パルサーのタイミング相関がある暗黒物質下部構造の可観測性
| Title |
Observability_of_Dark_Matter_Substructure_with_Pulsar_Timing_Correlations |
| Authors |
Harikrishnan_Ramani,_Tanner_Trickle,_Kathryn_M._Zurek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03030 |
小規模の暗黒物質の下部構造は現在、弱く制約されており、その研究は暗黒物質の性質に光を当てるかもしれません。この研究では、パルサータイミングアレイ（PTA）で測定されたパルサー位相に対する暗黒物質下部構造の重力効果を調べます。数年にわたって観測されたパルス位相の安定性により、地球パルサーシステムの周りの暗黒物質下部構造は、重力ドップラーおよびシャピロ遅延に識別可能なシグネチャを刻印できます。一般的な暗黒物質の下部構造によって引き起こされるパルサーの位相相関を計算し、単色の原始ブラックホール（PBH）や冷たい暗黒物質（CDM）のようなNFWサブハローなどのいくつかのモデルの制約を投影します。この作業は、静的または単一の通過イベントに焦点を当てた以前の分析を、複数の通過イベントの確率的分析に拡張します。平方キロメーターアレイ（SKA）と同様のPTAでの確率的相関は、サブハローを$\sim10^{-13}〜M_\odot$と同じくらい低く、予測されたものと同じくらい低い濃度で制約するのに非常に強力であることがわかります標準CDMによる。
ヘビーテールの生成的敵対的ネットワークによる非線形3DコズミックWebシミュレーション
| Title |
Nonlinear_3D_Cosmic_Web_Simulation_with_Heavy-Tailed_Generative_Adversarial_Networks |
| Authors |
Richard_M._Feder,_Philippe_Berger,_George_Stein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03050 |
宇宙密度フィールドの非線形進化の高速で正確なシミュレーションは、多くの宇宙解析の主要なコンポーネントですが、それらを実行するために必要な計算時間とストレージは非常に大きくなる可能性があります。このため、生成対立ネットワーク（GAN）を使用して、高速で簡単にサンプリングできる3D物質密度フィールドの圧縮表現を学習し、GANが以下の精度レベルでサンプルを生成できることを初めて示します。他の従来の方法。GADGET-2N-bodyシミュレーションスイートからのサブボリュームを使用して、さまざまなnで検証されるように、深い畳み込みGANが物質密度フィールドの大規模および小規模の両方の機能をキャプチャするサンプルを生成できることを示しますポイント統計。高密度の特徴と重い裾の潜在空間を事前に保持するデータスケーリングを使用することで、高速3D宇宙ウェブ生成のための最先端の結果を得ることができます。特に、生成されたサンプルからの平均パワースペクトルは、N体シミュレーションと比較した場合、k=3まで5％以内、k<5の場合は10％以内で一致し、さまざまなバイスペクトルで同様の精度が得られます。潜在空間を標準ガウスではなく、より太い事前分布でモデル化することで、高密度ボクセルPDFのサンプル分散をより適切にキャプチャし、すべてのスケールでパワースペクトルとバイスペクトル共分散のエラーを減らします。さらに、条件付きGANが赤方偏移で条件付けられたサンプル間をスムーズに補間できることを示します。この作品で説明されているような深い生成モデルは、大規模構造の高速、低メモリ、高忠実度のフォワードモデルとして大きな可能性を提供します。
BICEP2 / Keck領域でのPlanck 2018 CMB偏光マップの比較
| Title |
Comparison_of_the_Planck_2018_CMB_polarization_maps_in_the_BICEP2/Keck_region |
| Authors |
Hao_Liu,_James_Creswell,_Pavel_Naselsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03170 |
1点分布関数（1PDF）、歪度、および尖度統計を使用して、BICEP2/Keck実験で観測された空のパッチ内のPlanck2018からの偏光マップの統計的特性を調べます。私たちの分析は、QおよびUストークスパラメーターと、CMB信号の対応するEおよびBモードに対して実行されます。Q/UアプローチとE/Bアプローチの両方を使用して、100〜217GHzの周波数範囲のCMB偏光マップと残差マップ（完全な信号とCMBマップの差）の相関を調べることにより、分析を拡張します。すべてのCMBマップは、Q/UおよびE/Bドメインのほぼガウス統計特性を明らかにしますが、コマンダーマップの$3.7\sigma$および$5.2\のレベルで100GHzの残差との相互相関の非常に重大な異常を検出しましたNILCのsigma$、QおよびUパラメーターの両方。宇宙論的信号を含まないNILCと司令官の違いを使用して、Q歪度と尖度にそれぞれ$4.3\sigma$と$10\sigma$のレベルで準優勢な非ガウス成分を見つけます。Bモードの場合、NILC/コマンダーマップと143GHzの合計信号との間に非常に高いレベルの相互相関（0.63--0.69）が見つかりました。これは、宇宙コンポーネントに関連付けることができません。これらの強い偏差は、前景、系統的効果、およびコンポーネント分離の残骸が、銀河面から遠く離れたBICEP2スカイエリアの2018PlanckCMB偏光マップに存在することを示唆しています。私たちの分析はまた、遷移Q/U$\rightarrow$E/Bの非局所性のために、派生したCMB信号の統計的特性を決定するために、E/BよりもQ/Uドメインが好ましいことを示しています。
フロンティアフィールドギャラクシークラスターアベル370の動的状態
| Title |
The_Dynamical_State_of_the_Frontier_Fields_Galaxy_Cluster_Abell_370 |
| Authors |
Sandor_M._Molnar_(1),_Shutaro_Ueda_(1),_and_Keiichi_Umetsu_(1)_((1)_Institute_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Academia_Sinica,_Taiwan,_R.O.C.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03212 |
自己矛盾のない3次元N体/流体力学シミュレーションを使用して、非常に大規模なハッブルフロンティアフィールド銀河クラスターであるエイベル370（A370）のダイナミクスを研究します。私たちのシミュレーションは、X線、光学分光および重力レンズ効果、およびSunyaev-Zel'dovich（SZ）効果の観測によって制約されています。A370のアーカイブチャンドラ観測を分析し、X線形態を最新の重力レンズ質量再構成と比較すると、2つのX線表面輝度ピークと最も近い質量表面密度ピークの間に〜30kpcと〜100kpcのオフセットがあることがわかります。以前の研究と一致して、それは統合システムであること。専用のバイナリクラスターマージシミュレーションに基づいて、ビリアルの質量が1.7x10^（15）M_sunと1.6x10^（15）M_sunの2つの前駆細胞の初期条件、3500km/sの落下速度、および100kpcの衝撃パラメータは、X線放出のピークと質量表面密度の間の位置とオフセット、統合されたSZ信号の振幅、および観測された相対的な視線速度を説明できます。私たちのシミュレーションでは、A370は、侵入フェーズの2番目のコア通過後、3番目のコア通過直前の主要な合併であることを示唆しています。この段階では、ガスはクラスターの重力ポテンシャル井戸に落ち着いていないため、A370が銀河クラスターのスケーリング関係に厳密に従っていないのはこのためです。
超軽量暗黒物質（ULDM）は暗黒物質モデル（DM）のクラスであり、DMは$10^{-22}\、\mathrm{eV}<m<\mathrm{eV}$の範囲の質量を持つボソンによって構成されます。。これらのモデルは、銀河スケールでボーズ・アインシュタイン凝縮体（BEC）または超流動体を形成するという興味深い特性を考慮して、過去数年で多くの注目を集めてきました。BECと超流動性は、巨視的なスケールで現れる最も印象的な量子力学的現象の1つであり、凝縮時に、粒子は凝縮物の波動関数によって記述される単一のコヒーレント状態として振る舞います。考えは、凝縮は銀河の内部で起こり、外部のDMは通常の冷たい粒子のDMのように振る舞うというものです。LCDMの大規模での成功を維持しながら、凝縮時に発生する銀河スケールでのDMのこの波の性質は、小規模でのDMの振る舞いの好奇心の一部に対処できます。銀河で凝縮するDM成分を説明する多くのモデルが文献にあります。このレビューでは、これらのモデルを説明し、凝縮を実現するさまざまな方法に従って分類します。そのために、BECと超流動の現象を確認し、この知識をDMに適用して、それらの構造と現象論を説明します。これらのモデルが解決しようとしている小規模な課題と、ULDMがどのようにそれらを軽減するかについて説明します。これらのモデルは、さまざまな天体物理学的結果に現れている豊富な現象学を示しています。ここでは、これらのモデルを制約するために使用される天体物理学および宇宙論のテストを、さまざまな体制でこれらのモデルをテストすることを約束する新しい将来の観測とともに確認します。渦や干渉のような、このコンポーネントの波の性質の結果であるいくつかの予測を示すことにより、これらのリッチで興味深い代替クラスのDMの検索で煙る銃を表すことができることを示して、最後に終わります。（要約）
| Title |
Minimum_Variance_Estimation_of_Galaxy_Power_Spectrum_in_Redshift_Space |
| Authors |
Maresuke_Shiraishi,_Teppei_Okumura,_Naonori_S._Sugiyama,_Kazuyuki_Akitsu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03438 |
赤方偏移空間における銀河密度および/または速度パワースペクトルの可測性を向上させる効率的な方法を研究します。これは、3極球面調和関数（TripoSH）ベースの角度分解に基づいており、広角銀河調査の銀河分布にも適用できます。小角度パワースペクトル分析で一般的に使用されるルジャンドル分解係数の共分散では自明ではない多極モード混合が避けられませんが、TripoSH分解係数の共分散の分析計算では、このような混合は、TripoSHベースで、分散が最小になります。単純な信号対雑音比の評価を介して、TripoSH分解アプローチによる検出可能性の向上が、より高い多極モードでより重要になることを確認します。たとえば、密度パワースペクトルの16極は2桁の改善があります。TripoSH分解アプローチは、現在利用可能な調査データだけでなく、今後の広角データにも適用され、何か新しいまたははるかに正確な宇宙情報をもたらすことが期待されています。
SNEMOおよびSUGARコンパニオンデータセット
| Title |
The_SNEMO_and_SUGAR_Companion_Datasets |
| Authors |
G._Aldering,_P._Antilogus,_C._Aragon,_S._Bailey,_C._Baltay,_S._Bongard,_K._Boone,_C._Buton,_N._Chotard,_Y._Copin,_S._Dixon,_H._K._Fakhouri,_U._Feindt,_D._Fouchez,_E._Gangler,_B._Hayden,_W._Hillebrandt,_A._G._Kim,_M._Kowalski,_D._Kusters,_P.-F._Leget,_Q._Lin,_S._Lombardo,_F._Mondon,_J._Nordin,_R._Pain,_E._Pecontal,_R._Pereira,_S._Perlmutter,_K._Ponder,_M._Pruzhinskaya,_D._Rabinowitz,_M._Rigault,_D._Rubin,_K._Runge,_C._Saunders,_L.-P._Says,_G._Smadja,_N._Suzuki,_C._Tao,_S._Taubenberger,_R._C._Thomas,_M._Vincenzi,_B._Weaver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03462 |
近隣の超新星工場は、2004年以降、タイプIa超新星の分光測光観測を行っています。この作品は、$2004$から$2013$の間に観測された$210$超新星を含む、生成されたデータの暫定バージョンを示しています。
| Title |
Evolution_of_superclusters_and_supercluster_cocoons_in_various_cosmologies |
| Authors |
J._Einasto,_G._H\"utsi,_I._Suhhonenko,_L._J._Liivam\"agi_and_M._Einasto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03480 |
スーパークラスターとスーパークラスターの繭（魅力の盆地）の進化、および進化への宇宙論的パラメーターの影響を調査します。さまざまな宇宙論モデルについて、宇宙ウェブの進化の数値シミュレーションを実行します。暗黒エネルギー（DE）密度の従来の値を持つLCDMモデル、DEのないオープンモデルOCDM、DEのない標準SCDMモデル、および拡張DE密度値を持つHyper-DEHCDMモデル。現在のエポックz=0、および赤方偏移z=1、3、10、30に対応する5つの進化段階のこれらのモデルのスーパークラスターの集団を見つけます。最大のスーパークラスターの直径とスーパークラスターの数をパーコレーション関数として使用します。宇宙ウェブのスーパークラスターの集団の特性を説明する。モデルと実際のスローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）ベースのサンプルで、スーパークラスターのサイズと質量分布を分析します。すべてのモデルで、スーパークラスター繭の数と体積は宇宙論的時代に依存していません。すべてのモデルについて、スーパークラスターの質量は時間とともに増加し、移動座標の幾何学的サイズは時間とともに減少します。LCDM、OCDM、およびHCDMモデルのパーコレーションパラメーターはほとんど同じです。これは、スーパークラスターの進化を定義する重要なパラメーターが物質密度であることを示唆しています。DE密度は、密度摂動の振幅の成長、およびスーパークラスターの質量の成長に影響しますが、それほど強くはありません。HCDMモデルは、密度変動の振幅の成長速度が最も大きく、進化中にスーパークラスターの質量が最も大きくなります。高いしきい値密度でのHCDMスーパークラスターの幾何学的直径と数は、LCDMおよびOCDMスーパークラスターよりも大きくなります。SCDMモデルには、他のモデルの約2倍のスーパークラスターがあります。SCDMスーパークラスターは、直径と質量が小さくなっています。
最近、密度の摂動と曲率の摂動の間の非線形関係を考慮に入れると、予想される原始ブラックホールの存在量を変更する非ガウス性が密度の統計に導入されることが確立されました。これは、負の歪度と正の尖度が存在量の低下と増加を目的とし、ガウスの摂動に匹敵する存在量が曲率パワースペクトルの振幅を調整することで得られる、2次までの密度と曲率摂動の間の非線形関係を使用することによって探求されます。。消えない歪度と尖度の影響は、おもちゃのモデルディラックデルタと対数正規曲率のパワースペクトル、および原始ブラックホール生成が可能な$\alpha-$attractorモデルから得られたものを使用して調査されます。
非通過ホットジュピターHD187123Bの熱放射を分離するためのマルチエポック直接検出技術のシミュレーション
| Title |
Simulating_the_Multi-Epoch_Direct_Detection_Technique_to_Isolate_the_Thermal_Emission_of_the_Non-Transiting_Hot_Jupiter_HD187123B |
| Authors |
Cam_Buzard,_Luke_Finnerty,_Danielle_Piskorz,_Stefan_Pelletier,_Bj\"orn_Benneke,_Chad_F._Bender,_Alexandra_C._Lockwood,_Nicole_L._Wallack,_Olivia_H._Wilkins,_Geoffrey_A._Blake |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03020 |
