宇宙マイクロ波背景異方性における斑状再イオン化の不可避の痕跡
| Title |
Inevitable_imprints_of_patchy_reionization_on_the_cosmic_microwave_background_anisotropy |
| Authors |
Sourabh_Paul,_Suvodip_Mukherjee,_Tirthankar_Roy_Choudhury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05327 |
宇宙の最初の星による宇宙の中性水素の再イオン化は、自由電子密度の空間変動を生成する不均一なプロセスです。これらの変動は、宇宙マイクロ波背景（CMB）のような宇宙論的プローブに観測可能なシグネチャをもたらします。\texttt{SCRIPT}という名前の再イオン化の光子節約半数値シミュレーションを使用して、CMBに対する電子密度の変動の影響を調べます。キネマティックSunyaev-Zeldovich（kSZ）と$B$モードの分極信号の振幅は、中点と再イオン化履歴の範囲への依存とともに、電子密度の変動に依存することを示します。この発見に動機付けされて、平均光学的深さ、再イオン化の幅、および電子密度の空間変動から生じる影響を捉えることができるkSZおよび$B$モードの偏光信号の振幅に新しいスケーリング関係を提供します。kSZと$B$モードの偏光信号の振幅が、再イオン化の幅と空間変動に異なる依存性を示すことを示します。したがって、これらのCMBプローブの共同研究により、縮退を解くことができます。21〜cmの測定からの外部データセットを組み合わせることにより、イオン化領域のサイズを直接調査することにより、縮退をさらに高めることができます。
ダイナミックズームシミュレーション：ライトコーンをシミュレーションするための高速な適応アルゴリズム
新世代の大規模銀河調査の出現により、未知の領域での宇宙数値シミュレーションが推進されています。高解像度と大容量の同時要件は、計算とデータストレージの需要により、深刻な技術的課題をもたらします。このホワイトペーパーでは、これらの問題に取り組むために開発された、ダイナミックズームシミュレーション（DZS）と呼ばれる新しいアプローチを紹介します。私たちの方法は、N体数値シミュレーションからのライトコーン出力の生成に合わせて調整されています。これにより、標準のcomovingスナップショットと比較してより効率的なストレージと後処理が可能になり、調査データの形式をより直接的に模倣します。DZSでは、シミュレーションの解像度がライトコーンサーフェスの外側で動的に減少し、計算作業負荷が軽減されると同時に、ライトコーン内の精度と大規模な重力場が維持されます。私たちのアプローチは、最大のボックスの計算コストの半分で、従来のシミュレーションとほぼ同じ結果を達成できることを示しています。大規模なシミュレーションや高解像度のシミュレーションでは、このスピードアップが最大5倍になると予測しています。DZSを使用した場合と使用しない場合の同じシミュレーションのペアを比較して、数値積分の精度を評価します。ライトコーンハロー質量関数、空に投影されたライトコーン、および3D物質ライトコーンの偏差は常に0.1％未満のままです。要約すると、私たちの結果は、DZS手法が次世代の大規模宇宙シミュレーションを特徴付ける技術的課題に対処するための非常に価値のあるツールを提供する可能性があることを示しています。
$ n $ポイントストリーミングモデル：速度が赤方偏移空間で相関関数を形成する方法
| Title |
The_$n$-point_streaming_model:_how_velocities_shape_correlation_functions_in_redshift_space |
| Authors |
Joseph_Kuruvilla,_Cristiano_Porciani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05331 |
第一原理から始めて、実空間と赤方偏移空間で$n$点相関関数を関連付ける基本方程式を導き出します。私たちの結果は、いわゆる「ストリーミングモデル」をより高次の統計に一般化したものです。赤方偏移空間での完全な$n$点相関は、その実空間対応物と$n-1の同時確率密度の積分として得られます。$相対視線固有の速度。接続された$n$点相関関数の方程式は、$n$を減らすための一般化されたストリーミングモデルを再帰的に適用することによって取得されます。私たちの結果は、遠方オブザーバー近似内で正確であり、相関が評価されるトレーサーの性質とは完全に無関係です。3点統計に焦点を当てて、$N$体シミュレーションを使用して、トリプレット内の粒子のペアの相対視線速度の同時確率密度関数を調べます。大規模な場合、この分布はほぼガウス分布であり、そのモーメントは標準の摂動論で正確に計算できることがわかります。この情報を使用して、現象論的な3点ガウスストリーミングモデルを作成します。実際の実装は、実空間でいくつかの統計値を近似するために摂動論を主次数で使用することによって得られます。この単純化にもかかわらず、赤方偏移空間での物質3点相関関数の結果の予測は、シミュレーションで実行された測定とかなりよく一致しています。簡略化されたモデルの制限について説明し、考えられるいくつかの改善を提案します。私たちの結果は、銀河クラスタリングの分析に直接適用できることを発見しましたが、将来の固有速度調査と速度論的スニヤエフ・ゼルドビッチ効果に基づく実験で3点統計を研究するための基礎も設定しました。
ライン強度マッピング（LIM）は、物質密度フィールドをトレースするすべてのソースからのスペクトル線の総放出をマッピングすることにより、3次元の大規模構造を効率的にプローブする有望なツールです。異なる赤方偏移からのスペクトル線は、観測された同じ周波数に落ちて混乱する可能性がありますが、これはLIMの主要な課題です。この作業では、線放出源の3次元空間分布を再構築できるマップ空間で線の錯乱手法を開発します。ソース母集団の複数のスペクトル線が複数の周波数で観測可能である場合、疎近似を使用して、LIMデータを一連のスペクトルテンプレートにフィッティングすることにより、特定の見通し線に沿ってソースを反復的に抽出します。ソースモデリングの不確実性と連続体前景の汚染とノイズの変動の存在を考慮に入れて、ノイズレベルより数シグマに存在する輝線でソースが適切に抽出されることを示します。例として、再イオン化のエポックで[CII]を対象としたTIME/CONCERTOのような調査を検討し、$0.5\lesssimz\lesssim1.5$でCO侵入者の3D空間分布を確実に再構築します。また、近赤外波長でのSPHERExミッションの混乱の解消についても説明します。潜在的に、再構築されたマップは、（銀河）トレーサー集団とさらに相互相関して、線形クラスタリング体制における総侵入者パワーを推定できます。この手法は、ラインの混乱を解消するために、外部情報を必要とせずに、赤方偏移の少ない侵入者の位相空間分布を抽出するための一般的なフレームワークです。
$ z \ sim 2 $でのIGMの3点および2点の空間相関：シミュレーションを使用したクラウドベースの分析
| Title |
Three-_and_two-point_spatial_correlations_of_IGM_at_$z\sim_2$:_Cloud_based_analysis_using_simulations |
| Authors |
Soumak_Maitra,_Raghunathan_Srianand,_Prakash_Gaikwad,_Tirthankar_Roy_Choudhury,_Aseem_Paranjape,_Patrick_Petitjean |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05346 |
Ly$\alpha$フォレストの吸収スペクトルを複数のVoigtプロファイルコンポーネント（雲）に分解することで、HIカラム密度（$N_{\rmHI}$）の関数として銀河間媒質（IGM）のクラスタリングを調べることができます。ここでは、これらのLy$\alpha$雲の横断3点相関（$\zeta$）を、$z\sim2$で1-5$h^のスケールで$z\sim2$で流体力学シミュレーションから得られた模擬三重項スペクトルを使用して調べます1}$cMpc。$\zeta$は$N_{\rmHI}$とスケールに強く依存し、トリプレット構成の角度（$\theta$）に弱く依存していることがわかります。「階層的ansatz」がスケール$\ge〜3h^{-1}$cMpcに適用可能であることを示し、0.2〜0.7の範囲の中央値削減3点相関（Q）を取得します。$\zeta$はガスの熱状態とイオン化状態に強く影響されます。銀河の場合に見られるように、Qに対する物理パラメータの影響は$\zeta$の影響と比較して弱いです。測定された$N_{を使用して、与えられたバリオン過密度（$\Delta$）に対応する適切な$N_{\rmHI}$カットオフを使用すると、異なるシミュレーション間の$\zeta$とQの違いが最小化されます。\rmHI}〜vs〜\Delta$関係は、個々のシミュレーションから取得されます。さらに、人工的に加熱速度を上げたモデルの$\zeta$に対する圧力の広がりの影響を確認します。ただし、現実的な熱履歴とイオン化履歴を持つモデルの場合、$\zeta$に対する圧力の広がりの影響は、他の局所効果に比べて弱く、支配的です。主にIGMの熱およびイオン化状態の赤方偏移の進化に起因する、$\zeta$によって示される強い赤方偏移の進化を見つけます。特に、構成パラメーターと赤方偏移の小さな間隔での3点相関の検出に関する観測要件について説明します。
標準モデル+一般相対性理論の古典的な解は、虚数時間における周期性が宇宙論的温度の起源である楕円関数によって与えられます。標準モデル以外のものは想定されていません。解決策は、電弱遷移の前に展開する$\mathrm{Spin}（4）$対称宇宙です。急速に振動する$\mathrm{SU}（2）$ゲージフィールドは、ヒッグスフィールドを$0$に保持し、強度はスケールファクタ$a$に反比例します。$a$が$a_{\scriptscriptstyle\mathrm{EW}}$に達すると、ソリューションが不安定になり、electoweak遷移が始まります。$a_{\scriptscriptstyle\mathrm{EW}}$は、ソリューションで唯一の無料パラメーターです。$a_{\scriptscriptstyle\mathrm{EW}}$の温度は$m_{H}/{（6\pi）^{1/2}}=28.8\、\text{GeV}=3.34\times10^です{14}\、\text{K}$は、$a_{\scriptscriptstyle\mathrm{EW}}$の値に関係なく。
| Title |
Dark_Matter_Subhalos,_Strong_Lensing_and_Machine_Learning |
| Authors |
Sreedevi_Varma,_Malcolm_Fairbairn_and_Julio_Figueroa_(King's_College_London) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05353 |
レンズシステム内の暗黒物質サブハローのスペクトルで低質量カットオフを検出するために、強力にレンズ化された銀河の画像に機械学習技術を適用する可能性を調査します。$10^9M_\odot$から$10^6M_\odot$までのより低い質量カットオフに対応する7つの異なるカテゴリの部分構造を含むシステムのレンズ付き画像を生成します。畳み込みニューラルネットワークを使用して、これらの画像の多分類ソートを実行し、アルゴリズムが93％を超える精度で1桁以内の低質量カットオフを正しく識別できることを確認します。
電磁セクターにおける等価原理の違反と$ f（T）$重力におけるその結果のテスト
| Title |
Testing_the_violation_of_the_equivalence_principle_in_the_electromagnetic_sector_and_its_consequences_in_$f(T)$_gravity |
| Authors |
Jackson_Levi_Said,_Jurgen_Mifsud,_David_Parkinson,_Emmanuel_N._Saridakis,_Joseph_Sultana_and_Kristian_Zarb_Adami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05368 |
距離-双対関係の違反は、電磁微細構造定数の時間的変化に直接関連しています。多くのよく研究された$f（T）$重力モデルを検討し、それらに対応する、距離-双対関係の違反の理論的予測を修正します。さらに、超新星データやハッブルパラメータ測定とともに、微細構造定数変動データを通じて、関連するモデルパラメータの制約を抽出します。さらに、有効な$f（T）$重力定数の進化を制約します。最後に、電磁セクターにおける等価原理の違反の現象論的パラメーターに関する改訂された制約と比較します。
拡大する宇宙における非相対論的場の効果的な理論：誘導された自己相互作用、圧力、音速、および粘性
| Title |
Effective_theories_for_a_nonrelativistic_field_in_an_expanding_universe:_Induced_self-interaction,_pressure,_sound_speed,_and_viscosity |
| Authors |
Borna_Salehian,_Mohammad_Hossein_Namjoo_and_David_I._Kaiser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05388 |
