PyCosmoによる宇宙観測量の予測
| Title |
Predicting_Cosmological_Observables_with_PyCosmo |
| Authors |
F._Tarsitano_(1),_U._Schmitt_(1),_A._Refregier_(1),_J._Fluri_(1),_R._Sgier_(1),_A._Nicola_(3),_J._Herbel_(1),_A._Amara_(1),_T._Kacprzak_(1),_L._Heisenberg_(2)_((1)_Institute_for_Particle_Physics_and_Astrophysics,_Department_of_Physics,_ETH_Zurich,_Switzerland,_(2)_Institute_for_Theoretical_Physics,_ETH_Zurich,_Switzerland,_(3)_Department_of_Astrophysical_Sciences,_Princeton_University,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00543 |
現在および今後の宇宙論的実験は、精密宇宙論の新時代を切り開き、宇宙論的観測量の正確な理論的予測を要求します。このような予測を行うコードは複雑であるため、数値精度を高くすることは困難です。このタスクをすでに実行しているコードの中で、$\textsf{PyCosmo}$は、アインシュタインボルツマン方程式の解と宇宙観測量の正確な予測を提供するPythonベースのフレームワークです。この作業では、最初にオブザーバブルがどのように実装されるかを説明します。次に、他のコードと比較して、バックグラウンド量、パワースペクトル、およびLimberおよびBember-Limber角度パワースペクトルの理論予測の精度をチェックします。コア宇宙ライブラリ（$\texttt{CCL}$）、$\texttt{CLASS}$、$\texttt{HMCode}$および$\texttt{iCosmo}$。私たちの分析では、一連の$\textit{単体テスト}$を通じて監視されたさまざまな宇宙論モデルについて、他のコードとの$\textsf{PyCosmo}$の一致を定量化します。$\texttt{Python}$の多目的宇宙論計算ツールとして考案された$\textsf{PyCosmo}$は、インタラクティブでユーザーフレンドリーになるように設計されています。現在のバージョンのコード（ボルツマンソルバーなし）は公開されており、プラットフォーム$\textsf{PyCosmoHub}$でインタラクティブに使用できます。すべてこのリンクからアクセスできます：https://cosmology.ethz.ch/research/software-lab/PyCosmo.html。ハブでは、ユーザーはソフトウェアをインストールせずに$\texttt{JupyterNotebooks}$を使用して独自の計算を実行でき、この作業で提示された結果にアクセスでき、コードの使用法を説明するチュートリアルノートブックを利用できます。上記のリンクは、コードリリースとドキュメントにもリダイレクトされます。
| Title |
On_mass_distribution_of_coalescing_black_holes |
| Authors |
A._D._Dolgov_(Novosibirsk_U.,_ITEP_Moscow),_A.G._Kuranov_(Sternberg_Astron._Inst.),_N.A._Mitichkin_(Faculty_of_Physics,_Moscow_U.),_S._Porey_(Novosibirsk_U.),_K.A._Postnov,_O.S._Sazhina_(Sternberg_Astron._Inst.),_I.V._Simkin_(Bauman_Technical_U.,_Moscow) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00892 |
O1-O3LIGO/Virgoの実行における合体バイナリのブラックホールのチャープ質量分布に関する利用可能なデータを分析し、これらのブラックホールが対数正規質量スペクトルで原始であるという仮説に基づく理論的期待と比較します。推定された最適な質量スペクトルパラメーター$M_0=17M_\odot$および$\gamma=0.9$は、理論的に予想される範囲内にあり、観測値と非常によく一致しています。反対に、大規模なバイナリスター進化に基づくバイナリブラックホールモデルでは、観測されたチャープ質量分布を再現するために追加の調整が必要です。
バイナリーブラックホールの重力波観測を使用した大規模構造の探査
| Title |
Probing_the_large_scale_structure_using_gravitational-wave_observations_of_binary_black_holes |
| Authors |
Aditya_Vijaykumar,_M._V._S._Saketh,_Sumit_Kumar,_Parameswaran_Ajith,_and_Tirthankar_Roy_Choudhury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01111 |
第3世代の重力波（GW）検出器は、大きな赤方偏移に対する多数のバイナリブラックホール（BBH）を検出し、クラスタリングを使用して大規模構造の独立したプローブを開くことが期待されています。このプローブは、銀河クラスタリングを使用したプローブを補完します-GWイベントは、非常に大きな赤方偏移（$z\sim10$）まで観測できますが、遠距離（$\sim$数十平方）ではソースのローカライゼーションははるかに悪くなります度）。2点（自己）相関関数を使用して、観測されたBBH集団の空間分布から大規模構造を探索する可能性を探ります。これらの検出器で数年の観察を行うと、BBHの母集団のバイアス係数（最大$z\sim1$）を推定できることがわかります。私たちの方法は、GWイベントを取得した発信元の場所の後継者にのみ依存しており、電磁観測からの情報を必要としません。これは、BBHの母集団をホストする銀河の種類を特定するのに役立ち、その起源に光を当てます。
ハッブル定数の測定値の不一致は、暗黒エネルギー、暗黒物質、またはその両方における新しい物理学を示しています。ストリング理論からインスピレーションを得て、$H_0$問題を克服するための可能な解決策を探ります。LHCRun3での$\DeltaN_{\rmeff}{}$の宇宙論的決定と$Z'{}$検索の相互作用を調査します。
移流共鳴の潮汐進化と共鳴脱出のタイミングの分析モデル
| Title |
Analytical_Model_for_the_Tidal_Evolution_of_the_Evection_Resonance_and_the_Timing_of_Resonance_Escape |
| Authors |
William_R._Ward,_Robin_M._Canup,_Raluca_Rufu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00587 |
地球との大きな角運動量の巨大な衝撃により、地球のマントルとほぼ同じケイ酸塩同位体組成の月が生成され、地球および月の岩石の観測と一致します。ただし、このようなイベントでは、現在のEarth-Moonシステムとの整合性を保つために、その後に角運動量を削除する必要があります。初期の月は、月の近地点歳差運動期間が1年に等しいときに発生する、移流共鳴に捕らえられた可能性があります。高角運動量の巨大な衝突の後、移流が地球と月のペアから過剰な角運動量を取り除き、それを太陽の周りの地球の軌道に転送することが提案されました。ただし、以前のN体積分は、この結果が潮汐モデルと選択された潮汐パラメータに依存することを示唆しています。ここでは、補完的な分析記述とMignard潮汐モデルを使用して、月と空との遭遇を調べます。月が共鳴している間、近地点の月の経度が自由になり、潮汐の進化が自由振幅を十分に励起すると、共鳴からの脱出が起こります。正式なエベクションによって生成される角運動量ドレインは、共鳴が維持される期間に依存します。共鳴脱出は早期に発生し、Earth-Moonシステムの角運動量のわずかな減少（数個から10％）につながると推定します。以前に示唆されているように、高角運動量の影響からの月の形成には、その後の標準的な浮揚運動を超える他の角運動量除去メカニズムが必要になります。
10.4m GTCおよび3.6m TNG望遠鏡による星間彗星2I / Borisovの可視および近赤外線観測
| Title |
Visible_and_near-infrared_observations_of_interstellar_comet_2I/Borisov_with_the_10.4-m_GTC_and_the_3.6-m_TNG_telescopes |
| Authors |
J._de_Le\'on,_J._Licandro,_C._de_la_Fuente_Marcos,_R._de_la_Fuente_Marcos,_L._M._Lara,_F._Moreno,_N._Pinilla-Alonso,_M._Serra-Ricart,_M._De_Pr\'a,_G._P._Tozzi,_A._C._Souza-Feliciano,_M._Popescu,_R._Scarpa,_J._Font_Serra,_S._Geier,_V._Lorenzi,_A._Harutyunyan,_A._Cabrera-Lavers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00786 |
この作業では、10.4メートルのグランテレスコピオカナリアス（GTC）と3.6メートルのテレスコピオナツィオナーレガリレオ（TNG）で行われた2I/Borisovの観測研究の結果を示します。ラパルマ島（スペイン）の展望台。研究には、可視および近赤外の画像、ならびに3600〜9200Aの波長範囲の可視スペクトルが含まれます。N体シミュレーションも実行され、その軌道の進化と銀河の運動学的コンテキストを調査しました。彗星の塵の連続体と近赤外線の色は、太陽系の彗星で観測されたものと互換性があります。2019年9月24日と26日の夜の可視スペクトルから、CNガス生成率Q（CN）=（2.3+-0.4）x10^{24}mol/sおよびQ（CN）=（9.5+-0.2）x10^{24}mol/s、それぞれ、同様の夜に他の著者が報告した測定値と一致。また、Q（C2）<（4.5+-0.1）x10^{24}mol/sのC2生成率の上限も取得しました。ダストのモデリング結果は、太陽中心距離r_h=2.6auで約50kg/sの中程度のダスト生成率を示し、指数-3.4の微分べき乗則ダストサイズ分布は、多くの彗星コマで報告された範囲内です。私たちのシミュレーションは、2I/Borisovの銀河速度が、太陽近傍の既知の星の銀河速度と、銀河円盤のより遠い領域のものとよく一致することを示しています。
プラネットナインは準相対論的宇宙船によって重力で検出できるか？
惑星9は、いくつかのニュープトゥニアン天体の軌道のクラスタリングの説明として提案されました。最近、準相対論的宇宙船を使用して、Planet9の重力の影響を間接的に調査することが提案されました。ここでは、準相対論的宇宙船が、星間媒質の乱流によってそれに加えられる抗力と磁力の変動を経験することを示しています。結果として生じるノイズは、準相対論的な速度$v\gtrsim0.001〜c$でPlanet9の重力信号を支配します。
半年のInSight大気測定とラージエディシミュレーションに基づく火星の惑星境界層における昼間の対流渦と乱流の研究
| Title |
A_study_of_daytime_convective_vortices_and_turbulence_in_the_martian_Planetary_Boundary_Layer_based_on_half-a-year_of_InSight_atmospheric_measurements_and_Large-Eddy_Simulations |
| Authors |
Aymeric_Spiga,_Naomi_Murdoch,_Ralph_Lorenz,_Fran\c{c}ois_Forget,_Claire_Newman,_S\'ebastien_Rodriguez,_Jorge_Pla-Garcia,_Daniel_Vi\'udez-Moreiras,_Don_Banfield,_Cl\'ement_Perrin,_Nils_T._Mueller,_Ehouarn_Millour,_W._Bruce_Banerdt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01134 |
大気の惑星境界層（PBL）を研究することは、惑星の気候を理解するために重要です。InSightに搭載された機器による気象測定は、火星での日中のPBLのアクティブな乱流ダイナミクスを研究するために独自に豊富なデータセットを作成します。ここでは、高感度の連続圧力、風、温度の測定をInSightオペレーションの最初の400ソルで使用して、火星の昼間のPBL内の対流突風、セル、および渦を分析します。InSightの測定値を乱流分解ラージエディシミュレーション（LES）と比較します。InSight着陸地点での日中のPBL乱流は非常に活発であることがわかり、対流セルの明確に識別されたシグネチャと、約10,000の記録された渦遭遇の膨大な人口が、LESの結果と一致する3.5指数のべき乗則によって適切に表されます。。InSight着陸地点での渦の遭遇の毎日の変動は乱流の統計的性質によって説明できますが、季節変動はLESによってサポートされている周囲の風速と強く相関しています。ただし、突風は周囲の風速よりも表面温度と相関が高く、日中の火星のPBLの放射制御を確認します。また、背景風が2倍になると、LESで形成される対流渦が少なくなります。したがって、InSight着陸地点での渦の遭遇の長期的な季節変動は、主に周囲の風速による対流渦の移流によって制御されます。LESで形成される渦が続く典型的なトラックは、InSight領域の軌道画像と同様の方向と長さの分布を示します。
ジュノ非対称重力測定に適合する木星の流れ構造の範囲
| Title |
The_range_of_Jupiter's_flow_structures_fitting_the_Juno_asymmetric_gravity_measurements |
| Authors |
Keren_Duer,_Eli_Galanti_and_Yohai_Kaspi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01295 |
ジュノ宇宙船によって測定された非対称重力場は、木星の帯状噴流の深さの推定を可能にし、風が雲レベルの下で約$3000$km広がることを示しました。この推定は、すべての測定された奇数重力調和$J_{3}$、$J_{5}$、$J_{7}$、および$J_{9}$の組み合わせを使用した分析に基づいていますが、風プロファイル依存性それらのそれぞれについて個別に調査されていません。さらに、これらの計算では、雲レベルの風の子午線プロファイルが深さまで広がると仮定しました。ただし、内部のジェットプロファイルは、雲レベルと比較して深さでより滑らかな天底輝度温度プロファイルを見つけるJunoマイクロ波測定によって示唆されるように、雲レベルのプロファイルとは異なる可能性があります。ここでは、木星の深い噴流の可能な子午線および垂直構造を詳細に分析します。奇妙な重力調和関数はそれぞれ異なる深さで流れを制約し、$J${3}$は$3000$km未満の深さで最も支配的であり、$J_{5}$は全体で最も制限的であり、$J_{9}$は、他の奇数高調波が測定範囲内にある場合、フローをまったく抑制しません。摂動から雲レベルの風へと構築された内部流れプロファイルは、より広範囲の垂直風プロファイルを可能にしますが、プロファイルが雲レベルと大幅に異なる場合、重力データに一致させる能力が大幅に低下します。全体として、雲のレベルに似ていない内部風プロファイルが可能である一方で、統計的にはありそうにないことがわかります。ただし、Junoのマイクロ波放射計の深さ温度プロファイルに似た、やや滑らかなプロファイルは、重力測定と互換性があります。
K2によって探査された超低温矮星を周回する太陽系外惑星の発生率
TRAPPIST-1の周りに惑星系が発見されたことにより、潜在的な惑星のホストとして、超クールな矮星への関心が高まっています。超冷たい小惑星の周りの惑星系は、JWSTで温帯の岩石惑星の大気を特徴付ける可能性が最も高くなります。ただし、TRAPPIST-1はこの種の唯一の既知のシステムであり、超低温矮星の周りの惑星の発生率はまだ十分に制約されていません。NASAのK2ミッションで観測された超クールな矮星に対して完全なトランジットサーチを実行して、これらの星の周りの惑星の発生率を制限します。K2によって観測された超低温小人のサンプルを、それらのスペクトルエネルギー分布をフィッティングし、Gaiaからの視差を使用して、フィルター処理して特徴付けます。測光を実行し、ライトカーブのトレンドを取り除き、トランジットを検索する自動パイプラインを構築します。パイプラインの広範な注入回収テストを使用して、検索の検出感度を計算し、サンプルの完全性を計算します。不確実な惑星パラメーターを扱うために、階層ベイズモデル（HBM）内の惑星発生率を推測します。ステップワイズ関数によって発生率がパラメータ化されているため、HBMの2番目のレベル（惑星パラメーター）を直接周辺化する便利な方法を示します。私たちの方法は一般的に適用可能であり、検出された惑星のより大きなカタログでの推論を大幅に高速化できます。702のウルトラクールな小人のサンプルから1つの惑星を検出しました。以前に検証されたミニネプチューンです。したがって、1〜20日の軌道周期内で{\eta}=0.20+0.16-0.11のミニ海王星（2-4Re）の発生率を推定します。超地球（1-2Re）と氷/ガスの巨人（4-6Re）の場合、1〜20日以内に、それぞれ{\eta}<1.14と{\eta}<0.29の95％信頼できる間隔を置きます。TRAPPIST-1のようなシステムがユビキタスであったとしたら、96％の確率で少なくとも1つが見つかるはずです。
