再イオン化の時代の21 cm-kSZ-kSZバイスペクトル
| Title |
The_21_cm-kSZ-kSZ_Bispectrum_during_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
Paul_La_Plante,_Adam_Lidz,_James_Aguirre,_Saul_Kohn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07206 |
EpochofReionization（EoR）からの高赤方偏移21cm信号は、初期宇宙の有望な観測プローブです。再イオン化アレイの水素エポック（HERA）やスクエアキロメーターアレイ（SKA）などの現在および次世代の無線干渉計は、EoRから21cmの自動パワースペクトルを測定するために投影されます。この時代のもう1つの観測信号は、宇宙マイクロ波背景（CMB）での運動論的なスニェエフ・ツェルドヴィッチ（kSZ）信号であり、これは今後のサイモン観測所（SO）およびCMB-S4実験で観測されます。21cmの信号とEoRからのkSZへの寄与は反相関的であると予想されます。ただし、kSZマップと21cmマップの間の単純な相互相関は、イオン化領域が観測者に向かって、または観測者から離れるように移動する可能性が高く、21cm信号との正味相関がないため、発生する相殺の影響を受けます。ここでは、21cm-kSZ-kSZバイスペクトルの調査を紹介します。これは、単純な2点相互相関と同じキャンセルを受けないようにする必要があります。統計が赤方偏移の関数としてイオン化率を確認または推測するために使用される可能性があることを示唆して、再イオン化履歴に敏感である重要で消滅しない信号があることを示します。前景の汚染がない場合、この信号はHERAおよびSOで高い統計的有意性で検出可能であると予測しています。私たちが研究しているバイスペクトルは、kSZ信号が長波長の見通し内成分を含むフーリエモードにのみ敏感であり、前景の汚染のために21cmデータセットでは一般に失われるという事実に悩まされています。この問題の回避に役立つ可能性のある代替の4点統計を含む、この汚染を軽減するための可能な戦略について説明します。
| Title |
Prospects_of_Probing_Dark_Energy_with_eLISA:_Standard_versus_Null_Diagnostics |
| Authors |
Pratyusava_Baral,_Soumendra_Kishore_Roy_and_Supratik_Pal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07231 |
超大質量ブラックホールバイナリー合体からの重力波と電磁対応物は、中間赤方偏移レジームの暗黒エネルギーの性質に「光」を当てる可能性があります。中間の赤方偏移での暗黒エネルギーパラメーターの正確な測定は、暗黒エネルギーの理解を深め、宇宙論的パラメーターを含むいくつかの緊張を解決するために非常に重要です。eLISAのコンテキストでフィッシャーマトリックス予測分析を提示して、3つの異なるケースのエラーを予測します：一定かつ進化する状態方程式（EoS）を伴う非相互作用のダークエネルギー、および一般化されたパラメーター化と相互作用するダークセクター。3つのケースすべてで、2つの別個の形式、つまり、標準のEoS形式と、ファントム領域と非ファントム領域の両方の幅広い基準値に対して\textit{Om}パラメータ化を使用したモデルに依存しないnull診断の分析を実行します。eLISAでのこれら2つの診断の見通しを比較分析するため。私たちの分析は、eLISAのような中間赤方偏移測定での暗黒エネルギーの考えられる兆候について、標準のEoSパラメーターの代わりにnull診断をプローブする方が賢明でより効果的であることを明らかにしています。
Tri-Agency Cosmological Simulation Task Forceからの報告
| Title |
Report_from_the_Tri-Agency_Cosmological_Simulation_Task_Force |
| Authors |
Nick_Battaglia,_Andrew_Benson,_Tim_Eifler,_Andrew_Hearin,_Katrin_Heitmann,_Shirley_Ho,_Alina_Kiessling,_Zarija_Lukic,_Michael_Schneider,_Elena_Sellentin,_Joachim_Stadel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07281 |
Tri-AgencyCosmologicalSimulations（TACS）TaskForceは、エネルギー省（DOE）、米国航空宇宙局（NASA）、およびNationalScienceFoundation（NSF）のプログラムマネージャーが、今後のDOE/NSFベラルービン天文台（ルービン）、NASA/ESAのユークリッド、およびNASAの広視野赤外線調査望遠鏡（WFIRST）に関連する宇宙シミュレーションの風景。TACSの共同議長であるKatrinHeitmannとAlinaKiesslingは、それぞれの主題の専門家であり、1つ以上の調査のメンバーでもある米国とヨーロッパのコミュニティ科学者を招待しました。次のレポートは、2018年12月に代理店に配信されたTACSからの入力を表しています。
余分な大きな空間次元が存在するシナリオで、銀河系外の光子の背景から生じる原始ブラックホール密度に対する制約がどのように変更されるかを調べます。制約の全体的な大きさは実質的に異ならないが、適用される質量範囲は異なり、質量の選択によっては、ブラックホールが暗黒物質全体を構成する可能性があることがわかります。
テンソルとスカラーの比率における事前インフレダイナミクスの概要
インフレ前のダイナミクスは、これらのエポック中に、インフラトンと重力場のさまざまなダイナミクスを介して観測可能な痕跡を残したことが知られています。ここで強調されているのは、他の粒子の自由度も、インフレ前の時代に非相対論的になった後、消滅時にエントロピーを転送すれば、原始の観測可能物に痕跡を残すことができるということです。他の粒子のそのような消滅は、ピボットスケール（およびそれより低いスケール）でのテンソル対スカラー比の低下をもたらし、そうでなければ大きなテンソルを生成するために好まれない現在の観察に従ってそれらのポテンシャルを取り戻すのに役立ちます対スカラー比。
レンズ効果の時間遅延変動が強い場合の等価原理のテスト
強力なレンズ時間遅延測定は、宇宙論的調査のための価値があり、ほとんどモデルに依存しないツールを提供します。この研究では、レンズの赤方偏移での重力結合の強さに関する情報も含まれていることを認識しているため、銀河系外スケールでの等価原理のテストに原則的に使用できます。静的な質量分布のある拡張レンズの場合、$\dot{G}/G$と時間遅延の相対変動の間の分析的関係を明示的に導き出します。説明のために、クエーサーWFI2033-4723およびシミュレーション画像の複数の画像の光度曲線に式を適用します。これにより、次数$10^{-2の$\dot{G}/G$の変動に弱い制約が生じます。}\、最高のシナリオではyr^{-1}$。最後に、これらの制約を次の将来にどのように改善できるかについて簡単に説明します。
初期宇宙のエネルギー分布と状態方程式：インフレの終わりと放射線支配の始まりのマッチング
| Title |
Energy_distribution_and_equation_of_state_of_the_early_Universe:_matching_the_end_of_inflation_and_the_onset_of_radiation_domination |
| Authors |
Stefan_Antusch,_Daniel_G._Figueroa,_Kenneth_Marschall,_Francisco_Torrenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07563 |
大規模なフィールド値での潜在的な「平坦化」、および単項式の観測的に一貫性のある単一フィールドインフレーションシナリオを考慮して、インフレの終わりと放射支配（RD）の始まりの間の宇宙のエネルギー分布と状態方程式を研究します$V（\phi）\propto|\phi|^p$を原点の周りに作成します。（p）再加熱のプロキシとして、インフレーター$\phi$と軽いスカラーの「娘」フィールド$X$間の2次相互作用$g^2\phi^2X^2$を含めます。システムダイナミクスの非摂動および非線形の性質を格子シミュレーションでキャプチャし、次のことを取得します。$i）$$X$に転送される最終エネルギーは$p$のみに依存し、$g^2$には依存しません。$ii）$$2\leqp<4$の場合、エネルギーの最終的な伝達は常に無視でき、$p\geq4$の場合、注文$\sim50\％$です。$iii）$システムは、後で$p=2$の物質支配に行き、$p>2$の場合は常にRDに行きます。後者の場合、RDまでのeフォールドの数を計算し、インフレ観測量$n_s$および$r$の不確実性を大幅に削減します。