拡大する時空における大規模で非相対論的なスカラー場は、通常、圧力のない完全流体によって近似されます。これは、そのような場が冷たい暗黒物質の役割を果たすことができるという標準的な結論につながります。このペーパーでは、サブリーディング修正を組み込んで、これらの近似を体系的に研究します。システムの2つの同等の効果的な説明を提供します。それぞれが独自の利点と洞察を提供します。（i）非相対論的有効場理論（EFT）を使用して、相対論的修正が非相対論的場の有効な自己相互作用を誘導することを示します。副産物として、私たちのEFTは、振動動作を含む正確なソリューションを構築することを可能にします。（ii）効果的な（不完全な）流体の説明。これにより、乱れたフリードマンレマ\^{i}トレロバートソンウォーカー（FLRW）宇宙の場合：（a）圧力は小さいが非ゼロ（および正））、ツリーレベルの自己相互作用のない自由理論の場合でも。（b）小さな変動の音速も非ゼロ（かつ正）であり、既知の先行次数の結果を再現し、従属項を修正し、以前の分析で省略されていた新しい寄与を特定します。（c）変動は負の有効バルク粘度を経験します。正の音速と負のバルク粘度は、それぞれ過密度の増加に有利に作用し、反対に作用します。正味の効果は、超軽量暗黒物質の喫煙銃と考えることができます。
21cmの森林はインフレ後のPeccei-Quinn対称性の破れのシナリオにおけるアキシオン暗黒物質を探査する
インフレ後に全球的ペッチェ・クイン（PQ）対称性の自発的な破れが発生した場合の、アキシオンのような暗黒物質に関する21cmの森林観測の将来の展望を研究します。アキシオンのような粒子から供給される次数1の大きな等曲率摂動は、ミニハロ形成の強化をもたらす可能性があり、その後の階層構造形成は、質量が${\calO}（10^4）M_{を超える可能性があるミニハロ存在量に影響を与える可能性があります21cmの森林観測に関連する\odot}$。21cmの森林観測は、温度に依存しないアキシオン質量に対して、$10^{-18}\lesssimm_a\lesssim10^{-12}$eVの範囲のアキシオン様粒子質量をプローブできることを示しています。温度依存のアキシオン質量の場合、21cmの森林測定に影響を与える可能性のあるゼロ温度のアキシオン質量スケールは、さらに$10^{-6}$eV程度まで拡大されます。
WMAPとPlanck LFIレガシーマップの組み合わせから構築された大規模な角度スケール用の新しいCMB偏光尤度パッケージ
| Title |
A_novel_CMB_polarization_likelihood_package_for_large_angular_scales_built_from_combined_WMAP_and_Planck_LFI_legacy_maps |
| Authors |
U._Natale,_L._Pagano,_M._Lattanzi,_M._Migliaccio,_L._P._Colombo,_A._Gruppuso,_P._Natoli,_G._Polenta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05600 |
WMAPKa、Q、VとPlanck70GHzマップを組み合わせて得られたCMB大規模偏波データセットを提示します。WMAPとPlanckのコラボレーションによってリリースされたレガシー周波数マップを採用し、偏光ダストのPlanck353GHzと偏光シンクロトロンのPlanck30GHzとWMAPKに依存する独自の銀河前景緩和技術を実行します。単一の最適なノイズ加重、低残差前景マップとそれに付随するノイズ共分散行列を導出します。これらは、$\chi^2$分析を通じて、銀河マスクの豊富なコレクションに対して堅牢であることを示しています。このデータセットとPlanckレガシーCommander温度ソリューションを使用して、ピクセルベースの低解像度CMB尤度パッケージを作成します。その堅牢性をシミュレーションを使用して広範囲にテストし、優れた一貫性を見つけます。この尤度パッケージのみを使用して、光の深さを空の54\％の$68\％$C.L.での再イオン化$\tau=0.069^{+0.011}_{-0.012}$に制限します。Planckの高$\ell$温度と偏光の過去の可能性、Planckレンズの可能性、BAO観測を追加すると、完全な$\Lambda$CDM探索で$\tau=0.0714_{-0.0096}^{+0.0087}$が見つかります。後者の境界は、EE相関のみを含む大きな角度の偏波に対して\Planck\HFICMBデータを使用して得られる境界よりもやや制約が少なくなります。私たちの境界は、TEの相関関係も含む、ほぼ独立したデータセットに基づいています。それらは一般に、少し高い値の$\tau$を優先するPlanckHFIとよく互換性があります。低解像度のPlanckとWMAPの共同データセットを、付随する尤度コードと共に公開します。
原始ブラックホールがLIGO / Virgoデータに直面：現在の状況
LIGOとVirgo干渉計は、これまでにブラックホール連星の11個の重力波（GW）観測を提供してきました。同様の検出は、近い将来非常に頻繁になるでしょう。現在および今後の豊富なデータにより、特定の形成モデルを観察に直面させることが可能です。ここでは、現在のデータがLIGO/乙女座ブラックホールが原始的な起源であるという仮説と互換性があるかどうかを調査します。原始ブラックホール（PBH）の質量とスピンの分布、それらの合併率、未解決の合体の確率的背景を詳細に計算し、最近発見されたGW190412を含む最初の2つの観測実行からの現在のデータと対比します。現在のGWデータと互換性がある形成時のPBH質量分布のパラメーターの最適値を計算します。すべての場合において、暗黒物質中のPBHの最大部分は、これらの観測によって$f_{\text{PBH}}\約{\rm数}\times10^{-3}$に制約されます。新しいデータが利用可能になったときに直接テストできるPBHシナリオの予測について説明します。PBHが発生するスピンがごくわずかな最も可能性の高い形成シナリオでは、GW190412のコンポーネントの少なくとも1つが中程度に回転しているという事実は、降着または階層的合併が重要でない限り、このイベントの原始的な起源と互換性がありません。降着がない場合、現在の非GW制約は、LIGO/乙女座イベントがすべて原始的な起源であることをすでに除外していますが、降着がある場合、PBH存在量のGW境界は関連する質量範囲で最も厳しいものです。宇宙の歴史の中での降着の強いフェーズは、1に近い質量比と、高質量、高スピン、およびほぼ等しい質量連星の間の赤方偏移依存の相関を優先し、二次成分は一次より速く回転します。
原始曲率摂動によって誘発された確率的重力波背景を使用して超軽量原始ブラックホールをプローブするための見通し
| Title |
Prospects_for_probing_ultralight_primordial_black_holes_using_the_stochastic_gravitational-wave_background_induced_by_primordial_curvature_perturbations |
| Authors |
Shasvath_J._Kapadia,_Kanhaiya_Lal_Pandey,_Teruaki_Suyama_and_Parameswaran_Ajith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05693 |
質量$\lesssim10^{15}$gの超軽量原始ブラックホール（PBH）と初期宇宙で生成された亜原子シュヴァルツシルト半径は、ホーキング放射による現在の宇宙時代で蒸発したと予想されます。この仮定に基づいて、超軽量PBHの豊富さに対する多くの制約が作成されました。ただし、これまでのところ、ホーキング放射は実験的に検証されていません。したがって、ホーキング放射の仮定とは無関係に超軽量PBHに対する制約を設けることができれば、興味深いでしょう。このペーパーでは、2つのLIGO検出器からの重力波（GW）データを使用して、狭い質量範囲内でこれらのPBHをプローブする可能性を探ります。その考えは、PBHの形成をもたらす大きな原始曲率摂動も非線形モードカップリングを通じてGWを生成するというものです。これらの誘導されたGWは、確率的な背景を生成します。特に、質量範囲$\sim10^{13}-10^{15}$gのPBHに注意を向けます。この場合、誘導された確率的GWバックグラウンドピークはLIGOの感度帯域にあります。単色のPBH質量分布を仮定すると、ホーキング放射に基づくPBHの存在量に関する既存の制約を無視すれば、対応するGWバックグラウンドは現在入手可能なLIGOデータを使用して検出できることがわかります。より現実的な（より広い）質量分布の場合、PBH存在量に対する既存の制約を考慮した後でも、この確率的背景はLIGOの3回目の観測実行で検出可能であることがわかります。非検出により、原始曲率摂動の振幅と超軽量PBHの量を制限できます。
「暗黒物質の多散乱恒星捕獲」についてのコメント
ブラマンテ、デルガド、マーティン[Phys。Rev.D96、063002（2017）。、今後BDM17]は、ダークマター（DM）キャプチャーの分析形式を非常に重要な方法で拡張しました。、暗黒物質検出器として。このコメントでは、暗黒物質中性子散乱断面積$（\sigma_{nX}）$と暗黒物質の質量$（m_{X}）$にこの方法の拘束力がある領域の存在を指摘しています。失われた。これは、NSが暗黒物質検出器として機能するために必要な最高温度（$T_{crit}$）に対応します。さらに、BDM17のいくつかのタイプミスとエラーは、それらの結論に劇的な影響を与えないことを指摘します。さらに、さまざまな制限レジームの任意の質量の暗黒物質粒子の総捕獲率の半分析近似を提供します。これらの分析近似は、数値結果を検証するために使用されます。
遠い太陽系における軌道歳差;数値シミュレーションでプラネットナイン仮説をさらに制約する
| Title |
Orbital_precession_in_the_distant_solar_system;_further_constraining_the_Planet_Nine_hypothesis_with_numerical_simulations |
| Authors |
Matthew_S._Clement,_Nathan_A._Kaib |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05326 |
太陽系の12か所ほどの遠方で検出されたオブジェクトの近日帯と軌道極の経度は、一様に分布した軌道のランダムなサンプルの経度と一致しない方法でクラスター化されます。少数の統計と観察バイアスがこれらの特徴を説明する可能性がありますが、クラスタリングの統計的有意性により、「プラネットナイン仮説」が最近開発されました。提案されたシナリオでは、遠方の太陽系の軌道は、偏心軌道上の未検出の巨大惑星からの永遠の摂動によってシェファードされます。ただし、近日帯の歳差運動と、外側のカイパーベルトと内側のオールトクラウドのノードも、巨大な惑星、通過する星、銀河の潮汐の影響を受けます。ExtremeTrans-NeptunianObject（ETNOs）とInnerOortCloudObject（IOCOs）の軌道整列を研究するために設計された数値シミュレーションの大規模なスイートを実行します。PlanetNineを含むさまざまな統合では、4Gyr後に検出可能なETNOとIOCOの60％以上も、遠方の巨大な摂動体と近日点で反整列していることがわかります。ただし、この残りの軌道のサンプルから17個のオブジェクトをランダムに選択すると、近日点の経度と軌道極クラスタリングに観測される可能性のある有意なばらつきがあります。さらに、プラネットナインがない場合でも、ランダムに描かれた17の軌道は、基になる分布が均一であっても、ある程度のクラスタリングを示すはずです。したがって、PlanetNineの存在を自信を持って推測するには、さらに多くのETNOおよびIOCOの検出が必要であることがわかります。
月のマイクロコールドトラップ
水の氷は、極低温のため、月の極域にある永続的な影の大きな領域（PSR）に閉じ込められていると考えられています。ここでは、多くのマッピングされていないコールドトラップが小さな空間スケールで存在し、氷が蓄積する可能性のある領域を大幅に増やしていることを示します。理論モデルと月面偵察オービターのデータを使用して、1kmから1cmまでのスケールでの影の寄与を推定します。水の恒久的なコールドトラップ領域の約10〜20\％は、これらの「マイクロコールドトラップ」に含まれていることがわかります。これらは、月で最も多くのコールドトラップです。したがって、すべての空間スケールを考慮すると、総面積が約40,000km^2で、以前の推定よりもコールドトラップの数が大幅に増加します。ウォーターアイスのコールドトラップの大部分は、緯度が80{\deg}を超えている場合に見られます。これは、赤道80度の永久的な影が通常は暖かく、氷の蓄積をサポートできないためです。私たちの結果は、月の極に閉じ込められた水は、これまで考えられていたよりも将来のミッションのためのリソースとしてよりアクセスしやすいかもしれないことを示しています。
| Title |
Explaining_the_Variations_in_Isotopic_Ratios_in_Meteoritic_Amino_Acids |
| Authors |
Michael_A._Famiano,_Richard_N._Boyd,_Toshitaka_Kajino,_Satoshi_Chiba,_Yirong_Mo,_Takashi_Onaka,_Toshi_Suzuki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05540 |