非平衡化学と高温木星大気の観測されたスペクトルに対する恒星の影響
この作業では、中性種の混合比プロファイルと、異なるスペクトルタイプの星を周回する高温の木星系外惑星のシミュレーションスペクトルに対する不平衡プロセスの影響を調べます。また、対流エンベロープを持つすべての星で異なる程度に存在するはずの恒星活動の影響についても取り上げます。VULCAN化学反応速度コードを使用して、種の数密度を計算しました。大気の温度-圧力プロファイルは、HELIOSコードで計算されました。また、$\tau$-ReXフォワードモデルを利用して、第一食と第二食の惑星のスペクトルを予測しました。恒星活動を説明するために、仮想惑星研究所（VPL）から取得した観測された太陽XUVスペクトルを、アクティブな太陽のような星の代理として利用しました。強力なXUVフラックスを放射して非常に効果的な光解離を引き起こすAタイプの星を周回する惑星のほとんどの化学種の混合比に大きな変化が見られます。種によっては、これらの変化が惑星大気の非常に深いところまで約1barの圧力まで伝わることがあります。不均衡の化学反応を観察するために、温度がTeq=1000Kの高温木星と、大気中で温度が逆転するTeq=3000$Kの超高温木星を優先します。一方、不平衡計算では、中間温度の惑星のスペクトルの変化はほとんど予測されません。また、現代の太陽と同様の恒星活動が、大気種の混合比プロファイルに重要な変化をもたらすことも示しています。ただし、これらの変更は非常に高い大気高度で行われるため、予測スペクトルには影響しません。近くの明るい星を周回する惑星における不平衡化学の影響は、JWSTやARIELなどの赤外線の分光能力を備えた将来のミッションで確実に検出および研究できると推定します。
| Title |
Thermal_properties_of_large_main-belt_asteroids_observed_by_Herschel_PACS |
| Authors |
V._Al\'i-Lagoa,_T._G._M\"uller,_C._Kiss,_R._Szak\'ats,_G._Marton,_A._Farkas-Tak\'acs,_P._Bartczak,_M._Butkiewicz-B\k{a}k,_G._Dudzi\'nski,_A._Marciniak,_E._Podlewska-Gaca,_R._Duffard,_P._Santos-Sanz_and_J._L._Ortiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01479 |
ターゲットの形状と回転特性が熱物理モデルを介して十分に決定されている場合、非分解熱赤外観測により小惑星表面の熱的および物理的特性の研究が可能になります。キャリブレーションプログラムのHerschelPACSデータ（70、100、160$\mu$m）と、適応光学観測から得られた最新の形状モデルおよび/または光学光度曲線を使用して、初めて熱を制約しました12の大きなメインベルト小惑星の慣性。また、重要なベンチマークを構成するため、（1）セレスや（4）ベスタなど、以前に十分に特徴付けられたターゲットもモデル化しました。スケールを自由なパラメータとして使用すると、ほとんどのターゲットでは、絶対的なキャリブレーションエラーバーが与えられた場合に予想されるものと一致する$\sim$5\％の再スケーリングが必要でした。これは、スケーリングされた形状モデルの適切なクロス検証を構成しますが、一部のターゲットでは、IRデータを再現するために、より大きな再スケーリングが必要でした。以前に調査した大きなメインベルト小惑星に典型的な低熱慣性が得られました。これは、これらの表面が細粒の断熱レゴリスで覆われているという概念を支持し続けています。PACSで観測された波長はメインベルト小惑星の放出ピークよりも長いですが、サイズと熱慣性を制限するには非常に価値があり、表面粗さにあまり敏感ではないことがわかりました。最後に、太陽中心距離（つまり温度）の関数として熱慣性をスケーリングするために使用される指数のさまざまな値が結果の解釈にどのように影響するかを調べるためのグラフィカルなアプローチも提案します。
太陽系外惑星からのマイクロレンズ電波放射
| Title |
Microlensed_Radio_Emission_from_Exoplanets |
| Authors |
Yuta_Shiohira,_Yuka_Terada,_Den_Mukuno,_Yuka_Fujii_and_Keitaro_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01542 |
この論文では、太陽系外惑星、特に重力マイクロレンズによって拡大された熱い木星からの電波放射の検出可能性を調査します。ホットジュピターの軌道周期はマイクロレンズの特徴的なタイムスケールよりもはるかに短いため、拡大曲線は軌道パラメータに応じて独特の波状の特徴を持っています。この機能は、太陽系外惑星からの電波放射を識別するのに役立ち、拡大に加えて、太陽系外惑星を直接検出することを容易にします。また、LOFARと平方キロメートルアレイの最初のフェーズを想定して、マイクロレンズ化された惑星の電波放射の検出可能なレベルの予想イベントレート赤を推定します。
酸素吸収によるエキソアースでの地球のような大気の進化のテスト：必要なサンプルサイズと年齢ベースのターゲット選択の利点
| Title |
Testing_Earth-like_atmospheric_evolution_on_exo-Earths_through_oxygen_absorption:_required_sample_sizes_and_the_advantage_of_age-based_target_selection |
| Authors |
Alex_Bixel_and_D\'aniel_Apai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01587 |
生命は、時間とともに地球の大気の組成に劇的な影響を与えてきました。これは、他の人が住んでいる惑星の大気の統計的研究が、それらが生命とどのように共進化するかを明らかにできることを示唆しています。居住している世界では多くの進化経路が考えられますが、考えられる最初の仮説は、それらのほとんどが地球と同様に進化するというものです。-豊かな雰囲気。現在検討中の次世代宇宙観測所がこの仮説を検証できることを示していますが、これはターゲットサンプルの恒星の年齢分布が慎重に検討されている場合に限られます。年齢-酸素相関の3つの可能なパラメーター化を調査し、それらが同様の結果をもたらすことを発見しました。最後に、非生物的な酸素源が結果にどのように影響するかを調べ、酸素の年齢依存性を測定することで、信頼できるバイオシグネチャであるかどうかを明らかにする方法について説明します。地球惑星のレドックスバランスの詳細なモデルと、その恒星および惑星の特性への依存性を組み込むことにより、将来の取り組みはこの基礎の上に拡大することができます。
H $ _2 $が支配する太陽系外惑星大気における生命の生存能力に関する実験室研究
| Title |
Laboratory_studies_on_the_viability_of_life_in_H$_2$-dominated_exoplanet_atmospheres |
| Authors |
S._Seager,_J._Huang,_J.J._Petkowski,_M._Pajusalu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01668 |
大気中の「バイオシグネチャーガス」を介して太陽系外惑星の生命を探索する理論と観測は、次世代の宇宙ベースおよび地上ベースの望遠鏡の機能に動機付けられて加速しています。H$_2$-ガスの密度が低いために広大な大気につながるため、観測で最もアクセスしやすい岩石惑星の大気は、分子状水素ガスが優勢な大気です。しかし、このようなエキゾチックな環境に耐える生命の能力は、この文脈ではテストされていません。通常、H$_2$が支配的な環境に生息しない単細胞微生物（$\textit{E。coli}$および酵母）は、100％H$_2$の雰囲気で生存および成長できることを示しています。また、$\textit{Eによって生成される数十の異なるガスの驚くべき多様性についても説明します。可能性のあるバイオシグネチャガスとしてすでに提案されている多くのガス（一酸化二窒素、アンモニア、メタンチオール、硫化ジメチル、硫化カルボニル、イソプレンなど）を含む。この研究は、どのような種類のエイリアン環境が何らかの形で検出可能な生命をホストできるかをよりよく識別するための実験室実験の有用性を示しています。
若いトゥインクル学生（ORBYTS）による独自の研究：通過する太陽系外惑星の予報
| Title |
Original_Research_By_Young_Twinkle_Students_(ORBYTS):_Ephemeris_Refinement_of_Transiting_Exoplanets |
| Authors |
Billy_Edwards,_Quentin_Changeat,_Kai_Hou_Yip,_Angelos_Tsiaras,_Jake_Taylor,_Bilal_Akhtar,_Josef_AlDaghir,_Pranup_Bhattarai,_Tushar_Bhudia,_Aashish_Chapagai,_Michael_Huang,_Danyaal_Kabir,_Vieran_Khag,_Summyyah_Khaliq,_Kush_Khatri,_Jaidev_Kneth,_Manisha_Kothari,_Ibrahim_Najmudin,_Lobanaa_Panchalingam,_Manthan_Patel,_Luxshan_Premachandran,_Adam_Qayyum,_Prasen_Rana,_Zain_Shaikh,_Sheryar_Syed,_Harnam_Theti,_Mahmoud_Zaidani,_Manasvee_Saraf,_Damien_de_Mijolla,_Hamish_Caines,_Anatasia_Kokori,_Marco_Rocchetto,_Matthias_Mallonn,_Matthieu_Bachschmidt,_Josep_M._Bosch,_Marc_Bretton,_Philippe_Chatelain,_Marc_Deldem,_Romina_Di_Sisto,_Phil_Evans,_Eduardo_Fernandez-Lajus,_Pere_Guerra,_Ferran_Grau_Horta,_Wonseok_Kang,_Taewoo_Kim,_Arnaud_Leroy,_Frantivsek_Lomoz,_Juan_Lozano_de_Haro,_Veli-Pekka_Hentunen,_Yves_Jongen,_David_Molina,_Romain_Montaigut,_Ramon_Naves,_Manfred_Raetz,_Thomas_Sauer,_Americo_Watkins,_Anael_Wunsche,_Martin_Zibar,_William_Dunn,_Marcell_Tessenyi,_Giorgio_Savini,_Giovanna_Tinetti_and_Jonathan_Tennyson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01684 |
通過時間に大きな不確実性（>10分）があるか、3年以上観測されていない、通過する太陽系外惑星の追跡観察を報告します。完全にロボット化された地上ベースの望遠鏡ネットワーク、市民の天文学者からの観測、およびTESSからのデータは、8つの惑星を研究するために使用され、それらの天体暦と軌道データを洗練しました。このような経過観察は、これらの惑星の大気を特徴付けることを求めるかもしれない、今後の地上および宇宙ベースの望遠鏡の正確な通過時間を保証するための鍵です。7つの惑星の1シグマの不確実性の外でトランジットが発生しているため、すべてのプラネットの予想トランジット時間からの偏差が見つかります。新しく取得した観測を使用して、その後、その期間を調整し、現在の予測された天体暦の不確実性を0.28〜4.01分に減らします。この研究のかなりの部分は、ロンドンの2つの高校の生徒たちによる、若いトゥインクル生徒によるオリジナル調査（ORBYTS）プログラムの一環として行われました。
SAMI Galaxy Survey：中心銀河の恒星人口勾配
| Title |
The_SAMI_Galaxy_Survey:_stellar_population_gradients_of_central_galaxies |
| Authors |
Giulia_Santucci,_Sarah_Brough,_Nicholas_Scott,_Mireia_Montes,_Matt_S._Owers,_Jesse_van_de_Sande,_Joss_Bland-Hawthorn,_Julia_J._Bryant,_Scott_M._Croom,_Ignacio_Ferreras,_Jon_S._Lawrence,_\'Angel_R._L\'opez-S\'anchez_and_Samuel_N._Richards |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00541 |
$\sim$100までの$\sim2R_e$までの100個の受動中心銀河の恒星人口放射状勾配（年齢、金属性、[$\alpha/$Fe]）を調べます。SAMIGalaxySurveyでは、ターゲットグループのハロー質量範囲は$11<\log（M_{200}/M_{\odot}）<15$です。この研究の主な目的は、同様に巨大な衛星銀河と比較したときに、中央の銀河に異なる恒星の人口特性があるかどうかを判断することです。負の金属性放射状勾配が見つかり、これは恒星の質量の増加に伴って浅くなります。年齢と[$\alpha$/Fe]の勾配は、ゼロまたはわずかに正の値と一致しています。[$\alpha$/Fe]勾配は、質量の増加に伴ってより負になりますが、年齢勾配は、質量に伴う有意な傾向を示しません。固定された恒星の質量で、中央銀河と衛星銀河の恒星人口勾配の間に有意差は見られません。平均金属性勾配は$\overline{\Delta[Z/H]/\Delta\log（r/R_e）}=-0.25\pm0.03$であり、中心の銀河では$\overline{\Delta[Z/H]/\Delta\log（r/R_e）}=-0.30\pm0.01$（衛星の場合）。平均年齢と[$\alpha$/Fe]勾配は、中央と衛星銀河の間で不確実性の範囲内で一貫しており、平均値は$\overline{\Delta\textrm{log（Age/Gyr）}/\Delta\です。log（r/R_e）}=0.13\pm0.03$は中央、$\overline{\Delta\textrm{log（Age/Gyr）}/\Delta\log（r/R_e）}=0.17\pm0.01$はサテライトおよび$\overline{\Delta[\alpha/Fe]/\Delta\log（r/R_e）}=0.01\pm0.03$forcentralsおよび$\overline{\Delta[\alpha/Fe]/\Delta\log（r/R_e）}=0.08\pm0.01$（衛星の場合）。この証拠は、二相形成シナリオと一致して、中央受動銀河の中央領域が衛星受動銀河と同様の方法で形成されることを示唆しています。
銀河と超大質量ブラックホールの動的モデリング：三軸シュワルツシルト軌道重ね合わせモデルにおける軸対称性
| Title |
Dynamical_Modeling_of_Galaxies_and_Supermassive_Black_Holes:_Axisymmetry_in_Triaxial_Schwarzschild_Orbit_Superposition_Models |
| Authors |
Matthew_E._Quenneville,_Christopher_M._Liepold,_Chung-Pei_Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00542 |
軸対称限界近くの三軸シュワルツシルト軌道重ね合わせ法の動作の詳細な分析を提示します。軌道重ね合わせモデリングは、近くの銀河の超大質量ブラックホール（$M_\mathrm{BH}$）の動的質量を決定するために使用される主要な方法です。ただし、以前の研究では、軸対称軌道コードからの結果を、軸対称限界の3軸軌道コードからの結果と比較すると、矛盾する結果が報告されています。3軸コードで軸対称を達成するために、短軸管軌道を軸対称化し、長軸管とボックス軌道の両方を軌道ライブラリから除外するように注意する必要があることを示します。見通しとして速度分布の最大12ガウスエルミートモーメントを制約として使用して、大規模な楕円銀河NGC1453の軌道モデリングにおける最適な$M_\mathrm{BH}$に対する軌道タイプの影響を示しますLiepoldetal。で報告されている。（2020）。典型的な積分時間では、中央ブラックホールのある軸対称システムと3軸システムの両方で平衡軌道動作を完全にキャプチャするには不十分な、ゆっくりと歳差運動する準平面軌道のサブセットを特定します。これらの軌道をより確実に治療するには、さらに調査が必要です。
銀河団シミュレーションからのダストの冷たいガスフィラメントの形成
| Title |
The_formation_of_dusty_cold_gas_filaments_from_galaxy_cluster_simulations |
| Authors |
Yu_Qiu_(1,_2),_Tamara_Bogdanovic_(2),_Yuan_Li_(3),_Michael_McDonald_(4),_Brian_R._McNamara_(5)_((1)_Kavli_Institute_for_Astronomy_and_Astrophysics,_Peking_University,_(2)_Center_for_Relativistic_Astrophysics,_Georgia_Institute_of_Technology,_(3)_Department_of_Astronomy,_University_of_California,_Berkeley,_(4)_Kavli_Institute_for_Astrophysics_and_Space_Research,_Massachusetts_Institute_of_Technology,_(5)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Waterloo_Centre_for_Astrophysics,_University_of_Waterloo) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00549 |