ケプラーの軌道速度$K_p$が53$\pm$13km/sである、高温のジュピターHD187123bからの6.5$\sigma$の水の検出を報告します。この高い信頼性の検出は、マルチエポック、高解像度、相互相関手法を使用して行われ、1.4$^{+0.5}_{-0.3}$$M_J$の惑星の質量と21$\の軌道傾斜に対応しますpm$5$^{\circ}$。この手法は、惑星/星系を分光バイナリとして扱い、惑星の軌道上の複数のポイントで信号対雑音比の高い高解像度の観測を取得して、システムのバイナリ動的運動を制約します。全部で、7つのエポックのKeck/NIRSPEC$L$バンド観測が得られ、計器のアップグレード前に5回、その後に2回観測されました。高解像度のSCARLET惑星モデルとPHOENIX恒星スペクトルモデルをラインごとのテルル吸収モデルとともに使用して、非ランダム構造の再現可能なシミュレーションを実行することで、検出の信頼性を大幅に高め、非ランダム構造化を削除することができました。最終尤度空間のノイズもよく。マルチエポックの結果を予測する機能は、テクニックをさらに進めるのに非常に役立ちます。ここでは、これらのシミュレーションを使用して、高解像度スペクトルの相互相関を組み合わせるための3つの異なるアプローチを比較し、Zucker2003log（L）アプローチがHD187123データセットの不要な惑星/星相関の影響を最も受けないことを確認します。さらに、S/Nのエポックが少なく、高いのではなく、多くの低いS/Nのエポックで、同じ合計S/Nが軌道全体に広がると、より効率的な検出が可能になることがわかります。この作業は、将来の観測を導くために使用できるマルチエポックシミュレーションの必要な検証を提供し、さらに分離された、通過しない太陽系外惑星の大気を研究するための鍵となります。
移動履歴を推測するための共鳴惑星の半径速度データのモデリング
| Title |
Modeling_Radial_Velocity_Data_of_Resonant_Planets_to_Infer_Migration_Histories |
| Authors |
Sam_Hadden_and_Matthew_J._Payne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03034 |
周期比$\lesssim2$で半径速度法によって発見されたいくつかの巨大惑星ペアは、平均運動共鳴に存在する可能性があります。形成時の収束軌道移動と共鳴捕獲は、これらのシステムの現在の共鳴軌道構成を自然に説明します。原始惑星系円盤に起因するスムーズな移動と偏心減衰力を経験する惑星は、平均運動共鳴に捕獲されるだけでなく、共鳴内の特定の動的構成に帰着する必要があります。ここでは、半径の速度データを直接当てはめることにより、惑星のペアがACRに存在するという仮説を検証する方法を開発します。ACR仮説は、ラジアル速度信号を記述する自由パラメーターの数を強く制限し、ネストされたサンプリングシミュレーションを使用して、この非常に制限されたモデルを使用した近似を、従来の2惑星RVモデルを使用した近似と比較します。この手法をHD45364とHD33844に適用します。2つのシステムは、それぞれ3：2と5：3の共鳴で巨大惑星のペアをホストしています。両方のシステムの観察がACR構成をサポートすることを示し、ACRモデルフィットの結果を使用して、これらのシステムの可能な移行履歴を制約します。
大気の検索は現在、太陽系外惑星の大気の観測を分析するための標準的なツールです。このデータ駆動型のアプローチでは、大気モデルと観測値を定量的に比較して、大気の特性と不確実性を推定します。このペーパーでは、新しい検索パッケージであるPHOENIXExoplanetRetrievalAnalysis（PETRA）を紹介します。PETRAはPHOENIX大気モデルを検索フレームワークに配置し、十分にテストされ広く使用されている大気モデルの長所と検索アルゴリズムの利点を組み合わせることができます。真の大気状態がわかっているシミュレーションデータを取得して、PETRAを検証します。また、PETRAが以前に発行されたWASP-43bおよびHD209458bの検索結果を正常に再現できることも示しています。WASP-43bの結果について、さまざまなラインリストとラインプロファイル処理が取得した大気特性に及ぼす影響を示します。最後に、H$^{-}$不透明度を使用して超高温木星の温度構造と$e^{-}$密度を取得するための新しい手法について説明します。これにより、JWSTでほとんどの分子機能のない雰囲気を調査できます。
炭化物系外惑星の内部の酸化
| Title |
Oxidation_of_the_Interiors_of_Carbide_Exoplanets |
| Authors |
H._Allen-Sutter_(1),_K._Leinenweber_(2),_V._Prakapenka_(3),_E._Greenburg_(3),_and_S.-H._Shim_(1)_((1)_ASU_School_of_Earth_and_Space_Exploration,_(2)_ASU_Eyring_Materials_Center,_(3)_U_Chicago_GeoSoilEnviroCARS) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03175 |
天体物理学的測定により、一部の星は炭素対酸素比が十分に高いため、主な惑星は主にケイ酸塩ではなく炭化物で構成されることがわかっています。レーザー加熱ダイヤモンドアンビルセル（LHDAC）の惑星内部に関連する高圧温度条件下での水の存在下での炭化ケイ素の挙動を研究しました。炭化ケイ素は、水と反応すると、圧力が最大50GPa、温度が最大2500Kでシリカ（スティショバイト）とダイヤモンドに変わります。そのため、形成中に、またはその後の配送で、水が炭化物惑星に組み込まれる場合、それらは酸化される可能性があります。鉱物学は、内部がケイ酸塩とダイヤモンドに支配されています。反応により、浅い深度ではCH4が生成され、深い深度ではH2が生成されます。これらは内部から脱ガスされ、変換された炭素惑星の大気が還元ガスに富むようになります。反応後の過剰な水は、変換された炭素惑星の内部にある高密度のシリカ多形体に保存できます。
TNGのGAPSプログラム-XXIII。 HD 164922 d：長周期土星質量コンパニオンのシステムでHARPS-Nを使用して発見された近接超大地
| Title |
The_GAPS_Programme_at_TNG_--_XXIII._HD_164922_d:_a_close-in_super-Earth_discovered_with_HARPS-N_in_a_system_with_a_long-period_Saturn_mass_companion |
| Authors |
S._Benatti,_M._Damasso,_S._Desidera,_F._Marzari,_K._Biazzo,_R._Claudi,_M.P._Di_Mauro,_A.F._Lanza,_M._Pinamonti,_D._Barbato,_L._Malavolta,_E._Poretti,_A._Sozzetti,_L._Affer,_A._Bignamini,_A._S._Bonomo,_F._Borsa,_M._Brogi,_G._Bruno,_I._Carleo,_R._Cosentino,_E._Covino,_G._Frustagli,_P._Giacobbe,_M._Gonzalez,_R._Gratton,_A._Harutyunyan,_C._Knapic,_G._Leto,_M._Lodi,_A._Maggio,_J._Maldonado,_L._Mancini,_A._Martinez_Fiorenzano,_G._Micela,_E._Molinari,_M._Molinaro,_D._Nardiello,_V._Nascimbeni,_I._Pagano,_M._Pedani,_G._Piotto,_M._Rainer,_G._Scandariato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03368 |
GlobalArchitectureofPlanetarySystems（GAPS）プロジェクトのフレームワークで、明るいG9VスターHD164922のTNGでHARPS-Nを使用して300以上のスペクトルを収集しました。このターゲットは、広い軌道（Pb〜1200日、準主軸〜2au）で1つのガス巨大惑星と周期Pc〜76日の海王星質量惑星をホストすることが知られています。システムの内部領域で追加の低質量コンパニオンを検索しました。星の回転周期を測定するために、HARPS-N時系列から導出された放射速度（RV）と活動指数を比較し、恒星活動の動作を説明するためにガウス過程回帰を使用しました。HARPS-Nと文献データの両方から、約700の高精度RVで構成されるRV時系列の惑星および恒星活動信号の結合モデルでこの情報を利用しました。システムの安定性と追加の潜在的なコンパニオンの許容領域を評価するために、動的分析を実行しました。HARPS-Nデータセットの高感度のおかげで、RVの半振幅が1.3+/-0.2m/s、最小質量が〜4+/-1M_Eで周期を持つ追加の内部超地球を検出します12.458+/-0.003日。惑星の信号を活動から解きほぐし、約42日間の恒星の自転周期を測定します。動的分析は、3つの惑星系の軌道の長期安定性を示し、0.18〜0.21auおよび0.6〜1.4auの準主軸範囲で追加の惑星の許容領域を特定できます。後者には、システムの居住可能ゾーンが部分的に含まれます。これらの地域では、検出可能な最小質量がそれぞれ5および18M_Eまで、惑星は検出されませんでした。許可された惑星のより広い領域は、惑星bの軌道を超えることが予想されます。
星の照射と単純化された熱化学による原始惑星系円盤のグローバルな水磁気シミュレーション
| Title |
Global_Hydromagnetic_Simulations_of_Protoplanetary_Disks_with_Stellar_Irradiation_and_Simplified_Thermochemistry |
| Authors |
Oliver_Gressel,_Jon_P._Ramsey,_Christian_Brinch,_Richard_P._Nelson,_Neal_J._Turner,_Simon_Bruderer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03431 |
大規模な磁場によって駆動される流出は、原始惑星系円盤の進化と分散、および惑星形成の条件設定に重要な役割を果たす可能性があります。放射伝達と簡略化された熱化学を組み込むことにより、これらの流出の2次元軸対称非理想MHDモデルを拡張し、加熱が風の発射にどのように影響するかを調査し、診断スペクトル線の観測を通じてそのようなモデルをテストする方法を示すことを目的としています。私たちのモデルのディスクは、主に磁気張力によって磁気遠心力の流出を開始するため、熱化学効果がオンになったときに質量損失率が中程度にしか増加しません。典型的な磁場強度では、熱放散よりも熱化学および照射加熱の方が重要です。さらに、巻き込まれた垂直磁束は、非理想的なMHDの結果として、永年のタイムスケールでディスクの外に拡散することがわかります。後処理ラインの放射伝達により、スペクトル線強度と原子状酸素、HCN分子、およびその他の種のモーメント1マップが、磁気的に駆動される流出を伴うモデルと、より弱い光蒸発流出を伴うモデルとの間に潜在的に観察可能な差異を示すことを示します。特に、モーメント1マップの線形と速度の非対称性により、ディスク表面からの流出を特定できます。
半径方向の速度の惑星の存在とデブリディスクの特性の間に有意な相関はありません
| Title |
No_significant_correlation_between_radial_velocity_planet_presence_and_debris_disc_properties |
| Authors |
Ben_Yelverton,_Grant_M._Kennedy,_Kate_Y._L._Su |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03573 |
以前に特定された惑星と残骸円盤の間の仮の相関が高い有意性で確認できるかどうかを調査します。既知の惑星と既存の遠赤外線観測で201の星のサンプルを編集します。惑星のホストに関する未発表のハーシェル調査のターゲットが含まれているため、サンプルは以前に調査されたサンプルよりも大きくなっています。スペクトルエネルギー分布モデリングを使用して、サンプル内のカイパーベルトアナログデブリディスクを特徴付け、既知の惑星のない294星のコントロールサンプルとディスクのプロパティを比較します。生存分析は、2つのサンプルのディスク部分光度分布の間に有意な（$p\sim0.002$）差があることを示唆しています。ただし、これは主に、対照サンプルに含まれる近接連星と後期型星の比率が高いという事実の結果です。これらの要因は両方とも、ディスク検出率を低下させることが知られています。各サンプルに2進コンパニオンのない太陽のような星のみを考慮すると、差の有意性が大幅に減少します（$p\sim0.3$）。また、土星よりも多かれ少なかれ惑星をホストしている星の円盤部分光度に違いがあるという証拠はありません（$p\sim0.9$）。最後に、惑星ホストの方が制御星よりも冷たい円盤を持っていることがわかりますが、これは検出バイアスの可能性があります。これは、制御サンプル内の最も暖かい円盤も最も暗いため、より遠い惑星ホストの周りでは検出されないためです。典型的な惑星ホストの周りで検出された可能性のある各サンプルのディスクのみを考慮すると、温度に対して$p\sim0.07$が見つかります。
| Title |
Stability_of_Jovian_Trojans_and_their_collisional_families |
| Authors |
Timothy_R._Holt,_David_Nesvorny,_Jonathan_Horner,_Rachel_King,_Raphael_Marschall,_Melissa_Kamrowski,_Brad_Carter,_Leigh_Brookshaw_and_Christopher_Tylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03635 |
Jovianトロイの木馬は、L$_4$およびL$_5$ラグランジュポイントの周囲にある2つのオブジェクトの群れです。人口は太陽系の若者の間に木星によって捕獲されたと考えられています。群れの中では、以前の研究で6つの衝突する家族が特定されており、L$_4$群に4つ、L$_5$に2つあります。私たちの目的は、これらの衝突するファミリーに特に焦点を当てて、2つのトロイの木馬の群れの安定性を調査することです。トロイの木馬の群れのメンバーは、原始的なL$_4$（23.35％の脱出）とL$_5$（24.89％の脱出）の人口サイズが、今日よりも1.31倍と1.35倍大きいと、線形率で個体群を脱出します。エスケープレートが2つのトロイの木馬の群れの間でほぼ等しいことを考えると、我々の結果は2つのグループ間で観測された非対称性を説明しておらず、数値の違いは本質的に原始的であり、以前の研究をサポートしていることを示唆しています。トロイの木馬の個体群を離れると、脱出したオブジェクトはケンタウロスと短周期彗星の個体群に似た軌道に移動します。トロイの木馬の衝突ファミリー内では、1996RJおよび2001UV$_{209}$ファミリーは、太陽系の寿命にわたって動的に安定していることがわかりますが、Hektor、Arkesilos、およびEnnomosファミリーは、さまざまな程度の不安定性を示します。より大きなEurybatesファミリは、シミュレートされたメンバーの18.81\％がトロイの木馬の人口から逃げていることを示しています。L4スウォームとは異なり、Eurybatesファミリーからの脱出率は時間の関数として増加することがわかり、およそ$1.045\pm0.364\times10^9$歳の推定年齢を可能にします。
SDSS-IV MaNGA：渦巻銀河における恒星個体群の化石記録の発掘
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_Excavating_the_fossil_record_of_stellar_populations_in_spiral_galaxies |
| Authors |
Thomas_Peterken,_Michael_Merrifield,_Alfonso_Arag\'on-Salamanca,_Amelia_Fraser-McKelvie,_Vladimir_Avila-Reese,_Rog\'erio_Riffel,_Johan_Knapen,_Niv_Drory |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03012 |
