ベイズ正規化フローを使用した再イオン化履歴の制約
次世代21cm調査は、宇宙構造形成の初期段階に新しいウィンドウを開き、再イオン化の時代（EoR）に関する新しい洞察を提供します。ただし、これらの調査から生成された膨大な量のデータとともに21cm信号の非ガウス性の性質により、宇宙の再イオン化履歴を制約するために必要な情報を効率的に抽出できるより高度な手法が必要になります。この論文では、ベイジアンニューラルネットワーク（BNN）を使用して、4つの天体物理学および宇宙論的パラメーターの事後分布を予測する方法を紹介します。最先端の予測パフォーマンスを達成することに加えて、提案された方法は、パラメーターの不確実性の正確な推定を提供し、それらの間の相関を推測します。さらに、BNNと組み合わせた正規化フロー（NF）の利点を示し、より複雑な出力分布をモデル化し、天体物理学および宇宙論的データセットのパラメーター条件付き密度分布で重要な情報を非ガウス性としてキャプチャできるようにします。最後に、トレーニング後に正規化フローを使用して信頼性の高い予測を生成する新しいキャリブレーション方法を提案し、計算コストと予測パフォーマンスの両方の観点からこのアプローチの利点を示します。
超新星赤方偏移の不確実性が宇宙論的パラメータの決定に及ぼす影響
| Title |
Effects_of_Supernova_Redshift_Uncertainties_on_the_Determination_of_Cosmological_Parameters |
| Authors |
Charles_L._Steinhardt,_Albert_Sneppen,_Bidisha_Sen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07707 |
現在の宇宙論的超新星サンプルで使用されている赤方偏移は、2つの主要な手法を使用して測定されます。1つは十分に測定されたホスト銀河のスペクトル線に基づいており、もう1つは超新星が支配するスペクトルに基づいています。ここでは、修正された赤方偏移、赤方偏移のソース、およびサンプル全体の推定された不確実性を含む更新されたパンテオンカタログを作成し、これら2つの手法が一貫した結果をもたらすかどうかを調査します。これら2つの測定手法を使用した最適な宇宙論的パラメーターは一致せず、低精度の超新星が支配的な赤方偏移を使用した結果として生じる可能性のあるバイアスのいくつかの考えられる原因を探ります。パイロット調査では、パンテオンカタログのホスト赤方偏移のみのサブサンプルを使用すると、以前の分析よりも$\Omega_m$と物質密度$\Omega_mh^2$が低くなり、$H_0$がわずかに高くなることを示しています。$H_0$の緊張にもかかわらず、超新星とCMBの測定が$\Omega_mh^2$で一致する可能性があります。ただし、厳密な結果を得るためには、パンテオンのカタログは、色あせた超新星のホストスペクトルを取得することによって改善する必要があり、将来の調査では、低精度の方法ではなくホスト銀河の赤方偏移を使用するように設計する必要があります。
ALMAはz〜5.5の星形成銀河のダスト温度を特徴付けます
| Title |
ALMA_Characterises_the_Dust_Temperature_of_z_~_5.5_Star-Forming_Galaxies |
| Authors |
Andreas_L._Faisst,_Yoshinobu_Fudamoto,_Pascal_A._Oesch,_Nick_Scoville,_Dominik_A._Riechers,_Riccardo_Pavesi,_Peter_Capak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07716 |
初期の宇宙（z>4）の主系列銀河の赤外線スペクトルエネルギー分布（SED）は、赤外線の連続体の観測に時間がかかり、大きなサンプルでは実行できないため、現在制約されていません。赤外線SED形状を詳細に研究するために、z〜5.5の4つの主系列銀河のAtacamaLargeMillimeterArray（ALMA）バンド8の観測結果を示します。連続体データ（レストフレーム110$\rm\mum$、赤外線放射のピークに近い）を使用すると、明度で重み付けされたダストの温度と総赤外線明度を制約できます。より長い波長のデータを使用して、これらの赤方偏移での放射率インデックスを初めて測定し、ダスト連続体に基づく分子ガス質量のよりロバストな推定を提供します。4つの銀河のうち3つの銀河のバンド8の観測は、レストフレーム100$\rm\mum$の赤色の光学的に薄い放射でのみ調整できます。z〜5.5（38$\pm$8K）で導出されたダストピーク温度は、平均的な局所銀河と比較して上昇していますが、$z<4$での傾向の外挿から予測されるものより5〜10K低くなっています。この動作は、高赤方偏移に向けてダストの量（または密度）を減らすことで説明できます。これにより、ピークの赤外線SEDがより光学的に薄くなり、高温のダストが外部の観測者に見えやすくなります。850$\rm\mum$のダストの連続体から、$10^{10}$から$10^{11}\、{\rmM_{\odot}}$の間の分子ガスの質量とガスの割合（ガスの合計質量）30-80％（100-220Myrsのガス枯渇時間）。全体として、私たちの結果は、初期宇宙の正常な主系列銀河の将来のミリメートル観測を解釈するための最初の測定されたベンチマークSEDを提供します。
宇宙流体のラグランジアン記述：暗黒エネルギーを統一された暗黒エネルギーにマッピングする
| Title |
Lagrangian_description_of_cosmic_fluids:_mapping_dark_energy_into_unified_dark_energy |
| Authors |
V._M._C._Ferreira,_P._P._Avelino,_R._P._L._Azevedo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07739 |
さまざまなラグランジアンを使用して宇宙エネルギー収支のさまざまなコンポーネントを説明することの妥当性を調査し、重力または他のフィールドへの非最小結合がない場合のそれらの間の縮退について議論し、文献のいくつかの誤解を明らかにします。次に、同じオンシェルラグランジアンを持つモデルが異なる適切なエネルギー密度を持つ可能性があることを示し、この結果を使用して、暗黒エネルギーモデルを、暗黒物質と暗黒エネルギーが同じ完全な流体によって記述される統一された暗黒エネルギーモデルにマッピングします。状態方程式のパラメーターと音速の対応を決定し、統合されたダークエネルギーモデルの線形音速の問題と、非線形ダイナミクスに関連付けられる可能な方法について簡単に説明します。
H（z）データと一致する一般的な疲れた光の仮説によれば、銀河の密度数は少なくとも過去10Gyrでほぼ一定であり、星形成銀河の密度数は、光線バーストも一定であり、銀河に関する限り、宇宙は静止しています。一方、クエーサーと超新星Iaの光度距離を分析すると、宇宙は現在想定されているほど透明ではなく、見通し線に沿った光子寿命はハッブル時間の3分の1であることがわかります。
PlanckのフルミッションCMB温度マップのパリティ
| Title |
Parity_in_Planck_full-mission_CMB_temperature_maps |
| Authors |
Srikanta_Panda,_Pavan_K._Aluri,_Pramoda_Kumar_Samal_and_Pranati_K._Rath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07964 |
宇宙論の標準モデルでは、宇宙マイクロ波背景（CMB）の空は対称の好みを示さないと予想されます。以前の調査に続いて、ESAのPlanckプローブからの最新のフルミッションCMB温度マップにおける特定のパリティ設定の存在を調査します。具体的には、この作業では、Planck2015データからの角度パワースペクトルを介して、CMBの偶数および奇数の多極間のパワーの（a）対称性を調べます。さらに、$l+m$=偶数または奇数モードの組み合わせに含まれるパワーを分析することにより、ミラーパリティ（a）対称性の特定の好みも評価します。
ウィンドウアーティファクトは、振動する宇宙スケールファクターの最近の主張された検出を説明する可能性が高い
| Title |
Windowing_Artifacts_Likely_Account_for_Recent_Claimed_Detection_of_Oscillating_Cosmic_Scale_Factor |
| Authors |
Sasha_Brownsberger_Christopher_Stubbs_Daniel_Scolnic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08029 |
タイプIa超新星のパンテオンデータセットを使用して、\cite{Ringermacher2020}（以降、R20）は、宇宙の膨張履歴における振動の$〜2\sigma$検出を報告します。シミュレーションされたパンテオンデータにR20方法論を適用すると、これらの振動は分析アーチファクトから生じる可能性が高いと判断します。赤方偏移空間におけるタイプIa超新星の不均一な間隔とR20の複雑な分析方法は、構造化されたスループット関数を課します。R20処方で分析すると、約$11\％$の人工$\Lambda$CDMデータセットは、実際のパンテオンデータよりも強い振動信号を生成します。R20が実施した調査は、十分に価値のある取り組みです。ただし、検出された振動は振動する宇宙スケール係数によるものではなく、データ処理のアーチファクトであると考えています。私たちの結果は、複雑なデータ分析によって導入される可能性がある誤った「シグナル」を理解することの重要性を強調しています。
宇宙トラフ同定のための暗黒エネルギー調査の尾根
| Title |
Ridges_in_the_Dark_Energy_Survey_for_cosmic_trough_identification |
| Authors |
Ben_Moews,_Morgan_A._Schmitz,_Andrew_J._Lawler,_Joe_Zuntz,_Alex_I._Malz,_Rafael_S._de_Souza,_Ricardo_Vilalta,_Alberto_Krone-Martins,_Emille_E._O._Ishida_(for_the_COIN_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08583 |
宇宙ボイドとそれに対応する赤方偏移で集約された質量密度の予測は、トラフと呼ばれ、宇宙の大規模構造をモデル化する試みにおいて重要な役割を果たします。これらの構造を理解すると、標準モデルと代替宇宙論、暗黒エネルギー状態方程式の制約を比較するテストにつながり、重力理論を区別するための証拠が得られます。この論文では、密度リッジを推定するために最近導入された方法である部分空間制約付き平均シフトアルゴリズムを拡張し、それをダークエネルギー調査Y1データリリースからの2D弱レンズ質量密度マップに適用して、曲線フィラメント構造を識別します。得られたリッジを以前のアプローチと比較して、同じデータで谷構造を抽出し、密度を制限するための代替ウェーブレットベースの方法としてカーブレットを適用します。次に、ノイズのあるシミュレーションとノイズのないシミュレーションの間のWasserstein距離を呼び出して、メソッドのノイズ除去機能を検証します。私たちの結果は、大規模な構造を回復するために弱いレンズの量をノイズ除去するための前兆としての尾根推定の実行可能性を示しており、谷のより多目的で効果的な検索への道を開きます。
暗黒物質の性質はまだ謎であり、標準モデル（SM）の拡張の必要性を示している可能性があります。WeaklyInteractingMassiveParticlesなどのよく知られたダークマター候補の明確なシグネチャがないことで、新たな探索の道が開かれます。それらの中で、SM過電荷場と動力学的に混合する新しいアーベルゲージ場（ダークフォトン）は、暗黒物質候補とSM粒子間の相互作用の可能なメディエーターです。明るい暗い光子は、観測された暗黒物質密度を部分的または完全に含むこともできます。ダークフォトンダークマターパラメータースペースの既存の制限は、いくつかの宇宙論的および天体物理学的ソースから生じ、現在の作業では、宇宙の過渡現象、特に高速無線バースト（FRB）を使用してパラメータースペースを制約します。検出された5つのFRB（FRB110220、FRB121102、FRB150418、FRB180924、FRB190523）の観測された時間遅延と、FRBとガンマ線バースト（FRB/GRB101011AおよびFRB/GRB100704A）の2つの関連付けを使用して、控えめな上限を取得します暗い光子の質量の制限。結果$m_{A'}\lesssim10^{-14}$eVは、使用されるFRBから実質的に独立しており、暗い光子が暗黒物質の全体を構成するかどうかに関係なく、パラメーター空間のかなりの部分を除外します。
宇宙定数を持つアクシオンの観測制約
本研究は、宇宙定数（CC）とともに振動するスカラー場ポテンシャルをもつ暗黒エネルギーモデルを扱います。ポテンシャルの振動する部分は、ストリングアクシスシナリオでその起源を持つ、暗黒エネルギーにおける光軸磁場の寄与を表します。モデルは、最新の宇宙論的観測に直面しています。結果は、アクシオン場崩壊定数のサブプランク値が1$\sigma$信頼水準で一貫していることを示しています。スカラー場の進化と暗黒エネルギーの状態方程式の振動特性は、2$\sigma$信頼区間で観測できます。また、このアキシオンモデルのクラスター数カウントは$\Lambda$CDMと比較して抑制されており、この抑制は、アキシオン崩壊定数のサブプランク値に対して強化されています。
銀河と銀河団における加速スケールの存在について議論します。非常に異なるスケールおよび非常に異なる天体物理学のオブジェクトで見られる同じ加速スケールの存在は、観測された重力物理学を支配する基本的な加速スケールの存在を強く支持します。また、このような基本的な加速スケールが暗黒物質の問題に与える影響についてもコメントします。暗黒物質の性質と、将来の数値シミュレーションで探索される構造形成の基本的な加速の関連性について説明します。
フランケンシュタイン：高速ガウス過程によるサブビーム解像度での原始惑星系円盤の輝度プロファイルの再構成
| Title |
Frankenstein:_Protoplanetary_disc_brightness_profile_reconstruction_at_sub-beam_resolution_with_a_rapid_Gaussian_process |
| Authors |
Jeff_Jennings,_Richard_A._Booth,_Marco_Tazzari,_Giovanni_P._Rosotti,_Cathie_J._Clarke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07709 |
