弱いレンズの相互相関のための流体力学的ハローモデル
| Title |
A_hydrodynamical_halo_model_for_weak-lensing_cross_correlations |
| Authors |
A._J._Mead,_T._Tr\"oster,_C._Heymans,_L._Van_Waerbeke,_and_I._G._McCarthy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00009 |
銀河ハローの規模では、宇宙での物質の分布は、エネルギー的で非重力的なプロセスの影響を受けます。いわゆるバリオニックフィードバック。フィードバックが物質を再分配する方法の詳細についての知識の欠如は、レンズを弱くする調査の不確実性の原因です。これは、幅広いスケールで宇宙の物質のクラスタリングを正確に調査します。暗黒物質、ガス、星のクラスター化を同時に説明する物質分布の宇宙依存モデルを開発します。流体力学シミュレーションのBAHAMASスイートから測定されたパワースペクトルと比較することにより、モデルに通知します。物質のパワースペクトルを検討するだけでなく、電子圧力場を含むスペクトルも検討します。これは、熱スニヤエフゼルドビッチ（tSZ）効果に直接関連しています。物質と圧力の両方のデータを同時にモデル化できるように、またtSZから推定されるガスの分布がモデルによって予測される物質スペクトルに影響を与えるように、モデルにパラメーターを適合させます。2つのバリエーションを示します。物質レベルのパワースペクトルでパーセントレベルで見られるフィードバック誘導抑制に一致するものと、物質データにわずかに一致しない（〜2パーセント）もう1つですが、同時にモデル化することができます。〜15％レベルの物質-電子圧力スペクトル。tSZとレンズの自己相関データおよび相互相関データの組み合わせを使用して、宇宙論的パラメーターとバリオンフィードバックの強度について同時に学習するために使用されるモデルを想定しています。
21 cmのグローバル信号解析の仮定を定式化して批判的に検討する：単一スペクトルフィットに現れる可能性のある誤った谷を回避する方法
| Title |
Formulating_and_critically_examining_the_assumptions_of_global_21-cm_signal_analyses:_How_to_avoid_the_false_troughs_that_can_appear_in_single_spectrum_fits |
| Authors |
Keith_Tauscher,_David_Rapetti,_Jack_O._Burns |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00034 |
21cmのグローバルな信号分析に固有の仮定はめったに描写されていません。このホワイトペーパーでは、21cmのグローバル信号の特定のクレームされた検出の基礎となる仮定の一般的なリストを作成します。次に、2つの異なる分析に対してこれらの仮定の形式を指定します。1）EDGESチームによって実行された、前景とは別にモデル化した輝度温度の吸収トラフを示すもの、および2）新しい、いわゆる最小仮定分析（MAA）、それは信号に対して可能な限り最も保守的な仮定を行います。信号を追加せずに、EDGES緯度からのさまざまなビーム加重前景シミュレーションでEDGES分析を使用して近似を示します。使用されるビームに応じて、これらのシミュレーションは前景モデルが無効であるために大きな偽の谷を生成し、ビームの色度と空の銀河面の形状の組み合わせを記述します。信号モデル。一方、MAAは、さまざまな時間ビンに多くのスペクトルを含め、可能な21cmスペクトルを正確にモデル化できるようにすることで、堅牢な近似を提供します。不確実性レベルと、さまざまな数のタイムビンに対してMAAで見つかった信号再構成の例を示します。十分なタイムビンがあれば、MAAを使用して真の21cm信号をノイズレベルの$<10$倍に決定できます。
拡張された宇宙構造の空間相関
| Title |
Spatial_correlations_of_extended_cosmological_structures |
| Authors |
M._V._Santucho,_H._E._Luparello,_M._Lares,_D._G._Lambas,_A._N._Ruiz,_M._A._Sgr\'o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00053 |
上部構造や宇宙ボイドなどの宇宙の大規模構造の研究は、統計分析を通じて宇宙ウェブの特性を特徴付けるために広く使用されています。一方、銀河やハローなどの大規模トレーサの2点相関関数は、信頼できる統計的指標を提供します。ただし、この関数は点のようなオブジェクトの空間分布に適用されるため、球面対称性から大きく逸脱する拡張された大きな構造には適していません。ここでは、任意の形状を示す拡張オブジェクトに適用できる標準の相関関数形式に基づく分析を示します。このアプローチに従って、ランダムな位置での同じ構造の分布に対応する実現に関して、宇宙構造の一部を共有する球を持つ確率超過$\Xi$を計算します。この目的のために、MPDL2MultiDarkシミュレーションの半解析的銀河でFutureVirializedStructures（FVS）として定義されている上部構造を特定します。また、上部構造に関するそれらの相対的分布の共同研究を提供するために宇宙ボイドを特定しました。私たちの分析は、シミュレーションのサブセットの分析から示唆されているように、$\Xi$が大規模分布の有用な特性を提供することを示唆しています。上部構造のプロパティがサブセット全体でごくわずかな変動を示す場合でも、$\Xi$には、より大きなスケールで平均から逸脱するサブボックスを統計的に区別する感度があります。したがって、私たちの方法は、将来の調査の分析に適用して、さまざまな理論的シナリオを区別するのに適した大規模構造の特性評価を提供できます。
| Title |
Euclid:_The_importance_of_galaxy_clustering_and_weak_lensing_cross-correlations_within_the_photometric_Euclid_survey |
| Authors |
I._Tutusaus,_M._Martinelli,_V.F._Cardone,_S._Camera,_S._Yahia-Cherif,_S._Casas,_A._Blanchard,_M._Kilbinger,_F._Lacasa,_Z._Sakr,_S._Ili\'c,_M._Kunz,_C._Carbone,_F.J._Castander,_F._Dournac,_P._Fosalba,_T._Kitching,_K._Markovic,_A._Mangilli,_V._Pettorino,_D._Sapone,_V._Yankelevich,_N._Auricchio,_R._Bender,_D._Bonino,_A._Boucaud,_M._Brescia,_V._Capobianco,_J._Carretero,_M._Castellano,_S._Cavuoti,_R._Cledassou,_G._Congedo,_L._Conversi,_L._Corcione,_A._Costille,_M._Cropper,_F._Dubath,_S._Dusini,_G._Fabbian,_M._Frailis,_E._Franceschi,_B._Garilli,_F._Grupp,_L._Guzzo,_H._Hoekstra,_F._Hormuth,_H._Israel,_K._Jahnke,_S._Kermiche,_B._Kubik,_R._Laureijs,_S._Ligori,_P.B._Lilje,_I._Lloro,_E._Maiorano,_O._Marggraf,_R._Massey,_S._Mei,_E._Merlin,_G._Meylan,_L._Moscardini,_P._Ntelis,_C._Padilla,_S._Paltani,_F._Pasian,_et_al._(24_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00055 |
ユークリッドミッションのデータにより、10億を超える銀河の測光赤方偏移、角度位置、弱いレンズ形状の測定が可能になります。この大規模なデータセットにより、銀河の角度クラスタリングと宇宙シアーを使用した宇宙解析が可能になります。これらのプローブ間の相互相関（XC）は制約を厳しくする可能性があるため、ユークリッドへの影響を定量化することが重要です。この研究では、XCがさまざまな宇宙論モデルの最終的なパラメーターの制約だけでなく、迷惑なパラメーターにも与える影響を慎重に定量化します。特に、XCが銀河のバイアスや固有の配置（IA）などの系統的な効果をエンコードするパラメーターに提供できる追加情報の量を理解することを目的としています。EuclidCollaboration：Blanchardetal。で提示された形式に従います。（2019）そしてそこで検証されたコードを利用します。XCは暗黒エネルギー指数（FoM）を係数$\sim5$改善すると同時に、銀河バイアスの不確実性を$\sim17\％$削減し、IAの不確実性を係数$\削減することを示します。sim4$。最終的なパラメータ制約に対するXCの役割は、使用される銀河バイアスモデルに関係なく、質的に同じであることがわかります。また、XCは異なるIAモデルを区別するのに役立ち、IAの項を無視すると、宇宙論的パラメーターに大きなバイアスが生じる可能性があることも示しています。XC用語は、将来の分析でデータから完全な情報コンテンツを抽出するために必要であることがわかります。これらは、宇宙論モデルをより適切に制約するのに役立ち、これらのプローブを汚染する系統的な影響のより良い理解につながります。さらに、XCは測光赤方偏移分布の平均を制約するのに役立ちますが、最終的なFoMを低下させないためには、この平均のより正確な知識が必要です。[要約]
銀河視差からのハッブル定数の直接幾何学的測定：LSST / VROとWFIRSTの予測
CMBフレーム（宇宙の長期視差）に関する地球の動きによる銀河の視差シフトの統計的検出が、ベラルービン天文台またはWFIRST衛星によって行われ、ハッブル定数の測定に使用される可能性を調査します。大規模なN体シミュレーションから赤方偏移z=0.06まで及ぶ模擬銀河の調査を行い、LSSTおよびWFIRST科学要件からの天文学誤差、赤方偏移誤差、および固有の速度を含めます。基準ケースで最も明るい銀河（r<18）の分光赤方偏移を含めます。これらのカタログを使用して、想定されるさまざまな調査パラメータと分析手法について、視差と赤方偏移の測定を行います。競争力のある測定を行うためには、銀河固有運動の固有の速度成分をモデル化して修正する必要があることがわかります。また、拡張された線源の天文学を新しい体制に押し込み、解決された銀河のさまざまな要素からの情報を組み合わせることが必要になります。基準調査パラメータについて、LS0の場合は2.8％、WFIRSTの場合は0.8％のH0の直接幾何測定のrmsエラーを予測します。
インフレ中のフェルミオン暗黒物質の宇宙論的生成と、インフレーション後の放射線支配時代を考察します。このフェルミオンは\emph{重力のみで相互作用する}で、質量は膨張時にハッブルスケールよりもはるかに小さく（ただし、それ以外は任意です）、膨張時にはバンチデービス真空状態になります。インフレの終わりに超水平モードに焦点を合わせ、瞬間的な再加熱を想定しています。そのくりこみを議論する完全なエネルギー運動量テンソルを取得し、粒子生成からの寄与が物質-放射の等式に近い運動流体形であることを示します。生成された粒子の分布関数を\emph{正確に}見つけます$|B（k）|^2=\frac{1}{2}\Big[1-（1-e^{-\frac{k^2}{2mT_H}}）^{1/2}\Big]$は「緊急温度」を示します$T_H=H_0\sqrt{\Omega_R}\simeq10^{-36}（\mathrm{eV}）$。生成された粒子$\Omega_{pp}$の存在量は、温度$T_H$、$\Omega_{pp}\proptom\、（m\、T_H）で熱化された非相対論的自由度の存在量と非常に似ています^{3/2}\simeq\big（m/10^8\mathrm{GeV}）\big）^{5/2}$および"冷たい"状態方程式$w（a）\simeq（T_H/ma^2）$、どちらもインフレの終わりに超水平モードが優勢です。等曲率摂動の微妙な側面について説明します。
成長縮退を壊すことによる宇宙論的制約の改善
| Title |
Improvements_in_cosmological_constraints_from_breaking_growth_degeneracy |
| Authors |
Louis_Perenon,_St\'ephane_Ili\'c,_Roy_Maartens_and_Alvaro_de_la_Cruz-Dombriz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00418 |