相互作用する修正ホログラフィックリッチ暗黒エネルギーシナリオのベイズ比較
| Title |
Bayesian_Comparison_of_Interacting_Modified_Holographic_Ricci_Dark_Energy_Scenarios |
| Authors |
Antonella_Cid,_Carlos_Rodriguez-Benites,_Mauricio_Cataldo,_Gonzalo_Casanova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07664 |
相互作用する暗黒物質のシナリオと、修正されたホログラフィックリッチ暗黒エネルギー（MHRDE）のベイズモデル選択分析を線形相互作用項で実行します。Ia型超新星、宇宙クロノメーター、宇宙マイクロ波背景、バリオン音響振動測定など、最新の宇宙データのいくつかを組み合わせて使用します。完全な共同分析を検討すると、$\Lambda$CDMに関して調査されたすべてのMHRDE相互作用シナリオに対する強力な証拠が見つかります。
ローレンツィアンクィンテセンシャルインフレ
スローロールパラメーター$\epsilon$がeフォールド数$N$の関数としてローレンツ形式であるという仮定から、典型的なインフレの成功モデルが得られます。フォームは、インフレと暗黒エネルギーの両方の時代の真空エネルギーに対応しています。フォームは、インフレエポックの終わりに$\epsilon$の小さな値から$1$に上昇するという条件を満たします。後期宇宙では$\epsilon$が再び小さくなり、これがダークエネルギーの時代につながります。モデルが予測する観測量は、最新のプランクデータと一致します：$r\sim10^{-3}、n_s\約0.965$。当然、インフレスケールを指数関数的に増幅し、暗黒エネルギースケールを指数関数的に抑制する大きな無次元の因子が現れ、一種の{\it{cosmologicalseesawmechanism}}を生成します。2つの平坦な領域を持つ対応するスカラークインテッセンシャルインフレポテンシャルを見つけます。
OGLE-2006-BLG-284L恒星連星系のガス巨大惑星
| Title |
A_Gas_Giant_Planet_in_the_OGLE-2006-BLG-284L_Stellar_Binary_System |
| Authors |
David_P._Bennett,_Andrzej_Udalski,_Ian_A._Bond,_Fumio_Abe,_Richard_K._Barry,_Aparna_Bhattacharya,_Martin_Donachie,_Hirosane_Fujii,_Akihiko_Fukui,_Yuki_Hirao,_Yoshitaka_Itow,_Kohei_Kawasaki,_Rintaro_Kirikawa,_Iona_Kondo,_Naoki_Koshimoto,_Man_Cheung_Alex_Li,_Yutaka_Matsubara,_Shota_Miyazaki,_Yasushi_Muraki,_Cl\'ement_Ranc,_Nicholas_J._Rattenbury,_Yuki_Satoh,_Hikaru_Shoji,_Takahiro_Sumi,_Daisuke_Suzuki,_Yuzuru_Tanaka,_Paul_J._Tristram,_Tsubasa_Yamawaki,_Atsunori_Yonehara,_Przemek_Mroz,_Radek_Poleski,_Micha{\l}_K._Szymanski,_Igor_Soszynski,_{\L}ukasz_Wyrzykowski_and_Krzysztof_Ulaczyk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07199 |
マイクロレンズイベントOGLE-2006-BLG-284の分析を提示します。これは、2つの星と、質量比が$q_p=（1.26\pm0.19）\times10^{-のガス巨大惑星で構成されるレンズシステムです。プライマリーに3}$。2つの星の質量比は$q_s=0.289\pm0.011$であり、それらの射影距離は$s_s=2.1\pm0.7\、$AUですが、惑星と原始星の射影距離は$s_p=2.2\です。午後0.8\、$AU。このレンズシステムが安定した軌道を持つためには、主星と副星、または惑星と主星の3次元分離が、これらの投影分離よりもはるかに大きくなければなりません。どちらに該当するかわからないため、システムには、周惑星または恒星惑星のいずれかが含まれる可能性があります。マイクロレンズ視差効果やレンズシステムの明るさは測定されないため、レンズシステムの質量と明るさの大まかなベイジアン推定しか行えません。$M_{L1}=0.35^{+0.30}_{-0.20}\、M_\odot$、$M_{L2}=0.10^{+0.09}_{-0.06}\のホスト星と惑星質量を見つけます、M_\odot$、および$m_p=144^{+126}_{-82}\、M_\oplus$、およびホスト星の組み合わせた明るさの$K$バンドの大きさは$K_L=19.7^です{+0.7}_{-1.0}ドル。レンズと光源システムの間の距離は2020年半ばに$\sim90\、$masになるため、追跡補償光学またはハッブル宇宙望遠鏡の観測でホストシステムを検出できるはずです。
地球地震学のTESSデータ：タイミング検証
| Title |
TESS_Data_for_Asteroseismology:_Timing_verification |
| Authors |
Carolina_von_Essen,_Mikkel_N._Lund,_Rasmus_Handberg,_Marina_S._Sosa,_Julie_Thiim_Gadeberg,_Hans_Kjeldsen,_Roland_K._Vanderspek,_Dina_S._Mortensen,_M._Mallonn,_L._Mammana,_Edward_H._Morgan,_Jesus_Noel_S._Villasenor,_Michael_M._Fausnaugh,_George_R._Ricker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07203 |
通過系外惑星調査衛星（TESS）は、NASAの最新の宇宙望遠鏡で、近くの星の周りを通過する系外惑星の発見に特化しています。ミッションの主要な目標に加えて、アステオアイズモロジーは重要な二次的な目標であり、TESSが2年間の全天調査で行う高品質の時系列に非常に関連しています。TESSをアスタリスク学に使用すると、特にコヒーレント発振器の場合に強いタイミング要件が発生します。ボード上のTESSの内部クロックはそれ自体の時間では正確ですが、ドリフトが一定である可能性があるため、キャリブレーションが必要になるか、誤ってオフセットが導入される可能性があります。ここでは、TESSタイムスタンプの信頼性を検証するために使用される、南部の黄道半球におけるいくつかのバイナリシステムの主食の地上および宇宙ベースの観測を同時に提示します。12の同時TESS/地上観測から、TESSで測定された重心時間はリアルタイムよりも早いという意味で、5.8+/-2.5秒に等しい時間オフセットを決定しました。オフセットは、2.3シグマレベルでゼロと一致します。さらに、すべての星の観測に影響を与える単調な成長（または減衰）の潜在的なドリフトの存在をテストするために、TESSによってのみ観測された26の食連星の405の個別に測定された中食時間を使用しました。sigma_drift=0.009+/-0.015秒/日に対応するドリフトを見つけます。測定されたオフセットは、TESSで観測されたほとんどのターゲットのコヒーレント振動の地上データと宇宙データを比較する際に問題にならないサイズであることがわかりました。
小惑星6478ゴートの広帯域測光：活動と形態
| Title |
Broadband_photometry_of_asteroid_6478_Gault:_activity_and_morphology |
| Authors |
S._Borysenko,_A._Baransky,_A._Simon,_and_V._Vasylenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07270 |
2019年1月〜4月にキエフ彗星観測所で実現したVおよびRジョンソンフィルターを使用した小惑星6478ガルトの短い観測プログラムの結果を示します。彗星のような尾の色指数と明るさの分布を計算しました。小惑星6478のゴールト活動と他の形態学的に類似したアクティブなメインベルト小惑星の状況を比較分析しました。
黄道光観測と宇宙塵との関連：レビュー
| Title |
Zodiacal_light_observations_and_its_link_with_cosmic_dust:_a_review |
| Authors |
Jeremie_Lasue,_Anny-Chantal_Levasseur-Regourd,_Jean-Baptiste_Renard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07480 |