原始惑星系円盤内のmmダスト分布の干渉観測は、環状ギャップとリング下部構造の遍在性を示しています。それらの識別と正確な特性評価は、原因となる物理的プロセスの調査に不可欠です。サブビーム解像度で軸対称ディスク構造を回復するオープンソースコード、Frankenstein（フランク）を紹介します。可視性を直接当てはめることにより、モデルは、高速（<〜1分）ガウス過程を使用して、ノンパラメトリックにディスクの1D放射状輝度プロファイルを再構築します。このコードは、放射状輝度プロファイルを取得する現在の方法の制限を回避します。これは、適合解像度を下げて非線形デコンボリューションによってディスクイメージから放射状輝度プロファイルを抽出するか、可視性をパラメトリックに近似するためにディスク構造の関数形式に適用される仮定によって行います。模擬ALMA観測を使用して、ベースラインに依存する信号対雑音の関数として、メソッドの固有の機能とそのパフォーマンスを定量化します。クリーンな画像からプロファイルを抽出する手法と比較して、サブビーム解像度でディスク構造を正確に復元する方法に動機を与えます。実際の高解像度および中程度の解像度の観測値のフィッティングにおけるモデルの有用性を示しながら、原始惑星系円盤の構造とプロセスに関する未解決の問題に対処するためのアプリケーションを提案することで結論付けます。
合併による惑星のスピンと傾斜
惑星間の間隔が十分に小さい惑星系では、接近した遭遇が惑星の衝突/合併または放出につながる可能性があります。数値シミュレーションと分析モデリングを使用して、2つの巨大惑星の結合生成物のスピン特性を統計的に調べます。惑星の衝突は、急速に回転する物体と広範囲の傾斜につながります。2面散乱の典型的な条件下では、スピンマグニチュード$S$とマージプロダクトの傾斜$\Theta_{\rmSL}$の分布は、単純な分析形式であることがわかります：$f_{S}\proptoS$および$f_{\cos\Theta_{\rmSL}}\propto（1-\cos^2\Theta_{\rmSL}）^{-1/2}$。パラメータの研究ではありますが、スピンと傾斜の分析分布の妥当性の範囲を決定します。惑星の合併は惑星-惑星散乱の主要な結果であるため、太陽系外惑星のスピン/傾斜シグネチャの観測的探索は、惑星系の動的履歴に重要な制約を提供します。
ガス流による微惑星の侵食
| Title |
Erosion_of_planetesimals_by_gas_flow |
| Authors |
Noemi_Schaffer,_Anders_Johansen,_Lukas_Cedenblad,_Bernhard_Mehling,_Dhrubaditya_Mitra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07951 |
惑星形成の最初の段階は、主にガスで構成される原始惑星系円盤で行われます。したがって、ガスが原始惑星系円盤内の惑星にどのように影響するかを理解することが不可欠です。この論文では、ガス流が微惑星を侵食できるかどうかについて議論します。ディスクと遊星特性の関数として、ガスによって遊星表面に加えられる剪断応力の量を推定します。侵食が発生するかどうかを判断するために、これを小石杭の遊星が侵食が始まる前に耐えることができる臨界応力の以前の測定値と比較します。侵食が発生した場合、影響を受ける微惑星の侵食時間を推定します。また、格子ボルツマン法を使用して、微惑星の周りの流れの2次元数値シミュレーションで推定値を示します。壁のせん断応力が、ディスクの最も内側の領域内の偏心軌道での微惑星の臨界応力を克服できることがわかります。侵食性ストレスに到達するために必要な高い離心率は、惑星の移動による羊飼いの結果である可能性があります。また、惑星が侵食されると、短いタイムスケールで侵食されることもわかりました。$1\\rm{au}$の外側にある惑星の場合、高度に偏心した軌道の場合でも、それらは主に侵食から安全であることがわかります。
巨大惑星衛星の形成
最近の分析では、巨大惑星の形成の最終段階には、惑星の丘圏内のガスの大規模な子午面流の発達が伴うことが示されています。この循環は、システムを準定常状態に維持しながら、ガス状物質を親星雲に粘性的に放出する惑星の円盤に供給します。ここでは、この新しく概説された画像の枠組みの中で、木星と土星の自然衛星の形成を調査します。まず、固体材料の長期的な進化について検討し、惑星の円盤がグローバルダストトラップとして機能できることを示します。ここで、$s_{\bullet}\sim0.1-10\、$mm粒子は流体力学的平衡を達成します。放射状の上昇気流と空気力学的抗力の間のバランスによって促進されます。このプロセスにより、システムの金属性が徐々に増加し、最終的に、固体サブディスクの外側領域が$\mathcal{R}\sim100\、$km衛星シミュレーションに重力で断片化することになります。その後、衛星の集塊はペアワイズコリジョンを介して発生しますが、ディスク駆動の軌道の移動により、成長しているオブジェクトが衛星の餌ゾーンから削除されると終了します。結果の衛星形成サイクルは、親星雲の光蒸発によってそれが終了するまで、複数回繰り返すことができます。想定される形成シナリオの数値シミュレーションは、私たちのモデルと木星および土星の衛星の既知の特性との間に満足のいく一致をもたらします。
ホットスター周辺の近接巨人の大気脱出：遠紫外線放射と光電加熱効果
| Title |
Atmospheric_Escape_of_Close-in_Giants_around_Hot_Stars:_Far-Ultraviolet_Radiation_and_Photoelectric_Heating_Effect |
| Authors |
Hiroto_Mitani,_Riouhei_Nakatani,_Naoki_Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08676 |
大気圏からの脱出は、近接する惑星の長期的な進化を制御する重要なプロセスです。太陽系外惑星の大気の光蒸発の放射流体力学シミュレーションを実行して、遠紫外線（FUV）放射による光電加熱の効果を研究します。具体的には、高温のAスターの周囲にある近接する高温の木星を考えます。高温の主系列星は、極端な紫外線だけでなくFUV放射も放出するため、光電加熱によって強い大気脱出を駆動できます。大気に重い元素と塵の粒子が10％のレベルで含まれている場合、惑星の大気は$\dot{M}\sim10^{14}\、\mathrm{g/s}$の割合で脱出することを示しています太陽の金属性。高温の星の近くにある惑星は、長期的な進化の過程で大気のかなりの部分を失う可能性があります。また、FUV駆動型エスケープの金属依存性についても調べます。質量損失率は、強化された光電加熱により、大気の金属性が増すと増加しますが、恒星のFUVフラックスは、恒星の金属性が増すと減少します。惑星とホスト星の金属性が同じか類似していると仮定すると、正味の依存はほぼ解消されます。質量損失率の正確な推定値を、FUVフラックスと金属性、および惑星の特性の関数として導き出します。FUV駆動の大気脱出は、いわゆるサブジョヴィア砂漠を理解して説明するための重要なプロセスになる可能性があります。
| Title |
VLT/SPHERE_survey_for_exoplanets_around_young,_early-type_stars_including_systems_with_multi-belt_architectures |
| Authors |
M._Lombart,_G._Chauvin,_P._Rojo,_E._Lagadec,_P._Delorme,_H._Beust,_M._Bonnefoy,_R._Galicher,_R._Gratton,_D._Mesa,_M._Bonavita,_F._Allard,_A._Bayo,_A._Boccaletti,_S._Desidera,_J._Girard,_J._Jenkins,_H._Klahr,_G._Laibe,_A.-M._Lagrange,_C._Lazzoni,_G.-D._Marleau,_D._Minniti_and_C._Mordasini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08850 |
プリシーケンスとメインシーケンスの星の周りのほこりっぽい破片ディスクは、惑星と太陽系外惑星の存在の潜在的な道標です。したがって、巨大惑星の形成は、円盤の進化において重要な役割を果たすと予想されます。これは、通常、実質的な空間構造を示す主系列星の周りの若い原始惑星系および冷たいほこりっぽい破片ディスクの現存するサブミリメートル近赤外線画像によって間接的に確認されます。画像化された巨大惑星の最近の発見の大部分は、星間円盤をホストしている初期のタイプの若い星の周りで得られました。この文脈で、私たちは巨大惑星発見の可能性を最大化し、22人の若い初期型星を標的とするように設計された直接イメージングプログラムを実施しました。それらの約半分は、マルチベルトアーキテクチャの兆候を示しています。IRDISデュアルバンドイメージャーとSPHEREのIFSインテグラルフィールドスペクトログラフを使用して、高コントラストのコロナグラフ微分近赤外線画像を取得し、これらの若い、ほこりっぽい、初期型の星の近い環境で体系的な検索を行いました。HIP34276、HIP101800、HIP117452の周囲で検出されたコンパニオンは、静止したバックグラウンドソースとバイナリコンパニオンであることを確認しました。HIP8832、HIP16095、およびHIP95619の周辺の候補者は、バックグラウンド汚染として決定されます。デブリベルトの存在を推測する星の場合、デブリギャップをクリアするために必要な惑星の理論上の最小質量を計算できます。動的質量制限は少なくとも$0.1M_J$であり、$1M_J$を超えることができます。ダイレクトイメージングデータは通常、1$''$で$\sim3.6M_J$までの惑星に敏感で、最良の場合は$1.7M_J$です。これらの2つの制限は、各ターゲットの周囲に存在する可能性のある惑星系を厳しく制限します。これらのシステムは、おそらく次世代の惑星撮像装置で検出可能になるでしょう。
光化学ヘイズによって生成された太陽系外惑星の透過スペクトルにおけるスーパーレイリー勾配
惑星外大気の光透過スペクトルのスペクトル勾配は、エキゾチックな雲の特性に関する情報をカプセル化します。傾斜は通常、小さなエアロゾル粒子によって引き起こされるレイリー散乱に起因しますが、最近の検索研究では、傾斜が通常のレイリー傾斜よりも急であることが多いことが示唆されています。ここでは、激しい混合雰囲気で形成される光化学ヘイズがそのような超レイリー勾配を説明できることを提案します。まず、高度に応じて大気の不透明度が増加する垂直不透明度勾配によって、スペクトル勾配が急勾配になる可能性があることを分析的に示します。微物理モデルを使用して、特に渦の混合が実質的に効率的である場合、このような不透明度の勾配が光化学ヘイズによって自然に生成できることを示します。かすんでいる大気の透過スペクトルは、ヘイズの質量流束と渦拡散係数の観点から、4つの典型的な領域に分けることができます。渦拡散係数が十分に高く、ヘイズの質量流束が中程度の値になる場合、透過スペクトルのスペクトルスロープはレイリースロープの2〜4倍急になる可能性があることがわかります。大気循環の最近の研究で示唆された渦拡散係数に基づいて、光化学ヘイズが優先的に1000--1500Kの平衡温度の惑星でスーパーレイリースロープを生成することを示唆しています。これは、最近の検索研究の結果と一致している可能性があります。私たちの結果は、ヘイズ形成の観点からスペクトル勾配の観測を解釈するのに役立ちます。
恒星の掩蔽、測光、および天文測定データを組み合わせた、大規模な海王星横断オブジェクト2002 TC $ _ {302} $
| Title |
The_large_Trans-Neptunian_Object_2002_TC$_{302}$_from_combined_stellar_occultation,_photometry_and_astrometry_data |
| Authors |
J._L._Ortiz,_P._Santos-Sanz,_B._Sicardy,_G._Benedetti-Rossi,_R._Duffard,_N._Morales,_F._Braga-Ribas,_E._Fern\'andez-Valenzuela,_V._Nascimbeni,_D._Nardiello,_A._Carbognani,_L._Buzzi,_A._Aletti,_P._Bacci,_M._Maestripieri,_L._Mazzei,_H._Mikuz,_J._Skvarc,_F._Ciabattari,_F._Lavalade,_G._Scarfi,_J._M._Mari,_M._Conjat,_S._Sposetti,_M._Bachini,_G._Succi,_F._Mancini,_M._Alighieri,_E._Dal_Canto,_M._Masucci,_M._Vara-Lubiano,_P._J._Guti\'errez,_J._Desmars,_J._Lecacheux,_R._Vieira-Martins,_J._I._B._Camargo,_M._Assafin,_F._Colas,_W._Beisker,_R._Behrend,_T._G._Mueller,_E._Meza,_A._R._Gomes-Junior,_F._Roques,_F._Vachier,_S._Mottola,_S._Hellmich,_A._Campo_Bagatin,_A._Alvarez-Candal,_S._Cikota,_A._Cikota,_J._M._Christille,_A._P\'al,_C._Kiss,_T._Pribulla,_R._Kom\v{z}\'ik,_J._M._Madiedo,_V._Charmandaris,_J._Alikakos,_et_al._(22_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08881 |
2018年1月28日、大規模なトランスネプチュニアンオブジェクト（TNO）2002TC302は、GaiaDR2恒星カタログでID130957813463146112のm$_v=$15.3の星を覆い隠しました。イタリア、フランス、スロベニア、スイスから12の正の掩蔽和音が得られました。また、北と南の四肢の近くで4つの陰性検出が得られました。これは、これまでに発行されたコードの数の観点から、冥王星以外のTNOによって観測された最も良い恒星食を表します。12弦から、ニアミスと互換性のある、身体の瞬間的な投影への正確な楕円フィットが得られます。結果の楕円は、それぞれ543$\pm$18kmと460$\pm$11kmの主軸と副軸を持ち、副軸の位置角度は3$\pm$1度です。この情報と、シエラネバダ天文台の1.5m望遠鏡およびカラーアルト天文台の1.23m望遠鏡で得られた回転光曲線を組み合わせることで、静水圧平衡の仮定に基づいて、可能な3D形状と体の密度推定を導き出すことができます。有効面積相当直径は、ハーシェルおよびスピッツァー宇宙望遠鏡からの熱データを使用して、放射測定で導出された直径より$\sim$84km小さくなります。これは、すべての熱流束を考慮に入れて、直径$\sim$300kmまでの未解決の衛星の存在を示している可能性がありますが、熱結果のかなりの不確実性を考えると、掩蔽と熱直径はエラーバー内で互換性があります。潜在的な衛星の存在は、ここに示されている他の地上ベースのデータとも一致しているようです。H$_V$の測定値と組み合わせた有効な掩蔽直径から、幾何学アルベド0.147$\pm$0.005を導出します。これは、2002TC302に衛星がある場合、多少小さくなります。最適な掩蔽光の曲線は、リングフィーチャの兆候や地球規模の大気の兆候を示していません。
