency_splittings_in_the_Sun |
| Authors |
Srijan_Bharati_Das,_Tuneer_Chakraborty,_Shravan_M._Hanasoge,_Jeroen_Tromp |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14536 |
グローバルおよびローカルスケールの流れや構造非球面性などの摂動の形で、標準的な球対称の太陽モデルから離れると、観測された太陽振動スペクトルの固有振動数が分割されます。地球物理学文献のノーマルモードカップリング理論の一般的なアイデアから、太陽の一般的なローレンツ応力場の感度カーネルの計算を可能にする手順を考案します。摂動によるモード結合は、マルチプレットの自己結合と相互結合を注意深く考慮する必要があります。孤立した複数の近似を呼び出すことで、処理を純粋に自己結合に制限でき、必要な計算リソースが大幅に少なくなります。太陽のローレンツ応力の影響下で、このような孤立した多重項の存在を特定します。現在、太陽ミッションでは、「$a$-係数」と「構造係数」の推定を可能にするクロススペクトル相関信号を介して、マルチプレットの自己結合を正確に測定できます。自己結合（$a$係数）と相互結合（構造係数）の両方の前方問題を示します。その際、自己結合カーネルをプロットし、ディープトロイダルと表面双極軸対称場の組み合わせから生じる$a$係数を推定します。また、任意の一般的な磁場（実数およびソレノイド）の構造係数を計算し、対応する「分割関数」をプロットします。これは、3D内部摂動の下での多重項の分割を視覚化する便利な方法です。この論文で議論された結果は、逆問題を正式に提起し、太陽の内部磁場を推測する道を開きます。
洗練された選択基準を持つGaia DR2からの3つの新しい後期型超高速星候補
| Title |
Three_New_Late-type_Hypervelocity_Star_Candidates_from_Gaia_DR2_with_Refined_Selection_Criteria |
| Authors |
Jiao_Li,_Shi_Jia,_Yan_Gao,_Deng-Kai_Jiang,_Thomas_Kupfer,_Ulrich_Heber,_Chao_Liu,_Xue-Fei_Chen,_and_Zhan-Wen_Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14587 |
Gaiaの2番目のデータリリース（GaiaDR2）に基づいて、数十の超高速星（HVS）候補が報告されています。ただし、一部のガイアHVS候補の動径速度は信頼できないことが証明されています。このホワイトペーパーでは、GaiaDR2を再調査するために洗練された天文学基準を採用し、以前の著者が見つけたものよりもHVSと高速星の候補の信頼性の高いサンプルに到達しました。。この方法では、測定された半径方向の速度の2つのエポックしかない星を扱うことができます。これらの星は通常、以前の同様の研究では破棄されました。私たちの最終結果を精査すると、私たちの研究に存在する選択効果に光が当てられます。これは、将来の研究の焦点となることを提案します。合計すると、3つの後期型（2Gタイプと1Kタイプ）HVSと21個の高速星候補が見つかり、それぞれ3個と11個が新しいものです。私たちが計算した彼らの歴史的な軌跡から判断すると、3人のHVS候補すべてが銀河中心の起源を持っていなかっただろう。それらのステータスを確認するには、さらに監視が必要です。
黒点領域カタログの再検討：1874年以降の日次相互較正領域
| Title |
Sunspot_area_catalogue_revisited:_Daily_cross-calibrated_areas_since_1874 |
| Authors |
Sudip_Mandal,_Natalie_A._Krivova,_Sami_K._Solanki,_Nimesh_Sinha,_Dipankar_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14618 |
長く一貫した黒点面積の記録は、長期的な太陽活動と変動性を理解するために重要です。世界中の複数の天文台が定期的に黒点領域を記録していますが、そのような個々の記録は限られた期間のみを対象としています。さらに、それらの間には系統的な違いもあるので、これらのレコードは、さらなる研究に確実に使用できるようになる前にクロスキャリブレーションする必要があります。私たちは、1874年から2019年までの期間をカバーする、予測と修正の両方を行った、毎日の太陽黒点領域のクロスキャリブレーションされた均一な記録を作成します。キャリブレーションされた個々のグループ領域のカタログも同じ期間に生成されます。