| Title |
Galaxy_Power_Spectrum_in_General_Relativity |
| Authors |
Nastassia_Grimm,_Fulvio_Scaccabarozzi,_Jaiyul_Yoo,_Sang_Gyu_Biern_(Zurich)_and_Jinn-Ouk_Gong_(KASI) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06484 |
銀河のパワースペクトルを一般相対論で示します。パワースペクトルを計算する新しいアプローチを使用して、観測におけるすべての相対論的効果を考慮に入れて、銀河のパワースペクトルを導出します。最初に、以前の銀河パワースペクトルの計算における赤外線発散の存在が等価原理と矛盾していることを示します。また、すべての相対論的効果を一貫して考慮すると、この大規模な非物理的動作が消えることを示します。結果として、銀河のパワースペクトルにおける相対論的効果は、原始的な非ガウス性の測定値に修正をもたらしません。大規模な標準の赤方偏移空間パワースペクトルからの偏差に特に重点を置いて、完全な銀河パワースペクトルの数値計算を示します。相対論的効果は$k\lesssimk_{eq}$で銀河のパワースペクトルを大幅に変更するため、大規模データの分析ではそれらを考慮する必要があると結論付けます。
21 cmパワースペクトル測定を使用した再イオン化エポックパラメーター予測に対する非ガウス性の影響
| Title |
The_impact_of_non-Gaussianity_on_the_Epoch_of_Reionization_parameter_forecast_using_21-cm_power_spectrum_measurements |
| Authors |
Abinash_Kumar_Shaw_(IIT_KGP),_Somnath_Bharadwaj_(IIT_KGP)_and_Rajesh_Mondal_(Sussex) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06535 |
再イオン化のエポック（EoR）21cm信号の測定は、再イオン化のモデルを制約する可能性を秘めています。この論文では、3つの天体物理学パラメータ、つまり（1）イオン化ソースをホストできる最小ハロー質量、$M_{\rmmin}$、（2）内のバリオンごとにIGMにエスケープする電離光子の数を持つ再イオン化モデルを検討します。ハロー$N_{\rmion}$および（3）IGM内の電離光子の平均自由行程$R_{\rmmfp}$。今後のSKA-Lowを使用して、21cmパワースペクトル（PS）の将来の観測からこれらのパラメーターを測定できる精度を予測します。以前のいくつかの作品とは異なり、固有のEoR21cm信号の非ガウス性を考慮します。宇宙分散のみを考慮し、前景が完全に削除されていると仮定すると、非ガウス性により、ガウス予測に対してパラメーターの$1\sigma$エラー楕円体のボリュームが$133$増加することがわかります。向きも異なります。フォアグラウンドウェッジ内のすべての$\mathbf{k}$モードが除外される場合、エラー楕円体の体積の比率は、$1024$および$10000$時間の観測時間に対してそれぞれ$1.65$および$2.67$です。フォアグラウンドウェッジが除外され、$10000$時間の場合、1Dの限界誤差は$（\DeltaM_{\rmmin}/M_{\rmmin}、\DeltaN_{\rmion}/N_{\rmion}、\デルタR_{\rmmfp}/R_{\rmmfp}）=（6.54、2.71、7.75）\times10^{-2}$これは、それぞれ$2\％$、$5\％$および$23\％$大きいそれぞれのガウス予測よりも。非ガウス性の影響は、より長い観測に対して増加し、$R_{\rmmfp}$にとって特に重要です。
ガウスプロセスとMOPEDを使用した弱いレンズのパラメータ推定
| Title |
Parameter_Inference_for_Weak_Lensing_using_Gaussian_Processes_and_MOPED |
| Authors |
Arrykrishna_Mootoovaloo,_Alan_F._Heavens,_Andrew_H._Jaffe_and_Florent_Leclercq |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06551 |
この論文では、a）断層撮影の弱いレンズ効果のバンドパワースペクトル、およびb）MOPEDアルゴリズムで大規模に圧縮された要約データの係数を計算するためのガウスプロセス（GP）エミュレーターを提案します。前者の場合、KiDS-450の弱いレンズデータに適用すると、ボルツマンソルバーCLASSの明示的な呼び出しと比較して、宇宙論的パラメーターの推論は$\sim10$-$30$倍に加速されます。はるかに大きな利益は、MOPED圧縮を使用すると、一般的なLimber近似が使用される場合、最大で$\sim10^3$の係数になる可能性のある将来のデータに付属します。さらに、GPはLimber近似を削除する可能性を開きます。これがないと、理論的な計算が実行不可能に遅くなる可能性があります。GPの潜在的な利点は、エミュレートされた関数のエラーが計算され、この不確実性が尤度に組み込まれることです。速度が重要な場合は、ガウス過程の平均を使用でき、不確実性は無視されます。エミュレーターの可能性とクラスの可能性の間のカルバックライブラーダイバージェンスを計算します。これに基づいて、パラメーターの不確実性を分析すると、この場合、GPの不確実性を含めても余分な計算が正当化されないことがわかります。テストアプリケーションの費用。EuclidやLegacySurveyofSpaceandTelescope（LSST）などの将来の弱いレンズ調査では、要約統計の数は最大$\sim10^{4}$になります。MOPEDの速度は、要約データの数ではなく、パラメーターの数によって決定されるため、ゲインは非常に大きくなります。非木材の場合、理論上のMOPED係数を計算する高速な方法が利用可能であれば、スピードアップは$\sim10^5$の因数になる可能性があります。ここで紹介するGPは、そのような高速メカニズムを提供し、MOPEDの採用を可能にします。
後期宇宙における角度赤方偏移変動からの重力に関する断層撮影制約
| Title |
Tomographic_Constraints_on_Gravity_from_Angular_Redshift_Fluctuations_in_the_Late_Universe |
| Authors |
Carlos_Hern\'andez-Monteagudo_(1),_Jon\'as_Chaves-Montero_(2_and_1),_Ra\'ul_E._Angulo_(3_and_4),_Giovanni_Aricc\`o_(3_and_1)_((1)_CEFCA,_(2)_ANL,_(3)_DIPC,_(4)_IKERBASQUE) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06568 |
銀河の赤方偏移のスカイマップの変動は、角度的赤方偏移変動（ARF）と呼ばれ、構造の成長率と宇宙の重力の性質に関する正確な情報を含んでいます。具体的には、ARFは、宇宙論的パラメーター$H/H_0\、f\sigma_8（z）$の組み合わせを制約しますが、本質的に断層撮影プローブであり、多くの観測系統誤差にほとんど影響されません。これらすべては、基準宇宙論の仮定を必要としません。BOSSLOWZ+CMASSDR12銀河サンプルを使用して、ARFから最初の宇宙論的制約を提示し、$z\inの範囲で20以上の赤方偏移で$H/H_0f\sigma_8（z）$の7\％正確な制約を取得します[0.26,0.72]$。私たちの最適な値は$10\％$大きいですが、宇宙マイクロ波背景（CMB）放射の{\itPlanck}観測によって設定された$\Lambda$CDM期待値よりも$1.4\sigma$レベルで互換性があります。これらのCMBデータと組み合わせたトモグラフィー測定は、重力インデックス$\gamma$、$\gamma=0.44^{+0.09}_{-0.07}$の最も強い制約の1つを提供します。これは、$2\sigma$内にあります一般相対性理論の予測（$\gamma_{\rmGR}\simeq0.55$）
CMBの影：宇宙のマイクロ波背景偏光と温度異方性に対する星間絶滅の影響
| Title |
CMB_Shadows:_The_Effect_of_Interstellar_Extinction_on_Cosmic_Microwave_Background_Polarization_and_Temperature_Anisotropy |
| Authors |
Masashi_Nashimoto,_Makoto_Hattori_and_Yuji_Chinone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06614 |
宇宙マイクロ波背景（CMB）と銀河系の星間物質によるCMBのモノポールコンポーネントの吸収の無視によって引き起こされる前景コンポーネント間のコンポーネント分離の精度の劣化を評価します。粉塵成分に起因するCMBの影によって引き起こされる温度異方性の振幅は、約1uKです。この値は、今後のCMB実験で非ガウス性の調査をプローブするために必要な必要なノイズレベルに匹敵します。さらに、ダストによるCMBシャドウによって引き起こされる偏光の振幅は、原始重力波によって刻印されたCMBBモード偏光のRMS値に匹敵するか、それよりも大きくなります。観測された多周波データにダストスペクトルとして単一べき乗則モデルを適用すると、系統的な誤差が生じ、これは次のCMBBモード分極実験に必要なノイズレベルと同等かそれ以上であることを示します。ダスト放出の固有スペクトルをサブミリ波帯のデータから推定すると、系統誤差が必要なノイズレベルを下回ります。ただし、この方法では、ほんの数パーセントの精度でダスト温度を測定する必要があります。ダストによるCMBの影は、対象となる感度を達成するために、今後のCMBのミッションで考慮する必要があると結論付けています。私たちの結果は、テンソルとスカラーの比率の振幅がr=10^{-3}の原始CMBBモード分極を検出するために重要です。
バイスペクトルIIの赤方偏移空間歪みの定量化：2次摂動での非ガウス性の誘導
| Title |
Quantifying_the_Redshift_Space_Distortion_of_the_Bispectrum_II:_Induced_Non-Gaussianity_at_Second_Order_Perturbation |
| Authors |
Arindam_Mazumdar,_Somnath_Bharadwaj,_Debanjan_Sarkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07066 |
豊富な宇宙情報を含む赤方偏移空間バイスペクトル$B^s（\mathbf{k_1}、\mathbf{k_2}、\mathbf{k_3}）$の異方性は、多極子モーメント$\bar{を使用して完全に定量化されますB}^m_{\ell}（k_1、\mu、t）$ここで、$k_1$、最大の辺の長さ、および$（\mu、t）$は、それぞれ三角形のサイズと形状を定量化します$（\mathbf{k_1}、\mathbf{k_2}、\mathbf{k_3}）$。2次摂動論で非ゼロ（$\ell\le8、m\le6$）と予測されるすべての多極子の解析式を示します。多重極は、$\beta_1、b_1$および$\gamma_2$にも依存します。これらは、それぞれ線形赤方偏移歪みパラメーター、線形バイアス、および2次バイアスを定量化します。すべての可能な形状の三角形を考慮して、$k_1=0.2\、{\rmMpc}^{-1}、\beta_1=1、b_1=1$、および$\gamma_2=0を保持するすべての多極子の形状依存性を分析します$修正されました。どこでも正の単極子$\bar{B}^0_0$は正三角形の最小値です。$\bar{B}_0^0$は線形三角形に向かって増加し、スクイーズされた制限に近い線形三角形の最大値です。$\bar{B}^0_{2}$と$\bar{B}^0_4$はどちらも$\bar{B}^0_0$に似ていますが、四重極$\bar{B}^0_2$が$を超えていますかなりの範囲の形状にわたって\bar{B}^0_0$。他の多重極は、その多くが負になり、大きさが$\bar{B}^0_0$より小さいです。ほとんどの場合、最大値または最小値、あるいはその両方は、絞られた限界に非常に近く発生します。$\mid\bar{B}^m_{\ell}\mid$は、$\ell$または$m$が増加すると急速に減少することがわかります。ここに示す形状依存性は、非線形の重力クラスタリングの特徴です。存在する場合、非線形バイアスは異なる形状依存性をもたらします。
| Title |
ECoPANN:_A_Framework_for_Estimating_Cosmological_Parameters_using_Artificial_Neural_Networks |
| Authors |
Guo-Jian_Wang,_Si-Yao_Li,_Jun-Qing_Xia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07089 |
この作業では、人工ニューラルネットワーク（ANN）に基づいて宇宙論的パラメーターを正確に推定する新しい方法を紹介し、パラメーター推論を実現するためにECoPANN（ANNを使用した宇宙論的パラメーターの推定）と呼ばれるコードを開発します。宇宙マイクロ波背景（CMB）のシミュレートされた温度パワースペクトルを使用して、一致宇宙モデルの基本パラメーターを推定することにより、ANNメソッドをテストします。結果は、マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）法と比較すると、ANNがパラメーターの最良適合値とエラー、およびパラメーター間の相関関係で優れたパフォーマンスを発揮することを示しています。さらに、十分にトレーニングされたANNモデルの場合、異なる精度を持つ複数の実験のパラメーターを推定できるため、パラメーターの推論のための時間と計算リソースの消費を大幅に削減できます。さらに、よく訓練されたANNは、現在および将来のより高精度な観測の両方で、新しい潜在的な物理を発見することができます。さらに、ANNをマルチブランチネットワークに拡張して、パラメーターの共同制約を実現します。CMB、Ia型超新星、およびバリオン音響振動のシミュレートされた温度および分極パワースペクトルを使用してマルチブランチネットワークをテストし、MCMC法とほぼ同じ結果を得ます。したがって、我々は、ANNが宇宙論的パラメーターを正確かつ迅速に推定する代替方法を提供できることを提案します。また、ECoPANNは宇宙論やその他のより広範な科学分野の研究にも適用できます。
始原ブラックホールの新しい質量関数の窓関数依存性
| Title |
Window_function_dependence_of_the_novel_mass_function_of_primordial_black_holes |
| Authors |
Koki_Tokeshi,_Keisuke_Inomata,_and_Jun'ichi_Yokoyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07153 |
平滑化された密度変動の窓関数の選択により、変動の特定の構成でブラックホールの質量を特定することに成功した、始原ブラックホールの新しい質量関数のあいまいさを調査します。新しい質量関数の指数関数の窓関数依存性は、トップハットスケールの周りの従来の質量関数のそれと同じですが、依存性は他のスケールでは異なり、より狭い質量関数につながります。いくつかのウィンドウ関数の新しい定式化。
周回軌道の要素を決定する数値的方法とその周回惑星および冥王星カロンの衛星へのその応用