黄道の光は、黄道面に沿ってほとんど見える夜光です。それは、太陽と惑星を取り巻くほこりの粒子の薄い平らな惑星間雲によって散乱された太陽光に関連する背景放射を表しています。それは、地球に降り注ぐ微小流星の発生源として、太陽系の小天体の活動へのリンクとしてだけでなく、低輝度の太陽系外の天体光源を映す前景としても興味深い研究テーマです。このレビューでは、地上から、そしてさまざまな波長範囲での輝度と偏光について、宇宙から行われた黄道光観測をまとめます。一部の特定の場所における惑星間ダスト粒子の局所特性は、視界に沿って統合された黄道光の反転から取得できます。現在のコミュニティの合意では、1auで検出された惑星間塵粒子の大部分が彗星の活動に起因していることを支持していることを示しています。次に、惑星間塵粒子の特性に関する現在の理解を、彗星67P/Churyumov-Gerasimenkoを使用したRosettaランデブー宇宙ミッションからの最近の結果のコンテキストで説明します。
2〜5 AUの軌道を持つ彗星の活動のいくつかの特徴
2〜5AUの軌道を持つさまざまな力学的グループの周期的な彗星は、まだ時折活動しています。このようなオブジェクトの観測されたダスト活動は、水氷昇華（MBC）またはアモルファス水氷（QHC）の結晶化のプロセス、および外部の原因と関連しています。彗星フレアと太陽活動指数の周期的変動との関連は見つかりませんでした。しかし、個々の太陽フレアは、彗星の明るさに影響を与える可能性があります。主な小惑星帯の彗星オブジェクトは、準ヒルダオブジェクトのような軌道上の彗星よりもフレアの統計が低くなっています。
半経験的銀河形成モデルにおける自己矛盾のない残りの紫外線色の影響
高$z$銀河の観測された残りの紫外線（UV）明度をそれらの固有の明度（および星形成率）に接続するには、ダストの存在を補正する必要があります。赤外線（IR）放射とUV色の間の経験的関係を使用する一般的なダスト補正アプローチをバイパスし、代わりに銀河形成の半経験的モデルを単純な（ただし自己矛盾のない）ダストモデルで補強して使用します高$z$レストUV光度関数（LF）と色の大きさの関係（$M_{\mathrm{UV}}$-$\beta$）を組み合わせて適合させます。そうすることで、観測によって示唆されているように、発塵、破壊、吸収、または形状に根本的な進化がない場合でも、UV色が赤方偏移（固定UVマグニチュード）で進化することがわかります。私たちのモデルで観察された進化は、平均恒星年齢の減少と$z$の増加に伴う特定の星形成率の上昇が原因で発生します。$A_{\mathrm{UV}}$と$M_{\mathrm{UV}}$の間の系統的により浅い関係を見つけますが、UV消滅$A_{\mathrm{UV}}$は赤方偏移と同様に進化します$z\sim3$の銀河サンプルから導出されたIRX-$\beta$関係によって予測されたもの。最後に、$1600の高い\r{A}$透過率（$\gtrsim0.6$）が信頼できるLAE指標であると仮定すると、銀河の有効ダスト表面密度の適度な散乱が$M_{\mathrm{UV}の両方の進化を説明できます。}$-$\beta$およびLAE分数。これらの予測は、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡による詳細な調査によって容易にテストできます。
Lyman Continuum EmittersにおけるLyman alphaと電離光子の脱出の起源
| Title |
The_origin_of_the_escape_of_Lyman_alpha_and_ionizing_photons_in_Lyman_Continuum_Emitters |
| Authors |
S._Gazagnes,_J._Chisholm,_D._Schaerer,_A._Verhamme,_and_Y._Izotov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07215 |
LymanContinuum（LyC）光子の脱出を促進するメカニズムを特定することは、LymanContinuumEmitter（LCE）候補を見つけるために重要です。LyC光子の漏れに関与する物理的特性を理解するために、HIカバー率、HI速度幅、Lymanアルファ（LyA）特性、および13を含む22個の星形成銀河のサンプルにおけるLyC光子の脱出の間の接続を調査しますLCE。星の連続、ダスト減衰、920〜1300Aの間の吸収線に合わせて、HIカバー率とダスト減衰を抽出します。さらに、光学的に厚いライマンシリーズのHI速度幅を測定し、LyA同等の幅（EW）、エスケープフラクション（fesc）、ピーク速度、およびLyAプロファイルの最小でのフラックスを導出します。全体的に、低いHIカバー率の存在と（1）低いLyAピーク速度との強い相関を強調します。（2）プロファイル最小でより多くのフラックス。（3）EW（LyA）、fesc（LyA）、fesc（LyC）が大きい。したがって、低カラム密度チャネルは、LyCとLyAの光子の漏洩にとって重要なISM成分です。さらに、HI吸収速度の幅が狭い銀河では、LyAに相当する幅が広く、LyAエスケープフラクションが大きく、LyAピーク速度分離が低い。これは、これらの銀河のHIカラム密度が低いことを示唆しています。最後に、ほこりが実際にISMから漏れるLyAおよびLyC放射の量を調整していることがわかります。全体として、ISM多孔性は強力なLyA放射の1つの起源であり、低zリーカーで電離光子の脱出を可能にします。ただし、これは観測された最大のfesc（LyC）を説明するには十分ではありません。これは、最も極端なLCEが、観測者へのすべての視線に沿って密度が制限されていることを示しています。全体として、中性ガスの多孔性は、LyCおよびLyA光子の脱出率の下限を制限し、電離光子の漏れの主要な推定値を提供します。
Galaxy分類：OTELOおよびCOSMOSデータベースのディープラーニング
| Title |
Galaxy_classification:_deep_learning_on_the_OTELO_and_COSMOS_databases |
| Authors |
Jos\'e_A._de_Diego_(1,_2),_Jakub_Nadolny_(2,_3),_\'Angel_Bongiovanni_(4,_5),_Jordi_Cepa_(2,_5,_3),_Mirjana_Povi\'c_(6,_7),_Ana_Mar\'ia_P\'erez_Garc\'ia_(5,_8),_Carmen_P._Padilla_Torres_(2,_3,_9),_Maritza_A._Lara-L\'opez_(10),_Miguel_Cervi\~no_(8),_Ricardo_P\'erez_Mart\'inez_(5,_11),_Emilio_J._Alfaro_(7),_H\'ector_O._Casta\~neda_(12),_Miriam_Fern\'andez-Lorenzo_(7),_Jes\'us_Gallego_(13),_J._Jes\'us_Gonz\'alez_(1),_J._Ignacio_Gonz\'alez-Serrano_(14,_5),_Irene_Pintos-Castro_(15),_Miguel_S\'anchez-Portal_(4,_5),_Bernab?_Cedr\'es_(2,_3),_Mauro_Gonz\'alez-Otero_(2,_3),_D._Heath_Jones_(16),_Joss_Bland-Hawthorn_(17)_((1)_Instituto_de_Astronom\'ia_UNAM,_(2)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_(3)_Departamento_de_Astrof\'isica_ULL,_(4)_Instituto_de_Radioastronom\'ia_Milim\'etrica,_(5)_Asociaci\'on_Astrof\'isica_para_la_Promoci\'on_de_la_Investigaci\'on_Instrumentaci\'on_y_su_Desarrollo,_(6)_Ethiopian_Space_Science_and_Technology_Institute,_(7)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Andaluc\'ia_CSIC,_(8)_Depto._Astrof\'isica_Centro_de_Astrobiolog\'ia_CSIC,_(9)_Fundaci\'on_Galileo_Galilei_Telescopio_Nazionale_Galileo,_(10)_DARK_Niels_Bohr_Institute_University_of_Copenhagen,_(11)_ISDEFE_for_European_Space_Astronomy_Centre_ESAC_ESA,_(12)_Depto._de_F\'isica_Escuela_Superior_de_F\'isica_y_Matem\'aticas_Instituto_Polit\'ecnico_Nacional,_(13)_Depto._de_F\'isica_de_la_Tierra_y_Astrof\'isica_Facultad_CC_F\'isicas_In_stituto_de_F\'isica_de_Part\'iculas_y_del_Cosmos,_(14)_Instituto_de_F\'isica_de_Cantabria_CSIC_Universidad_de_Cantabria,_(15)_Dep._of_Astronomy_Astrophysics_University_of_Toronto,_(16)_English_Language_and_Foundation_Studies_Centre_University_of_Newcastle,_(17)_Sydney_Institute_of_Astronomy_School_of_Physics_Univ._of_Sydney) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07228 |