銀河クラスターは、ポテンシャルウェルが高温のX線を放出するクラスター内媒体で満たされている、宇宙で最も巨大な崩壊構造です。しかし、観測では、かなりの数のクラスター（いわゆるクールコアクラスター）にも中心に大量の冷ガスが含まれており、その一部は数十キロパーセクのスケールにわたる空間的に拡張されたフィラメントの形をしています。これらの調査結果は、冷たいガスの起源、ならびにそのフィードバックがそのような銀河団のユビキタスな機能として確立されている中央の活動銀河核（AGN）との関係についての疑問を引き起こしています。ここでは、銀河団におけるAGNフィードバックの放射流体力学シミュレーションを報告します。ここでは、冷たいフィラメントが、クラスターコアで上昇するときに$10^4$から$10^7$Kの温度の暖かいAGN駆動の流出流から形成されます。私たちの分析は、放射冷却とラム圧力の組み合わせにより、冷却時間が立ち上がり時間より短い流出を自然に促進し、空間的に伸びた冷ガスフィラメントを生み出す新しいメカニズムを明らかにしました。私たちの結果は、銀河団における冷たいガスの形成とAGNフィードバックが密接に関連しており、AGNフィードバックがどのようにクラスター内媒体に結合するかを明らかにすることを強く示唆しています。
冷たい天体物理学環境におけるダスト粒子の氷の被覆について
冷たい天体物理学環境における宇宙固体の表面プロセスは、気相の減少と分子の複雑さをもたらします。ほとんどの天体物理学モデルは、分子の氷が塵の表面と相互作用しない厚い多層基板を形成すると仮定しています。対照的に、多孔質粒子の表面の重要性を示す実験結果を提示します。宇宙のダスト粒子は、氷のいくつかの単層でのみ覆われている可能性があることを示しています。これは、冷たい星間、原始星、および原始惑星環境での表面プロセスを記述するモデルにおけるダストの表面構造、組成、および反応性の役割を再評価する必要があることを意味します。
低質量グループ環境は、銀河系の中程度の金属性に実質的な影響を与えません
| Title |
Low_Mass_Group_Environments_have_no_Substantial_Impact_on_the_Circumgalactic_Medium_Metallicity |
| Authors |
Stephanie_K._Pointon,_Glenn_G._Kacprzak,_Nikole_M._Nielsen,_Michael_T._Murphy,_Sowgat_Muzahid,_Christopher_W._Churchill,_Jane_C._Charlton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00779 |
$\langlez_{abs}\rangle=0.25$にある13の低質量銀河グループ（2-5銀河）を使用して、バックグラウンドクエーサーの近くで特定された環境が、銀河系周囲の媒体（CGM）の金属性にどのように影響するかを探ります。HST/COSおよびKeck/HIRESまたはVLT/UVESからのクエーサースペクトルを使用して、CGM吸収線のカラム密度を測定するか、CGM吸収線の限界を決定します。Cloudyでマルコフ連鎖モンテカルロアプローチを使用して、グループ内のクール（$T\sim10^4$K）CGMガスの金属性を推定し、それらを47個の孤立した銀河のCGM金属性と比較します。グループと分離されたCGM金属性の両方が広い範囲（$-2<$[Si/H]$<0$）であり、平均グループ（$-0.54\pm0.22$）と分離された（$-0.77\pm0。14$）CGM金属性は類似しています。グループ環境と分離環境では、影響パラメータの関数として、{\HI}列密度の分布が類似しています。ただし、孤立した銀河とは異なり、{\HI}列の密度と最も近いグループの銀河の影響パラメーターとの間に反相関関係は見つかりません。さらに、グループをメンバーの光度比（すなわち、銀河-銀河および銀河-矮星グループ）で分割しました。平均金属性に有意差はありませんでしたが、サンプルサイズのわずかな増加により、銀河矮星グループのCGM金属性を、銀河銀河グループと比較して統計的に特定できるようになります。この段階では、環境効果がCGMの金属性に重要な役割を果たしておらず、これは銀河が強く相互作用または結合している場合にのみ発生する可能性があるか、または一部の孤立した銀河は過去の相互作用によりCGM金属性が高いと考えられます。したがって、環境はCGM金属性二峰性の原因ではないようです。
星団の形成と進化の物理学
| Title |
The_Physics_of_Star_Cluster_Formation_and_Evolution |
| Authors |
Martin_G._H._Krause,_Stella_S._R._Offner,_Corinne_Charbonnel,_Mark_Gieles,_Ralf_S._Klessen,_Enrique_Vazquez-Semadeni,_Javier_Ballesteros-Paredes,_Philipp_Girichidis,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Jacob_L._Ward_and_Hans_Zinnecker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00801 |
星団は、高密度で階層的に崩壊するガス雲に形成されます。バルク運動エネルギーは乱流に変換され、フィラメントから供給されたコアから星が形成されます。最もコンパクトな領域では、恒星のフィードバックはガスの除去に最も効果がなく、星が非常に効率的に形成される場合があります。これらは、高質量クラスターにおいて、ある種の高質量星からの噴出物が、いくつかの低質量星の形成フェーズ中に効果的に捕捉され、後者に効果的にチャネリングされて複数の集団を形成する領域でもあります。星団の星形成エポックは、通常、星団内のガスの存在量を決定するガスの流れによって設定されます。クラスターの形成によって、クラスターの風によってガスが実質的に排除された後、星が形成される時期は1つしかないと考えられます。このフェーズでは衝突ダイナミクスが重要であり、すべてのクラスターのコアの崩壊、拡張、および最終的な分散につながります。理論的な研究に焦点を当てて、この分野の最近の進展を概説します。
厚い円盤銀河モデルと等質量銀河対衝突のシミュレーション
文献で報告されている数値モデルを実装して、次のような4つの物質成分で構成される銀河の進化をシミュレートします。星の回転円盤;星の球状のふくらみと分子ガスのリング。この銀河モデルの進化が少なくとも10Gyr（Gyr=$10^{9}$年）安定していることを示します。この銀河モデルの結果として得られる構成を、円速度と角運動量の分布の図によって特徴付けます。速度の接線成分と半径成分;ピーク密度の進化と動径密度プロファイル。さらに、等質量銀河の二体衝突のいくつかのモデルを計算します。たとえば、（i）正面および（ii）斜め（衝撃パラメーターを使用）、（iii）2体の軌道から取得した初期条件を持つ2つのモデル、およびiv）非常に近い通路。銀河モデルとの比較を可能にするために、同様の方法で衝突モデルのダイナミクスを特徴付けます。最後に、衝突前の軌道に関係なく、すべての衝突モデルについて、0〜100kpcの放射状スケールで、放射状密度プロファイルのドボークールフィッティングカーブを決定します。小さいラジアルスケール（0〜20kpc）でラジアル質量密度とラジアル表面密度プロファイルを調べるには、4つのパラメーターのフィッティングカーブを使用します。
XXL調査。 XLI。 GMRT $ 610 \ \ mathrm {MHz} $連続体観測に基づく電波AGN光度関数
| Title |
The_XXL_Survey._XLI._Radio_AGN_luminosity_functions_based_on_the_GMRT_$610_\_\mathrm{MHz}$_continuum_observations |
| Authors |
B._Slaus,_V._Smolcic,_M._Novak,_S._Fotopoulou,_P._Ciliegi,_N._Jurlin,_L._Ceraj,_K._Tisanic,_M._Birkinshaw,_M._Bremer,_L._Chiappetti,_C._Horellou,_M._Huynh,_H._Intema,_K._Kolokythas,_M._Pierre,_S._Raychaudhury,_H._Rottgering |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01139 |
GiantMetrewaveRadioTelescope（GMRT）で行われたXXL-Northフィールドの$610\\mathrm{MHz}$電波調査を使用して、活動銀河核（AGN）の空間密度の進化を研究します。調査範囲は$30.4\\mathrm{deg}^2$で、ビームサイズは$6.5\\mathrm{arcsec}$です。調査は2つの部分に分かれています。1つは$11.9\\mathrm{deg}^2$の領域で、$1\sigma$rmsノイズは$200\\mathrm{\muJy\Beam^{-1}}$で、他の範囲は$18.5\\mathrm{deg}^2$で、RMSノイズは$45\\mathrm{\muJy\Beam^{-1}}$です。$7\sigma$を超える無線コンポーネントのカタログを抽出しました。カタログは、XXL-Northフィールド（ラジオXXL-Northフィールドの約$80\％$をカバー）の多波長カタログとクロスマッチングされました。尤度比法は、位置と光学的特性に基づいて相手を決定します。プロパティ。マルチコンポーネントソースは、コンピューターコードを使用して視覚的に照合されました：マルチカタログビジュアルクロスマッチング（MCVCM）。フラックス密度が$1\\mathrm{mJy}$を超えてカットされると、利用可能なソース数に基づいて、星形成汚染に関して高純度のAGNホストが選択されます。調査の不完全性から生じる観察バイアスのクロスマッチングと排除の後、残っている情報源の数は$1150$でした。最大ボリューム法を使用して、これらのソースのレストフレーム$1.4\\mathrm{GHz}$ラジオ光度関数を作成しました。この調査では、23ドルの光度\lesssim\log（L_{1.4\\mathrm{GHz}}[\mathrm{W/Hz}]）\lesssim28$から$z\約2.1$の赤方偏移までプローブできます。私たちの結果は、AGNが2つの異なる進化する母集団で構成されている文献からの結果と一致しています。
宇宙における石油、石炭およびその他の有機物
未確認の赤外線放射（UIE）と呼ばれることもある未確認の赤外線放射（UIE）の石油および石炭モデルは、未発表の結果を含めて主に著者の研究に基づいてレビューされています。UIEの石油および石炭モデルが収束し、UIEのMAON（混合芳香族脂肪族有機ナノ粒子）モデルと非常によく融合することが示されています。PAH、アルキル化PAHなどのさまざまな基質の熱処理だけでなく、混合脂肪族/オレフィン基質も、無煙炭または特定の石油留分の赤外線スペクトルに一致する炭素質材料に不変につながることが示されています。したがって、混合芳香族/脂肪族有機物質の実験的熱処理（空間条件下では衝撃波または高エネルギー放射線による予想される処理と同等である可能性があります）は、UIEの進化にも一致させるために使用できます。空間内の有機物の熱/放射線処理をシミュレートする別の方法は、カーボンアークによって実現できます。この方法で処理された単純な基板は、炭素すすと大量の有機分子を生成します。フラーレンは中赤外分光法と光学分光法の両方で宇宙で発見され、内包フラーレン（すなわち、ケージ内に金属、ヘテロ原子または分子を持つフラーレン）などの他の複雑な関連種が宇宙で形成される可能性が非常に高いです。結局のところ、それらの形成には、フラーレンの形成に必要な条件と同じ条件が必要です。ただし、金属蒸気（たとえば、星間/星間ガス）も利用可能です。したがって、このレビューの最後の部分は、ケージ内にリチウムを含む内包C60誘導体の研究と特性評価に関する最近の結果に特化しています。
NGC 1068の原子核にある超大質量ブラックホールの近接バイナリに対するサブパーセック逆回転ディスクの動的証拠
| Title |
Dynamical_evidence_of_the_sub-parsec_counter-rotating_disc_for_a_close_binary_of_supermassive_black_holes_in_the_nucleus_of_NGC_1068 |
| Authors |
J.-M._Wang,_Y.-Y._Songsheng,_Y.-R._Li,_P._Du_and_Y._Zhe_(IHEP,_Beijing) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01220 |
\NGC\でパズルが発生します。逆回転するディスクを$0.2$から$7\、$pcに長期的に維持し、分子ガスの最近のALMA観測によって明確に検出された方法です。ディスクダイナミクスをさらに分析すると、ケルビンヘルムホルツ（KH）不安定性（KHI）により、逆回転するパーツ間のインターフェースで発生するディスクの不可避の大惨事が発生し、超大質量ブラックホールの近接バイナリによって、ディスクをKHの大災害から防ぐためのユニークな外部ソースとしての潮汐トルク。KHの大災害からそれを防ぐために、NGC1068の中心にバイナリブラックホールがなければならないという避けられない結論に導かれます。バイナリは、GRAVITY/VLTI観測から$0.1\、$pc離れたブラックホールで構成され、総質量は$1.3\times10^{7}\：M_{\odot}$で、質量比は$\simです。グローバルシステムの角運動量の変化から推定される0.3$。KHIは、温かいダスト領域と冷たいダスト領域の観測されたギャップと重なる速度界面で、冷ガスのないギャップを形成します。ディスクのKHIからの運動エネルギーの放出は、電波と$\gamma$線で観測された放出と一致しています。このようなバイナリは、重力波を介してローカルハッブル時間よりもはるかに長いタイムスケールで縮小していますが、KHIは軌道角運動量の効率的な消滅につながり、バイナリのマージを高速化し、長期的な解決の新しいパラダイムを提供します「最終パーセク問題」の発行。GRAVITY+/VLTIの今後の観測では、このホワイトペーパーで提案されているCB-SMBHを空間的に解決できると期待されています。
次世代Fornax調査（NGFS）：VII。 Fornax矮小銀河における核星団のMUSEビュー
| Title |
The_Next_Generation_Fornax_Survey_(NGFS):_VII._A_MUSE_view_of_the_nuclear_star_clusters_in_Fornax_dwarf_galaxies |
| Authors |
Evelyn_J._Johnston,_Thomas_H._Puzia,_Giuseppe_D'Ago,_Paul_Eigenthaler,_Gaspar_Galaz,_Boris_H\"au{\ss}ler,_Marcelo_D._Mora,_Yasna_Ordenes-Brice\~no,_Yu_Rong,_Chelsea_Spengler,_Fr\'ed\'eric_Vogt,_Patrick_C\^ot\'e,_Eva_K._Grebel,_Michael_Hilker,_Steffen_Mieske,_Bryan_Miller,_Ruben_S\'anchez-Janssen,_Matthew_A._Taylor,_and_Hong-Xin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01532 |
核星団（NSC）の形成と進化の手掛かりは、その恒星の個体群にあります。ただし、これらの構造はホスト銀河に比べて非常に暗いことがよくあり、NSCの分光分析は、システムの他の部分からの光の汚染によって妨げられます。広視野IFUスペクトログラフの導入により、銀河内のさまざまなコンポーネントからの光をモデル化する新しい手法が開発され、NSCのスペクトルをきれいに抽出し、残りの光からの汚染を最小限に抑えてそれらの特性を研究できるようになりました。銀河。この作品は、MUSEで観測されたFornaxクラスター内の12個の矮小銀河のサンプルにおけるNSCの分析を示しています。恒星の個体群と星形成の歴史を分析すると、すべてのNSCが星形成の複数のエピソードの証拠を示していることがわかります。NSCは系統的にホスト銀河よりも金属性が低いことがわかりました。これは、降り注ぐ球状星団との合併による大量集合のシナリオと一致していますが、2つの銀河の中心部に若い恒星集団とガス放出が存在することを示しています。その場での星形成。これらの矮小銀河のNSCは、銀河の中心に移動した球状星団として発生した可能性が高く、主に他の落下する星団との融合によって質量が増加し、ガスの流入がその場での星形成につながり、二次的な役割を果たす役割。
アルマ望遠鏡によって明らかにされた大規模な星形成の初期段階における磁場
| Title |
Magnetic_fields_in_the_early_stages_of_massive_star_formation_as_revealed_by_ALMA |
| Authors |
Junhao_Liu_(NJU_&_CfA),_Qizhou_Zhang_(CfA),_Keping_Qiu_(NJU),_Hauyu_Baobab_Liu_(ASIAA),_Thushara_Pillai_(MPIfR_&_BU),_Josep_Miquel_Girart_(ICE_&_IEEC),_Zhi-Yun_Li_(UVA),_and_Ke_Wang_(KIAA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01705 |