| Title |
A_Numerical_Method_for_Determining_the_Elements_of_Circumbinary_Orbits_and_Its_Application_to_Circumbinary_Planets_and_the_Satellites_of_Pluto-Charon |
| Authors |
Jason_Man_Yin_Woo_(HKU,_ELSI),_Man_Hoi_Lee_(HKU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06498 |
太陽系や太陽系外惑星系には、バイナリーシステムを周回する惑星や衛星が存在します。それらが2進に近く、2次と1次の質量比が高い場合、それらの軌道はケプラー軌道と大幅に異なる可能性があります。周軌道の適切な説明は、遊星周波数$\kappa_0$での自由偏心$e_{\rmfree}$、平均運動$n_0$での強制偏心$e_{\rmforced}$、およびバイナリのポテンシャルの非軸対称成分によって強制されるより高い周波数での振動。これらの項の振幅と周波数の正確な数値は、高速フーリエ変換（FFT）を時間の関数としてのバイナリの質量と重心の間の円筒距離に適用することにより、数値軌道積分から抽出できることを示します。この方法を3つのケプラー周惑星と冥王星カロンの衛星に適用します。冥王星の衛星Styxの場合、$\kappa_0$と$e_{\rmfree}$のFFT結果は、1次分析値とShowalter＆Hamilton（2015）によってそれぞれ報告された値とは大きく異なります。$\kappa_0$の偏差は3：1の平均運動共振の影響による可能性が高いことを示し、$e_{\rmfree}$の値が低い場合の影響について説明します。
低質量星の周りの温帯軌道を周回する地球型惑星の観測を使用して惑星の居住性の主要な概念をテストする方法の2つの例
| Title |
Two_examples_of_how_to_use_observations_of_terrestrial_planets_orbiting_in_temperate_orbits_around_low_mass_stars_to_test_key_concepts_of_planetary_habitability |
| Authors |
Martin_Turbet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06512 |
非常に低質量の星の周りの温帯軌道にある地球の惑星は、太陽系の惑星、特に地球とは非常に異なる方法で進化した可能性が高いです。ただし、これらは、既存および今後の望遠鏡で詳細な大気、雲、および表面の特徴付けを行うためにアクセスできる最初の惑星であるため、これらの特徴付けからの科学的リターンを最大化するために、可能な限り最良の観測戦略を開発する必要があります。ここで私は、ビーン他の最近の研究について議論し、拡大します。（2017）およびTurbetetal。（2019）非常に低質量の星の周りの温帯軌道を周回する地球型惑星は、太陽系の惑星、特に地球の居住性を制御すると考えられているプロセスがどれほど普遍的であるかをテストするための惑星の優れたサンプルである可能性があることを示す。ハビタブルゾーンの内部と外部の両方にある惑星の密度または大気中のCO2濃度の正確な測定は、ケイ酸塩の気象フィードバック、CO2凝縮、暴走温室などの居住性の概念を統計的にテストするために使用でき、これらは金星、火星、地球の現在および過去の居住性。
ExomoonsとSubmoonsの軌道安定性とKepler 1625b-Iへの応用
| Title |
Orbital_Stability_of_Exomoons_and_Submoons_with_Applications_to_Kepler_1625b-I |
| Authors |
Marialis_Rosario-Franco,_Billy_Quarles,_Zdzislaw_Musielak,_Manfred_Cuntz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06521 |
ダイナミクスのコンテキストで興味深い質問が発生します。月は月自体を所有することができますか？このような構成は太陽系には存在しませんが、理論的には可能かもしれません。Kollmeieretal。（2019）長命のサブ衛星、またはサブムーンをホストするために必要な衛星の臨界サイズを決定しました。ただし、これらのサブムーンが存在するための軌道の制約はまだ不明です。ドミンゴス等。（2006）は、月がホストの惑星の丘の半径$R_{H、p}$の一部まで安定していることを示しています。これは、ホストの軌道の離心率に依存します。これに動機付けされて、$R_{H、p}$またはホスト衛星の丘の半径$の観点から臨界準主軸を得るために多くの初期軌道フェーズを考慮しながら、$10^5$惑星軌道のエキソムーンとサブムーンのシステムをシミュレーションしますそれぞれR_{H、sat}$。循環同一平面軌道を想定すると、exomoonの安定限界は0.40$R_{H、p}$であり、submoonの安定限界は0.33$R_{H、sat}$です。さらに、海王星サイズのエキソムーン候補ケプラー1625b-I（Teacheyetal.2018）を使用して、測光、放射速度、または直接画像観測を通じてこれらのサブ衛星を検出する観測の実現可能性について説明し、安定性が将来の候補者。
接触バイナリ（486958）アロコスの最終的な合併を軟球離散要素シミュレーションで制約する
| Title |
Constraining_the_final_merger_of_contact_binary(486958)_Arrokoth_with_soft-sphere_discrete_element_simulations |
| Authors |
J._C._Marohnic,_D._C._Richardson,_W._B._McKinnon,_H._F._Agrusa,_J._V._DeMartini,_A._F._Cheng,_S._A._Stern,_C._B._Olkin,_H._A._Weaver,_J._R._Spencer,_the_New_Horizons_Science_team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06525 |
ニューホライズンズミッションは、二葉のカイパーベルトオブジェクト（486958）アロコスの素晴らしい画像を返しました。それは、狭い接触領域によって結合された2つの無傷で比較的乱されていない先行オブジェクトから形成される接触バイナリです。pkdgravのバージョンを使用します。これは、粒子間の軟球衝突を可能にするN体コードであり、Arokothが2つのカイパーベルトオブジェクトから現在の接触バイナリにどのように進化したかを制限する目的で、さまざまな可能なマージシナリオをモデル化します。構成。両方の先祖オブジェクトが瓦礫の山であった場合、合併後に無傷のローブを残すために、影響は非常に遅く（5m/s未満）、放牧（影響角度は75度を超える）であったはずです。接近した同期軌道で2つの物体が穏やかに接触することが最も可能性が高いようです。
カッシーニINMSからの土星の上層大気とリングの組成測定
| Title |
Compositional_Measurements_of_Saturn's_Upper_Atmosphere_and_Rings_from_Cassini_INMS |
| Authors |
J._Serigano,_S._M._H\"orst,_C._He,_T._Gautier,_R._V._Yelle,_T._T._Koskinen,_M._G_Trainer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06554 |
カッシーニ宇宙船の最後の軌道は、土星の熱圏を直接サンプリングし、以前考えられていたよりもはるかに化学的に複雑な環境を明らかにしました。カッシーニに搭載されたイオンおよび中性質量分析計（INMS）からの観測により、この領域の組成が測定され、リングから土星の上部大気に雨が降っている物質の流入が見つかりました。ここでは、INMSからのCH$_4$、H$_2$O、およびNH$_3$信号の詳細な分析を示し、リングから土星の大気に入る外部物質のさらなる証拠を提供します。新しい質量スペクトルデコンボリューションアルゴリズムを使用して、スペクトルで観測された各種の量を決定し、これらの値を使用して、これらの種の流入と質量沈着率を決定します。
準惑星ハウメア周辺のリング形成過程のN体シミュレーション
| Title |
N-body_Simulations_of_Ring_Formation_Process_around_the_Dwarf_Planet_Haumea |
| Authors |
Iori_Sumida,_Yuya_Ishizawa,_Natsuki_Hosono,_Takanori_Sasaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06744 |
ハウメアはリングを持つ唯一の既知の海王星横断オブジェクトです。リングは、3軸形状のHaumeaの回転周期で3：1の平均運動共振を引き起こす位置にあります。ハウメア周辺の非軸対称重力場は、リングのダイナミクスに影響を与えると考えられています。ただし、リング形成のプロセスは解明されていません。この研究では、ハウメアの潜在的なリング形成シナリオを詳細に分析します。まず、3軸楕円体の周りの重力場を計算し、時変重力場を組み込んだシミュレーションを使用して、Haumeaの周りを回転するオブジェクトが安定して存在できる距離を推定しました。このシミュレーションの結果は、オブジェクトの軌跡が現在のリング位置のすぐ内側で不安定になることを示していました。次に、3軸楕円体の周りを回転する剛体のロシュ半径を分析的に導出し、ロシュ半径が現在のリング位置に近い可能性があることを示しました。さらに、パラメータ調査として、瓦礫の反発係数を変数としたN体シミュレーションを行った。結果は、多数のパラメータによると、ロシュ半径の位置が現在のハウメアの輪の位置に近いことを示していました。これらの結果から、軌道の不安定領域の境界とロシュ半径との間の領域にリングが形成された可能性が高いと考えられます。この研究で提示されたシナリオは、ハウメアのリングが形成されたプロセスを説明するのに役立ちます。
近くの多惑星システムDMPP-1での崩壊する太陽系外惑星の可能な通過
| Title |
A_possible_transit_of_a_disintegrating_exoplanet_in_the_nearby_multiplanet_system_DMPP-1 |
| Authors |
Mark_H._Jones,_Carole_A._Haswell,_John_R._Barnes,_Daniel_Staab,_Ren\'e_Heller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07086 |
私たちはDMPP-1（HD38677;TIC66560666）のTESS測光を分析します。近くのF8Vスターは、高温の超地球惑星と暖かい海王星をホストしています。TransitLeastSquaresアルゴリズムと他の方法を使用して、$P=3.2854^{+0.0032}_{-0.0025}$dに深さ87$^{+25}_{-30}$ppmと誤警報のある通過信号を見つけます確率1.6％。これは、これまでに公開されたTESSの発見よりも浅いです。3.285dの信号は、恒星の天体の物理的変動を取り除くための、すべてではないがいくつかの方法で回復されます。検出の重要性を高めるには、さらに観察が必要です。この通過が地球のような岩の多い惑星によるものである場合、RVデータで検出されたはずですが、そうではありません。TESSデータは7つの個々のトランジットをカバーしており、そのうちの1つはゼロ深度と一貫しています。推定上の惑星の日射量は$990{\rmS_{\oplus}}$であり、これは3つの既知の壊滅的に崩壊する太陽系外惑星（CDE）が経験する典型的な流束です。通過は、RV検出しきい値を下回る質量のCDEに一貫して起因している可能性があります。既知のRV惑星の通過を検索し、ヌルの結果と$<100$ppmの検出しきい値を見つけ、それぞれについて定量化しました。DMPP-1惑星系は、高温の惑星のアブレーションに起因する星周辺ガスの結果として発見されました。RV惑星は、ほぼ純粋な鉄のコアにアブレーションされた可能性があります。予想される通過深度が検出しきい値を超えるRV惑星の軌道傾斜に制限を設けます。3.2854日間の通過検出が確認された場合。CHEOPS測光の場合、DMPP-1はJWST分光法の最高のターゲットになります。
星形成における物理的プロセス
| Title |
Physical_Processes_in_Star_Formation |
| Authors |
Philipp_Girichidis,_Stella_S._R._Offner,_Alexei_G._Kritsuk,_Ralf_S._Klessen,_Patrick_Hennebelle,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Martin_G._H._Krause,_Simon_C._O._Glover,_Marco_Padovani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06472 |
星の形成は複雑なマルチスケールの現象であり、宇宙物理学全体で非常に重要です。星と星形成は、天の川のローカルな星形成領域から高赤方偏移銀河までの観測天文学の主要な柱です。理論的な観点から見ると、星の形成とフィードバックプロセス（放射、風、超新星）は、個々の物理的プロセスとその相互作用の両方について、作業における物理的プロセスの理解を進める上で極めて重要な役割を果たします。このレビューでは、星の形成を理解するために重要な主要なプロセスの概要を示します。まず、地球全体の視点から見た、星形成の動機付けされた見方から始め、分子雲のライフサイクルの一般的なパラダイムについて概説します。星形成は、サイクルを閉じるための重要なプロセスです。その後、星形成領域の熱的および化学的側面に焦点を当て、乱流と磁場、および重力について説明します。最後に、最も重要な恒星フィードバックメカニズムを確認します。
SAMI Galaxy Survey：Galaxy Bulge and Disksの分解された恒星運動学
| Title |
The_SAMI_Galaxy_Survey:_Decomposed_Stellar_Kinematics_of_Galaxy_Bulges_and_Disks |
| Authors |
Sree_Oh,_Matthew_Colless,_Stefania_Barsanti,_Sarah_Casura,_Luca_Cortese,_Jesse_van_de_Sande,_Matt_S._Owers,_Nicholas_Scott,_Francesco_D'Eugenio,_Joss_Bland-Hawthorn,_Sarah_Brough,_Julia_J._Bryant,_Scott_M._Croom,_Caroline_Foster,_Brent_Groves,_Jon_S._Lawrence,_Samuel_N._Richards,_Sarah_M._Sweet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06474 |