星団進化におけるバックグラウンドポテンシャルの影響：緩和時間スケールの遅延と暴走衝突プロセス
| Title |
The_effects_of_a_background_potential_in_star_cluster_evolution:_a_delay_in_the_relaxation_time-scale_and_runaway_collision_processes |
| Authors |
B._Reinoso,_D.R.G._Schleicher,_M._Fellhauer,_N.W.C._Leigh,_R.S._Klessen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07807 |
密集した星団における暴走恒星衝突は、それらのシステムの中心にある非常に重い星や青いストラグラーの存在を説明するために呼び出されます。このプロセスは、宇宙の最初の星団についても調査されており、いくつかの点で崩壊して中間質量のブラックホールになる可能性のある星を生成することが示されています。星団の初期の進化には、星が形成されるガスの明示的なモデリングが必要ですが、これらの計算には非常に時間がかかり、追加の原因となるバックグラウンドの可能性を含めることでガスの影響を正確に処理できることがよくあります重力。この近似を適用して、$N$体のシミュレーションを実行することにより、宇宙で形成された最初の密な星団の初期進化をモデル化します。私たちの目標は、追加の重力が、星団の中央部分。私たちの結果は、背景のポテンシャルが星の速度を増加させ、クラスターの進化と中心にある巨大な星の暴走成長の全体的な遅延を引き起こしていることを示しています。連星の個体数は、星の運動エネルギーの増加により低くなり、最初は恒星の衝突の数が減り、緩和過程にも影響があることを示しています。これらの影響にもかかわらず、衝突が長時間にわたって維持されている場合、外部ポテンシャルは、マージ製品の質量を$\sim$2倍に高めます。
HII領域W28A2でトリガーされた大質量星形成：雲-雲衝突シナリオ
| Title |
Triggered_high-mass_star_formation_in_the_HII_region_W28A2:_A_cloud-cloud_collision_scenario |
| Authors |
Katsuhiro_Hayashi,_Satoshi_Yoshiike,_Rei_Enokiya,_Shinji_Fujita,_Rin_Yamada,_Hidetoshi_Sano,_Kazufumi_Torii,_Mikito_Kohno,_Atsushi_Nishimura,_Akio_Ohama,_Hiroaki_Yamamoto,_Kengo_Tachihara,_Graeme_Wong,_Nigel_Maxted,_Catherine_Braiding,_Gavin_Rowell,_Michael_Burton_and_Yasuo_Fukui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07933 |
12COと13CO（J=1-0）および12CO（Jを使用して、励起星から5-10pcに及ぶ分子雲を調査することにより、HII領域W28A2における高質量星形成の研究について報告します。=2-1）NANTEN2およびMopraの観測によって取得されたデータ。これらの分子雲は、V_LSR〜-4kms$^{-1}$、9kms$^{-1}$、16kms$^{-1}$にCO強度のピークを持つ3つの速度成分で構成されています。最高のCO強度は、V_LSR〜9kms$^{-1}$で検出され、O6.5-B0.5のスペクトルタイプの高質量星が埋め込まれています。エキサイティングなソースの方向に向かってこれらのクラウドを接続するブリッジ機能が見つかりました。ガス分布とラジオ連続放出および8um赤外線放出との比較は、空間的一致/反一致を示し、ガスと励起源の間の物理的な関連を示唆しています。12COJ=2-1から1-0の強度比は、-4kms$^{-1}$および+9kms$^{-1}$の励起光源に対して高い値（>0.8）を示します雲は、おそらく高質量星による加熱が原因であるが、CO強度ピーク（V_LSR〜9kms$^{-1}$）での強度比は約0.6に低下し、高密度ガスによる自己吸収を示唆している+9kms$^{-1}$雲の手前。-4kms$^{-1}$と+9kms$^{-1}$雲の間、および-4kms$^{-1}$と+16kmの間の部分的に相補的なガス分布が見つかりましたs$^{-1}$雲。刺激的な光源は、-4kms$^{-1}$と+9kms$^{-1}$雲の重なり合う領域に向かって配置されています。銀河系の大規模な星団RCW38とNGC6334でも同様のガス特性が見られ、星の形成を引き起こす雲の衝突の初期段階が示唆されています。これらの結果に基づいて、雲と雲の衝突によって引き起こされるW28A2領域での高質量星の形成の可能性について議論します。
ブレザーS5 0716 + 714のマルチバンド光学変動特性の幾何学的解釈
| Title |
A_geometrical_interpretation_for_the_properties_of_multiband_optical_variability_of_the_blazar_S5_0716+714 |
| Authors |
Marina_S._Butuzova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08161 |
2014年4月から2015年4月までの23夜に行われたblazarS50716+714の夜間変動のマルチバンド観測の結果を示します。明るいときの青色の傾向は、夜間データと夜間データの両方で検出されます。媒体が光放射に対して透明になる領域を横切るジェット成分は、S50716+714のほとんどすべての光放射を形成すると仮定します。コンポーネントの一般的な軌道からのコンポーネントの一部の偏差により、これらのパーツのドップラー係数が増加する可能性があります。コンポーネントのこれらの部分によって達成されるさまざまな最大ドップラーファクターと、凹面シンクロトロン自己吸収スペクトルによってそれらが占めるさまざまなボリュームにより、変動における観察されたさまざまなカラーインデックスの動作と、より明るいときのより明るい動作の依存性がないことを説明します。オブジェクトの大きさ。夜間および夜間データからスペクトル最大周波数を推定しました。$\nu_{\text{m}}\approx（1.0-2.5）\cdot10^{14}$GHzの取得値の一致と、$\nu_{\text{m}}$が少ないという事実の両方光学観測の周波数よりも、光学範囲で放射するblazarS50716+714領域の性質に関する仮定を確認できます。
銀河分子雲における赤外線暗雲と大質量星形成活動
| Title |
Infrared_Dark_Clouds_and_high-mass_star_formation_activity_in_Galactic_Molecular_Clouds |
| Authors |
R._Retes-Romero_(1,2),_Y._D._Mayya_(1),_A._Luna_(1)_and_L._Carrasco_(1)_((1)_INAOE,_Puebla,_Mexico,_(2)_UPAEP,_Puebla,_Mexico) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08173 |
彼らの発見以来、赤外線ダーククラウド（IRDC）は、通常、大質量（HM）の星形成の始まりにあると考えられています。近年、すべてのIRDCがHMYoungStellarObjects（YSO）を備えているわけではないことが認識されています。特定の質量サイズ基準を満たす、または同等に特定の閾値密度を超えるIRDCのみがHMYSOを含むことがわかります。すべての場合において、IRDCは恒星クラスターの形成に理想的な条件を提供します。この論文では、IRDCとHMスター形成との関係を再検討するために、IRDCの大量の恒星含有量を調べます。この目的のために、12個の銀河分子雲（MC）のサンプルに関連付けられているすべてのIRDCを特定しました。選択されたMCは、以前の調査でYSOを体系的に検索する対象でした。YSOのカタログ化された位置は、識別された各IRDCに埋め込まれたすべてのYSOを検索するために使用されています。合計で、128のIRDCに834のYSOが見つかりました。IRDCのサンプルは、319Mo/pc2の平均表面密度、1062Moの平均質量、および質量関数べき乗則勾配-1.8を持ちます。これは、IRDCの完全なサンプルの対応するプロパティと前の結果の物理的プロパティに類似しています。研究。少なくとも1つの中間から高質量の若い星を含むそれらすべてのIRDCは、HM星を形成するために頻繁に使用される質量サイズ基準を満たしていることがわかります。ただし、質量サイズ基準を満たすすべてのIRDCにHMスターが含まれているわけではありません。頻繁に使用される質量サイズ基準は、IRDCが大規模な星を形成する確率の35％に相当することがわかります。IRDCの25（20％）は、100Moを超える質量の星団の潜在的なサイトです。
ALMAによって明らかにされた大規模なプロトクラスターG286.21 + 0.17のガス運動学
| Title |
Gas_Kinematics_of_the_Massive_Protocluster_G286.21+0.17_Revealed_by_ALMA |
| Authors |
Yu_Cheng,_Jonathan_C._Tan,_Mengyao_Liu,_Wanggi_Lim_and_Morten_Andersen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08197 |
$C^{18}O$（2-1）、$N_2D^+$（3-のスペクトル線を使用して、AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArrayで大規模なプロトクラスターG286.21+0.17のガスの運動学とダイナミクスを研究します2）、$DCO^+$（3-2）および$DCN$（3-2）。パーセクのクランプスケールでは、$C^{18}O$放出は全身速度の周りに非常にフィラメント状に見えます。$N_2D^+$と$DCO^+$は、ダストの連続体とより密接に関連しています。$DCN$はプロトクラスターセンターに強く集中しており、$N_2D^+$と$DCO^+$は検出されないか、わずかしか検出されません。これは、この領域が比較的進化した段階にあるためと考えられます。76の連続体で定義された高密度コアのスペクトル（通常はサイズが数1000AU）を分析して、それらの重心速度と内部速度分散を測定します。異なる高密度ガストレーサー間で、コアの統計的に有意な速度オフセットはありません。さらに、高密度コアの大部分（71\％）は、周囲の低密度の$C^{18}O$放出ガスに対してサブサーマル速度オフセットを持っています。不確実性の範囲内で、G286の密集したコアは、ビリアル平衡にあることと一致する内部運動学を示します。クランプスケールでは、コアからコアへの速度分散も、プロトクラスターポテンシャルのビリアル平衡に必要なものと同様です。ただし、コアの速度の分布は、主に2つの空間的に異なるグループで構成されています。これは、システムへの最近/継続的な流入が原因で、高密度分子ガスがビリアル平衡にまだ緩和されていないことを示しています。
大規模な星団の形成における恒星変動
大規模なプロトクラスターG286.21+0.17を含む6\arcmin$\times$6\arcmin領域の近赤外（NIR）変動分析を提示します。サンプルの総数は5000を超えるオブジェクトで構成され、そのうちの562は赤外線の色に基づいて星間円盤の兆候を示しています。データには、F110WバンドとF160Wバンドで3年離れた2つのエポックで取得されたHST観測が含まれています。363個のオブジェクト（サンプルの7％）は有意なレベル（Stetsonインデックス>1.7）でNIR変動を示し、ディスクの過剰な若い恒星オブジェクト（YSO）の変動率（14％）が高くなっています。両方のNIRバンドに見られる4つの高振幅（>0.6等）の変数を特定しました。この調査で最も変化しやすい天体の追跡調査とアーカイブ観測（G286.2032+0.1740）により、2011年から2019年までの8年間で、3.5等級のKバンドで上昇する光度曲線が明らかになりました。全体的に、G286.2032+0.1740の一時的な動作は、典型的なFUOriオブジェクトのそれに似ていますが、そのバースト前の光度は、非常に低い質量（$<0.12\：M_\odot$）であることを示しており、まだ進行中の爆発イベント。
タツノオトシゴは何を飲み込みましたか？ APEX 170 GHzでのSeahorse赤外線暗い雲の化学状態の観測
APEX望遠鏡を使用して、フィラメント状のタツノオトシゴの赤外線の暗い雲の全範囲に沿って14の位置に向かって約170GHzの周波数で発生するスペクトル線を観察しました。6つのスペクトル線の遷移が完全に検出されました（$\geq3\sigma$）、つまり、SO$（N_J=4_4-3_3）$、H$^{13}$CN$（J=2-1）$、H$^{13}$CO$^+（J=2-1）$、SiO$（J=4-3）$、HN$^{13}$C$（J=2-1）$、およびC$_2$H$（N=2-1）$。SO、H$^{13}$CO$^+$、およびHN$^{13}$Cがすべてのソースで検出されましたが、C$_2$HおよびH$^{13}$CNの検出率はそれぞれ92.9％と85.7％。1つの線源（SMM3）のみが検出可能なSiO放出（7.1％検出率）を示しました。3つの束（SMM5、6、7）は、SO、H$^{13}$CN、H$^{13}$CO$^+$、HN$^{13}$C、およびC$_2を示しました吸収の$Hライン。C$_2$HとHN$^{13}$CとHN$^{13}$CとH$^{13}$CO$^+の間の分子存在量の間に、3つの正の相関が見つかりました$が最も重要です（相関係数$r\simeq0.9$）。私たちが明らかにした統計的に最も重要な進化的トレンドは、C$_2$Hの存在量と$[{\rmHN^{13}C}]/[{\rmH^{13}CN}]$の比率の低下です。塊がIRの暗い段階からIRの明るい段階に、次にHII領域に進化するにつれて。異なる分子存在量の間に見つかった相関関係は、気相電子（イオン化度）と原子炭素存在量から生じると理解できます。私たちが見つけた[C$_2$H]進化的指標は以前の研究と一致しており、特に着火後に塊の温度が上昇したときにC$_2$Hが他の種（COなど）に変換されることで説明できます塊の中の熱い分子コア。凝集塊の発生に伴う$[{\rmHN^{13}C}]/[{\rmH^{13}CN}]$の減少は、凝集塊の温度の上昇を反映している可能性が高く、HCNとその$^{13}$Cアイソトポローグの形成を強化しました。
内部ディスクの超新星残骸までの距離
| Title |
Distances_to_the_Supernova_Remnants_in_the_Inner_Disk |
| Authors |
Shu_Wang,_Chengyu_Zhang,_Biwei_Jiang,_He_Zhao,_Bingqiu_Chen,_Xiaodian_Chen,_Jian_Gao,_Jifeng_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08270 |