ロイヤルグリニッジ天文台（RGO）、キスロヴォツク、プルコヴォ、デブレツェン、コダイカナル、太陽光学観測網（SOON）、ローマ、カターニア、雲南天文台の9つのアーカイブ（1874年から2019年までの期間）のデータを比較しました。相互比較個々の記録の内の1つは、毎日の予測および修正された領域の均一で相互に較正された記録を作成するために使用されています。以前の調査と同様に、コンポジットの基礎はRGOからのデータによって形成されます。1976年以降、使用された唯一のデータセットは、キスロヴォツク、プルコヴォ、デブレツェンの観測所からのものです。この選択は、一時的なカバレッジとデータの品質に基づいて行われました。RGO後の期間の以前のエリアコンポジットで使用されたSOONデータとは対照的に、キスロヴォツクとプルコボのデータのプロパティは、RGOシリーズのデータと非常に似ています。また、時間内にRGOデータを直接オーバーラップするため、RGOとのクロスキャリブレーションの信頼性が大幅に向上します。また、たとえば、太陽放射照度の経験的再構築などで広く使用されている毎日のフォトメトリック太陽黒点指数（PSI）を計算して提供しています。
振動する冠状ループの時間的進化
環境。コロナ構造の横振動は現在、関連する電磁流体力学の物理学を探究し、局所媒質の地震学を行うために集中的に研究されています。ねらい。対応する活性領域での噴火に応じてキンク振動が減衰するコロナループのサンプルの熱力学的進化を測定する最初の試みを行います。メソッド。SDO/AIAの6つのコロナ波長からのデータを使用して、噴火と振動の前、間、後の15のコロナループの微分放射測定（DEM）分析を実行しました。結果。DEM分布の放出測定値、温度、および幅は、横振動の研究に関連する時間スケールで大きな変動を受けることがわかります。私たちが分析したパラメーターには、増加または減少の明確な集合的傾向はありません。パラメータの最も強い変動は、ループの最初の摂動中に発生し、バックグラウンド構造の影響もこの変動の多くを占める可能性があります。結論。噴火活動領域における振動するコロナルループのDEM分析は、振動の研究にとって重要な時間スケールでの進化の証拠を示しています。温度、DEM分布幅、および総排出量の変化の原因となる可能性のあるさまざまな観測メカニズムと物理メカニズムを分離するには、さらに作業が必要です。
低質量金属の貧弱な星における原始星降着と宇宙論的リチウム問題
宇宙論的リチウム問題、つまりビッグバン元素合成によって予測されたリチウム存在量と「スパイト高原」の星で観察されたものとの間の不一致は、現代の天体物理学の長年にわたる問題の1つです。可能な解決策に関する最近のヒントには、Spite高原の星での原始星の質量の降着によって引き起こされるリチウムの燃焼が含まれます。この論文の目的は、PMSリチウムの進化に焦点を当てて、低金属性の低質量星に対する原始星降着の影響を分析することです。最終質量が0.7および0.8M$_\odot$で、3つの金属性Z=0.0001、Z=0.0010、およびZ=0.0050を使用して、プロトスターから降着モデルのMSフェーズへの進化を計算しました。降着モデルに影響を与える主なパラメーター、つまり降着エネルギー（冷たい対熱い降着）、初期シード質量$M_{seed}$、半径$R_{seed}$、および質量降着率$\dotの変更の影響{m}$、詳細に調査されました。$M_{seed}$、$R_{seed}$の実際の値に関係なく、主な恒星特性と表面の$^7Li$存在量に関しては、ホット降着モデルは1Myr以内の標準の非降着モデルに収束します。および$\dot{m}$。また、比較的大きな$M_{seed}$（$\gtrsim10〜M_{jup}$）または$R_{seed}$（$\gtrsim1〜R_\odot$）を持つコールド降着モデルは、標準の非約10〜20未満でものを降ろす〜マイア。コールドプロトステラー降着プロセスが$M_{seed}$と$R_{seed}$（$M_{seed}\sim1〜M_{jup}$、$R_{seed}の小さな値から始まるときは常に、劇的に異なる進化が起こります\lesssim1〜R_\odot$）。これらのモデルは、ほぼ完全に標準の林道の進化をスキップし、降着フェーズの終了前にLiを使い果たします。枯渇の正確な量は、降着パラメータ（$\dot{m}$、$M_{seed}$、および$R_{seed}$）の実際の組み合わせによって異なり、場合によっては、星全体。
スペクトルバイナリブラウン矮星の天体軌道I：2M1059 $-$ 21および2M0805 $ + $ 48への大規模なT矮星コンパニオン
| Title |
Astrometric_orbits_of_spectral_binary_brown_dwarfs_I:_Massive_T_dwarf_companions_to_2M1059$-$21_and_2M0805$+$48 |
| Authors |