SDSS-IVMaNGA調査からの積分フィールド分光観測にSTARLIGHTを適用して完全に空間的に分解された高解像度の星形成履歴（SFH）を取得するSTARLIGHTを使用して、約800の低赤方偏移渦巻銀河の「化石記録」分析を実行します。SFHから、各銀河の異なる年齢の恒星の個体群の現在の分布を示すマップを作成できます。ほとんどの渦巻銀河で小さな負の平均年齢勾配が見られます。これは、特に高い恒星質量で見られます。これは、さまざまなガラクトセントリックな半径での恒星集団の形成時間を反映しています。最年少（<10^{8.5}年）の個体群は、最も古い（>10^{9.5}年）よりも大幅に拡張された分布を示し、恒星の質量に強く依存しています。「タイムスライス」の放射状プロファイルを、それらの集団が形成されたときの銀河のサイズを示すものとして解釈することにより、過去10年間の渦巻銀河の質量とサイズの同時成長を追跡できます。測定された軽量加重半径の進化は、大部分の渦巻銀河の裏返しの成長と一致していることがわかったにもかかわらず、同等の質量加重半径の進化は、同じ期間でほとんど変化していません。放射状移動の影響は小さい可能性が高いので、渦巻銀河の円盤の成長は主に裏返しモード（高質量銀河で最大の効果を持つ）によって発生したと結論付けますが、これはそれほど近い場所にはありませんでした渦巻銀河内の質量分布への影響。
KCWIによってマッピングされた等方性スターバースト銀河流出からの銀河系周辺のMg II放射
| Title |
Circumgalactic_Mg_II_Emission_from_an_Isotropic_Starburst_Galaxy_Outflow_Mapped_by_KCWI |
| Authors |
Joseph_N._Burchett,_Kate_H._R._Rubin,_J._Xavier_Prochaska,_Alison_L._Coil,_Ryan_Rickards_Vaught,_Joseph_F._Hennawi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03017 |
空間分解分光法を提示します。z=0.6942の星形成銀河のKeckCosmicWebImager（KCWI）からの空間分解分光法を示しています。個々のスパクセルにおける3シグマの有意性（1シグマの検出限界4.8x10^{-19}ergs^-1cm^-2arcsec^-2）。シーイングによるデコンボリューションの後、7-spaxel（1.1arcsec^2）アパーチャで測定された、約31kpcに及ぶ5シグマ検出が得られます。銀河の恒星領域を覆うスパクセルは、明確なP-Cygniに似た放出/吸収プロファイルを示し、ブルーシフトした吸収はv=-800km/sの相対速度まで拡張します。ただし、P-Cygniプロファイルは、中央銀河からの大きな半径での純粋な放出に変わります。三次元放射伝達モデリングを実行して、流出ガスの形状と速度、密度プロファイルを推測しました。私たちの観測は、半開角がphi<=80degのバイコニカル風モデルではなく、等方性流出と最も一致しています。さらに、私たちのモデリングは、半径に応じて減少する風速プロファイルが、大きな銀河系の半径でのMgIIライン放出プロファイルの速度幅と強度を再現するために必要であることを示唆しています。私たちが直接測定したMgII排出量の範囲は、範囲<30kpcの流出モデルを除外するモデリングによってさらに裏付けられています。
誕生時に最初のクエーサーを見つける
| Title |
Finding_the_First_Quasars_at_Birth |
| Authors |
Daniel_J._Whalen,_Marco_Surace,_Carla_Bernhardt,_Erik_Zackrisson,_Fabio_Pacucci,_Bodo_L._Ziegler,_and_Michaela_Hirschmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03018 |
直接崩壊ブラックホール（DCBH）は現在、宇宙の最初のクエーサーの起源の主要な候補であり、そのうち300以上が$z>$6で発見されていますが、原子冷却ハローでのDCBHの誕生$z\sim$7でクエーサーになることを単独で保証するものではありません。ハローも低温降着流内にあるか、後でBHの急速な成長を促進できる他の一連のガスに富んだハローと合流する必要があります。ここでは、$z\sim$7までに10$^9$$M_{\odot}$に成長する運命にある寒冷降着流で生まれたDCBHの近赤外光度を示します。Enzoを使った放射流体力学によるシミュレーションでは、DCBHがJamesWebb宇宙望遠鏡によって$z\lesssim$20で見つかり、レンズの強いDCBHがEuclidとWide-FieldInfraredSpaceTelescopeによる将来の広視野調査で見つかることが明らかになりました$z\lesssim$15。
強く禁じられた銀河NGC1300のバーにおける大量の拡散分子ガス：低い星形成効率の原因
| Title |
A_large_amount_of_diffuse_molecular_gases_in_the_bar_of_the_strongly_barred_galaxy_NGC1300:_Cause_of_the_low_star_formation_efficiency |
| Authors |
Fumiya_Maeda,_Kouji_Ohta,_Yusuke_Fujimoto,_Asao_Habe,_Kaito_Ushio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03019 |
多くのバード銀河では、バーの星形成効率（SFE）がアームやバーエンドのスター形成効率（SFE）よりも低く、その原因はまだ明らかにされていません。強く禁じられた銀河NGC1300に焦点を当てて、SFに寄与しない拡散分子ガスの大量の存在がSFEの外観を低くする可能性を調査します。ALMA12の干渉計から得られた$^{12}$CO（$1-0$）フラックスを使用して導出されたSFEと拡散分子ガス分率（$f_{\rmdif}$）の関係を調べます-m配列。ACAが不足しているため拡散（拡張FWHM$\gtr約700$pc）分子ガス、およびNobeyamaから取得した合計$^{12}$CO（$1-0$）フラックスに感度がありません。45mの単一皿望遠鏡。$f_{\rmdif}$が増加すると、SFEが減少することがわかります。$f_{\rmdif}$および${\rmSFE}$は、バー領域で$0.74-0.91$および$（0.06-0.16）〜\rmGyr^{-1}$であり、$0.28-0.65$および$（0.23-0.96）〜\rmGyr^{-1}$はアームとバーエンドの領域にあります。この結果は、大量の拡散分子ガスが存在するとSFEが低くなるという考えを裏付けています。拡散分子ガス成分を除外した場合でも、バーでのSFEの抑制が確認されています。これは、低SFEが大量の拡散分子ガスだけでなく、高速の雲と雲の衝突などの他のメカニズムによっても引き起こされているように見えることを示唆しています。
緑の谷の銀河における恒星の個体群の詳細な観察
| Title |
A_detailed_look_at_the_stellar_populations_in_green_valley_galaxies |
| Authors |
James_Angthopo,_Ignacio_Ferreras,_Joseph_Silk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03024 |
$\require{mediawiki-texvc}$グリーンバレー（GV）は、活発に星を形成する銀河から受動的に進化するシステムへの重要な移行状態を表しています。色に基づくその伝統的な定義は、自明ではない体系化の影響を受ける可能性のある多くの仮定に基づいています。Angthopoetal。（2019）、4000$\AA$の破断強度に基づくGVの新しい定義を提案しました。このホワイトペーパーでは、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）の高品質スペクトルを約230千個使用して、基になる恒星の個体群の特性を詳細に調査し、ダスト補正された色による従来のアプローチと比較します。高品質の積み重ねられたSDSSスペクトルを探索し、低質量銀河と高質量銀河の間の実質的な違いを示唆する人口傾向を見つけます。前者は星形成消光を伴う若い個体群を特徴とし、後者は古い（消光後）個体群を示します。若返りイベントが含まれています。特にGV銀河の選択によってGVのセクションがより均一になり、GVの「層別化」がより明確になるため、色ベースのアプローチと定義の間に微妙でありながら測定可能な違いがあります。4000$\AA$の破壊強度に基づく定義は、静止状態への移行を明確に表しており、今後の分光測量調査で簡単に測定できます。
天の川のねじれた暗黒物質ハロー
| Title |
The_twisted_dark_matter_halo_of_the_Milky_Way |
| Authors |
Shi_Shao_(ICC,_Durham),_Marius_Cautun_(Leiden),_Alis_J._Deason,_Carlos_S._Frenk_(ICC,_Durham) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03025 |
EAGLE宇宙流体力学シミュレーションで天の川（MW）に類似したシステムを分析して、MWの暗黒物質ハローのありそうな構造を推定します。衛星銀河の運動学と空間分布がMWの明るい衛星と同じような運動学と空間分布を持つシミュレーションでMW質量ハローを特定します。具体的には、衛星の大部分（11のうち8）がほぼ同一平面上の軌道を持っているシステムです。中央の恒星円盤に対しても垂直です。共面衛星の共通軌道平面の法線は、ホストの暗黒物質ハローの短軸とうまく整列しており、ミスアライメントの中央値はわずか$17.3^\circ$です。この結果に基づいて、銀河の暗黒物質ハローの短軸が$（l、b）=（182^\circ、-2^\circ）$を指しており、68パーセンタイルと95パーセンタイルで角度が不確実であると推測しますそれぞれ22$^\circ$および43$^\circ$の信頼水準。したがって、MWハローの推定された短軸は、恒星円盤の平面にあります。ただし、ハローは同種ではなく、その平坦化と方向は半径によって異なります。ハローの内側の部分は、外側の部分よりも丸く、恒星円盤とよく整列しています（つまり、ハローの短軸は円盤に垂直です）。さらに、ハローはねじれ、短軸は$90^\circ$だけ方向を変えます。このねじれは非常に狭い半径範囲で発生し、質量がMWに付加されたフィラメントネットワークの変化を反映しています。
低金属性での窒素の起源について
| Title |
On_the_origin_of_nitrogen_at_low_metallicity |
| Authors |
Arpita_Roy,_Michael_A._Dopita,_Mark_R._Krumholz,_Lisa_J._Kewley,_Ralph_S._Sutherland,_Alexander_Heger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03038 |
O/Hのほとんどの観測キャリブレーションは内因性に依存するため、高赤方偏移での銀河の化学進化の図を完成させるには、銀河の星間物質（ISM）におけるN/O比の進化を理解することが不可欠です。N/O比。ただし、観測されたN/O比は、低いO/Hで大きな散乱を示し、銀河環境に強く依存しています。低O/HでのN/O分布のこれまで説明されていなかったいくつかの特徴は、金属欠乏銀河で見られるNが、主に一次窒素であり、高速回転する質量星から超新星以前の風を介してISMに戻されることで説明できることを示しています（$M\gtrsim10$M$_\odot$、$v/v_{\rmcrit}\gtrsim0.4$）。このメカニズムは、低O/Hで観測されたN/Oプラトーを自然に生成します。低O/HでのN/Oの大きなばらつきも、星形成効率の変動から自然に生じることを示します。対照的に、NとOが主に超新星に由来するモデルは、観測された存在量分布への適合が非常に貧弱です。低O/Hで観測される特異な存在パターンは、矮小銀河がSN噴出物をほとんど保持しておらず、風に典型的な存在パターンを残していることを示しています。
GOODS-ALMA：IRACおよびVLAを使用して、より暗いミリ波銀河を探査
| Title |
GOODS-ALMA:_Using_IRAC_and_VLA_to_probe_fainter_millimeter_galaxies |
| Authors |
M._Franco,_D._Elbaz,_L._Zhou,_B._Magnelli,_C._Schreiber,_L._Ciesla,_M._Dickinson,_N._Nagar,_G._Magdis,_D._M._Alexander,_M._B\'ethermin,_R._Demarco,_E._Daddi,_T._Wang,_J._Mullaney,_H._Inami,_X._Shu,_F._Bournaud,_R._Chary,_H._Ferguson,_S._L._Finkelstein,_M._Giavalisco,_C._G\'omez-Guijarro,_D._Iono,_S._Juneau,_G._Lagache,_L._Lin,_K._Motohara,_K._Okumura,_M._Pannella,_C._Papovich,_A._Pope,_W._Rujopakarn,_J._Silverman,_M._Xiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03040 |
このホワイトペーパーでは、GOODS-ALMAフィールドのソース検出（69arcmin$^2$、rms感度$\sigma$$\simeq$0.18mJy.beam$^{-1}$）を、フランコらに発表。（2018）。（Spitzer-IRACからの）3.6および4.5$\mu$mの位置情報を使用して、偽の数が最初の4.8-$\sigma$のブラインド検出限界を下回る、ALMAで1.1mmで検出された銀河の存在を調査します。ソースは、実際のソースよりも支配的になります。この補足カタログでは、HST画像に対応する銀河がない2つの銀河（光学的に暗い銀河としても知られています）を含む合計16の銀河が、5$\sigma$の深さH=28.2AB（HST/WFC3F160W）。これにより、GOODS-ALMA1.1mm光源の合計サンプルが35個の銀河にもたらされます。新しいサンプルの銀河は、赤方偏移でより広いダイナミックレンジをカバーし（$z$=0.65-4.73）、平均して2倍の大きさ（1.3対0.65kpc）で、恒星の質量が小さい（M$_{\star}^{\rmSC}$=7.6$\times$10$^{10}$M$_\odot$vsM$_{\star}^{\rmMC}$=1.2$\times$10$^{11}$M$_\odot$）。より大きな物理的サイズを示していますが、これらの銀河は、その発光から推測されるよりもはるかにコンパクトな遠赤外線サイズをまだ持っています。HST画像のアストロメトリーは、以前の論文ですでに説明したように、グローバルアストロメトリーシフトだけでなく、ローカルシフトにも影響されることを示します。これらの歪みは、GOODS-SouthHST画像のモザイクを構築するプロセスで人工的に導入されました。HST、Pan-STARRS、ALMAで検出された約400個の銀河の位置を比較することにより、これらの天文学上の問題を修正するために使用できる歪みマップを作成します。
おとめ座超拡散銀河VCC 1287の恒星の運動学と質量について
| Title |
On_the_Stellar_Kinematics_and_Mass_of_the_Virgo_Ultra-Diffuse_Galaxy_VCC_1287 |
| Authors |
Jonah_S._Gannon,_Duncan_A._Forbes,_Aaron_J._Romanowsky,_Anna_Ferr\'e-Mateu,_Warrick_J._Couch_and_Jean_P._Brodie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03041 |