超新星残骸（SNR）の距離測定は不可欠であり、重要です。物理的なサイズ、ダストの質量、およびSNRの他のいくつかのプロパティの正確な推定は、正確な距離測定に大きく依存します。ただし、SNR距離の決定は依然として困難な作業です。赤い塊星（RC）は、長い歴史の中で標準的なキャンドルとして使用されてきました。この作業では、RCをトレーサーとして使用して、内部ディスク内のSNRの大きなグループまでの距離を決定します。まず、近赤外（IR）色度図（CMD）に基づいてRCスターを選択します。次に、RCスターまでの距離と消滅を計算します。測定可能な距離範囲を拡張するために、2MASS調査からの近赤外測光データをより深いUKIDSSおよびVVV調査と組み合わせます。ガイア視差の助けを借りて、小人や巨人などの汚染物質も取り除きます。SN爆発は周囲の星間物質を圧縮するため、SNR領域は周囲よりも密になり、より高い消光を示します。次に、SNRの距離は、消光とその勾配が周囲の媒体の勾配よりも高い位置によって認識されます。銀河の内部ディスクで合計63のSNRの距離が決定され、信頼性が低下する3つのレベルA、B、Cに分割されます。43SNRまでの距離は、信頼性AまたはBで十分に決定されています。SNRの直径とダスト質量は、取得された距離と消滅により推定されます。
Orion B分子雲におけるC18O、13CO、12COの存在量と励起温度：局所熱力学平衡近似内でスペクトル線をモデリングするときに達成可能な精度の分析
| Title |
C18O,_13CO,_and_12CO_abundances_and_excitation_temperatures_in_the_Orion_B_molecular_cloud:_An_analysis_of_the_precision_achievable_when_modeling_spectral_line_within_the_Local_Thermodynamic_Equilibrium_approximation |
| Authors |
Antoine_Roueff_(1),_Maryvonne_Gerin_(2),_Pierre_Gratier_(3),_Francois_Levrier_(4),_Jerome_Pety_(5_and_2),_Mathilde_Gaudel_(2),_Javier_R._Goicoechea_(6),_Jan_H._Orkisz_(7),_Victor_de_Souza_Magalhaes_(5),_Maxime_Vono_(8),_Sebastien_Bardeau_(5),_Emeric_Bron_(9),_Jocelyn_Chanussot_(10),_Pierre_Chainais_(11),_Viviana_V._Guzman_(12),_Annie_Hughes_(13),_Jouni_Kainulainen_(7),_David_Languignon_(9),_Jacques_Le_Bourlot_(9),_Franck_Le_Petit_(9),_Harvey_S._Liszt_(14),_Antoine_Marchal_(15),_Marc-Antoine_Miville-Deschenes_(16),_Nicolas_Peretto_(17),_Evelyne_Roueff_(9),_Albrecht_Sievers_(5)_((1)_Aix_Marseille_Univ,_CNRS,_Centrale_Marseille,_Institut_Fresnel,_Marseille,_France,_(2)_LERMA,_Observatoire_de_Paris,_PSL_Research_University,_CNRS,_Sorbonne_Universites,_Paris,_France,_(3)_Laboratoire_d'Astrophysique_de_Bordeaux,_Univ._Bordeaux,_CNRS,_Pessac,_France,_(4)_Laboratoire_de_Physique_de_l'Ecole_normale_superieure,_ENS,_Universite_PSL,_CNRS,_Sorbonne_Universite,_Universite_de_Paris,_Sorbonne_Paris_Cite,_Paris,_France,_(5)_IRAM,_Saint_Martin_d'Heres,_France,_(6)_Instituto_de_Fisica_Fundamental_(CSIC),_Madrid,_Spain,_(7)_Chalmers_University_of_Technology,_Department_of_Space,_Earth_and_Environment,_Gothenburg,_Sweden,_(8)_University_of_Toulouse,_IRIT/INP-ENSEEIHT,_CNRS,_Toulouse,_France,_(9)_LERMA,_Observatoire_de_Paris,_PSL_Research_University,_CNRS,_Sorbonne_Universites,_Meudon,_France,_(10)_Univ._Grenoble_Alpes,_Inria,_CNRS,_Grenoble_INP,_GIPSA-Lab,_Grenoble,_France,_(11)_Univ._Lille,_CNRS,_Centrale_Lille,_UMR_9189_-_CRIStAL,_Villeneuve_d'Ascq,_France,_(12)_Instituto_de_Astrofisica,_Pontificia_Universidad_Catolica_de_Chile,_Santiago,_Chile,_(13)_Institut_de_Recherche_en_Astrophysique_et_Planetologie_(IRAP),_Universite_Paul_Sabatier,_Toulouse,_France,_(14)_National_Radio_Astronomy_Observatory,_Charlottesville,_USA,_(15)_Canadian_Institute_for_Theoretical_Astrophysics,_University_of_Toronto,_Canada,_(16)_AIM,_CEA,_CNRS,_Universite_Paris-Saclay,_Universite_Paris_Diderot,_Sorbonne_Paris_Cite,_Gif-sur-Yvette,_France,_(17)_School_of_Physics_and_Astronomy,_Cardiff_University,_Queen's_buildings,_Cardiff,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08317 |
CO同位体遷移は、分子雲で日常的に観察され、ガスのカラム密度、炭素と酸素の元素比を調べ、環境の運動学を追跡します。オリオンB分子雲のサブセットに向かう3つの主要なCO同位体の存在量、励起温度、速度場、速度分散を推定することを目的としています。CramerRaoBound（CRB）手法を使用して、局所熱力学的平衡励起および加法性ホワイトガウスノイズを伴う放射伝達のフレームワークにおける物理パラメーターの精度を分析および推定します。COアイソトポログの1-0および2-1遷移から物理的条件を推定する最尤推定量を提案します。シミュレーションは、この推定量が、一般的な範囲の励起温度とカラム密度（Tex>6K、N>1e14-1e15cm-2）に対して偏りがなく効率的であることを示しています。一般的な仮定に反して、異なるCOアイソトポログには異なる励起温度があり、異なるアイソトポログ間の線強度比はカラム密度比を正確に反映していません。他の分子雲に対する以前の決定と一致する平均フラクショナルアバンダンスを見つけます。ただし、UV放射フィールドに曝された領域だけでなく、シールドされた領域でも、かなりの局所的な偏差が推測されます。これらの偏差は、選択的な光解離、化学的分別、および粒子表面の減少の間の競合に起因します。C18O放出の速度分散は13COのそれよりも10％小さいことがわかります。同じ種の2つの異なる回転遷移の同時分析から生じる実質的なゲインは、厳密に定量化されます。CRB手法は、スペクトル線の適合から物理パラメータの推定を分析するための有望な手段です。
ハード-選択されたアクティブ銀河核のX線。 I.高周波でのラジオビュー
| Title |
Hard_-_X-rays_selected_Active_Galactic_Nuclei._I._A_radio_view_at_high-frequencies |
| Authors |
E._Chiaraluce_(1,2),_F._Panessa_(1),_G._Bruni_(1),_R._D._Baldi_(3,4,1),_E._Behar_(5),_F._Vagnetti_(2),_F._Tombesi_(2,6,7,8),_I._McHardy_(3)_((1)_INAF_-_Istituto_di_Astrofisica_e_Planetologia_Spaziali,_(2)_Univerisit\`a_di_Roma_Tor_Vergata,_(3)_University_of_Southampton,_(4)_Universit\`a_degli_Studi_di_Torino,_(5)_Physics_Department,_Technion,_Haifa,_(6)_INAF_Astronomical_Observatory_of_Rome,_(7)_Department_of_Astronomy,_University_of_Maryland,_(8)_NASA/Goddard_Space_Flight_Center) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08569 |
アクティブ銀河核（AGN）での電波放射の徹底的な研究は、放射と降着プロセスと放出プロセスの間の相互作用の原因となる物理的メカニズムを理解するために基本的に重要です。高周波電波観測は、より小さな放出領域の核への寄与を対象とすることができ、吸収の影響をあまり受けません。近くにある16（0.003$\le$z$\le$0.3）ハードのJVLA22および45GHz観測を提示-X線が（サブ）-kpcスケールでAGNを選択し、数十のuJyビーム$^{-1}$感度。フラックス密度が数百uJyビーム$^{-1}$から数十Jy（特定の光度が$\sim$10$^{20}$から$\sim$10$^{25}\の範囲である15/16の光源を検出しました、W\、Hz^{-1}$（22GHzの場合）。検出されたすべてのソースはコンパクトコアをホストし、8つはいずれかの周波数でコアが支配的で、他のソースも拡張された構造を示します。スペクトルインデックスは、急勾配からフラット/反転までの範囲です。この証拠は、コア+ジェットシステム（6/15）、周囲の星の形成（1/15）を伴うコア、または視線（3/15）に近い方向を向いたジェットによるもののいずれかであると解釈します。コロナまたはジェットの基部から（1/15）、異なるプロセス間で縮退がある可能性があります。4つの情報源は、その性質を明らかにするためにより多くのデータを必要とします。これらの周波数では、光学的に薄い拡張コンポーネントがフラットスペクトルコアと共に存在すると結論付けます。${L_R}/{L_X}\sim10^{-5}$の関係が大まかに続き、高温のコロナからの電波放射への寄与の可能性を示しています。無線コア（22および45GHz）とX線の光度の間の弱い有意な相関については、降着-放出フレームワークに照らして説明します。
シミュレートされた渦巻銀河の円盤を超えたライマン-アルファ吸収
| Title |
Lyman-\alpha_absorption_beyond_the_disk_of_simulated_spiral_galaxies |
| Authors |
Bernhard_R\"ottgers_(1),_Thorsten_Naab_(1),_Miha_Cernetic_(1),_Romeel_Dav\'e_(2_and_3_and_4),_Guinevere_Kauffmann_(1),_Sanchayeeta_Borthakur_(5),_Horst_Foidl_(6)_((1)_Max-Planck_Institut_f\"ur_Astrophysik,_Garching,_Germany,_(2)_Institute_for_Astronomy,_Royal_Observatory,_Univ._of_Edinburgh,_Edinburgh,_UK,_(3)_University_of_the_Western_Cape,_Bellville,_Cape_Town,_South_Africa,_(4)_South_African_Astronomical_Observatories,_Observatory,_Cape_Town,_South_Africa,_(5)_School_of_Earth_and_Space_Exploration,_Arizona_State_University,_Tempe,_AZ,_USA,_(6)_Department_of_Astrophysics,_University_of_Vienna,_Wien,_Austria) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08580 |
現在の渦巻銀河に似た11の宇宙ズームシミュレーションのスイートで、銀河系周囲の媒体（CGM）の起源と特性の分析を提示します。平均して、銀河はバリオンの宇宙画分の約50％を保持し、ほぼ等間隔の円盤（星間物質）ガス、冷たいCGMガス、および温熱CGMガスに分けられます。半径が50kpc未満の場合、CGMは中央の銀河から注入された再利用された温熱ガスによって支配されます。一方、半径が大きい場合、ハローに付着した冷たいガスが支配します。リサイクルされたガスは通常、CGM質量の3分の1を占めます。公開されている新しい分析ツール\textsc{pygad}を導入して、イオンの存在量と模擬吸収スペクトルを計算します。Lyman-${\alpha}$吸収の場合、シミュレートされた等価幅（EW）分布と大きな半径までの観測値がよく一致しています。静止したアセンブリ履歴を持つ円盤銀河は、円盤の主軸に沿って大幅に多くの吸収を示します。EWとHIの列密度を比較すると、CGMLyman-${\alpha}$吸収体は、穏やかに増加する有効線幅$b\約50〜70$kms$^{-1}$で最もよく表されていることがわかりますハロー質量で、通常想定されるよりも大きい。
暗黒エネルギー調査における急速に進化する過渡現象のホスト銀河
| Title |
The_Host_Galaxies_of_Rapidly_Evolving_Transients_in_the_Dark_Energy_Survey |
| Authors |