環境。宇宙とその進化を理解するためには、現代の深い調査で観測された数十万の銀河を正確に分類することが不可欠です。ねらい。ここでは、機械学習技術を使用して、光学および赤外線測光と利用可能な形状パラメーター（セルシックインデックスまたは濃度インデックス）を使用して、OTELOデータベースとCOSMOSデータベースの初期型および後期型の銀河を分類します。メソッド。OTELOデータベースでは、1）u-r色分解、2）u-rと形状パラメーター分類を使用した線形判別分析、3）rマグニチュード、いくつかの色、形状パラメーターを使用したディープニューラルネットワークの3つの分類方法を使用しました。サンプルブートストラップによって各メソッドのパフォーマンスを分析し、COSMOSデータを使用してニューラルネットワークアーキテクチャのパフォーマンスをテストしました。結果。ディープニューラルネットワークによって達成される精度は、他の分類方法よりも優れており、欠落データでも機能します。当社のニューラルネットワークアーキテクチャは、各カタログで使用される測光バンドの小さな違いに関係なく、OTELOとCOSMOSの両方のデータセットを分類できます。結論。この研究では、ディープニューラルネットワークの使用が、カタログ化されたデータをマイニングするための堅牢な方法であることを示します。
Spitzerを使用した高赤方偏移の宇宙
銀河はいつ星を形成し始めましたか？銀河形成モデルにおける遠方銀河の役割と再イオン化の時代は何ですか？赤方偏移が4を超える典型的な星形成銀河の条件は何ですか？銀河の進化はなぜ環境に依存するのですか？スピッツァー宇宙望遠鏡は、これらの質問に取り組むための重要なツールです。恒星の質量、年齢、星形成率を正確に知るには、静止フレームの光（および紫外）光を測定する必要があります。Spitzerだけが、典型的な銀河の十分に大きなサンプルの高い赤方偏移を探査できます。これらの科学目標の多くはジェームズウェッブ宇宙望遠鏡の主要な科学的推進力であり、スピッツァーは私たちに最初の探査を提供しました。
ブラックホールから約3.3 Schwarzscild半径の距離にある星に対するSgr A *のフレア活動からの可能な証拠
| Title |
Possible_evidence_from_the_flaring_activity_of_Sgr_A*_for_a_star_at_a_distance_of_~3.3_Schwarzscild_radii_from_the_blackhole |
| Authors |
Elia_Leibowitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07256 |
X線およびSgrA*のNIR放射で頻繁に発生するフレア現象は、時間的に周期的ではないようです。ただし、ここでは「ペースメーカーによる変調」と呼ばれる統計的な規則性は、両方のタイプのイベントの記録された到着時間に含まれています。X線ペースメーカーの特徴的な時間は149分で、NIRペースメーカーの特徴的な時間は40分です。観測されたデータから導き出されたそれらの現実は、それぞれ4.6{\sigma}および3.8{\sigma}レベルを超える統計的信頼度で受け入れられます。これらの結果は、BHの半径3〜3.5シュヴァルツシルトで、わずかに楕円形の歳差運動軌道でSgrA*のBHの周りを公転する星の証拠と解釈できます。フレアの発生自体の周期性ではないX線ペースメーカーの周期は、星の軌道運動の遊星周期です。これは、その軌道の周中心を通る星の2つの連続した通過の間の時間間隔です。NIRペースメーカー期間は、恒星革命の恒星のバイナリ期間です。X線フレアの原因は、恒星からの激しい質量損失のエピソードにあり、これは2進回転のペリセンターフェーズの近くで発生することが好ましい。NIRフレアは、星の内部にあるプロセスによって発生またはトリガーされます。地球の方向に放出される放射は、恒星のバイナリ周波数でのBH\starバイナリの2つのコンポーネントの変化するアスペクト比によって地球からの見通し線にわずかに変調されます。
X線と3〜5個の$ \ mu $ m IRモニタリングで実現されたタイプ2 AGN NGC 2110のダスト残響マッピング
| Title |
Dust_Reverberation_Mapping_of_Type_2_AGN_NGC_2110_Realized_with_X-ray_and_3-5_$\mu$m_IR_monitoring |
| Authors |
Hirofumi_Noda,_Taiki_Kawamuro,_Mitsuru_Kokubo,_Takeo_Minezaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07339 |
ダスト残響マッピングは、AGNのダストトーラスの構造を調査する強力な方法の1つであり、100以上のタイプ1AGNで実行されています。ただし、タイプ2のAGNについては明確な結果は報告されていません。強い光学的UV消光により、降着円盤放射が完全に隠されるためです。ここでは、X線が明るいタイプ2のAGN、NGC2110に焦点を当て、光学UV変動ではなく、MAXIによって監視される2〜20keVのX線変動を使用してディスク放射をトレースします。WISE赤外線（IR）W1バンド（$\lambda=3.4$$\mu$m）およびW2バンド（$\lambda=4.6$$\mu$m）の光曲線と相互相関分析で比較すると、は、X線フラックスの変動とIRバンドの変動との間に、$\sim60$日、$\sim130$日、および$\sim1250$日でダスト残響タイムラグの候補を見つけました。導出されたタイムラグを使用して、最も適合するX線とIRの光度曲線を調べると、$\sim130$日のタイムラグが最も好ましいことがわかりました。このタイムラグでは、NGC2110のタイムラグと光度の関係はタイプ1のAGNと一致しており、NGC2110のダストの残響は、タイプ1と同じように、トーラスの最も内側の領域の高温のダストに主に起因していることを示唆しています。AGN。本研究で実証されたように、X線とIRの同時モニタリングは、タイプ2のAGNでダストの残響マッピングを実行するための有望なツールになり得ます。
スイング増幅による銀河スパイラルアームのコヒーレント恒星運動
円盤銀河のローカル$N$体シミュレーションを実行し、渦巻腕の進化を調査します。スパイラルアームの表面密度の時間自己相関を計算し、典型的な進化のタイムスケールがエピサイクル期間によって記述されることを見つけます。星の軌道要素の分布を調査し、らせん状の腕では星のエピサイクル運動が同相であるのに対し、ガイドセンターの空間分布はほぼ均一であることがわかります。これらの事実は、遊泳運動の位相同期が行われることを明確に示しています。これは、スイング増幅によって理論的に予測されます。
S0銀河におけるバーの若返り？
SDSS画像を使用したS0および渦巻銀河のマルチバンド、マルチコンポーネント2D分解からの色測定に基づいて、S0銀河では、渦巻銀河と比較してバーが青くなっていることがわかりました。サンプルのほとんどのS0には、恒星の質量$\simL_{*}$銀河があります。青色のバーが付いたS0のほとんどが中密度環境にあるため、環境が重要な役割を果たした可能性があります。中程度の密度の環境で頻繁に発生する小さな合併と潮汐の相互作用の可能性により、S0銀河の禁止された領域で星が形成されたり、星の形成が引き起こされたりした可能性があります。基になるディスクは、渦巻銀河と比較してS0で通常の動作が赤くなる一方で、バルジはS0銀河と渦巻銀河の両方で赤くて古くなっています。S0銀河の青いバーの発見は不可解な問題であり、数値的および理論的研究で興味深い問題を提起します。そのほとんどは、バーが古い恒星の個体群を持つ長寿命の構造であることを示しています。
近くの大きな銀河の形成
特に詳細に調べることができる近くの大きな銀河の観察は、多くがバルジとハローに小さな恒星の光度画分を持っていることを示唆しています。銀河形成のシミュレーションは、モデルのふくらみ、恒星のハロー、より一般的には円形とは大きく異なる軌道で、星の粒子のかなり大きな割合を生成する傾向があります。状況は、銀河規模の非ガウス初期条件の処方によって改善される可能性があります。
Romulus25における孤立した超拡散銀河の形成
| Title |
The_Formation_of_Isolated_Ultra-Diffuse_Galaxies_in_Romulus25 |