隕石アミノ酸の同位体存在度の測定により、$^2$H/H、$^{15}$N/$^{14}$N、および$^{13}$C/$^{12の強化が見られました}隕石中のアミノ酸中の$C。それらは、コア崩壊超新星または中性子星の合併から予想される電子反ニュートリノによる隕石の成分の処理と一致していることを示します。理論的な電子反ニュートリノ断面積を使用すると、アミノ酸が処理されたサイトでの時間積分された反ニュートリノフラックスに応じて、これらの同位体比の変動を予測できます。
TNG XXIIのGAPSプログラム。恒星活動を説明するHD189733 bの拡張ヘリウム雰囲気のGIARPSビュー
| Title |
The_GAPS_programme_at_TNG_XXII._The_GIARPS_view_of_the_extended_helium_atmosphere_of_HD189733_b_accounting_for_stellar_activity |
| Authors |
G._Guilluy,_V._Andretta,_F._Borsa,_P._Giacobbe,_A._Sozzetti,_E._Covino,_V._Bourrier,_L._Fossati,_A._S._Bonomo,_M._Esposito,_M._S._Giampapa,_A._Harutyunyan,_M._Rainer,_M._Brogi,_G._Bruno,_R._Claudi,_G._Frustagli,_A._F._Lanza,_L._Mancini,_L._Pino,_E._Poretti,_G._Scandariato,_L._Affer,_C._Baffa,_A._Baruffolo,_S._Benatti,_K._Biazzo,_A._Bignamini,_W._Boschin,_I._Carleo,_M._Cecconi,_R._Cosentino,_M._Damasso,_M._Desidera,_G._Falcini,_A._F._Martinez_Fiorenzano,_A._Ghedina,_E._Gonz\'alez-\'Alvarez,_J._Guerra,_N._Hernandez,_G._Leto,_A._Maggio,_L._Malavolta,_J._Maldonado,_G._Micela,_E._Molinari,_V._Nascimbeni,_I._Pagano,_M._Pedani,_G._Piotto,_and_A._Reiners |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05676 |
ホスト星に非常に接近して周回する太陽系外惑星は強く照射されます。これにより、上層大気層が膨張し、空間に蒸発する可能性があります。1083.3nmでの準安定ヘリウム（HeI）トリプレットは、最近、拡張された惑星外の大気を探査する強力な診断薬であることが示されています。トランジットホットジュピターHD189733bの高解像度透過分光法をTelescopioNazionaleGalileoのGIARPS（GIANO-B+HARPS-N）観測モードで実行し、同時に光+近赤外線スペクトルカバレッジを利用して惑星のHeIを検出します。大気を拡張し、惑星の吸収信号に対する恒星の磁気活動の影響を測定します。観察は、HD189733bの5つのトランジットイベント中に実行されました。トランジット中およびトランジット外のGIANO-B観測を比較することで、高解像度の透過スペクトルを計算し、HeIトリプレットでのトランジット内の過剰吸収を測定するために、同等の幅測定と光度曲線分析を実行します。5つのトランジットすべてで吸収シグナルを検出します。輸送中の平均吸収深度は0.75+/-0.03％です。恒星表面の不均一性の存在下で発生する通過イベントが原因である可能性が高いHeI吸収信号の夜間変動を検出します。HeIおよびH$\alpha$ラインの比較分析を使用して、恒星活動の疑似信号が真の惑星吸収に及ぼす影響を評価します。3次元大気コードを使用して、恒星汚染の影響を受けていない3夜のHeI吸収線の時系列を解釈します-輸送中の平均吸収深度0.77+/-0.04％を示します-。私たちのシミュレーションは、ヘリウム層がロシュローブの一部のみを埋めることを示唆しています。観測は、熱圏が$\sim$12000Kに加熱され、最大$\sim$1.2の惑星半径に拡大し、$\sim$1g/sの準安定ヘリウムを失うことで説明できます。
ALMAによる惑星帯の調査：太陽のような星HD 129590の周囲で検出されたガス
| Title |
Survey_of_planetesimal_belts_with_ALMA:_gas_detected_around_the_Sun-like_star_HD_129590 |
| Authors |
Quentin_Kral,_Luca_Matra,_Grant_Kennedy,_Sebastian_Marino,_Mark_Wyatt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05841 |
主系列星の周りのガス検出はCOの存在を示す約20のシステムでより一般的になってきています。しかし、このガスの起源をよりよく理解し、モデルを洗練するために、特に後のスペクトルタイプの星の周りでより多くの検出が必要です。これを行うために、バンド6のALMAを使用して二次CO検出の可能性が高いと予測される10個の星の調査を行いました。ミリダストの連続放出とガス放出（COおよびCN遷移）を探しました。連続体放射は、ディスクのダスト質量と幾何学的特性を導出した9/10システムで検出され、HD106906の周りのディスクの最初のミリ波検出、HD114082、117214、HDの最初のミリ波半径を提供しました15745、HD191089、HD121191の最初の半径。この論文の重要な発見は、初期の太陽に似た、10〜16年のマイアの若いG1VスターHD129590の周りで初めてCOを検出することです。ガスはその惑星帯と同じ場所にあるようで、その総質量はおそらく$3-20\times10^{-5}$M$_\oplus$の間です。Gタイプのメインシーケンススターの周りのこの最初のガス検出は、惑星形成に影響を与える可能性があったガスが太陽系とその若い時期に放出された可能性があるかどうかについて疑問を投げかけます。また、以前よりも高いS/NでHD121191付近のCOガスを検出し、COがシステム内の微惑星よりもはるかに近くにあることを発見しました。。最後に、惑星のCO含有量とHCN/COガス放出率（CN上限から）の見積もりを作成します。これは、一部のシステムの太陽系彗星で見られるレベルを下回っています。
赤い塊の巨人による混合の逆説的な影響について
RCG（赤い塊の巨人、または比較的金属が豊富な赤い水平分岐星）によるブレンドの影響は、RRabと古典的なセファイドに関連するものとして議論され、常に改善された距離スケールを確立します。OGLEマゼラン雲の変数の分析は、RCGとのブレンドが遠方の銀河系外の星を検出可能な範囲に有利に押し込む可能性があることを再確認します。具体的には、マゼランクラウドRRabとRCGブレンドのシミュレーションは、振幅-マグニチュードスペース（$I_c$対〜$A_{I_c}$）で容易に観察される明るい非標準傾向を部分的に再現します。逆に、古典的なセファイドとRCGの間のより大きなマグニチュードオフセットは、後者の影響に対処することを困難にします。Wesenheit関数の金属性に対する勾配（たとえば、$W_{VI_c}$）の相対的な不変性は、トレンドからの逸脱により、RCG（進化した赤のプロキシ）によるブレンドとして、ブレンドや測光の不正確さ（標準化など）が明らかになる可能性があることを意味します恒星の人口統計）は、光度の低い短周期のセファイドへの影響が大きくなるため、周期とWesenehitの関係を平坦化できます。これは、より浅い推論されたWesenheit関数と過大評価された$H_0$値の両方を部分的に説明する可能性があります。現在、多様なチームからの$H_0$の見積もりは、異種のアプローチを均質化せずに無意識に活用されているため（たとえば、かなり大きな$\simeq0。^{\rmm}3$に対するブレンディングの修正がないため）、ブレンディングを特定して活用するためのコンセンサスフレームワークが望ましい）。
天の川の球状星団はどこで形成されましたか？ E-MOSAICSシミュレーションからの洞察
| Title |
Where_did_the_globular_clusters_of_the_Milky_Way_form?_Insights_from_the_E-MOSAICS_simulations |
| Authors |
Benjamin_W._Keller,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Joel_Pfeffer,_Marta_Reina-Campos,_Nate_Bastian,_Sebastian_Trujillo-Gomez,_Meghan_E._Hughes,_Robert_A._Crain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05342 |
球状星団（GC）は通常古いものであり、ほとんどがz>〜2で形成されています。これは、GC誕生サイトを解決するのに十分な角度分解能で観測するには遠すぎるため、誕生環境の理解が困難になります。E-MOSAICSプロジェクトからの天の川のような銀河の25の宇宙論的ズームインシミュレーションを使用して、星の形成、フィードバック、およびGCの形成、進化、破壊の物理的動機付けモデルを使用して、現在の誕生環境を特定します。日GC。ビリアルで強く加熱されることなく降着されたガスによって供給された乱流高圧ディスクで、z〜2-4の間にその場で形成されたこれらの銀河のGCの約半分（52.0+/-1.0％）を見つけますショックやフィードバック。少数のGCが合併の際に形成されます（主要な合併では12.6+/-0.6パーセント、マイナーな合併では7.2+/-0.5パーセント）。しかし、合併は、今日見られるGCをそれらから排出することによって維持するために重要であることがわかります。ISM下部構造からの潮汐衝撃により原始GCが急速に破壊される、出生前の高密度星間物質（ISM）。階層的な銀河アセンブリのこの無秩序な歴史は、異なるチャネルを通じて形成されたGCの空間的および運動学的分布を混合するように機能するため、観測可能なGCプロパティを使用して、合流で形成されたGCと、同様にその場で形成されたGCを区別することが困難になりますex-situで形成されたものから。これらの結果は、GC形成の単純な図を示唆しています。GCは、現在の銀河の始祖である典型的なガスに富む銀河における通常の星形成の自然な結果です。
$\Lambda$CDM内の銀河クラスターの集合とダイナミクスにおけるグループ落下の役割を研究します。ビリアル質量$M_{\rm200}\sim10^{14}\、M_{\odot}$の$10$クラスターを宇宙流体力学シミュレーションIllustrisから選択し、恒星質量$M_{\star}の銀河を追跡しますgeq1.5\times10^8\、M_{\odot}$。$z=0$で生存している銀河の中央値$\sim38\％$は、グループの一部として追加され、クラスターからクラスターへの大きな散乱はありますが、フィールドから直接落下しませんでした。これらの銀河団の進化は速く、それらの共通の起源の観測的サインは、落下後$1$-$3$Gyrで急速に侵食されています。下部構造は、銀河の合併がクラスタ環境内でも発生するための条件を促進する上で主要な役割を果たします。時間をかけて統合すると、落下する銀河の関連で発生する平均$17\pm6$の合併が（クラスターごとに）識別されます。そのうち$7\pm3$は、クラスターホストのビリアル半径内で十分に発生します。合併の数はクラスターからクラスターへの大きな分散を示しており、私たちの最も大規模なシステムは、私たちの質量カットオフを超える42ドルの合併を持っています。これらの合併は、通常、小人ではガスが豊富で、$M_{\star}\sim10^{11}\、M_{\odot}$ではガスが豊富でガスが乏しいので、$\Lambda$内で大きく貢献する可能性があります。グループおよびクラスター内のレンチキュラー（S0）や青色のコンパクト矮星などの特定の形態の形成に対するCDM。
半禁止CIII] $ \ lambda $ 1909 \ AA〜緑エンドウ銀河の残りの紫外スペクトルにおける放出
| Title |
The_Semi-forbidden_CIII]$\lambda$1909\AA~_Emission_in_the_Rest-Ultraviolet_Spectra_of_Green_Pea_Galaxies |
| Authors |
Swara_Ravindranath,_TalaWanda_Monroe,_Anne_Jaskot,_Henry_C._Ferguson,_Jason_Tumlinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05399 |
ハッブル宇宙望遠鏡（HST）で宇宙望遠鏡イメージングスペクトログラフ（STIS）を使用して、グリーンピース銀河における0.13<z<0.3の半禁制CIII]放射を観察しました。2/10\AA〜の範囲のCIII]相当の幅を持つ7/10銀河のCIII]放出を検出します。観測されたCIII]輝線強度は、若い恒星年齢<3-5Myrsでのバイナリ恒星進化の影響と高イオン化パラメータ（logU<-2）を組み込んだ光イオン化モデルからの予測と一致しています。若い重い星からの硬い電離放射線、および低金属での星雲の高い温度は、観測されたCIII]および[OIII]輝線の高い等価幅を説明できます。GreenPea銀河は、Ly$\alpha$とCIII]の同等の幅の間に有意な相関関係を示しておらず、観測された散乱は、Ly$\alpha$の中性ガスに対する光学的深さの変動が原因であると考えられます。グリーンピースギャラクシーは密度が制限されている可能性が高いため、CIII]発光のライマン連続体光学深度への依存性を調べました。サンプルのLyCリーカー銀河には、CIII]相当の高い幅があり、スターバーストの年齢が3ミリ未満で、非リーカーよりも硬い電離スペクトルでしか再現できません。同様の金属性とイオン化パラメーターを持つ銀河の中で、CIII]相当幅は、光イオン化モデルから予想されるように、LyCに対してより高い光学的深さを持つ銀河に対してより強いようです。LyC放射の逃避に対するCIII]放射の依存性を調整し、再イオン化時代の銀河へのCIII]診断の適用を可能にするには、CIII]エミッターのより大きなサンプルのさらなる調査が必要です。