P._Wiseman,_M._Pursiainen,_M._Childress,_E._Swann,_M._Smith,_L._Galbany,_C._Lidman,_T._M._Davis,_C._P._Guti\'errez,_A._M\"oller,_B._P._Thomas,_C._Frohmaier,_R._J._Foley,_S._R._Hinton,_L._Kelsey,_R._Kessler,_G._F._Lewis,_M._Sako,_D._Scolnic,_M._Sullivan,_M._Vincenzi,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_J._Annis,_E._Bertin,_S._Bhargava,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_D._Carollo,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_H._T._Diehl,_P._Doel,_S._Everett,_P._Fosalba,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gaztanaga,_K._Glazebrook,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_M._Lima,_M._A._G._Maia,_J._L._Marshall,_P._Martini,_F._Menanteau,_R._Miquel,_A._Palmese,_F._Paz-Chinch\'on,_A._A._Plazas,_A._K._Romer,_E._Sanchez,_V._Scarpine,_M._Schubnell,_S._Serrano,_I._Sevilla-Noarbe,_N._E._Sommer,_E._Suchyta,_M._E._C._Swanson,_G._Tarle,_B._E._Tucker,_D._L._Tucker,_T._N._Varga,_A._R._Walker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08653 |
急速に変化する過渡現象（RET）は、高速青色光学過渡現象（FBOT）とも呼ばれ、天体物理学的イベントの明確なクラスです。それらは、一般的なクラスの超新星（SNe）よりもはるかに速く減衰し、ピーク光度の広大な範囲に広がり、1を超える赤方偏移が見られる光度曲線を特徴とします。高速タイムスケールでの進化により、高品質の追跡観測が妨げられ、起源と爆発/排出メカニズムは解明されていないままです。このホワイトペーパーでは、DarkEnergySurveyの106個のオブジェクトで構成される現在までのRETの最大のサンプルを定義し、RETホスト銀河の最も包括的な分析を実行します。ディープスタック測光とOzDES分光法からの輝線を使用して、49のホスト銀河の星の質量と星形成率（SFR）、37の金属性を導出します。RETは星形成銀河でのみ爆発し、したがって可能性が高い大規模な星に関連付けられています。RETホストを他の爆発的な過渡現象のホスト銀河とフィールド銀河のサンプルと比較すると、RETは、特定のSFRが高い銀河を好むことがわかり、剥奪エンベロープSNeと同様に、若い恒星集団へのリンクを示しています。RETホストは、化学的富化の欠如、長時間のガンマ線バーストおよび超光輝性SNホスト銀河に類似したそれらの金属性を示すようです。ホスト銀河の特性と過渡現象自体のピークの大きさまたは減少率との間に明確な関係はありません。
RCW120の光解離領域に向けたAPEX CO観測
| Title |
APEX_CO_observations_towards_the_photodissociation_region_of_RCW120 |
| Authors |
Miguel_Figueira,_Annie_Zavagno,_Leonardo_Bronfman,_Delphine_Russeil,_Ricardo_Finger,_Fr\'ed\'eric_Schuller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08810 |
イオン化（HII）領域の端は、（高質量）星の形成にとって重要な場所です。実際、銀河系の高質量星形成の少なくとも30％がそこで観察されます。HII領域の放射と圧縮の影響は、収集と崩壊（C＆C）または放射線駆動爆縮（RDI）モデルなどのさまざまなメカニズムに従って境界で星の形成を誘発し、それらのプロパティを変更する可能性があります。銀河HII領域RCW120の写真解離領域（PDR）にある2つのゾーンの特性を研究し、物理的状態と両方の塊で見つかった若い星の内容の関数としてそれらについて議論しました。APEX望遠鏡を使用して、サイズ1.5'$\times$1.5'の2つの領域を、RCW120の最も巨大な塊をホストし、若い大規模なソースをホストし、HII領域内に突起を示し、より進化した低質量ソースをホストする塊にマップしました。$^{12}$CO（$J=3-2$）、$^{13}$CO（$J=3-2$）およびC$^{18}$O（$J=3-2$）行は、これらの束のプロパティとダイナミクスを導出するために使用されます。ホストされている星の形成との関係について議論します。速度分散の増加と$T_{ex}$は、ハーシェルで星形成が観察されるマップの中心に向かって見られます。さらに、両地域とも超音速マッハ数を示しています。C$^{18}$O光解離に対する遠紫外線（FUV）放射の影響に関する強力な証拠は見つかりませんでした。C＆Cが機能するために必要な断片化時間は、RCW120の動的年齢に相当し、領域Bの特性は明るい縁の雲と一致しています。これは、圧縮の証拠とともに、C＆CがRCW120の端で機能している可能性があるという事実を強化します。さらに、PDRの東部にある塊は、RDIメカニズムによって星形成が誘発される可能性がある既存の塊の良い候補です。
中赤外線バブルN14をホストする拡張システムの物理的条件の調査
| Title |
Investigating_the_physical_conditions_in_extended_system_hosting_mid-infrared_bubble_N14 |
| Authors |
L._K._Dewangan,_T._Baug,_L._E._Pirogov,_D._K._Ojha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08905 |
物理的プロセスを観察的に探索するために、l=13.7-中赤外線バブルN14を含む14.9度に向けた大規模環境の多波長研究を提示します。[31.6、46]km/sでの12CO、13CO、およびC18Oガスの分析により、拡張物理システム（拡張〜59pcx29pc）が明らかになり、d〜で少なくとも5つのグループのATLASGAL870ミクロンダストクランプをホスト3.1kpc。これらの空間的に異なるグループ/サブ領域には不安定な分子の塊が含まれており、いくつかのクラスIの若い恒星オブジェクト（平均年齢〜0.44Myr）に関連付けられています。膨張しているHII領域（バブルN14を含む）に関連するATLASGAL凝集塊の少なくとも3つのグループと、イオン化ガスを含まない、埋め込まれた赤外線の暗い雲がシステム内に見つかります。GMRTおよびTHOR電波連続体データを使用して導出された観測されたスペクトルインデックスは、HII領域での非熱放射の存在を示唆しています。1280MHzでの高解像度GMRTラジオ連続体マップは、かなり若い（年齢〜10^3-10^4歳）である、N14に向かって大規模なB型星によって駆動されるいくつかのイオン化された塊をトレースします。局所的には、星形成の初期段階がすべての群れのグループに向かって明白です。12CO、13CO、およびC18Oの位置速度マップは、選択された経度範囲に向かって振動のような速度パターンを示します。システム内の異なるグループ/サブ領域の存在を考慮すると、速度の振動パターンは断片化プロセスを示しています。これらすべての観察された発見は、観察された階層を説明しているように思われる、拡張された物理システムにおけるグローバル崩壊シナリオの適用性を支持します。
若いコア崩壊超新星残骸MSH 15-52 / RCW 89の高速爆風とエジェクタ
| Title |
Fast_Blast_Wave_and_Ejecta_in_the_Young_Core-Collapse_Supernova_Remnant_MSH_15-52/RCW_89 |
| Authors |
Kazimierz_J._Borkowski,_Stephen_P._Reynolds_and_William_Miltich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07721 |
私たちの銀河におけるコア崩壊超新星（SN）の最も若い既知の残骸の1つはG320.4$-$1.2/MSH15-52で、非常に短い（1700年）スピンダウン年齢のエネルギーパルサーを含み、ストリップされたエンベロープSNIbc。パルサーの北にある明るいX線と電波放射は、H$\alpha$星雲RCW89と重なります。そこでの明るいX線は、非常に異常で不可解な形態を持ち、非常にコンパクトな熱放射ノットとその他の多くから構成されます非熱起源の拡散放出。2017年と2018年のRCW89の新しいX線観測を報告します。Chandraを使用すると、10年間のベースラインで多くのノットとフィラメントの動きを測定できます。速度が$（4000\pm500）d_{5.2}$km/s（$d_{5.2}$は5.2kpcの単位での距離）であり、純粋に非熱スペクトルで、ラジオ対応。多くのコンパクトなX線放出ノットは高速で変化し、速度は5000km/sにもなり、主にパルサーから半径方向に離れています。彼らのスペクトルは、それらがNeおよびMgに富む重元素SNエジェクタであることを示しています。それらはパルサーの北にある密集した周囲媒体との最近の影響で著しく減速されました。わずか数年で、ノットの明るさと形態が急速に進化しています。RCW89のエジェクタノットは、初期速度と密度の点で、光学波長でCasAに見られるものと似ています。それらは同じ起源を持っている可能性がありますが、まだ理解されていませんが、おそらくそれ自体がストリップエンベロープSN爆発に関連していると考えられます。
| Title |
Effects_of_self-gravity_of_the_accretion_disk_around_rapidly_rotating_black_hole_in_long_GRBs |
| Authors |
Ishika_Palit,_Agnieszka_Janiuk,_Petra_Sukova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07824 |
進化するバックグラウンドカーメトリックで長いガンマ線バースト（GRB）に関連するブラックホールの周りの降着円盤の自己重力の影響を研究する方法を規定します。これは、これらの天体物理学のブラックホールの最終的な質量とスピンに対する可能な制約を示した以前の研究の拡張です。ブラックホールの周りに降着する雲の自己力を組み込むことは、イベントの一時的な性質のために非常に重要な側面です。プロセス。動的進化から放出されるエネルギーのほとんどは重力放射の形をしているため、GRBエンジンは高エネルギー粒子と重力波の発生源となる可能性があるため、GRBエンジンの理解は重要です。ここでは、数値モデルで使用するために開発した分析フレームワークについて説明します。数値研究は将来の作業のために計画されています。
PSR〜J2339 $-$ 0533からのガンマ線の軌道変調
| Title |
Orbital_Modulation_of_Gamma_Rays_from_PSR~J2339$-$0533 |
| Authors |
Hongjun_An_(1),_Roger_W._Romani_(2),_and_Matthew_Kerr_(3)_(Fermi-LAT_Collaboration)_((1)_Department_of_Astronomy_and_Space_Science,_Chungbuk_National_University,_Cheongju,_28644,_Republic_of_Korea,_(2)_Department_of_Physics/KIPAC,_Stanford_University,_Stanford,_CA_94305-4060,_USA,_(3)_Space_Science_Division,_Naval_Research_Laboratory,_Washington,_DC_20375-5352,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07888 |
$P_{\rmB}=4.6$hrミリ秒パルサーバイナリPSRJ2339$-$0533の100〜600MeVガンマ線放射の軌道変調について、11年間のフェルミ大面積望遠鏡データを使用して報告します。変調は重要度が高く（確率$p\約10^{-7}$）、ほぼ正弦波であり、パルサーの優れた結合の近くにピークがあり、低エネルギーの100-600MeV帯域でのみ検出されます。変調はオンパルス間隔に限定されており、2.9ミリ秒のパルス信号自体に変化があることを示唆しています。これは、パルス化されておらず、一般にバイナリ内ショックからのビーム放出に関連付けられているため、GeV軌道変調を示す他のいくつかの既知のシステムとは対照的です。加熱されたコンパニオンからの光子のコンプトンアップスキャッタリングを含むいくつかのシナリオについて説明しますが、変調されたパルス信号の起源はまだ明確ではありません。これには縞模様のパルサー風の高いコヒーレンスが必要です。
TianQin天文台での科学：銀河の二重白色矮星連星に関する予備結果
| Title |
Science_with_the_TianQin_Observatory:_Preliminary_Results_on_Galactic_Double_White_Dwarf_Binaries |
| Authors |
Shun-Jia_Huang,_Yi-Ming_Hu,_Valeriya_Korol,_Peng-Cheng_Li,_Zheng-Cheng_Liang,_Yang_Lu,_Hai-Tian_Wang,_Shenghua_Yu,_Jianwei_Mei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07889 |
宇宙ベースの重力波（GW）天文台TianQinで銀河の二重白色矮星（DWD）バイナリを検出する見通しを探ります。この作業では、現在知られているDWDのサンプルと現実的なDWDの合成母集団の両方を分析して、保証された検出の数とミッションの全容量を評価します。TianQinは$\sim100$の既知のDWDから12を検出できることがわかりました。これらのバイナリのGW信号は、ミッションの開始前に詳細にモデル化できるため、検証ソースとして使用できます。その上、TianQinは天の川の$10^4$ものDWDを検出する可能性があると推定しています。TianQinは、軌道の周期と振幅をそれぞれ$\sim10^{-7}$と$\sim0.2$の精度で測定し、検出された母集団の大部分（39％）を上空に特定して、1deg$^2$より。TianQinには、サンプルを最大2桁まで増加させることにより、銀河系のDWDに関する知識を大幅に向上させる可能性があり、電磁望遠鏡と組み合わせてマルチメッセンジャー研究を行うことができると結論付けています。また、TianQinのさまざまな構成の可能性をテストします。1）異なる方向での同じミッション、2）ネットワークに結合された2つの垂直配置、および3）ネットワークとESAリードレーザー干渉計スペースアンテナの組み合わせ。検出器のネットワークにより、光源パラメーターの測定精度が1〜2桁の桁で向上し、上空の定位の改善が最も重要であることがわかります。