1.3mmのALMAダスト偏光観測を、3つの巨大な分子塊MM1、MM4、およびMM9の$\sim$0.02pcの解像度で、赤外線の暗い雲G28.34+0.06の中で観測しました。敏感で高解像度の連続体データにより、MM1は凝縮のクラスターに分解されます。各塊の磁場構造は、偏光放出によって明らかにされます。MM1とMM4でストークス$I$強度が増加すると、偏光放射の割合が減少する傾向が見つかりました。角分散関数法（変更されたDavis-Chandrasekhar-Fermi法）を使用すると、2つの巨大な高密度コアMM1-Core1とMM4-Core4の天面の磁場強度は$\sim$1.6mGと推定され、それぞれ$\sim$0.32mG。MM1-Core1とMM4-Core4のビリアルパラメーターはそれぞれ$\sim$0.76と$\sim$0.37と計算され、大規模な星形成が平衡状態で開始されないことを示唆しています。偏光強度勾配-局所重力法を使用して、局所重力が3つのクランプの強度勾配と密接に整列し、磁場が放出の近くの領域を除いてMM1とMM4の局所重力と整列する傾向があることを発見しましたピークは、重力がガスの崩壊の調整に主要な役割を果たすことを示唆しています。MM4およびMM9の流出の半分は、凝縮スケール（$<$0.05pc）の磁場の10$^{\circ}$以内に整列していることがわかります。これは、磁場が凝縮からディスクまで重要な役割を果たす可能性があることを示しています。大規模な星形成の初期段階でのスケール。MM1-Core1の断片化は、熱ジーンズの断片化または乱流ジーンズの断片化だけでは説明できないことがわかりました。
非ケプラー反りディスクの不安定性
多くの降着円盤は反っていると考えられています。最近の流体力学的シミュレーションは、（i）課された反りの振幅が十分に高く、粘度が十分に低い場合、ディスクが別個の平面に壊れることがあり、（ii）最初に平面のディスクが影響を受ける場合、ディスクが離散リングに裂けることを示しています強制歳差運動。以前は、降着円盤が異なる平面に分割する原因となる物理を理解するために、孤立したケプラー型反り円盤の局所安定性を調査し、反り振幅の拡散防止が根本的な原因であることを発見しました。ここでは、回転プロファイルがケプラーから外れているディスク領域でのこの不安定性の動作を探ります。ワープの振幅が小さい場合、非ケプラー回転により不安定な臨界ワープ振幅が増加してディスクが安定し、反りの振幅が大きい場合、不安定なディスクの成長率が増加することがわかります。バイナリシステムのディスクに対する潮汐効果は通常、ディスクがケプラー回転に近いままであるように十分弱いです。ただし、ブラックホールの周りのディスクの内部領域は強く影響を受け、ディスクが離散平面に分割できる最小の半径はブラックホールのスピンの関数です。ここでは、コンパクトオブジェクトの付加による光度曲線のパワースペクトルで観測された周波数を、離散軌道の節および無歳差歳差運動として解釈するには、ディスクをここで説明するような離散リングに分割できる不安定性が必要であることを示しています。
ロングガンマレイバーストシミュレーションからの光球偏光シグネチャ
| Title |
Photospheric_Polarization_Signatures_From_Long_Gamma_Ray_Burst_Simulations |
| Authors |
Tyler_Parsotan,_Diego_Lopez-Camara,_and_Davide_Lazzati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00632 |
ガンマ線バースト（GRB）の包括的な理解は、これらのイベントで活躍している放射線メカニズムを取り巻くさまざまな問題のため、とらえどころのないものでした。GRBの偏光測定は、関連する放射メカニズムとGRBジェットの構造を大きく制約する可能性があります。ただし、観測されたGRB偏波と比較できる理論的な予測の数は限られています。ここでは、モンテカルロ放射輸送（MCRaT）コードを使用して、一定および可変ジェットの2次元の相対論的流体力学的長GRB（LGRB）ジェットシミュレーションのセットの放射伝達計算を行います。MCRaTは偏光を含めることで強化されています。これは、最初に文献でさまざまな結果を再現することによって検証され、次に、合成LGRBの時間積分および分解された偏光度と角度を取得するために使用されました。得られた時間積分偏光度{（$\lesssim1$\％）}はPOLAR実験の制約と一致していますが、モデルジェットプロファイルに強い勾配がないため、他の理論的研究よりも低くなっています。使用する。時間分解された結果は、軸上で広いジェットが観測されたGRBは、光度曲線の最も明るい部分で、小さな偏光度（$\lesssim2\％$）と{一定の偏光角}を持つことを示唆しています。軸外で観測されたGRBは、偏光度と偏光角が大きくなり、流出中の放射シェルの時間構造によって変化します。次に、結果をGRBプロンプト放出モデルと将来のLEAPおよびPOLAR-2GRB偏光測定検出のコンテキストに配置します。
X線残光の2番目の高原は、GRBセントラルエンジンとして急速に回転するマグネターの追加証拠を提供します
ガンマ線バースト（GRB）の中央エンジンの証拠は、NeilGehrels\emph{Swift}データで収集されました。たとえば、一部のGRBは内部X線プラトーに続いて非常に急な減衰を示します。これはブラックホール（BH）中央エンジンのフレームワーク内では解釈が困難ですが、高速回転するマグネターエンジンの画像内では一貫しています。高原の終わりでの非常に急な減衰は、中央エンジンの突然の停止を示唆しています。これは、超巨大マグネターがスピンダウンしたときにブラックホールに崩壊したと説明されています。ここでは、フォールバック降着によって新生児BHが活性化され、新生児BHからGRB爆風に十分なエネルギーが伝達される場合、2番目のX線プラトー機能などの追加の証拠が表示されることを提案します。すべての長いGRBの体系的なデータ分析により、\emph{Swift}サンプルで3つの候補、つまりGRB070802、090111、および120213Aが見つかります。これらのX線残照光曲線には2つのプラトーが含まれ、最初の1つは内部プラトーです。高原。かなりルーズで合理的なパラメーター空間では、3つすべてのGRBの2番目のX線プラトーデータは、提案されたモデルで適切に解釈できることがわかります。将来の観測により、マグネターの特性や新生児のBHの特性についてより多くの情報を提供する可能性のある、より類似したイベントが発見される可能性があります。
INTEGRAL AGNでのX線吸収：ホスト銀河の傾斜
この作業では、AGNのINTEGRALハードX線で選択されたサンプルを使用して、X線帯で測定されたNHの総量に対するホスト銀河内に分布する吸収材料の可能な寄与を調査しました。AGNをホストしている銀河の利用可能なすべての軸比測定値とその形態学的情報を収集し、ハードX線で選択したサンプルについても、タイプ1のAGNをホストしているエッジオン銀河の欠損があることを発見しました。硬X線で選択したサンプルでは、タイプ1のAGNが24％（+/-5％）不足していると推定しています。2つのクラスの数と分布が統計的に同じであるzの十分に決定された範囲で同じ効果が見られたため、赤方偏移の可能性のあるバイアスは除外されました。私たちの調査結果は、数百パーセクのスケールでホスト銀河に位置し、AGNの推定吸収トーラスと整列していない材料がカラム密度の総量に寄与している可能性があることを明確に示しています。この銀河の吸収体は、タイプ1のAGNの広い線の領域を隠すのに十分な大きさで、タイプ2のオブジェクトとして分類され、エッジオンギャラクシーでタイプ1の欠陥を引き起こします。
2030年代初頭に打ち上げが予定されていた宇宙重力波（GW）検出器レーザー干渉計スペースアンテナ（LISA）の科学的な目的は、銀河の低周波GW信号を検出することです。その主要な候補GWソースは、白色矮星と中性子星のコンパクトな連星です。この作業では、コンパクトな中間質量ブラックホール（IMBH）X線バイナリが潜在的なLISAソースであるかどうかを調べます。私たちのシミュレーションでは、0.77dのいわゆる分岐周期に近い初期軌道周期の軌道にある1000$M_{\odot}$IMBHと3$M_{\odot}$ドナースターを持つIMBHバイナリが、最大コンパクト周波数2.5mHzのGW信号を放射する超コンパクトX線バイナリ。特徴的なひずみの進化的追跡によると、初期のドナー星の質量が$1-3〜M_{\odot}$で、初期の軌道周期が分岐周期よりわずかに小さいIMBHX線連星は、15kpcの距離。60個の銀河球状星団のそれぞれが1000個の$M_{\odot}$IMBHをホストしていると仮定すると、LISAがGalaxyで検出するコンパクトIMBHX線バイナリの最大数は10未満でなければなりません。したがって、LISAによるコンパクトなIMBHX線バイナリの検出可能性は楽観的ではありません。
ブレザーOJ 287のブラックホールディスク衝突のハドロン放出モデル
| Title |
A_hadronic_emission_model_for_black_hole-disc_impacts_in_the_blazar_OJ_287 |
| Authors |
J._C._Rodr\'iguez-Ram\'irez,_P._Kushwaha,_E._M._de_Gouveia_Dal_Pino,_R._Santos-Lima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01276 |
ブレーザーOJ287のコアにある超大質量ブラックホール（SMBH）バイナリは、その観測された光フレアの準周期性を説明するために以前の研究で呼び出されました。この図に続いて、2015年12月のこの線源の主要な光フレアのX線および$\gamma$線対応のハドロン起源を調査します。軽いSMBH（セカンダリ）がより重いSCDH（プライマリ）の降着円盤を横切った後、衝撃流出が発生する必要があります。次に、衝撃流出による宇宙線（CR）陽子の加速を検討します。これは、衝撃波が膨張し、一次SMBHの活動銀河核（AGN）風と衝突するときに発生します。これらのCRの放出により、X線および$\gamma$線のフレアデータを、2015年12月の主要なフレアの光学コンポーネントと矛盾なく再現できることを示しています。放出領域で$B=0.3-3$Gの範囲の磁場と放出CRのエネルギー分布の$q=2.2-2.4$のべき乗指数をもつ観測されたフレアデータを説明するさまざまな放出プロファイルを導き出します。AGN風の機械的明度は、派生したすべての放出プロファイルにおけるプライマリSMBHの質量降着力の$\lesssim10\％$を表します。
Velaパルサーの2016グリッチからの超流動慣性モーメントのベイズ推定
| Title |
A_Bayesian_estimate_of_the_superfluid_moments_of_inertia_from_the_2016_glitch_in_the_Vela_pulsar |
| Authors |
Alessandro_Montoli_and_Marco_Antonelli_and_Fabio_Magistrelli_and_Pierre_Pizzochero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01594 |
Velaパルサーの最初のパルス間グリッチの観測は、グリッチの最初のモーメントの記述についてモデルをテストすることを可能にするため、中性子星の内部ダイナミクスに関する理論的な推測に新しいウィンドウを開きます。超流動成分の2つの初期遅れの一般的な初期条件で解くことにより、パルサーグリッチの最小3成分モデルの分析的研究を改善します。目的は、このソリューションを使用して、2016ベイラグリッチのデータを（ベイズアプローチを使用して）近似し、モデルの物理パラメーターと、グリッチの立ち上がり時間や緩和タイムスケールなどの観測パラメーターの確率分布を取得することです。事後分布を微物理計算から得られた最新の情報と比較できるように、物理的に妥当な、情報を提供しない事前分布がモデルのさまざまなパラメーターに設定されています。慣性モーメントの部分で事前に引き締められたモデルを検討し、ベイジアンモデル選択によって元のモデルと比較することにより、地殻が限定された超流動貯留層の可能性を研究します。超流動成分の慣性モーメント分率、結合パラメーター、および成分間の初期速度遅れの事後分布が得られました。推論された事後の分析でも、そのグリッチにオーバーシュートが存在することが確認され、グリッチの立ち上がりタイムスケールに上限の6秒が設定されています。慣性モーメントの割合に関する異なる事前値を持つ2つのモデルの比較は、エントレインメントカップリングの不確実な強度に関係なく、グリッチ現象へのコアの関与の必要性を示しているようです。
サーマルブランケットテアによるNuSTAR低エネルギー有効面積補正
| Title |
NuSTAR_low_energy_effective_area_correction_due_to_thermal_blanket_tear |
| Authors |
Kristin_K._Madsen,_Brian_W._Grefenstette,_Sean_Pike,_Hiromasa_Miyasaka,_Murray_Brightman,_Karl_Forster,_Fiona_A._Harrison |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00569 |
OMAの出口開口部でのMLIの裂け目、検出器の焦点面モジュールFPMAと位置合わせされたNuSTAR光学系は、低エネルギー過剰として現れたOMAを通る光子束の増加をもたらしました。全体として、MLIカバレッジは10％減少しましたが、追加の時間変動コンポーネントがあり、時々、オープニングが最大20％増加します。校正の更新で問題に対処し、このホワイトペーパーでは、問題の属性、データ分析への影響、およびソリューションについて説明します。
ACE / CRIS観測に基づく銀河宇宙線の重い核スペクトルモデルII
| Title |
An_ACE/CRIS-observation-based_Galactic_Cosmic_Rays_heavy_nuclei_spectra_model_II |
| Authors |
Shuai_Fu,_LingLing_Zhao,_Gary_P._Zank,_Miao_Wang,_and_Yong_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00627 |
重い核の観測ベースの銀河宇宙線（GCR）スペクトルモデルが開発されています。ZhaoandQin（J.Geophys。Res。SpacePhys.118、1837（2013））は、30から500MeV/nucのエネルギー範囲にわたる核電荷5-28の経験的元素GCRスペクトルモデルを提案しました。年間平均GCR重核スペクトルの予測に成功。ACE/CRISからの最新の非常に統計的に正確な測定に基づいて、月次平均スペクトルを備えたさらなる元素GCRモデルが提示されます。モデルは、モデルパラメーターを連続的な黒点番号（SSN）レコードと相関させることにより、過去を再現し、futureGCR強度を毎月予測できます。太陽活動がGCR変調に与える影響は、奇数と偶数の太陽周期について別々に考慮されます。他の包括的なGCRモデルと比較して、モデリング結果はACE/SISおよびIMP-8からのGCRスペクトル測定と十分に一致しており、Badhwar＆O'Neill2014モデルと同等の予測精度を備えています。詳細なエラー分析も提供されます。最後に、後続の2つの太陽サイクル（SC25と26）のGCR炭素と鉄の核フラックスが予測され、フラックスの振幅が減少する潜在的な傾向を示します。
SVM-Lattice：ダブルピークプロファイルの認識と評価フレーム
| Title |
SVM-Lattice:_A_Recognition_&_Evaluation_Frame_for_Double-peaked_Profiles |
| Authors |
Haifeng_Yang,_Caixia_Qu,_Jianghui_Cai,_Sulan_Zhang,_Xujun_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00678 |
ビッグデータ時代では、珍しい特徴を持つ特別なデータは大きな意味を持つかもしれません。ただし、これらのサンプルを大規模で高次元のデータセットから自動的に検索し、体系的に評価することは非常に困難です。私たちの以前の研究[2]であるDoPSは、LAMOST調査の大規模かつ高次元のデータから、2ピークのプロファイルを持つ希少スペクトルの検索方法を提供しました。結果の確認は主に天文学者による目視検査に依存しています。この論文では、フォローアップ研究として、SVM-Latticeという名前の新しい格子構造がSVM（SupportVectorMachine）とFCL（FormalConceptLattice）に基づいて設計されており、特に、尖ったプロファイル。まず、SVM-Lattice構造の各ノードには2つのコンポーネントが含まれています。インテントは、特定の特性を持つスペクトルサンプルによってトレーニングされたサポートベクトルによって定義され、関連する範囲は、サポートベクトルによって分類されたすべてのポジティブサンプルです。超平面をすべてのラティスノードから抽出し、分類子として使用して、カテゴリでターゲットを検索できます。一般化と特殊化の関係はレイヤー間で表現され、上位のレイヤーはターゲットの信頼性が高いことを示します。次に、SVM-Lattice構築アルゴリズム、相関ルールに基づくプルーニングアルゴリズム、および評価アルゴリズムを含め、サポートアルゴリズムが提供および分析されます。最後に、ダブルピークプロファイルのスペクトルの認識と評価のために、LAMOST調査からのいくつかのデータセットが実験データセットとして使用されます。結果は、従来の方法との一貫性、分類結果のより詳細で正確な評価、および他の同様の方法よりも高い検索効率を示しています。
大容量ニュートリノ望遠鏡用の自己監視精度校正光源
| Title |