矮小銀河シミュレーションによる原始磁場の制約
| Title |
Constraining_the_primordial_magnetic_field_with_dwarf_galaxy_simulations |
| Authors |
Mahsa_Sanati,_Yves_Revaz,_Jennifer_Schober,_Kerstin_E._Kunze,_Pascale_Jablonka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05401 |
宇宙の流体力学的シミュレーションのセットを使用して、矮小銀河の形成と進化への影響を研究することにより、原始磁場の特性を制約しました。小さな長さスケール（$k\geq10\、h\、\rm{Mpc^{）で誘発する追加の密度変動を通じて原始磁場を含むシミュレーションの大規模なセット（8暗黒物質のみと72化学流体力学）を実行しました-1}}$）物質パワースペクトル。強さ$B_\lambda$が$0.05$から$0.50\、\textrm{nG}$の範囲であり、磁気エネルギースペクトル勾配が$n_B$が$-2.9$から$-2.1$である多種多様な原始磁場を調査しました。高振幅（$B_\lambda=0.50、\、0.20\、\textrm{nG}$with$n_B=-2.9$）または急な初期パワースペクトルスロープ（$n_B=-2.1、-2.4$、$B_\lambda=0.05\、\textrm{nG}$を使用すると、$10^7$から$10^9\、\rm{M}_{\odot}$までの質量スケールで摂動が発生します。この文脈では、新興銀河はその星形成率が大幅に増加するのを目にしています。それらは、原始的な磁場のないものよりも明るく、金属が豊富になります。そのような強い場は、矮小銀河の観測されたスケーリング関係を再現することができないことから除外されます。彼らは、矮小銀河が宇宙の非現実的な初期の再イオン化の起源であると予測し、ローカルグループの発光衛星を過剰生産している。対応する質量$\lesssim10^6\、\rm{M}_{\odot}$で原始密度場に影響を与える弱い磁場は、小惑星を周回する多数の小さな暗いハローを生成しますが、現在のレンズでは到達できません観察。この研究は初めて、矮小銀河の現実的な宇宙シミュレーションに基づいて、原始磁場の特性を制約することを可能にします。
近傍の12個の分子雲におけるスターガス表面密度相関I：データ収集とスターサンプリング分析
| Title |
Star-Gas_Surface_Density_Correlations_in_Twelve_Nearby_Molecular_Clouds_I:_Data_Collection_and_Star-Sampled_Analysis |
| Authors |
Riwaj_Pokhrel,_Robert_A._Gutermuth,_Sarah_K._Betti,_Stella_S._R._Offner,_Philip_C._Myers,_S._Thomas_Megeath,_Alyssa_D._Sokol,_Babar_Ali,_Lori_Allen,_Tom_S._Allen,_Michael_M._Dunham,_William_J._Fischer,_Thomas_Henning,_Mark_Heyer,_Joseph_L._Hora,_Judith_L._Pipher,_John_J._Tobin,_Scott_J._Wolk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05466 |
$<$1.5kpcの距離にある12の近くの分子雲における恒星の質量表面密度と分子状水素ガスの質量表面密度の関係を探ります。サンプル雲は、質量、サイズ、および星形成率の大きさの範囲に及んでいます。$Herschel$マップからの熱ダスト放出を使用して、ガス表面密度と、最新の$Spitzer$ExtendedSolarNeighborhoodArchive（SESNA）カタログの若い恒星オブジェクトを使用して、恒星表面密度をプローブします。星でサンプリングされた最近傍法を使用して、数パーセクのスケールで星とガスの表面密度の相関関係を調べたところ、恒星の質量表面密度は、ガス質量表面密度のべき乗則として変化し、すべてのクラウドにおける$\sim$2の法指数。一貫したべき乗則指数は、星形成効率がガス柱密度と直接相関しており、星形成のガス柱密度閾値が観察されないことを意味します。観測された相関関係を、熱フラグメンテーションの分析モデルからの予測、および乱流星形成分子雲の最近の流体力学的シミュレーションの合成観測と比較します。観測された相関は、いくつかの雲について熱フラグメンテーションモデルと一致しており、流体力学的シミュレーションを使用して再現できることがわかります。
ブレーザーOJ287における周期的な光バーストの偏光挙動
一般的なブザーの特徴として、OJ287で観測された準周期的な光バーストの偏光挙動を調べます。2015年12月のバーストの光学的光度曲線も、以前に提案された歳差運動ジェットノズルモデルの観点からシミュレーションされています。それらの光放射の性質を理解するために、1983.0、2007.8、および2015.8でピークとなる3つの主要な準周期的光バーストの偏光挙動を分析します。2成分モデルが適用されており、磁束密度、偏光度、偏光位置角度の変動は、2つの偏光成分で一貫して解釈できることを示しています。ジェットビーム軸に沿って伝播する相対論的衝撃）。2015年12月のバースト（最初のフレアと2番目のフレアを含む）の光束の曲線は、それぞれ対称的なプロファイルを持つ14個の基本シンクロトロンサブフレアに関してモデルシミュレーションされています。3つの主要なバースト（1983.0、2007.8および2015.8）の偏光挙動のモデルシミュレーションは、すべてが偏光位置角で急速かつ大きな回転を示し、ジェットで生成されたシンクロトロンフレアであることを示しています。準周期的バーストと非周期的バーストの両方の灯台効果の観点から光学的光度曲線を解釈するために以前に得られた結果と組み合わせて、相対論的ジェットモデルが光学フレア放射の性質を理解するための最も適切なモデルである可能性があることを示唆しますblazarOJ287：その光バーストは、それぞれがライトハウス効果による個々の超光速光ノットのらせん状の動きによって生成される、いくつかの「基本シンクロトロンフレア」で構成されている場合があります。
銀河における炭素存在量の変動とその意味について
| Title |
On_the_variation_of_carbon_abundance_in_galaxies_and_its_implications |
| Authors |
Donatella_Romano,_Mariagrazia_Franchini,_Valeria_Grisoni,_Emanuele_Spitoni,_Francesca_Matteucci,_and_Carlo_Morossi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05717 |
さまざまな年齢、運動学、および金属性の星で観測された化学的存在量および存在比の傾向は、ホスト銀河の特性を形作るために一致するいくつかの物理的プロセスの痕跡を持っています。これらの傾向を調べることにより、恒星の元素合成、恒星の質量スペクトル、構造形成のタイムスケール、星形成の効率、ガスの内向きまたは外向きの流れに関する貴重な情報を得ることができます。このペーパーでは、最新の恒星収量を実装して信頼する最新の化学進化モデルを使用して、さまざまな環境（天の川と楕円銀河）における炭素対鉄および炭素対酸素存在比の最近の決定を分析します（利用可能な場合はいつでも）星震の恒星年齢によって提供される厳しい制約についてほとんどの炭素が回転する大規模な星によって生成されるシナリオであり、その収率は親プロトスター雲の金属性に大きく依存し、ローカルの銀河コンポーネント（厚いディスクと薄いディスク）で利用可能な高品質データを同時に当てはめることができます。銀河バルジ内のマイクロレンズ化された矮小星、および巨大な楕円銀河について推定された存在比。しかし、これらの結論をより根拠のある根拠とするためには、オブザーバーと理論家の両方によるさらなる努力が必要です。
マゼラン流の運動学とその電離への示唆
| Title |
Kinematics_of_the_Magellanic_Stream_and_Implications_for_its_Ionization |
| Authors |
Andrew_J._Fox,_Elaine_M._Frazer,_Joss_Bland-Hawthorn,_Bart_P._Wakker,_Kathleen_A._Barger,_Philipp_Richter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05720 |
マゼランストリームとリーディングアームは、大小のマゼランクラウドを取り巻くガスクラウドの大規模なフィラメントシステムを形成します。ここでは、ハッブル宇宙望遠鏡/宇宙起源分光器で観測されたマゼラン星系を通る31の視線のサンプルを使用して、紫外線（UV）運動特性の新しいコンポーネントレベルの分析を示します。UV金属線の吸収にフィットするVoigtプロファイルを使用して、低イオン（SiIIおよびCII）、中間イオン（SiIII）、および高イオン（SiIVおよびCIV）吸収線間の運動学的差異を定量化します。ストリームとリーディングアームの運動学を比較します。ストリームは、低、中、高イオン成分の統計的に区別できないb値の分布を伴う、一般的にシンプルな単相の運動学を示し、すべてが狭い（b<25km/s）成分によって支配されている速度が揃っています。対照的に、リーディングアームは、低イオンよりも高イオンが広く、複雑な多相運動学を示すという暫定的な証拠を見つけます。これらの結果は、ストリームがハード電離放射線フィールドによってCIVまで光イオン化されていることを示唆しています。これは、Bland-HawthornらのSeyfert-flareモデルで自然に説明できます。（2013、2019）、銀河中心からの電離放射線のバーストが、南銀河の極の下を通過するときにストリームを光イオン化しました。セイファートフレアは、ストリームのHアルファ強度を説明するのに十分強力であり、観測されたレベルにSiIVとCIVを光イオン化するのに十分なほど強力である唯一の既知の放射線源です。数個のマイアのフレアのタイムスケールは、それが銀河中心で巨大なX線/ガンマ線のフェルミ泡を生成したのと同じイベントであることを示唆しています。
ガイア固有運動から決定された散開星団半径のカタログ
この作業では、以前に公開された方法を改善して、開いたクラスターの半径を信頼できる方法で計算します。この方法は、位置空間でのサンプリングの変化に伴う、適切な運動空間での星の挙動に基づいています。ここでは、メソッドの新しいバージョンについて説明し、そのパフォーマンスと堅牢性を示します。さらに、GaiaDR2からのデータを使用して多数のオープンクラスターにそれを適用し、信頼性の高い半径推定値で401クラスターのカタログを生成します。得られた見かけの半径の範囲は、Rc=1.4+-0.1arcmin（クラスターFSR1651の場合）からRc=25.5+-3.5arcmin（NGC〜2437の場合）です。クラスターの線形サイズは、平均特性半径がRc=3.7pcの対数正規分布に非常に近く従います。その高半径の裾は、N\proptoRc^（-3.11+-0.35）のようなべき乗則で近似できます。さらに、メンバーの数、クラスターの半径、および年齢は、Nc\proptoRc^（1.2+-0.1）Tc^（-1.9+-0.4）の関係に従うことがわかります。。提案された方法は、星の低密度または不規則な空間分布に影響されないため、星のメンバーシップに関する以前の情報を持たない散開星団の半径を計算するための優れた代替または補完的な手順です。
GalICS 2.1：寒冷降着、冷却、フィードバックの新しい半解析モデルと銀河形成におけるそれらの役割
| Title |
GalICS_2.1:_a_new_semianalytic_model_for_cold_accretion,_cooling,_feedback_and_their_roles_in_galaxy_formation |
| Authors |
Andrea_Cattaneo,_Ioanna_Koutsouridou,_Edouard_Tollet,_Julien_Devriendt_and_Yohan_Dubois |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05958 |