私たちは、シドニー-AAOマルチオブジェクト積分フィールド分光法（SAMI）銀河調査から形態学の広い範囲で826銀河のバルジとディスクコンポーネントの恒星の運動学を調査します。バルジとディスクコンポーネントの空間分解回転速度（V）と速度分散（$\sigma$）は、ペナルティドピクセルフィッティング（pPXF）メソッドを使用して、2つのコンポーネントの測光的に定義された重みで同時に推定されています。ソリューションの縮退に対処するためのpPXFの新しいサブルーチンを紹介します。各銀河のV分布と$\sigma$分布は、バルジコンポーネントとディスクコンポーネントの運動学と重みを使用して再構築できることを示します。2つの異なるコンポーネントの組み合わせにより、さまざまな形態タイプにわたる銀河の主要な運動学的特徴の一貫した説明が提供されます。Tully-FisherとFaber-Jacksonの関係を示し、すべての銀河タイプの両方の成分について、Vと$\sigma$の両方で銀河の恒星の質量がスケーリングされることを示します。ディスクコンポーネントについても、Faber-Jackson関係が緊密であることがわかります。ふくらみとディスクコンポーネントは運動学的に異なることを示します。（1）2つのコンポーネントは、傾きが似ているが切片が異なるスケーリング関係を示します。（2）スピンパラメータ$\lambda_R$は、バルジが圧力が支配的なシステムであり、ディスクが回転によってサポートされていることを示します。（3）バルジとディスクのコンポーネントは、それぞれ固有の楕円率が低い値と高い値を持っています。私たちの調査結果は、2つのコンポーネントの相対的な寄与が、少なくとも一次的に、銀河の複雑な運動学的挙動を説明していることを示唆しています。
DESドワーフ銀河候補の詳細：Grus IおよびIndus II
| Title |
A_Deeper_Look_at_DES_Dwarf_Galaxy_Candidates:_Grus_I_and_Indus_II |
| Authors |
Sarah_A._Cantu_(1_and_2),_Andrew_B._Pace_(3_and_1_and_2),_Jennifer_Marshall_(1_and_2),_Louis_E._Strigari_(1_and_2),_Denija_Crnojevic_(4),_Joshua_D._Simon_(5),_A._Drlica-Wagner_(6_and_7_and_8),_K._Bechtol_(9_and_10),_Clara_E._Mart\'inez-V\'azquez_(11),_B._Santiago_(12_and_13),_A._Amara_(14),_K._M._Stringer_(1_and_2),_H._T._Diehl_(15),_The_DES_Collaboration_((1)_George_P._and_Cynthia_Woods_Mitchell_Institute_for_Fundamental_Physics_and_Astronomy_Texas_A&M_University,_(2)_Department_of_Physics_&_Astronomy_Texas_A&M_University,_(3)_McWilliams_Center_for_Cosmology_Carnegie_Mellon_University_(4)_Department_of_Chemistry_and_Physics_University_of_Tampa,_(5)_Observatories_of_the_Carnegie_Institution_for_Science,_(6)_Fermi_National_Accelerator_Laboratory,_(7)_Kavli_Institute_for_Cosmological_Physics,_(8)_Department_of_Astronomy_and_Astrophysics_University_of_Chicago,_(9)_Physics_Department_2320_Chamberlin_Hall_University_of_Wisconsin-Madison,_(10)_LSST,_(11)_Cerro_Tololo_Inter-American_Observatory_NSF's_National_Optical-Infrared_Astronomy_Research_Laboratory,_(12)_Instituto_de_F\'isica_UFRGS,_(13)_Laborat\'orio_Interinstitucional_de_e-Astronomia_-_LIneA,_(14)_Department_of_Physics_ETH_Zurich,_(15)_Fermi_National_Accelerator_Laboratory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06478 |
暗黒エネルギー調査（DES）で発見された2つの矮小銀河候補、GrusIとIndusII（DESJ2038-4609）の$g$バンドと$r$バンドの深いマゼラン/メガカメラ測光を示します。GrusIの場合、メインシーケンスのターンオフ（MSTO）とその下の$\sim2$マグを解決しました。MSTOは$g_0\sim24$で見られ、測光の不確実性は$0.03$等級です。GrusIが古い金属の少ない（$\sim13.3$Gyr、[Fe/H]$\sim-1.9$）矮小銀河と一致していることを示しています。この深く均一な広視野データセットを使用して、GrusIの更新された距離と構造パラメーターを導出します。方位角平均の半分の光の半径が2倍以上大きいことがわかります（$\sim151^{+21}_{-31}$pc;$\sim4。^{\prime}16^{+0.54}_{-0.74}$）と絶対的な$V$-bandマグニチュード$\sim-4.1$は、以前の調査より$\sim1$明るいです。不確実性の範囲内で他の研究と一致する更新された距離、楕円率、および重心パラメーターを取得します。IndusIIの測光はDESY1Publicリリースよりも$\sim2-3$等級深くなっていますが、その報告された場所に一貫した恒星の個体群は見つかりません。元の検出はDESY2Q1データセットの空の不完全な領域にあり、青い水平分岐メンバーの星の可能性があるためフラグが付けられました。最適な等時性パラメータは、矮小銀河および球状星団の両方と物理的に整合性がありません。インダスIIは、視線に沿って星が並ぶ可能性があるため、偽陽性である可能性が高いと結論付けています。
隣人との生活。 III。相互作用する暗黒物質ハローペアのスピン$-$軌道整列を精査する
| Title |
Living_with_Neighbors._III._Scrutinizing_the_Spin$-$Orbit_Alignment_of_Interacting_Dark_Matter_Halo_Pairs |
| Authors |
Sung-Ho_An,_Juhan_Kim,_Jun-Sung_Moon,_Suk-Jin_Yoon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06479 |
私たちは、spin$-$orbitアライメント（SOA、つまりハローのスピンベクトルとそのハローの軌道角運動量ベクトルの間の角度アライメント）が、銀河系の角運動量の発生に重要な手掛かりを提供することを示します。特に、一連の宇宙論的$N$-bodyシミュレーションで、質量比が1/3から3のビリアル-半径方向の接触ハローペアを特定し、それらの合計（キネティック+ポテンシャル）に従ってマージサブサンプルとフライバイサブサンプルに分割します。）エネルギー。spin$-$orbit角度分布では、マージするネイバーの$75.0\pm0.6$％とフライバイネイバーの$58.7\pm0.6$％が順方向軌道上にあるという有意なSOAが見つかります。サンプルの全体的なSOAは主に高速回転ハローによって駆動され、適切に調整された相互作用がハローをより速くスピンさせることを裏付けています。さらに興味深いことに、MergerとFlybyの両方のケースで、spin$-$orbit角度分布において、ほぼ垂直であるがまだ進行性の強い相互作用（$\sim75^{\circ}$）が初めて明らかになった。このような順行極相互作用は、回転が遅いハローの場合に優勢であり、ずれた相互作用がハローのスピンを減少させることを証明しています。進行極性相互作用の頻度はハロー質量と相関しますが、大規模密度とは反相関します。これは、質量と環境を条件とするスピンフリップ現象を瞬時に引き起こします。順行極相互作用は、低速回転子のスピンをすぐに反転させて、その隣の軌道角運動量に合わせます。最後に、スピンフリップ引数に基づいて、SOAを周囲の大規模構造に接続するシナリオを提案します。
Pan-STARRS1調査の測光赤方偏移
Pan-STARRS1測光データを使用して銀河の赤方偏移を推定するための堅牢な方法を提示します。私たちの方法は、ベックらによって提案されたものの適応です。（2016）SDSSデータリリース12の場合。これは、分光赤方偏移がSDSSから取得され、等級と色がPan-STARRS1データリリース2調査から取得される2313724銀河のトレーニングセットを使用します。次に、銀河の測光赤方偏移は、5次元の等級と色空間での局所線形回帰によって推定されます。この方法では、$\overline{\Deltaz_{\rmnorm}}=-2.01\times10^{-4}$の平均バイアス、$\sigma（\Deltaz_{\rmnorm}）の標準偏差が得られます=0.0298$、およびトレーニングセットで相互検証するときの異常値率は$P_o=4.32\％$です。Pan-STARRS1の各色と分光赤方偏移の関係はSDSS色よりもノイズが多いにもかかわらず、本手法で得られた結果は、SDSSデータで得られた結果に非常に近いものです。提案された方法には、空のより広い部分でのフォトメトリック赤方偏移の推定を可能にするという追加の利点があります（$\sim3/4$対$\sim1/3$）。トレーニングセットとこのメソッドを実装するコードは、www.testaddress.comで公開されています。
タイプI超光速超新星SN 2017egmのホスト銀河の空間分解分子ガス特性
| Title |
Spatially_Resolved_Molecular_Gas_Properties_of_Host_Galaxy_of_Type_I_Superluminous_Supernova_SN_2017egm |
| Authors |
Bunyo_Hatsukade,_Kana_Morokuma-Matsui,_Masao_Hayashi,_Nozomu_Tominaga,_Yoichi_Tamura,_Kotaro_Niinuma,_Kazuhiro_Motogi,_Tomoki_Morokuma,_Yuichi_Matsuda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06656 |
AtacamaLargeMillimeter/submillimeterを使用して、タイプI超光速超新星（SLSN-I）、SN2017egm、z=0.03063で最も近いSLSNe-Iのホスト銀河のCO（1-0）観測の結果を提示します。アレイ。ホスト銀河の分子ガス質量は$M_{\rmgas}=（4.8\pm0.3）\times10^9$$M_{\odot}$であり、通常の星形成銀河のシーケンス上に配置されます$M_{\rmgas}$星形成率（SFR）平面。SN2017egmの位置での水素分子の分子密度は、同じホスト銀河にあるタイプIISNPTF10bglの密度、および異なる銀河にある他のタイプIIおよびIaSNeの水素密度よりも高く、SLSNe-I高密度分子ガス環境を優先します。一方、SN2017egmの位置でのカラム密度は、TypeIbcSNeのカラム密度に匹敵します。SN2017egmの位置での分子ガスとSFRの表面密度は、空間的に分解された局所的な星形成銀河の表面密度と一致し、シュミットとケニカットの関係に従います。これらの事実は、SLSNe-Iが通常の星形成銀河と同じ星形成メカニズムを持つ環境で発生する可能性があることを示唆しています。
SMSS J2157-3602の34億の太陽質量ブラックホール、最も明るい既知のクエーサー
| Title |
A_Thirty-Four_Billion_Solar_Mass_Black_Hole_in_SMSS_J2157-3602,_the_Most_Luminous_Known_Quasar |
| Authors |
Christopher_A._Onken_(1),_Fuyan_Bian_(2),_Xiaohui_Fan_(3),_Feige_Wang_(3),_Christian_Wolf_(1),_and_Jinyi_Yang_(3)_((1)_ANU,_(2)_ESO,_(3)_Arizona) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06868 |
MgII輝線ダブレットの近赤外分光測定から、クエーサーのブラックホール（BH）質量SMSSJ215728.21-360215.1は（3.4+/-0.6）x10^10M_sunであると推定し、クエーサーの赤方偏移はz=4.692です。SMSSJ2157は最も明るい既知のクエーサーですが、そのエディントン比は〜0.4です。したがって、クエーサーの高い光度は、非常に大きなBH（z>4で最も重いBHの1つ）の結果です。
O型の若い恒星天体の周りの円盤
降着円盤は、星形成プロセスの主要な要素の1つです。それらは角運動量を再分配し、質量の大きい星（M>8Msun）の場合、ディスクは、システムの極とこの極を通して放射をビームすることにより、特に赤道方向で降着物質への放射圧力を緩和します降着が中央の原始星に進むことを可能にするでしょう（例えば、大規模な星形成に関するレビューのためのTanetal。2014）。実際、近年、すべての高質量星形成理論は、ディスクを介した降着シナリオに収束するように見えます（たとえば、Krumholzetal。2007;Kuiperetal。2011;Bonnell＆Bate2006;Keto2007）。高質量の若い恒星オブジェクト（YSO）の観測は理論の予測を確認しますか？あるいは言い換えれば、巨大な星の周りに真の降着円盤が本当に存在するのでしょうか？
変更を参照してください：高赤方偏移のタイプIa超新星ホスト銀河のサンプルのVLT分光法
| Title |
See_Change:_VLT_spectroscopy_of_a_sample_of_high-redshift_Type_Ia_supernova_host_galaxies |
| Authors |
S._C._Williams,_I._M._Hook,_B._Hayden,_J._Nordin,_G._Aldering,_K._Boone,_A._Goobar,_C._E._Lidman,_S._Perlmutter,_D._Rubin,_P._Ruiz-Lapuente,_C._Saunders |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07112 |
超新星宇宙プロジェクトは、高赤方偏移（1.13$\leq$z$\leq$1.75）タイプIa超新星（SNeIa）の発見と観測を目的とした「SeeChange」プログラムを実施しました。観測されたSNIa光度曲線をz>0.5での暗黒エネルギーの宇宙論的プローブに適するようにするために、十分なケイデンスを持つ巨大銀河団のマルチフィルターハッブル宇宙望遠鏡（HST）観測を使用しました。SeeChangeプログラムの一環として、発見された各過渡銀河および/またはそのホスト銀河の地上分光を取得しました。ここでは、SeeChangeトランジェントホスト銀河の超大型望遠鏡（VLT）スペクトルを示し、それらの赤方偏移を導出し、恒星質量や星形成率などのホストパラメーターを示します。VLTで観察された39の「変化のトランジェント/ホストの変更」を参照して、z>0.97で15SNeIaを含む26の赤方偏移を正常に決定しました。マルチカラーの光度曲線を備えたこのSNeIaの新しいサンプルは、これらの赤方偏移でこれまでで最大のものです。パッシブ環境でも、大半のSNホストの安全な赤方偏移をz=1.5に回復できることを示しています。8mクラスの望遠鏡で3〜4時間の標準的な露出時間を使用すると、0.97<z<1.5の範囲でSNIaの赤方偏移の約75％を回復できることがわかります。さらに、HST測光とVLT分光法の組み合わせにより、宇宙解析の質量ステップ補正で使用するのに十分正確なホスト銀河の恒星質量の推定値を提供できることを示します。