Fermi-LATによるカニ星雲からの小さなフレアの検出
| Title |
Detection_of_Small_Flares_from_the_Crab_Nebula_with_Fermi-LAT |
| Authors |
Masanori_Arakawa,_Masaaki_Hayashida,_Dmitry_Khangulyan,_Yasunobu_Uchiyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07958 |
カニのパルサー風星雲（PWN）からのガンマ線は、$\sim100$MeVのエネルギーで大きな変動を示し、最近宇宙搭載ガンマ線望遠鏡で明らかになりました。ここでは、FermiLargeAreaTelescopeで取得した7.4年のデータセットを使用して、ガンマ線フレアを体系的に検索した結果を報告します。カニのパルサーのオフパルス位相を分析すると、これまでに報告されていない7つの低強度フレア（「小さなフレア」）が見つかりました。「小さなフレア」は、CrabPWNの可変シンクロトロン成分に由来し、CrabPWN放出の定常成分とは明らかに異なる特徴を示します。これらは、以前に報告されたフレアと同様に、より大きなフラックスとより強い光子指数によって特徴付けられます。これらのフレア日スケールの時間変動を示し、ガンマ線生成のサイトで$B_{\rmmin}\約1〜\mathrm{mG}$の強い磁場を示唆します。この結果は典型的な値と一致しないようです星雲からの非熱放射のモデリングで明らかになりました。「小さなフレア」の検出は、主なエミッターとは異なる特性を持つ星雲の一部で$100$MeVを超えるガンマ線の生成のヒントを与えます、たとえば、相対論的な大規模運動によるものです。
MAXI GSCによって観測された2017-2018年の爆発の間の銀河超発光X線パルサーSwift J0243.6 + 6124のX線放出の進化
| Title |
X-ray_emission_evolution_of_the_Galactic_ultra-luminous_X-ray_pulsar_Swift_J0243.6+6124_during_the_2017-2018_outburst_observed_by_the_MAXI_GSC |
| Authors |
Mutsumi_Sugizaki,_Motoki_Oeda,_Nobuyuki_Kawai,_Tatehiro_Mihara,_Kazuo_Makishima,_and_Motoki_Nakajima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07971 |
この論文は、MAXIGSCによって観測された2017-2018の巨大な爆発の間の超光速銀河X線パルサー、SwiftJ0243.6+6124のX線放出進化について報告します。2-30keVの光度曲線とエネルギースペクトルにより、光度$L_\mathrm{X}$が$2.5\times10^{39}$ergs$^{-1}$に達し、エディントンの限界より10倍高いことが確認されました。光源が$L_\mathrm{X}\gtrsim0.9\times10^{38}$ergs$^{-1}$で明るい場合、硬度-強度図で負の相関を示しました。ただし、柔らかな色（$=$4-10keV/2-4keV）と硬い色（$=$10-20keV/4-10keV）の2つの硬度比は、特徴的な光度でやや異なる動作を示しました$L_\mathrm{c}\simeq5\times10^{38}$ergs$^{-1}$です。$L_\mathrm{X}<L_\mathrm{c}$の場合、ソフトカラーはハードカラーよりも大きく変化しましたが、$L_\mathrm{c}$の上ではその逆が観察されました。$L_\mathrm{c}$を超えるスペクトルの変化は、$\sim6$keVの幅広い拡張機能によって表されました。パルスプロファイルは、ソースが$L_\mathrm{c}$全体で明るくなるにつれて、単一ピークから二重ピークに移行しました。これらのスペクトルおよびパルス形状の特性は、中性子星表面の降着柱がComptonizedX線放出を生成し、$L_\mathrm{X}$が増加するにつれて徐々に高くなるというシナリオによって解釈できます。広い6keVの増強は、表面磁場$B_\mathrm{s}\simeq1.1\times10^{12}$Gに対応する$\sim10$keVでのサイクロトロン共鳴吸収の結果である可能性があります。FermiGBMデータで計算された周波数微分は、バーストピークまで$L_\mathrm{X}$との滑らかな相関関係を示し、その線形係数は$B_\mathrm{s}であるX線バイナリパルサーのそれに匹敵します。$は$（1-8）\times10^{12}$Gです。これらの結果は、SwiftJ0243.6$+$6124の$B_\mathrm{s}$が$10^{12}$Gの数倍であることを示唆しています。
連星中性子星合併によって生成された高速電波バーストからの電波残光の検出可能性
| Title |
Detectability_of_radio_afterglows_from_Fast_Radio_Bursts_produced_by_Binary_Neutron_Star_Mergers |
| Authors |
Haoxiang_Lin,_Tomonori_Totani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08112 |
連星中性子星（BNS）の合併は、FRBを重力波および短いガンマ線バースト（GRB）に関連付ける、反復および非反復高速無線バースト（FRB）の両方の提案された起源の1つです。この作業では、相対論的ジェットとBNS合併からのより遅い等方性エジェクタの2つのコンポーネントによって供給される無線残光フラックスを計算することにより、FRBに対応する無線の検出可能性を探ります。FRBの電波残光の検出確率は、FRBが強くビームされていないと仮定して、ソース赤方偏移の関数として計算され、時間と磁束感度が観測されます。短いGRBアフターグローから推定されたモデルパラメーター分布が採用されています。$z=0.5$でのFRBの検出確率は、ジェットとピーク成分（$\sim$10日と1年）のタイミングで観測された場合、ジェット成分と等方性成分でそれぞれ3.7と4.1％であることがわかります。典型的な感度は10$\mu$Jyです。確率はそれぞれ10％と14％に増加し、$\sim$1$\mu$Jyの感度は将来の施設（SKAなど）で達成できます。特にFRB180916.J0158+65の繰り返しの場合、合併後$\sim$10年前後にピークとなる等方性成分が検出される可能性が高い（10$\mu$Jy感度で60％）。その近距離の自然な帰結（$z=0.03$）。したがって、このオブジェクトの持続的な電波放射を長期間監視することが重要です。ジェットコンポーネントの検出確率はほぼ同じですが、このFRBのピーク時間（$\sim$200日）はすでに過ぎている可能性があります。
コンパクトオブジェクト衝突からの重力波の検索における高速音源定位
| Title |
High_Speed_Source_Localization_in_Searches_for_Gravitational_Waves_from_Compact_Object_Collisions |
| Authors |
Takuya_Tsutsui,_Kipp_Cannon,_Leo_Tsukada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08163 |
中性子星合体GW170817の電磁気フォローアップの成功以来、マルチメッセンジャー天文学は非常に興味深いものです。ただし、GW170817から得られた情報は、過渡光の検出における長い遅延によって制限されていました。最良のシナリオでも、現在の重力波音源定位法は、一部の周波数帯域では十分ではありません。したがって、精度が低くても、より迅速な位置特定方法が必要です。Excesspowerメソッドに基づいて、わずか数百ミリ秒で事後確率マップを生成するコンパクトオブジェクト衝突の新しいローカリゼーション方法について説明します。精度がいくらか失われ、検索された空の領域は約$10$倍になります。階層スキームで役割を果たすこの新しい手法は、より早い分析がより長い時間スケールで完了するにつれて、初期の場所の推定が高速に反復的に改善されたと考えられます。
TianQin天文台での科学：極端な質量比のインスパイラルに関する予備的な結果
| Title |
Science_with_the_TianQin_observatory:_Preliminary_result_on_extreme-mass-ratio_inspirals |
| Authors |
Hui-Min_Fan,_Yi-Ming_Hu,_Enrico_Barausse,_Alberto_Sesana,_Jian-Dong_Zhang,_Xuefeng_Zhang,_Tie-Guang_Zi,_Jianwei_Mei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08212 |
大質量ブラックホール（MBH）と恒星起源コンパクトオブジェクト（CO）からなるシステムは、極端質量比インスパイラル（EMRI）として知られ、宇宙ベースの重力波検出器にとって非常に重要です。強磁場領域での重力理論のテスト、およびブラックホールの無毛定理の有効性のチェック。この作業では、これらのソースのさまざまな天体物理モデルについて、TianQin天文台のEMRIレートとパラメータ推定機能の計算を示します。TianQinは、10$M_\odot$から最大赤方偏移$\sim2$までのCOを含むEMRIを観測できることがわかります。また、最も楽観的な天体物理学的シナリオでは、検出が年間数十または数百に達する可能性があることもわかりました。固有のパラメータは$\sim10^{-6}$の分数誤差以内に回復すると予想されますが、光度距離と上空の定位の一般的な誤差は、それぞれ10％と10deg$^2$です。EMRIのTianQin観測は、カー四重極モーメントからの可能な偏差を、分数誤差$\lesssim10^{-4}$内に制限することもできます。また、複数の検出器のネットワークにより、検出率（$\sim1.5$-$3$の因数）とパラメーター推定精度（上空のローカリゼーションの20倍の改善と5倍の改善）の両方を改善できることがわかります他のパラメータの場合。）
地球表面における低速暗黒物質の重力集束
地球が暗黒物質（DM）の低速流の高効率重力コレクターとして機能することを示します。DMの流速がジオセンターに対して約17kms$^{-1}$の場合、焦点は地球の表面に表示されます。地球の重力の影響を受ける局所的なDM密度の日変化について説明します。また、銀河系や太陽系の天体に対する同様の影響についても触れます。
狭線と広線のセイファート1銀河間のX線光子指数の比較
| Title |
A_comparison_of_X-ray_photon_indices_among_the_narrow_and_broad-line_Seyfert_1_galaxies |
| Authors |
Vineet_Ojha,_Hum_Chand,_Gulab_Chand_Dewangan,_Suvendu_Rakshit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08352 |
ROSATおよび/またはXMM-軟X線バンド（0.1-2.0keV）のニュートン望遠鏡。均質な分析を実行して、軟X線光子指数（$\Gamma^{s}_{X}$）と、エディントン比（R$_\mathrm{Edd）などの核活動の他のパラメーターとの相関を推定します。}$）、ボロメータの光度（L$_\mathrm{bol}$）、ブラックホールの質量（M$_\mathrm{BH}$）、およびH$\beta$線の広いコンポーネントの幅（FWHM（H$\beta$））。私たちの分析では、$\Gamma^{s}_{X}$とR$_\mathrm{Edd}$の分布にNLSy1とBLSy1の銀河間の違いがあり、$\Gamma^{sが急勾配であることを示す明らかな証拠が見つかりました前者は}_{X}$以上のR$_\mathrm{Edd}$。このような違いは、2-10keVのエネルギーバンドの53個のNLSy1と46個のBLSy1銀河の分析に基づいて、硬X線（$\Gamma^{h}_{X}$）のスペクトルインデックス分布にも存在します。R$_\mathrm{Edd}$分布の違いは、NLSy1とBLSy1銀河の傾斜角の違いに平均補正を適用した後でも存在します。また、0.3-10keVのエネルギーバンドにわたってNLSy1銀河34個とBLSy1銀河30個のSEDフィッティングに基づいてR$_\mathrm{Edd}$を推定し、結果がR$_\mathrm{Edd}$推定と依然として一致していることを確認しました光学ボロメータ光度に基づいています。私たちの分析は、NLSy1のより高いR$_\mathrm{Edd}$が、BLSy1と比較して急なX線スペクトル勾配の原因であり、明るいAGNに対して提案されているディスクコロナモデルと一致していることを示唆しています。
最近再起動されたマグネターからの明るいX線と電波パルス
| Title |
Bright_X-ray_and_Radio_Pulses_from_a_Recently_Reactivated_Magnetar |
| Authors |
Aaron_B._Pearlman,_Walid_A._Majid,_Thomas_A._Prince,_Paul_S._Ray,_Jonathon_Kocz,_Shinji_Horiuchi,_Charles_J._Naudet,_Tolga_G\"uver,_Teruaki_Enoto,_Zaven_Arzoumanian,_Keith_C._Gendreau,_Wynn_C._G._Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08410 |
マグネターは若い回転中性子星で、大きな磁場（$B$$\approx$$10^{13}$-$10^{15}$G）と長い回転周期（$P$$\約$1-12）を持っていますs）通常のパルサーよりも。回転駆動のパルサーとは対照的に、マグネター放出は、それらの強力な磁場の進化と崩壊によって燃料を供給されると考えられています。それらは非常に変化しやすいラジオとX線の放出を表示しますが、この振る舞いの原因となるプロセスは謎のままです。最近のラジオ再活性化に続いて中性子星インテリアコンポジションエクスプローラー（NICER）を使用して、XTEJ1810-197、一時的なラジオマグネターからの明るく永続的な個別のX線パルスの発見を報告します。同様の動作は、巨大なフレアに続く短時間の間にマグネターから以前にのみ観察されました。ただし、ここに示されているX線パルスはフレア状態の外で検出されました。それらはエネルギーが弱く、巨大フレアや短いX線バーストなど、以前にマグネタークラスから観測された衝撃的なX線イベントとは異なる一時的な構造を示します。X線観測と同時に実施されたマグネターの高周波電波観測は、X線と電波パルスの相対的な配置が回転時間スケールで変化することを示しています。X線と電波パルスの振幅または時間的構造の間に相関関係は見つかりませんでした。マグネターの8.3GHz無線パルスは、31.9GHzで同時に検出されたパルスでは観測されなかった周波数構造を示しました。無線パルスの多くは両方の周波数で同時に検出されませんでした。これは、これらのパルスを生成する根本的な放出メカニズムが広帯域ではないことを示しています。XTEJ1810-197からの無線パルスは、高速無線バースト（FRB）ソースから検出された無線バーストと同様の特性を共有していることがわかります。その一部は、現在アクティブなマグネターによって生成されていると考えられています。