A_self-monitoring_precision_calibration_light_source_for_large-volume_neutrino_telescopes |
| Authors |
F._Henningsen,_M._Boehmer,_A._G\"artner,_L._Geilen,_R._Gernh\"auser,_H._Heggen,_K._Holzapfel,_C._Fruck,_L._Papp,_I._C._Rea,_E._Resconi,_F._Schmuckermaier,_C._Spannfellner,_M._Traxler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00778 |
大容量の検出器アレイを使用したニュートリノ天文学の台頭に伴い、光学媒体と光センサーのキャリブレーションの改善は、検出器系統を削減する重要な手段として浮上しています。検出器のボリュームとその計装の理解を深めるために、「精密光学校正モジュール」（POCAM）と呼ばれる絶対校正、自己監視、等方性、ナノ秒、高輝度の校正光源を開発しました。機器のこの3番目の反復は、IceCubeUpgradeのアプリケーション用に開発されましたが、モジュール式の機器通信と同期バックエンドにより、あらゆる大容量光検出器アレイに校正光源標準を提供できます。この作業は、POCAMの機能原理と関連するすべてのデバイス特性、およびその正確なキャリブレーション手順をまとめたものです。後者は、指紋の特徴を備えた機器に、放射された光パルスの絶対的および相対的な動作、ならびにそれらの温度依存性に関する知識を提供します。
LISAで使用される宇宙慣性センサーのパルス電荷制御の数値モデリングと実験的デモンストレーション
| Title |
Numerical_Modeling_and_Experimental_Demonstration_of_Pulsed_Charge_Control_for_the_Space_Inertial_Sensor_used_in_LISA |
| Authors |
Henri_Inchausp\'e,_Taiwo_Olatunde,_Stephen_Apple,_Samantha_Parry,_Ben_Letson,_Nicholas_Turetta,_Guido_Mueller,_Peter_J_Wass,_John_W_Conklin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00917 |
孤立した自由落下試験質量の静電荷制御は、宇宙ベースの重力ミッションのための重要な実現技術です。非接触型静電荷制御は、深紫外光の照射下で金属表面からの光電子放出を使用して実現できます。非接触方式は、測定を混乱させたり、科学操作を中断したりする可能性のある力の乱れを最小限に抑えます。この論文では、レーザー干渉計スペースアンテナ（LISA）重力波観測所に関連する重力参照センサージオメトリを使用した、ねじり振り子装置の電荷制御実験を紹介します。私たちは、UVLED光源を使用してテスト質量の電位を制御し、テストマスの容量性位置検出に使用される100kHzの電界に光出力をフェーズロックする高帯域幅を利用しています。電場に対する光の位相を調整することにより、充電率と試験質量ポテンシャル制御を実証します。センサーのUV光分布、表面仕事関数、量子収量の観点から実験結果を説明する、放電プロセスの単純な物理ベースのモデルを示します。システムを記述するモデルの最適な物理パラメーターを決定するために、ロバストなフィッティング法が使用されます
一次宇宙線陽子に対するGRAPES-3 EASアレイのエネルギー感度
| Title |
Energy_sensitivity_of_the_GRAPES-3_EAS_array_for_primary_cosmic_ray_protons |
| Authors |
B._Hariharan,_S._Ahmad,_M._Chakraborty,_A._Chandra,_S.R._Dugad,_S.K._Gupta,_Y._Hayashi,_H._Kojima,_S.S.R._Inbanathan,_P._Jagadeesan,_A._Jain,_P._Jain,_V.B._Jhansi,_S._Kawakami,_P.K._Mohanty,_S.D._Morris,_P.K._Nayak,_A._Oshima,_D._Pattanaik,_P.S._Rakshe,_K._Ramesh,_B.S._Rao,_L.V._Reddy,_S._Shibata,_F._Varsi,_M._Zuberi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00994 |
低エネルギーの地上ベースの宇宙線空気シャワー実験は、一般に数十から数百TeVの範囲のエネルギーしきい値を持っています。シャワーの観測値は、一連の検出器で間接的に測定されます。低エネルギーのセカンダリの大気吸収により、地球表面での検出頻度が制限されます。ただし、選択効果により、低気圧で生成される低エネルギーシャワーのごく一部が観測レベルに達する可能性があります。しかし、シャワー観測量の情報が少ないため、これらのシャワーの再構築は困難です。したがって、衛星や気球飛行での実験による直接測定は、低エネルギーでより信頼できると考えられています。低エネルギーでの効率が非常に小さい（$\sim$0.1％）にもかかわらず、GRAPES-3実験の受け入れ（$\sim$5m$^2$sr）が大きいため、一次宇宙線を$\sim$1TeV以下まで観測でき、5桁にわたる、数TeVから宇宙線の膝を超えたところ（最大10$^{16}$eV）に及ぶ一次エネルギースペクトルを測定する可能性を開きます。モンテカルロシミュレーションによる一次陽子のGRAPES-3エネルギーしきい値が計算されます。これにより、データとかなり良い一致が得られます。さらに、陽子一次粒子の総効率と許容度も計算されます。GRAPES-3実験がこのようなより広いエネルギー範囲をカバーできることは、低エネルギーでの直接測定と超高エネルギーでの間接測定の間でエネルギースペクトルを橋渡しするためのユニークなハンドルを提供する可能性があります。
| Title |
Portuguese_SKA_White_Book |
| Authors |
Domingos_Barbosa,_Sonia_Ant\'on,_Jo\~ao_Paulo_Barraca,_Miguel_Bergano,_Alexandre_C._M._Correia,_Dalmiro_Maia,_Val\'erio_A._R._M._Ribeiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01140 |
このホワイトブックは、2018年2月6日および7日に開催されたSKAデイジーで発表された寄稿に由来します。このイニシアチブは、世界最大の電波望遠鏡であるSquareKilometerArray（SKA）を促進するために開催されました。会議は、SKAのステータス、ビジョン、目標の詳細な概要を提供することに非常に成功し、科学、技術、および関連する業界の願望に対するポルトガルの貢献のほとんどを説明しています
| Title |
Progress_report_on_the_Large_Scale_Polarization_Explorer |
| Authors |
L._Lamagna,_G._Addamo,_P._A._R._Ade,_C._Baccigalupi,_A._M._Baldini,_P._M._Battaglia,_E._Battistelli,_A._Ba\`u,_M._Bersanelli,_M._Biasotti,_C._Boragno,_A._Boscaleri,_B._Caccianiga,_S._Caprioli,_F._Cavaliere,_F._Cei,_K._A._Cleary,_F._Columbro,_G._Coppi,_A._Coppolecchia,_D._Corsini,_F._Cuttaia,_G._D'Alessandro,_P._de_Bernardis,_G._De_Gasperis,_M._De_Petris,_F._Del_Torto,_V._Fafone,_Z._Farooqui,_F._Farsian,_F._Fontanelli,_C._Franceschet,_T.C._Gaier,_F._Gatti,_R._Genova-Santos,_M._Gervasi,_T._Ghigna,_M._Grassi,_D._Grosso,_R._Gualtieri,_F._Incardona,_M._Jones,_P._Kangaslahti,_N._Krachmalnicoff,_R._Mainini,_D._Maino,_S._Mandelli,_M._Maris,_S._Masi,_S._Matarrese,_A._May,_P._Mena,_A._Mennella,_R._Molina,_D._Molinari,_G._Morgante,_F._Nati,_P._Natoli,_L._Pagano,_A._Paiella,_F._Paonessa,_A._Passerini,_et_al._(36_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01187 |
大規模偏光エクスプローラー（LSPE）は、宇宙マイクロ波背景の偏光における大規模なカールのような特徴（Bモード）の測定のための宇宙論プログラムです。その目的は、物質と放射線のデカップリング時に宇宙を移動するインフレ重力波の背景を抑制することです。LSPEの2つの計器は、マイクロ波の北の空の大部分をカバーすることにより、相乗的に動作するように設計されています。LSPE/STRIPは、テネリフェ島のテイデ天文台からの銀河起源の低周波偏波信号の制御と特性評価のために運用される予定の受信機のコヒーレント配列です。LSPE/SWIPEは、330GHzの高スループットマルチモード検出器をベースにしたバルーン搭載のボロメトリック偏光計で、150GHzでCMB偏光を測定し、200GHzを超える銀河ダストによる偏光放射を監視するように設計されています。組み合わされたパフォーマンスと体系的な緩和の予想されるレベルにより、LSPEは原始Bモードをテンソル/スカラー比$10^{-2}$に制限できます。ここでは、STRIPプリコミッショニングフェーズのステータスと、レシーバー統合前のSWIPEペイロードの主要なサブシステム（つまり、極低温偏波変調ユニットとマルチモードTESピクセル）の特性評価の進捗状況について報告します。
| Title |
Machine_Learning_Pipeline_for_Pulsar_Star_Dataset |
| Authors |
Alexander_Ylnner_Choquenaira_Florez,_Braulio_Valentin_Sanchez_Vinces,_Diana_Carolina_Roca_Arroyo,_Josimar_Edinson_Chire_Saire,_Patr{\i}cia_Batista_Franco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01208 |
この作業は、最も一般的な機械学習（ML）アルゴリズムのいくつかをまとめたものであり、その目的は、不均衡データのセットから得られた結果のレベルで比較することです。このデータセットは、パルサー（HTRU2）を識別するために天体に行われたほぼ17000の観測から構成されています。不均衡データに対する2つの異なる戦略で処理された、同じデータベースでのこれらの異なるモデルの精度の評価に基づく方法論的提案。結果は、このタイプのデータに存在するクラスのノイズとアンバランスにもかかわらず、それらを標準のMLアルゴリズムに適用して、有望な精度比を得ることが可能であることを示しています。
宇宙から射手座A *を画像化する見通しについて
| Title |
On_the_prospects_of_imaging_Sagittarius_A*_from_space |
| Authors |
Freek_Roelofs,_Heino_Falcke,_Christiaan_Brinkerink,_Monika_Moscibrodzka,_Leonid_I._Gurvits,_Manuel_Martin-Neira,_Volodymyr_Kudriashov,_Marc_Klein-Wolt,_Remo_Tilanus,_Michael_Kramer,_Luciano_Rezzolla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01339 |
サブミリ波の超長基線干渉法（VLBI）は、銀河中心の射手座A*（SgrA*）にあるブラックホールの影をイメージし、それによって一般相対性理論の基本的な予測をテストする可能性があります。新しいスペースVLBIミッションコンセプトのイメージングの展望を調査します。セットアップは、半径がわずかに異なる極または赤道の円形中地球軌道にある2つの衛星で構成されており、ベースラインが長い高密度のらせん状のuvカバレッジになり、電波源の非常に高解像度で高忠実度のイメージングが可能になります。モデルシステムパラメーターから計算されたノイズを使用して、この構成のSgrA*の一般相対論的電磁流体力学モデルの観測をシミュレートします。$uv$平面をグリッド化し、統合の数か月にわたって蓄積された可視性を平均化した後、最大4$\mu$asの解像度でSgrA*の画像を再構築でき、一般相対性理論と降着モデルのより強力なテストが可能になります地上ベースのVLBI。
ガンマ線モニタリング用のInsight-HXMT / HE CsI検出器の機器応答のキャリブレーション
| Title |
Calibration_of_the_Instrumental_Response_of_Insight-HXMT/HE_CsI_Detectors_for_Gamma-Ray_Monitoring |
| Authors |
Qi_Luo,_Jin-Yuan_Liao,_Xu-Fang_Li,_Gang_Li,_Juan_Zhang,_Cong-Zhan_Liu,_Xiao-Bo_Li,_Yue_Zhu,_Cheng-Kui_Li,_Yue_Huang,_Ming-Yu_Ge,_Yu-Peng_Xu,_Zheng-Wei_Li,_Ce_Cai,_Shuo_Xiao,_Qi-Bin_Yi,_Yi-Fei_Zhang,_Shao-Lin_Xiong,_Shu_Zhang,_Shuang-Nan_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01367 |
硬X線変調望遠鏡（HXMT/CsI）の高エネルギーX線望遠鏡のCsI検出器は、ガンマ線全天監視と重力波源の対応する電磁波の検索に使用できます。機器の応答は主に、Geant4ツールを使用したモンテカルロシミュレーションと、衛星とすべてのペイロードの質量モデルの両方で取得されます。これは、さまざまな入射方向のクラブパルス放射で更新およびテストされます。エネルギーチャネル関係とエネルギー分解能の両方は、検出エネルギー範囲が異なる2つの動作モード（通常ゲインモードと低ゲインモード）で校正されます。模擬スペクトル分析は、HXMT/CsIが低エネルギーバンドのスペクトルパラメーターよりも高エネルギーバンドのスペクトルパラメーターをより適切に抑制できることを示しています。ジョイントスペクトル分析は、HXMT/CsIおよび他の機器（Fermi/GBM、Swift/BAT、Konus-Wind）で同時に観測された10個の明るいGRBに対して実行され、HXMT/CsIによって与えられるGRBフラックスは、他の楽器によって与えられたものより$7.0\pm8.8\％$。HXMT/CsI-Fermi/GBMジョイントフィッティングは、HXMT/CsIデータがジョイントフィッティングで使用されるため、高エネルギースペクトルパラメーターをより適切に制約できることも示しています。
極めて正確な放射速度に向けて：I.太陽系外惑星検出アルゴリズムをテストするためのシミュレートされた太陽スペクトル
| Title |
Towards_Extremely_Precise_Radial_Velocities:_I._Simulated_Solar_Spectra_for_Testing_Exoplanet_Detection_Algorithms |
| Authors |
Christian_Gilbertson,_Eric_B._Ford,_Xavier_Dumusque |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01489 |
最近および今後の安定化スペクトログラフは、低質量惑星を検出して特徴付けるためのドップラー分光法のフロンティアを推進しています。これらの機器の仕様は非常に印象的であり、固有の恒星変動がほとんどのターゲット星のドップラー精度を制限すると予想されます（Fischeretal。2016）。天文学者は、その完全な可能性を実現するために、真のドップラーシフトを固有の恒星変動から区別するための新しい戦略を開発する必要があります。恒星の自転周期は、潜在的な惑星の軌道周期の範囲に含まれることが多いため、星の斑点、斑点、その他の回転に関連する変動による恒星の変動が特に懸念されます。ドップラー惑星調査を介して低質量惑星を確実に検出し、正確に特徴付けるために、太陽系外惑星コミュニティは、惑星の摂動と固有の恒星変動を共同でモデリングできる統計モデルを開発する必要があります。この取り組みに向けて、このノートでは、SOAP2.0（arXiv：1409.3594）で作成された複数の進化するスタースポットを含む、非常に高解像度の太陽のようなスペクトルのシミュレーションを紹介します。このデータセットは、恒星の変動による汚染の中での物理的半径速度を測定するための統計的手法を開発、テスト、比較する将来の研究に貢献するものと期待しています。
Insight-HXMTの高エネルギー望遠鏡の背景モデル
| Title |
Background_Model_for_the_High-Energy_Telescope_of_Insight-HXMT |
| Authors |