J._Sahlmann,_A._J._Burgasser,_D._C._Bardalez_Gagliuffi,_P._F._Lazorenko,_D._S\'egransan,_M._R._Zapatero_Osorio,_C._H._Blake,_C._R._Gelino,_E._L._Mart\'in,_H._Bouy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14889 |
近赤外分光法の調査により、低質量の星と茶色の矮星からなる短周期の混合光スペクトル連星の集団が明らかになりました。これらのシステムは、軌道測定および天文監視による個々の質量測定に適しています。ここでは、Gemini-SouthおよびGemini-NorthGMOSイメージャーを使用してスペクトルバイナリの高精度の絶対天体測定を取得する複数年のキャンペーンの最初の結果を示します。2つのシステム（2M0805$+$48と2M1059$-$21）の完全な天文軌道を測定します。2M0805$+$48の私たちの天文軌道は、以前に決定されたその2年の半径方向の速度軌道と一致しており、T5.5の伴侶の質量は$66^{+5}_{-14}M_\mathrm{Jup}$です。。2M1059$-$21の場合、1.9年の軌道周期とT3.5コンパニオンの質量が$67^{+4}_{-5}M_\mathrm{Jup}$であることがわかります。ミリ秒未満の絶対天体測定が両方のGMOSイメージャーで取得できること、およびこれが超クールなバイナリシステムを確認および特性評価するための効率的な手段であることを示します。
ICMEの通過時間と開始された地磁気嵐の強さとの関係について
極度なものから弱いものまでさまざまな強度の140以上の孤立した非再発性の地磁気嵐（GMS）が考慮され、太陽の噴火源（コロナ質量放出、CME）で確実に識別されます。分析は、CMEの伝播の通過時間と太陽から地球への惑星間コロナ質量放出（ICME）の関係（おそらく、噴火から瞬間までの時間間隔dtp）の完全な図を取得することを目的としています。外乱ストーム時間の地磁気指数Dstで測定された、対応するGMSのピークとこのGMSの最大強度。2つのイベントグループが選択されています。1つはGMSを含み、そのソースはアクティブ領域からの噴火（ARイベント）でした。他のGMSは、ARの外側にある太陽の静止領域からのフィラメント噴火によって引き起こされました（QSイベント）。分析された多数のイベントのdtp-Dstプレーンでの分布は、既知の規則性を確認し、実質的に明確にします。ARイベントは、QSイベント（dtp〜3-5日、Dst>-200nT）と比較して、より短い通過時間（dtp〜1-4日）およびはるかに強力なGMS（主に-600nTまでのDst）を特徴とします）。両方のグループのイベントでは、CME/ICMEの通過時間が短いほど、GMSの強度が高くなります。特に、dtpが4日から1日に減少するARイベントの場合、Dstは平均して-100から-470nTに減少し、-900nTに達する可能性があります。GMSと太陽上のそれらのソースの性質の観点から、得られた結果は、CME/ICMEの速度とそれらによって転送される磁場の強さの両方が、対応する噴火のパラメーターによって主に決定されることを意味します、特に、噴火する磁束と放出されるエネルギーによって。
Bクラスフレアと低速CMEに関連する2つの連続するタイプII無線バースト
2018年10月12日から13日まで、同じ活動領域NOAAAR12724から、Bクラスのフレアと不十分な白色光コロナ質量放出（CME）を伴う3つの連続した太陽噴火（E1〜E3）が発生しました。興味深いことに、最初の2つの噴火は関連していますタイプII無線バーストでは3番目はバーストではありません。軟X線フラックスデータ、ラジオダイナミックスペクトル、デュアルパースペクティブEUV強度画像を使用して、3つのイベントを比較調査します。私たちの結果は、関連するフレアが弱く（B2.1、B7.9、B2.3）、短命（13、9、14分）であることを示しています。E1とE2の主な噴火方向は、半径方向の北にある$\sim$45$^\circ$に沿っていますが、E3は主に半径方向に沿って伝播しました。EUVチャネルでは、最初の2つのCMEの初期速度は$\sim$320kms$^{-1}$と$\sim$380kms$^{-1}$の見かけ上の速度であり、それぞれの速度を超える可能性があります。ローカルのAlfv$\acute{e}$nの速度は$\sim$300kms$^{-1}$および$\sim$350kms$^{-1}$です。ただし、3番目の噴火のCMEの速度は$\sim$160kms$^{-1}$とはるかに低速です。これらの結果は、噴火E1とE2で観察されたタイプII無線バーストがそれらの関連するCMEによってトリガーされている可能性が高く、噴火の方向と周囲のプラズマと磁気環境がタイプII無線バーストまたはショックを生成する上で重要な位置を占める可能性があることを示唆しています。
| Title |
Kaluza-Klein_FIMP_Dark_Matter_in_Warped_Extra-Dimensions |