Dekel＆Birnboim06は、後期型と初期型の銀河を分離する質量スケールが安定した衝撃波の伝播の臨界ハロー質量にリンクされていることを提案し、それらの金属性のもっともらしい値の観測された二峰性スケールを再現できることを示しました付着したガスと衝撃半径。ここでは、彼らの分析をさらに一歩進め、第一原理から衝撃半径を計算する新しい半分析モデルを提示します。この進歩により、ハローごとに個別に臨界質量を計算できます。フィードバックが高温ガスに優先的に結合しない場合、コールドモードとホットモードの降着を分離しても、最終的な銀河の質量にはほとんど影響がありません。また、風の質量の70％が冷たい銀河の噴水にある恒星のフィードバックの改良モデルを紹介します。後者は、0<z<2.5の全赤方偏移範囲にわたって銀河の質量関数の質量の低い端を再現するための重要なメカニズムです。冷却は、1000億太陽質量を超える恒星質量を持つ銀河の数密度を過大予測しないように軽減する必要がありますが、中間質量銀河を形成するために重要です。30億太陽質量を超えるビリアル質量では、ガスが小さい立体角から降着する高zでは低温降着がより重要ですが、高zフィラメントは金属性が低いため、これは低質量では当てはまりません。私たちの予測は、0<z<5で観測された銀河間媒質の金属性進化と一致しています。
物質と相互作用する暗黒物質候補の磁化されたクォークナゲットからの無線周波数放出
| Title |
Radio_frequency_emissions_from_dark-matter-candidate_magnetized_quark_nuggets_interacting_with_matter |
| Authors |
J._Pace_VanDevender,_C._Jerald_Buchenauer,_Chunpei_Cai,_Aaron_P._VanDevender,_and_Benjamin_A._Ulmen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05316 |
クォークナゲットは、ほぼ等しい数のアップ、ダウン、奇妙なクォークで構成される理論上のオブジェクトです。それらは、ストレンジレット、核虫、AQN、スレット、マクロ、MQNとも呼ばれます。クォークナゲットは暗黒物質の候補です。暗黒物質は${\sim}85\％$の物質を構成していますが、何十年もの間謎でした。クォークナゲットの以前のモデルのほとんどは、固有の磁場を想定していませんでした。しかし、辰巳は、クォークナゲットが$10^{11}$Tから$10^{13}$Tの磁場を持つ強磁性液体としてマグネターに存在する可能性があることを発見しました。この結果をダークマター候補であるクォークナゲットに適用標準モデルを使用して、通過後${\sim}10^{4}$Hzから${\sim}10^{9}$Hzでスピンアップして電磁放射を放出することを示す分析計算とシミュレーションの結果をレポートします惑星の環境を通して。結果は、観測を導き、解釈するためのパラメーターである$B_{o}$の値に強く依存します。電波放射は原則としてこの暗黒物質の候補を検出するために使用できますが、そのような検出器の構築と配備は非常に困難であることを示しています。
潮汐破壊事象と同時に起こる高エネルギーニュートリノ
| Title |
A_high-energy_neutrino_coincident_with_a_tidal_disruption_event |
| Authors |
Robert_Stein,_Sjoert_van_Velzen,_Marek_Kowalski,_Anna_Franckowiak,_Suvi_Gezari,_James_C._A._Miller-Jones,_Sara_Frederick,_Itai_Sfaradi,_Michael_F._Bietenholz,_Assaf_Horesh,_Rob_Fender,_Simone_Garrappa,_Tom\'as_Ahumada,_Igor_Andreoni,_Justin_Belicki,_Eric_C._Bellm,_Markus_B\"ottcher,_Valery_Brinnel,_Rick_Burruss,_S._Bradley_Cenko,_Michael_W._Coughlin,_Virginia_Cunningham,_Andrew_Drake,_Glennys_R._Farrar,_Michael_Feeney,_Ryan_J._Foley,_Avishay_Gal-Yam,_V._Zach_Golkhou,_Ariel_Goobar,_Matthew_J._Graham,_Erica_Hammerstein,_George_Helou,_Tiara_Hung,_Mansi_M._Kasliwal,_Charles_D._Kilpatrick,_Albert_K._H._Kong,_Thomas_Kupfer,_Russ_R._Laher,_Ashish_A._Mahabal,_Frank_J._Masci,_Jannis_Necker,_Jakob_Nordin,_Daniel_A._Perley,_Mickael_Rigault,_Simeon_Reusch,_Hector_Rodriguez,_C\'esar_Rojas-Bravo,_Ben_Rusholme,_David_L._Shupe,_Leo_P._Singer,_Jesper_Sollerman,_Maayane_T._Soumagnac,_Daniel_Stern,_Kirsty_Taggart,_Jakob_van_Santen,_Charlotte_Ward,_Patrick_Woudt,_Yuhan_Yao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05340 |
宇宙のニュートリノは、天体物理学の物体における粒子加速のその他の方法で隠されたメカニズムへのユニークな窓を提供します。高エネルギーニュートリノのフラックスが2013年に発見され、IceCubeCollaborationは最近、1つの高エネルギーニュートリノを、アクティブな銀河の相対論的ジェットからのフレアと地球に向けました。しかし、多くの類似した活動銀河の分析を組み合わせたところ、より広い集団からの過剰は明らかにならず、宇宙ニュートリノフラックスの大部分は説明されていないままでした。ここでは、ラジオ放出潮汐破壊イベント（AT2019dsg）と、ZwickyTransientFacility（ZTF）を使用した高エネルギーニュートリノの光学的対応の系統的検索の一部として識別された別の高エネルギーニュートリノとの関連付けを示します。AT2019dsgと同じくらいボロメータエネルギーフラックスで明るいものを見つける確率は、0.2％ですが、偶発的に放射性の潮汐破壊イベントを見つける確率は0.5％です。私たちの電磁観測は、マルチゾーンモデルを通じて説明できます。ラジオ分析により、UVフォトスフィアに埋め込まれた中央のエンジンが明らかになり、放射光を放出する拡張された流出を促進します。これは、PeVニュートリノ生成に理想的な場所を提供します。協会は、潮汐破壊イベントが宇宙ニュートリノフラックスに寄与していることを示唆しています。相対論的ジェットによる潮汐破壊イベントのまれなサブセットを検討した以前の研究とは異なり、AT2019dsgの私たちの観察は、穏やかな相対論的流出を伴う経験的モデルを示唆しています。
2つの断続的なパルサーの無線観測：PSR J1832 + 0029およびJ1841-0500
| Title |
Radio_observations_of_two_intermittent_pulsars:_PSRs_J1832+0029_and_J1841-0500 |
| Authors |
S._Q._Wang,_J._B._Wang,_G._Hobbs,_S.B._Zhang,_R._M._Shannon,_S._Dai,_R._Hollow,_M._Kerr,_V._Ravi,_N._Wang,_L._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05558 |
Parkes64\、m電波望遠鏡を使用した2つの断続的なパルサー、PSR〜J1832+0029およびJ1841$-$0500の長期観測を提示します。これらのパルサーの電波放射は、1年間「オフ」になります。私たちの新しい観測により、これらの放出状態の間のオンオフタイムスケールとスピンダウン率の決定を改善することができました。一般的に、私たちの結果はこれらのパルサーの以前の研究と一致していますが、現在ではデータスパンが大幅に長くなっています。データで2つの予期しないシグネチャが識別されました。「オフ」エミッション状態のPSR〜J1832$+$0029の1回の観測で、弱いエミッションが検出されました。PSR〜J1841$-$0500の場合、21から36パルス周期の変調周期で、検出可能な単一パルスの強度に準周期的な変動を特定しました。
無線パルサーB1839-04のシングルパルスモデリングとバイドリフトサブパルス
| Title |
Single_pulse_modeling_and_the_bi-drifting_subpulses_of_radio_pulsar_B1839-04 |
| Authors |
Andrzej_Szary,_Joeri_van_Leeuwen,_Patrick_Weltevrede,_and_Yogesh_Maan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05643 |
バイドリフトパルサーB1839-04を研究します。ここで、2つの先行パルスコンポーネントで観測されたサブパルスドリフト方向は、2つの後続コンポーネントで観測されたサブパルスドリフト方向と反対です。そのような正反対の見かけの動きは、基礎となる構造の理解に挑戦します。オブザーバーとパルサーの磁気軸と回転軸がまたがる形状の場合、B1839-04で観測されたバイドリフトは、表面磁場の非双極子配置を仮定して再現できることがわかります。許容できる解決策は、比較的弱い$（\sim10^{12}\、{\rmG}）$または強い$（\sim10^{14}\、{\rmG}）$表面磁場のいずれかであることが判明しています。私たちの単一パルスモデリングは、スパーク形成領域の固体のような回転につながる極冠での全体的な電位変動が、観測されたドリフト特性を再現するのに有利であることを示しています。電位のこの変動により、変動がすべてのパルス成分で同じになることがさらに保証され、サブパルスの観測された位相ロックが発生します。パルサージオメトリの徹底的でより一般的な研究では、インパクトファクターと開口角度$（\beta/\rho）$の比率が低いと、バイドリフトが観察される可能性が高くなることが示されています。したがって、視線が磁極の近くを横切ると、バイドリフトが見えると結論付けます。
E0 = 1-100 PeVでの一次宇宙線の質量組成における軽核の割合
| Title |
The_fraction_of_light_nuclei_in_the_mass_composition_of_primary_cosmic_radiation_at_E0=1-100_PeV |
| Authors |
S.E.Pyatovsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05649 |
一次宇宙線の質量組成に敏感な大規模な空気シャワーの特性は、EASコアに記録されます。これらの特性には、「ハロー」現象のパラメータが含まれます。XRECに記録されたイベントの大部分は陽子とHe核によって生成されることが研究により示されているため、PCRでの軽い核の割合を推定できます。分析中のイベントはXRECPAMIR実験で取得され、これらのイベントの特性は、EAS軸から約10cmまでの距離で、約30マイクロメートルの分解能で調査されました。ハロー法によるEASコアのイベントのパラメーターの調査により、E0=10PeVでのPCRの質量組成を分析し、大気中のEAS伝播のモデルにわずかにのみ依存するPCRの軽核の割合を評価することができました。PAMIRXRECで得られたハローおよび多中心ハローを特徴とするガンマ線ファミリーの分析から、PCRのp+Heコンポーネントの割合は約40％であることがわかりました。
NLS1 Galaxy RE J1034 + 396を再観測します。 I.重要性の高い長期再発X線QPO
| Title |
Re-observing_the_NLS1_Galaxy_RE_J1034+396._I._the_Long-term,_Recurrent_X-ray_QPO_with_a_High_Significance |
| Authors |
Chichuan_Jin,_Chris_Done,_Martin_Ward |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05857 |
REJ1034+396は狭線のセイファート1銀河（NLS1）で、2007年に活動銀河核（AGN）で最初の重要なX線準周期振動（QPO）が観測されました。このQPOの検出について報告します2018年の最近のXMM-Newton観測では、さらに重要度が高くなっています。このQPOの品質係数は20で、その期間は3550$\pm$80秒で、2007年よりも250$\pm$100秒短くなっています。QPOの期間には大きなエネルギー依存性はありませんが、その部分的な根平均-square（rms）のばらつきは、0.3-1keVバンドの4％から1-4keVバンドの12％に増加します。興味深い現象は、0.3〜1keVのQPOが、1〜4keVの帯域で、コヒーレンスの高い430$\pm$50秒進み、2007年の観測で報告された軟X線ラグとは逆であるということです。以前に報告されたソフトラグは確率的変動の干渉によって引き起こされるのに対し、QPOには固有のハードラグがあると推測します。新しいデータのこの軟X線リードは、REJ1034+396のQPOが、ブラックホールバイナリ（BHB）GRS1915+105に見られる67Hzの高周波QPOのAGNに対応する可能性があるという考えをサポートしています。QPO高調波も検索しますが、重要な信号は見つかりません。重要なQPO信号を示さない2つの観測のみが、QPOを表示する他の6つの観測よりもさらに強い軟X線超過を示すため、新しいデータは、QPOが特定のスペクトル状態で見られるという以前の結果を補強します。したがって、私たちの結果は、REJ1034+396のQPOが物理的に軟X線コンポーネントにリンクされていることを意味します。