Jin-Yuan_Liao,_Shu_Zhang,_Xue-Feng_Lu,_Juan_Zhang,_Gang_Li,_Zhi_Chang,_Yu-Peng_Chen,_Ming-Yu_Ge,_Cheng-Cheng_Guo,_Rui_Huang,_Jing_Jin,_Xiao-Bo_Li,_Xu-Fang_Li,_Zheng-Wei_Li,_Cong-Zhan_Liu,_Fang-Jun_Lu,_Jian-Yin_Nie,_Li-Ming_Song,_Si-Fan_Wang,_Yuan_You,_Yi-Fei_Zhang,_Hai-Sheng_Zhao,_Shuang-Nan_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01661 |
天体物理学のスペクトルおよび時間分析には、正確なバックグラウンド推定が不可欠です。この作業では、ハードX線変調望遠鏡（Insight-HXMTと呼ばれる）の高エネルギー望遠鏡（HE）の軌道内バックグラウンドモデルを構築します。Insight-HXMT/HEの2年間の空の観測に基づいて、最初に背景の基本的な特性を調査し、背景のスペクトルの形状と強度の両方が異なる地理的サイトで長期的に進化していることを確認します。その後、地球全体が小さなグリッドに分割され、それぞれが地理座標系で5x5平方度の典型的な面積を持ちます。各グリッドについて、経験的関数を使用して、バックグラウンドスペクトルの各チャネルの長期的な変化を記述します。バックグラウンドの強度は可変である可能性があり、ブラインド検出器のコンテンポラリーフラックスを測定することにより、この変動性を説明するために修正係数が導入されます。所与のポインティング観測の場合、バックグラウンドモデルは、各軌道で衛星の軌道が通過するグリッド上で統合することによって実現されます。このような背景モデルは、空の観測と一連の天体ソースの観測のためのキャンペーンの両方でテストされます。結果は、8ksの典型的な露光下でのバックグラウンドエネルギースペクトル（26-100keV）で1.5％の平均系統誤差を示し、バックグラウンドライトカーブ推定（30-150keV）で<3％を示します。したがって、このホワイトペーパーで紹介するバックグラウンドモデルは、スペクトル分析と時間分析の両方に特化した標準部品としてInsight-HXMTソフトウェアに含まれています。
CHARA配列を使用した分光バイナリの視覚軌道。 III。 HD 8374およびHD 24546
| Title |
Visual_Orbits_of_Spectroscopic_Binaries_with_the_CHARA_Array._III._HD_8374_and_HD_24546 |
| Authors |
Kathryn_V._Lester,_Francis_C._Fekel,_Matthew_Muterspaugh,_Douglas_R._Gies,_Gail_H._Schaefer,_Christopher_D._Farrington,_Zhao_Guo,_Rachel_A._Matson,_John_D._Monnier,_Theo_ten_Brummelaar,_Judit_Sturmann,_and_Samuel_A._Weiss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00546 |
CHARAアレイとPalomarTestbed干渉計で取得した干渉観測を使用して、2つの長周期分光連星、HD8374とHD24546の視覚軌道を提示します。また、APO3.5mおよびFairborn2.0m望遠鏡を使用して、エシェルスペクトルから新しい放射速度を取得しました。視覚的観察と分光学的観察を組み合わせることにより、完全な3次元軌道を解き、恒星の質量と距離を3％以内の不確実性で決定します。次に、観測された恒星パラメータを恒星進化モデルの予測と比較するために、ドップラー断層撮影とスペクトルエネルギー分布分析を通じて、各構成要素の星の有効温度と半径を推定します。HD8374の場合、M1=1.636+/-0.050MsunおよびM2=1.587+/-0.049Msun、R1の半径=1.84+/-0.05RsunおよびR2=1.66+/-0.12Rsun、Teff1の温度=7280+/-110KおよびTeff2=7280+/-120K、および推定年齢1.0Gyr。HD24546の場合、M1=1.434+/-0.014MsunおよびM2=1.409+/-0.014Msunの質量、R1の半径=1.67+/-0.06RsunおよびR2=1.60+/-0.10Rsun、Teff1の温度=6790+/-120KおよびTeff2=6770+/-90K、推定年齢1.4Gyr。したがって、HD24546は、グループに物理的に近いにもかかわらず、Hyadesクラスターのメンバーになるには古すぎます。
X線バーストからの恒星風のシミュレーション。解と観測可能な変数の特徴付け
X線バースト中の光球半径展開は、中性子星の半径を測定し、中性子星物質の状態方程式を制約するのに役立ちます。観測を解釈するには、恒星風力学を理解することが重要です。恒星風モデルは過去数十年にわたって研究されてきましたが、関心を取り戻し、最新のデータと方法で再検討する必要があります。この作業では、XRBのコンテキストで放射風モデルを研究し、最新の手法と物理学の入力を使用します。私たちは解の特徴付けと観測可能な大きさの研究に焦点を当て、自由モデルのパラメーターの関数として扱います。更新された不透明度テーブルと最新の数値手法を使用して、静止領域で球対称の非相対論的風モデルを実装します。総質量およびエネルギー流出$（\dotM、\dotE）$は、自由パラメーターとして扱われます。観測可能な大きさのより良い特徴付けを可能にするために、高解像度パラメーター空間探査が行われました。異なる光球マグニチュードと自由パラメーターとの間に高い相関関係が見つかりました。たとえば、重力エネルギーの流出と放射光度の光球比は、光球の風速に正比例します。見つかった相関関係は、観測可能な光球値を使用して、核反応が発生する内層の物理的条件を決定するのに役立ちます。相関関係が有効である物理的条件の範囲を決定するには、さらに調査が必要です。
赤い巨大星の回転駆動紫外線放出
| Title |
Rotationally_Driven_Ultraviolet_Emission_of_Red_Giant_Stars |
| Authors |
Don_Dixon_(1,2),_Jamie_Tayar_(3),_Keivan_G._Stassun_(1,2)_((1)_Vanderbilt_University,_(2)_Fisk_University,_(3)_University_of_Hawaii) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00577 |
主系列星は明確な回転活動の関係を示し、急速に回転している星は強い色彩/コロナ紫外線とX線放射を駆動します。赤い巨星の大部分は不活動ですが、数パーセントは強い紫外線放射を示します。ここでは、SDSSAPOGEEおよびGALEXによって観測された133個の赤い巨大星のサンプルを使用して、NUV過剰と回転速度（vsini）の経験的関係を示します。この単純な関係を超えて、NUV超過は回転周期とロスビー数とも相関し、M型矮星で見られるものとほぼ同じ傾向を共有し、高速回転子間の活動飽和を含むことがわかります。私たちのデータはまた、非常に急速に回転する巨人がいわゆる「過飽和」を示す可能性があることを示唆しています。私たちの経験的な回転-活動関係の適用例として、ブラックホールコンパニオンを備えたレッドジャイアントを含む最近報告されたシステムから観測されたNUV放射が、そのシステムで急速に回転するレッドジャイアントから生じるものと完全に一致することを示します。最も根本的に、私たちの調査結果は、主なシーケンスから赤い巨大な進化のステージまで、クールな星の回転と対流における彩層活動の共通の起源を示唆しています。
太陽周期24で最大の太陽フレアをトリガーする隣接する反対極性領域への磁気半島の侵入
| Title |
Intrusion_of_Magnetic_Peninsula_toward_the_Neighboring_Opposite-polarity_Region_That_Triggers_the_Largest_Solar_Flare_in_Solar_Cycle_24 |
| Authors |
Yumi_Bamba,_Satoshi_Inoue,_and_Shinsuke_Imada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00688 |
太陽周期24で最大のX9.3太陽フレアと先行するX2.2フレアは、2017年9月6日に太陽活動領域NOAA12673で発生しました。この研究は、複数の観測データセットの分析を通じてこれらのフレアの発生メカニズムを理解することを目的としています日の出と太陽力学観測所から、そして非線形の力のない場の外挿からの結果。最も顕著な特徴は、主要な負の極性の領域の侵入であり、半島のように見え、北西を隣接する反対の極性の領域に向けています。また、負の半島の侵入に関連して引き起こされる磁気リコネクションのプロキシを観察します。侵入する負の半島の周りの磁場の急速な変化。カスプの脚で一時的ではあるが有意なダウンフロー（〜100km/s）を示すカスプ型の増光を含む、負の半島の先端での前駆体の増光;X9.3フレアで噴出した磁束ロープのように見える暗いチューブ状の構造;フラックスロープの下で生成された電流を表すと思われる暗いチューブ状の構造に沿ったコロナの明るくなります。これらの観測機能に基づいて、（1）負の半島への侵入が、X2.2フレアで噴出したねじれた磁束ロープを形成および成長させるプッシュモードの磁気再結合を促進する上で重要であったこと、（2）X2.2フレアを超えて侵入が継続し続けると、X9.3フレアで噴出した磁束ロープの強化につながる平衡を破壊するためにさらに促進されます。
AU Micの大きな兄弟：$ \ beta $ Pic移動グループのCP-72 2713の周りの、ほこりの多い冷たい破片ディスク
| Title |
The_big_sibling_of_AU_Mic:_a_cold_dust-rich_debris_disk_around_CP-72_2713_in_the_$\beta$_Pic_moving_group |
| Authors |
A._Mo\'or,_N._Pawellek,_P._\'Abrah\'am,_\'A._K\'osp\'al,_K._Vida,_A._P\'al,_A._Dutrey,_E._Di_Folco,_A._M._Hughes,_Q._Kral,_I._Pascucci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00861 |
SpitzerとHerschelのアーカイブ測定値を分析したところ、若いK7/M0スターCP-722713の周りのこれまで未知の破片円盤を特定しました。このシステムは、24Myr古い$\beta$Pic移動グループに属しています。ALMA7-mアレイで得られた新しい1.33mmの連続体観測により、ピーク半径が140auの拡張ダストディスクが明らかになりました。これは、おそらくシステム内の遊星帯の位置をトレースしていると考えられます。このディスクは、既知の空間分解されたデブリディスクや、同等の質量の星の周りの原始惑星系ディスクに比べて非常に大きいです。この半径でのベルトの動的励起は、惑星の攪拌と一致することがわかりますが、ベルトに埋め込まれた大きな遊星体による自己攪拌は、これらの物体が非常に急速に形成される場合にのみ機能します。小石の集中によって。スペクトルエネルギー分布を分析することにより、43Kの特徴的なダスト温度と1.1$\times$10$^{-3}$の部分光度を導き出しました。後者の値は際立って高く、太陽から40セント以内に、ダストが豊富なカイパーベルトの類似物が4つだけ知られています。
B型星のボロメータ補正とガイア光度のためのレシピ：地球震源サンプルへの応用
| Title |
Recipes_for_bolometric_corrections_and_Gaia_luminosities_of_B-type_stars:_Application_to_an_asteroseismic_sample |
| Authors |
May_G._Pedersen,_Ana_Escorza,_Peter_I._Papics,_and_Conny_Aerts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00881 |
1）T_eff、2）T_eff、logg、および3）T_eff、logg、[M/H]の関数として、B型星に適切なボロメータ補正の3つの統計モデル処方を提供します。これらの統計モデルは、ガイア宇宙ミッションのものを含む27の異なるフィルターに対して計算され、LTEとLTE+NLTEをそれぞれ想定したボロメータ補正の2つの異なるグリッドに基づいて導き出されました。以前のそのような作業は、ボロメータ補正に対するNLTEの影響を考慮せずに、主に単一の測光通過帯域に制限されていました。これらの統計モデルを使用して、利用可能な分光パラメーターを持つ34個のゆっくり脈動するB型（SPB）星の光度を計算し、それらをHertzsprung-Russellダイアグラムに配置して、それらの位置を理論的なSPB不安定ストリップと比較します。NLTE効果を除外しても、温度範囲11500〜21000Kの導出された光度に大きな影響はないことがわかります。B型星の光度を意味のあるものにするためには、分光パラメータが必要であると結論付けます。ボロメトリック補正の3つの処方は、エディングトン限界以下の領域をカバーする有効温度と表面重力がそれぞれ10000〜30000Kおよび2.5〜4.5dexの銀河Bタイプ星に有効です。
若い惑星状星雲IC 4997におけるCH $ ^ {+} $、CHおよびH $ _2 $分子の検出
| Title |
Detection_of_CH$^{+}$,_CH_and_H$_2$_molecules_in_the_Young_Planetary_Nebula_IC_4997 |
| Authors |
N._Kameswara_Rao_(1,2),_David_L._Lambert_(2),_Arumalla_B._S._Reddy_(1),_D.A._Garc\'ia-Hern\'andez_(3,4),_Arturo_Manchado_(3,4,5),_J._J._D\'iaz-Luis_(6)_((1)_Indian_Institute_of_Astrophysics,_Bangalore_India,_(2)_The_W._J._McDonald_Observatory,_University_of_Texas_at_Austin,_(3)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias_(IAC),_Tenerife,_Spain,_(4)_Departamento_de_Astrof\'isica,_Universidad_de_La_Laguna_(ULL),_Tenerife,_Spain,_(5)_Consejo_Superior_de_Investigaciones_Cient\'ificas,_Madrid,_Spain,_(6)_Observatorio_Astron\'omico_Nacional_(OAN-IGN),_Madrid,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.00903 |
高解像度の光学スペクトルから、若いコンパクトな惑星状星雲IC4997からCH$^{+}$およびCH分子吸収線を検出しました。高解像度の赤外線（HおよびKバンド）スペクトルにより、他の多くのラインの中でH$_2$輝線を検出できます。H$_2$ラインは2100Kの励起温度を提供します。これは、エンベロープ内のUV蛍光から、または星がAGBにあるときに放出された電離ガスの拡大する流出と中性エンベロープの間の界面で形成された衝撃から生じる可能性があります。CH$^+$は吸熱反応C+H$_2$$\rightarrow$CH$^+$+Hから生じる可能性があることが示唆されています。興味深いことに、CH$^{+}$とCHはより高い膨張を示しますH$_{\rm2}$放出よりも速度が遅いことは、それらが衝撃後ガスの一部である可能性を示唆しています。
白色光での立体観測からの太陽風不均一構造の再構築：3Dでの太陽風トランジェント
| Title |
Reconstructing_solar_wind_inhomogeneous_structures_from_stereoscopic_observations_in_white-light:_Solar_wind_transients_in_3D |
| Authors |
Xiaolei_Li,_Yuming_Wang,_Rui_Liu,_Chenglong_Shen,_Quanhao_Zhang,_Shaoyu_Lyu,_Bin_Zhuang,_Fang_Shen,_Jiajia_Liu,_and_Yutian_Chi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01238 |
太陽地球関係観測所（STEREO）に搭載されたHeliosphericImager-1（HI1）からの白色光画像は、2つの視点から内部太陽圏を移動する太陽風トランジェントの2次元（2D）グローバルビューを提供します。これらの2D画像からトランジェントの非表示の3次元（3D）機能を取得する方法は、興味をそそりますが挑戦的です。以前の研究（Lietal。、2018）では、2つのSTEREO宇宙船からの同時HI1画像に基づいて、太陽-地球線に沿って伝搬する太陽風の過渡現象を認識する「相関支援」手法が開発されました。ここでは、方法が太陽-地球線から3D空間全体に拡張され、STEREOHI1カメラの共通の視野で太陽風の過渡現象を再構築しています。2010年4月3〜4日の間に、コロナ質量放出（CME）と3つの小規模ブロブの3D形状と伝播方向を示すことにより、このメソッドの機能を示します。いくつかのフォワードモデリングメソッドと比較すると、このメソッドは信頼性が高いことがわかりました位置、角度幅、伝播方向。3D再構築の結果に基づいて、2010年4月3日の角度が歪んだ、ほぼ南北向きのCMEが明らかになり、CMEの3D構造の複雑さが明らかになります。
ガイアとハーシェルによるおうし座の星形成領域の3Dビュー：フィラメント状分子雲に関連する複数の集団
| Title |