複数の電離プロセスによって生成されたFe K $ \ alpha $線構造を持つ宇宙線の探査
| Title |
Probing_Cosmic_Rays_with_Fe_K$\alpha$_Line_Structures_Generated_by_Multiple_Ionization_Process |
| Authors |
Hiromichi_Okon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08462 |
超新星残骸（SNR）は、銀河宇宙線の主要な加速サイトと見なされてきました。最近のX線研究により、いくつかのSNRの近くの高密度ガスからの中性FeK$\alpha$線の放出が明らかになりました。。この手紙では、SNRで加速された粒子の組成を制約する新しい方法を提案しますが、これは現在不明です。エネルギッシュな重イオンがターゲット原子と衝突すると、その強力なクーロン場により、ターゲットの複数の内殻電子が同時に放出されやすくなります。これにより、特徴的なX線の線エネルギーがシフトし、独特のスペクトル構造が形成されます。中性FeK$\alpha$ラインでのこのような構造の検出は、粒子のイオン化シナリオを強力にサポートし、さらに加速された粒子内の重イオンの直接的な証拠を提供します。原子衝突データを利用して、さまざまな投射イオンによってFeK$\alpha$線構造のモデルを構築します。
2006年7月から2009年12月までのPAMELA実験で測定された宇宙線中のヘリウム原子核フラックスの時間依存性
| Title |
Time_dependence_of_the_flux_of_helium_nuclei_in_cosmic_rays_measured_by_the_PAMELA_experiment_between_July_2006_and_December_2009 |
| Authors |
N._Marcelli,_M._Boezio,_A._Lenni,_W._Menn,_R._Munini,_O._P._M._Aslam,_D._Bisschoff,_M._D._Ngobeni,_M._S._Potgieter,_O._Adriani,_G._C._Barbarino,_G._A._Bazilevskaya,_R._Bellotti,_E._A._Bogomolov,_M._Bongi,_V._Bonvicini,_A._Bruno,_F._Cafagna,_D._Campana,_P._Carlson,_M._Casolino,_G._Castellini,_C._De_Santis,_A._M._Galper,_S._V._Koldashov,_S._Koldobskiy,_A._N._Kvashnin,_A._A._Leonov,_V._V._Malakhov,_L._Marcelli,_M._Martucci,_A._G._Mayorov,_M._Merg\`e,_E._Mocchiutti,_A._Monaco,_N._Mori,_V._V._Mikhailov,_G._Osteria,_B._Panico,_P._Papini,_M._Pearce,_P._Picozza,_M._Ricci,_S._B._Ricciarini,_M._Simon,_A._Sotgiu,_R._Sparvoli,_P._Spillantini,_Y._I._Stozhkov,_A._Vacchi,_E._Vannuccini,_G._I._Vasilyev,_S._A._Voronov,_Y._T._Yurkin,_G._Zampa,_and_N._Zampa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08524 |
宇宙放射線のZ=2成分の正確な時間依存測定は、太陽圏を通る荷電粒子の伝播に関する重要な情報を提供します。長い飛行時間（2006年6月15日-2016年1月23日）と低エネルギーしきい値（80MeV/n）を備えたPAMELA実験は、宇宙線太陽光変調研究に理想的な検出器です。この論文では、2006年7月から2009年12月までのPAMELA装置によって測定された、キャリントン回転時間ベースのヘリウム原子核スペクトルが示されています。太陽圏内部の宇宙線伝搬のための最先端の3次元モデルを使用して、時間依存測定フラックスを解釈しました。さまざまな質量と局所的な星間スペクトル形状から生じる可能性のある特徴を研究するために、さまざまな剛性での陽子とヘリウムのフラックス比の時間プロファイルも示します。
XMM-ニュートン観測におけるかすかな過渡現象のEXOD検索：4つの銀河系外のタイプI X線バースターの方法と発見
| Title |
The_EXOD_search_for_faint_transients_in_XMM-Newton_observations:_Method_and_discovery_of_four_extragalactic_Type_I_X-ray_Bursters |
| Authors |
In\'es_Pastor-Marazuela,_Natalie_A._Webb,_Damien_T._Wojtowicz,_Joeri_van_Leeuwen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08673 |
XMM-Newtonは、標準のパイプラインがカイ二乗および部分変動性テストを通じて十分に明るい線源の変動性を決定する広範なX線源カタログを作成しました。ただし、かすかなソースの変動は自動的にチェックされないため、かすかな短いタイムスケールのトランジェントを見落とします。私たちの目標は、XMM-NewtonEPIC-pn観測で新しくかすかな高速トランジェントを見つけることです。そのために、EPIC-pnXMM-NewtonOutburstDetector（EXOD）アルゴリズムを作成しました。これは、3XMM-DR8カタログで入手可能なEPIC-pnデータに対して実行されます。EXODでは、各検出器ピクセルのカウントを時間でビニングすることにより、フィールド全体の変動性を計算します。次に、各ピクセルの最大値から中央値までのカウントの差を計算して、ばらつきを検出します。EXODを5,751の観測値に適用し、検出されたソースの変動性を標準のカイ2乗およびコルモゴロフスミルノフ（KS）変動性テストと比較しました。このアルゴリズムは、周期的および非周期的な変動、短いフレアと長いフレアを検出できます。EXODによって検出されたソースの60〜95％は、カイ2乗検定とKS検定によっても変動することが示されています。2,536の可変ソースの正味数を取得します。これらのうち、以前に確認された分類がない35のソースの性質を調査します。新しい情報源の中には、恒星フレアとAGNがあります。しかし、M31で知られている中性子星の数を2倍にする銀河系外のタイプIX線バースターも4つあります。このアルゴリズムは、XMM-Newton観測で可変ソースを迅速に検出するための強力なツールです。EXODは、他の変動性テストが短い期間と少ないカウント数のために非変動性として分類する高速過渡を検出します。最後に、EXODを使用すると、可変性を通じて珍しいコンパクトオブジェクトの性質を検出および識別できます。これは、M31の既知の中性子星の数を2倍に増やし、4つの銀河系外の中性子星低質量X線連星の発見によって実証されています。
広帯域X線分光法で明らかになった「非融合」の発光赤外線銀河UGC 2608およびNGC 5135におけるコンプトン厚のアクティブ銀河核の性質
| Title |
Nature_of_Compton-thick_Active_Galactic_Nuclei_in_"Non-merging''_Luminous_Infrared_Galaxies_UGC_2608_and_NGC_5135_Revealed_with_Broadband_X-ray_Spectroscopy |
| Authors |
Satoshi_Yamada,_Yoshihiro_Ueda,_Atsushi_Tanimoto,_Saeko_Oda,_Masatoshi_Imanishi,_Yoshiki_Toba,_Claudio_Ricci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08718 |
NuSTAR、Suzaku、XMM-Newton、Chandraのデータを利用して、2つの「融合しない」明るい赤外線銀河（LIRG）UGC2608およびNGC5135の活動銀河核（AGN）の広帯域X線スペクトルを分析しました。X線の固いトーラスモデル（XCLUMPY：Tanimotoetal。2019）を適用すると、両方の線源がコンプトン厚（CT）吸収（$N_{\rmH}\sim$5-7$\times$$10^{24}$cm$^{-2}$）および小さなトーラスの角度幅（$\sigma$$<$20$^{\circ}$）。固有の2-10keV光度は$3.9^{+2.2}_{-1.7}$$\times$$10^{43}$ergs$^{-1}$（UGC2608）および$2.0^{+3.3}です。_{-1.0}$$\times$$10^{43}$ergs$^{-1}$（NGC5135）。[OIV]-to-nuclear-12$\mu$mの光度比は、典型的なセイファートの光度比よりも大きく、これは、から推定されたトーラス被覆係数（$C_{\rmT}\lesssim$0.7）と一致しています。X線分光法によるトーラスの角度幅と柱の密度。トーラスカバーファクターとエディントン比（$\lambda_{\rmEdd}\sim$0.1）は、Ricciらによって発見された関係に従います。（2017c）ローカルAGNの場合、トーラスの一部を吹き飛ばすAGNの大きな放射圧により、トーラスが幾何学的に薄くなることを意味します。これらの結果は、これらの「マージされていない」LIRGのCTAGNが、見通し内の大きなカラム密度で端的に見られる通常のAGN集団であることを示しています。それらは、エディントン比が大きくても大きなトーラスカバーファクターを持つ後期段階の合併で埋め込まれたCTAGNとは対照的です。
刺激的な二重コンパクトオブジェクト検出とレンズ速度-DECIGOとB-DECIGOの予測
| Title |
Inspiraling_double_compact_object_detection_and_lensing_rate_--_forecast_for_DECIGO_and_B-DECIGO |
| Authors |
Aleksandra_Pi\'orkowska-Kurpas,_Shaoqi_Hou,_Marek_Biesiada,_Xuheng_Ding,_Shuo_Cao,_Xilong_Fan,_Seiji_Kawamura_and_Zong-Hong_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08727 |
重力波（GW）天文学の出現により、地上からアクセスできない低周波GWスペクトルを探索することに関心がよみがえりました。元の構成の衛星GW天文台DECIGOと現在提案されている小規模のB-DECIGOは、GWスペクトルのデシヘルツ部分をカバーすることを目的としています。これにより、LISAミリヘルツとデカからキロヘルツの範囲で地面を探査した場合のギャップが埋められます。ベースの検出器。このホワイトペーパーでは、刺激的なダブルコンパクトオブジェクト（DCO）の検出率と、DECIGOおよびB-DECIGOのこれらのソースからの未解決の混同ノイズを予測します。DECIGOのコンテキストでは、NS-NS、BH-NS、およびBH-BHシステムの人口合成固有のインスパイラルレートを初めて使用します。また、DECIGOおよびB-DECIGOのそのような光源の予想されるレンズ効果率を推定します。結果として、DECIGOのDCOインスパイラルの年次検出は$10^4-10^5$のオーダーですが、はるかに小規模なB-DECIGOの場合、DCO母集団に応じて約$10^2-10^4$です。検討した。これらのイベントのかなりの部分が地上のGW天文台によって検出可能であることを考慮に入れると、DECIGO/B-DECIGOの付加価値はかなりのものになる可能性があります。DECIGOは、レンズ付きの5〜50ドルのNS-NSインスパイラルと、最大でO（100）のBH-BHインスパイラルも登録できます。それどころか、B-DECIGOの予測は悲観的です。DCO形成の楽観的共通エンベロープシナリオのみが、年間数枚のレンズ付きBH-BHインスパイラルを生み出すことができました。また、DECIGOおよびB-DECIGOのGWイベントカタログの倍率バイアスの問題についても取り上げます。
2MRS銀河とピエールオージェ天文台からのUHECRフラックスとの相互相関
最近提案された相互相関パワースペクトルテクニックを適用して、ピエールオージェ天文台からの超高エネルギー宇宙線フラックスと2MASSレッドシフトサーベイからの銀河の関係を調べます。銀河の自動パワースペクトルに関連する単純な線形バイアスモデルを使用して、バイアスの値を5％未満に制限し、統計的有意性$\sim1.8\sigma$で約1％の最適値を検出できます。。バイアスのエネルギー依存性を調査しますが、サンプルサイズが小さいため、統計的に有意な結論に到達できません。52EeVを超える宇宙線イベントでは、$\sim1^\circ$度スケールで奇妙な過剰相互相関が見られます。同様の相互相関がより大きな角度スケールでは表示されないことを考えると、統計的変動は最ももっともらしい説明のようです。
Harbingersと高次モードの：コンパクトなバイナリマージの重力波早期警告の改善
| Title |
Of_Harbingers_and_Higher_Modes:_Improved_gravitational-wave_early-warning_of_compact_binary_mergers |
| Authors |
Shasvath_J._Kapadia,_Mukesh_Kumar_Singh,_Md_Arif_Shaikh,_Deep_Chatterjee_and_Parameswaran_Ajith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08830 |