| Authors |
Anna_C._Wright,_Michael_Tremmel,_Alyson_M._Brooks,_Ferah_Munshi,_Daisuke_Nagai,_Ray_S._Sharma,_Thomas_R._Quinn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07634 |
Romulus25宇宙シミュレーションボリュームを使用して、フィールド超拡散銀河（UDG）のこれまでで最大のシミュレーションサンプルを特定します。z=0では、孤立したUDGには、恒星の質量と環境に対する平均の星形成率、色、ビリアルの質量があることがわかります。それらはHI質量がわずかに高くなる傾向がありますが、UDGは一般的な孤立した矮小銀河集団と一致し、10$^7$<M$_\star$/M$_\odot$を持つすべてのフィールド銀河の約20％を占めます<10$^{9}$。私たちのUDGの特性は、フィールドUDGの既存の観測と一致していますが、現在の調査では多くの孤立したUDGが見落とされていると予測しています。z=0での分離にもかかわらず、サンプルのUDGはz>1での主要な合併の産物です。UDGでは、UDG以外の前駆細胞ほど合併は一般的ではありませんが、UDGを作成する合併はより早く発生し、スピンが一時的に増加し、星形成が銀河の周辺に移動するため、中心の星形成率が低下します。銀河の中心は、中心の恒星の個体群が古くなるにつれて衰退しますが、それらの全球の星形成率は、より大きな半径での星形成のバーストを通じて維持されます。この形成チャネルは、孤立した銀河でのUDG形成、またはグループとクラスターでのUDGの他の提案と比較してユニークであり、UDGが複数のメカニズムを通じて形成される可能性があることを示しています。
MaNGAによって明らかにされた銀河の特性。 III。 S0における運動学的プロファイルと恒星の人口勾配
| Title |
Galaxy_properties_as_revealed_by_MaNGA._III._Kinematic_profiles_and_stellar_population_gradients_in_S0s |
| Authors |
H._Dom\'inguez_S\'anchez,_M._Bernardi,_F._Nikakhtar,_B._Margalef-Bentabol_and_R._K.Sheth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07693 |
これは、$z\le0.08$での初期型銀河（ETG）の恒星の人口勾配（SP、年齢、金属性、$\alpha$元素存在比、恒星の初期質量関数）を研究するシリーズの3番目の論文です。MaNGA-DR15調査から。この作業では、S0母集団に焦点を当て、SPが母集団全体でどのように変化するか、およびガラクトセントリック距離で定量化します。これを行うには、リックインデックスを測定し、それらを恒星の人口合成モデルと比較します。これには、明度（L$_r$）のビンと中心速度分散（$\sigma_0$）のビンを積み重ねることによって達成する高いS/N比のスペクトルが必要です。次のことがわかります。1）S0母集団には二峰性があります。S0は$3\times10^{10}M_\odot$よりも大きいため、速度分散と年齢勾配が強くなります（年齢と$\sigma_r$は外側に向かって減少します）。または金属性勾配がない、またはそれほど大きくないものは比較的フラットな経年変化と速度分散プロファイルを示すが、有意な金属性勾配（つまり[M/H]は外側に向かって減少する）。$2\times10^{11}M_\odot$を超えると、S0の数が急激に減少します。これら2つの質量スケールは、ETGのグローバルなスケーリング関係が勾配を変更する場所でもあります。2）S0は、同じ光度と速度分散を持つ高速回転楕円銀河（E-FR）よりも急な速度分散プロファイルを持っています。E-FRの運動学的プロファイルと恒星人口勾配は、どちらもS0よりも低速回転楕円体（E-SR）のそれらに類似しており、E-FRが単にS0を正面から見たものではないことを示唆しています。3）固定された$\sigma_0$で、より明るいS0とE-FRはより若く、金属が豊富で、$\alpha$で強化されていません。明らかにこれらの銀河の場合、$\sigma_0$が固定されている場合、「大規模銀河は古い」という通常のステートメントは当てはまりません。
大規模中性子星の将来の半径測定からの超高密度中性子リッチ物質の対称エネルギーのベイズ推定
| Title |
Bayesian_Inference_of_the_Symmetry_Energy_of_Super-Dense_Neutron-Rich_Matter_from_Future_Radius_Measurements_of_Massive_Neutron_Stars |
| Authors |
Wen-Jie_Xie_and_Bao-An_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07216 |
ベイズ統計的アプローチ内の中性子星（NSs）のコアに明示的なアイソスピン依存パラメトリック状態方程式（EOS）を使用して、3組の想像上の質量半径から超高密度中性子リッチ核物質のEOSパラメーターを推測しますさまざまな核多体理論による典型的な予測を表す相関データ。つまり、半径は同じままであり、NS質量の増加に伴い、1.4M$_{\odot}$と2.0M$の間の$\pm15\％$内で増加または減少します。_{\odot}$。NS質量が1.4M$_{\odot}$から2.0M$_{\odot}$に増加すると、対応する平均密度は急速に、ゆっくりと、またはわずかに減少します。基準としてのNS170のGW170817およびNICER半径データから推測されるEOSパラメーターの事後確率分布関数（PDF）を参照として使用して、大規模なNSの将来の半径測定が超高密度中性子過剰核物質のEOSに関する知識をどのように改善するかを調査します、特にその対称性エネルギー項は、人々がGW170817およびNICERデータの分析からすでに学んだことと比較して。3つのデータセットから推論される対称核物質（SNM）のEOSはほぼ同じですが、約$2\rho_0$を超える密度での対応する高密度対称エネルギーは非常に異なり、大量のNSの半径が信頼できる情報を運ぶことを示していますSNMEOSの残りの不確実性からの影響がほとんどない核対称性エネルギーの高密度挙動について。
Extreme Blazar 3HSP J095507.9 + 355101の包括的なマルチメッセンジャーモデリングとIceCubeの予測
| Title |
Comprehensive_Multimessenger_Modeling_of_the_Extreme_Blazar_3HSP_J095507.9+355101_and_Predictions_for_IceCube |
| Authors |
Maria_Petropoulou,_Foteini_Oikonomou,_Apostolos_Mastichiadis,_Kohta_Murase,_Paolo_Padovani,_Georgios_Vasilopoulos,_Paolo_Giommi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07218 |
3HSPJ095507.9+355101は、高エネルギーニュートリノIceCube-200107Aに関連付けられた可能性のある極端なブレザーであり、ブレザーが観測されて硬X線フレアが発生する前に検出されました。この観察に動機付けられて、我々は、最近のX線フレア中だけでなく長期的にも、3HSPJ095507.9+355101から予測されるマルチメッセンジャー放出の包括的な研究を行います。広帯域光子と高エネルギーニュートリノ放出がジェットの同じ領域から発生するシングルゾーンレプトハドロンモデルに焦点を当てますが、代替シナリオも検討します。（i）内部でのニュートリノ生成を考慮したブレーザーコアモデル降着する超大質量ブラックホールの近くのジェット、（ii）潜在的な弱いブロードライン領域からの光子との相互作用を通じてジェットでのニュートリノ生成を考慮する非表示の外部光子モデル、（iii）1ゾーン陽子シンクロトロンモデル、高エネルギー陽子はシンクロトロンを介してジェットに$\gamma$線を生成し、（iv）銀河間カスケードシナリオでは、ブレーザージェットから漏れる高エネルギー宇宙線ビームの相互作用によってニュートリノが銀河間媒質で生成されます。3HSPJ095507.9+355101から8年間で1つまたは複数のニュートリノを検出するポアソン確率は、最も楽観的な1ゾーンのレプトハドロンモデル（複数のニュートリノ）を考慮すると$\sim2\％$（$3\％$）です。ゾーンブレーザーコアモデル）、X線フレア中に1つのニュートリノイベントが検出される可能性ははるかに低くなります。関連付けが本当であれば、IceCube-Gen2および他の将来の検出器は、3HSPJ095507.9+355101および他の極端なブザーでニュートリノ生成の追加の証拠を提供できるはずです。
通常のパルサーからの巨大パルスの低周波観測