大規模構造の成長の主要なプローブは、そのレート$f$と振幅$\sigma_8$です。銀河のパワースペクトルの赤方偏移空間の歪みにより、組み合わせ$f\sigma_8$のみを測定できます。これを使用して、標準の宇宙論モデルまたは代替案を制約できます。ギャラクシー-ギャラクシーレンズの相互相関スペクトルまたはギャラクシーバイスペクトルの測定を使用することにより、$f\sigma_8$の縮退を解き、同じギャラクシーサンプルから$f$と$\sigma_8$の個別の推定値を取得できます。現在、そのような個別の測定値はほんの一握りしかありませんが、これでも宇宙論モデルの制約を改善することができます。$f\sigma_8$の組み合わせで同様の精度を持つ場合と比較して、$f$と$\sigma_8$に$\sim1\％$制約を個別に提供する将来の名目サンプルによって何が達成できるかを検討します。$\Lambda$CDMの6つの宇宙論的パラメーターについて、$\sim\！それらの制約に対して5$-$50\％$。Horndeskiクラスの修正された重力モデルの場合、これらの標準パラメーターの改善は$\sim\！0$-$15\％$。ただし、ニュートリノ質量の合計の精度は65\％向上し、バックグラウンドと摂動のHorndeskiパラメーターの精度が大幅に向上しています。
非最小結合を用いたマルチフィールドインフレーション後の予熱における非線形プロセスの時間スケール
| Title |
Time-Scales_for_Nonlinear_Processes_in_Preheating_after_Multifield_Inflation_with_Nonminimal_Couplings |
| Authors |
Jorinde_van_de_Vis,_Rachel_Nguyen,_Evangelos_I._Sfakianakis,_John_T._Gibiln,_Jr.,_and_David_I._Kaiser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00433 |
非最小結合を含むマルチフィールドモデルのインフレーション後のダイナミクスを研究するために、広範な格子シミュレーションを実施しました。これらのモデルにおける予熱のパラメーター依存性を調査し、エネルギー移動、再散乱、および放射支配と熱化へのアプローチなどの非線形プロセスを制御するさまざまな時間スケールについて説明します。大きな非最小結合（$\xi_I\sim100$）の限界では、インフロン凝縮体から放射自由度へのエネルギーの効率的な移動、放射が支配的な状態方程式の出現、およびそれぞれの熱化の開始がわかりますインフレの終了後、$N_{\rmreh}\lesssim3$$e$フォールド内で一貫して発生します。モデル内の他のカップリングの値にはほとんど依存しません。例外は負の楕円率の場合であり、システムが発展するフィールド空間の支配的な方向と、非最小結合$\xi_I$の大きい方との間に不整合があります。これらの場合、フィールド空間駆動のパラメトリック共振は効果的に遮断されます。より一般的には、スカラー場のポテンシャルと場と空間の多様体構造との間の競争により、2段階の共鳴などの興味深い現象が生じる可能性があります。バックグラウンドエネルギー密度の急速な枯渇につながる可能性のある爆発的な粒子の生成にもかかわらず、非線形プロセスは、これらのモデルでのインフレーションの終了後にスーパーホライズン相関を誘発せず、CMBオブザーバブルの予測が後期の影響を受けないようにします。等曲率ゆらぎの時間増幅。したがって、インフレ後のダイナミクスを考慮した場合でも、このクラスのモデルでは、原始観測量と最近の観測値の間の優れた一致が維持されます。
従来のPress-Schechter（PS）確率分布によって評価された原始ブラックホール（PBH）の存在量は、Bardeen-Bond-Kaiser-の次元削減を介して、特殊な点のようなピーク統計の高ピーク限界と同等であることが示されています。Szalay（BBKS）理論。PBHが高いピーク値$\nu_c\gg1$で形成されるという事実は、一般的な3次元空間構成でのPSメソッドの予測とBBKSピーク理論の間の$\nu_c^3$に比例する系統的なバイアスにつながります。ナロースパイククラスのインフレスペクトルの場合、拡張質量関数の系統的バイアスは、すべての質量範囲で少なくとも$10^{2.5}$の因数でさらに拡大されます。特定の質量範囲のすべての暗黒物質としてのPBH。
ワンループ摂動理論における速度統計と赤方偏移空間歪みの一貫したモデリング
| Title |
Consistent_Modeling_of_Velocity_Statistics_and_Redshift-Space_Distortions_in_One-Loop_Perturbation_Theory |
| Authors |
Shi-Fan_Chen,_Zvonimir_Vlah_and_Martin_White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00523 |
宇宙密度フィールドの偏ったトレーサーの特異な速度は、大規模構造の成長に関する重要な情報を含み、観測された銀河のクラスタリングに異方性を生成します。N体データを使用して、ハロー赤方偏移空間パワースペクトルの速度展開が、最初の3つのペアワイズ速度モーメントが含まれている場合、ほとんどの見通し角度$\mu$の摂動スケールでパーセントレベルに収束することを示します。そして、3番目のモーメントは、カウンタータームのような貢献によってよく近似されます。キュービックバイアススキームを使用したオイラーおよびラグランジュの1ループ摂動理論と、対数項と確率的寄与の完全なセットを使用して、フーリエ空間でこれらのペアワイズ速度統計を計算します。モデルを比較し、モデルのハローと、銀河の模擬サンプルの両方の実空間速度統計と赤方偏移空間パワースペクトルの両方に適合していることを示します。分光、固有速度、kSZサーベイの次の時代。
非対称$ \ alpha $アトラクターでのマルチフィールドインフレーションと予熱
| Title |
Multi-field_inflation_and_preheating_in_asymmetric_$\alpha$-attractors |
| Authors |
Oksana_Iarygina,_Evangelos_I._Sfakianakis,_Dong-Gang_Wang,_Ana_Ach\'ucarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00528 |
双曲線フィールド空間多様体を特徴とする$\alpha$アトラクターの対称モデルと非対称モデルでのインフレーションと予熱中のマルチフィールドダイナミクスを分析して比較します。一般化された（非対称）Eモデルと（対称）Tモデルが、広範囲の初期条件のインフレーション中に同一の2フィールドダイナミクスを示すことを示します。結果として生じる動きは、フィールド空間の鋭い回転によって接続された2つのほぼ単一フィールドセグメントに分解できます。それでも予熱の詳細は異なる場合があります。Tモデルの場合、1つの主要な質量スケールがスペクテイターフィールドの変動の進化を支配しますが、Eモデルの場合、インフレ高原から離れたポテンシャルの急勾配のために、競合する質量スケールが出現し、異なる寄与につながります小さな波数と大きな波数のパラメトリック共振に。変動の線形マルチフィールド分析は、高度に湾曲した多様体では、EモデルとTモデルの両方がほぼ瞬時に予熱することを示しています。質量のないフィールドの場合、これは常に観客フィールドの効率的なタキオン増幅が原因であり、単一フィールドの結果が不正確になります。興味深いことに、$r={\calO}（10^{-5}）$と大規模フィールドに対応するパラメーターウィンドウがあり、対称ポテンシャルと非対称ポテンシャルの予熱動作が質的および量的に異なります。その場合、Tモデルでの予熱が非効率的な曲率の値の自己共振により、Eモデルは完全に予熱できます。これは、単一フィールドレベルとマルチフィールドレベルの両方で他の点では同じように動作するモデル間の最初の際立った機能を提供します。最後に、インフロンの成長を制御する関連する質量スケールと$$alpha$アトラクタモデル以上に適用できる見物人の変動を特定することにより、双曲線多様体のマルチフィールド予熱をどのように説明できるかについて説明します。
NGTS-11 b / TIC-54002556 b：aTESSsingle-transitイベントから回復した通過する暖かい土星
| Title |
NGTS-11_b_/_TIC-54002556_b:_A_transiting_warm_Saturn_recovered_from_aTESSsingle-transit_event |
| Authors |
Samuel_Gill,_Peter_J._Wheatley,_Benjamin_F._Cooke,_Andr\'es_Jord\'an,_Louise_D._Nielsen,_Daniel_Bayliss,_David_R._Anderson,_Jose_I._Vines,_Monika_Lendl,_Jack_S._Acton,_David_J._Armstrong,_Fran\c{c}ois_Bouchy,_Rafael_Brahm,_Edward_M._Bryant,_Matthew_R._Burleigh,_Sarah_L._Casewell,_Philipp_Eigm\"uller,_N\'estor_Espinoza,_Edward_Gillen,_Michael_R.Goad,_Nolan_Grieves,_Maximilian_N._G\"unther,_Thomas_Henning,_Melissa_J._Hobson,_Aleisha_Hogan,_James_S._Jenkins,_James_McCormac,_Maximiliano_Moyano,_Hugh_P._Osborn,_Don_Pollacco,_Didier_Queloz,_Heike_Rauer,_Felipe_Rojas,_Paula_Sarkis,_Alexis_M._S._Smith,_Marcelo_Tala_Pinto,_Rosanna_H._Tilbrook,_St\'ephane_Udry,_Christopher_A._Watson,_Richard_G._West |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00006 |
NGTS-11b（=TIC-54002556b）、中間K型星（Teff=5050+-80K）の周りの35.46日の軌道を通過する土星の発見を報告します。このシステムは、当初、TESSフルフレーム画像の光度曲線の単一通過イベントから特定されました。NGTS望遠鏡による79日間の測光モニタリングに続いて、TESS単一トランジットイベントの約1年後に、NGTS-11bの2回目の完全トランジットを観察しました。NGTSトランジットはトランジット信号のパラメータを確認し、軌道周期を13の離散周期のセットに制限しました。実際の軌道周期を決定し、惑星の質量を測定するために、通過検出と正確な半径方向速度測定を組み合わせました。NGTS-11bの半径は0.823+-0.035RJup、質量は0.37+-0.14MJup、平衡温度はわずか440+-40Kであり、これが最も低温であることが知られている通過ガス巨星の1つです。NGTS-11bは、最初にTESS単一トランジットイベントとして識別された後に発見された最初の太陽系外惑星であり、その発見は、単一トランジットイベントから長期間の通過する太陽系外惑星を回復する際の強力な測光モニタリングの力を強調しています。
若くて成熟する太陽系外惑星（THYME）IIのためのTESSハント：スコセン協会の17歳の通過する熱い木星
| Title |
TESS_Hunt_for_Young_and_Maturing_Exoplanets_(THYME)_II:_A_17_Myr_Old_Transiting_Hot_Jupiter_in_the_Sco-Cen_Association |
| Authors |
Aaron_C._Rizzuto,_Elisabeth_R._Newton,_Andrew_W._Mann,_Benjamin_M._Tofflemire,_Andrew_Vanderburg,_Adam_L._Kraus,_Mackenna_L._Wood,_Samuel_N._Quinn,_George_Zhou,_Pa_Chia_Thao,_Nicholas_M._Law,_Carl_Ziegler,_Cesar_Briceno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00013 |