ここでは、KeckCosmicWebImager（KCWI）で取得したデータに基づいて、おとめ座クラスター超拡散銀河（UDG）VCC1287の運動学的分析を示します。Virgoクラスターとその球状星団（GC）システムの両方でのVCC1287の関連付けを確認し、後退速度$1116\pm2\\mathrm{km\s^{-1}}$を測定します。恒星の速度分散（$19\pm6\\mathrm{km\s^{-1}}$）を測定し、両方の動的質量（$1.11^{+0.81}_{-0.81}\times10^{9}\\mathrm{M_{\odot}}$）および半分の光半径（4.4kpc）内の質量と光の比（$13^{+11}_{-11}$）。これにより、VCC1287は通常の銀河の十分に確立された関係のわずかに上に配置され、その動的質量の質量と光の比は通常の銀河よりも高くなります。動的質量とGCシステムの豊富さの推定値を使用して、GC番号にVCC1287を配置します-動的質量関係で、通常の銀河のサンプルとの良い一致を見つけます。GCカウントから導出された総ハロー質量に基づいて、次に、VCC1287がコアまたは低濃度の暗黒物質ハローに存在する可能性が高いと推測します。測定とシミュレーションからの予測の比較に基づいて、強力な恒星フィードバックおよび/または潮汐効果が、おそらくVCC1287の形成における主要なメカニズムであることがわかります。最後に、動的質量の測定値を他のUDGの測定値と比較します。これらの動的質量推定値は、少なくとも一部のUDGで比較的大規模なハローと銀河起源の失敗を示唆しています。
GOODS-ALMA：$ z $での星形成の遅い崩壊= 2-3個の巨大銀河
| Title |
GOODS-ALMA:_The_slow_downfall_of_star-formation_in_$z$_=_2-3_massive_galaxies |
| Authors |
M._Franco,_D._Elbaz,_L._Zhou,_B._Magnelli,_C._Schreiber,_L._Ciesla,_M._Dickinson,_N._Nagar,_G._Magdis,_D._M._Alexander,_M._B\'ethermin,_R._Demarco,_E._Daddi,_T._Wang,_J._Mullaney,_M._Sargent,_H._Inami,_X._Shu,_F._Bournaud,_R._Chary,_H._Ferguson,_S._L._Finkelstein,_M._Giavalisco,_C._G\'omez-Guijarro,_D._Iono,_S._Juneau,_G._Lagache,_L._Lin,_K._Motohara,_K._Okumura,_M._Pannella,_C._Papovich,_A._Pope,_W._Rujopakarn,_J._Silverman,_M._Xiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03043 |
GOODS-ALMAフィールドの1.1mmのALMAで検出された35個の銀河のサンプルの特性を調査します（面積69arcmin$^2$、解像度=0.60"、RMS$\simeq$0.18mJyビーム$^{-1}$）。GOODS-SouthフィールドのUVからラジオまでの深い多波長カバレッジを使用して、これらの銀河のスペクトルエネルギー分布を近似し、それらの主要な物理的特性を導き出します。ALMAによって検出された銀河は、$で最も巨大な銀河の1つです。z$=2-4（M$_{\star、med}$=8.5$\times$10$^{10}$M$_\odot$）であり、スターバーストであるか、銀河の上部にある星形成メインシーケンス。$z\sim$2.5-3にある私たちの銀河集団のかなりの部分（$\sim$40％）は、異常に低いガス率を示します。これらの銀河のサイズは、ALMAで測定すると、$H$バンドサイズと$z\sim2$楕円銀河で観測された恒星質量の間の傾向と互換性があり、コンパクトなふくらみを構築していることを示唆しています。星形成面密度（1.1mm）およびガス枯渇時間：銀河の星形成領域がコンパクトであるほど、その寿命は短くなります（ガス補充なし）。比較的短い枯渇タイムスケール（$\sim$100Myr）に関連付けられている識別されたコンパクトソースは、$z$$\sim$2のコンパクト楕円銀河の始祖になる理想的な候補です。
Circinus銀河における700個の拡張されたコロナガス放出
| Title |
A_700-pc_extended_coronal_gas_emission_in_the_Circinus_galaxy |
| Authors |
Alberto_Rodriguez-Ardila_(1,2)_and_Marcos_Antonio_Fonseca-Faria_(2)_((1)_LNA/MCTIC,_(2)_INPE) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03113 |
コロナ線[FeVII]$\lambda$6087\AAによるCircinusGalaxyでの高イオン化ガスの拡張流出の最初の特性評価を報告します。この放出は、[OIII]$\lambda$5007\AA\ラインですでに検出されているイオン化コーン内にあり、AGNから700pcの距離まで伸びていることがわかります。ガスの分布は乱雑に見え、数ノットの放出があります。その運動学は複雑で、分割プロファイルとライン重心は全身速度からシフトしています。ガスの物理的状態は、延長されたコロナ放出が、ラジオジェットの通過によって膨張した殻の残骸である可能性が高いことを示しています。このシナリオは、銀河の北西側の[FeVII]$\lambda$6087〜\AA\ガスの形態と拡張と空間的に一致する拡張X線放出によってサポートされています。Circinus銀河におけるコロナガスの広がりは、活動している銀河の中で独特であり、これらのオブジェクトの衝撃イオン化コンポーネントを追跡するためのコロナラインの有用性を示しています。
IC 342の最初の矮小回転楕円衛星であるKKH 22
| Title |
KKH_22,_the_first_dwarf_spheroidal_satellite_of_IC_342 |
| Authors |
Igor_D._Karachentsev,_Lidia_N._Makarova,_R._Brent_Tully,_Gagandeep_S._Anand,_Luca_Rizzi,_Edward_J._Shaya,_and_Viktor_L._Afanasiev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03132 |
ハッブル宇宙望遠鏡の調査用の高度なカメラを使用して、大規模な渦巻銀河IC342の近くにある矮小回転楕円銀河KKH22=LEDA2807114の観測結果を示します。赤い巨大ブランチ（TRGB）メソッド。また、6mBTA分光法を使用して、KKH22の球状星団の太陽中心半径方向速度を+30+-10km/sと測定しました。dSph銀河KKH22のVバンドの絶対等級は-12.19等で、中央の表面の明るさはmu_v、0=24.1等級/秒弧です。KKH22の速度と距離の両方は、IC342に重力で結合されているdSph銀河と一致しています。+106km/sの低い太陽中心速度を持つ近くの別のdIr銀河、KKH34は、7.28±0.36のTRGB距離を持っていますIC342グループに関してバックグラウンドに存在するMpc。KKH34は、-236+-26km/sという驚くほど高い負の固有速度を持っています。
BoRG調査で特定された$ z \ sim9-10 $銀河のサイズ
| Title |
The_Sizes_of_$z\sim9-10$_Galaxies_Identified_in_the_BoRG_Survey |
| Authors |
Benne_W._Holwerda_(University_of_Louisville),_Joanna_S._Bridge_(University_of_Louisville),_Rebecca_L._Steele_(University_of_Louisville),_Samir_Kusmic_(University_of_Louisville),_Larry_Bradley_(STSCI/Niels_Bohr_Institute),_Rachael_Livermore_(ARC_DECRA_Fellow),_Stephanie_Bernard_(University_of_Melbourne),_and_Alice_Jacques_(University_of_Louisville) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03515 |
Redshift$z=9-10$のオブジェクト選択は、Spitzerで確認された場合でも、ハッブル宇宙望遠鏡のイメージング機能の有効な制限です。利用できる測光データポイントが少ない場合、これらのJバンドおよびHバンドの画像に形態に基づいて基準を追加すると魅力的です。目視検査、サイズ基準、または別の形態計測学を介して行うことができます。BoRG$z\sim9$および$z\sim10$候補銀河の精査されたサンプルと、Morishita+（2018）によって拒否されたオブジェクトを探索して、z=9-10候補選択におけるサイズ基準の有用性を探索します。厳格なPSF補正有効半径基準（$r_e<0\farcs3$）は、モリシタ+によって視覚的に拒否された侵入者の65〜70\％を拒否します。また、Mason+（2015）の明度関数に基づいて、BoRGで選択されたサンプルから、真の最も明るい（$L>>L^*$）z=9または10の候補を最大$\sim20$\％削除する可能性があります。Holwerda+（2015）$z\sim9$サイズと光度の関係。目視検査の代わりにサイズ制約を含めることは、これらのオブジェクトの広視野検索に役立つ可能性があると主張しています。最も明るい（$L>>L^*$）候補の一部が見落とされる可能性があることを理解したEUCLIDまたはHSTアーカイブイメージング。Morishita+（2018）が見つけた候補のサイズは、明るい銀河の予想される$z\sim9$のサイズ分布に従います。これは、Shibuya+（2015）および単一オブジェクトの対数正規と一致しています。2つの候補は、星形成面の密度が高く（$\Sigma_{SFR}>25M_\odot/kpc^2$）、すべての調査と追跡調査に値します。
低表面輝度ディスクからの暗い物質と明るい物質の基本的な特性
ダークマター（DM）は、宇宙で最も大きな謎の1つです。このレビューでは、DMの証拠とDM現象の主な候補とシナリオについて簡単に説明した後、低表面輝度（LSB）銀河に特に注意を払いながら、回転ディスク銀河に関する最近の結果に焦点を当てます。過去数十年にわたって調査された、LSBのバリオン物質に関連する主な観測特性は、簡単に思い出されます。次に、LSBは、回転曲線の質量モデリングによって個別に解析され、スタックされます。後者の分析は、UniversalRotationCurve（URC）メソッドを使用して、ディスク銀河のプロパティのグローバル/ユニバーサルな説明を提供するのに非常に強力な結果をもたらします。LSBで銀河の構造特性間のスケーリング関係の存在を示し、異なる形態の銀河のそれらと比較します。調査結果は、すべてのディスクシステムについて、発光物質（LM）とDMの間の強い絡み合いを確認します。さらに、LSBでは、半径方向の重力加速度$g$とそれらのバリオン成分$g_b$の結果の密接な関係が、前者が測定された銀河の半径にどのように依存するかを報告します。最後に、LSB銀河は、比較的無衝突の暗い粒子で$\Lambda$CDMシナリオに強く挑戦し、後者の非検出とともに、DM現象の新しいシナリオへの誘導に貢献します。
| Title |
Binary_black_hole_mergers_in_AGN_accretion_discs:_gravitational_wave_rate_density_estimates |
| Authors |
Matthias_Gr\"obner,_Wako_Ishibashi,_Shubhanshu_Tiwari,_Maria_Haney,_Philippe_Jetzer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03571 |
これまでにLIGO/Virgoによって検出された重力波（GW）イベントの大部分は、バイナリブラックホール（BBH）の合併に起因しています。さまざまなバイナリ進化経路の中で、活発な銀河核（AGN）の降着円盤におけるBBHの統合は、GW検出の可能なソースです。AGN降着円盤に埋め込まれたBBHの軌道進化の理想的な分析モデルを検討します。このフレームワークでは、ディスクとバイナリの相互作用により、軌道の離心率が増加し、軌道の分離が減少し、BBHが最終的にGW放出が合体に至る体制に移行します。AGN降着円盤内に放射状に分布するBBHの母集団のマージタイムスケールの加重平均に基づいて、このチャネルから結果として得られるGWマージレート密度を計算します。予測される合併率は、広く$\mathcal{R}\sim（0.002-18）\、\mathrm{Gpc^{-3}yr^{-1}}$の範囲にあります。融合速度密度の降着円盤と2進軌道パラメーターの両方への依存性を分析し、軌道の離心率の重要な役割を強調します。この特定のBBH-in-AGN形成チャネルの天体物理学的意味について、バイナリ進化シナリオのより広いコンテキストで説明します。
銀河円盤における化学濃縮と放射状移動-[$ \ alpha / \ rm Fe] $ダブルシーケンスの起源
| Title |
Chemical_Enrichment_and_Radial_Migration_in_the_Galactic_Disk_--_the_origin_of_the_[$\alpha/\rm_Fe]$_Double_Sequence |
| Authors |
Sanjib_Sharma,_Michael_R._Hayden,_Joss_Bland-Hawthorn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03646 |
銀河系の星の$（[\alpha/{\rmFe}]、[{\rmFe/H}]）$分布は、伝統的に薄いディスクコンポーネントと厚いディスクコンポーネントに関連付けられている少なくとも2つの異なるシーケンスを示します。存在量の分布は、銀河全体の場所$R$および$|z|$によって体系的に異なります。放射状移動と運動学的加熱の影響を含む分析化学力学モデルを使用して、観測された存在量分布をさまざまな場所で再現できることを示します。以前の一部のモデルとは異なり、このスキームでは、別個の進化の道から生まれた明確な厚いディスクコンポーネントは必要ありません。提案されたモデルには、連続的な星形成履歴と連続的な年齢速度分散関係があります。さらに、[$\alpha$/Fe]は8ギル未満の恒星年齢では一定ですが、1.5ギルの時間スケールで古い星では急激に増加します。2つのシーケンス間のギャップは、この急激な遷移によるものです。金属性の低い端での高い[$\alpha$/Fe]シーケンスは、古い星の積み重ねにすぎないことを示します。金属性の高い端では、内側の円盤に由来する、同様の誕生半径を持つ異なる年齢の一連の星を見つけます。私たちのモデルは、さまざまな場所での高[$\alpha$/Fe]シーケンスの軌跡の均一性をうまく説明しています。low-[$\alpha$/Fe]シーケンスには、誕生半径が異なる星が含まれており、その存在は放射状の移動によるものです。低[$\alpha$/Fe]シーケンスでは、角運動量は[Fe/H]と反相関関係にあり、モデルはこの傾向をさまざまな銀河の場所で再現できます。放射状マイグレーションが含まれていない場合、モデルは二重シーケンスの生成に失敗し、代わりに単一シーケンスのみを表示します。私たちが示すように、この単純なスキームには、以前の化学力学モデルに比べて大きな利点があります。
宇宙干渉望遠鏡による星によるブラックホールオカルテーションの検出
| Title |
Detecting_Black_Hole_Occultations_by_Stars_with_Space_Interferometric_Telescopes |
| Authors |
Pierre_Christian_and_Abraham_Loeb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03042 |
恒星による射手座A*の掩蔽は、相対論的歳差運動によって予想されるイベント率が高く、宇宙ベースまたは宇宙地上の非常に長い基線干渉計（SVLBI）で検出できることを示します。掩蔽イベントの伝わる信号を計算し、信号として偽装できる非掩蔽イベントにフラグを付ける方法について説明します。
GW190412は階層的な3 + 1四重構成から生まれましたか？
| Title |
Was_GW190412_born_from_a_hierarchical_3+1_quadruple_configuration? |
| Authors |
Adrian_S._Hamers,_Mohammadtaher_Safarzadeh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03045 |