| Authors |
Nicol\'as_Bernal,_Andrea_Donini,_Miguel_G._Folgado,_Nuria_Rius |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14403 |
ダークマター（DM）が、余分な次元のRandall-Sundrumシナリオで標準モデルの粒子と重力で相互作用するFeeblyInteractingMassiveParticles（FIMP）でできているケースを初めて研究します。暗黒物質と標準モデルの両方がIRブレーンに局在し、重力メディエーター、つまり重力子、Kaluza-Klein重力子、およびラジオンを介してのみ相互作用すると仮定します。初期のUniverseでは、DMは2つの主要なプロセス（直接フリーズインと順次フリーズイン）で生成できることがわかりました。観測されたDM遺物が豊富に生成される領域は、宇宙論およびコライダーの境界とほぼ互換性があります。
熱流または電流によって駆動される磁化衝突プラズマの不安定性
| Title |
Instability_in_a_magnetised_collisional_plasma_driven_by_a_heat_flow_or_a_current |
| Authors |
Anthony_Bell,_Robert_Kingham,_Henry_Watkins,_James_Matthews |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14653 |
線形化されたVlasov-Fokker-Planck（VFP）方程式を解いて、磁化衝突プラズマの熱流または電流が、ゼロ次の均一磁場に対する円偏波横摂動の成長に対して不安定であることを示します。Braginskii（1965）輸送方程式は、適切な極限で同じ不安定性を示します。これは、レーザー生成プラズマ、慣性核融合エネルギー（IFE）、および高密度の冷たい星間プラズマに関連しています。
重力に変形したカップリングを伴う潜在的なインフレ
| Title |
Potential-driven_Inflation_with_Disformal_Coupling_to_Gravity |
| Authors |
Taotao_Qiu,_Zehua_Xiao,_Jiaming_Shi,_Muhsin_Aljaf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14712 |
このホワイトペーパーでは、アインシュタイン重力への不均一なカップリングを伴うポテンシャル駆動型インフレモデルを調査し、このようなカップリングがこれらのモデルに及ぼす影響を調べます。1つのパラメーターと3つのインフレーションモデル（すなわち、カオスインフレーション、ヒッグスインフレーション、モノドロミーインフレーション）のみを導入する単純な結合形式を考えます。不整合結合は、パワースペクトル、スペクトルインデックス、テンソル/スカラー比など、これらのモデルの観測変数にいくつかの変更を加えることができますが、不整合結合パラメーターの制約により大きすぎません。これらの変更により、モノドロミーインフレなど、Planck観測データの好ましい領域の端にあるモデルを改善する機会が得られます。さらに、重力と場の運動学の項の結合により、テンソル摂動（重力波）の自明ではない音速が出てくる場合があります。
診断ワームホールの存在に対する一般相対論的ポインティングロバートソン効果：静的および球対称の場合
| Title |
General_relativistic_Poynting-Robertson_effect_to_diagnostic_wormholes_existence:_static_and_spherically_symmetric_case |
| Authors |
Vittorio_De_Falco,_Emmanuele_Battista,_Salvatore_Capozziello,_Mariafelicia_De_Laurentis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14849 |
一般相対論的ポインティング・ロバートソン効果を含む放射場の影響を受けた静的で球対称のワームホールの周りの赤道面におけるテスト粒子の運動方程式を導出します。この動的システムの分析から、ブラックホールとワームホールを区別する診断を開発します。ワームホールは、いくつかの異なる観測データによってタイムリーにサポートできます。この手順は、いくつかのワームホールメトリックの可能性に基づいており、ブラックホールイベントの地平線に非常に近い小さな遷移表面層のシュワルツシルトメトリックにスムーズに接続します。このようなメトリックの変化を検出するために、遠方の観測者に向けたシュヴァルツシルト時空の降着円盤からの放射と共に、臨界超曲面（放射と重力場がバランスする安定領域）からの放射特性を分析します。実際、観測データがそのようなモデルにうまく適合している場合、それはすぐにブラックホールの存在を意味します。一方、そのような記述から大きく逸脱した場合は、ワームホールが存在する可能性があることを意味します。最後に、結果について議論し、結論を導き出します。