天文学でエクサスケール時代を開拓
SURFは、オランダの教育と研究のための共同ICT組織であり、国家の電子インフラストラクチャ（surf.nl）を調整します。科学的発見を加速するために、SURFはオランダの研究者のために、および研究者とともにハイエンドITソリューションに投資、運用、および調査しています。このADASS2019への貢献では、高性能で高スループットのクラウドコンピューティングにおける最新の開発を紹介します。これらの開発は、この科学領域として天文学に特に関連しています。（i）大きな（ペタバイトサイズの）データコレクションを生成し、（ii）ソフトウェアに迅速なリリースおよび展開スキームを使用し、（iii）柔軟でインタラクティブなテストおよびステージング環境を必要とします。（iv）多様なデータ構造で複雑なワークフローを実行する必要がある。私たちは、新しいOpenStackベースのクラウドインフラストラクチャレイヤーを強調し、SURFの高スループットデータ処理プラットフォームに新しく追加されたSpiderに焦点を当てます。
2019年のSOARでのスペックル干渉法
2019年の4.1mの南天物理学研究望遠鏡（SOAR）でのスペックル干渉観測の結果が示され、15質量（中央値0.21）からの離隔と最大6等のマグニチュードの差、および684ターゲットの解像度。既知のバイナリで初めて90の新しいペアまたはサブシステムを解決しました。この作業は、長期的なスペックルプログラムを継続します。その主な目的は、高次階層のメンバーを含む、近接バイナリの軌道運動を監視することです。太陽近傍のヒッパルコスペア。最新の測定値を使用して計算された127軌道のリストを提供します。それらの品質は、優れた（グレード1および2の25軌道）から暫定（グレード4および5の47軌道）までさまざまです。
磁気大規模合併製品の長期的な進化
| Title |
Long-term_evolution_of_a_magnetic_massive_merger_product |
| Authors |
F.R.N._Schneider,_S.T._Ohlmann,_Ph._Podsiadlowski,_F.K._Roepke,_S.A._Balbus,_R._Pakmor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05335 |
${\approx}\、1.5\、\mathrm{M}_\odot$よりも質量の大きい星の約10％は、強力な大規模な表面磁場を持ち、高磁気の白色矮星とマグネターの前駆体として議論されています。これらのフィールドの起源は依然として不明です。最近の3D電磁流体力学シミュレーションでは、2つの巨大な星の融合で強い磁場が生成される可能性があることが示されています。ここでは、このような3Dマージ製品の長期的な進化を1D恒星進化コードで追跡します。融合後の熱緩和段階では、主に内部質量の再調整により、結合生成物が臨界表面回転に達し、質量を落とし、スピンダウンします。熱緩和後の合併生成物のスピンは、主に合体後に残った星形トーラス構造の共進化によって設定されます。この進化は依然として不確実であるため、結合された星の最終的なスピンに影響を与える可能性のある磁気ブレーキとその他の角運動量ゲインと損失のメカニズムも検討します。コアの圧縮と合併における炭素と窒素の混合のため、強化された核燃焼は、星の若返りに大きく寄与する一時的な対流コアを駆動します。いったん合併製品がリラックスしてメインシーケンスに戻ると、同等の質量の本物の単一の星の進化と同様の進化を続けます。これは、青色の磁気ストラグラー$\tau$Scoに一致する低速回転子です。私たちの結果は、結合がいくつかの磁気大質量星を説明するための有望なメカニズムであることを示しており、高磁気白色矮星とマグネターの強い磁場の起源を理解することも重要かもしれません。
非理想的な電磁流体力学vs乱流I：原始星円盤形成における支配的なプロセスはどれですか？
| Title |
Non-ideal_magnetohydrodynamics_vs_turbulence_I:_Which_is_the_dominant_process_in_protostellar_disc_formation? |
| Authors |
James_Wurster_and_Benjamin_T._Lewis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05345 |
非理想的な電磁流体力学（MHD）が支配的なプロセスです。原始星の形成とほぼ同時に形成する星状円盤の形成に対する磁場（理想的および非理想的）と乱流（亜音速および遷音速）の影響を調査します。これは、磁場に通され、回転速度と乱流速度の両方が課される1〜M$_\odot$ガス雲の重力崩壊をモデル化することによって行われます。平行/反平行で回転軸に垂直な磁場、2つの回転速度、4つのマッハ数を調べます。円盤の形成は、磁場が回転軸に対して反平行または垂直である非理想的なMHDを含むモデルで優先的に発生します。これは、初期の回転速度と乱気流のレベルとは無関係であり、亜音速乱流がディスクの形成に影響を与える上で最小限の役割を果たすことを示唆しています。乱流の初期レベルの影響を受ける最初のコア流出は別として、低質量星の周りの円盤の形成中の乱流プロセスよりも非理想的なMHDプロセスの方が重要です。
非理想的な電磁流体力学対乱流II：恒星のコア形成における支配的なプロセスはどれですか？
| Title |
Non-ideal_magnetohydrodynamics_vs_turbulence_II:_Which_is_the_dominant_process_in_stellar_core_formation? |
| Authors |
James_Wurster_and_Benjamin_T._Lewis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05348 |
非理想的な電磁流体力学（MHD）が支配的なプロセスです。最初の静水圧コアから恒星への1〜M$_\odot$ガス雲の重力崩壊を追跡することにより、プロトスターの形成に対する磁場（理想的および非理想的）および乱流（サブおよびトランスソニック）の影響を調査します密度。雲には回転速度と乱流速度の両方が課せられており、回転軸に平行/反平行または垂直な磁場が流れています。2つの回転速度と4つのマッハ数を調べます。恒星の核の初期半径と質量は、初期パラメーターにわずかに依存しているだけです。理想的なMHDを含むモデルでは、出生時にプロトスターに埋め込まれた磁場強度は、乱流の初期レベルに関係なく、観測されたものよりもはるかに高くなります。非理想的なMHDのみが、この強度を観察されたレベルの近くまたはそれ以下に減らすことができます。これは、理想的なMHDが星形成の不完全な画像であるだけでなく、低質量星の磁場がダイナモプロセスによって後年に埋め込まれることを示唆しています。非理想的なMHDは、磁気的に打ち上げられた恒星コアの流出を抑制しますが、乱流は、熱的に打ち上げられた流出が恒星コアの形成から数年後に形成することを可能にします。
ソーラーベイジアン分析ツールキット-ベイジアンパラメーター推定用の新しいマルコフチェーンモンテカルロIDLコード
| Title |
Solar_Bayesian_Analysis_Toolkit_--_a_new_Markov_chain_Monte_Carlo_IDL_code_for_Bayesian_parameter_inference |
| Authors |
Sergey_A._Anfinogentov,_Valery_M._Nakariakov,_David_J._Pascoe,_Christopher_R._Goddard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05365 |
パラメーターの推定やモデルの比較など、観測データのベイジアン分析のための新しい使いやすいツールであるソーラーベイジアン分析ツールキット（SoBAT）を紹介します。SoBATは、太陽観測データの分析に使用することを目的としています（ただし、これに限定されません）。ユーザー提供モデルとデータの比較を容易にするために設計された新しいInteractiveDataLanguage（IDL）コードについて説明します。ベイジアン推論では、事前の情報を考慮に入れることができます。マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）サンプリングを使用すると、大きなパラメーター空間の効率的な探索が可能になり、モデルパラメーターとその不確実性の信頼できる推定が提供されます。異なるモデルのベイズの証拠は、定量的な比較に使用できます。このコードは、さまざまなパラメーター確率分布を正確に回復する機能を実証するためにテストされています。実用的な問題へのその応用は、コロナループの構造と振動の研究を使用して示されています。
BINSTARを使用したRed Giant Branchに沿ったバイナリー進化：バリウム星の視点
| Title |
Binary_evolution_along_the_Red_Giant_Branch_with_BINSTAR:_The_barium_star_perspective |
| Authors |
Ana_Escorza,_Lionel_Siess,_Hans_Van_Winckel,_and_Alain_Jorissen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05391 |
バリウム（Ba）、CH、および外因性またはTcの少ないSタイプの星は、低質量および中質量の星であり、その表面に低速中性子捕獲プロセス要素の強化が見られます。漸近巨大枝（AGB）の仲間。これは現在白色矮星（WD）です。BaとCHの星は、主系列（MS）、サブジャイアント、巨大相に見られますが、外因性のS型星は巨大な枝だけに存在します。これらの汚染された星が進化するにつれ、彼らは今や白色矮星の伴侶との相互作用の第2フェーズに関与している可能性があります。この論文では、主系列BaスターとWDコンパニオンがレッドジャイアントブランチ（RGB）に沿って進化するとき、それらで構成されるシステムを検討します。Ba、CH、Sジャイアントの既知の個体群の軌道特性が、疑わしい小人前駆細胞の進化から推測できるかどうかを判断したいと思います。この目的のために、BINSTARバイナリ進化コードを使用して、MS+WDバイナリシステムをモデル化し、潮汐で強化された風の質量損失や循環効率の低下など、さまざまなバイナリ相互作用メカニズムを考慮します。2番目のRGB上昇への影響を調査するために、モデル化された軌道をBaおよび関連する巨人の観測された周期と離心率の分布と比較します。検討されているメカニズムとは関係なく、WDコンパニオンを備えたバイナリシステムでコアHe燃焼星が見られない強い期間が存在することを示します。この制限は、より大規模なRGB星や金属の少ないシステムほど短くなります。ただし、モデルで説明するのが困難な低質量の短周期巨大システムと、非常に高い偏心率を持つ2つのシステムがまだ見つかります。
後期型巨人KIC 2852961のスーパーフレア-異なるエネルギーレベルでのフレアの背後にあるスケーリング効果
| Title |
Superflares_on_the_late-type_giant_KIC_2852961_--_Scaling_effect_behind_flaring_at_different_energy_levels |
| Authors |
Zs._K\H{o}v\'ari,_K._Ol\'ah,_M._N._G\"unther,_K._Vida,_L._Kriskovics,_B._Seli,_G._\'A._Bakos,_J._D._Hartman,_Z._Csubry,_W._Bhatti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05397 |
10^39ergのボロメトリックエネルギーに達する最も強力なスーパーフレアは、巨大な星からのものです。フレアのメカニズムは、磁気の再結合であると考えられており、これはスタースポットを含む磁気活動と密接に関連しています。しかし、それはよく理解されていない、基になる磁気ダイナモがどのように機能するか、そしてフレア活動がダイナモ作用を最終的に制御する恒星特性にどのように関連しているかはわかりません。後期型の巨大星であるKIC2852961のフレア活動を分析して、フレア統計がフレアとスーパーフレアを持つ他の星のフレア統計とどのように関連しているか、およびフレアの生成における観測された恒星特性の役割は何かを理解します。自動化された手法と目視検査により、星のケプラーデータセット全体でフレアを検索します。観測期間中、59の確認済みフレアの最終リストを設定しました。サンプルのフレアエネルギーを計算し、統計分析を実行します。KIC2852961の優れた特性が改訂され、より一貫したパラメーターのセットが提案されています。累積フレアエネルギー分布は、破壊されたべき法則によって特徴付けることができます。つまり、対数対数表現では、分布関数は、適合されたエネルギー範囲に応じて、異なる勾配を持つ2つの線形関数によって適合されます。いくつかの回転周期にわたって積分された総フレアエネルギーは、スタースポットによる回転変調の平均振幅と相関していることがわかります。フレアとスーパーフレアは、異なるエネルギーレベルでの同じ物理的メカニズムの結果であるように見えます。これは、メインシーケンスの後期型星とフレアする巨大星が、フレアを放出するための同じ基本的な物理プロセスを持っていることも意味します。磁気活動が高ければ高いほど、フレアおよび/またはスーパーフレアから放出される全体的な磁気エネルギーが高くなるという意味で、フレアおよびスーパーフレアの生成の背後にスケーリング効果がある可能性があります。