弱いレンズ効果と分光法からの大規模な静止銀河の速度分散
| Title |
Velocity_Dispersions_of_Massive_Quiescent_Galaxies_from_Weak_Lensing_and_Spectroscopy |
| Authors |
Yousuke_Utsumi,_Margaret_J._Geller,_Harus_J._Zahid,_Jubee_Sohn,_Ian_P._Dell'Antonio,_Satoshi_Kawanomoto,_Yutaka_Komiyama,_Shintaro_Koshida,_and_Satoshi_Miyazaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07122 |
MMT分光法とディープスバルハイパースプリムカム（HSC）イメージングを使用して、静止銀河の分光中心星速度分散と、スタックされたレンズ信号から派生した暗黒物質ハローの効果的な分散を比較します。分光学的調査（スミソニアンヘクトスペックレンズ調査）は、4585個の静止銀河レンズのサンプルを提供し、測定された見通し内中心星速度分散（$\sigma_{\rmSHELS}$）は$Rで85％以上完了しています<20.6$、$D_{n}4000>1.5$および$M_*>10^{9.5}{\rmM}_{\odot}$。レンズのサンプルの中央値の赤方偏移は0.32です。HSCディープイメージングからのスタックレンズ信号を測定します。中心恒星の速度分散は、レンズの$\sigma_{\rmLens}$、$\sigma_{\rmLens}=（0.98\pm0.14）\sigma_{\rmSHELS}+（19.89\pm31.89）$。独立した分光および弱いレンズ速度分散は、異なるスケール$\sim3$kpcおよび$\gtrsim$100kpcをそれぞれプローブし、静止銀河の観測可能な中心恒星速度分散が、暗黒物質ハロー。したがって、高品質のイメージングと分光法を組み合わせて、銀河とそれらの暗黒物質ハロー間の接続に光を当てる力を実証します。
パルサータイミングアレイによるマルチメッセンジャー重力波検索：NANOGrav 11年データセットを使用した3C66Bへの適用
| Title |
Multi-Messenger_Gravitational_Wave_Searches_with_Pulsar_Timing_Arrays:_Application_to_3C66B_Using_the_NANOGrav_11-year_Data_Set |
| Authors |
Zaven_Arzoumanian,_Paul_T._Baker,_Adam_Brazier,_Paul_R._Brook,_Sarah_Burke-Spolaor,_Bence_Becsy,_Maria_Charisi,_Shami_Chatterjee,_James_M._Cordes,_Neil_J._Cornish,_Fronefield_Crawford,_H._Thankful_Cromartie,_Megan_E._DeCesar,_Paul_B._Demorest,_Timothy_Dolch,_Rodney_D._Elliott,_Justin_A._Ellis,_Elizabeth_C._Ferrara,_Emmanuel_Fonseca,_Nathan_Garver-Daniels,_Peter_A._Gentile,_Deborah_C._Good,_Jeffrey_S._Hazboun,_Kristina_Islo,_Ross_J._Jennings,_Megan_L._Jones,_Andrew_R._Kaiser,_David_L._Kaplan,_Luke_Zoltan_Kelley,_Joey_Shapiro_Key,_Michael_T._Lam,_T._Joseph_W._Lazio,_Jing_Luo,_Ryan_S._Lynch,_Dustin_R._Madison,_Maura_A._McLaughlin,_Chiara_M._F._Mingarelli,_Cherry_Ng,_David_J._Nice,_Timothy_T._Pennucci,_Nihan_S._Pol,_Scott_M._Ransom,_Paul_S._Ray,_Brent_J._Shapiro-Albert,_Xavier_Siemens,_Joseph_Simon,_et_al._(9_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07123 |
銀河が合体すると、中心にある超巨大ブラックホールが連星を形成し、合体の過程で低周波の重力放射を放出します。この論文では、重力波の最初のマルチメッセンジャー探索のターゲットとして使用された銀河3C66Bについて考察します。光源の光源の測光および天文学データに存在する観測された周期性のため、超大質量ブラックホールバイナリを含むことが理論化されています。その見かけの1.05年の軌道周期は、重力波放出をパルサータイミングバンドに直接配置します。3C66Bの最初のパルサータイミングアレイの研究以降、ソースの改訂モデルが公開され、タイミングアレイの感度と手法が劇的に改善されました。これらの進歩により、NANOGrav11年のデータを使用して、3C66Bの潜在的な超大質量ブラックホールバイナリのチャープ質量を$（1.65\pm0.02）\times10^9〜{M_\odot}$未満にさらに制限しますデータセット。この上限により、以前の制限よりも1.6倍改善され、最初に行われた検索よりも4.3倍改善されています。それにもかかわらず、ソースの最新の軌道モデルは、パルサータイミングアレイデータからの制限と一致しています。さらに、電磁データから収集されたソースプロパティを「ブラインド」パルサータイミングアレイ検索に含めることによる改善を定量化できます。これらの方法では、意味のある天体物理学的推論を得るために、バイナリの周期の正確なアプリオリな知識を取得する必要がないことは明らかです。
| Title |
Formation_of_massive_globular_clusters_with_dark_matter_and_its_implication_on_dark_matter_annihilation |
| Authors |
Henriette_Wirth,_Kenji_Bekki_and_Kohei_Hayashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07128 |
大規模な球状星団（GC）からの$\gamma$線放出に関する最近の観測研究により、GC内の暗黒物質（DM）消滅の可能性のある証拠が明らかになりました。ただし、放出がDMから発生するのか、ミリ秒のパルサーから発生するのかは、まだ議論の余地があります。ここでは、数値シミュレーションの新しい結果を示します。これは、DMを使用したGCが、古代のMWを周回する有核矮星から発生する可能性があることを示しています。シミュレートされた剥がれた核（つまり、GC）の中心DM密度は、ホストの矮小銀河の軌道と質量に応じて、0.1〜数${\rmM_\odotpc^{-3}}$の範囲です。ただし、ホストの中央領域の外で生まれたGCは、ホストが破壊され、GCが銀河系ハローGCになった後、DMがまったくないか、ほとんどありません。これらの結果は、小人の恒星核に由来するGCのみがDMを持つ可能性があることを示唆しています。さらに、これらのシミュレートされたGCから予想される$\gamma$線放出を計算し、それらを$\omega$Cenの観測値と比較します。シミュレートされたGCでのDM密度の範囲が広いことを考えると、GCからのDM消滅の最近の可能な検出は、より注意深く解釈する必要があることをお勧めします。
NANOGrav 12.5年データセット：47ミリ秒パルサーの観測と狭帯域タイミング
| Title |
The_NANOGrav_12.5-year_Data_Set:_Observations_and_Narrowband_Timing_of_47_Millisecond_Pulsars |
| Authors |
Md_Faisal_Alam,_Zaven_Arzoumanian,_Paul_T._Baker,_Harsha_Blumer,_Keith_E._Bohler,_Adam_Brazier,_Paul_R._Brook,_Sarah_Burke-Spolaor,_Keeisi_Caballero,_Richard_S._Camuccio,_Rachel_L._Chamberlain,_Shami_Chatterjee,_James_M._Cordes,_Neil_J._Cornish,_Fronefield_Crawford,_H._Thankful_Cromartie,_Megan_E._DeCesar,_Paul_B._Demorest,_Timothy_Dolch,_Justin_A._Ellis,_Robert_D._Ferdman,_Elizabeth_C._Ferrara,_William_Fiore,_Emmanuel_Fonseca,_Yhamil_Garcia,_Nathan_Garver-Daniels,_Peter_A._Gentile,_Deborah_C._Good,_Jordan_A._Gusdorff,_Daniel_Halmrast,_Jeffrey_Hazboun,_Kristina_Islo,_Ross_J._Jennings,_Cody_Jessup,_Megan_L._Jones,_Andrew_R._Kaiser,_David_L._Kaplan,_Luke_Zoltan_Kelley,_Joey_Shapiro_Key,_Michael_T._Lam,_T._Joseph_W._Lazio,_Duncan_R._Lorimer,_Jing_Luo,_Ryan_S._Lynch,_Dustin_Madison,_Kaleb_Maraccini,_et_al._(24_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06490 |
到着時間の測定値と、2004年から2017年まで、アレシボ天文台とグリーンバンク望遠鏡で北米のナノ波重力波観測所（NANOGrav）によって観測された47ミリ秒パルサー（MSP）の到着時間測定とタイミングモデルを示します。観測周期は、ほとんどのパルサーでこの期間の大部分で3〜4週間で、週に6つの線源が観測されました。これらのデータは、低周波の重力波検索で使用するため、および他の天体物理学の目的で収集されました。観測方法を詳しく説明し、「狭帯域」分析に基づいた一連の到着時間（TOA）測定を提示します。この分析では、広い帯域幅で同時に収集されたデータの狭い無線周波数帯域内で多くのTOAが計算されます。「ワイドバンド」TOAの別のセットは、関連論文で紹介されます。以前の作業と比較して、よりクリーンでより均一に処理されたデータセットを生成する方法論的な変更点について詳しく説明します。私たちのタイミングモデルには、PSRJ1832-0836とJ2322+2057の視差の未発表の値、PSRJ0613-0200とJ2229+2643の投影された準主軌道軸の経年微分を含む、いくつかの新しい天文学およびバイナリパルサー測定が含まれます。また、PSRJ2145-0750でのShapiro遅延の最初の検出。14のパルサーの時系列で検出可能なレベルのレッドノイズを報告します。タイミングモデルの信頼性を確認するために、さまざまな長さのデータセットにわたる天文学パラメーターの安定性を調査します。観測されたすべてのパルサーの磁束密度測定を報告します。これらのデータを使用した確率的で連続的な重力波の検索は、今後の出版物の主題になります。
NANOGrav 12.5年データセット：47ミリ秒パルサーの広帯域タイミング
| Title |
The_NANOGrav_12.5-year_Data_Set:_Wideband_Timing_of_47_Millisecond_Pulsars |
| Authors |
Md_Faisal_Alam,_Zaven_Arzoumanian,_Paul_T._Baker,_Harsha_Blumer,_Keith_E._Bohler,_Adam_Brazier,_Paul_R._Brook,_Sarah_Burke-Spolaor,_Keeisi_Caballero,_Richard_S._Camuccio,_Rachel_L._Chamberlain,_Shami_Chatterjee,_James_M._Cordes,_Neil_J._Cornish,_Fronefield_Crawford,_H._Thankful_Cromartie,_Megan_E._DeCesar,_Paul_B._Demorest,_Timothy_Dolch,_Justin_A._Ellis,_Robert_D._Ferdman,_Elizabeth_C._Ferrara,_William_Fiore,_Emmanuel_Fonseca,_Yhamil_Garcia,_Nathan_Garver-Daniels,_Peter_A._Gentile,_Deborah_C._Good,_Jordan_A._Gusdorff,_Daniel_Halmrast,_Jeffrey_Hazboun,_Kristina_Islo,_Ross_J._Jennings,_Cody_Jessup,_Megan_L._Jones,_Andrew_R._Kaiser,_David_L._Kaplan,_Luke_Zoltan_Kelley,_Joey_Shapiro_Key,_Michael_T._Lam,_T._Joseph_W._Lazio,_Duncan_R._Lorimer,_Jing_Luo,_Ryan_S._Lynch,_Dustin_Madison,_Kaleb_Maraccini,_et_al._(24_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06495 |
パラレルペーパー（Alametal.;NG12.5）に掲載されている、重力波の北アメリカナノヘルツ天文台（NANOGrav）の12.5年データセットを構成する47ミリ秒パルサーからのプロファイルデータの新しい分析を紹介します。）。私たちの再処理は、周波数依存のテンプレートプロファイル、同時到着時間（TOA）、広帯域観測からの分散測定（DM）測定、および新しい分析手法を使用する「広帯域」タイミング手法を使用して実行されます。特に、広帯域DM測定は、タイミングモデルのDM部分を制約するために使用されます。アンサンブルタイミングの結果をNG12.5と比較するには、タイミング残差、タイミングモデル、およびノイズモデルコンポーネントを調べます。検討されているすべての指標にわたって、驚くべきレベルの合意があります。私たちの最高のタイミングのパルサーは、NG12.5のパルサーと同様の結果を提供します。プロファイルが拡張された高DMパルサー、または弱いシンチレーションソースなどの特定のケースでは、広帯域タイミング技術が有益であることが判明し、より正確なタイミングモデルパラメーターが10〜15％向上します。いくつかのパルサーでの高精度マルチバンド測定は、周波数依存のDMを示します。TOAボリュームは33分の1に削減されます。これにより、複雑なパルサータイミングアレイ分析の計算速度が向上します。この最初の広帯域パルサータイミングデータセットは足がかりであり、NG12.5との一貫した結果は、そのようなデータセットが重力波解析に適切であることを保証します。
GW190412の解釈に注意する