| Title |
Improved_Treatment_of_Dark_Matter_Capture_in_Neutron_Stars |
| Authors |
Nicole_F._Bell,_Giorgio_Busoni,_Sandra_Robles,_Michael_Virgato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14888 |
中性子星は、暗黒物質粒子の性質とそれらの相互作用を研究する宇宙実験室を提供します。暗黒物質は散乱相互作用を介して中性子星によって捕獲され、運動エネルギーは星に移動します。これは、古い中性子星の赤外線温度への加熱など、多くの観測結果をもたらします。キャプチャプロセスの以前の処理では、さまざまな近似または単純化が行われてきました。ここでは、関連するすべての物理的効果を正しく組み込んだ、暗黒物質の広い範囲に有効な暗黒物質捕獲の改善された処理を紹介します。これらには、重力集束、完全相対論的散乱処理、パウリブロッキング、中性子星（NS）の不透明度、および多重散乱効果が含まれます。正確なキャプチャ率を数値で計算できるようにする一般的な式を提供し、特定の相互作用タイプまたは質量レジームに有効であり、計算効率を大幅に向上させる簡略化された式を導き出します。私たちの形式は、任意のNS構成要素からの暗黒物質の散乱、または他のコンパクトオブジェクトでの暗黒物質のキャプチャに適用できます。
宇宙のアトラクタとしての一般相対論によるコンパクトなオブジェクトのスカラー化
| Title |
Compact_object_scalarization_with_general_relativity_as_a_cosmic_attractor |
| Authors |
Georgios_Antoniou,_Lorenzo_Bordin,_Thomas_P._Sotiriou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14985 |
宇宙のアトラクタとして一定のスカラーを持つ一般相対論を持ちながら、強い重力領域で自発的なスカラー化を示す理論があることを示します。このプロパティを持つ最小限のモデルを特定し、その拡張について説明します。
LQGグラフを軽い表面で制約する：ミニスーパースペース、半古典的高分子BHのBH熱力学の特性
| Title |
Constraining_LQG_Graph_with_Light_Surfaces:_Properties_of_BH_Thermodynamics_for_Mini-Super-Space,_Semi-Classical_Polymeric_BH |
| Authors |
D._Pugliese_and_G._Montani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.14988 |
この作品では、ブラックホール（BH）の天体物理学のコンテキストでのジオメトリに対する量子効果の観測的証拠について説明します。ループ量子補正された通常のBHソリューションのファミリーとその視野の特性を、幾何学的対称性に焦点を当てて研究します。ジオメトリが地平線の外側のメトリック量子変更によって決定される最近のモデルを探索します：ループ量子重力（LQG）補正を使用したミニスーパースペースBHメトリックの通常の静的球面解。ソリューションは、いくつかの高分子関数と制限シュヴァルツシルト幾何学の特異性の出現によって特徴付けられます。BHの地平線プロパティに関連する、構造の類似したプロパティであるメトリックKillingバンドル（メトリックバンドルMB）の特定のメトリックソリューションについて説明します。Reissner-NordstromジオメトリおよびKerrジオメトリとの比較は、それぞれのMBプロパティについて同様です。分析により、これらの形状を認識し、（ローカル）因果構造に関連する共形不変MBを分析して、静止/静的オブザーバーと軽い軌道の特性を検出することにより、LQGの起源の現象論的証拠を検出する方法が提供されます。このアプローチは、光子検出を通じて、最小ループ領域として、下線のLQGグラフの特性を制約する他の量子補正BHソリューションに適用できます。多様な範囲のBH現象学とグラウンディングMB定義に関連付けられた軽い表面は、可能な天体物理学的証拠の研究チャネルを提供します。BHの熱力学的特性、光度、表面重力、および温度が調査されます。最終的に、この方法をこの球対称近似解に適用すると、静的な球対称時空が存在する場合に、MBのいくつかの形式的な側面を明確にする方法が提供されます。