10〜20台のMyr古いスコセンOB協会で、通過中の熱い木星がHIP67522を周回する発見（$T_{eff}\sim5650$K;$M_*\sim1.2M_{\odot}$）を紹介します。カスタムのノッチフィルター惑星検索パイプラインを使用してTESSデータのトランジットを識別し、Spitzerからの追加の測光、SOAR/Goodmanからの分光、SALT/HRS、LCOGT/NRES、およびSMARTS/CHIRONとスペックルイメージングでシステムを特徴付けますSOAR/HRCamから。測光は恒星の変動性を説明するためのトランジットを持つ周期的なガウス過程としてモデル化し、軌道周期6.9596$^{+0.000016}_{-0.000015}$日と半径10.02$^{+0.54}_{-を見つけます0.53}$R$_\oplus$。また、半径が8.01$^{+0.75}_{-0.71}$R$_\oplus$で、軌道周期が$\gtrsim23$である、追加候補惑星の単一の通過を特定します。検証済みの惑星HIP67522bは、現在発見された最も若い通過ホットジュピターであり、透過分光法と半径速度の追跡調査の理想的な候補です。また、いくつかの若い巨大惑星が小さな軌道半径でinsituで形成されるか、または移行することを示していますディスク内のより遠くのフォーメーションサイトからすぐに。
若くて成熟する太陽系外惑星（THYME）IIIのTESSハント：400 Myr Ursa Major Groupの2惑星システム
| Title |
TESS_Hunt_for_Young_and_Maturing_Exoplanets_(THYME)_III:_a_two-planet_system_in_the_400_Myr_Ursa_Major_Group |
| Authors |
Andrew_W._Mann,_Marshall_C._Johnson,_Andrew_Vanderburg,_Adam_L._Kraus,_Aaron_C._Rizzuto,_Mackenna_L._Wood,_Jonathan_L._Bush,_Keighley_Rockcliffe,_Elisabeth_R._Newton,_David_W._Latham,_Eric_E._Mamajek,_George_Zhou,_Samuel_N._Quinn,_Pa_Chia_Thao,_Serena_Benatti,_Rosario_Cosentino,_Silvano_Desidera,_Avet_Harutyunyan,_Christophe_Lovis,_Annelies_Mortier,_Francesco_A._Pepe,_Ennio_Poretti,_Thomas_G._Wilson,_Martti_H._Kristiansen,_Robert_Gagliano,_Thomas_Jacobs,_Daryll_M._LaCourse,_Mark_Omohundro,_Hans_Martin_Schwengeler,_Stephen_R._Kane,_Michelle_L._Hill,_Markus_Rabus,_Gilbert_A._Esquerdo,_Perry_Berlind,_Karen_A._Collins,_Gabriel_Murawski,_Michael_M._Aitken,_Nezar_Hazam_Sallam,_Bob_Massey,_George_R._Ricker,_Roland_Vanderspek,_Sara_Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Thomas_Barclay,_Douglas_A._Caldwell,_Diana_Dragomir,_John_P._Doty,_Ana_Glidden,_Peter_Tenenbaum,_Guillermo_Torres,_Joseph_D._Twicken,_Steven_Villanueva_Jr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00047 |
太陽系外惑星は、大気、軌道、構造物が環境によって形作られるため、誕生と成熟の間で大幅に進化する可能性があります。若い惑星（$<$1Gyr）は、これらの彫刻プロセスを調査する機会を提供します。しかし、既知の若い惑星のほとんどは、非常にかすかな星を周回しています。太陽に似た若い星（$M_*=0.99\pm0.03$）であるHD63433（TOI1726、TIC130181866）を通過する2つの惑星の発見を紹介します。キネマティクス、リチウムの豊富さ、回転を通じて、HD63433がアーサ大移動グループ（$\tau=414\pm23$Myr）のメンバーであることを確認します。TESSの光度曲線と更新された恒星パラメータに基づくと、惑星の半径は$2.15\pm0.10R_\oplus$と$2.67\pm0.12R_\oplus$であり、軌道周期は7.11と20.55日であり、軌道の離心率はabutよりも低い0.2HARPS-N速度を使用して、内部惑星のRossiter-McLaughlin信号を測定し、軌道が順調であることを示します。ホスト星は明るい（V=6.9）ので、両方の惑星は、透過分光法、質量の半径方向速度測定、および恒星の傾斜のより正確な決定に適しています。したがって、このシステムは、形成後の最初の10億年の惑星システムの進化を理解する上で重要な役割を果たす準備ができています。
緯度、日付、および傾斜の関数としての、日の長さ、1日および1年にわたって受け取られたエネルギー量の計算
| Title |
Computation_of_day_length,_amount_of_energy_received_over_a_day_and_over_a_year_in_function_of_latitude,_date_and_obliquity |
| Authors |
Alexandre_Bordas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00254 |
これらのノートでは、緯度、斜め、および現在の日に対して相対的に、1平方メートルの水平断面によって受け取られる太陽エネルギーの式を与える式の計算を行います（量は太陽熱流束にも比例します）。また、緯度に応じて、1日の間に1日の間に受けるエネルギーの式を取得し、緯度によって、1年に1日の天頂で太陽を観測することもできます（この場合、発生する日の式）。オプラの夜/日を観測する可能性、および緯度に応じてこれらの現象が始まる時間。セクション1では、傾斜、緯度、日、時の4つの異なる角度を紹介します。対応するローテーションも紹介します。2では、空の太陽の位置を示します。これにより、3つの日の長さを計算できます。以下のセクションは、5に依存する6を除いてペアで独立しています。4では、極緯度の日または極夜を観測できるかどうかを計算し、時刻を指定します。これらの始まりと終わりは続く。5では、日の出と日の入りの間で受け取られた太陽光発電を調べ、1日の間に受け取られたエネルギー量を示します。6では、年間受電量を得るために以下の量を積算しています。7では、熱帯の間に位置する緯度のみが天頂で太陽を観測できることを証明し、1年間に2つの瞬間を示します。8では、姿勢と日を指定して、日の出と日没の方向を計算します。
火星とアリゾナモエンコピ高原の古代の川の形態学的特徴
火星は現在、地球上で提案されている古代の河川形態の景観に関する科学的な議論の中心にあります。したがって、火星の地形学とその水の歴史に対する好奇心の増大により、これらの景観がどのように形成されたかをよりよく理解する努力が行われました。しかし、多くの研究は、火星で提案された古代の河川過程を地球のアナログの観点から十分に検討していないパッチワーク調査で構成されています。したがって、この調査の目的は、モエンコピ台地の既知の河川の特徴を、火星の提案された古気候学的特徴と比較することです。モエンコピ台地に沿った類似体の検索は、主に二畳紀からジュラ紀までの風成活動の影響を受け、変更された河川侵食の類似性によるものでした。この調査では、NASA火星偵察オービター高解像度画像科学実験とコンテキストカメラに搭載された2台のカメラからの軌道画像を分析し、それを米国地質調査およびMoenkopi高原で稼働している無人航空機から得られた画像と比較することにより、同様の河川形態を特定しました。したがって、両方の惑星で同じ河川プロセスが発生し、それによって火星の水の歴史が強化されたと解釈します。
VSTを使用したFornax Deep Survey。 VIII。降着履歴とクラスター密度の関連付け
| Title |
The_Fornax_Deep_Survey_with_VST._VIII._Connecting_the_accretion_history_with_the_cluster_density |
| Authors |
M._Spavone,_E._Iodice,_G._van_de_Ven,_J._Falc\'on-Barroso,_M._A._Raj,_M._Hilker,_R._P._Peletier,_M._Capaccioli,_S._Mieske,_A._Venhola,_N._R._Napolitano,_M._Cantiello,_M._Paolillo,_and_P._Schipani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00025 |
この作業は、VSTを使用したFornaxディープサーベイからのディープマルチバンド（g、r、i）データに基づいています。Fornaxクラスタのビリアル半径内の19個の明るいETGの表面輝度プロファイルを分析します。この研究の主な目的は、外側の恒星ハローの存在を研究することによって銀河への降着の兆候を特定し、その性質と発生を理解することです。私たちの分析は、Fornaxのビリアル半径内のクラスター内光の新しい正確な推定も提供します。すべてのサンプル銀河で利用可能な方位角平均された表面輝度プロファイルにマルチコンポーネントフィットを実行しました。これにより、全光に寄与する銀河構造内のすべてのコンポーネントの相対重量を定量化できます。さらに、近似によって識別された各コンポーネントの平均g-i色と方位角で平均化されたg-iカラープロファイルを導出し、各銀河の恒星質量とクラスター内の位置と相関させました。最も大規模で最も赤いETGでは、ハローの光の割合は、おそらく降着し、他の銀河よりもはるかに大きいことがわかります。質量の小さい銀河は、質量分率が30％未満で青い色をしており、クラスターの低密度領域に存在します。クラスターのビリアル半径内では、クラスター内の光の合計光度は、すべてのクラスターメンバーの合計光度と比較して、約34％です。Fornaxクラスターの内部では、銀河の恒星のハローに付着した物質の量と、それらの銀河が存在する環境の密度との間に明確な相関関係があります。この量を理論的予測および以前の観測推定値と比較することにより、降着プロセスの推進要因が、階層的降着シナリオと一致して、銀河の全恒星質量であることが明確に示されます。
天の川の10スターのうち8スターがギガイヤーで1000 AU以内で恒星に遭遇
銀河の膨らみは、太陽の近傍にあるものよりもはるかに短い距離で分離された星が詰め込まれた、渦巻く密な空間の領域です。この環境での恒星に接近する頻度と近接性の定量化は、物質の交換、惑星軌道の崩壊、およびエネルギー的なイベントの殺菌の脅威を示します。数値的方法と分析的方法の組み合わせを使用して見つかった天の川のふくらみの星の推定遭遇率を示します。ふくらみのある星の軌道をさまざまな軌道エネルギーと角運動量で統合して、時間の経過に伴うそれらの位置を見つけることにより、軌道形状の関数として、星が体験する接近星の数を推定することができました。バルジスターの約80％が1000AU以内で遭遇し、バルジスターの半分が1ギガ年間で35以上のそのような遭遇をすると判断しました。私たちの研究は、銀河系のふくらみの中で惑星が長期間生存できるかどうかに興味深い影響を及ぼします。
パルサーJ0740 + 6620の人口情報に基づく質量推定
銀河系二重中性子星系は、$\sim1.35M_{\odot}$の周りに密な質量分布を持っていますが、すべての既知のパルサーの質量分布は広くなっています。ここでは、Alsingなどを再構築します。（2018）バイナリシステムで観測されたパルサーの二峰性の質量分布。その時点では利用できなかったJ0740+6620の観測からのデータが組み込まれています。J0740+6620は質量測定において不確実性が無視できない質量分布の外れ値であるため、その質量は母集団から大きな補正を受け、$m_{J0740+6620}=2.03^{+0.10}_{-0.08になります}\、M_\odot$（中央値および68\％CI）。人口情報に基づくパルサーの質量推定値を含む、人口モデルからの確率的サンプルは、https：//github.com/farr/AlsingNSMassReplicationで入手できます。
Ly-アルファ放射伝達：Wouthuysen-Field効果のモンテカルロシミュレーション
| Title |
Ly-alpha_Radiative_Transfer:_Monte-Carlo_Simulation_of_the_Wouthuysen-Field_Effect |
| Authors |
Kwang-Il_Seon_and_Chang-Goo_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00238 |