LIGO/VirgoScientificCollaborationは最近、質量比$q\約0.25$の最初の非対称バイナリブラックホール（BBH）マージとして、コンパクトオブジェクトバイナリマージGW190412の検出を発表しました。質量比以外に、このBBHは約$\chi_{\rmeff}\約0.28$の正の有効スピンを持つことが示されています。フィールド形成チャネルを想定すると、この有効なスピンをプライマリBHまたはセカンダリBHのいずれかに関連付けると、それぞれに意味があります。そのため、高スピンの大量のBHが豊富に生まれます。一方、スピンが二次BHによるものである場合は、そのようなプロセスは非常に短い遅延時間と十分に低い金属度での低い局所的な星形成率を持っていることに注意する必要があります。このチャネルからの予測された合併率密度は$\lesssim0.3〜\rmGpc^{-3}yr^{-1}$であり、これから推定するそのようなシステムのかなり高い局所合併率と緊張していることを示します$\sim2.5^{+3.5}_{-0.5}〜\rmGpc^{-3}yr^{-1}$（90\％信頼区間）の単一イベントGW190412での歳差運動の限界検出を説明するために、面内スピンコンポーネントを持つそのようなBBHを取得するには、大きな出生前のキック（$v\gtrsim500\、{\rmkm/s}$）が必要です。ただし、推定される地元の合併率がさらに低下するため、これは緊張をさらに悪化させるだけです。同様に、動的アセンブリによるそのようなシステムの形成は非常にまれであり、このシステムを現在受け入れられているBBH形成のパラダイムで説明するのが難しいジレンマのままにします。
超新星残骸カシオペアA、ヴェラジュニア、G347.3-0.5の中央コンパクトオブジェクトからの連続重力波の検索
| Title |
Search_for_Continuous_Gravitational_Waves_from_the_Central_Compact_Objects_in_Supernova_Remnants_Cassiopeia_A,_Vela_Jr._and_G347.3-0.5 |
| Authors |
M.Alessandra_Papa,_Jing_Ming,_Eric_V._Gotthelf,_Bruce_Allen,_Reinhard_Prix,_Vladimir_Dergachev,_Heinz-Bernd_Eggenstein,_Avneet_Singh,_Sylvia_J._Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06544 |
超新星残骸VelaJr.、CassiopeiaA、およびSNRG347.3$-$0.5に関連付けられた中央コンパクトオブジェクトからの連続的なほぼ単色の重力波について、しきい値以下のフォローアップ検索を実行します。3つのターゲット間で、これらのオブジェクトに専用のLIGOO1観測実行データのEinstein@Home検索の結果に基づいて、重力波周波数と周波数微分値の最も有望な〜10,000の組み合わせを調査します。選択しきい値は、新しくリリースされたO2ランLIGOデータを使用して信号を確認できるように設定されています。最高の感度を達成するために、O2データの2つの異なるストレッチで2つの個別のフォローアップ検索を実行します。SNRG347.3-0.5の中央コンパクトオブジェクトに関連付けられた最初のO2フォローアップ調査で生き残ったのは1人の候補者だけですが、確定的には確認されていません。可能性のある天体物理学的起源を評価するために、アーカイブX線観測を使用し、中性子星とその高調波の推定回転周波数でのパルス信号の振幅変調を検索します。これは、これまでに実施された連続的な重力波候補の最初の大規模な電磁フォローアップです。重要な関連信号は識別されません。LIGOO3の実行と同時に新しいX線観測を行うことで、電磁対応の感度の高い検索が可能になります。ここで提供されるパラメーターに基づくO3データでの集中重力波検索は、この外れ値の性質に光を当てることが簡単にできるはずです。LIGO装置のノイズ調査でも、コヒーレント汚染の存在が明らかになる可能性があります。
X線反射分光測定における不確実性のモデリングII：急落領域からの放射線の影響
| Title |
Modeling_uncertainties_in_X-ray_reflection_spectroscopy_measurements_II:_Impact_of_the_radiation_from_the_plunging_region |
| Authors |
Alejandro_Cardenas-Avendano,_Menglei_Zhou,_Cosimo_Bambi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06719 |
X線反射分光法は、ブラックホールの周囲の強い重力領域を調査する強力なツールですが、利用可能な相対論的反射モデルには、線源の特性の測定に体系的な不確実性（完全に制御されていない）につながるいくつかの単純化があります。論文Iでは、光学的に薄いプランジング領域の場合を考慮し、ディスクの反対側またはブラックホールを1回以上循環することによって生成される放射の影響を調査しました。本論文では、光学的に厚いプランジング領域の場合について議論し、プランジングガスの反射スペクトルの影響を研究します。そのような放射の寄与は、ブラックホールスピンパラメーターの値が低く、視野角の値が大きい場合に、より重要であり、スピンパラメーターが増加し、傾斜角が減少するにつれて、大幅に減少することを示します。プランニングガスの反射スペクトルが理論モデルに含まれていない場合、一部のパラメーターの推定値はプランジングガスの反射スペクトルの影響を受ける可能性がありますが、そのような放射はカーブラックホール仮説のテスト能力をそれほど制限しないことがわかります。
銀河系と宇宙論的高速電波バーストの統一された画像
マグネター（強い磁場を持つ中性子星）に関連する銀河で高速無線バースト（FRB）が発見されたことで、これらの謎めいた過渡現象を最終的に理解するのに役立つ重要な情報が提供されました。銀河系FRBのようなイベントの体積率が宇宙論的FRB率のかすかな終わりと一致することを示し、したがって、それらはおそらく同じクラスの過渡現象に属します。銀河系FRBにはX線バーストが付随していましたが、同じ物体からのX線バーストの多くには対応するX線バーストがありませんでした。それらの相対速度は、すべてのFRBに対しておよそ100から1000のX線バーストがあることを示唆しています。銀河系FRBの電波の光度曲線には、400〜800MHzの周波数帯域で30ms離れた2つのスパイクがありました。これは重要な手がかりであり、マグネターの光シリンダーの外で無線放射が生成されるモデルのクラスを非常に制約します。マグネター表面に近い磁気擾乱は、数十の中性子星の半径の距離まで伝播し、そこで減衰して電波放射を生成することをお勧めします。このシナリオでは、このバーストで見られる2つのFRBパルスと2つの周波数帯域間のフラックス比に関連する同時硬X線スパイクを理解できます。このモデルは、銀河系FRBのようなかすかなバーストと、宇宙論的な距離で見られる明るいイベントの統一された画像を提供します。
TESSを使用したパルサーバイナリの周期検索
| Title |
Periodicity_search_for_Pulsar_Binaries_with_TESS |
| Authors |
Partha_Sarathi_Pal,_P._H._T._Tam,_Weitang_Liang,_Chengye_Cao,_K._L._Li,_C._Y._Hui,_A._K._H._Kong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06841 |
パルサーバイナリ、特にレッドバックシステムは、パルサーの風の流れと伴星との相互作用を研究するための優れた情報源を提供します。{\itFermi}-LATは、カタログにパルサーバイナリ候補の候補を提案しています。パルサーバイナリソースをカタログから識別するには、バイナリ候補の軌道変調検索が効果的な方法です。TESSは空の大部分を調査モードで観測し、主に恒星の伴星から来ていると考えられるフラックス変動を観測することにより、パルサーバイナリ候補の周期性検索に優れたデータセットを提供します。TESSデータを使用して、PSRJ1023+0038、3FGLJ0523.3-2528、3FGLJ0212.1+5320、3FGLJ0744.1-2523およびPSRJ1417を含む、報告された軌道周期を持つ5つのパルサーバイナリ（または候補）の磁束変調を探します-4402。TESSフォトメトリックデータは、レッドバックのようなシステムの周期性を識別するのに非常に役立つことを示しています。この方法は、将来の新しいパルサーバイナリまたは同様のバイナリシステムの検索に効果的です。
深層学習を使用した望遠鏡アレイ表面検出器のイベントジオメトリ再構成の強化
| Title |
Using_Deep_Learning_to_Enhance_Event_Geometry_Reconstruction_for_the_Telescope_Array_Surface_Detector |
| Authors |
D._Ivanov,_O.E._Kalashev,_M._Yu._Kuznetsov,_G._I._Rubtsov,_T.Sako,_Y._Tsunesada,_Y.V._Zhezher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07117 |
超高エネルギー宇宙線（UHECR）のフラックスが非常に低いため、軌道実験による直接観測は事実上不可能です。このため、現在および計画中のすべてのUHECR実験は、大気中の宇宙線粒子によって引き起こされる広範囲のエアシャワー（EAS）を観測することにより、間接的に宇宙線を検出します。超高エネルギーEASイベントの世界最大の統計は、地上観測所のネットワークによって記録されます。この論文では、深い畳み込みニューラルネットワークに基づいて一次粒子の到着方向を再構築するための新しいアプローチを検討します。後者は、隣接するトリガーステーションのセットの生の時間分解信号を入力として使用しています。TelescopeArraySurfaceDetectorは507ステーションのアレイで、それぞれに2層のプラスチックシンチレータがあり、面積は$3$m$^2$です。モデルのトレーニングは、モンテカルロデータセットを使用して実行されます。モンテカルロシミュレーション内で、新しいアプローチはEASフロントのフィッティングに基づく従来の再構成法よりも優れた解像度をもたらすことが示されています。この特定のタスクに対するネットワークアーキテクチャとその最適化の詳細について説明します。
PypeIt：Python分光データ削減パイプライン
| Title |
PypeIt:_The_Python_Spectroscopic_Data_Reduction_Pipeline |
| Authors |
J._Xavier_Prochaska_(1,_2),_Joseph_F._Hennawi_(3),_Kyle_B._Westfall_(4),_Ryan_J._Cooke_(5),_Feige_Wang_(6),_Tiffany_Hsyu_(1)_and_Emanuele_Paolo_Farina_(7)_((1)_University_of_California,_Santa_Cruz,_(2)_Kavli_Institute_for_the_Physics_and_Mathematics_of_the_Universe,_(3)_University_of_California,_Santa_Barbara,_(4)_University_of_California_Observatories,_(5)_Durham_University,_UK,_(6)_Steward_Observatory,_University_of_Arizona,_(7)_Max_Planck_Institut_fur_Astrophysik) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06505 |
PypeItは、天文学的な分光データを半自動で削減するためのPythonパッケージです。そのアルゴリズムは、開発者による以前のデータ削減パイプラインの数十年にわたる開発に基づいています（Bernstein、Burles、およびProchaska、2015;Bochanskietal。、2009）。入力パラメーターと使用可能な機能の完全なリストを含む削減手順は、ReadtheDocsがホストするオンラインドキュメントとして提供され、定期的に更新されます。（https://pypeit.readthedocs.io/en/latest/）リリースv1.0.3は次のスペクトログラフを提供します：Gemini/GNIRS、Gemini/GMOS、Gemini/FLAMINGOS2、Lick/Kast、Magellan/MagE、Magelann/Fire、MDM/OSMOS、Keck/DEIMOS（600ZD、830G、1200G）、Keck/LRIS、Keck/MOSFIRE（JおよびYグレーティングがテスト済み）、Keck/NIRES、Keck/NIRSPEC（低分散）、LBT/Luci-I、Luci-II、LBT/MODS（ベータ）、NOT/ALFOSC（grism4）、VLT/X-Shooter（VIS、NIR）、VLT/FORS2（300I、300V）、WHT/ISIS
深層学習による重力波データのノイズ低減
| Title |
Noise_Reduction_in_Gravitational-wave_Data_via_Deep_Learning |
| Authors |
Rich_Ormiston,_Tri_Nguyen,_Michael_Coughlin,_Rana_X._Adhikari,_Erik_Katsavounidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06534 |
重力波天文学の出現により、重力波検出器の到達範囲を拡大する技術が望まれています。すでに検出されている恒星質量のブラックホールと中性子星の合体に加えて、さらに多くのものがノイズの表面下にあり、ノイズが十分に低減されている場合、検出に利用できます。私たちの方法（DeepClean）は、機械学習アルゴリズムを重力波検出器データと機器を監視するオンサイトセンサーからのデータに適用して、機器のアーティファクトと環境汚染による時系列のノイズを低減します。このフレームワークは、線形、非線形、非定常の結合メカニズムを差し引くのに十分一般的です。また、検出器の感度を制限していると現在理解されていないメカニズムについて学習するためのハンドルも提供します。重力波信号に意図しない影響を与えることなく効率的にノイズを除去する能力におけるノイズ低減技術の堅牢性も、ソフトウェア信号の注入と復元された信号のパラメーター推定によって対処されます。注入された信号の最適なSNR比が$\sim21.6\％$によって向上し、回復されたパラメーターが注入されたセットと一致することが示されています。このアルゴリズムの線形および非線形ノイズソースのパフォーマンスを示し、重力波検出器による天体物理学の検索への影響について説明します。
平滑化された粒子の流体力学でダストとガスの混合物をシミュレーションするときの過減衰問題の解決策
| Title |
A_solution_to_the_overdamping_problem_when_simulating_dust-gas_mixtures_with_smoothed_particle_hydrodynamics |
| Authors |
Daniel_J._Price_(Monash)_and_Guillaume_Laibe_(ENS_Lyon) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06562 |
平滑化された粒子の流体力学を使用して、粒子の2つの異なるセットを使用して強く結合したダストとガスの混合物をシミュレートするときに、Laibe＆Price（2012）によって発見された過減衰問題に対する修正を提示します。私たちの解決策は、Godunov型ソルバーの手順と同様に、速度場を再構成して抗力を計算するときに、ガスとダスト粒子のペア間の重心で抗力を計算することです。これにより、無視できる計算コストでオーバーダンピングの問題が修正されますが、速度の導関数を格納するために追加のメモリが必要になります。衝撃時のスプリアス振動を回避するためにスロープリミッターを採用しており、ファンリアモノトーナイズドセントラルリミッターが最も効果的です。