111MHzのプッシノ電波天文台のラージフェーズドアレイ電波望遠鏡で観測された数秒周期パルサーからの巨大電波パルス（GRP）の放出率の調査結果を示します。すべてのパルサーの検出率は一定ではなく、時間とともに大幅に変化することがわかりました。PRPB0950+08およびPSRB1112+50では、GRP生成率の急激な上昇が検出されました。すべてのパルサーのGRPが非常に異なるクラスタリングプロパティを示していることがわかりました。最後に、GRPの到着時間の位相分析を実行し、平均パルス到着時間を参照してそれらの位相を検出しました。
超高エネルギー宇宙線の磁気偏向多重項の超銀河構造の証拠
| Title |
Evidence_for_a_Supergalactic_Structure_of_Magnetic_Deflection_Multiplets_of_Ultra-High_Energy_Cosmic_Rays |
| Authors |
Telescope_Array_Collaboration:_R.U._Abbasi_(1),_M._Abe_(2),_T._Abu-Zayyad_(1),_M._Allen_(1),_R._Azuma_(3),_E._Barcikowski_(1),_J.W._Belz_(1),_D.R._Bergman_(1),_S.A._Blake_(1),_R._Cady_(1),_B.G._Cheon_(4),_J._Chiba_(5),_M._Chikawa_(6),_A._di_Matteo_(7),_T._Fujii_(8),_K._Fujisue_(9),_K._Fujita_(10),_R._Fujiwara_(10),_M._Fukushima_(9,11),_G._Furlich_(1),_W._Hanlon_(1),_M._Hayashi_(12),_Y._Hayashi_(10),_N._Hayashida_(13),_K._Hibino_(13),_R._Higuchi_(9),_K._Honda_(14),_D._Ikeda_(15),_T._Inadomi_(16),_N._Inoue_(2),_T._Ishii_(14),_R._Ishimori_(3),_H._Ito_(17),_D._Ivanov_(1),_H._Iwakura_(16),_H.M._Jeong_(18),_S._Jeong_(18),_C.C.H._Jui_(1),_K._Kadota_(19),_F._Kakimoto_(3),_O._Kalashev_(20),_K._Kasahara_(21),_S._Kasami_(22),_H._Kawai_(23),_S._Kawakami_(10),_S._Kawana_(2),_K._Kawata_(9),_E._Kido_(9),_et_al._(102_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07312 |
TelescopeArray（TA）表面検出器および10年に更新。以前のエネルギーと位置の相関関係の研究では、磁場の形状と強度、およびUHECR組成に関する仮定が行われていました。ここでテストされた仮定は、超銀河平面がローカル大規模構造（LSS）の平均物質密度に適合しているため、UHECR源と介在する銀河外磁場がこの平面と相関しているということです。この超銀河の偏向仮説は、中間スケールのエネルギーと角度の相関の強度の全視野（FOV）の動作によってテストされます。これらのマルチプレットは、FOVの球状キャップセクションビン（ウェッジ）で測定され、コヒーレント磁場とランダム磁場を考慮します。発見された構造は、超銀河のたわみ、以前に公開されたTA（ホットスポットとコールドスポット）のエネルギースペクトル異方性の結果、および超銀河磁気シートのおもちゃモデルシミュレーションと一致しています。等方性の空に偶然現れたマルチプレットのこの超銀河構造の試行後の7年間のデータは、モンテカルロシミュレーションによって4.19$\sigma$であることがわかります。試用後の重要度の10年のデータは4.09$\sigma$です。さらに、スターバースト銀河M82はTAホットスポットの可能な発生源であることが示され、UHECR測定を使用した超銀河磁場の推定値が提示されます。
大きなスイフトサンプルに基づく長いGRBレートと宇宙の星形成履歴との関係の再検討
| Title |
Revisiting_the_Relationship_between_the_Long_GRB_Rate_and_Cosmic_Star_Formation_History_Based_on_a_Large_Swift_Sample |
| Authors |
Jing-Meng_Hao,_Liang_Cao,_You-Jun_Lu,_Qing-Bo_Chu,_Jun-Hui_Fan,_Ye-Fei_Yuan,_Yu-Hai_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07630 |
ロングガンマ線バースト（LGRB）レートと宇宙の星形成率（CSFR）の正確な関係は、LGRBを宇宙論的プローブとして使用するために不可欠です。この作業では、既知の赤方偏移とプロンプト放出特性を持つ371のSwiftLGRBで構成される大きなサンプルを収集します。最初に、これらのバーストの静止フレームプロンプトプロパティを異なる赤方偏移ビンで比較し、LGRBの明度の赤方偏移の進化を$L_{\mathrm{iso}}\gtrsim10^{51}\、\mathrm{erg\、$z\sim1$と$z\sim4$の間のs^{-1}}$次に、大規模な宇宙流体力学シミュレーションであるIllustrisシミュレーションから得られたCSFRを利用して、さまざまな金属しきい値の下でLGRBの累積赤方偏移分布を計算します。サンプルと比較した後、$0.3\、Z_{\odot}\leqslantZ_{\mathrm{th}}\leqslant1.0\、Z_{\odot}$の間の適度なしきい値を持つ予測は、赤方偏移$0<z<3$の間のサンプル、$3<z<5$の間の赤方偏移が高い場合、すべての金属性しきい値はデータによく適合します。観測に基づいて経験的モデルに変更すると、予測も同様の結果を示します。$0<z<1$の間で観測されたLGRBホスト銀河の金属量分布と比較した後、超太陽電池の金属量を持つ銀河におけるLGRBの生成が抑制されていることを確認します。それにもかかわらず、星のかなりの部分が$z\gtrsim3$のサブソーラー金属性環境で生まれることを考慮して、最初の近似として、LGRBをこの赤方偏移範囲のCSFRの直接トレーサーとして使用できることをお勧めします。
コア崩壊超新星における中性子星の伴星からの数分遅れのジェット
中性子星（NS;またはブラックホール）がタイプIbまたはタイプIc（ストリップエンベロープ）コア崩壊超新星（CCSN）に付随して爆発イジェクタから質量を増加させ、爆発から数分から数時間後にジェットを発射するケースを研究します。NSは、a=1-5Roの爆発前の半径で周回します。エジェクタの速度が<1000-1500km/sに低下すると、NSが付着するエジェクタガスは、NSの周りに降着円盤を形成するのに十分な特定の角運動量を持つことがわかりました。NSは、10分から数時間の期間にわたって、降着円盤を通じて噴出物塊の3e-5から3e-4の一部を降着させます。ジェットが降着エネルギーの約10％を運ぶ場合、それらの合計エネルギーは、噴出物の運動エネルギーの約0.003-0.03の一部です。NS（またはブラックホール）コンパニオンからCCSNへのこれらのジェットの影響は、内部イジェクタを整形して双極形態にし、CCSNの光度曲線を活性化し、場合によっては内部イジェクタを濃縮することです。rプロセス要素。
「相互作用しない低質量ブラックホール-ジャイアントスターバイナリシステム」に関するコメントへの応答
| Title |
Response_to_Comment_on_"A_Non-Interacting_Low-Mass_Black_Hole_--_Giant_Star_Binary_System" |
| Authors |
Todd_A._Thompson,_Christopher_S._Kochanek,_Krzysztof_Z._Stanek,_Carles_Badenes,_Tharindu_Jayasinghe,_Jamie_Tayar,_Jennifer_A._Johnson,_Thomas_W.-S._Holoien,_Katie_Auchettl,_Kevin_Covey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07653 |
vandenHeuvel＆Taurisは、システム内の赤い巨星2MASSJ05215658+4359220の質量が1太陽質量（M$_\odot$）である場合、見えないコンパニオンは2つの0.9M$_で構成されるバイナリである可能性があると主張します。\odot$スター、トリプルシステムを作成します。既存のデータは、巨大な$3.2^{+1.0}_{-1.0}$M$_\odot$の巨人と最も整合的であり、$3.3^{+2.8}_{-0.7}のブラックホールコンパニオンを意味すると主張します。$M$_\odot$。
SKA粒子配列プロトタイプ：マーチソン電波天文台での最初の粒子検出器
| Title |