重力波源GW190412は、3つの固有のプロパティを持つバイナリブラックホール（BBH）マージャーです。i）その質量比は約0.28で、これまでに見つかった中で最も低い値です。ii）比較的高い正の有効スピンパラメーター\chi_eff=0.25があります。iii）面内歳差運動パラメータ\chi_p=0.3を持つバイナリの面内投影スピンのために歳差運動していることが観察されます。BB190フォーメーションの2つの主要なフォーメーションチャネルはGW190412を説明できません：フィールドフォーメーションシナリオは、大きな出生時のキックを呼び出さない限り、観測された歳差運動を説明できません。ここでは、「3+1」構成の広い階層型4重システムの「二重合併」がGW190412の固有のプロパティを説明できるかどうかを調査します。このシナリオでは、コンパクトオブジェクトの4つのシステムで2つのマージが発生します。最初に、永遠のカオス的進化により、最も内側の軌道にある2つのコンパクトオブジェクトがマージされます。後で、統合されたコンパクトオブジェクトは、長期的なLidov-Kozai振動により別のコンパクトオブジェクトと合体します。私たちのシナリオはGW190412と一致していることがわかります。特に、\chi_p=0.2の周りに優先的に投影されたスピンが見つかりました。ただし、二重合併の可能性は低く、これらのシステムの形成効率は不確実です。GW190412が3+1の4倍の二重合併から始まった場合、不等質量BHからの反動速度が他の方法で破壊されたため、最初の合併が最も内側の軌道のほぼ等質量BH間で発生した可能性が高いという強い制約が見つかりますシステム。
VERITASによるRadio Galaxy 3C 264からのVHEエミッションの発見：多波長研究
| Title |
VERITAS_Discovery_of_VHE_Emission_from_the_Radio_Galaxy_3C_264:_A_Multi-Wavelength_Study |
| Authors |
A._Archer,_W._Benbow,_R._Bird,_A._Brill,_M._Buchovecky,_J._H._Buckley,_M.T._Carini,_J._L._Christiansen,_A._J._Chromey,_M._K._Daniel,_M._Errando,_A._Falcone,_Q._Feng,_P._Fortin,_L._Fortson,_A._Furniss,_A._Gent,_M._Georganopoulos,_G._H._Gillanders,_C._Giuri,_O._Gueta,_D._Hanna,_T._Hassan,_O._Hervet,_J._Holder,_G._Hughes,_T._B._Humensky,_P._Kaaret,_M._Kertzman,_D._Kieda,_F._Krennrich,_M._J._Lang,_T._T.Y._Lin,_M._L._Lister,_M._Lundy,_G._Maier,_E._T._Meyer,_P._Moriarty,_R._Mukherjee,_D._Nieto,_M._Nievas-Rosillo,_S._O'Brien,_R._A._Ong,_K._Pfrang,_M._Pohl,_R._R._Prado,_E._Pueschel,_J._Quinn,_K._Ragan,_K._Ramirez,_P._T._Reynolds,_D._Ribeiro,_G._T._Richards,_E._Roache,_C._Rulten,_J._L._Ryan,_A._Sadun,_M._Santander,_S._S._Scott,_G._H._Sembroski,_K._Shahinyan,_R._Shang,_B._Stevenson,_V._V._Vassiliev,_S._P._Wakely,_A._Weinstein,_P._Wilcox,_A._Wilhelm,_D._A._Williams,_and_T._J_Williamson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03110 |
巨大楕円銀河NGC3862によってホストされている電波源3C264は、2017年2月から2019年5月の間にVERITASで観測されました。これらの深い観測により、非常に高いエネルギー（VHE;E$>100$GeV）$この活発な銀河からの\gamma$線放出。品質を選択して$\sim$57時間のライブ時間を分析すると、ソースの位置で検出が行われます。これは、バックグラウンドを超える7.8標準偏差の統計的有意性に対応しています。観測されたVHEフラックスは毎月の時間スケールで変動し、2018年の観測ではフラックスの上昇が見られます。この上昇状態でのVHE放出は、フォトンインデックス$\Gamma=2.20\pm0.27$およびフラックスF（$>315$GeV）=（$7.6\pm1.2_{\mathrmstat}\pm2.3_{\mathrmsyst}）\times10^{-13}$cm$^{-2}$s$^{-1}$、または同じ上のカニ星雲フラックスの約0.7％しきい値。3C264（$z=0.0217$）は、VHEで検出された最も遠い電波銀河であり、その上昇状態はM87で有名な噴出ジェットの状態と似ていると考えられています。2018年のVHEハイ状態時。VERITASデータに加えて、VLBA、VLA、HST、Chandra、Swiftの観測を含むこれらのデータの分析が、結果のスペクトルエネルギー分布の説明とともに提示されます。
| Title |
The_sensitivity_of_presupernova_neutrinos_to_stellar_evolution_models |
| Authors |
Chinami_Kato,_Ryosuke_Hirai_and_Hiroki_Nagakura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03124 |
15$M_\odot$前駆細胞の恒星進化モデルに対するニュートリノ放出の感度を調べ、崩壊前の段階に特に注意を払います。電子タイプのニュートリノ（$\nu_e$）とその反パートナー（$\bar{\nu}_e$）の両方の光度は、空間分解能と核ネットワークのサイズを変更することにより、1桁以上異なることを示しています。恒星進化モデルについて。また、ニュートリノ光度が中心密度、温度、電子分率の関数として表される多様性の本質的な傾向を捉えるための現象論的モデルを開発します。分析では、ニュートリノ光度がこれらの中心的な量によって十分に特徴付けられることを示しています。この分析では、$\nu_e$の光度の時間変化に最も影響する量は物質密度であり、$\bar{\nu}_e$の温度であることがわかります。これらの定性的傾向は、将来のニュートリノ観測からの恒星進化の最終段階での前駆細胞の物理的状態を制約するのに役立ち、適用可能ですが、適用性を評価するには、さまざまな質量前駆細胞を含むより詳細な系統的研究が必要です。
ELWAを使用したB0950 + 08あたりのパルサー風星雲の発見
| Title |
Discovery_of_a_Pulsar_Wind_Nebula_around_B0950+08_with_the_ELWA |
| Authors |
D._Ruan,_G._B._Taylor,_J._Dowell,_K._Stovall,_F._K._Schinzel,_P._B._Demorest |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03303 |
拡張長波長アレイ（ELWA）とパルサービニング技術を使用して、76MHzでのPSRB0950+08からのオフパルス放出を検索しました。以前の研究では、オフパルス放出は若いパルサーのパルサー風星雲（PWNe）が原因である可能性があることが示唆されています。Basuetal。によって行われたような他の研究。（2012）、より古いパルサーでは、この放出は軽い円柱の半径のオーダーである半径に広がり、起源は磁気圏であることを提案します。イメージング分析により、スピンダウン年齢が17Myrのこの古いパルサーは周囲のPWNを持っていると結論付けます。パルサーが古くなるにつれて、そのPWNスペクトルはシンクロトロンから逆コンプトン散乱が卓越するようにシフトすると考えられるためです。76MHzでは、オフパルス放出の平均磁束密度は0.59$\pm$0.16Jyです。B0950+08からのオフパルス放出は、サイズが$\sim$110$\pm$17アーク秒（0.14$\pm$0.02pc）で、軽い円柱の直径をはるかに超えて広がり、磁気圏の起源を除外しています。観測と調査のVLSSr、TGSS、NVSS、FIRST、およびVLASSのデータを使用して、PWNのスペクトルインデックスが-1.85より急勾配であるのに対し、B0950+08のスペクトルインデックスは約-1.36$\pm$0.20であることがわかりました。$\pm$0.45。
Seyfert 1 AGNのNuSTARサンプルにおける相対論的反射率と光子指数の間の相関
| Title |
Correlation_between_relativistic_reflection_fraction_and_photon_index_in_NuSTAR_sample_of_Seyfert_1_AGN |
| Authors |
Savithri_H._Ezhikode,_Gulab_C._Dewangan,_Ranjeev_Misra,_Ninan_Sajeeth_Philip |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03307 |
べき法則で説明されているAGNからの主なX線放出は、降着円盤を照射して、スペクトルに反射機能を生成します。ディスクの内部領域から生じる反射機能は、ブラックホールの近くの相対論的効果によって大幅に変更できます。直接観測されたコロナ強度に対する降着円盤を照らすコロナ強度の比として定義される相対論的反射率$R_f$と、NuSTARサンプルの硬X線光子指数$\Gamma$セイファート1銀河。X線スペクトルは、相対論的に不鮮明な反射コンポーネントの反射率を直接取得するのに役立つrelxillコードを使用してモデル化されます。パラメータ$R_f$は、内部降着円盤によって遮断されたX線放出の量に依存します。サンプルで$\Gamma$と$R_f$の間に正の相関が見つかりました。コロナに入る降着円盤のより広い領域からのシード光子は、コロナプラズマの冷却を増加させ、より急なX線スペクトルを発生させます。コロナがディスクのより広い領域を照射すると、反射率が高くなります。したがって、観察された$R_f-\Gamma$関係は、AGNのディスクコロナジオメトリの変動に関連している可能性が最も高くなります。
SGR 1935 + 2154をホストするSNR G57.2 + 0.8の距離、環境、超新星の特性を再考する
| Title |
Revisiting_the_distance,_environment_and_supernova_properties_of_SNR_G57.2+0.8_that_hosts_SGR_1935+2154 |
| Authors |
Ping_Zhou,_Xin_Zhou,_Yang_Chen,_Jie-Shuang_Wang,_Jacco_Vink,_and_Yuan_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03517 |
2020年4月28日に非常に明るいms期間の無線バーストを放出したマグネターSGR1935+2154をホストする超新星残骸（SNR）G57.2+0.8の多波長研究を実施しました（Scholz＆Chime/FrbCollaboration2020;Bocheneketal。2020）。SNRとそのマグネターの物理パラメーター（距離など）を制約するために、MWISPCOライン調査からの12COおよび13COJ=1-0データを使用して、G57.2+0.8に関連する分子ガスを検索しました。SNRG57.2+0.8は、残りのローカル標準（LSR）速度V_{LSR}〜30km/sで分子雲（MC）に影響を及ぼし、弱い1720MHzOHメーザーを励起する可能性があることを報告します。MCのLSR速度は、SNRおよびマグネターをd=6.6+/-0.7kpcの運動学的距離に配置します。SNRと比較的密度の高い環境からの熱X線放出の非検出は、G57.2+0.8が、年齢$t>1.6\times10^4$（d/6.6kpc）年の進化したSNRであることを示唆しています。G57.2+0.8の爆発エネルギーは$2\times10^{51}（n_0/10cm^{-3}）^{1.16}（d/〜6.6kpc）^{3.16}$ergより低く、高い周囲密度$n_0$=10cm$^{-3}$を仮定しても、それほどエネルギー的ではありません。これは、マグネターが必ずしも非常に精力的な超新星爆発から生じるわけではないという意見を補強します。
天体物理学の多周波データに適用される機械学習：ブレーザー分類
| Title |
Machine_Learning_applied_to_Multifrequency_Data_in_Astrophysics:_Blazar_Classification |
| Authors |
Bruno_Arsioli_and_Pedro_Dedin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03536 |
天体物理学的情報源の自律的分類のための機械学習（ML）技術の研究は非常に興味深いものであり、多周波数データフレームのコンテキストでそのアプリケーションを探索します。監視付きMLの使用をテストし、シンクロトロンのピークエネルギー（10$^{15}$Hzより高いか高いか）に従ってブレーザーを分類します。1279の高シンクロトロンピークソース（HSP：$\nu$-peak>10$^{15}$Hz）および2899の低シンクロトロンピークソース（LSP：$\nu$-peak<10$^{15}$Hz）。赤外線、赤外線、光学、およびX線のバンド間のスペクトル勾配（$\alpha_{\nu_1、\nu_2}$）を含み、IRカラーも考慮して、各ソースを表すために一連の多周波入力機能が定義されました。5つのMLアルゴリズムの最適化について説明します：ランダムフォレスト（RF）、サポートベクターマシン（SVM）、K最近傍（KNN）、ガウスナイーブベイズ（GNB）、ルートヴィヒ自動MLフレームワーク、およびの正確なモデルに関するレポートLSPとHSPへのblazar分類。この特定のケースでは、SVMアルゴリズムが最高のパフォーマンスを発揮し、バランス精度の93％に達しました。共同機能順列テストにより、スペクトル勾配のアルファラジオIRとアルファラジオオプティカルが、MLモデリングに最も関連しており、IRカラーがそれに続くことが明らかになりました。この作業は、MLアルゴリズムが多周波数スペクトル特性を区別し、ブザーの分類タスクをLSPとHSPに処理できることを示しており、広帯域スペクトルパラメーター（シンクロトロン$\nu$として）の自律的決定のためのMLアルゴリズムの潜在的な使用のヒントです-ピーク）、または全天データベースで新しいブレザーを検索することもできます。
| Title |
Efficient_Fermi_Source_Identification_with_Machine_Learning_Methods |
| Authors |
Hubing_Xiao,_Haitao_Cao,_Junhui_Fan,_Denise_Costantin,_Gaoyong_Luo,_Zhiyuan_Pei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03546 |
この作業では、機械学習（ML）メソッドを使用して、Fermi-LATサードソースカタログ（3FGL）内の関連付けられていないソースとBlazarCandidateofUncertainType（BCU）を効率的に識別します。目的は2つあります。1）アクティブ銀河核（AGN）を、関連付けられていないソース内の他の（非AGN）から区別すること。2）BCUをBLLacertaeオブジェクト（BLLacs）またはFlatSpectrumRadioQuasars（FSRQ）に識別する。ランダムフォレスト（RF）、多層パーセプトロン（MLP）および生成的敵対的ネット（GAN）が個々のモデルとしてトレーニングされる場合、計算の複雑さを減らすために2次元の削減方法が提示されます。より良いパフォーマンスを達成するために、アンサンブル手法がさらに探求されます。また、グリッド検索方法がモデルのハイパーパラメーターを選択し、最終予測子を決定するのに役立つことも示されています。これにより、1010の関連付けられていないソースから748AGNが97.04％の精度で識別されました。573のBCU内で、326がBLLac、247がFSRQとして識別され、精度は92.13％です。
最大質量中性子星の普遍的な特性：超高密度物質を探索するための新しいツール
さまざまなバリオン状態方程式を使用してモデル化された最大質量中性子星の質量、半径、中心密度、および圧力間の密接な相関関係の存在を示します。これらの相関関係について考えられる説明が提供されます。そのような相関の単純な分析形式が提案され、中性子星の最大質量とその半径に対する観測上の制約と比較されます。これは、状態方程式がバリオニックであると仮定すると、安定した中性子星で到達できる最大圧力と密度を制約するための貴重なツールを提供します。