A_3D_view_of_the_Taurus_star-forming_region_by_Gaia_and_Herschel:_multiple_populations_related_to_the_filamentary_molecular_cloud |
| Authors |
V._Roccatagliata,_E._Franciosini,_G._G._Sacco,_S._Randich_and_A._Sicilia-Aguilar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01331 |
環境。おうし座は、若い星の集団の3次元分布を研究し、関連する分子雲に関連付けるための理想的な領域を表しています。ねらい。2番目のガイアデータリリース（DR2）では、以前に定義された堅牢なメンバーシップから始めて、トーラスコンプレックスを3次元で調査できます。フィラメントで構造化された分子雲は、ハーシェルの公共遠赤外線マップを使用して、放出を追跡できます。メソッド。分光学的に確認されたメンバーのコンパイルされたカタログから、ガイアDR2アーカイブ内の信頼性の高い視差と適切な動きを持つ283の光源を分析します。多変量ガウス関数で記述された複数の母集団を使って、視差と固有運動の分布を適合させます。デカルト銀河座標（X、Y、Z）を計算し、メインクラウドに関連付けられている母集団については、銀河空間速度（U、V、W）も計算します。ハーシェルによって追跡されたフィラメント状分子雲の構造に関連して、集団の空間分布について議論します。結果。視差と適切な動きですべて明確に定義されている6つの個体群の存在を発見しました。唯一の例外はおうし座Dです。派生距離は130〜160pcの範囲です。恒星の個体群と関連する分子雲の間に固有の関係はありません。恒星の個体群は雲の表面にあり、どちらも同じような距離にありますが、分子雲がフィラメントで構成されている場合はそうではありません。おうし座Bはおそらくおうし座Aの方向に動いているが、おうし座Eはそれらに向かって動いているように見える。結論。おうし座領域は、独立して進化している塊状のフィラメント構造でおそらく発生した複雑な星形成の歴史の結果です。
恒星の進化の記述におけるシェーンベルク-チャンドラセカール限界の妥当性
| Title |
The_validity_of_the_Schoenberg-Chandrasekhar_limit_in_describing_stellar_evolution |
| Authors |
Janusz_Ziolkowski_and_Andrzej_A._Zdziarski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01361 |
恒星進化の現代理論に照らしてシェーンベルク-チャンドラセカール限界について議論します。質量範囲が1.4〜$7M_\odot$の星に対して、Heコアの制限部分質量の数値が0.09〜0.11の比較的狭い範囲にあるという有効な概念であることがわかります。この制限を超えることは、星の再構築に関連します。これは、半径対時間の進化における特徴的なねじれ（最初は減少し、その後増加）によって現れます。これは、星がサブジャイアントブランチからレッドジャイアントブランチに移動する瞬間とも一致します。交差は恒星の半径と光度の成長率の加速と関連していますが、この加速は実質的ではなく、進化は質的に変化しません。したがって、シェーンベルク-チャンドラセカールの制限は、有効な概念でありながら、特定のオブジェクトの進化状態を制約する上で特に有用なツールではありません。
太陽は他の太陽のような星よりも活動的ではありません
| Title |
The_Sun_is_less_active_than_other_solar-like_stars |
| Authors |
Timo_Reinhold,_Alexander_I._Shapiro,_Sami_K._Solanki,_Benjamin_T._Montet,_Nathalie_A._Krivova,_Robert_H._Cameron,_Eliana_M._Amazo-Gomez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01401 |
太陽や他の星の磁気活動により、それらの明るさが変化します。太陽の変動性が他の太陽のような星、つまり太陽に近い有効温度と回転周期を持つ星とどのように比較されるかを調査します。ケプラー宇宙望遠鏡からの4年間の測光観測とガイア宇宙船からの天文学データを組み合わせることにより、369個の太陽のような星の測光変動を測定します。回転周期が十分に決定されているほとんどの太陽のような星は、太陽よりも変動が大きいため、かなり活発です。これらの星は、それらのより高い変動性を除いて、太陽とほとんど同一に見えます。彼らの存在は、太陽がそのような高い変動性の時代を経験できるかどうかという問題を提起します。
ミリ波波長での偏光度からの太陽フレアの磁場非対称性の推定
| Title |
Inferring_the_magnetic_field_asymmetry_of_solar_flares_from_the_degree_of_polarisation_at_millimetre_wavelengths |
| Authors |
Douglas_F._da_Silva,_Paulo_J._A._Sim\~oes,_R._F._Hidalgo_Ram\'irez,_Adriana_V\'alio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01420 |
ミリ波での太陽フレアの偏光測定を使用して、放射源の磁場構成を調査しました。電波太陽望遠鏡によって、1〜15GHzのマイクロ波で、45および90GHzの太陽でのミリ波放射の偏光放射（POEMAS）によって観測された2つの太陽フレア（SOL2013-02-17およびSOL2013-11-05）を分析しますネットワーク（RSTN）、および高周波数（212GHz）の太陽サブミリ望遠鏡（SST）。また、これらのフレアからの硬X線は、ReuvenRamaty高エネルギー太陽分光画像装置（RHESSI）によって同時に検出されました。フラックスと偏光の無線スペクトルは、空間的に変化する3D磁場ループ構造でジャイロシンクロトロン放射をシミュレートするモデルを使用して適合されました。{モデリング}の場合、磁気ループジオメトリが固定され、磁場強度は磁場の唯一の自由パラメーターでした。さらに、エネルギー電子の数密度と電子スペクトルインデックスを自由パラメーターとして、均一な電子分布がモデルによって{仮定}されました。当てはめられたモデルは、各イベントの観測された偏光度と電波束スペクトルをかなりよく再現し、ループとフレア光源の物理的パラメーターをもたらしました。私たちの結果は、太陽フレア中の高度な偏光は、高度に非対称な磁気ループの{footpoints}にある2つの線源によって説明できるのに対し、低い偏光度は、対称的な磁気ループのフットポイント線源から生じることを示しています。
フルディスクCa II Kスペクトロヘリオグラムの分析III。 1892-2019年をカバーするプラージュエリア複合シリーズ
| Title |
Analysis_of_full_disc_Ca_II_K_spectroheliograms_III._Plage_area_composite_series_covering_1892-2019 |
| Authors |
Theodosios_Chatzistergos,_Ilaria_Ermolli,_Natalie_A._Krivova,_Sami_K._Solanki,_Dipankar_Banerjee,_Teresa_Barata,_Marcel_Belik,_Ricardo_Gafeira,_Adriana_Garcia,_Yoichiro_Hanaoka,_Manjunath_Hegde,_Jan_Klime\v{s},_Viktor_V._Korokhin,_Ana_Louren\c{c}o,_Jean-Marie_Malherbe,_Gennady_P._Marchenko,_Nuno_Peixinho,_Takashi_Sakurai,_Andrey_G._Tlatov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01435 |
私たちは、未調査のいくつかのCaIIKアーカイブを含む、既知のデジタル形式で公開されているすべてのCaIIKアーカイブからのデータを使用して、過去12太陽サイクルにおけるプラージュエリアの進化を導き出します。1892年から2019年までの43のデータセットから、290,000を超えるフルディスクCaIIK観測を分析します。すべての画像は、測光キャリブレーション（必要な場合）と四肢の暗くなる補正を実行する自動手順で一貫して処理されました。この処理では、京都やヤークスのデータで見つかった明るい弧などの非常に特殊なアーティファクトを含む、多くの画像を悩ませるアーティファクトも考慮されます。分析した各データセットからプラージュエリアの時系列を作成しました。個々のアーカイブに由来するプラージュ領域間の違いは、主に中心波長とさまざまなサイトでデータを取得するために使用されるバンドパスの違いによるものであることがわかりました。各データセットから得られた結果を経験的にクロスキャリブレーションし、組み合わせて、プラージュ領域の複合シリーズを作成しました。「バックボーン」シリーズは、すべてのシリーズをつなぐために使用されます。また、バックボーンシリーズの選択は、最終的なプラージエリアのコンポジットにほとんど影響しないことも示しました。中心波長のシフトに起因する処理でプラージュ領域を決定する不確実性を定量化し、履歴データで見つかった平均的な条件で、太陽円盤のフラクションで0.01未満であることがわかりました。また、観察中の変動する観察条件によって、活動の最大値中にプラージュ領域がわずかに増加することもわかりました。私たちは、修正および校正された歴史的および現代のCaIIK画像に基づいて、これまでで最も完全なプラージュ領域の時系列を提供します。現在、一貫したプラージュエリアは、1892年以降、88％、1907年以降、98％で利用できます。
赤い巨大星における双極混合モードの混合特性の変化
| Title |
Variations_of_the_mixing_character_of_dipolar_mixed_modes_in_red_giant_stars |
| Authors |
C._Jiang,_M._Cunha,_J._Christensen-Dalsgaard,_QS._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01464 |
宇宙ミッションの高品質データのおかげで、多くの星で混合モードの検出が可能になりました。この研究では、双極混合モードの混合特性が恒星進化とともに、また各恒星モデル内の周波数とともにどのように変化するかを調査します。これは、レッドジャイアントモデルの双極混合モードの結合強度と周期間隔の変化を監視することによって実現されます。これらのパラメーターは、混合モードの漸近展開を、1.0〜2.0の$M_\odot$と3つの異なる化学的存在量の質量を持つ赤巨人モデルのグリッドのモデル周波数に適合させることによって測定されます。結合強度と周期間隔は恒星の進化とともに減少します。減少傾向の傾きは、圧力モード成分の半径方向次数に依存することがわかります。最大40\％までの周波数での結合強度の無視できないほどの増加は、一連の赤巨人モデルの観測可能な周波数範囲で見られます。逆に、周波数による周期間隔の大きな変化は見られません。モードの混合特性の変化は、ほとんどの場合、モデルの質量と金属性の影響を受けます。浮力グリッチもミキシングキャラクターに影響を与えます。適用された漸近展開で周波数のグリッチの影響が考慮されていない場合、光度バンプに近づくモデルで、推定された結合強度と周期間隔の大きな変動が見られます。
AGB流出内のダストガス化学の化学モデリング-II。ダストグレインサイズ分布の影響
AGBの星は、超新星とともに星間物質（ISM）への恒星塵の主な原因です。AGBの星によって形成されたダスト粒子は大きいと考えられています。ただし、ダストの核生成とその流出内での成長はまだ理解されていないため、ダストの粒度分布（GSD）は不明です。AGBダストはその進化の開始点の70％を$\sim$形成するため、これは星間ダストの化学的および物理的履歴に関する私たちの知識に関する重要な不確実性です。包括的なダストガス化学を独自に含む化学反応速度モデルを拡張します。GSDは、一般に想定されている正規のMathisらから逸脱することが許可されています。（1977）分布。特定のGSDが、流出内のダストガスの化学に大きな影響を与える可能性があることがわかりました。我々の結果は、気相種の枯渇のレベルがGSDの平均粒表面積に依存することを示しています。気相存在量プロファイルとその可能な減少は、一連の遷移を使用する場合の分子輝線の観測から取得できます。GSDの規定内の縮退により、特定のパラメーターを取得できません。平均の粒子表面積（の下限）のみを取得できます。それにもかかわらず、これは主に大きいまたは小さい粒子から構成されるダストを区別することができます。スペクトルエネルギー分布や偏光などの他のオブザーバブルと組み合わせると、分子気相存在量プロファイルからの枯渇レベルが、AGBの流出によってISMに供給されるダストのとらえどころのないGSDを制約できることを示します。
深く埋め込まれたプロトスターの中赤外線とサブミリメートルの変動性の関係
| Title |
The_Relationship_between_Mid-Infrared_and_Sub-Millimetre_Variability_of_Deeply_Embedded_Protostars |
| Authors |
Carlos_Contreras_Pe\~na,_Doug_Johnstone,_Giseon_Baek,_Gregory_J._Herczeg,_Steve_Mairs,_Aleks_Scholz,_Jeong-Eun_Lee,_and_The_JCMT_Transient_Team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01569 |
ワイド赤外線サーベイエクスプローラー（$WISE$/NEOWISE）からのマルチエポックデータと進行中のジェームズクラークマクスウェル望遠鏡（JCMT）のトランジェントサーベイを使用して、深く埋め込まれたプロトスターの中赤外線とサブmmの変動性の関係を調べます。59の若い恒星天体（YSO）のサンプルにおける確率的（ランダム）および/または長期的（ほぼ単調）な変動の兆候の調査により、2つの調査のうち少なくとも1つで35が変動することが明らかになりました。この変動は、経年変化によって支配されます。経年変化のあるオブジェクトのうち、14個のオブジェクト（サンプルの$22\％$）は、中赤外およびサブmm波長で相関のある経年変化を示しています。可変降着は、このタイプの可変性に責任があると思われるメカニズムです。両方の波長が異なるYSOのフラックスは、中赤外域とサブmmの間の$\log_{10}F_{4.6}（t）=\eta\log_{10}F_{850}（t）$の関係に従います、$\eta=5.53\pm0.29$です。この関係は、サブIRフラックスがより大きなエンベロープ内のダスト温度に応答するのに対し、中赤外放射率は降着光度に直接比例するという事実から生じます。ただし、正確なスケーリング関係は、エンベロープの構造、ディスクでの粘性加熱の重要性、およびダストの不透明度の法則によって異なります。
ALMAが明らかにしたUX Tauri Disk A / Cシステム間の潮汐相互作用
| Title |
Tidal_Interaction_between_the_UX_Tauri_Disk_A/C_System_Revealed_by_ALMA |
| Authors |
Luis_A._Zapata_(IRyA-UNAM),_Luis_F._Rodr\'i_guez_(IRyA-UNAM),_Manuel_Fern\'andez-L\'opez_(IAR),_Aina_Palau_(IRyA-UNAM),_Robert_Estalella_(Universitat_de_Barcelona),_Mayra_Osorio_(CSIC),_Guillem_Anglada_(CSIC),_and_Nuria_Huelamo_(CSIC-INTA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01652 |
高感度で高角度の解像度（$\sim$0.2-0.3$''$）（サブ）ミリメートル（230および345GHz）の連続体とCO（2$-$1）/CO（3$-$2）のラインアーカイブ観測UXTauriのディスクスターシステムは、ALMA（AtacamaLargeMillimeter/SubmillimeterArray）で実行されました。これらの観測により、若い信号UXTauriAを取り巻くガスと埃っぽいディスクが明らかになり、信号対雑音比が大きく（連続体で$>$400、ラインで$>$50）、分子ガスが初めて検出されましたUXタウリCのディスクに関連する放出（ディスクのサイズは$<$56au）。UXTauriCに関連する5$\sigma$レベル（0.85mmで0.2mJy）では、（サブ）ミリメートルの連続体放射は検出されません。コンポーネントUXTauriCの場合、ダストディスクの質量は$\leq$0.05Mと推定されます$_\oplus$。さらに、両方のディスクUXTauriA/C間の強い潮汐ディスクの相互作用を報告し、投影距離で360au離れています。COラインの観測により、UXタウリAのディスクにマークされたスパイラルアームと、UXタウリCディスクに関連するガスの赤方偏移が拡大していることがわかります。UXタウリAのダスト連続体の放出では、らせん状の腕は観察されません。ケプラーの回転を仮定して、UXの半径速度から囲まれた質量（disk$+$star）をそれらの半径速度から推定します。TauriA、およびUXTauriCの70$\pm$30/$\sini$Jupiter質量（後者は茶色の小人の質量上限値と一致します）。ここに示されている観察的証拠は、UXタウリCがUXタウリAの円盤の周りで可能な広範で進化する偏心軌道に接近していることを示唆しています。らせん状のアームの形成とUXタウリに向かって落下する分子ガスの流れを引き起こしています。C.