The_SKA_Particle_Array_Prototype:_The_First_Particle_Detector_at_the_Murchison_Radio-astronomy_Observatory |
| Authors |
J.D._Bray,_A._Williamson,_J._Schelfhout,_C.W._James,_R.E._Spencer,_H._Chen,_B.D._Cropper,_D._Emrich,_K.M.L._Gould,_A._Haungs,_W._Hodder,_T._Howland,_T._Huege,_D._Kenney,_A._McPhail,_S._Mitchell,_I.C._Nictu,_P._Roberts,_R._Tawn,_J._Tickner,_S.J._Tingay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07273 |
マーチソン電波天文台（MRO）に配備されたシンチレーション検出器の設計、配備、および最初の結果について報告します。検出器は、より大きなアレイのプロトタイプであり、MurchisonWidefieldArrayとSquareKilometerArrayの低周波成分を使用して宇宙線を無線で検出できるように計画されています。SquareKilometerArrayParticleArray（SKAPA）です。プロトタイプの設計は、MROでの電波放射に対する厳格な制限によって推進され、砂漠の環境での存続可能性を保証します。2018年11月から2019年2月までのデータを使用して、温度変動の影響を考慮しながら検出器の応答を特徴付け、通過するミューオンに対するプロトタイプ検出器の感度を較正します。これにより、MROでの宇宙線検出の実現可能性が検証されます。次に、マーチソンワイドフィールドアレイによる無線観測をトリガーするために使用される、8つの検出器の計画されたアレイに必要なパラメーターを推定します。
LAMOST中解像度分光法調査（LAMOST-MRS）：科学的目標と調査計画
| Title |
LAMOST_Medium-Resolution_Spectroscopic_Survey_(LAMOST-MRS):_Scientific_goals_and_survey_plan |
| Authors |
Chao_Liu,_Jianning_Fu,_Jianrong_Shi,_Hong_Wu,_Zhanwen_Han,_Li_Chen,_Subo_Dong,_Yongheng_Zhao,_Jian-Jun_Chen,_Haotong_Zhang,_Zhong-Rui_Bai,_Xuefei_Chen,_Wenyuan_Cui,_Bing_Du,_Chih-Hao_Hsia,_Deng-Kai_Jiang,_Jinliang_Hou,_Wen_Hou,_Haining_Li,_Jiao_Li,_Lifang_Li,_Jiaming_Liu,_Jifeng_Liu,_A-Li_Luo,_Juan-Juan_Ren,_Hai-Jun_Tian,_Hao_Tian,_Jia-Xin_Wang,_Chao-Jian_Wu,_Ji-Wei_Xie,_Hong-Liang_Yan,_Fan_Yang,_Jincheng_Yu,_Bo_Zhang,_Huawei_Zhang,_Li-Yun_Zhang,_Wei_Zhang,_Gang_Zhao,_Jing_Zhong,_Weikai_Zong_and_Fang_Zuo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07210 |
2018年9月以降、LAMOSTは、明るい/灰色の夜を使用して、新しい5年間の中解像度分光調査（MRS）を開始します。LAMOST-MRSの科学的目標を提示し、調査のほぼ楽観的な戦略を提案します。完全なフットプリントも提供されます。定期的な中解像度調査だけでなく、時間領域分光調査も2018年から実施されており、2023年に終了します。詳細な調査計画によれば、LAMOST-MRSは約200万の恒星スペクトルを観測できます。〜7500で、G=15等前後の制限光度。さらに、平均60エポックの観測とG〜14等級の限定的なマグニチュードで約20万個の星を提供します。これらの高品質のスペクトルは、約20の元素存在量、回転速度、輝線プロファイル、および1km/s未満の不確実性を持つ正確な放射速度を提供します。これらのデータにより、LAMOSTは恒星物理学の科学を効果的に活用できると期待しています。エキゾチックな連星、さまざまな種類の変光星などの詳細な観測など、惑星のホスト星、放出星雲、散開星団、若い前主系列星など
恒星天体物理学（MESA）+ステラの実験用モジュールを使用して、非常に異なる物理モデルが特定の観測されたタイプIIプラトー超新星（SN）を適切に再現できることを示します。SN2004A、SN2004et、SN2009ib、SN2017eaw、およびSN2017gmrのニッケルリッチ（$M_\mathrm{Ni}>0.03M_\odot$）イベントを、ボロメトリックライトカーブとプラトーからの十分にサンプリングされた低下を考慮します。これらのイベントは、前駆体画像を介して、またはSN2017gmrの場合はフィッティング衝撃冷却モデルからの半径を介して、前駆体半径にも制約があります。一般に、前駆細胞のパラメータ空間にまたがる多くの爆発は、優れた光度曲線とFe線速度の一致を生み出し、特定の半径のプラトープロパティに一致するモチベーションモデルのスケーリング則の成功を実証し、モデルのプラトー光度と速度の間の縮退を強調します。観測されたイベント。噴出物の質量、半径、爆発エネルギーが50％以上に及ぶことがあります。これは、異なるモデル計算を使用して、同じイベントについて報告された爆発特性の不一致を説明するのに役立ちます。私たちの計算は、爆発前の前駆体半径の測定、または爆発の数日後のSN観測から前駆体半径を定量化する材料の最外部$<0.1\、M_\odot$の強力な理解と組み合わせると、爆発特性をもたらします。
前惑星状星雲フロスティ・レオの近赤外線偏光
| Title |
The_Near-Infrared_Polarization_of_the_Pre-Planetary_Nebula_Frosty_Leo |
| Authors |
E._O._Serrano_Bernal,_L._Sabin,_A._Luna,_R._Devaraj,_Y._D._Mayya,_L._Carrasco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07348 |
前惑星星雲：フロスティレオの近赤外イメージング偏光測定研究を提示します。観測は、メキシコ、ソノラ州ギレルモハロ天文台の2.1m望遠鏡に取り付けられた新しい偏光計POLICANを使用して、J、H、K'バンドで行われました。偏光マップで観察される最も顕著な結果は、大きく明確なダストエンベロープ（Hバンドの直径35\arcsec\）です。エンベロープ内の偏光位置角度は、特に秩序があり、星雲の赤道にほぼ平行です（JおよびHバンドで見られます）。星雲は既知の双極流出を示し、エンベロープはその周りを完全に包み込みます。双極ローブ内では、$60\％$（Jバンド）から$90\％$（K'バンド）の範囲の高い偏光レベルが見つかり、偏光角度は中心対称パターンをトレースします。双極ローブの端に超風殻の残骸が見つかり、この段階の期間は約600年です。星雲の偏光特性の起源は、単一散乱と多重散乱の組み合わせによるものである可能性が高いです。私たちの結果は、以前の漸近的な巨大枝相からのフロスティレオの進化に関する新しいヒントを提供する新しい構造を明確に示しています。
若いオープンクラスターIC 1442、King 21、およびTrumpler 7の測光研究
| Title |
Photometric_study_of_the_young_open_clusters_IC_1442,_King_21,_and_Trumpler_7 |
| Authors |
Jayanand_Maurya,_Y._C._Joshi,_A._S._Gour |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07375 |
3つの不十分に研究された若いオープンクラスターIC1442、King21、およびTrumpler7（Tr7）のUBVRcIc測光研究を実施しました。IC1442、King21、Tr7でそれぞれGaiaDR2固有運動と視差を使用して、263、244、128のメンバー星を取得しました。これらの星団の赤化、E（B-V）は、0.54+/-0.04、0.76+/-0.06、および0.38+/-0.04等であると導き出されました。観測されたカラーマグニチュードダイアグラム（CMD）と太陽金属量の等時線を比較すると、log（Age）=7.40+/-0.30、7.70+/-0.20、および7.85+/-0.25yrと対応する距離2847+/-238、2622が得られます。IC1442、King21、およびTr7の場合、それぞれ+/-156、および1561+/-74pc。推定された質量関数（MF）の勾配は、IC1442、King21、およびTr7で、それぞれ-1.94+/-0.18、-1.54+/-0.32、および-2.31+/-0.29です。これらのクラスターの内側と外側の領域で別々に決定されたMF勾配の研究は、クラスターの勾配と質量分離の空間的変動を示唆する、より急な勾配を外側領域に与えます。これらのクラスターにおける動的研究の後に、質量分離の証拠が見つかりました。得られた緩和時間は、クラスターIC1442、キング21、およびTr7の場合、それぞれ74、26、および34Myrです。IC1442の質量分離は、初期の動的緩和によって引き起こされる可能性があります。推定緩和時間は、21歳とTr7の年齢よりもかなり低く、これらのクラスターが動的に緩和されていることを示しています。