陽子中性子星における磁気回転不安定性の全球モデル
| Title |
A_global_model_of_the_magnetorotational_instability_in_protoneutron_stars |
| Authors |
Alexis_Reboul-Salze,_J\'er\^ome_Guilet,_Rapha\"el_Raynaud,_Matteo_Bugli_(CEA_Saclay) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03567 |
マグネターは高度に磁化された中性子星で、その磁気双極子は$10^{14}$から$10^{15}$Gの範囲です。MRIは、高速回転する陽子中性子星の磁場を増幅してマグネターを形成する有望なメカニズムと考えられています。このシナリオは、磁場がMRIによって小規模で増幅される可能性があることを示す多くの現地調査によってサポートされています。ただし、双極子場の生成におけるMRIの効率はまだ不明です。この質問に答えるために、差分回転を伴う高速回転陽子中性子星の理想的なグローバルモデルでMRIダイナモを研究します。差分回転が外側の境界で強制される明示的な拡散性を備えた球形ジオメトリで3D非圧縮性MHDシミュレーションを実行します。初期磁場を変化させ、異なる磁気境界条件を調査しました。これらのシミュレーションは、ローカルせん断ボックスシミュレーションと比較されました。飽和状態が初期磁場に依存しない、自立乱流MRI駆動ダイナモを取得します。MRIは、$B\geq2\times10^{15}$Gの強力な乱流磁場と、平均的な磁場強度の約$5\％$を体系的に表す非支配的な磁気双極子を生成します。興味深いことに、この双極子は赤道面に向かって傾斜しています。ローカルせん断ボックスモデルは、運動スペクトルや磁気スペクトルなどのグローバルMRI乱流のいくつかの特性をかなりよく再現できることがわかります。それにもかかわらず、乱流は、グローバルモデルよりもローカルモデルの方が活発です。全体的に、私たちの結果は、MRIがマグネターのような大規模磁場を形成する能力をサポートしています。彼らはさらに、より強い小規模な磁場の存在を予測します。結果として生じる磁場は、超光速超新星やGRBなどの卓越した恒星の爆発に電力を供給するために重要である可能性があります。
TeVでのGRBの理解における大きな変化
長期GRBは、宇宙で知られている最も明るい電磁放射源です。彼らのMeVガンマ線の最初の瞬間的な閃光に続いて、電波からGeVガンマ線への長時間持続する残光放射が続きます。TeVエネルギーでの放出は理論的に予測されていましたが、観測では確認されていません。ここでは、MAGCイメージング大気チェレンコフ望遠鏡によるTeVエネルギー範囲でのGRB190114Cからの巨大な信号の検出について報告します。バーストが始まってから1分後に、0.2-1TeVのエネルギー範囲のガンマ線が50シグマレベルを超えて観測されました。これにより、GRBのスペクトルおよび時間的発展を研究することができ、シンクロトロンコンポーネントのパワーに匹敵するパワーを持つ残光の新しい放出コンポーネントが明らかになりました。数百GeVのエネルギーでGRBのスペクトルエネルギー分布の2番目のピークが見つかりました。私たちのモデリングは、複数の波長でGRB190114Cに従った20を超える宇宙および地上の機器からのデータに基づいており、2番目のピークは逆コンプトン放射メカニズムによるものであるという説明を裏付けています。スペクトルエネルギー分布の2ピーク構造により、GRBの主要な物理パラメーターのいくつかを、バルクローレンツ係数、最小電子エネルギー、放射線と磁場密度の比として制約できます。最近もH.E.S.S.爆発の開始から10時間後の残光フェーズで測定されたGRB180720Bからの5シグマガンマ線信号について報告された大気大気チェレンコフ望遠鏡の画像。これらの観察は、GRBが最近まで想定されていたよりも強力であることを証明しています。観測されたGRBは特異な特性を示さなかったため、これからは非常に高いエネルギーでのGRB残光からのガンマ線信号の検出が標準観測の1つになると考えています。
通常のグリッド上に構築されたLarge-N電波干渉計の$ \ mathcal {O}（N \ log_2
{N}）$スケーリングを使用したキャリブレーションスキーム
| Title |
Calibration_Schemes_with_$\mathcal{O}(N\log_2{N})$_Scaling_for_Large-N_Radio_Interferometers_built_on_a_Regular_Grid |
| Authors |
Deepthi_B._Gorthi,_Aaron_R._Parsons,_Joshua_S._Dillon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03060 |
$N\gg1000$アンテナで21\、cmをターゲットとする次世代の電波干渉計は、計算リソース要件が$\mathcal{O}（N^2）にスケーリングする従来のアーキテクチャで相関器を構築する際に、大きな計算上の課題に直面する可能性があります$配列サイズ。このような相関器の基本的な出力は、アレイ内のすべてのアンテナペアの相互相関積です。FFT相関器アーキテクチャは、空間フーリエ変換を通じて相互相関積を計算することにより、計算リソースのスケーリングを$\mathcal{O}（N\log_2N）$に削減します。ただし、FFT相関器の出力は、入力アンテナ電圧がゲインと位相で較正されている場合にのみ意味があります。従来、干渉キャリブレーションは、標準の相関器によって生成された$\mathcal{O}（N^2）$相互相関を使用していました。この論文では、FFT相関器と並列に動作し、大規模にスケーリング可能な自己完結型の$\mathcal{O}（N\log_2{N}）$相関器システムとして機能するリアルタイムキャリブレーターの校正スキームを提案します。N個の冗長アレイ。このキャリブレータで使用される2つのキャリブレーションスキームについて説明し、それらのパフォーマンスとスケーラビリティを比較します。このホワイトペーパーで示した両方のキャリブレーションスキームは、アレイのサイズの増加に伴って$1/\log_2{（N）}$として減少するゲイン分散をもたらすことがわかります。
搭載されたLISAパスファインダーの磁気環境への宇宙船と惑星間の貢献
| Title |
Spacecraft_and_interplanetary_contributions_to_the_magnetic_environment_on-board_LISA_Pathfinder |
| Authors |
M._Armano,_H._Audley,_J._Baird,_P._Binetruy,_M._Born,_D._Bortoluzzi,_E._Castelli,_A._Cavalleri,_A._Cesarini,_A._M._Cruise,_K._Danzmann,_M._de_Deus_Silva,_I._Diepholz,_G._Dixon,_R._Dolesi,_L._Ferraioli,_V._Ferroni,_E._D._Fitzsimons,_M._Freschi,_L._Gesa,_F._Gibert,_D._Giardini,_R._Giusteri,_C._Grimani,_J._Grzymisch,_I._Harrison,_M-S._Hartig,_G._Heinzel,_M._Hewitson,_D._Hollington,_D._Hoyland,_M._Hueller,_H._Inchausp\'e,_O._Jennrich,_P._Jetzer,_N._Karnesis,_B._Kaune,_N._Korsakova,_C._J._Killow,_J._A._Lobo,_L._Liu,_J._P._L\'opez-Zaragoza,_R._Maarschalkerweerd,_D._Mance,_V._Mart\'in,_L._Martin-Polo,_J._Martino,_F._Martin-Porqueras,_I._Mateos,_P._W._McNamara,_J._Mendes,_L._Mendes,_N._Meshksar,_M._Nofrarias,_S._Paczkowski,_M._Perreur-Lloyd,_A._Petiteau,_P._Pivato,_E._Plagnol,_J._Ramos-Castro,_J._Reiche,_F._Rivas,_D._I._Robertson,_D._Roma-Dollase,_G._Russano,_J._Slutsky,_C._F._Sopuerta,_T._Sumner,_D._Telloni,_D._Texier,_J._I._Thorpe,_C._Trenkel,_D._Vetrugno,_S._Vitale,_G._Wanner,_H._Ward,_P._J._Wass,_D._Wealthy,_W._J._Weber,_L._Wissel,_A._Wittchen,_P._Zweifel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03423 |
LISAパスファインダー（LPF）は、宇宙の重力波観測所に必要となる新しい技術をテストするために設計された宇宙ベースのミッションです。磁気駆動力は、低周波数領域（mHz以下）での機器の感度、宇宙ベースの観測所にとって重要な測定帯域で重要な役割を果たします。磁場は、磁化率とテスト質量からの残留磁気モーメントに結合し、それらを測地線の動きから妨害する可能性があります。LISAPathfinderは、1Hzから1mHzまでのノイズレベルが10$\rmnT\Hz^{-1/2}$の専用の磁気測定サブシステムを搭載しています。このホワイトペーパーでは、LISAパスファインダー操作全体の磁気測定について報告します。宇宙船内の磁気環境を特徴付け、磁場の時間発展と20$\mu$Hzまでのその安定性を研究します。ここで、200$\rmnT\Hz^{-1/2}$の値を測定し、2つの異なる周波数領域を特定します。1つは惑星間磁場に関連し、もう1つは宇宙船内部から発生する磁場に関連します。最後に、mHz以下の磁場変動の非定常成分を特徴付け、それらを太陽風のダイナミクスに関連付けます。
高角度分解能での干渉重力レンズ観測の可視性空間モデリングへの新しいアプローチ
| Title |
A_novel_approach_to_visibility-space_modelling_of_interferometric_gravitational_lens_observations_at_high_angular_resolution |
| Authors |
Devon_Powell,_Simona_Vegetti,_John_P._McKean,_and_Cristiana_Spingola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03609 |
時間または周波数でデータを事前に平均化する必要なしに、多数の可視性を持つ高解像度干渉観測をモデル化するために設計された新しい重力レンズモデリングテクニックを紹介します。模擬観測の検証テストを使用して、メソッドの精度を示します。$\sim10^3$の可視性を持つ小さなデータセットを使用して、最初に、アプローチを従来の直接フーリエ変換（DFT）実装および直接線形ソルバーと比較します。私たちのテストは、ソースの反転がDFTのそれと区別がつかないことを示しています。また、信号対雑音比（SNR）が十分に高い場合は、レンズパラメーターをグラウンドトゥルースとDFTの両方の1〜2％以内と推定します。SNRが5と低い場合、どちらのアプローチでも、レンズパラメーターで数十パーセントのエラーが発生し、ソース構造が大幅に破壊されます。これは、これが選択したモデリング手法ではなくデータ品質に関連する問題であることを示しています。次に、$\sim10^8$の可視性と、重力レンズシステムMGJ0751+2716の実際の非常に長いベースライン干渉測定に一致するSNRを使用して、大規模なデータセットを分析します。データのサイズは、従来の実装ではモデル化できないサイズです。私たちの新しい手法を使用すると、グラウンドトゥルースに対して0.25および0.97パーセントのRMSエラーで、レンズパラメーターと光源の輝度分布をそれぞれ推測できることがわかります。
射手座矮小回転楕円銀河の広角ビュー-II。射手座矮小球状銀河のCEMP-r / sスター
| Title |
A_wide_angle_view_of_the_Sagittarius_dwarf_spheroidal_galaxy_--_II._A_CEMP-r/s_star_in_the_Sagittarius_dwarf_Spheroidal_Galaxy |
| Authors |
L._Sbordone_(1),_C._J._Hansen_(2),_L._Monaco_(3),_S._Cristallo_(4,5),_P._Bonifacio_(6),_E._Caffau_(6),_S.Villanova_(7),_and_P._Amigo_(8)_((1)_ESO_-_European_Southern_Observatory,_Chile,_(2)_Max_Planck_Institute_for_Astronomy,_Heidelberg,_Germany,_(3)_Departamento_de_Ciencias_Fisicas,_Universidad_Andres_Bello,_Chile,_(4)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_d'Abruzzo,_Italy,_(5)_INFN_-_Sezione_di_Perugia,_Italy,_(6)_GEPI,_Observatoire_de_Paris,_Universit\'e_PSL,_CNRS,_France,_(7)_Departamento_de_Astronom\'ia,_Universidad_de_Concepci\'on,_Chile,_(8)_Facultad_de_Ingenier\'ia_y_Ciencias,_Universidad_Adolfo_Ib\'a\~nez,_Chile) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03027 |
射手座矮小球状銀河で検出された最初のCEMP-r/s星の発見と化学的存在量分析について、UVES高分解能スペクトルを用いて報告します。本体の主軸に沿ってSgrdSphの郊外にある星は、適度に金属が乏しい巨人です（T$_{eff}$=4753K、logg=1.75、[Fe/H]=-1.55）。、[C/Fe]=1.13をいわゆる「高炭素バンド」に配置し、強力なsプロセスおよびrプロセス濃縮（[Ba/Fe]=1.4、[Eu/Fe]=1.01）。CからDyまでの29元素の存在量が得られました。化学パターンは、Rプロセス汚染イベントにより、星がAGBフェーズを通じて進化したバイナリシステムで、星が二次システムとして生まれた材料を事前に濃縮し、Cおよびsプロセスを提供するシナリオに最も適しているようです。濃縮。
星団の動的質量決定における二値性の影響
| Title |
Effect_of_binarity_in_star_cluster_dynamical_mass_determination |
| Authors |
Sara_Rastello,_Giovanni_Carraro,_Roberto_Capuzzo-Dolcetta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03037 |
この論文では、ビリアル定理による星団の質量の決定において、連星の一部の存在が持つ影響を探ります。この目標を正確かつ一貫した方法で達成するために、直接合計、高精度、コードNBODY7を使用して一連のシミュレーションを実行します。この一連のシミュレーションにより、利用可能な位置と半径方向の速度測定を使用してビリアル定理を直線的に適用するときに、オープンスタークラスターのようなモデルの動的質量の過大評価を定量化できます。もちろん、測定された速度分散に対するバイナリの「加熱」の寄与によって引き起こされる質量膨張は、初期のバイナリの割合$f_{b0}$とそれに続く動的進化に依存します。$8\％-42\％$の範囲の$f_{b}$（最大1.5Gyrまで進化）の場合、速度分散の実験的に聞こえる推定を使用して行われた質量の過大評価は、最大45倍になる可能性があります。バイナリの存在に関する動的質量決定を修正し、恒星系でのバイナリの役割を無視すると、それらの総質量予算について誤った結論につながる可能性があることを強調するための有用なフィッティング式。この傾向が、それらのバイナリを考慮した高精度の動的シミュレーションにはまだ届かないドワーフ回転楕円体銀河などのより大きなシステムに有効である場合、暗黒物質含有量の誤った過大推定を意味します。速度分散測定。