HAZMAT VI：初期のMスターから放出された極端紫外線の進化
| Title |
HAZMAT_VI:_The_Evolution_of_Extreme_Ultraviolet_Radiation_Emitted_from_Early_M_Star |
| Authors |
Sarah_Peacock,_Travis_Barman,_Evgenya_L._Shkolnik,_R._O._Parke_Loyd,_Adam_C._Schneider,_Isabella_Pagano,_Victoria_S._Meadows |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01687 |
恒星極紫外線（EUV、100-1000$\overset{\circ}{A}$）放出の進化を定量化することは、惑星大気の進化とMドワーフシステムの居住性を評価するために重要です。ハビタブルゾーンとMドワーフアクティビティアクロスタイム（HAZMAT）プログラムからの以前の研究では、銀河進化探査機（GALEX）。結果は、何億年もの間上昇したままである短波長放射のレベルの増加を明らかにしました。星間媒質による吸収が大多数の星のEUV波長へのアクセスを妨げるため、年齢の関数としてのEUVフラックスの傾向を経験的に決定することはできませんでした。この論文では、この観測ギャップに対処するために、初期のM星からのEUVフラックスの進化をモデル化します。PHOENIX大気コードで計算され、GALEX測光によって導かれた、10〜5000Myrの5つの異なる年齢でのEUVから0.4$\pm$0.05M$_{\odot}$星の赤外線波長に及ぶ合成スペクトルを示します。各エポックでのX線、FUV、およびNUVフラックスで観測された広がりと一致して、2桁にわたるEUVフラックスの範囲をモデル化します。私たちの結果は、若いM星からの恒星EUV放射は、フィールドエイジM星よりも100倍強く、数億年の間一定のままでt$^{-1}$として減少することを示しています。この減少は、時間とともに着実に外側にシフトする彩層温度構造の変化に起因します。私たちのモデルは、惑星の大気からの脱出を促し、惑星の居住可能性に直接影響を与える観測できないEUV放射を含む、MスターのUV放射の完全なスペクトル的および時間的に解決された履歴を再構築します。
沼地の予想からのインフレの潜在的なメカニズム
インフレは宇宙の始まりのために現在受け入れられているパラダイムです。わずかなスペクトル傾斜のみで観測された密度摂動のほぼスケール不変の観測されたスペクトルを説明するには、インフレーションは「スローロール」、つまり十分に小さな勾配のポテンシャルであったに違いありません。インフレ構造の起源は本質的に量子力学的なものですが、重力はインフレモデル内で半古典的に扱われます。いわゆるde-Sitter湿地予測の観点からの最近の研究は、スローロールインフレが、正の真空エネルギー密度の存在下での量子重力の完全な理論と一致しているかどうかに疑問を投げかけています。パラダイム。この研究では、実際に、この予想を正しく理解し、別の沼地の予想、いわゆる距離予想を使用すると、低速ロールインフレの潜在的なメカニズムが発生することを示し、ここで微調整は行わないと主張します。技術的な問題。
標準モデルを超えたニュートリノ自己相互作用（$\nu$SI）は、ニュートリノの性質に対する宇宙論的制約を緩和し、ハッブル膨張率の遅い時間と早い時間の測定における緊張を説明する魅力的な可能性です。$4\sigma$ハッブル張力を説明するために$\nu$SIに必要な強さは、$10^9\、G_F$までの点状の有効な4フェルミオン結合の点であり、$G_F$はフェルミ定数。この研究では、このような強い$\nu$SIが2ニュートリノのダブルベータ崩壊に大きな影響を及ぼし、崩壊率の観測可能な向上とスペクトルの歪みにつながることを示しています。効果的な演算子を介して、および軽いスカラーによって媒介されたときの自己相互作用を分析します。観測された2ニュートリノの二重ベータ崩壊からのデータは、$\nu$SIを制約するために使用され、$10^9\、G_F$の周りの体制を除外します。
自由形状のダークホロービーム用の幾何位相波長板
多種多様な平面曲線の形状を模倣したエキゾチックな強度の景観に刻まれた位相特異点を持つ光ビームを作成する可能性を示します。この目的を達成するために、いくつかの選択された曲線の幾何学的特性を、長い数値手順に基づく間接暗号化方法を経由せずに単一の方位角位相係数に直接エンコードする方法を開発しました。結果は、液晶ベースの不均一な波長板の光軸分布を成形するために利用されます。後者は最終的に、パンチャラトナムベリー位相を介して入力光学ガウスビームの波面を彫刻するために使用されます。
暖かいインフレにおける優雅な出口問題について
一見単純な質問である、暖かいインフレはどのように優雅に終わるのでしょうか？は、冷たいパラダイムよりも複雑な答えを持っています。ここで、温かいインフレが正常に終了するかどうかは、3つの独立した選択に依存することが強調されています。ポテンシャルの形式、温かいインフレモデルの選択（つまり、散逸係数の形式）、および弱い散逸または強い散逸のレジーム、暖かいインフレダイナミクスを特徴付けます。スローロールパラメーターの一般的な条件と、温かいインフレが適切に終了するために必要なさまざまなモデルパラメーターのいくつかの制約が導出されます。
ダークエネルギー、エクストラディメンション、スワンプランド
| Title |
Dark_Energy,_Extra_Dimensions,_and_the_Swampland |
| Authors |
Gabriele_Montefalcone_and_Paul_J._Steinhardt_and_Daniel_H._Wesley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01143 |
おそらく、余分な次元からのコンパクト化に基づく基本理論の最大の課題は、加速された宇宙論的拡張の期間に対応することです。以前の研究では、コンパクト化された理論の2つの重複するクラスにダークエネルギーが存在することによって課される制約が特定されています。（2）スワンプランドの予想を満たしていると仮定して、弦理論から導き出されたもの。どちらのクラスでも、分析は暗黒エネルギーが可能性がある場合にのみ可能であることを示しました。このペーパーでは、両方のクラスに属する理論の結果を調査し、結合制約が非常に制限的であることを示し、いくつかのオプションを残しています。
地球の磁気圏尾部における乱流再結合中の磁気構造とエネルギー散逸の統計的性質
| Title |
Statistical_properties_of_magnetic_structures_and_energy_dissipation_during_turbulent_reconnection_in_the_Earth's_magnetotail |
| Authors |
K._Bergstedt,_H._Ji,_J._Jara-Almonte,_J._Yoo,_R._E._Ergun,_L.-J._Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01226 |
2017年7月26日の地球のマグネトテイルでの磁気圏マルチスケールミッションの\textit{in-situ}測定を使用して、乱流磁気リコネクションの単一期間中に観測された磁気構造と関連するエネルギー散逸の最初の統計的研究を提示します。構造は、磁場の双極シグネチャを特定することによって選択され、電流密度とプラズマフローを検査する自動アルゴリズムを介して、プラズモイドまたは電流シートとして分類されます。プラズモイドのサイズは、サブ電子からイオンスケールまでの範囲で減衰する指数分布を形成します。現在のシートのかなりの数の存在は、乱流の再結合中のプラズモイドの動的な生成とマージの物理的な図と一致しています。磁気構造は、局所的な磁場に平行な電場を介した大きなエネルギー散逸の場所であり、垂直電場を介した散逸は、構造の外側を支配します。かなりのエネルギーも粒子からフィールドに戻ります。
三重星系におけるパルサーによる強い等価原理の改良されたテスト
| Title |
An_improved_test_of_the_strong_equivalence_principle_with_the_pulsar_in_a_triple_star_system |
| Authors |
Guillaume_Voisin,_Isma\"el_Cognard,_Paulo_Freire,_Norbert_Wex,_Lucas_Guillemot,_Gr\'egory_Desvignes,_Michael_Kramer,_Gilles_Theureau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.01388 |
重力の強い等価原理（SEP）は、一般相対性理論（GR）の基礎です。中性子星と白色矮星の間の結合エネルギーの極端な違いにより、パルサータイミングの手法によるSEPの正確なテストが可能になります。これまでに、強磁場条件下でのSEPの有効性に関する最良の制限は、トリプルステラーシステムのユニークなパルサー、PSRJ0337+1715で得られました。ここでは、Nan\ccay電波望遠鏡（NRT）で6年間にわたって取得した独立したデータセットを使用したこのテストの改善について報告します。改善は、均一にサンプリングされたデータセット、理論的分析、および以前に公開された結果のいくつかの欠点を修正する処理から生じ、テストの精度と信頼性が向上します。以前に公開されたテストとは対照的に、別の長期タイミングデータセットを使用し、新しいタイミングモデルとシステムの動きの独立した数値積分を開発し、質量と軌道パラメーターを、パラメータ$\Delta$は、他のすべてのパラメータと同じように、可能性のある強電界SEP違反を記述します。違反パラメータ$\Delta=（+0.5\pm1.8）\times10^{-6}$を95\％の信頼レベルで取得します。これは、以前の調査と互換性があり、以前の調査を30\％改善します。この結果は統計に制限があり、以前に遭遇したような体系による制限を回避します。報告された不確実性の最大10\％の原因であるパルサースピン周波数に赤いノイズの証拠が見つかりました。SEP違反の改善された制限を使用して、十分に研究されたスカラーテンソル理論のクラスに制約を課します。特に、Brans-Dickeパラメータに対して$\omega_{\rmBD}>140\、000$を見つけます。ここで提示されている保守的な制限は、中性子星物質の状態の方程式における現在の不確実性を十分に考慮しています。
均質リングによって供給されるニュートンポテンシャルにおける粒子動力学
任意の次元のユークリッド空間の均質リングによって供給されるニュートン重力ポテンシャルは、空間次元が偶数の場合、多項式の形をとります。対照的に、空間次元が奇数の場合、完全な楕円積分を含む形式で与えられます。この論文では、ニュートンポテンシャルで自由落下する巨大粒子のダイナミクスを分析します。リングが配置されている対称平面上の円軌道に注目すると、4D空間以上では不安定であるのに対し、3D空間では安定していることがわかります。一連の安定した円軌道は、リングの半径の$1.6095\cdots$倍で消えます。これは、最も内側の安定した円軌道（ISCO）に対応します。リングの対称軸上では、3D空間には円軌道がありませんが、4D空間を超えています。特に、円軌道は4D空間のISCOと無限大の間、および5D空間のISCOと最も外側の安定した円軌道の間で安定しています。6D空間以上では、安定した円軌道は存在しません。
ニュートリノがディラック粒子である場合、軽い右手系ニュートリノ$\nu_{R}$の存在が暗示されます。これらは、初期宇宙における相対論的なニュートリノ種$N_{{\rmeff}}$の有効な数に貢献します。純粋な標準モデルの相互作用では、寄与はごくわずかです。ただし、新しい相互作用が存在する場合は、貢献度を大幅に高めることができます。ニュートリノ（スカラー、疑似スカラー、ベクトル、軸ベクトル、テンソル）の最も一般的な効果的な4フェルミオン相互作用を考慮し、右手系ニュートリノの$N_{{\rmeff}}$への寄与を計算します。$N_{{\rmeff}}$のPlanck2018の測定値を取得すると、有効な4フェルミオン結合に対する強い制約が得られます。これは、相互作用強度$10^{-5}\sim10^{-3}$に対応しますフェルミ定数の。これは、最大43TeV以上の新しい物理スケールに変換されます。CMB-S4などの将来の実験では、ディラックニュートリノに有効な4ニュートリノ演算子の存在を調査または除外できます。この結論を回避する方法について説明します。