皆既日食BDと：トリプルシステム
| Title |
Close_eclipsing_binary_BD_And:_a_triple_system |
| Authors |
T._Pribulla,_L._Hambalek,_E._Guenther,_R._Komzik,_E._Kundra,_J._Nedoroscik,_V._Perdelwitz,_and_M._Vanko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07494 |
BDはかなり明るい（V=10.8）、活動的で近い（P=0.9258日）食のバイナリです。見かけの軌道周期の周期的な変動と、光度曲線の3番目の光は、追加の後期型成分の存在を示しています。主な目的は、3体仮説の分光学的テストと、食の2成分の両方の成分の絶対恒星パラメーターの決定です。システムの中最初の高解像度分光法が得られました。近接バイナリの大幅に拡大されたスペクトルに適した拡大関数手法が使用されました。半径速度は、ガウス関数と回転プロファイルを広がり関数に合わせて決定されました。限られた量の測光データも取得されています。測光観測はタイミング情報の取得に重点が置かれていましたが、大まかな光曲線分析も行われました。抽出された広がり関数は、ゆっくりと回転する3番目のコンポーネントの存在を明確に示します。その半径方向の速度は、物理的な結合を強くサポートする、食のペアの全身速度の誤差の範囲内です。観測された全身の半径方向速度と第3成分の変化は、タイミングの変動から見つかった9年軌道をサポートしていません。食のペアの成分の質量は、約0.5％の精度で決定されます。システムをさらに特性化するには、長期的な測光および分光モニタリングが必要です。
TESS宇宙ミッションの連続観測ゾーンにおける明るい星の化学組成
| Title |
Chemical_Composition_of_Bright_Stars_in_the_Continuous_Viewing_Zone_of_the_TESS_Space_Mission |
| Authors |
G._Tautvai\v{s}ien\.e,_\v{S}._Mikolaitis,_A._Drazdauskas,_E._Stonkut\.e,_R._Minkevi\v{c}i\=ut\.e,_H._Kjeldsen,_K._Brogaard,_C._von_Essen,_F._Grundahl,_E.Pak\v{s}tien\.e,_V._Bagdonas,_and_C._Viscasillas_V\'azquez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07526 |
星の正確な大気パラメータと化学組成は、太陽系外惑星系の物理的パラメータの特性評価とその形成の理解に重要な役割を果たします。主要な大気パラメータがわかっている場合は、星の完全なアステロシアム特性評価も可能です。NASA通過型太陽系外惑星観測衛星（TESS）宇宙望遠鏡は、明るい星の周りの太陽系外惑星の探索や恒星の恒星変動研究において非常に重要な役割を果たします。ビリニュス大学のモレタイ天文台と高解像度のビリニュス大学エシェルスペクトログラフで1.65mの望遠鏡を使用して、北TESSの連続観測ゾーンですべての302明るい（V<8mag）でF5スペクトルクラスの星より冷たい星を観測しました。主な大気パラメーター、年齢、軌道パラメーター、速度成分、および24種類の化学種（C（C2）、N（CN）、[OI]、NaI、MgI、AlI、SiI、SiII、CaI、CaII、ScI、ScII、TiI、TiII、VI、CrI、CrII、MnI、FeI、FeII、CoI、NiI、CuI、およびZnI）フィールドで277個のゆっくり回転する単一の星の場合。サンプル星の約83％は、Mg/Si比が1.0を超えており、システム内に岩の惑星が潜んでいる可能性があります。
トリプルスターシステムでの物質移動からのコンパクトオブジェクトコンパニオンを含む等質量バイナリの合併
| Title |
Mergers_of_Equal-Mass_Binaries_with_Compact_Object_Companions_from_Mass_Transfer_in_Triple_Star_Systems |
| Authors |
N._W._C._Leigh,_S._Toonen,_S._F._Portegies_Zwart,_R._Perna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07536 |
この論文では、主系列（MS）の星で構成されるトリプルシステムと、恒星および二進進化によるそれらの内部進化について考察します。私たちの焦点は、白色矮星（WD）を生成するトリプルにあります。そこでは、進化する第3次のロシュローブオーバーフローが、円周ディスク（CBD）を介して内部バイナリに降着を引き起こし、質量比を1に近づけます。MSトリプルの現実的な初期母集団が与えられ、軌道周期の予測分布を提供し、\texttt{SeBa}コードを使用して実行される分析および母集団合成ベースの計算の組み合わせを提示して、そのようなシステムの予想頻度を抑制します。CBDに対応できるトリプルのパラメーター空間を特定し、適切な初期条件の将来の数値シミュレーションを通知します。すべてのMSトリプルの$\lesssim$10\％は、内部バイナリの周りのCBDに対応でき、生産率の下限を計算できるはずです。このシナリオは、ほぼ等しい質量のバイナリの結合を広く予測し、青色のストラグラー（BS）、タイプIa超新星、ガンマ線バースト、および重力波によって引き起こされた結合を、外側のWD3次コンパニオンの存在とともに生成します。予測された分布をフィールドBSバイナリのサンプルと比較し、提案されたメカニズムが観測された軌道周期の範囲を説明していると主張します。最後に、ここで検討したメカニズムは、超高速のMSスター、WD、さらには質量がChandrasekharの質量制限に近いミリ秒のパルサーを生成し、超新星爆発時の最大残留質量を制約するために使用できます。
食のバイナリV453 Cygniでの$ \ beta $ Cep脈動の発見
| Title |
Discovery_of_$\beta$_Cep_pulsations_in_the_eclipsing_binary_V453_Cygni |
| Authors |
J._Southworth,_D._M._Bowman,_A._Tkachenko,_K._Pavlovski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07559 |
V453Cygは、偏心した短周期軌道に14のMsun星と11のMsun星を含む食のバイナリです。TESSデータを使用して、このシステムで$\beta$セップ型脈動を発見しました。主星で2.37〜10.51d$^{-1}$の7つの重要な脈動周波数を特定します。これらには、軌道周波数の高調波からかなり離れているが、潮汐摂動モードであることを示す6つの周波数が含まれます。システムの物理的特性を高精度に決定しました。V453CygAは、精密な質量測定を備えた最初の$\beta$Cepパルセーターです。このシステムは、巨大な単一星と連星の進化を支配する物理プロセスの重要なトレーサーです。
アイスキューブでの天体物理ニュートリノの目に見える崩壊
ニュートリノ崩壊は、ニュートリノ伝搬を独特の方法で変更します。ニュートリノの振動のようにフレーバーが変化するだけでなく、最初のニュートリノから最後のニュートリノへのエネルギー輸送もあります。ニュートリノ崩壊の最も敏感な直接探査は現在、IceCubeで、銀河系外の距離を移動するニュートリノのエネルギーとフレーバーを測定できます。初めて、宇宙の膨張の影響を含む、目に見えるおよび見えないニュートリノ崩壊の場合のフレーバー遷移確率を計算し、IceCubeへの影響を検討します。例として、ニュートリノ崩壊がIceCubeデータの緊張にどのように対処するかを示します。また、目に見える減衰の影響を計算するための公開コードも提供しています。
粒子と宇宙
宇宙進化の初期段階は、ホットビッグバンモデルと大統一理論に従って議論されます。ビッグバンの欠点が要約され、インフレ宇宙論によるそれらの解決がスケッチされます。宇宙論的インフレーション、それに続くインフロン場の振動と崩壊、そして結果として生じる宇宙の再加熱について、いくらか詳細に研究されています。インフレーションによって生成された密度摂動と宇宙マイクロ波背景放射の温度変動が導入されます。非熱的レプトン生成によるバリオン生成が分析され、宇宙の暗黒エネルギーと物質が提示されます。量子重力とストリング理論は非常に簡単に紹介されています。インフレーションの初期条件の問題はストリング理論に照らして議論され、インフレーションからのおそらく検出可能な原始重力波が言及されます。