バイナリ人口合成のための現実的な爆発の風景に向けて
| Title |
Towards_a_Realistic_Explosion_Landscape_for_Binary_Population_Synthesis |
| Authors |
Rachel_A._Patton_and_Tuguldur_Sukhbold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03055 |
大規模な星を含む人口統合研究の重要な要素は、最終的にそれらが爆発するか爆縮するかを決定することです。巨大な星の最終的な運命は崩壊の開始時のそのコア構造に敏感ですが、既存のバイナリー集団合成研究はコア崩壊に達していません。代わりに、彼らは単純な処方を使用して、超新星以前のコア構造を知らなくても、最終的な運命を推測します。私たちは、他の星とは独立して炭素-酸素（CO）コアを処理することにより、この問題の潜在的な解決策を探ります。暗黙の流体力学コードKEPLERを使用して、さまざまな範囲の初期条件から3496COコアモデルの広範なグリッドを計算し、それぞれがコア点火からコア崩壊まで進化しました。最終的なコア構造、したがって爆発性は非単調に変化し、COコアの質量と初期組成の両方に敏感に依存します。ベアCOコアは、大規模な星に埋め込まれたコアの完全な代用ではありませんが、私たちのモデルは、MESAと完全な水素およびヘリウムスター計算の両方とよく比較されます。私たちの結果を使用して、COコア特性の母集団合成推定から超新星以前のコア構造を推測し、最新のニュートリノ駆動爆発シミュレーションの結果に基づいて最終結果を決定できます。タイプIIb超新星前駆細胞の母集団のサンプルアプリケーションを示します。すべてのモデルはhttps://doi.org/10.5281/zenodo.3785377で入手できます。
コンパクトな白色矮星（WD）バイナリは、宇宙ベースの重力波（GW）観測所の重要な情報源であり、ZTFのような調査によってますます識別されています。そのような連星における非線形の動的潮汐の影響を研究します。グローバル3モードパラメトリック不安定性に焦点を当て、以前に調査されたローカルの砕波条件よりもはるかに低いしきい値エネルギーがあることを示します。結合モードのネットワークを統合することにより、潮汐散逸率を軌道周期の関数として計算します。これらの数値結果に一致する現象論モデルを構築し、それらを使用してWDバイナリのスピンと光度の進化を評価します。線形理論ではWDのスピン周波数は軌道周波数にロックできますが、非線形効果を考慮すると、そのようなロックは維持できないことがわかります。代わりに、軌道が崩壊すると、スピンと軌道が同期し、同期しなくなります。彼らが同期から外れるたびに、潮汐加熱率に短いが大きな低下があります。コンパクトバイナリのほとんどのWDは、以前の進行波の推定と同様の光度を持っている必要がありますが、数パーセントは、加熱率の低下にあるため、約10倍減光する必要があります。これは、J0651のCOWDの光度が低いことの潜在的な説明になります。最後に、潮汐がGW信号に与える影響を検討し、LISAとTianGOがWDの慣性モーメントをデシHzシステムの1％を超えるように制限できることを示します。
二次凝集赤巨人HD 226808の分光学的およびアステオスミック解析
| Title |
Spectroscopic_and_asteroseismic_analysis_of_the_secondary_clump_red_giant_HD_226808 |
| Authors |
Bruno_Lustosa_De_Moura,_Paul_G._Beck,_Leandro_de_Almeida,_Tharcisyo_S._S._Duarte,_Hugo_R._Coelho,_Jefferson_S._da_Costa,_Matthieu_Castro,_and_Jose-Dias_do_Nascimento_Jr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03140 |
二次凝集星HD226808（KIC5307747）の特性を明確にするために、ケプラー宇宙測光の4年間のデータを、メルカトル望遠鏡に取り付けられた高効率および高解像度メルカトル\'Echelle分光器の高分解能分光法と組み合わせました。FeとLiの基本的な大気パラメーター、動径速度、回転速度、元素存在量は、1D局所熱力学的平衡モデルの大気に基づいて、線の強度とフィッティングラインプロファイルを分析することによって決定されました。次に、Keplerによって取得された光度曲線を分析し、進化したFGKの太陽に似た星の研究のために開発された新しい地震ツールであるLetesAnalysis、UseandReportofAsteroseismologyを使用して、このターゲットのアステロスミックデータを抽出しました。一致するために構築された分光法、アステオスミックスケーリング関係、および進化構造モデルを使用して、HD〜226808のLi、Ti、Fe、およびNiの進化状態と有効温度、表面重力、金属性、微小乱流、および化学的存在量を決定しました観測データ。私たちの結果は、優れた分光分析とアステオスミスロジーとの間の正確な相乗効果が進化した星の理解に向けた飛躍をもたらすことも示しています。}
コロナの雨の形成と進化の自己矛盾のない3D放射MHDシミュレーション
| Title |
Self-consistent_3D_radiative_MHD_simulations_of_coronal_rain_formation_and_evolution |
| Authors |
P._Kohutova,_P._Antolin,_A._Popovas,_M._Szydlarski_and_V._H._Hansteen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03317 |
コロナルレインは、熱的不安定性の結果としてコロナループ内に形成された冷たく高密度のプラズマ凝縮から構成されます。熱的不安定性とコロナ降雨形成の以前の数値シミュレーションは、コロナ加熱項を人工的にエネルギー方程式に追加することに依存していました。コロナの大規模な特性を再現するには、より現実的なコロナ加熱処方を使用する必要があります。対流運動の結果として磁場ブレイディングによって自己矛盾なく加熱されるコロナまで、対流ゾーンからコロナに及ぶ3次元放射磁気流体力学シミュレーションでコロナ雨の形成と進化を分析します。熱的に不安定になるコロナループに沿ったエネルギー散逸の空間的および時間的進化を調査します。モデルのオーミック散逸は、ループに十分な彩層蒸発を誘発して加熱不安定性と結露の形成を誘発する可能性のある加熱イベントにつながります。熱的に不安定なプラズマの冷却は、個々のインパルス加熱イベントの持続時間に匹敵するタイムスケールで発生します。インパルス加熱は、ループ内の熱的不安定性を引き起こすのに十分な持続時間を持っていますが、コロナの降雨制限サイクルにつながるほど長く続きません。結露は生き残り、彩層に落下するか、磁気再結合イベントに関連するジュール熱の強いバーストによって破壊される可能性があることを示しています。さらに、結露が開いた磁力線に沿って形成されることもあります。
太陽の手足での冠状質量放出に関連する冠状状減光
| Title |
Coronal_dimmings_associated_with_coronal_mass_ejections_on_the_solar_limb |
| Authors |
Galina_Chikunova,_Karin_Dissauer,_Tatiana_Podladchikova,_Astrid_M._Veronig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03348 |
SDOおよびSTEREO衛星の準直交期間中に発生した地球向けCMEに関連する43のコロナ調光イベントの統計分析を提示します。STEREO/EUVIによって手足の上で観察された冠状体の減光を研究し、それらの特性を関連するCMEの質量および速度と比較しました。衛星のユニークな位置により、我々の発見をDissauerらの結果と比較することができました。（2018b、2019）、SDO/AIAによって太陽円盤に対して観察された同じイベントを研究しました。このような統計は初めて行われ、オフコロナ視点の冠状動脈減光とCMEパラメータの関係を確認します。異なる視線からの調光領域の観察は、総EUV強度（$c=0.60\pm0.14$）の同様の減少を明らかにします。（投影された）減光領域は、通常、四肢外観察のほうが大きいことがわかります（平均値$1.24\pm1.23\times10^{11}$km$^2$対$3.51\pm0.71\times10^{10}$km$^2$（ディスク上）、相関は$c=0.63\pm0.10$です。この体系的な違いは、ディスク上の観測では検出できない、コロナの高い方の調光領域への（弱い）寄与によって説明できます。オフリムの減光領域と明るさは、CMEの質量（$c=0.82\pm0.06$および$c=0.75\pm0.08$）と非常に強い相関を示しますが、減光領域と明るさの変化率はCMEと相関します。速度（$c\sim0.6$）。コロナ調光は、L1とL5の両方の衛星位置について、宇宙天気予報に関連する地球向けCMEの質量と速度の初期推定値を提供する可能性があることを示唆しています。
Sunrise / IMaXによって明らかにされた爆発する顆粒の磁気的性質について
| Title |
On_the_Magnetic_Nature_of_an_Exploding_Granule_as_Revealed_by_Sunrise/IMaX |
| Authors |
S._L._Guglielmino,_V._Mart\'inez_Pillet,_B._Ruiz_Cobo,_L._R._Bellot_Rubio,_J._C._del_Toro_Iniesta,_S._K._Solanki,_T._L._Riethm\"uller,_and_F._Zuccarello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03371 |
2009年6月のイメージングマグネトグラフSunrise/IMaXによって、高空間（$0.3^{\prime\prime}$）および時間（31.5s）の解像度で静かな太陽で観測された爆発する顆粒の光球の進化を研究します。これらの観測から、爆発する顆粒は、メソ顆粒スケール（最大12Mm$^{2}$の領域）で発生する磁束の出現イベントに対して空間的です。IMaX分光偏光測定を反転するためのSIRコードの修正バージョンを使用して、この光球の特徴の磁気構成に関する情報を取得します。特に、構造内に非常に傾斜した新興磁場の証拠が見つかり、最大4倍の磁束コンテンツを持ちます。太陽の非常に静かな領域と比較して、フラックスの発生領域でのガスと磁気の圧力のバランスは、発生するフラックスによって運ばれる追加の圧力が全圧の約5％増加し、造粒が可能になるように見えることを示しています。数値シミュレーションによって予測されるように修正されました。全体的な特性は、多極構造がほぼ水平なフラックスシートに似た光球に現れることを示唆しています。これは、顆粒の爆発に関連しているようです。最後に、このようなフラックス出現イベントの原因について説明します。
D型共生星EF Aqlの光学分光とX線観測
| Title |
Optical_spectroscopy_and_X-ray_observations_of_the_D-type_symbiotic_star_EF_Aql |
| Authors |
K._A._Stoyanov,_K._I{\l}kiewicz,_G._J._M._Luna,_J._Miko{\l}ajewska,_K._Mukai,_J._Mart\'i,_G._Latev,_S._Boeva,_R._K._Zamanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03379 |
最近同定されたミラ型共生星EFAqlの高分解能光学分光とX線観測を行った。SALTで取得した高解像度の光学分光法に基づいて、システム内の高温コンポーネントの温度（$\sim$55000K）と明度（$\sim$5.3$L_\odot$）を決定します。スペクトルの輝線の太陽中心半径方向の速度は、化学元素の可能な成層を明らかにします。また、Miraドナースターの質量損失率も推定します。Swiftの観測では、X線でEFAqlは検出されませんでした。X線観測の上限は10$^{-12}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$です。これは、EFAqlが最も弱いX線システムと一致していることを意味しますこれまでに検出されました。それ以外の場合、平均UVM2マグニチュード14.05のUVOT装置で検出しました。曝露中、EFAqlは約0.2UVM2の光度になります。Vバンドデータのピリオドグラム分析により、ミラ型ドナー星の脈動によって引き起こされた320.4$\pm$0.3dの改善された周期が明らかになりました。著者からの要求に応じてスペクトルを入手できます。
SEP電子スペクトルの形状について：惑星間輸送の役割
| Title |
On_the_shape_of_SEP_electron_spectra:_The_role_of_interplanetary_transport |
| Authors |
R._Du_Toit_Strauss,_Nina_Dresing,_Alexander_Kollhoff,_Maximillian_Br\"udern |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03486 |
太陽エネルギーの電子イベントのエネルギースペクトルに対する粒子散乱の影響について、i）観測的アプローチとii）モデリングアプローチを使用して説明します。i）SEPT装置で45〜425keVの範囲で行われた指向性電子測定を利用して、STEREO宇宙船の観測を統計的に調査します。日光を逆に伝播するビームのエネルギースペクトルを後方散乱ポピュレーションのエネルギースペクトルと比較すると、平均して、後方散乱ポピュレーションはより高いスペクトルでより高いエネルギーでより強い効果を持つハードスペクトルを示します。ii）数値SEPトランスポートモデルを使用して、スペクトルに対する粒子散乱（ピッチ角と平均フィールドに対して垂直の両方の点で）の影響をシミュレートします。ピッチ角散乱は、より高いエネルギー（E$>100$keV）で、頻繁に観測される太陽から離れた場所（r$>1$au）でスペクトル変化を引き起こす可能性があることがわかります。エネルギーが低く、太陽に近づくと、ピッチ角散乱の影響が大幅に減少するため、シミュレーションされたエネルギースペクトルは、注入されたべき乗則関数に似ています。ピッチ角に依存するスペクトルを調べると、観測結果と一致して、後方に伝播する電子のスペクトルは、前方に伝播する太陽のスペクトルよりも硬いことがわかります。{{\itソーラーオービター}と{\itパーカーソーラープローブ}は、より高いエネルギーで太陽に近い無変調全方向SEP電子スペクトルを観測できると結論付け、加速スペクトルを直接示します。}
グローバル原始惑星系円盤シミュレーションの爆発
| Title |
Outbursts_in_Global_Protoplanetary_Disk_Simulations |
| Authors |
Kundan_Kadam,_Eduard_Vorobyov,_Zsolt_Reg\'aly,_\'Agnes_K\'osp\'al,_and_P\'eter_\'Abrah\'am |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03578 |
恒星の円盤を通して降着している間、若い恒星の天体は、FUorまたはEXorバーストとして知られている突然の強力な降着イベントを受けることが観察されています。そのような一時的な降着は星形成プロセスの不可欠な部分であると考えられていますが、それらの背後にあるトリガーとメカニズムは不明確なままです。磁気層状および完全な磁気回転不安定性（MRI）アクティブディスク構造の両方を想定して、原始惑星系ディスクの形成と進化の薄いディスクの限界のグローバルな数値流体力学シミュレーションを実施しました。この論文では、これらのシミュレーションで発生するバーストの性質を特徴付けます。一般的なレイヤードディスクのデッドゾーンが不安定になると、「MRIバースト」が発生します。それらの進行状況と、層状ディスクパラメータおよびクラウドコアの質量への依存性を調査します。完全にMRIでアクティブなディスクのシミュレーションは、古典的な熱不安定性に類似した不安定性を示しました。この不安定性は、ロッセランドの不透明度が温度に大きく依存するため、約1400Kおよび3500Kを超える2つの温度で現れました。これらの熱的に不安定な領域の原因は、水蒸気による分子吸収から生じる不透明度の隆起に関連しており、より短い期間の降着イベントの背後にある新しいメカニズムと見なすことができます。ディスクの局所的な熱的不安定性を示しましたが、大規模なグローバルな不安定性が続くことを確認するには、さらに調査が必要です。ディスクの磁気構造、その組成、および恒星の質量は、若い恒星天体の一時的な降着の性質に大きく影響する可能性があると結論付けています。