VVV赤外線変動カタログ（VIVA-I）
| Title |
The_VVV_Infrared_Variability_Catalog_(VIVA-I) |
| Authors |
C._E._Ferreira_Lopes,_N._J._G._Cross,_M._Catelan,_D._Minniti,_M._Hempel,_P._W._Lucas,_R._Angeloni,_F._Jablonsky,_V._F._Braga,_I._C._Leao,_F._R._Herpich,_J._Alonso-Garcia,_A._Papageorgiou,_K._Pichara,_R._K._Saito,_A._Bradley,_J._C._Beamin,_C._Cortes,_J._R._De_Medeiros,_Christopher._M._P._Russell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05404 |
ViaLactea（VVV）ESOPublicSurveyのVISTA変数のおかげで、これらの地域で多数のオブジェクトを探索することが可能になりました。このペーパーでは、新しいアプローチを使用して、VVVDR4で10を超える観測値を持つすべてのVVVポイントソースの変動分析について説明します。合計で、288,378,769個の光源の近赤外光曲線は、NewInsightIntoTimeSeriesAnalysisプロジェクトで開発された方法を使用して分析されました。その結果、44、998、752の変光星候補（VVV-CVSC）を含む完全なサンプルが表示されます。これには、正確な個別座標、近赤外光度（ZYJHK）、絶滅A（Ks）、変動指数、周期、振幅が含まれます、科学を評価するための他のパラメータの中でも。残念ながら、非常に完全なサンプルがあることの副作用として、非変数による高レベルの汚染があります（非変数と変数の汚染比は10：1をわずかに超えています）。これに対処するために、サンプルの完全性を大幅に低下させることなく変数候補の数を減らすためにコミュニティが使用できるいくつかのフラグとパラメーターも提供しています。特に、339,601のソースをSimbadおよびAAVSOデータベースと相互に識別しました。これらのデータベースは、他の波長でこれらのオブジェクトに関する情報を提供します。このサブサンプルは、既知の線源の対応する近赤外変動を調査し、X線およびガンマ線源に関連するIR変動を評価するための独自のリソースを構成します。一方、サンプル内のその他の99.5％のソースは、銀河平面とバルジの密集して赤くなった領域の変動情報を備えた、潜在的に新しいオブジェクトの数を構成しています。現在の結果は、変動分析を実行し、TESSやLSSTのような進行中および将来の調査を特徴付ける重要なクエリ可能なリソースも提供します。
IACOBプロジェクト。 VI。 ZAMSに近い巨大なO型星のとらえどころのない検出について
| Title |
The_IACOB_project._VI._On_the_elusive_detection_of_massive_O-type_stars_close_to_the_ZAMS |
| Authors |
G._Holgado_(1,2,3),_S._Sim\'on-D\'iaz_(2,3),_L._Haemmerl\'e_(4),_D._J._Lennon_(2,3),_R._H._Barb\'a_(5),_M._Cervi\~no_(1),_N._Castro_(6),_A.Herrero_(2,3),_G._Meynet_(4),_J._I._Arias_(5) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05446 |
ゼロエイジのメインシーケンスの近く（年齢2マイア未満）に大規模なO型星がないことは、広く議論されているトピックです。このとらえどころのない検出に関するさまざまな説明が提案されていますが、まだ確固たる結論には至っていません。IACOBおよびOWN調査によって収集された400を超える銀河O型星の高品質分光観測の恩恵を受けて、この経験的結果を再評価します。iacob-gbat/fastwind分光分析の温度と重力を使用して、キールと分光HRダイアグラムでサンプルを特定します。星のサンプルの完全性、銀河O星カタログ（GOSC）の情報を使用した観測バイアス、方法論の体系を評価し、銀河O型星の小さなサンプルを使用した他の最近の研究と比較します。不確実な距離の使用を回避するために、分光HRダイアグラムに基づいて説明します。ガイアクラスターの距離が関連する古典的なHRダイアグラムの構築にどのように役立つかを示す例として、若いクラスターTrumpler-14の詳細な調査を行います。ZAMSの近くで質量が30〜70Msolの大規模なO型星の明らかな欠如は、星の偏りのない大きなサンプルからの分光学的結果を使用しても持続します。星の不足と観測バイアス、方法論の限界、または古典的ではなく分光HRダイアグラムの使用の間の相関関係は見つかりません。形成プロセス中の質量降着の効率を調査すると、降着率を低い値に調整すると、検出されたO型星の高温境界と理論上のバースラインを一致させることができると結論付けます。最後に、ZAMSの近くで見つかったO2-O3.5星の小さなサンプルの存在は、非標準の星の進化（例：連成相互作用、合併、または均質な進化）を考慮して説明できることを説明します。
ディープラーニングによるスペクトルデコンボリューション：スペクトルPSFブロードニングの影響の除去
| Title |
Spectral_deconvolution_with_deep_learning:_removing_the_effects_of_spectral_PSF_broadening |
| Authors |
Momchil_Molnar,_Kevin_Reardon,_Christopher_Osborne,_Ivan_Mili\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05529 |
拡張またはマルチピークのスペクトル透過プロファイルを使用してこれらのプロファイルをサンプリングする機器によって取得されたデータから、元のスペクトルラインプロファイルを復元する新しい方法を探索します。技術は、BigBear太陽観測所の高速イメージング太陽分光器（FISS）回折格子分光器およびDunn太陽望遠鏡の干渉二次元分光計（IBIS）機器から高空間分解能で得られたデータでテストされます。このメソッドは、さまざまな太陽構造（肉芽、プラージ、細孔）を1％未満の測光精度でサンプリングする視野の広いスペクトル透過プロファイルを確実にデコンボリューションします。メソッドの結果と忠実度は、いくつかの異なるスペクトル解像度モードを使用して取得したIBISからのデータでテストされます。この方法は、畳み込みニューラルネットワーク（CNN）に基づいており、CPUで1秒あたり約$10^5$のデコンボリューションを実行し、NVIDIATITANRTXGPUで40波長サンプルのスペクトルに対して1秒あたり$10^6$のデコンボリューションを実行します。このアプローチは、DKI太陽望遠鏡（DKIST）の可視調整可能フィルター（VTF）など、スペクトル透過プロファイルが広い機器からの大量のデータのデコンボリューションに適用できます。また、理論的なマルチピークスペクトル透過プロファイルで取得したスペクトルラインプロファイルを復元することにより、将来の機器への適用についても調査します。さらに、元のデータと多重化されたデータの次元の分析を通じて、このデコンボリューションアプローチの制限について説明します。
標準キャンドルとしての炭素星-I.マゼラン雲の炭素星の光度関数
| Title |
Carbon_stars_as_standard_candles_--_I._The_luminosity_function_of_carbon_stars_in_the_Magellanic_Clouds |
| Authors |
Paul_Ripoche,_Jeremy_Heyl,_Javiera_Parada_and_Harvey_Richer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05539 |
このホワイトペーパーの目標は、最終的に$50$-$60$Mpcの銀河までの距離を決定するために使用され、ハッブル定数の値を生成する炭素星の光度関数を導出することです。冷たいN型炭素星は、酸素が豊富な星よりも赤みがかった近赤外色を示します。2MASS近赤外線測光とガイアデータリリース2を使用して、マゼラン雲（MC）と天の川（MW）の炭素星を特定します。MCのカーボンスターは、近赤外線（$（J-K_s）_0$、$M_J$）の色の大きさの図で、明確な水平方向の特徴として表示されます。色選択（$1.4<（J-K_s）_0<2$）を構築し、色選択された炭素星の光度関数を導き出します。大マゼラン雲と小マゼラン雲のJバンドにおける絶対等級の中央値と分散がそれぞれ（$\bar{M_J}=-6.284\pm0.004$、$\sigma=0.352）であることがわかります\pm0.005$）および（$\bar{M_J}=-6.160\pm0.015$、$\sigma=0.365\pm0.014$）。MCの違いは、小マゼランクラウドの金属性が低いことで説明できますが、いずれの場合でも、この手法で距離を決定できる銀河のタイプに制限があります。金属性効果を説明するために、両方のMCの誤差加重平均Cマグニチュードが等しいCという名前の複合マグニチュードを開発しました。次世代の望遠鏡（JWST、ELT、TMT）のおかげで、MCタイプの銀河から$50$-$60$Mpcまでの距離で炭素星を検出できました。最終的な目標は、その値に関連する現在の緊張を調査しながら、最終的にハッブル定数の測定を試みて改善することです。
| Title |
Diffusion_coefficients_in_the_envelopes_of_white_dwarfs |
| Authors |
R._A._Heinonen,_D._Saumon,_J._Daligault,_C._E._Starrett,_S._D._Baalrud,_and_G._Fontaine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05891 |
元素の拡散は、白色矮星の異常な表面組成とそのスペクトルの進化を理解する上で重要なプロセスです。パケットらの拡散係数。（1986）白色矮星の拡散をモデル化するために広く使用されています。相互拡散とイオン熱拡散の係数の新しい計算を次のように実行します。1）部分的にイオン化され、部分的に縮退し、適度に結合されたプラズマにより適した衝突積分の計算の最近の変更を使用するより高度なモデル。および2）古典的な分子動力学。係数は、水素とヘリウムの白色矮星エンベロープ内のシリコンとカルシウムについて評価されます。Paquetteらとの結果の比較。後者は系統的に相互拡散係数を過小評価しているが、ほとんどすべてのタイプの星や水素エンベロープをもつ白色矮星に見られる比較的弱く結合したプラズマの信頼できる推定値を提供していることを示しています。クールなヘリウムエンベロープ（Teff<15000K）の白い小人では、差は2倍以上になります。また、イオンの電荷を決定するために使用されるイオン化モデルの効果を調査し、それが異なる計算間の不一致の実質的な原因になる可能性があることを発見しました。最後に、降着した微惑星による白色矮星の光球の汚染のコンテキストでSiとCaの相対拡散時間スケールを検討し、Paquetteetal。そして私たちのモデル。
太陽系の惑星と月の軌道に対するバーリンデ重力の影響
この研究では、ヴァーリンデ重力と呼ばれる現象の影響を扱います。ここでは、太陽系における惑星と月への影響がごくわずかであることを示します。惑星の軌道に対するバーリンデ重力の影響は、太陽の質量を決定できる精度よりも少なくとも10倍小さく、月の軌道上の効果は、地球の軌道上の精度よりも約100倍小さいことがわかります地球の質量を決定できます。これらの結果から、ヴァーリンデの重力は太陽系で観測された惑星の運動によって除外されているという文献の記述は正しくないと推測できます。
ニュートリノに自己相互作用がある場合、これらは天体物理学と宇宙ニュートリノの間に散乱を引き起こします。ニュートリノフレーバー空間で対角線であるか、異なるニュートリノフレーバーを結合することができるニュートリノ自己相互作用を求めるために、天体物理ニュートリノスペクトルで結果として生じる可能性のある共鳴特性を探すことを提案した以前の研究。天体物理スペクトルの計算には、モンテカルロシミュレーションまたは積分偏微分方程式の計算集約型数値積分のいずれかが含まれます。その結果、ニュートリノの自己相互作用パラメータ空間の限られた領域のみが調査され、フレーバー対角の自己相互作用のみが考慮されました。ここでは、観測可能なニュートリノスペクトルの共鳴特性を正確に取得する任意のニュートリノ数と任意の自己結合行列の天体物理ニュートリノスペクトルの完全な分析形式を示します。結果は、拡散超新星ニュートリノのバックグラウンドと高エネルギー天体物理学ニュートリノ源からのスペクトルの計算に適用できます。いくつかの例で説明します。
重力の二次理論におけるゆっくり回転する光源による光の曲げ
| Title |
Light_bending_by_a_slowly_rotating_source_in_quadratic_theories_of_gravity |
| Authors |
Luca_Buoninfante,_Breno_L._Giacchini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05355 |