LaRTという3次元モンテカルロLy{\alpha}放射伝達（RT）コードは、Ly{\alpha}RTとWouthuysen-Field（WF）効果を研究するために開発されました。このコードを使用して、多相星間物質（ISM）内のLy{\alpha}放射のラインプロファイルを計算します。特に、低密度のガスに重点を置いています。WF効果が機能していることを示します。ラインプロファイルの中央部分は、光学的厚さが低いシステムでも、ガスの運動温度に等しい色温度でPlanck関数の小さなスライスに近づく傾向があります。{\tau}0〜100-500として。また、出現するLy{\alpha}スペクトルと色温度に対するISMの乱流運動の影響を調査します。乱流運動は、一般に予想されるように、緊急スペクトルを広げますが、色温度は、典型的な天体物理学環境での乱流運動の影響を受けません。太陽の近傍に適した2つの多相ISMモデルを使用して、Ly{\alpha}共鳴散乱による励起を含め、中性水素の21cmスピン温度を計算します。最初のISMモデルは単純な塊のモデルですが、2番目はTIGRESSフレームワークを使用した自己矛盾のない電磁流体力学シミュレーションモデルです。HII領域と衝突冷却ガスの両方から発生するLy{\alpha}光子が考慮されます。Ly{\alpha}放射フィールドは、一般に、暖かい中性媒質の21cmのスピン温度を運動温度に近づけるのに十分強い可能性が高いことがわかります。ISMモデルにおけるLy{\alpha}のエスケープ率は、約7〜20％と推定されています。
$ z \ sim 1 $星形成銀河の平坦な回転曲線とディスクスケール長の進化の証拠
| Title |
Flat_Rotation_Curves_of_$z\sim_1$_Star-Forming_Galaxies_and_Evidence_of_Disk-Scale_Length_Evolution |
| Authors |
Gauri_Sharma,_Paolo_Salucci,_C._M._Harrison,_Glenn_van_de_Ven,_Andrea_Lapi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00279 |
$z\sim1$の星形成銀河の回転曲線（RC）の形状を調査し、ローカルの星形成銀河と比較します。この目的のために、RedshiftOneSpectroscopicSurvey（KROSS）にKバンドマルチオブジェクトスペクトログラフ（KMOS）からの$409$銀河を使用しました。このサンプルは、赤方偏移範囲$0.57\leqz\leq1.04$、有効半径$0.69\leqR_e\left[kpc\right]\leq7.73$、絶対Hバンドマグニチュード$-24.46\leqM_H\leq-18.85$をカバーしています星の質量の中央値$log\left（M_*\\left[M_\odot\right]\right）=9.95$および中央値の星形成率$log\left（SFR_{tot}\\left[M_\odot\yr^{-1}\right]\right）=1.49$。$^{3D}$BAROLO（バローロ）を使用して、$H\alpha$キネマティックマップと対応する回転曲線（RC）を抽出します。Baroloの主な利点は、3D観察空間でのビームスミアリングが組み込まれているため、低空間解像度データでも固有の回転速度が得られることです。非対称ドリフト補正（ADC）を使用して、圧力勾配効果のRCを補正しました。これは、高z銀河におけるビームスミアリングよりも支配的な効果のようです。ほぼすべてのオブジェクト（$0.1<v/\sigma<15$）は圧力勾配の影響を受け、ADCがこれらのシステムの回転速度を$\sim10-87\％$向上させることに気付きました。3つの手法（3Dキネマティックモデリング+3Dビームスミア補正+ADC）の組み合わせのみが、個々の銀河の固有のRCを生成します。さらに、237の高品質オブジェクトから構成された共同で追加されたRCを提示して、6.4$\times$ディスクスケール長までの固有のRC形状を取得します。局所的な星形成円盤型銀河に関して、RCの形状に変化は見られません。対照的に、私たちは銀河の恒星円盤の長さ（$R_D$）に大きな進化を見つけます。したがって、総質量分布が一定に保たれている間、恒星円盤は宇宙の時間にわたって進化すると結論付けます。
ニュートリノ放出ブレザーのパーセクスケールのジェットTXS〜0506 + 056
| Title |
The_parsec-scale_jet_of_the_neutrino-emitting_blazar_TXS~0506+056 |
| Authors |
Xiaofeng_Li,_Tao_An,_Prashanth_Mohan,_Marcello_Giroletti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00300 |
最近、IceCubeコラボレーションは非常に高いエネルギー（VHE）ニュートリノを検出し、それらをブレーザー\txs{}に関連付けました。これにより、VHEニュートリノと他の個々のブザーとの関連付けの可能性が高まりました。非常に長いベースライン干渉法（VLBI）は、これまでのところ、高エネルギー放出が発生する可能性のあるミリ秒角解像度（パーセクスケール）で最も内側のジェットのイメージングを可能にする唯一の手法です。ここでは、マルチエポックのマルチ周波数アーカイブVLBIデータの分析から導出された、\txs{}のパーセクスケールジェットの無線特性について報告します。ジェットビームの半分の開き角は約3.8\degrで、ジェットの傾斜角は約20\degrです。全体的なジェット構造は、5〜6年の歳差運動を伴うらせん状の軌跡を示し、おそらくパーセクのスケールで動作する不安定性に起因します。計算されたビームパラメータ（ドップラーブースティング係数、バルクローレンツ係数）は、中程度の相対論的ジェットを示唆しています。pcスケールの磁場強度は、コアシフトと変動性のコンテキストで推定され、一般に0.2〜0.7Gの範囲で一致します。そして、それは、前の静止期間中に比較的大きな値から減少することがわかります。進行中のフレア。これは、ジェットのベースで注入された粒子を加速し、変動する衝撃放出をもたらす粒子エネルギー密度への磁場エネルギー密度の変換を示唆しています。ニュートリノ事象は、ジェットへの高エネルギー粒子の注入の開始と関連している可能性があります。このシナリオは、VHEニュートリノのレプトハドロン起源と、共空間起源による$\gamma$線放出をサポートします。
ベイジアンディープラーニングモデルを使用した最大z $ \ sim $ 3のGalaxy Mergerレート$-$
IllustrisTNGシミュレーションデータを使用したMajor-Merger分類器
| Title |
Galaxy_Merger_Rates_up_to_z_$\sim$_3_using_a_Bayesian_Deep_Learning_Model_$-$_A_Major-Merger_classifier_using_IllustrisTNG_Simulation_data |
| Authors |
Leonardo_Ferreira,_Christopher_J._Conselice,_Kenneth_Duncan,_Ting-Yun_Cheng,_Alex_Griffiths_and_Amy_Whitney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00476 |
結合は銀河形成における支配的なプロセスである可能性がありますが、その宇宙の歴史についてはまだ議論があります。これに対処するために、訓練された深層学習畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を使用して、主要な合併を分類し、5つすべてのCANDELSフィールド（UDS、EGS、GOODS-S、GOODS-N、COSMOS）で最大z$\sim$3までの銀河の合併率を測定しますIllustrisTNG宇宙論シミュレーションからのシミュレーションされた銀河で。使用されるディープラーニングアーキテクチャは、可能なハイパーパラメータの範囲にわたってベイジアン最適化プロセスによって客観的に選択されます。私たちのモデルは、シミュレーションからマージを分類するときに90％の精度を達成できることを示し、恒星の質量がポストマージから落ちる前にマージを分離する追加機能を備えています。CANDELS銀河の機械学習分類を比較し、Kartaltepeらの視覚的マージ分類と比較します。（2015）、そしてそれらが広く一貫していることを示しています。最後に、モデルが銀河の合併率$\mathcal{R}$を測定できることを実証します。これは、$\mathcal{R}（z）=0.02\で、近接ペア統計を使用したCANDELS銀河で見つかった結果と一致しています。pm0.004\times（1+z）^{2.76\pm0.21}$。これは、z<3でペアと構造を使用して測定された主要な合併間の最初の一般的な合意です。
非アクティブ期間におけるPSR B1259-63 / LS 2883のアルマ望遠鏡観測：可変円盤？
| Title |
ALMA_Observations_of_PSR_B1259-63/LS_2883_in_an_Inactive_Period:_Variable_Circumstellar_Disk? |
| Authors |
Yutaka_Fujita,_Hiroshi_Nagai._Takuya_Akahori,_Akiko_Kawachi,_Atsuo_T._Okazaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00017 |
2017年と2021年のペリアストロン通路の間の非アクティブな期間に大規模なスターLS2883の周りを周回するパルサーPSRB1259-63を含むバイナリシステムのAtacamaラージミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）の観測を報告します。97GHz（バンド3）および343GHz（バンド7）でバイナリシステムからの無線連続体放射を検出しました。2017年のペリアストロン通過直後に行われた以前のALMA観測と比較して、磁束は97GHzで6倍、343GHzで2倍減少しました。343GHzでのフラックスは97GHzでのフラックスに比べて大きく、LS2883の周りの星からの熱放射であるように見えます。343GHzフラックスの減少は、以前の観測以来、パルサー。97GHzでのフラックスは、パルサーからのパルス放出から予測されるフラックスと一致しています。これは、パルサーディスクまたはパルサー-恒星風の相互作用によって生成された非パルス放出が消えたことを示しています。システムのイメージは点光源と一致しており、噴出物の兆候はありません。
| Title |
Black_hole_genealogy:_Identifying_hierarchical_mergers_with_gravitational_waves |
| Authors |
Chase_Kimball,_Colm_Talbot,_Christopher_P.L._Berry,_Matthew_Carney,_Michael_Zevin,_Eric_Thrane,_Vicky_Kalogera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00023 |
密集した恒星環境では、バイナリブラックホールマージャーのマージャー製品は、追加のマージャーを受ける可能性があります。これらの階層的な合併は、星から作られたブラックホールの最初の世代よりも質量が大きいと予測されています。階層的合併のコンポーネントは、重要な特徴的なスピン$\chi\sim0.7$を持っていると予想されます。ただし、第1世代のブラックホールの人口特性は不確実であるため、特定の合併が第1世代であるか階層的であるかを知ることは困難です。重力波の観測を使用して、階層的な合併イベントを含む集団のバイナリブラックホール質量とスピンスペクトルを再構築します。密な恒星環境のシミュレーションからのバイナリブラックホールのマージのプロパティをキャプチャする現象論的モデルを採用しています。低スピンブラックホールの孤立した形成に関する最近の研究に触発されて、ゼロスピンサブポピュレーションを含めます。LIGOとVirgoの最初の2つの観測実行からのバイナリブラックホールを分析し、このカタログが階層的なマージがないことと一致していることを確認します。このカタログで最も大規模なシステムであるGW170729は、おそらく第1世代の合併であり、$5\times10^5M_{\odot}$球状クラスターを仮定すると、階層的合併である可能性が$4\％$であることがわかります質量。私たちのモデルを使用して、合体バイナリの$99\％$の第1世代ブラックホールは44$M_{\odot}$未満の質量を持ち、ゼロに近いスピンを持つバイナリの割合は$0.051^{+0.156}_であることがわかります{-0.048}$（$90\％$の信頼できる間隔）。今後の観測により、階層的な合併が重力波の一般的な原因であるかどうかが決まります。
カーネギー超新星プロジェクトII。明るい赤い新星AT 2014ejの観測
| Title |
The_Carnegie_Supernova_Project_II._Observations_of_the_luminous_red_nova_AT_2014ej |
| Authors |