CoREASでシミュレートされた傾斜空気シャワーの電波放射フットプリントの屈折変位
| Title |
Refractive_displacement_of_the_radio-emission_footprint_of_inclined_air_showers_simulated_with_CoREAS |
| Authors |
Felix_Schl\"uter,_Marvin_Gottowik,_Tim_Huege,_Julian_Rautenberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06775 |
大規模な空気シャワーからの電波放射のフットプリントは、地磁気と過剰電荷放射の重ね合わせにより非対称性を示すことが知られています。傾斜した空気シャワーの場合、幾何学的な初期後期効果が信号の分布をさらに妨げます。これらの非対称性のCoREASシミュレーションを修正すると、現実的な屈折率プロファイルを持つ大気中の高度に傾斜したシャワーの信号分布に追加の外乱が現れます。この追加の明らかな非対称性は、実際には、地上のモンテカルロシャワーの衝突点に対する電波放射のフットプリントの系統的な変位から生じます。天頂角$85^\circ$のシャワーの地面で$\sim1500\、\text{m}$の変位が見つかり、この効果が実際のアプリケーションに関連していることがわかります。スネルの法則に基づいた大気中の屈折によるこの変位を説明するモデルは、CoREASシミュレーションからの観測とよく一致します。したがって、変位は大気中の屈折によって引き起こされていると結論付けます。
再イオン化エポック21 cm信号観測のキャリブレーション要件-I.時間相関ゲインの影響
| Title |
Calibration_Requirements_for_Epoch_of_Reionization_21-cm_signal_observations_--_I._Effect_of_time-correlated_gains |
| Authors |
Jais_Kumar_(1),_Prasun_Dutta_(1)_and_Nirupam_Roy_(2)_((1)_Department_of_Physics,_Indian_Institute_of_Technology_(Banaras_Hindu_University),_Varanasi_-_221005,_India,_(2)_Department_of_Physics,_Indian_Institute_of_Science,_Bangalore,_560012,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07126 |
残留ゲイン誤差は、電波干渉観測の体系に追加されます。ハイダイナミックレンジ観測の場合、これらの系統的効果は観測の熱雑音よりも支配的です。この作業では、高ダイナミックレンジ観測での空の輝度分布のパワースペクトルの推定における、時間相関のある残留ゲインエラーの影響を調査します。特に、明るい銀河系外コンパクトソースの存在下で中性水素から赤方偏移21cm信号のパワースペクトル推定器のバイアスを推定する方法論について説明します。可視性ベースのパワースペクトル推定器、特にノイズバイアスを回避するために近くのベースライン相関を使用するものの場合、パワースペクトルのバイアスは、主に残留ゲインエラーの時間相関から発生することがわかります。バイアスは、特定の観測のベースライン分布にも依存します。分析計算により、可視性の相関に使用される特定のタイプのベースラインペアではバイアスが支配的であることが示されています。GMRTのような配列で残留ゲインエラーがある場合に銀河系外コンパクトソースのシミュレーション観測を実行し、パワースペクトルのバイアスを推定します。私たちの結果は、赤方偏移の21cmパワースペクトルを推定するには、より優れたキャリブレーション手法と推定器の開発が必要であることを示しています。
36 \ emph {Kepler}サブジャイアントの非地震学-I.振動周波数、線幅、振幅
| Title |
Asteroseismology_of_36_\emph{Kepler}_subgiants_--_I._Oscillation_frequencies,_linewidths_and_amplitudes |
| Authors |
Yaguang_Li,_Timothy_R._Bedding,_Tanda_Li,_Shaolan_Bi,_Dennis_Stello,_Yixiao_Zhou_and_Timothy_R._White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06460 |
混合モードの存在は、サブジャイアントを星震学の優れたターゲットにし、星の内部構造のプローブを提供します。ここでは、太陽のような振動を持つ36\emph{Kepler}巨人を研究し、それらの振動モードパラメータを報告します。いわゆるピークバギング演習を実行しました。つまり、ベイジアンフレームワークに適合され、マルコフチェーンモンテカルロアルゴリズムでサンプリングされたパワースペクトルモデルを使用して、振動モードの周波数、線幅、振幅を推定しました。モード周波数の不確実性の中央値は0.180$\mu$Hzです。ピークバギングから地震パラメータを取得し、それらの恒星パラメータとの相関を分析し、スケーリング関係に対して調べました。地震パラメータの振る舞い（例：$\Delta\nu$、$\nu_{\rmmax}$、$\epsilon_p$）は、一般的に理論的予測と一致しています。初期のサブジャイアントの$\gamma_1$-$\Delta\nu$および後期のサブジャイアントの$\Delta\Pi_1$-$\Delta\nu$の観測p--gダイアグラムを提示し、推定する能力を示しました恒星の質量。また、線幅に対する$\logg$依存性、振動振幅と過剰な振動の幅に対する質量依存性もわかりました。このサンプルは、星のモデリングや、励起や減衰などのモードの物理学を研究するための貴重な制約になります。
最初のガンマ線nova V407 Cygにおける前進する噴出物の非常に長いベースライン干渉法イメージング
| Title |
Very_Long_Baseline_Interferometry_imaging_of_the_advancing_ejecta_in_the_first_gamma-ray_nova_V407_Cyg |
| Authors |
M._Giroletti,_U._Munari,_E._K\"ording,_A._Mioduszewski,_J._Sokoloski,_C._C._Cheung,_S._Corbel,_F._Schinzel,_K._Sokolovsky,_T._J._O'Brien |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06473 |
2010/3年、フェルミに搭載された大面積望遠鏡は、共生バイナリーV407Cygの光学的新星と位置的に一致する一時的なガンマ線源を明らかにしました。この出来事は、新星からのガンマ線放出の最初の発見を示しました。新星イベントに関与する物質の分解されたラジオ画像を得ることを目指しました。イジェクタの形状を決定し、画像面で速度を直接進める。システムの物理的条件を制約します。光学的発見から20日から6か月の間に、EVNとVLBAの光源を16エポックにわたって観察しました。光源は最初は非常に暗いですが、光学的事象の40〜90日後に、輝度が大幅に増加し、シェル状の構造が解消されました。シェルは投影された楕円形で、明るさとスペクトルインデックスが非対称で、明るく、S-Eエッジでのスペクトルの上昇が特徴です。最初の段階では約3500km/s、20日目から91日目までは約2100km/sの予測速度を決定します。また、NWに約350mas（940AU）の放出特徴があり、予測速度で前進しています。バイナリの極軸に沿って〜700km/s。VLBI画像の総磁束密度は、以前に同様のエポックで報告されたものよりも大幅に低く、VLAではるかに広い角度スケールを超えています。光スペクトルは、2010年に赤道面に沿って、ミラの後ろからV407Cygを見ていることを示しました。私たちの電波観測は、軌道面に垂直なエジェクタの双極流を画像化しています。この場合、減速は、光輝線の切頭プロファイルによってプローブされた赤道面を通過する場合よりもはるかに低くなります。350マスで分離された極の結び目と双極流は、編2-104に見られる同様の配置に厳密に似ています。観測された〜700km/sの膨張は、2004年頃の極域結び目の発射日を制限します。[要約]
高赤方偏移でのヘリウム濃縮球状星団前駆体の予測特性
| Title |
The_Predicted_Properties_of_Helium-Enriched_Globular_Cluster_Progenitors_at_High_Redshift |
| Authors |
David_M._Nataf,_Shunsaku_Horiuchi,_Guglielmo_Costa,_Rosemary_F._G._Wyse,_Yuan-Sen_Ting,_Roland_Crocker,_Christoph_Federrath,_Yang_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06488 |
球状星団前駆体は\textit{HST}によって検出された可能性があり、\textit{JWST}および適応光学系を備えた地上ベースの非常に大きな望遠鏡で観測できると予測されています。これは、球状星団形成の問題と、ヘリウムに富む部分母集団の起源を明らかにする可能性があります。これは、満足できる理論的解決策がない銀河天文学の問題です。このコンテキストを前提として、モデル星の軌跡と等時線を使用して、球状クラスター前駆細胞におけるヘリウムに富んだ恒星集団の予測される観測特性を調査します。ヘリウム正常集団と比較して、ヘリウムに富んだ（${\Delta}Y=+0.12$）恒星集団は、最も大規模な球状星団で推論されたものに類似しており、最初の$でいくつかの急速な変動を法として予想されることがわかります\sim$30Myr、残りのフレームで明るく赤くなります。一定の年齢、恒星の質量、および金属性で、ヘリウムに富む集団は、$\lambda\約2.0\、{\mu}m$で$\sim$0.40等と明るく収束し、0.30等で赤くなると予測されています。\textit{JWST}-NIRCamの色$（F070W-F200W）$で、実際には$\lambda\lesssim0.50\、{\mu}m$で暗くなります。これとは別に、電離放射線の時間積分シフトは無視できるほどの$\sim5\％$ですが、Lyman-$\alpha$エスケープ率は、ヘリウムに富む星の方が高くなる可能性があることを示しています。
ディップディップの直後の余波でのKIC 8462852の1か月に及ぶ非灰色の増光
| Title |
Non-gray,_Month-long_Brightening_of_KIC_8462852_in_the_Immediate_Aftermath_of_a_Deep_Dip |
| Authors |
James_Hitchcock,_Stephen_J._Fossey,_and_Giorgio_Savini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06569 |
謎めいた星、KIC8462852の長期マルチバンド測光モニタリングの結果の分析を提示します。$B$、$g'$、$V$、$r'$および$I_C$通過帯域での観測では、2017年5月から2018年9月の間にユニバーシティカレッジロンドン天文台（UCLO）で取得されました。85日間隔で、対象の星が示した$\sim$month-long調光と増光の波長依存性を、1日直後に調査します。ユリウス日（JD）2458203で-long$\sim5$パーセントの輝度低下。JD2458215--300の間で、$A_B/A_V=1.39\pm0.27$、$A_{の相対消光に対応する輝度の変動を測定します。g'}/A_V=1.16\pm0.11$、$A_{r'}/A_V=0.80\pm0.25$および$A_{Ic}/A_V=0.49\pm0.19$から、Angstrを推定します\"om1.33\pm0.43$の吸収係数（$R_V\simeq3.2^{+2.6}_{-1.0}$）。1日の長さの「ディップ」と同様に、長期の明るさの波長依存性変動はまた、サブミクロンサイズの粒子のかなりの部分を含むダスト分布。これは、いくつかの一般的なメカニズムが、これらの短い時間スケールと長い時間スケールの両方での星の変動の原因であることを意味します。
エネルギー中性原子シミュレーションにより明らかにされた太陽磁場によるヘリオスシースプラズマの閉じ込め
| Title |
The_Confinement_of_the_Heliosheath_Plasma_by_the_Solar_Magnetic_Field_as_Revealed_by_Energetic_Neutral_Atom_Simulations |
| Authors |
M._Kornbleuth,_M._Opher,_A._T._Michael,_J._M._Sokol,_G._Toth,_V._Tenishev,_J._F._Drake |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06643 |
伝統的に、太陽磁場は太陽圏の外側の領域では無視できるほどの影響しかないと考えられてきました。最近の研究では、太陽磁場がヘリオシース内のプラズマをコリメートする上で重要な役割を果たす可能性があることが示されています。ヘリオテイルの星間境界探査（IBEX）観測は、エネルギー中性原子（ENA）フラックスのエネルギーによって変化する緯度構造を示しました。エネルギーが約1keVの場合、ENAフラックスは低緯度での増強と極付近のENAsの不足を示します。エネルギーが2.7keVを超えると、低緯度ではENAフラックスが赤字になり、極付近ではENAフラックスが高くなります。このENA構造は、当初、太陽極小時の太陽風の緯度プロファイルの結果であると解釈されました。Kornbleuthらの作業を拡張します。（2018）太陽極小のような条件と最近開発されたSHIELDモデルを使用する。SHIELDモデルは、電磁流体力学（MHD）プラズマ解と中性水素の速度論的記述を結合します。太陽極小時の太陽風の緯度プロファイルがENAマップのローブに寄与する一方で、IBEXによって観測された強化されたENAフラックスの2つの高緯度ローブを作成および形成するには、太陽磁場によるコリメーションが重要です。これは、変化する太陽磁場強度がENAマップに及ぼす影響を調査する最初の作業です。私たちの調査結果は、IBEXが太陽磁場によるヘリオシースプラズマのコリメーションの最初の観測的証拠を提供していることを示唆しています。
GおよびKスターのHARPSスペクトルにおけるスタースポットの探索
| Title |
Hunt_for_Starspots_in_HARPS_Spectra_of_G_and_K_Stars |
| Authors |
Brett_M._Morris,_H._Jens_Hoeijmakers,_Daniel_Kitzmann,_Brice-Olivier_Demory |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06749 |