この論文では、重力の二次理論の文脈でゆっくり回転する光源によって引き起こされる光の曲げを研究します。この理論では、アインシュタインヒルベルト作用が曲率テンソルの二次項によって拡張されます。ガウス-ボンネットの定理に基づく方法を使用して、弱いレンズの近似で動作する偏向角が計算されます。また、ソースとオブザーバーが無限の距離にあると仮定します。提示された形式は非常に一般的であり、弱い重力場と遅い回転の限界における任意の時空計量に適用されます。いくつかのローカル理論と非ローカル理論の偏向角の明示的な式を見つけ、いくつかの現象論的な意味についても説明します。
べき法則インフレにおけるアーベリアンヒッグスモデル：ユニタリーゲージのプロパゲーター
| Title |
Abelian_Higgs_model_in_power-law_inflation:_propagators_in_the_unitary_gauge |
| Authors |
Dra\v{z}en_Glavan,_Anja_Marunovi\'c,_Tomislav_Prokopec,_Zahra_Zahraee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05435 |
壊れた段階のアーベルヒッグスモデルを、一般的な$D$時空間次元の宇宙空間の観客と見なし、凝縮体が時間依存であることを考慮します。制約付きシステムに対するディラックの定式化を使用してユニタリーゲージを固定し、ゲージ固定システムを量子化します。ベクトルおよびスカラー摂動は、時間依存の質量を発生させます。宇宙論的な背景が一定の主スローロールパラメーターによって特徴付けられるべき乗則インフレのバックグラウンドであり、スカラー凝縮体がアトラクター領域にあり、ハッブルレートとしてスケーリングしていると仮定して、伝播関数を計算します。私たちのプロパゲーターは、ミンコフスキーとド・シッターのスペース制限で既知の結果に正しく削減されます。ベクトル伝搬関数を使用して、電場と磁場の等時間相関係数を計算し、スーパーバブル分離では前者が強化され、後者は質量のないベクトル場の真空変動と比較して抑制されることを確認します。これらの相関係数は、ファラデーの法則に基づく階層を満たします。
拡張テレパラレル重力理論における重力バリオジェネシス
この記事では、非最小$f（T）$重力と$f（T、B）$テレパラレル重力における重力バリオジェネシスについて説明しています。ここで、$T$はねじれスカラーを表し、$B$は境界項を表します。これらの拡張された遠隔平行重力理論は通常の$f（T）$重力とは異なるため、宇宙のバリオン非対称性を説明する上で重要な洞察を提供できます。さらに、そのような研究は、観測的に一貫したバリオン対エントロピー比が得られるモデルパラメーターにも制約を課します。$\partial_{i}T$、$\partial_{i}f（T）$および$\partial_{i}（f（T）+f（B））$に比例するさまざまなバリオジェネシス相互作用を提示し、その両方を見つけますこれらのテレパラレル重力理論の中で、観測と互換性のある男爵対エントロピー比の実行可能な推定値が得られます。したがって、他の宇宙領域でこれらの拡張された重力理論を行使して、宇宙の現在の状態を特徴付ける際の効率と適用性を下回ることが奨励されます。
AMoRE：低温モリブデン含有結晶検出器を使用した100Moのニュートリノのないダブルベータ崩壊の探索
| Title |
AMoRE:_A_search_for_neutrinoless_double-beta_decay_of_100Mo_using_low-temperature_molybdenum-containing_crystal_detectors |
| Authors |
Moo_Hyun_Lee_(for_the_AMoRE_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05567 |
AMoREは、極低温検出技術を使用して、モリブデン酸塩結晶シンチレーターで100Moのニュートリノのないダブルベータ崩壊を検索する実験です。結晶には、数十mKの温度でフォノン信号とフォトン信号の両方を検出する金属磁気カロリメーターセンサーが装備されています。MMCセンサーによる結晶内の粒子相互作用によって生成される熱信号とシンチレーション信号の同時測定により、高いエネルギー分解能と効率的な粒子識別が実現します。AMoRE-Pilotは、6つの48deplCa100MoO4結晶と最終構成での総質量が1.9kgのR＆Dフェーズで、深さ700mのYangyang地下研究所（Y2L）で運用されています。2018年末にAMoRE-Pilotの実行が完了した後、13個の48deplCa100MoO4と5個のLi2100MoO4クリスタルで構成される〜6kgのクリスタルアレイを備えたAMoRE-Iが現在Y2Lで組み立てられ、設置されています。AMoRE-II相用の結晶を製造するために、MoMo同位体濃縮MoO3粉末110kgを確保しました。これには、約200kgのモリブデン酸塩結晶があり、深さ約1,100mにある新しい地下研究所であるYemilabで動作します。現在発掘されており、2020年12月に予定されているHandeok鉄鉱山。AMoRE-IIは、有効なMajoranaニュートリノ質量の上限を改善して、逆階層ニュートリノ質量領域全体をカバーすることが期待されています。そのような崩壊が観察されない場合。AMoRE-Pilotの結果とAMoRE-IおよびAMoRE-IIの準備の進捗状況を示します。
インフレ宇宙論-非線形電気力学を使用した新しいアプローチ
| Title |
Inflationary_cosmology-_A_new_approach_using_Non-linear_electrodynamics |
| Authors |
Payel_Sarkar,_Prasanta_Kumar_Das_and_Gauranga_Charan_Samanta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05568 |
重力の源として機能し、インフレ時代に宇宙を加速することができる非線形電気力学（NLED）の新しい種類のフィールドを探求します。2つのパラメーター$\alpha$と$\beta$によって特徴付けられる新しいタイプのNLEDラグランジアンを提案します。音波$C_s^2>0$および$C_s\le1$の速度（$C_s=\frac{dP}{d\rho}$）を要求することにより、このモデルの古典的な安定性と因果関係の側面を調査しますそして、$0<C_s^2<1$が$0.25\le\alpha\le0.4$および$0.6\le\betaB^2\le1$に対応することを確認します。減速パラメータ（$q=\frac{1}{2}（1+3\omega）$、$\omega=P/\rho$は状態方程式パラメータ）の研究により、値$q<0$（つまり、$\omega<-1/3$および$\ddot{a}（t）>0$（加速宇宙））には、$\betaB^2\ge0.13$が必要です。膨張中、エネルギー密度$\rho_B$は最大であることがわかり、$\alpha=0.3$に対応する$\rho_B^{max}=0.65/\beta$によって与えられます。膨張を引き起こすのに必要な磁場は、$B（=B_{max}）\simeq\sqrt{\frac{0.4\rho_B^{max}}{0.65}}=4\times10^{51であることがわかります}〜{\rmGauss}$、ここで$\rho_{B}^{max}（=10^{64}〜{\rmGeV}^4$）は、膨張中の宇宙のエネルギー密度です。モデルは、eフォールド数$N=71$も予測します。これは、実験結果と一致します。
KAGRAの概要：検出器の設計と製造履歴
| Title |
Overview_of_KAGRA:_Detector_design_and_construction_history |
| Authors |
T.Akutsu,_M.Ando,_K.Arai,_Y.Arai,_S.Araki,_A.Araya,_N.Aritomi,_Y.Aso,_S.-W.Bae,_Y.-B.Bae,_L.Baiotti,_R.Bajpai,_M.A.Barton,_K.Cannon,_E.Capocasa,_M.-L.Chan,_C.-S.Chen,_K.-H.Chen,_Y.-R.Chen,_H.-Y.Chu,_Y-K.Chu,_S.Eguchi,_Y.Enomoto,_R.Flaminio,_Y.Fujii,_M.Fukunaga,_M.Fukushima,_G.-G.Ge,_A.Hagiwara,_S.Haino,_K.Hasegawa,_H.Hayakawa,_K.Hayama,_Y.Himemoto,_Y.Hiranuma,_N.Hirata,_E.Hirose,_Z.Hong,_B.-H.Hsieh,_G.-Z.Huang,_P.-W.Huang,_Y.-J.Huang,_B.Ikenoue,_S.Imam,_K.Inayoshi,_Y.Inoue,_K.Ioka,_Y.Itoh,_K.Izumi,_K.Jung,_P.Jung,_T.Kajita,_M.Kamiizumi,_N.Kanda,_G.-W.Kang,_K.Kawaguchi,_N.Kawai,_T.Kawasaki,_C.Kim,_J.Kim,_W.Kim,_Y.-M.Kim,_N.Kimura,_N.Kita,_H.Kitazawa,_Y.Kojima,_K.Kokeyama,_K.Komori,_A.K.H.Kong,_K.Kotake,_C.Kozakai,_R.Kozu,_R.Kumar,_J.Kume,_C.-M.Kuo,_H.-S.Kuo,_S.Kuroyanagi,_K.Kusayanagi,_K.Kwak,_et_al._(121_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05574 |
KAGRAは、新しく構築された重力波望遠鏡で、長さ3kmのアームを備えたレーザー干渉計で、日本の岐阜県神岡にあります。KAGRAは地下に建設され、地震と熱ノイズの低減に役立つ極低温ミラーを使用して操作されます。どちらの技術も、重力波望遠鏡の将来の方向性を提供することが期待されています。2019年、KAGRAはすべてのインストールを設計された構成で完了しました。これをベースラインKAGRAと呼びます。この機会に、一連の記事でさまざまな視点からのベースラインKAGRAの概要を紹介します。この記事では、KAGRAの設計構成とその歴史的背景を紹介します。
$ 4D $ -Einstein-Gauss-Bonnetブラックホールの因果構造について
最近提案された$4D$の効果的な運動方程式では、アインシュタインガウスボンネット重力は2つの地平を持つ静的ブラックホール解を認めます。したがって、中心特異点は、帯電したブラックホールの場合と同様に、シュヴァルツシルトブラックホールの場合は空間的ではなく時間的です。再スケーリングされたGauss-Bonnet結合定数は、反発効果を持つ新しい「重力チャージ」として機能し、イベントの地平線に加えてコーシーの地平線を引き起こすことがわかりました。したがって、それはブラックホールの因果構造を根本的に変える。
非くりこみ不可能なインフレモデルにおけるマッチングと実行感度
| Title |
Matching_and_running_sensitivity_in_non-renormalizable_inflationary_models |
| Authors |
Jacopo_Fumagalli,_Marieke_Postma_and_Melvin_van_den_Bout |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05905 |
Planckデータと一致するほとんどのインフレモデルは、非正規化演算子の存在に依存しています。低エネルギー素粒子物理学への接続が行われる場合、くりこみグループ（RG）は、インフレ予測を決定する上で非常に重要な紫外線（UV）物理学に対する感度を導入します。この影響を、重力への非最小微分結合で拡張された標準モデル（SM）について分析します。私たちのセットアップは、ヒッグス場の小さな値のSMになり、反対の大きな場の領域でのインフレーションを可能にします。インフレ領域の1ループのベータ関数は、フィールド空間多様体の自明でない構造を適切に説明する共変アプローチを使用して計算されます。電弱からインフレスケールまでSMパラメーターを実行し、2つのレジーム間の境界でさまざまな有効フィールド理論の結合を一致させます。UV物理からの影響をパラメーター化するしきい値補正も含まれます。次に、スペクトルインデックスとテンソルとスカラーの比率を計算し、RGフロー補正が決定的である可能性があることを確認します。ツリーレベルで除外されたシナリオを復活させることができ、その逆も可能です。
木星での主なオーロラを説明するための共回転強制理論に対する6つの証拠
| Title |
Six_pieces_of_evidence_against_the_corotation_enforcement_theory_to_explain_the_main_aurora_at_Jupiter |
| Authors |
Bertrand_Bonfond,_Zhonghua_Yao_and_Denis_Grodent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.05938 |
木星での紫外線オーロラの最も顕著な特徴は、各磁極に集中し、主放射と呼ばれる、明るい放射が常に存在し、ほぼ連続しているカーテンです。古典的な理論によれば、それは、運動量が木星電離層から磁気圏プラズマに移動する電流ループから生じます。しかし、これらの主流モデルに基づく予測は、最近、ジュノとハッブル宇宙望遠鏡からの観測に挑戦されています。ここでは、主な矛盾する観察結果を確認し、それらの理論への影響を明らかにし、将来の有望な経路について説明します。