M._D._Stritzinger_(Aarhus),_F._Taddia_(Aarhus),_M._Fraser_(Dublin),_T._M._Tauris_(Aarhus),_C._Contreras,_S_Drybye,_L._Galbany,_S._Holmbo,_N._Morrell,_A._Pastorello,_M._M._Phillips,_G._Pignata,_L._Tartaglia,_N.B._Suntzeff,_J._Anais,_C._Ashall,_E._Baron,_C._R._Burns,_P._Hoeflich,_E._Y._Hsiao,_E._Karamehmetoglu,_T._J._Moriya,_G._Bock,_A._Campillay,_S._Castellon,_C._Inserra,_C._Gonzalez,_P._Marples,_S._Parker,_D._Reichart,_S._Torres-Robledo,_D._R._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00076 |
CarnegieSupernovaProject-IIのAT2014ejの光学および近赤外広帯域測光と光学スペクトルを示します。これらの観測は、チリの自動超新星sEarch、一過性物体の公共ESO分光法調査、および裏庭天文台の超新星検索からのデータで補完されます。AT2014ejの観測シグネチャは、ユビキタスダブルハンプライトカーブやLRNSN2017jfsと同様のスペクトルプロパティを含む、ルミナスレッドノバ（LRNe）として知られるギャップ過渡サブクラスの他のメンバーと同様であることを明らかにします。マゼランクレイ望遠鏡で撮影したAT2014ejの中程度の分散の可視波長スペクトルは、ゼロ強度$\約110$kms$^{-1}の青い速度を特徴とするPCygniH$\alpha$機能を示します$および$\約70$kms$^{-1}$のPCygni最小速度。これは、星周風からの放出によるものです。アウトバスト前のハッブル宇宙望遠鏡の画像を検査しても、決定的な前駆体の検出は行われません。文献のLRNeのサンプルと比較すると、AT2014ejは光度分布の明るい方の端にあります。よく観察されたLRNeの紫外線、光学、赤外線（UVOIR）光度曲線と文献の一般的なエンベロープ進化モデルの比較は、モデルがすべてのフェーズで比較サンプルの光度を予測し、一貫性のない時間を生成することを示します-二次ピークのスケール。LRNeをモデル化するための今後の取り組みは、調査されている現在のパラメーター空間を拡張する必要があるため、より大規模なシステムとより広範な動的タイムスケールを検討する可能性があります。
ガンマ線バースト「ラージ（r）-アングル」放出からのX線アフターグロー
サイズtheta_c（ローレンツ因子Gamma_cと表面の均一なコアで構成される角度構造を備えた相対論的表面からの短い放出エピソードのGRBカウンターパートと遅延残光の光曲線のタイミングと減衰の基本的な分析結果を導き出します放射率i_nuは角度に依存しません）および軸対称のべき乗包絡線（ガンマ〜theta^{-g}）。この大角度放射（LAE）モデルでは、プロンプト放射フェーズ（GRB）で生成された角度theta>theta_cの放射は、バースト（遅延放射）のかなり後に観測者に到達します。非常に速く減衰するGRB"tail"とフラットな残光"plateau"の動的な時間範囲、およびGRBのカウンターパート/残光の形態はすべて、コアのパラメーターGamma_c*theta_cとEnvelope'sLorentzの2つのパラメーターによって決定されます。因子指数g、3つのタイプの光曲線につながり、3つのタイプのGRB後フェーズ（タイプ1：テール、プラトー/スローディケイ、ポストプラトー/通常減衰）、2つのポストGRBフェーズ（タイプ2：テール）と高速減衰）、または1つだけ（タイプ3：通常の減衰）。X線の光曲線機能を使用して、コアとエンベロープの動的およびスペクトルパラメーターを決定する方法を示します。LAEモデルのテストは、タイプ1（060607A、061121）、タイプ2（061110A）、タイプ3（061007）の2つの残光のSwift/XRTX線放射を使用して行われます。高原のあるX線残光には、エンベロープローレンツ係数Gamma〜theta^{-2}とcomoving-frame放射率i_nu〜theta^2が必要であるため、典型的な残光スペクトルF_nu〜nu^{-1}、ラボフレームのエネルギー解放は、放出面全体で均一です。
Pan-STARRS $ 3 \ pi $調査における星の形成と銀河の形態学的特性-I.銀河と超新星分類への機械学習アプローチ
| Title |
Star_formation_and_morphological_properties_of_galaxies_in_the_Pan-STARRS_$3_\pi$_survey-_I._A_machine_learning_approach_to_galaxy_and_supernova_classification |
| Authors |
A.Baldeschi,_A.Miller,_M.Stroh,_R.Margutti,_D.L.Coppejans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00155 |
Pan-STARRS1（PS1）3$\pi$サーベイで、最近の星形成の歴史と形態に基づいて銀河の分類を示します。具体的には、PS1データリリース2の測光機能（色とモーメント）を使用して、2つのランダムフォレスト（RF）分類器をトレーニングし、テストします。SFF）は、Blanton+2005カタログからのものです。色は、測光モーメントよりも予測精度が高いことがわかります。形態学的に銀河を初期型または後期型のいずれかに分類し、RFモデルは78\％の分類精度を達成します。2番目のモデルでは、銀河を低から中程度または高SFFとして分類します。このモデルは、89\％の分類精度を実現します。両方のRF分類子をPS1$3\pi$データセット全体に適用し、各PS1ソースに2つのスコアを割り当てることができます：$P_\mathrm{HSFF}$（高いSFFが存在する確率を定量化します）、および$P_\mathrm{spiral}$、後期型の形態を持つ確率を定量化します。最後に、概念の証明として、分類フレームワークをZwickyTransientFactoryおよびLickObservatorySupernovaSearchサンプルからの超新星（SN）ホスト銀河に適用します。$P_\mathrm{HSFF}$または$P_\mathrm{spiral}$を選択することで、ランダムに関してサンプル内のコア崩壊SNe（または熱核SNe）の割合を大幅に強化または抑制することができることを示します推測。この結果は、コンテキスト情報が最初の検出時に一時的な分類にどのように役立つかを示しています。分光的に飢えた時間領域天文学の現在の時代では、迅速な自動分類が最も重要です。
相互相関による超高エネルギー宇宙線異方性の検出
| Title |
Detecting_ultra-high_energy_cosmic_ray_anisotropies_through_cross-correlations |
| Authors |
Federico_R._Urban,_Stefano_Camera,_David_Alonso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00244 |
超高エネルギー宇宙線（UHECR）物理学の観測可能性を提案します。UHECRの到来方向と銀河によってマッピングされた大規模宇宙構造の間の調和空間相互相関パワースペクトル。この相互相関は文献ではまだ考慮されていません。相互相関の予想される形式について説明し、UHECRソースの分布が大規模な宇宙構造をトレースする場合、UHECR自己相関よりも現在のデータで検出する方が簡単な方法を示します。さらに、相互相関は、小さい角度スケールでのUHECR異方性に敏感であり、系統的不確実性に対してより堅牢であり、UHECRソースの赤方偏移分布やUHECR化学組成を決定するために使用でき、価値のあるツールになりますそれらの起源と特性を決定する上で。
カーネギー超新星プロジェクトII。中間輝度の赤の過渡現象SNhunt120の観察
| Title |
The_Carnegie_Supernova_Project_II._Observations_of_the_intermediate_luminosity_red_transient_SNhunt120 |
| Authors |
M._D._Stritzinger_(Aarhus),_F._Taddia_(Aarhus),_M._Fraser_(Dublin),_T.M._Tauris_(Aarhus),_N.B._Suntzeff,_C._Contreras,_S_Drybye,_L._Galbany,_S._Holmbo,_N._Morrell,_M._M._Phillips,_J.L._Prieto,_J._Anais,_C._Ashall,_E._Baron,_C._R._Burns,_P._Hoeflich,_E._Y._Hsiao,_E._Karamehmetoglu,_T._J._Moriya,_M._T._Botticella,_A._Campillay,_S._Castellon,_C._Gonzalez,_M.L._Pumo,_S._Torres-Robledo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00319 |
カーネギー超新星プロジェクトIIに続く2つのギャップトランジェントの多波長観測を提示し、さまざまなプログラムで取得したデータを補足します。ここで2つの論文の最初の部分では、SNhunt120と指定された中間輝度の赤の過渡現象（ILRT）に焦点を当てます。一方、関連論文では、2014ejの明るい赤の新星を調べます。SNhunt120のデータセットは、バーストから3日以内と推定される初期の光学的発見、$\sim$2か月に及ぶ後続の光学および近赤外ブロードバンド追跡、2つの可視および2つの近赤外波長スペクトルで構成されています。、およびスピッツァー宇宙望遠鏡の観測は、初期（$+$28日）から後期（$+$1155日）にまで及びます。SNhunt120は、NGC300-2008-OTやSN2008Sなどの他のILRTに似ており、これらの他のILRTと同様に、SNhunt120は初期段階と後期段階の両方で広く見られる中赤外放射を示します。SNhunt120と他のILRTを電子捕獲超新星シミュレーションと比較すると、現在のモデルでは爆発の運動エネルギーが過小評価されているため、光度を過大評価する合成光曲線が生成されることがわかります。最後に、バースト前のハッブル宇宙望遠鏡の画像を検査しても、前駆細胞は検出されません。
現実的なホスト銀河の金属性を使用して、GRB X線に相当する全水素カラム密度を改善し、銀河間媒質密度を制約する
| Title |
Using_realistic_host_galaxy_metallicities_to_improve_the_GRB_X-ray_equivalent_total_hydrogen_column_density_and_constrain_the_intergalactic_medium_density |
| Authors |
Tony_Dalton_and_Simon_L._Morris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00350 |
GRB等価水素カラム密度（NHX）は赤方偏移で変化すること、および通常、NHXはGRBホストの中性水素カラム密度よりも大きいことが知られています。GRBNHXと金属性[X/H]の大量のデータサンプルをまとめました。このホワイトペーパーの主な目的は、実際の金属性、検出に利用できる場合はダスト補正済みのサンプルを使用してサンプルのNHXを生成し、残りのGRBを太陽からの標準調整を使用してより現実的な平均固有金属性を生成することです。次に、測定された中性カラム（NHI、IC）をイオン化フラクション用に調整して、GRBホスト固有の水素カラム密度を概算することにより、銀河間媒質（IGM）の寄与をより正確に推定します。GRBサンプルの平均金属性は、赤方偏移が1.76<z<5.91である36GRBのサンプルから=-1.17+/-0.09rms（または0.07+/-0.05Z/Zsol）であり、多くの装着されたNHXの標準。GRBホストの平均金属性が低いと、推定NHXが増加し、赤方偏移を対数（NHXcm-2）=（0.59+/-0.04）log（1+z）+0.18+/-0.02として補正スケーリングします。サンプルのNHXとNHI、ICの両方のデータを含む128GRBのうち、現実的な金属性に修正された場合、太陽金属性が想定された32と比較して、6つだけがNHI、IC>NHXを持っています。赤方偏移に対してプロットされた改訂されたNHX-NHI、ICの下のエンベロープは、log（NHX-NHI、ICcm-2）=20.3+2.4log（1+z）でフィットできます。これは、赤方偏移の関数としての最大IGM水素カラム密度の推定値と見なされます。このアプローチを使用して、赤方偏移ゼロ（n0）での水素密度の上限をn0=0.17x10-7cm-3と一致すると推定します。