Lドワーフバイナリ2MASS J0746 + 2000ABのマルチエポックVLBI：正確な質量測定と両方のコンポーネントからの電波放射の確認
| Title |
Multi-Epoch_VLBI_of_L_Dwarf_Binary_2MASS_J0746+2000AB:_Precise_Mass_Measurements_and_Confirmation_of_Radio_Emission_from_Both_Components |
| Authors |
Qicheng_Zhang,_Gregg_Hallinan,_Walter_Brisken,_Stephen_Bourke,_Aaron_Golden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03657 |
調査によると、すべての超低温小人（UCD）の10分の1までがかなりの電波放射体であり、その放射はジャイロシンクロトロン放射と電子サイクロトロンメーザー不安定性（ECMI）の組み合わせによるものです。2MJ0746+2000ABは、以前は5GHzの電波放射のソースとして識別されていたL0とL1.5の矮星で構成される、近い恒星のバイナリです。私たちは非常に長いベースライン干渉法（VLBI）を使用して、2010-2017年に7つのエポックにわたる電波放射を正確に追跡し、両方のコンポーネントが電波エミッターであることを発見しました-主要コンポーネントとして二次コンポーネントが特定された最初のシステムすべてのエポックにおける放出の。以前に特定された2.07時間の周期的バーストは、セカンダリコンポーネントから発生していることが確認されましたが、孤立したバーストもプライマリコンポーネントから特定されました。さらに、VLBI絶対天文位置を、光学/IR観測から得られた既存の相対軌道天文学とマルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）メソッドで組み合わせて、2つのコンポーネントの軌道パラメーターを決定しました。一次および二次光学コンポーネントの質量は、それぞれ0.0795+/-0.0003Msunおよび0.0756+/-0.0003Msunであり、これまでのUCDの最も正確な質量推定値を表しています。最後に、2つのコンポーネントのいずれかを周回する惑星の質量と分離に、3シグマの上限0.9Mjupauを設定します。
de Sitterへのアップトンネリング
膨張するdS$_2$バブルを含む漸近的にAdS$_2$時空のユークリッド準備を提案します。セットアップは、ミンコフスキー真空と偽真空の4次元理論に組み込むことができます。AdS$_2$は、両側の極値に近いReissner-Nordstr\"{o}mブラックホールの地平線に近い形状を近似し、2つの面が同じミンコフスキーの漸近線に接続して、トポロジー的に重要なワームホール形状を形成できます。同様に、偽の真空では、極値に近いブラックホールの地平線に近い形状は、2球の約dS$_2$倍です。ユークリッドの解を、ウォームホール内部の励起の偽の真空バブルへの減衰を説明するものとして解釈します。結果は横断できない漸近的ミンコフスキーワームホール内の膨張領域軽質物質の場が存在する場合に、因果関係が短期間発生する可能性について推測します。
1912年10月10日の日食探査と太陽による光の曲がりを測定する最初の試み
1911年にアインシュタインは、皆既日食中に太陽の重力場による光の曲げを測定できると提案しました。この測定が試みられた最初の機会は、1912年10月10日の皆既日食でした。アルゼンチンのC\'ordobaObservatoryからのものを含む、この食を観測するためにブラジルに送られた遠征について報告します。このアインシュタインの効果を測定することを目的としました。
Advanced LIGOおよびAdvanced Virgoの2回目の観測からの重力波の速度の測定
| Title |
Measuring_the_Speed_of_Gravitational_Waves_from_the_Second_Observing_Run_of_Advanced_LIGO_and_Advanced_Virgo |
| Authors |
Xiaoshu_Liu,_Vincent_F._He,_Timothy_M._Mikulski,_Daria_Palenova,_Claire_E._Williams,_Jolien_Creighton,_Jay_D._Tasson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03121 |
単一の観測に対する重力波の速度は、ベイズ推定による重力波検出器間の時間遅延によって測定できます。次に、複数の測定を組み合わせて、より正確な結果を生成できます。重力波とGW170817/GRB170817Aから発生するガンマ線がほぼ同時に検出されることから、重力波信号の速度は、ガンマ線の速度と同じであり、$10^{15}$で約1つの部分になります。ここでは、関連する電磁信号に基づくのではなく、地理的に離れた検出器のネットワーク全体で測定された通過時間によって、重力波の速度を測定する別の方法を紹介します。この方法は精度がはるかに劣りますが、重力波の速度を独立して測定できます。GW170817の場合、高度なLIGOと高度な乙女座によって観測されたバイナリ中性子星のインスパイラルは、電磁波の対応する場所で光源の空の位置を固定することにより、重力波の速度が90％信頼区間（0.97c、1.02c）に制限されます。ここで、cは真空中の光の速度。AdvancedLIGOとAdvancedVirgoの2番目の観測実行からの7つのBBHイベントとBNSイベントを組み合わせると、90％の信頼区間が（0.97c、1.01c）に絞り込まれます。重力波の速度を正確に測定することで、一般相対性理論をテストすることができます。さらに、重力標準モデル拡張（SME）によって提供されるテストフレームワーク内でこれらの結果を解釈します。そうすることで、SMEの重力セクターにおけるローレンツ違反の9つの非複屈折、非分散係数のうち4つに同時制約を取得し、重力速度の異方性に制限を課します。
少数および多数電子原子系における最も外側の電子の光脱離
少数および多電子原子系における最も外側の電子の光脱離は、非相対論的双極子近似で研究されています。このような光脱離は、中性原子と正に帯電した原子イオンについて分析されます。また、負に帯電した水素イオンを含む負に帯電した原子イオンの最も外側の電子の光脱離についても調べます。これらのすべてのケースで、最も外側の電子の光分離断面積の閉じた分析式を導出しました。
曲がった時空での場の量子論における真空の実行：$ \ sim m ^ 4 $項なしで$ \ rho_ {vac}（H）$を再正規化
| Title |
Running_vacuum_in_quantum_field_theory_in_curved_spacetime:_renormalizing_$\rho_{vac}(H)$_without_$\sim_m^4$_terms |
| Authors |
Cristian_Moreno-Pulido_and_Joan_Sola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03164 |
アインシュタインの方程式の$\Lambda$-termは、宇宙論の「一致」$\Lambda$CDMモデルの基本的な構成要素です。モデルに根本的な問題がないわけではありませんが、それらは代替の暗黒エネルギーの提案によっても回避されていません。ここでは$\Lambda$-termに固執しますが、曲がった時空における場の量子論（QFT）の「実行量」になる可能性があると主張します。多数の現象論的研究により、このオプションは、厳密な宇宙項を持つ$\Lambda$CDMと非常に競争力があることが示されています。いわゆる「実行中の真空モデル」（RVM）は、真空エネルギー密度$\rho_{vac}$が特徴で、ハッブルパラメーターとその時間導関数の（偶数の）累乗です。そのような理論的な形は、もっともらしいと思われる一般的なくりこみグループの議論によって動機付けられてきました。ここでは、FLRW時空のQFT内のRVM構造の起源について詳しく説明します。断熱正則化手順を使用してくりこみエネルギー運動量テンソルを計算し、それが本質的にRVM形式につながることを見つけます。これは、$\rho_{vac}（H）$が定数項と動的成分${\calO}（H^2）$および${\calO}（H^4）$として発展することを意味し、後者は初期の宇宙にのみ関連します。ただし、再正規化された$\rho_{vac}（H）$には、フィールドの質量（$\simm^4$）の4次パワーに比例する危険な項がありません。これらの項は、非常によく知られているソースです大きな貢献。現在、$\rho_{vac}（H）$は、典型的なものを模倣する穏やかな動的成分$\sim\nuH^2$（$|\nu|\ll1$）を伴う加法定数項によって支配されています。
倍音と角度モードを使用したバイナリブラックホールリングダウンの分光法について
ブラックホールの一意性と無毛の定理は、任意の天体物理学のブラックホールの準正規スペクトルが、その質量とスピンによってのみ決定されることを意味します。したがって、カーブラックホールの数え切れないほどの数の準正規モードが互いに関連しており、これらの関係からの逸脱は、一般相対性理論を超えた物理学の強力なヒントとなります。リングダウン信号を使用して髪のない定理をテストするには、少なくとも2つの準正規モードを検出する必要があります。特に、質量比と前駆体バイナリのスピンに応じて、基本モードとサブドミナントオーバートーンまたは別の角度モードを検出できます。また、GW190412の最近の発見に照らして、倍音または角度モードを使用してブラックホール分光法の見通しに質量比がどのように影響するかを研究することは適切であり、これが私たちの研究の主な焦点です。最初に、角モードと倍音の両方の振幅と位相のすぐに使える近似を、質量比$q\in[0,10]$の関数として提供します。これらの近似を使用して、サブドミナントモード/トーンの検出可能性、分解能、および測定可能性の最小信号対雑音比を推定します。バイナリ質量比が$q\約1.2$より大きい場合、角モードでブラックホール分光法を実行することが望ましいことがわかります（ただし、ソースが特に好ましくない傾斜角に配置されていない場合）。回転しない等質量のバイナリブラックホールの場合、無毛定理の分光テストを実行するには、倍音が唯一の実行可能なオプションのようです。ただし、これには大きなリングダウン信号対雑音比（2つの倍音を使用した$5\％$精度テストでは$\約100$）およびモデリングエラーを減らすために複数の倍音を含める必要があり、ブラックホール分光法を使用して近い将来に実用的ではない倍音。
Chern-Simons状態とHartle-HawkingおよびVilenkin波動関数の等価性
ミニスーパースペースに還元したときのチャーンサイモンズ（CS）状態は、宇宙のハートルホーキング（HH）波とビレンキン（V）波動関数のフーリエ双対であることを示します。前者と後者が共役変数（大まかに拡張係数とハッブルパラメーター）で記述された同じ制約方程式を解く場合、これは予想されることです。接続の統合の輪郭に関連するマッピングの微妙な点の数は、量子宇宙論における境界条件の問題に光を当てます。{\itreal}ハッブルパラメータを要求する場合、HH波動関数のみがCS状態で表すことができ、ハッブルパラメータは実線全体をカバーします。V（またはトンネリング）波動関数の場合、ハッブルパラメーターは正の実線に制限されます（状態は出力波のみを許可するため、これは理にかなっています）が、輪郭も負の虚数軸全体をカバーしています。したがって、接続に現実の条件が課されている場合、状態は許容されません。ハミルトニアン制約へのソース項の追加を必要とするV状態の変更が調査され、より口当たりが良いことがわかりました。二重の図では、HH状態は、実線全体にわたるハッブルパラメーターの均一な分布を予測します。変更されたVは、正の実線上で均一な分布を示します。
球対称のニュートラル反射星には毛がない：非最小結合の大規模スカラー場
| Title |
No_hair_for_spherically_symmetric_neutral_reflecting_stars:_nonminimally_coupled_massive_scalar_fields |
| Authors |
Shahar_Hod |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03489 |
最近の無毛定理は、コンパクトな反射面を持つ水平線のない星がスカラー、ベクトル、テンソルフィールドで構成される非線形の物質構成をサポートすることは{\itit}できないという興味深い事実を明らかにしました。本論文では、球対称のコンパクトな反射星は、重力への{\itnon}-minimal結合を伴う{\itmassive}スカラー場で構成される静的構成をサポートできないことを明示的に証明することにより、これらの無毛定理の有効性の範囲を拡張します。興味深いことに、無毛定理は、無次元の場-曲率結合パラメーター$\xi$の{\itgeneric}値に対して有効です。
STONEカーブ：ROCから派生したモデルパフォーマンス評価ツール
| Title |
The_STONE_curve:_A_ROC-derived_model_performance_assessment_tool |
| Authors |
Michael_W._Liemohn,_Abigail_R._Azari,_Natalia_Ganushkina,_and_Lutz_Rastaetter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.03542 |
数値評価（STONE）曲線の観測のスライディングしきい値である、新しいモデル検証およびパフォーマンス評価ツールが導入されました。これは、相対動作特性（ROC）曲線手法に基づいていますが、STONEツールは、すべての観測をカテゴリカル分類で並べ替えるのではなく、観測の連続的な性質を使用します。観測でイベントを定義し、分類子（モデル）データセットでのみしきい値をスライドさせるのではなく、観測値とモデル値の両方のしきい値を同時に変更し、データとモデルの両方で同じしきい値を使用します。これは、観測が連続的で、モデル出力が観測と同じ単位とスケールである場合、つまりモデルがデータを正確に再現しようとしている場合にのみ可能です。STONE曲線は、ROC曲線といくつかの類似点があり、検出の確率を誤検出の確率に対してプロットします。範囲は、低しきい値の（1,1）コーナーから高しきい値の（0,0）コーナーまでで、ゼロより上の値です。-ランダムな予測能力よりも良いことを示す切片ユニティスロープ線。主な違いは、STONEカーブが非単調で、x方向とy方向の両方で倍になることです。これらの波紋は、データモデル値のペアの非対称性を明らかにします。この新しい手法は、一般的な地磁気活動指数の出力と、地球の内部磁気圏のエネルギー電子フラックスのモデリングに適用されます。これは宇宙物理学のアプリケーションに限定されず、観測を再現するために数値モデルが使用されるすべての科学または工学分野に使用できます。
正確なWIMPダークマターの存在量と標準モデルの熱力学
弱く相互作用する巨大粒子（WIMP）は暗黒物質の主要な候補です。WIMP暗黒物質の存在量は、凍結メカニズムによって決定されます。質量や相互作用などのWIMP粒子の特性がわかれば、暗黒物質の存在量を予測できます。ただし、WIMP暗黒物質の存在量の推定にはいくつかの不確実性があります。この作業では、標準モデルの熱力学からの影響に焦点を当てます。標準モデルの状態方程式（EOS）によるWIMP暗黒物質の存在量とその不確実性の推定を再考します。初期の宇宙における標準モデルのEOSの最新の推定値を採用し、従来のEOSの推定値と比較して、1〜1000GeVの暗黒物質存在量にほぼ10％の違いがあることを発見しました。
ヘリシティ不変量によるAlfv \ 'enic乱流の制約
この論文では、乱流のいくつかの大域的特性に対する拡張電磁流体力学の不変量（一般化されたヘリシティとエネルギー）によって課せられる制約を研究します。全体的な乱流の運動エネルギーと磁気エネルギーが、一般化されたヘリシティの比率に依存する特定の状況でのみ等分割に近づくことを示します。熱エネルギーが最小のシステムでは、3つの不変量がアルフエニック乱流に関連する特徴的な長さスケールを集合的に決定することを示します。
レーザー干渉計スペースアンテナ（LISA）は、可視宇宙全体で大規模なブラックホールの合体を検出できます。これらの観察結果は、ブラックホールの形成と成長、および銀河の進化においてブラックホールが果たす役割についてのユニークな情報を提供します。ここでは、高速ヘテロダイン尤度評価や効率的な確率的検索手法など、LISAとのブラックホールバイナリマージを検出して特徴付けるためのいくつかの主要なビルディングブロックを開発します。