HARPS/HARPS-Nで観測されたGスターとKスターのアーカイブ高解像度スペクトルに適用される高解像度分子スペクトルテンプレートの相互相関関数（CCF）を使用して、クールな星のスタースポットを検出する方法を示します。太陽が発見されたときの太陽の星斑、ソーラーツイン18蠍座、非常に斑点のある太陽のような星HAT-P-11が検出されないことを報告し、太陽のような星斑の分布がCCFから見えないことを示唆しています技術、および太陽系外惑星の大気の兆候と混同される可能性のある分子吸収信号を生成するべきではありません。TTauriK-dwarfsLkCa4およびAATauで強いTiO吸収を検出しました。これは、涼しい地域での重要なカバレッジと一致しています。非検出にもかかわらず、この手法はM個の小人の比較的小さなスポットカバレッジと太陽のような星の大きなスタースポットエリアに敏感であることを示します。
太陽系スケールの低質量プロトスターにおける複雑な有機分子-I.酸素含有種
| Title |
Complex_organic_molecules_in_low-mass_protostars_on_solar_system_scales_--_I._Oxygen-bearing_species |
| Authors |
M._L._van_Gelder,_B._Tabone,_{\L}._Tychoniec,_E._F._van_Dishoeck,_H._Beuther,_A._C._A._Boogert,_A._Caratti_o_Garatti,_P._D._Klaassen,_H._Linnartz,_H._S._P._M\"uller,_and_V._Taquet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06784 |
複雑な有機分子（COM）は、星形成の最も初期の段階で、氷のようなダスト粒子上に形成されると考えられています。最新のClass0/Iプロトステラーフェーズからより進化したClassIIフェーズへのこれらのCOMの進化は、まだ完全には理解されていません。惑星の形成は早い時期に始まり、成熟した円盤は特徴的なCOM輝線には冷たすぎるため、クラス0/Iステージでの太陽系スケールでのCOMのインベントリの調査が関連します。ALMAバンド3（3mm）およびバンド6（1mm）の観測は、PerseusおよびSerpensの星形成領域の7つのクラス0プロトスターから得られます。「LTE」モデルを使用して内部原始星領域をモデル化することにより、いくつかのOベアリングCOMの励起温度とカラム密度が決定されます。B1-c、B1-bS、およびSerpensS68Nは、COMエミッション、つまり7つのソースのうち3つを示しています。COMの発生と光源の明るさの間には明確な相関関係はないようです。CH3OHに関するいくつかのCOMの存在量は、3つのCOM豊富なソース、およびIRAS16293-2422BおよびHH212と非常によく似ています。ケースを決定します。B1-cは、COM放出のコールド（$T_{ex}\約60$K）より拡張されたコンポーネントをホストし、列密度は通常、ウォーム/ホット（$T_{ex}\sim200$K）の数％です。、中央コンポーネント。1〜3％のD/H比は、CH2DOH/CH3OH比に基づいて導出され、メタノールの生成中の温度は$\sim$15〜Kであることを示唆しています。この比率は、他の低質量プロトスターと一致しています。JWST/MIRIなどの将来の中赤外線施設は、COM氷を直接観測するために不可欠です。これをCOMに富むソースのより大きなサンプルとALMAと組み合わせると、氷と気相の存在量を直接リンクして、星形成プロセス中に化学的複雑さを生成および維持するルートを制約することができます。
オメガケンタウリの金属豊富な赤い巨人のヘリウム強化
| Title |
Helium_Enhancement_in_the_Metal_Rich_Red_Giants_of_Omega_Centauri |
| Authors |
B._P._Hema_(1),_Gajendra_Pandey_(1),_R._L._Kurucz_(2),_and_C._Allende_Prieto_(3),_((1)_Indian_Institute_of_Astrophysics,_Koramangala_II_Block,_Bengaluru,_Karnataka,_India_(2)_Harvard-Smithsonian_Center_for_Astrophysics,_Cambridge,_MA,_USA_(3)_Instituto_de_Astrofisica_de_Canarias,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_Departamento_de_Astrofisica,_Universidad_de_La_Laguna,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06807 |
ヘマとパンデイがヴァイヌバプ望遠鏡（VBT）からの低解像度スペクトルを使用して発見し、から得られた高解像度スペクトルの分析によって確認された、オメガケンタウリのヘリウムに富む（Heに富む）金属に富む赤い巨人LEID34225およびLEID39048のHRS南アフリカ大型望遠鏡（SALT）は、He増強/水素欠乏（H欠乏）の程度を判断するために、ここで再分析されています。分析には、He/H比が異なるモデル大気と組み合わせて観測されたMgHバンドが使用されます。これら2つの巨人のHe/H比は、MgI線とMgHバンドの従属線から導出されたMg存在量が、採用されたモデル大気に対して同じでなければならないという事実を強制することによって決定されます。LEID34225およびLEID39048の推定He/H比は、それぞれ0.15+/-0.04および0.20+/-0.04ですが、通常のHe/H比は0.10です。他の2つの比較星（LEID61067およびLEID32169）の分析と同じ基準に従って、0.10の通常のHe/H比が得られます。0.15〜0.20のHe/H比は、約0.375〜0.445のヘリウムの質量分率（Z（He）=Y）に対応します。ヘリウム強化の範囲とプログラムスターの派生金属性は、オメガセンブルーのメインシーケンススターに対して決定されたものと一致しています。したがって、私たちの研究は、オメガセンチュアリの金属に富むヘリウムで強化された集団の進化の軌跡にミッシングリンクを提供します。この研究は、MgIおよびMgHラインを使用した、オメガケンタウリの金属に富む赤い巨人のHe増強量の分光分析による最初の測定です。
太陽風不均一構造を再構築するための最適な立体角
この論文は、CORrelation-AidedReconstruction（CORAR）法による太陽風不均質構造の3次元再構成のための宇宙船間の最良の分離角度を見つけることを目的としています。分析は、STEREOHI-1カメラからの2点太陽圏観測に基づいています。2つのHI-1カメラの共通の視野内の異なる位置に人工の塊のような構造を含む合成HI-1白色光画像を作成し、CORAR法で構造を再構築しました。$60^{\circ}$、$90^{\circ}$、$120^{\circ}$および$150^{\circ}$の宇宙船分離の再構成のパフォーマンスレベルの分布が取得されます。分離角度が$120^{\circ}$の場合、再構成のパフォーマンスが最高であり、分離角度が$90^{\circ}$であることがわかります。結果についても簡単に説明します。この研究に基づいて、黄道面の複数の視点から太陽と内部太陽圏を日常的に観測するように設計された、最近提案された太陽リングミッションの最適なレイアウトスキームを提案します。
$ \ epsilon $ Indi Ba、Bbシステムでのクラウドカバレッジの大規模な変更
| Title |
Large-scale_changes_of_the_cloud_coverage_in_the_$\epsilon$_Indi_Ba,Bb_system |
| Authors |
J._A._Hitchcock,_Ch._Helling,_A._Scholz,_G._Hodosan,_M._Dominik,_M._Hundertmark,_U._G._J{\o}rgensen,_P._Longa-Pe\~na,_S._Sajadian,_J._Skottfelt,_C._Snodgrass,_V._Bozza,_M._J._Burgdorf,_J._Campbell-White,_Roberto_Figuera_Jaimes,_Y._I._Fujii,_L._K._Haikala,_T._Henning,_T._C._Hinse,_S._Lowry,_L._Mancini,_S._Rahvar,_M._Rabus,_J._Southworth,_C._von_Essen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06906 |
近くにある褐色矮星バイナリ$\epsilon$IndiBa、Bbの14日間の\textit{I}バンドフォトメトリックモニタリングの結果を示します。観測値は2か月にわたって取得され、通常は1.4分の高いケイデンスで合計42時間近くをカバーしました。わずか$0.7''$の分離では、個々のコンポーネントを解決しないため、バイナリを単一のオブジェクトであるかのように効果的に処理します。ただし、$\epsilon$IndiBa（スペクトルタイプT1）は、最も明るい既知のTタイプブラウン矮星であり、測光信号を支配すると予想されます。通常、観測の個々の夜の間にターゲットに関連付けられた強い変動はありませんが、キャンペーンの2か月間で、平均輝度が大幅に変化します（$0.10$程度）。この強い変動は、少なくとも2日間のタイムスケールで明らかです。明確な周期的なシグネチャは検出されません。これは、T1ブラウンドワーフをほぼポールオンで観測している可能性があることを示しています。平均輝度の数日にわたる変動は、雲量の大規模構造の変化が原因です。ダイナミッククラウドはおそらく雷を発生させるでしょう。また、確率的な「ストライキ」に関連するエミッションシグネチャを検索するために、補足的なハイケイデンス\textit{V}バンドとH\textit{$\alpha$}画像が取得されました。これらの通過帯域のいずれにおいても、ターゲットの陽性検出は報告されていません。
RYタウの内部円盤：Kバンド連続干渉法からの昇華リムでの円盤大気による恒星食の証拠
| Title |
The_inner_disk_of_RY_Tau:_evidence_of_stellar_occultation_by_the_disk_atmosphere_at_the_sublimation_rim_from_K-band_continuum_interferometry |
| Authors |
Claire_L._Davies,_Stefan_Kraus,_Tim_J._Harries,_John_D._Monnier,_Brian_Kloppenborg,_Alicia_Aarnio,_Fabien_Baron,_Rebeca_Garcia_Lopez,_Rafael_Millan-Gabet,_Robert_Parks,_Ettore_Pedretti,_Karine_Perraut,_Judit_Sturmann,_Laszlo_Sturmann,_Theo_A._ten_Brummelaar,_Yamina_Touhami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06932 |
近赤外（$K$バンド：$2.1\、\mu$m）干渉観測を説明しながら、光学から近赤外までの部分との整合性を維持することを目的とした、RYタウの星間円盤の内側領域のモデルを提示しますスペクトルエネルギー分布の。ミリ秒未満の解像度のCHARA配列の観測には、短いベースラインのPTI、KI、VLTI/GRAVITYのアーカイブデータが追加され、軸対称モンテカルロ放射伝達コードを使用してモデル化されます。$K$バンドの可視性は、中央の星を組み込んだモデルが内側のエッジを$0.210\pm0.005\、$auのダスト昇華によって形作られたディスクに照明するモデルに適しています。これは、ミリメートル干渉（$65^{\circ}$は$23^{\circ}$のディスク主軸位置角度で傾斜しました）。この昇華半径は、不透明度に寄与する最大サイズ$0.36-0.40\、\mu$mの予想されるケイ酸塩粒子と一致しており、理論上の磁気圏トランケーション半径よりも星から1桁大きくなっています。CHARAが調査した最長のベースラインの可視性は、恒星の光球への明確な見通し線がないことを示しています。代わりに、私たちの分析は、中心の星が昇華リムに近いディスク表面層によって隠蔽されていることを示しています。マルチエポックのCHARA観測では時間的変動の直接的な証拠は見られませんが、RY〜Tauの非周期的な測光変動は、ディスク表面層の構造の時間的および/または方位角変動に関連している可能性が高いことを示唆しています。
WISE J135501.90-825838.9は、近くの、若い、超低質量のサブステラバイナリです
| Title |
WISE_J135501.90-825838.9_is_a_Nearby,_Young,_Extremely_Low-mass_Substellar_Binary |
| Authors |
C._A._Theissen,_D._C._Bardalez_Gagliuffi,_J._K._Faherty,_J._Gagne,_A._J._Burgasser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07096 |
W7J135501.90-825838.9の視差ソリューションを紹介します。これは、スペクトルタイプがL7+T7.5で、ABDoradusメンバーの候補を持つスペクトルバイナリです。$WISE$天文測定を使用して、$d=16.7\pm5.3$pcの距離を取得します。この予備的な視差ソリューションは、WISEJ135501.90-825838.9がABDoradus（130-200Myr）のメンバーであることのさらなる証拠を提供し、進化モデルと組み合わせると、11$M_\mathrm{Jup}$と9$M_\の質量を予測しますmathrm{Jup}$は両方のコンポーネントで使用します。
双生児
暗黒物質の性質、宇宙コインシデンスパズル、小さな階層問題、レプトジェネシスと小さなニュートリノ質量を自然に説明できるツインヒッグスセットアップ内の発生シナリオを調査します。小さなニュートリノ質量を説明し、同時にレプトン非対称性とツインレプトン非対称性を生成する、3つの重いマヨラナニュートリノがそれぞれ標準モデルセクターとツインセクターに導入されます。この双子の発生シナリオは一般的で、ハードな\\mathbb{Z}_2$が壊れて$\DeltaN_{\rmeff}$制約を回避することなく、実行可能な双子のヒッグスモデルに適用されます。双子の発生を2つのモデルで示します：兄弟の双子のヒッグスモデル、およびニュートリノ親和性の双子の2つのヒッグスダブレットモデル、双発ニュートリノの質量を$\mathbb{Z}_2$の自発的な破れで持ち上げる新たに提案されたモデル。MeVスケールの暗い光子は、ツインセクターのエネルギーだけでなく、ツインセクター粒子の対称成分を確実に枯渇させることができます。最軽量のツインバリオンは暗黒物質候補であり、質量は約$5.5$GeVです。これは、宇宙の暗黒物質と可視物質の量が自然に同じであることを説明しています。
数百の測定線からのOHレベルの母集団とEinstein-A係数の精度
| Title |
OH_level_populations_and_accuracies_of_Einstein-A_coefficients_from_hundreds_of_measured_lines |
| Authors |
Stefan_Noll,_Holger_Winkler,_Oleg_Goussev,_Bastian_Proxauf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06603 |