エディントンに近い速度で降着する超大質量ブラックホール（SMBH）からの相対論的ジェットの生成に関与するメカニズムは、よく理解されていません。単純な理論的期待は、クエーサーのSMBHがせいぜい非常に弱いジェットを生成する薄いディスクを介して付着することを示しています。これは、フラットスペクトル電波クエーサー（FSRQ）での強力なジェットの観測とは矛盾します。\emph{fermi}大面積望遠鏡で観測されたガンマ線光度を、154FSRQの母集団のジェット力のプロキシとして使用します。典型的なクエーサー降着率を想定し、さまざまな方法によるブラックホール質量測定を使用して、FSRQの平均ジェット生成効率は約10％で、値は222％です。これは、急速に回転するブラックホール（BH）の周りに適度に薄い磁気的に停止した降着円盤をホストしているFSRQと一致していることがわかります。薄いディスクからのジェットの一般相対論的電磁流体力学（GRMHD）シミュレーションを使用して観測をモデリングすると、FSRQのSMBHスピンの平均下限が$a_*=0.59$であり、ブラックホールの質量が増加するにつれてスピンが減少する傾向があります。。私たちの結果は、SMBHの合併主導の進化と一致しています。サンプルの3％は、効率が高いため、カーBHからのジェット生産の現在のGRMHDモデルでは説明できません。途中で、BH質量と$L_\gamma$の相関関係がわかります。これは、ブレーザーガンマ線研究で有用な質量推定量になる可能性があります。
重力波による中性子星の合体の最大および最小質量の推定
融合する中性子星の最大および最小質量は、今後の重力波観測で推定できることを示します。バイナリ中性子星信号の母集団をシミュレーションし、上部および下部カットオフを含むそれらの質量分布をモデル化します。質量分布がカットオフに近い質量を持つ中性子星をサポートしている場合、下限（上限）は$\sim0.2（0.1）\text{M}_{\odot}$と測定され、$50$検出されます。質量の上限は、中性子星の状態方程式の高密度特性を示し、下限は、中性子星と白色矮星の間の分裂を示します。
$ \ sim $ 1400万VVVライトカーブからのRRLyraeの自動カタログ：従来の機械学習でどのくらい遠くまで行けるか？
| Title |
Automatic_Catalog_of_RRLyrae_from_$\sim$_14_million_VVV_Light_Curves:_How_far_can_we_go_with_traditional_machine-learning? |
| Authors |
Juan_B._Cabral,_Felipe_Ramos,_Sebasti\'an_Gurovich_and_Pablo_Granitto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00220 |
RRLyrae（RRL）を使用したバルジの3Dマップの作成は、VVV（X）調査の主な目標の1つです。分析中のソースの圧倒的な数は、自動手順の使用を要求します。これに関連して、これまでの研究では、変光星分類のための機械学習（ML）メソッドの使用を紹介しました。私たちの目標は、VVV調査でRRLを特定するための、MLに基づく自動手順の開発と分析です。この手順は、調査のいくつかのタイルに統合された信頼できるカタログを生成するために使用されます。光曲線の再構築後、一連の周期と強度ベースの特徴を抽出します。初めて、擬似カラー機能の新しいサブセットを使用します。自動パイプラインを定義するために必要なすべての適切な手順について説明します。サンプリング手順;分類器の設定とモデルの選択。最終結果として、15のタイルで平均Recallが0.48、平均精度が0.86のアンサンブル分類器を構築します。また、処理済みのデータセットと候補RRLのカタログも利用できます。おそらく最も興味深いのは、測光広帯域データに基づく分類の観点から、ColorがMLによる自動分類方法で考慮すべきRRLの有益な機能タイプであることを結果が示していることです。また、表と曲線の両方のリコールと精度は、この非常に不均衡な問題の高品質の指標であると主張します。さらに、VVVデータセットについて、適切な推定値を得るには、人工バランスを使用して、削減されたサンプルよりも元の分布を使用することが重要であることを示します。最後に、アンサンブル分類器の使用が重要なモデル選択ステップの解決に役立ち、RRLの識別におけるほとんどのエラーが一部のソースの低品質の観察または日付を指定したRRL-Cタイプの解決の困難さに関連していることを示します。
WFIRST H4RG-10検出器の特性と特徴
| Title |
Properties_and_characteristics_of_the_WFIRST_H4RG-10_detectors |
| Authors |
Gregory_Mosby,_Jr.,_Bernard_J._Rauscher,_Chris_Bennett,_Edward_.S._Cheng,_Stephanie_Cheung,_Analia_Cillis,_David_Content,_Dave_Cottingham,_Roger_Foltz,_John_Gygax,_Robert_J._Hill,_Jeffrey_W._Kruk,_Jon_Mah,_Lane_Meier,_Chris_Merchant,_Laddawan_Miko,_Eric_C._Piquette,_Augustyn_Waczynski,_Yiting_Wen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00505 |
広視野赤外線調査望遠鏡（WFIRST）は、時間の経過に伴う暗黒エネルギーの進化に関する基本的な質問に答え、既知の太陽系外惑星のカタログをパラメーター空間の新しい領域に拡張します。ハッブルサイズのミラーと18の新しく開発されたHgCdTe4Kx4Kフォトダイオードアレイ（H4RG-10）を使用して、WFIRSTは数億個の銀河の位置と形状、数千個の超新星の光度曲線、および超小型のマイクロレンズ信号を測定します銀河のふくらみに向かって千の太陽系外惑星。これらの測定には、WideFieldInstrument（WFI）、特にその検出器の前例のない感度と特性評価が必要です。WFIRSTプロジェクトは、これらの科学要件を満たす焦点面アレイを作成するために、広範な検出器開発プログラムを実施しました。これらのプロトタイプ検出器は特性評価されており、関連する宇宙のような環境（熱真空、振動、音響、および放射試験）でその性能が実証されており、H4RG-10のテクノロジーレディネスレベル（TRL）をTRL-6に高めています。これらのTRL-6デモンストレーションデバイスのパフォーマンス特性を示します。
GALAH調査：複数の星と私たちの銀河。 I. FGK連星の特性を導出するための包括的な方法
| Title |
The_GALAH_survey:_Multiple_stars_and_our_Galaxy._I._A_comprehensive_method_for_deriving_properties_of_FGK_binary_stars |
| Authors |
G._Traven,_S._Feltzing,_T._Merle,_M._Van_der_Swaelmen,_K._\v{C}otar,_R._Church,_T._Zwitter,_Y.-S._Ting,_C._Sahlholdt,_M._Asplund,_J._Bland-Hawthorn,_G._De_Silva,_K._Freeman,_S._Martell,_S._Sharma,_D._Zucker,_S._Buder,_A._Casey,_V._D'Orazi,_J._Kos,_G._Lewis,_J._Lin,_K._Lind,_J._Simpson,_D._Stello,_U._Munari,_R._A._Wittenmyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00014 |
連星恒星系は、銀河系の星の大部分を形成しています。それらは、星の中で起こっている物理的プロセスを研究するための実験室として有用であり、星の観測が銀河の構造と進化を研究するために使用されるとき、正しく考慮に入れられなければなりません。バイナリ母集団の統計的研究に適した12760のよく特徴付けられた二重線分光バイナリのサンプルを提示します。これらは、t分布の確率的近傍埋め込み（t-SNE）分類とGALAHスペクトルの相互相関分析を使用して、SB2として検出されました。このサンプルは主に小人で構成されており、進化した星のかなりの部分と巨大な枝の数十のメンバーがいます。主星と副星のパラメータを計算するには（$T_{\rmeff[1,2]}$、$\logg_{[1,2]}$、[Fe/H]、$V_{r[1、2]}$、$v_{\rmmic[1,2]}$、$v_{\rmbroad[1,2]}$、$R_{[1,2]}$、および$E（BV）$）、私たちは、GaiaDR2からの前の視差、GALAHからのスペクトル、APASS、GaiaDR2、2MASS、およびWISEからの見かけの等級を含むベイズアプローチを使用しました。導出された恒星の特性とその分布は、質量比$0.5\leqq\leq1$の近接バイナリの人口（$<$10AU）に期待される傾向を示しています。これらの連星の導出された金属性は、同じ大きさで制限されたサンプルからの単一の矮星よりも統計的に低いです。
初期条件の異なるフレア生成アクティブ領域における三次元磁場構造の外挿
| Title |
Extrapolation_of_Three_Dimensional_Magnetic_Field_Structure_in_Flare-Productive_Active_Regions_with_Different_Initial_Condition |
| Authors |
Y._Kawabata,_S._Inoue,_and_T._Shimizu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00177 |
非線形の力のない場（NLFFF）モデリングは、3次元（3D）磁場構造を推定するツールとして広く使用されています。この研究では、3D磁場の初期推定値に対するNLFFF計算の依存性を調べます。以前の研究の大部分はNLFFFモデリングの初期推定として潜在的な場を使用していましたが、初期の推定として異なる一定の力のないアルファを持つ線形の力のない場を採用しました。この方法により、NLFFFの外挿によって得られた磁場が、初期推定に対してどの程度一意であるかを調査できます。NLFFF外挿の初期条件の依存性は、強磁場領域では小さくなります。したがって、ローレンツ力は低い高さに集中しますが、低い高さ（$<10$Mm）の磁場は初期条件（異なる初期条件では相関係数C>0.9）の影響を受けにくくなります。
L5での現場測定を使用した太陽極小時のDstの予測
| Title |
Prediction_of_Dst_during_solar_minimum_using_in_situ_measurements_at_L5 |
| Authors |
R._L._Bailey,_C._M\"ostl,_M.A._Reiss,_A._J._Weiss,_U._V._Amerstorfer,_T._Amerstorfer,_J._Hinterreiter,_W._Magnes_and_R._Leonhardt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00249 |
高速の流れから生じる地磁気嵐は、太陽風と地磁気フィールドの間の複雑な相互作用により、現代のインフラストラクチャに重大な悪影響を与える可能性があります。この影響の程度の1つの指標は、Kyoto$Dst$インデックスです。ラグランジュ5（L5）ポイントで測定されたデータから$Dst$を予測する方法を示します。これにより、地球に到達するストリームの4.5日前の太陽風の発達を予測できます。STEREO-B衛星をプロキシとして使用して、L5付近で測定されたデータを地球付近の環境にマッピングし、マシンを使用してオリジナルから拡張されたTemerin-Li$Dst$モデルを使用して、このポイントから$Dst$を予測します学習アプローチ。従来のポイントツーポイントエラー対策とイベントベースの検証アプローチの両方でメソッドの精度を評価します。結果は、L5データを使用した予測が、すべての検証測定で27日間の太陽風持続モデルより優れているが、L1モニターと同様のレベルには達していないことを示しています。$B_x$および$B_y$と比較して、タイミングのオフセットと$B_z$の急速に変化する開発は、精度を低下させます。L5からの$Dst$の予測は、RMSEが$9$nTです。これは、地球の近くで行われた測定を使用した$4$nTの誤差の2倍です。L5測定の最も有用なアプリケーションは、次の4日間の最小$Dst$を予測することです。この方法は、STEREO-AをL5プロキシとして使用してリアルタイムの予測設定で実装されており、将来のL5ミッションの有用性に影響を与えます。
既知の太陽系外惑星ホストスターHD 222076のTESSの非弾性分析
| Title |
TESS_Asteroseismic_Analysis_of_the_Known_Exoplanet_Host_Star_HD_222076 |
| Authors |
Chen_Jiang,_Timothy_R._Bedding,_Keivan_G._Stassun,_Dimitri_Veras,_Enrico_Corsaro,_Derek_L._Buzasi,_Przemys{\l}aw_Miko{\l}ajczyk,_Qian-sheng,_Zhang,_Jian-wen,_Ou,_Tiago_L._Campante,_Tha\'ise_S._Rodrigues,_Benard_Nsamba,_Diego_Bossini,_Stephen_R._Kane,_Jia_Mian_Joel_Ong,_Mutlu_Y{\i}ld{\i}z,_Zeynep_\c{C}e\.iik_Orhan,_S\.ibel_\"Ortel,_Tao_Wu,_Xinyi_Zhang,_Tanda_Li,_Sarbani_Basu,_Margarida_S._Cunha,_J{\o}rgen_Christensen-Dalsgaard,_and_William_J._Chaplin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00272 |
通過する太陽系外惑星調査衛星（TESS）は、明るい星を通過する太陽系外惑星を探すことを目的とした全天の調査ミッションです。TESSの高品質な測光データは、太陽に似た星のアステオスミック研究に最適です。この作業では、半径方向の速度で発見された長周期（2.4年）の巨大惑星をホストしている赤巨星HD〜222076のアステオスミック解析を紹介します。HD〜222076の太陽のような振動は、TESSによって初めて$203\、\mu$Hzあたりで検出されました。入力としてグローバルな耐震パラメータを使用する非地震モデリングでは、恒星の質量（$M_\star=1.12\pm0.12\、M_\odot$）、半径（$R_\star=4.34\pm0.21\、R_\odot$）、および年齢（$7.4\pm2.7\、$Gyr）。精度は以前の研究から大幅に改善されています。観測されたパワースペクトルから抽出された双極混合モードの周期間隔は、星がコアを取り巻く殻の中の水素を燃やす赤巨枝にあることを示しています。赤い惑星の枝の先端に到達する前に、惑星は星の潮汐力から逃れず、約$800\、$Myr以内に飲み込まれます。
コロナと太陽風の元素分別を直接比較する
| Title |
Directly_comparing_coronal_and_solar_wind_elemental_fractionation |
| Authors |
D._Stansby,_D._Baker,_D._H._Brooks,_C._J._Owen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00371 |
太陽風が太陽圏を伝播するにつれて、動的プロセスは太陽に近い加熱および加速プロセスのシグネチャを不可逆的に消去します。ただし、太陽風の元素分別は輸送中に変化することはないため、これらのプロセスの理想的なトレーサーになります。太陽風の元素の分別が、異なる太陽風のソース領域内および全体にわたるコロナソース領域の分別を反映しているかどうかを直接検証することを目的としました。バックマッピング方式を使用して、アドバンスドコンポジションエクスプローラー（ACE）で測定された太陽風がコロナのどこで発生したかを予測しました。次に、日野エクストリーム紫外イメージング分光計（EIS）によって光源領域で測定されたコロナ組成を、その場での太陽風組成と比較しました。時間ごとのタイムスケールでは、コロナと太陽風の組成の間に明らかな相関関係はありませんでした。対照的に、個々の線源領域内の分別値の分布はコロナと太陽風の両方で類似していたが、異なる線源間の分布には大きな重複があります。一致する分布は、プラズマがコロナから太陽風に移動するときに元素組成が保存されていることを直接確認し、さらに加熱および加速プロセスのトレーサーとして検証します。ソース間の分別値のオーバーラップは、太陽風とコロナ組成の測定値を比較するだけでは太陽風のソース領域を特定することは不可能であることを意味しますが、比較を使用して予測された宇宙船とコロナの接続との整合性を検証できます。
44 GHzメタノールメーザー：95 GHzメタノールメーザーへの観察
| Title |
44_GHz_methanol_masers:_Observations_toward_95_GHz_methanol_masers |
| Authors |
Wenjin_Yang,_Ye_Xu,_Yoon_Kyung_Choi,_Simon_P._Ellingsen,_Andrej_M._Sobolev,_Xi_Chen,_Jingjing_Li,_and_Dengrong_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00392 |
95GHzクラスIメタノールメーザーカタログから144のソースに向けた44および95GHzクラスIメタノールメーザーの同時調査を報告します。観測は、シングルディッシュモードで動作する韓国の非常に長いベースライン干渉ネットワークの3つの望遠鏡で行われました。検出率は44GHzで89％、95GHzで77％です。44GHzで106の新しい発見があります。以前の95GHzの検出と、PurpleMountainObservatory13.7m電波望遠鏡を使用して行われた同じ遷移の新しい観測とを比較すると、6年のタイムスケールでの変動の明確な証拠は示されていません。44GHzと95GHzの遷移からの放射は、ピーク速度、ピーク磁束密度、および積分磁束密度に強い相関関係を示し、宇宙空間にある可能性が高いことを示しています。ピーク磁束密度比Spk、95/Spk、44は、44GHzピーク磁束密度が増加するにつれて減少することがわかりました。私たちのサンプルの一部のクラスIメタノールメーザーは赤外線暗雲に関連している可能性があることを発見しましたが、他はHII領域に関連しており、一部のソースは高質量星形成の初期段階で発生し、他のソースはより多くの方に位置していることを示しています進化したソース。
回転する対流コアが非放射状の脈動を励起し、初期型星に回転変調を引き起こす
| Title |
Rotating_Convective_Core_Excites_Non-Radial_Pulsations_to_Cause_Rotational_Modulations_in_Early-Type_Stars |
| Authors |
Umin_Lee,_Hideyuki_Saio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00440 |
初期型主系列星の回転対流コアにおける弱不安定振動対流モードとの共鳴結合により励起された低周波gモードについて議論します。$2\、M_\odot$主系列モデルのコリオリ力の効果を含む非断熱脈動分析は、対流コアが周囲の放射層よりもわずかに速く回転する場合、放射エンベロープのgモードが共鳴によって励起されることを示していますカップリング。慣性フレームで励起されたgモードの周波数は$|m\Omega_{\rmc}|$に近く、$m$と$\Omega_{\rmc}$はgモードとそれぞれ対流コアの回転数。これらのgモード周波数は、多くの初期型主系列星で観測された測光回転変調および高調波の周波数と一致しています。
Herbig BeスターHD 200775に関連する若い恒星人口の人口調査
| Title |
A_census_of_young_stellar_population_associated_with_the_Herbig_Be_star_HD_200775 |
| Authors |
Piyali_Saha,_Maheswar_G.,_Kamath_U._S.,_Lee_C._W,_Manoj_P.,_Blesson_Mathew,_Ekta_Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00519 |
この作業では、暗い雲L1174内にある、HerbigBeスターHD200775で照らされた、有名な反射星雲NGC7023の周囲の領域を調べます。20の既知の若い恒星天体候補のGaiaDR2からの距離と適切なモーション値に基づいて、クラウドコンプレックスL1172/1174までの距離は335$\pm$11pcでした。複雑な雲に投影された星の偏光測定を使用して、雲が$\sim$335pcの距離にあることの追加の証拠を示します。この距離とYSO候補の適切なモーション値を使用して、HD200775の近くで追加の移動源を検索し、赤外線の過剰放射が少なく、年齢が$\sim$1マイアである20の新しい音源を見つけました。これらの中で、10のYSO候補と4つの新しく同定された共動源がX線の放出を示していることがわかります。光学スペクトルを得た4つの新しい光源のうち3つは、H$\alpha$の放出を示しています。総発生源の約80％は、HD200775から$\sim$1pcの距離内にあります。YSO候補の一部とハーシェルダストカラム密度のピークとの空間相関は、この地域では星形成がまだ活発であり、HD200775によってトリガーされます。
衝突風連星Apepの中心にある2つのWolf-Rayetスター
| Title |
Two_Wolf-Rayet_stars_at_the_heart_of_colliding-wind_binary_Apep |
| Authors |
J._R._Callingham,_P._A._Crowther,_P._M._Williams,_P._G._Tuthill,_Y._Han,_B._J._S._Pope,_B._Marcote |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00531 |
衝突風連星Apepの赤外線イメージングは、標準の衝突風連星物理学に挑戦する複雑な内部ダイナミクスを持つ壮大なダストプルームを明らかにしました。急速に回転するWolf-Rayet星がシステムの中心に位置し、Apepが銀河系の前駆システムとして長時間のガンマ線バーストに関与している場合、このような課題は解決される可能性があります。Apepのダイナミクスを解釈する際の困難の1つは、システム内の星のスペクトル組成が不明確だったことです。ここでは、Apepの中心コンポーネントが炭素（WC8）および窒素シーケンス（WN4-6b）サブタイプの2つの古典的なWolf-Rayet星で構成されていることを示す、近赤外スペクトルから視覚スペクトルを提示します。そのような割り当ては、天の川における古典的なWR+WRバイナリシステムの最強のケースを表すと主張します。WC8星とWN4-6b星の最終見通し線の風速は、それぞれ$2100\pm200$および$3500\pm100$kms$^{-1}$と測定されています。2つの星の質量損失率がそれらのスペクトルクラスに対して典型的である場合、衝突する風の運動量比は$\約$0.4であると予想されます。ダストプルームの膨張速度は、測定された終末速度のいずれよりも大幅に小さいため、Wolf-Rayet風の1つが異方性であるという提案を検討します。WC8スターが$\約530kms$^{-1}$の速度で非常に遅い赤道風を発生させる場合、観測されたダスト膨張速度と一致する衝撃圧縮された風速を回復できます。このような遅い風速は、Wolf-Rayet星の臨界に近い回転によって引き起こされます。
| Title |
Topological_mass_generation_and_$2-$forms |
| Authors |
Juan_P._Beltr\'an_Almeida,_Alejandro_Guarnizo,_Lavinia_Heisenberg,_C\'esar_A._Valenzuela-Toledo,_Jann_Zosso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2003.11736 |
この作業では、2フォームのトポロジカルマス生成を再検討し、このようにしてBF理論をガリレオンのような理論に関連づける、大規模な$2フォームインタラクションの系統的構築の4次ラグランジアンで発生する一意の微分結合への接続を確立します。2フォームの。質量のない$1-$form$A$および質量のない$2-$form$B$に関して、トポロジー項は相互作用$B\wedgeF$として現れます。ここで、$F={\rmd}A$は$1-$formの電界強度。このような相互作用により、通常「トポロジカルな質量の生成」と呼ばれる質量の生成メカニズムが生じます。このメカニズムでは、$2-$formによって伝播された単一の自由度が$1-$formによって吸収され、$1-$フォーム。Levi-Civitaテンソルの観点から体系的な構造を使用すると、2次および4次のラグランジアンを除いて、大規模な2形式のガリレオンのような微分自己相互作用が存在しないことが示されました。一意の4次ラグランジアン$\epsilon^{\mu\nu\rho\sigma}\epsilon^{\alpha\beta\gamma}_{\;\;\;\;\;\;\sigma}\partial_{\mu}B_{\alpha\rho}\partial_{\nu}B_{\beta\gamma}$は、この構造では、それ自体が全導関数に対応するが、全体的な一般関数になると、そうではなくなる紹介します。トポロジカルマス生成の同じ相互作用に正確に対応することを示します。相互作用の分離限界分析に基づいて、このようなトポロジー的な質量項の一意性とガリレオンのような相互作用がないことの裏付けとなる議論を引き出します。最後に、宇宙論におけるいくつかの予備的なアプリケーションについて説明します。