OH大気光は、地球の中間圏界面領域の重要な夜間放出です。それは薄い媒体での化学発光放射線であるため、電子基底状態のさまざまな回転振動OHエネルギーレベルの人口分布は、局所熱力学的平衡（LTE）ではありません。これらの非LTE効果をよりよく理解するために、チリのセロパラナルでの高解像度の紫外および視覚エシェル分光器による観測に基づいて、高品質の平均スペクトルで数百のOHラインを調査しました。私たちの派生集団は、v=3と9の間の振動レベル、最大N=24の回転レベル、および解決されたときの個々の$\Lambda$-doubletコンポーネントをカバーします。これらの結果の信頼性は使用するEinstein-A係数に大きく依存するため、6つの異なるセットをテストしたところ、特にQ分岐線と個々の$\Lambda$-doubletコンポーネントで、それらすべてに明確な系統誤差が見つかりました。同じ上位レベルの母集団の偏差を最小限に抑えるために、Brookeらの最も有望な係数を使用しました。（2016）そして、経験的な修正アプローチでそれらをさらに改善しました。結果として生じる回転レベルの母集団は、vごとに明確な二峰性を示します。これは、おそらく完全に熱化された冷たい成分と、回転温度が約700（v=9）〜7,000K（v=4）の熱い母集団によって特徴付けられます。後者は、低Nで非LTE寄与を引き起こします。これは、2温度モデルに基づいて非常にロバストに推定できます。二峰性は、OH発光層の有効高さの変化に対する個体群の異なる依存性によっても明確に示されます。
Athena ++アダプティブメッシュ細分割フレームワーク：設計と電磁流体ソルバー
| Title |
The_Athena++_Adaptive_Mesh_Refinement_Framework:_Design_and_Magnetohydrodynamic_Solvers |
| Authors |
James_M._Stone,_Kengo_Tomida,_Christopher_J._White,_Kyle_G._Felker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06651 |
適応メッシュ改良（AMR）計算の新しいフレームワークの設計と実装について説明します。主に天体流体力学のアプリケーションを対象としていますが、その柔軟でモジュール式の設計により、さまざまな物理学に使用できます。フレームワークは、デカルト座標系と曲線座標系の均一グリッドと非均一グリッドの両方で機能します。「タスクリスト」と呼ばれるシンプルな設計に基づく動的実行モデルを採用しており、通信と計算をオーバーラップさせることで並列パフォーマンスを向上させ、さまざまな範囲の物理を簡単に含めることができ、さらに、計算。このフレームワークに実装されている非相対論的および相対論的電磁流体力学（MHD）の両方の物理モジュールについて説明します。これらのモジュールは、元々AthenaMHDコード用に開発された成熟した堅牢なアルゴリズムを採用し、新しい拡張機能を組み込んでいます：曲線座標、高次時間積分器、一般的な状態方程式などのより現実的な物理学、およびスーパーと統合できる拡散項のサポート-時間ステップアルゴリズム。モジュールは優れたパフォーマンスとスケーリングを示し、50万以上のスレッドで80％以上の並列効率を実現します。ソースコードは公開されています。
ダイナミックプログラミングと最大ミップマップを使用した曲線地形での最適な高速ソフトシャドウ
| Title |
Optimally_Fast_Soft_Shadows_on_Curved_Terrain_with_Dynamic_Programming_and_Maximum_Mipmaps |
| Authors |
Dawoon_Jung_(1),_Fridger_Schrempp_(2)_and_Seunghee_Son_(1)_((1)_Korea_Aerospace_Research_Institute_(KARI),_Daejeon,_Korea,_(2)_Deutsches_Elektronen-Synchrotron_(DESY),_Hamburg,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06671 |
動的プログラミングと最大ミップマップを使用して、一定のランタイムの複雑さでグローバルな最小シャドウコストをすばやく見つけることにより、レイキャストソフトシャドウを曲線地形に効率的にレンダリングするシンプルで新しい方法を紹介します。さらに、地形メッシュをブートストラップレイ開始位置に事前に変位させるビューレイ計算時間を削減する新しい方法を適用します。これら2つの方法を組み合わせると、レイキャスティングエンジンはリアルタイムで実行され、同等の画質で、ハードウェアレイトレーシングアクセラレーションなしの均一なレイステッピングよりも200％以上高速になります。正確な惑星の天体暦とインタラクティブ機能のサポートを追加するために、エンジンを一般的な宇宙シミュレーションソフトウェアであるcelestia.Sciに統合しました。私たちは、月面着陸軌道のビデオを生成するために使用することにより、エンジンが広範囲の距離スケールを正確に処理する能力を示しています。実際の月面ミッション画像と比較したときの数値誤差は小さく、私たちのアプローチの正確さと効率を示しています。
宇宙の無菌ニュートリノとレプトンの非対称性に対するビッグバン元素合成の制約
| Title |
Big_Bang_Nucleosynthesis_constraints_on_sterile_neutrino_and_lepton_asymmetry_of_the_Universe |
| Authors |
Graciela_B._Gelmini,_Masahiro_Kawasaki,_Alexander_Kusenko,_Kai_Murai,_Volodymyr_Takhistov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06721 |
150-450$MeVの質量を持つ無菌ニュートリノの宇宙効果を考慮します。無菌ニュートリノの崩壊は宇宙の熱履歴を変化させ、再結合時の放射線のエネルギー密度とビッグバン元素合成（BBN）の結果に影響を与えます。ヘリウム4と重水素の原始的な存在量から無菌ニュートリノのパラメーターに厳しい制約を導き出します。また、特定のモデルでは、アクティブなニュートリノで大きなレプトンの非対称性を仮定することにより、制約を大幅に緩和できることもわかりました。この場合、一貫したパラメーターは$N_{\mathrm{eff}}\simeq3.2-3.4$になり、ハッブルの緊張を緩和することができます。
CUPでのレアイベント実験のための純粋なLi2MoO4結晶の成長と開発
| Title |
Growth_and_development_of_pure_Li2MoO4_crystals_for_rare_event_experiment_at_CUP |
| Authors |
J._K._Son,_J._S._Choe,_O._Gileva,_I._S._Hahn,_W._G._Kang,_D._Y._Kim,_G._W._Kim,_H._J._Kim,_Y._D._Kim,_C._H._Lee,_E._K._Lee,_M._H._Lee,_D._S._Leonard,_H._K._Park,_S._Y._Park,_S._J._Ra,_K._A._Shin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.06797 |
基礎科学研究所（IBS）の地下物理学センター（CUP）は、100Moのニュートリノを含まない二重ベータ崩壊（0{\nu}\b{eta}\b{eta}）を、AMoRE実験。実験では、0{\nu}\b{eta}\b{eta}信号に影響を与える可能性のある内部バックグラウンドを最小限に抑えるために、純粋なシンチレーション結晶が必要です。過去数年間、私たちはLi2MoO4結晶を成長させ、クリーン環境施設で研究して、結晶成長中の外部汚染を最小限に抑えてきました。Li2100MoO4結晶を成長させる前に、従来のチョクラルスキー（CZ）栽培者によるLi2natMoO4結晶の成長を研究しました。不純物を最小限に抑えるキャンペーンで、さまざまな原料を使用して数種類のLi2natMO4結晶を成長させました。インゴット育成用に溶融Al2O3耐火物を用意しました。成長した結晶の純度は、高純度ゲルマニウム検出器と誘導結合プラズマ質量分析によって測定されました。その結果は、Li2MoO4結晶が希少事象の実験に適した純度レベルであることを示しています。この研究では、CUPでのLi2MoO4結晶の成長とその純度を示します。
時間の問題の幻想
エッセイは、今日までの哲学的レベルを獲得する量子宇宙論の文脈における時間の問題に捧げられています。ミニスーパースペースモデルの例では、この問題が、宇宙の量子状態での演算子の平均値を計算することを妨げないという意味で、幻想であることを示しています。逆に、これらの時間依存平均値の説明に対する異なるアプローチは、同様の結果を与えます。
天体プラズマにおける二重コンプトン過程
数値と分析の両方の手法を使用して、以前の処理をソフトフォトンの限界をはるかに超えて拡張し、幅広い粒子エネルギーのダブルコンプトン（DC）プロセスを研究します。これにより、初期の宇宙における電磁粒子カスケードと光子が支配的な天体プラズマに関連する非常に相対論的な体制までのDCプロセスの物理を調査することができます。ソフトフォトンリミットにおけるDC放射率の一般化された正確な解析式が得られます。これらは既存の近似と比較され、初めて超相対論的レジームを研究します。また、一般的な粒子エネルギーでのDC放射率を計算する完全なDC衝突項を数値的に積分します。誘導されたDC放出の存在に関連する微妙な影響を含む、天体プラズマ内のDC赤外線発散の注意深い取り扱いについて説明します。得られた結果は、コードDCpackを使用して効率的に表すことができます。これにより、一般的な入射電子および光子分布の平均放射率を計算することもできます。これは、DCプロセスのモデリングを天体プラズマ内部の固体フーチングに置き、特に初期宇宙における宇宙論的熱化問題の計算のためのアプリケーションを見つける必要があります。
初期宇宙での電子、陽電子、ニュートリノとの相互作用によるレリックニュートリノの平衡スペクトルの歪みを研究します。ニュートリノ密度行列の積分微分速度方程式を解きます。これには、3フレーバー振動と、QEDから次の主導順序$\mathcal{O}（e^3）$までの有限温度補正が含まれます。。さらに、ニュートリノの質量基底の等価運動方程式が直接解かれ、質量基底のニュートリノスペクトルの歪みも数値的に評価されます。これは、現在の宇宙の非相対論的ニュートリノの歪みに容易に外挿できます。。両方の基底で、ニュートリノの有効数の同じ値$N_{\rmeff}=3.044$が見つかります。これは、総ニュートリノエネルギー密度をパラメーター化します。
階層的な日食
バックグラウンドで別のオブジェクトを覆う天体の覆い隠しは、「階層的日食」と呼ばれます。最も明白なケースは、月食の間、星または惑星が月によって視界から隠されることです。この現象を可視性と周期性の領域に関して調査します。表示の機会を制限する視差フィールドが存在します。中世の歴史的な記録が保存されており、さまざまな観測場所から分析しています。さらに、0〜4000ADのイベントのリストを提供します。このことから、木星は軌道の傾きが小さいため、そのような眼鏡に最も関与していることが明らかです。高傾斜軌道は、食を月食と一致させる確率を減らします。
超新星におけるミュー粒子：アキシオン-ミュー粒子結合の意味
| Title |
Muons_in_supernovae:_implications_for_the_axion-muon_coupling |
| Authors |
Robert_Bollig,_William_DeRocco,_Peter_W._Graham,_Hans-Thomas_Janka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07141 |
超新星の間に達成された高温と電子縮退は、結果としての原始中性子星のコア内に大きなミューオン存在量の形成を可能にします。新しい擬似スカラーの自由度がミューオンとの大きな結合を持っている場合、それらはこのミューオンの豊富さによって生成され、星の冷却に寄与することができます。これまでにミューオンを含む超新星シミュレーションの最大のコレクションを生成することにより、SN1987Aの冷却速度の観測により、アキシオン様粒子のミューオンへのカップリングに強い制約が課され、カップリングが$g_{a\mu}に制限されることを示します<10^{-6.2}〜\text{GeV}^{-1}$。
重力のあるオイラー方程式のための均一に高次の構造保存不連続ガラーキン法：正性とバランス
| Title |
Uniformly_High-Order_Structure-Preserving_Discontinuous_Galerkin_Methods_for_Euler_Equations_with_Gravitation:_Positivity_and_Well-Balancedness |
| Authors |
Kailiang_Wu,_Yulong_Xing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07166 |
この論文は、重力場のもとでの圧縮可能なオイラー方程式のための新しい高次の正確な不連続ガラーキン（DG）スキームのクラスを提示します。これらのスキームの注目すべき特徴は、それらが一般的な静水圧平衡状態に対してバランスが取れていると同時に、密度と圧力の正の値を確実に維持することです。バランスのとれた陽性を維持する特性を同時に達成するために、新しいDG空間離散化は、適切なソース項の再公式化と適切に変更されたHarten-Lax-vanLeer接触（HLLC）フラックスで慎重に設計されています。いくつかの技術的分解、許容状態のいくつかの主要な特性、およびHLLCフラックスに基づいて、厳密な陽性保持分析が行われます。結果として得られるバランスのとれたDGスキームは、強力な安定性を維持する時間の離散化と相まって、弱い陽性性の特性を満たすことが証明されています。精度と保全。提案された方法と分析は、一般的な状態方程式を持つオイラーシステムに適用できます。広範囲の1次元および2次元の数値テストは、平衡状態の正確な保存、そのような状態の小さな摂動を捉える能力、低密度および/または低圧を含む問題を解決するための堅牢性など、これらのスキームの望ましい特性を実証します。滑らかで不連続なソリューションの優れた解像度。
次世代の重力波検出器を使用してShapiro遅延を正確に測定できますか？
| Title |
Can_we_use_Next-Generation_Gravitational_Wave_Detectors_for_Precision_Measurements_of_Shapiro_Delay? |
| Authors |
Andrew_G._Sullivan,_Do\u{g}a_Veske,_Zsuzsa_M\'arka,_Imre_Bartos,_Stefan_Ballmer,_Peter_Shawhan,_Szabolcs_M\'arka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07188 |
シャピロ時間遅延は、一般相対性理論の基本的なテストの1つです。今日まで、時間遅延のすべての測定は天文学的なスケールで行われてきました。2010年、地球上の重力波検出器を使用して、大規模な回転システムを介して地上スケールでShapiroの遅延を測定できると主張されました。その研究を基に、次世代の重力波検出器を使用してShapiro遅延の測定を行う方法を検討します。次世代の重力波検出器CosmicExplorerでシャピロ遅延を測定するための分析を実行して、効果をどの程度正確に測定できるかを判断します。回転質量単位設計を使用して、CosmicExplorerが1年間の積分時間で最大$\sim37$の振幅信号対雑音比（SNR）でShapiro遅延信号を測定できることがわかります。CosmicExplorerは、この手法でシャピロ遅延を測定することにより、パラメタライズされたポストニュートン重力形式の$\gamma$を$<1\％$の精度で地上測定できます。