物質と時空ジオメトリの結合
重力の幾何学的定式化は一意ではなく、さまざまな時空に設定できます。重力の分野は異なる幾何学的解釈のこの自由を楽しんでいますが、重力の安定した基盤のために一貫した物質結合が保証されなければなりません。一般化された幾何学では、相対性理論、普遍性、慣性の原理と互換性のある最小結合原理（MCP）が採用されない限り、物質結合にさらなる曖昧さが生じます。この作業では、MCPは完全に一般的な（線形）アフィンジオメトリのすべての標準モデルゲージフィールドと案件フィールドに適用されます。これは、効果的な場の理論の観点からも説明されています。ねじれの存在は一般的に理論上の問題につながることがわかります。ただし、アフィンジオメトリが積分可能でねじれがない対称テレパラレリズムは、MCPと一致しています。一般化されたBianchiIDは、統一された方法で接続のダイナミクスを決定するために導出および表示されます。また、テレパラレル接続に関するパラレルトランスポートには、2番目のクロック効果がないことが示されています。
量子ルーペの下のHorndeski
重力波の伝播速度に対する最近の制約により、スカラー-テンソル理論のクラスは大幅に削減されました。私たちは、宇宙論に依然として関連する生き残ったモデルの1つを考慮し、その放射安定性を調査します。モデルにはガリレオ対称性の明示的な破れを持つ演算子が含まれており、それらが有効場の理論の再編成に悪影響を与えるかどうかを調べます。有効性の範囲内で、非くりこみ定理を確立し、ワンループへの量子補正が古典的なラグランジアン生成抑制カウンタータームをデチューンしないことを明示的に示します。非くりこみの定理が本物のガリレオン対称性の破れの項の存在下で確立されるので、これは驚くべきことです。
完全なコリオリ項を持つ非弾性赤道波
この研究は、垂直および子午面の両方の惑星渦度を含む完全なコリオリ項を含む非弾性方程式セットから、赤道に閉じ込められた波の解の完全なセットを導き出します。伝播メカニズムは、効果的な静的安定性によって変化する可能性があります。有効な静的安定性がニュートラルに低下すると、浮力は停止しますが、東向きの伝播メカニズムとしての浮力の役割は、圧縮ベータ効果、つまり子午面の惑星渦度の垂直密度加重移流に置き換えられます。たとえば、ケルビンモードは圧縮ロスビーモードになります。圧縮ロスビー波は、圧縮ベータ効果により東向きに伝播する子午面渦度の乱れです。圧縮ロスビー波ソリューションは、非伝統的なコリオリ項（NCT）の実装を検証するためのベンチマークとして役立ちます。地球上の対流圏にまたがる垂直方向の半分の波長が与えられた場合、事実上ニュートラルな状態と初期の大規模な外乱により、圧縮ロスビー波は0.24ms${}^{-1}$の位相速度で東向きに伝播すると予想されます。位相速度は、惑星の回転速度と垂直波長とともに増加し、密度スケールの高さによっても変化します。さらに、圧縮ベータ効果と子午面渦度傾向は、再分析データを使用して再構築され、Madden$-$Julian振動（MJO）でフィルター処理された熱帯降水量に回帰します。結果は、圧縮ベータ効果が、最小値の比率の観点から、MJOに関連する子午面渦度バジェットの10.8％に寄与することを示唆しています。静的にニュートラルな赤道波の完全なセットは、星や巨大惑星の内部で重要になる場合があります。
ビッグバン核合成エネルギーでのD（p、gamma）3He断面の測定を改善するための試運転のセットアップ
| Title |
Setup_commissioning_for_an_improved_measurement_of_the_D(p,gamma)3He_cross_section_at_Big_Bang_Nucleosynthesis_energies |
| Authors |
V._Mossa,_K._St\"ockel,_F._Cavanna,_F._Ferraro,_M._Aliotta,_F._Barile,_D._Bemmerer,_A._Best,_A._Boeltzig,_C._Broggini,_C.G._Bruno,_A._Caciolli,_L._Csedreki,_T._Chillery,_G.F._Ciani,_P._Corvisiero,_T._Davinson,_R._Depalo,_A._Di_Leva,_Z._Elekes,_E.M._Fiore,_A._Formicola,_Zs._F\"ul\"op,_G._Gervino,_A._Guglielmetti,_C._Gustavino,_G._Gy\"urky,_G._Imbriani,_M._Junker,_I._Kochanek,_M._Lugaro,_L.E._Marcucci,_P._Marigo,_E._Masha,_R._Menegazzo,_F.R._Pantaleo,_V._Paticchio,_R._Perrino,_D._Piatti,_P._Prati,_L._Schiavulli,_O._Straniero,_T._Sz\"ucs,_M._P._Tak\'acs,_D._Trezzi,_S._Zavatarelli_and_G._Zorzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00002 |
ビッグバン元素合成中の重水素の生成と破壊に関与する反応の中で、重水素燃焼D（p、gamma）3He反応は最大の不確実性を持ち、原始的な重水素存在量の理論的推定の精度を制限します。ここでは、GranSasso研究所の地下核天体物理学研究所（イタリア）でD（p、gamma）3He反応の断面積を測定するために使用された実験設定を慎重に試運転した結果を報告します。試運転は、測定された断面における系統的な不確実性のすべての原因を最小限に抑えることを目的としていました。達成された全体的な系統的誤差（<3％）により、BBN重水素存在量の予測が改善されます。
デジタルPLL読み出しを備えたヘテロダイン干渉計で象限フォトダイオードからの長さと差動波面センシング信号を追跡する新しい方法
| Title |
New_method_to_track_length_and_Differential_Wavefront_Sensing_signals_from_quadrant_photodiodes_in_heterodyne_interferometers_with_digital_PLL_readout |
| Authors |
Gerhard_Heinzel,_Nils_Brause |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00003 |
位相読み出しにデジタル位相ロックループを使用するヘテロダイン干渉計で、象限フォトダイオード（QPD）からの信号を追跡する新しい方法を提案します。この方法では、QPDから4つのセグメントを個別に追跡し、結果を長さおよび差動波面センシング（DWS）信号に結合する代わりに、結合された長さとDWS信号を直接操作する一連の結合追跡ループを使用します。利点は、ループ内の信号対雑音比が向上し、ループ帯域幅を長さおよびDWS信号のさまざまな動的動作に適合させる可能性です。
advligorts：高度なLIGOリアルタイムデジタル制御およびデータ収集システム
| Title |
advligorts:_The_Advanced_LIGO_Real-Time_Digital_Control_and_Data_Acquisition_System |
| Authors |
Rolf_Bork,_Jonathan_Hanks,_David_Barker,_Joseph_Betzwieser,_Jameson_Rollins,_Keith_Thorne,_Erik_von_Reisb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00219 |
AdvancedLIGO検出器は、高度なオプトメカニカルデバイスです。それらの操作の中核はフィードバック制御です。AdvancedLIGOプロジェクトは、この新しい種類の天体検出器の固有のニーズに対応するために、カスタムデジタル制御とデータ収集システムを開発しました。advligortsは、このシステムのソフトウェアコンポーネントです。この高度にモジュール化された拡張可能なシステムは、LIGO装置の前例のない性能を可能にし、重力波の直接検出における重要な要素となっています。
プレソーラーナノダイヤモンドにおける希ガスの放出温度を予測するための分子動力学アプローチ
| Title |
Molecular_dynamics_approach_for_predicting_release_temperatures_of_noble_gases_in_pre-solar_nanodiamonds |
| Authors |
Alireza_Aghajamali_and_Nigel_A._Marks |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00434 |
プレソーラー隕石ナノダイヤモンド粒子は、等方的に異常な希ガス同位体の配列を運び、元素合成、銀河混合、太陽系の形成の歴史に関する情報を提供します。この論文では、ナノダイヤモンドに埋め込まれた希ガス（HeとXe）の熱放出分布を予測する分子動力学アプローチを開発します。私たちのシミュレーションは、低エネルギーのイオン注入が希ガスをナノダイヤモンドに取り込むための実行可能な方法であることを示しています。したがって、ヘリウムの単峰型温度放出分布の原子論的詳細と、キセノンの二峰性の振る舞いを提供します。興味深いことに、私たちのモデルは、希ガスの熱放出プロセスが、衝撃とアニーリングのパラメーターだけでなく、結晶方位にも非常に敏感であることを示しています。さらに、モデルは、形成された間質性およびサブスティチュアルタイプの欠陥を介して、単峰性および二峰性の動作をエレガントに説明します。特に、私たちのアプローチは有名なXe-P3およびXe-HLピークの起源を説明し、隕石文学のP3コンポーネントがHLコンポーネントとともに低温だけでなく高温でも放出することを示しています。つまり、同位体的に異常なHL成分は、P3成分の高温部分と純粋なHL成分の合計でなければなりません。
結晶検出器側壁のエッチングによる$ ^ {210} $ Pbの除去
| Title |
Removal_of_$^{210}$Pb_by_Etch_of_Crystalline_Detector_Sidewalls |
| Authors |
Joseph_Street,_Rupak_Mahapatra,_Eric_Morrison,_Mark_Platt,_Richard_Schnee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00488 |
多くのレアイベント検索またはスクリーニング検出器の主要なバックグラウンドの潜在的な原因は、しばしば検出器の製造中に検出器の表面に堆積したラドン娘、特に$^{210}$Pbからのものです。検出器に損傷を与える可能性があるため、後期エッチングを実行することは困難です。このペーパーでは、表面の$^{210}$Pbと$^{210}$Poを90％C.L.で$>99\times$削減する後期エッチング技術について説明します。
軽いCP-evenスカラーの超新星制約の再検討
SMヒッグスボソンとの混合により、軽いCP-evenStandardModel（SM）ゲージ-シングルレットスカラー$S$は、核子制動放射プロセス$NN\toNNS$を介して超新星コアで大量に生成できます。核子とパイ中間子メディエーターの両方への効果的な$S$カップリングを含め、$S$粒子の生成振幅を評価し、よく知られた明るいCP-奇数スカラー（アキシオン）とベクトルボソン（暗い）との主な違いを指摘します。光子）ケース。$S$のその後の減衰と再吸収を考慮して、$S$粒子のエネルギー損失率の完全な計算を示します。次に、SN1987A光度制約を使用して、スカラー$S$とSMヒッグスボソンとの混合に関する更新された制限を導出します。SMヒッグスとの混合角$\sin\theta$は、スカラーに応じて$3.5\times10^{-7}$から$2.5\times10^{-5}$の狭い範囲でのみ除外されることがわかります超新星の極限が消える2パイ中間子のしきい値までの質量。この結果は、実験室での軽いスカラーの検索に重要な結果をもたらします。
予熱による電弱対称暗黒モノポール
ダークセクターに'tHooft-Polyakovモノポールと十分に小さいダークゲージカップリングが含まれている場合、ダークモノポールは巨視的なダークマター候補になる可能性があります。標準モデルへのヒッグスポータル結合は、モノポール内部の電弱真空を修正できます。最も印象的なケースでは、暗い単極は電弱対称コアを含み、大容量検出器でマルチヒット信号を生成することさえありました。初期の宇宙でパラメトリック共鳴を介して生成された場合、半径が最大1ミクロン、質量が最大10キロトンの単極子がすべての暗黒物質を占める可能性があります。