コンパクトなバイナリマージャーからの重力波（GW）信号のマルチメッセンジャー追跡からの科学的利益を最大化するための重要なコンポーネントは、電磁対応の迅速な発見です。理想的には、GWの検出とローカリゼーションは、望遠鏡が対応するイベントの開始前にGWイベントの場所にスルーできるように、十分早く報告する必要があります。ただし、早期警告に使用できる時間は、バイナリがマージする前に、検出器の周波数帯域内の支配的な（$\ell=m=2$）モードによって費やされる短い期間によって制限されます。これは、GWが軌道モードの高次高調波で発振する高次モードからの寄与も含み、ドミナントモードのかなり前に検出器帯域に入るという事実を利用できる場合、回避できます。この手紙では、これらの高次モードは、振幅は小さいものの、非対称質量を持つ中性子星ブラックホールバイナリなどのコンパクトバイナリの早期警告時間を大幅に改善できることを示しています。支配的なモードに加えて$\ell=m=3$および$\ell=m=4$モードが含まれる場合の早期警告時のゲインを調査します。これは、1000sq。degの基準しきい値を使用して行われます。電磁気フォローアップのための定位スカイエリア。5つのGW検出器からなるLIGOの予測される「O5のような」ネットワークでは、対応するものを生成すると予想される中性子星のブラックホールの合併に対して、最大$\sim25$の早期警告ゲインが得られることがわかります。$40$Mpcの距離にあるソース。これらのゲインは、3つのLIGO検出器が「Voyager」感度にアップグレードされた同じ5つの検出器ネットワークで$\sim40$秒に増加し、$\sim5$分です。ソースが$100$Mpcに配置されている場合、第3世代ネットワークで。
潮汐破壊イベントからの高エネルギーニュートリノおよびガンマ線放出とAT2019dsgへの影響
| Title |
High-Energy_Neutrino_and_Gamma-Ray_Emission_from_Tidal_Disruption_Events_and_Implications_for_AT2019dsg |
| Authors |
Kohta_Murase,_Shigeo_S._Kimura,_B._Theodore_Zhang,_Foteini_Oikonomou,_Maria_Petropoulou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08937 |
潮汐破壊イベント（TDE）は、10年間宇宙線およびニュートリノの発生源と見なされてきました。強力なジェットを搭載する必要がないTDEからの高エネルギーマルチメッセンジャー放出の2つのクラスの新しいシナリオを提案します。まず、超大質量ブラックホールのコア領域での高エネルギーニュートリノとガンマ線の生成を調べます。特に、$\sim10-100$〜TeVニュートリノとMeVガンマ線が降着円盤の周りの熱いコロナで効率的に生成できることを示しています。また、放射効率の悪い降着流（RIAF）における粒子加速の可能性の影響についても調査します。次に、ディスク駆動の風または潮流間の相互作用による宇宙線の加速の可能性を検討し、TDEデブリ内のその後のハド核と光ハドロンの相互作用がGeV-TeVニュートリノとサブGeVカスケードガンマ線につながることを示します。これらのモデルは、将来の観測テストに使用できる硬X線と軟ガンマ線を伴う必要があることを示します。コロナ、RIAF、隠された風、および隠されたジェットのモデルを検討することにより、TDEAT2019dsgと同時に高エネルギーニュートリノIceCube-191001Aの観測の影響について説明します。それらの物理的な関連について結論を出すことはまだ可能ではありませんが、コロナモデルと隠されたディスク風モデルの最も楽観的なケースは、数パーセントの確率でIceCube-191001Aの観測と一致する可能性があることがわかりますが、ジェットモデルマルチメッセンジャーの観測結果を説明する可能性は低いです。
超高エネルギーニュートリノ検出用の進化するアンテナ
| Title |
Evolving_Antennas_for_Ultra-High_Energy_Neutrino_Detection |
| Authors |
Julie_Rolla,_Amy_Connolly,_Kai_Staats,_Stephanie_Wissel,_Dean_Arakaki,_Ian_Best,_Adam_Blenk,_Brian_Clark,_Maximillian_Clowdus,_Suren_Gourapura,_Corey_Harris,_Hannah_Hasan,_Luke_Letwin,_David_Liu,_Carl_Pfendner,_Jordan_Potter,_Cade_Sbrocco,_Tom_Sinha_and_Jacob_Trevithick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07772 |
進化的アルゴリズムは、既知の問題に対する最適化されたソリューションを進化させるために、突然変異と選択の概念を生物学から取り入れています。GENETISの共同研究では、現在の設計よりも超高エネルギーニュートリノによって誘発される無線パルスに敏感なアンテナを設計するための遺伝的アルゴリズムを開発しています。この調査には3つの側面があります。1つ目は、シンプルなワイヤーアンテナを進化させて、概念とさまざまなアルゴリズムをテストすることです。第二に、最適化されたアンテナ応答パターンは、特定のアレイジオメトリに対して進化します。最後に、アンテナ自体は、適合性の尺度としてニュートリノ感度を使用して進化しています。これは、XFdtd有限差分時間領域モデリングプログラムをニュートリノ実験のシミュレーションと統合することによって実現されます。
物理パラメータを使用した周期的変光星の深い生成モデリング
| Title |
Deep_Generative_Modeling_of_Periodic_Variable_Stars_Using_Physical_Parameters |
| Authors |
Jorge_Mart\'inez-Palomera,_Joshua_S._Bloom_and_Ellianna_S._Abrahams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07773 |
可変ソースの物理的にもっともらしいアンサンブルを生成する機能は、時間領域調査のリズムの最適化と、ラベルがほとんどないかまったくないデータセットの分類モデルのトレーニングに不可欠です。従来のデータ増強技術は、観察された手本を再構想することによってトレーニングセットを拡張し、異なる（外因性）条件下での特定のトレーニングソースの観察をシミュレートしようとします。完全に理論主導のモデルとは異なり、これらのアプローチでは通常、原理的な内挿も外挿もできません。さらに、理論駆動モデルの主な欠点は、{\itabinitio}パラメーターからのソースのオブザーバブルをシミュレートするという法外な計算コストにあります。この作業では、物理パラメータと変動性クラスを入力として統合できる周期変数の現実的な光度曲線を生成するための計算的に扱いやすい機械学習アプローチを提案します。トランスペアレントレイテンシスペースジェネレーティブアドバタリアルネットワーク（TL-GAN）に触発されたディープジェネレーティブモデルは、\hbox{OGLE-III}光学光度曲線を使用してトレーニングされた、TemporalConvolutionalNetwork（TCN）レイヤーを持つVariationalAutoencoder（VAE）アーキテクチャを使用します。そしてガイアDR2からの物理的特性（例えば、有効温度と絶対等級）。RRとLyraeの温度と形状の関係を使用したテストは、生成された「物理拡張潜伏空間VAE」（PELS-VAE）モデルの有効性を示しています。非線形ノンパラメトリックエミュレータとして機能するこのような深い生成モデルは、天文学者が任意のリズムで合成時系列を作成するための新しいツールを提供します。
KEPLERミッションのサイエンスメリット関数
ケプラーミッションは、NASAディスカバリークラスのミッションで、少なくとも10万個の星の明るさを継続的に監視して、地球サイズの惑星と他の星を周回するより大きな惑星の頻度を決定するように設計されています。フライトの機会にケプラーの提案が選択されたら、提案で指定された野心的な目標を達成し、利用可能なリソース内にとどまるように設計を最適化する必要がありました。ミッションからの科学のリターンを最大化するために、選択されたミッションの特性と惑星および恒星系のモデルに科学の価値（PIとサイエンスチームが決定）を関連付けるメリット関数（MF）が構築されました。このMFはいくつかの目的を果たしました。提案されたミッションの科学結果の予測、科学製品を増加させる、またはミッションコストを削減するためのミッションパラメーターの値の変化の影響、およびリスクの評価。メリット機能は、その期待される能力を説明することにより、ミッションを擁護する目的でも価値がありました。その後、トレードオフとミッションのダウンサイジングが発生したときに、ミッションの機能の変化を経営陣に通知するために使用されました。MFは、恒星環境のモデル、想定される太陽系外惑星の特性と分布、ミッションポイント設計のパラメーター値、科学値を検出された太陽系外惑星の予測数と分布に関連付ける方程式で構成されていました。MFモデルと代表的な結果の説明が表示されます。
バックボーン残差モデル。ファイバー供給エシェル分光器の機器プロファイルを正確に特徴付ける
| Title |
The_backbone-residual_model._Accurately_characterising_the_instrumental_profile_of_a_fibre-fed_echelle_spectrograph |
| Authors |
Zhibo_Hao,_Huiqi_Ye,_Jian_Han,_Liang_Tang,_Yang_Zhai,_Dong_Xiao,_Yongtian_Zhu,_Kai_Zhang,_Liang_Wang,_Gang_Zhao,_Fei_Zhao,_Huijuan_Wang,_Jie_Zheng,_Yujuan_Liu,_Jiaqi_Wang,_Ruyi_Wei,_Qiangqiang_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07864 |
コンテキスト：機器プロファイル（IP）は、スペクトログラフの基本的なプロパティです。正確なIP特性評価は、正確な波長ソリューションの前提条件です。また、フォワードモデリングやデコンボリューションなどの新しいスペクトル取得方法も容易になります。目的：ThArランプの輝線を使用したファイバー給電エシェルスペクトログラフのIPモデリング方法を調査し、IP特性の精度を評価する方法を探索します。方法：バックボーン残差（BR）モデルは、中国のXinglong2.16-m望遠鏡でファイバー給電高解像度分光器（HRS）に送られ、テストされます。これは、バックボーン機能と残差機能の合計です。バックボーン機能は、IPの主成分と空間変動を記述するための釣鐘型の機能です。3次スプライン関数として表される残差関数は、ベル形の関数と実際のIPの違いを説明します。IP特性評価の精度を評価する方法は、スペクトル再構成とモンテカルロシミュレーションに基づいています。結果：HRSのIPはBRモデルで特徴付けられ、特徴付けられたIPの精度は、バックボーン機能のピーク値の0.006に達します。この結果は、BRモデルを使用してHRSで正確なIP特性評価が達成されたことを示しています。BRモデルは、ファイバー給電エシェルスペクトログラフの正確なIP特性評価に最適です。
UAV搭載の装置を使用した、1-100 PeVのエネルギー範囲での一次宇宙線のエネルギースペクトルと化学組成の調査
| Title |
Investigation_of_energy_spectrum_and_chemical_composition_of_primary_cosmic_rays_in_1-100_PeV_energy_range_with_a_UAV-borne_installation |
| Authors |
D._Chernov,_E._Bonvech,_M._Finger_Jr,_M._Finger,_V._Galkin,_V._Ivanov,_D._Podgrudkov,_T._Roganova,_I._Vaiman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07993 |
新しいプロジェクトは、一次宇宙線を研究する比較的新しい方法の実装で開発されました-雪面から反射された広範囲のエアシャワーの光学的バビロフ-チェレンコフ放射（チェレンコフ光）の登録。このプロジェクトの目的は、反射した広範囲のエアシャワーのチェレンコフ光を検出することにより、1-100PeVのエネルギー範囲で宇宙線の質量組成を研究することです。シリコン光電子増倍管が検出器の主要な感光要素として使用される予定であり、無人航空機が雪に覆われた地面の上に測定機器を持ち上げるために計画されます。
マルチバンド時系列データの確率的変動のモデリング
今後の大規模な調査が行われる時間領域天文学の時代に備えて、異分散測定誤差を伴う不規則な間隔のマルチフィルター光曲線を分析するためのツールとして、多変量減衰ランダムウォークプロセスの状態空間表現を提案します。計算効率が高くスケーラブルなカルマンフィルタリングアプローチを採用して尤度関数を評価し、$O（k^3n）$の複雑度を最大にします。ここで、$k$は使用可能なバンドの数、$n$は一意の観測値の数です。$k$バンド全体の時間。これは、すべてのマルチバンドライトカーブを最大$O（k^3n^3）$の複雑さで1つのベクトルに積み重ねることができる、一般的に使用される一変量ガウスプロセスに対する計算上の大きな利点です。このような効率的な尤度計算を使用して、モデルパラメーターの最尤推定とベイズ事後サンプルの両方を提供します。3つの数値の図が示されています。（i）独立したシングルバンドフィットとの比較のために、シミュレートされた5バンドライトカーブを分析します。（ii）SloanDigitalSkySurvey（SDSS）Stripe〜82から取得したクエーサーの5バンドの光度曲線を分析して、短期的な変動性とタイムスケールを推定します。（iii）Q0957+561の重力レンズ付きの$g$-および$r$-band光度曲線を分析して、時間遅延を推測します。Rdrwとtimedelayの2つのRパッケージは、提案されたモデルに適合するように公開されています。
深層学習による天体物理学的X線偏光の推定
NASAが選択した宇宙ベースのミッションである2021年に運用されると予想されるイメージングX線偏光測定エクスプローラー（IXPE）によって観測されるように、天体物理学ソースからのX線偏光検出のコンテキストでディープラーニングの使用を調査します。特に、衝突点と入射放射の偏光方向を推定するために使用できる2つのモデルを提案します。得られた結果は、データ駆動型のアプローチが既存の分析的アプローチの有望な代替案を描いていることを示しています。また、近い将来に対処する必要がある問題や課題についても説明します。
ベクトルスペックルグリッド：高コントラストイメージングにおける高精度の天体測定と測光のための瞬時のインコヒーレントスペックルグリッド
| Title |
Vector_speckle_grid:_instantaneous_incoherent_speckle_grid_for_high-precision_astrometry_and_photometry_in_high-contrast_imaging |
| Authors |
Steven_P._Bos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08751 |
直接画像化された太陽系外惑星の測光および天文学のモニタリングは、それらの回転周期、雲構造の分布、気象、および軌道パラメーターに関するユニークな洞察を提供します。ホストスターはコロナグラフによって隠蔽されるため、スペックルグリッド（SG）が導入され、天文学および測光の基準として機能します。スペックルグリッドは、既知の位置と明るさで人工スペックルを生成する回折瞳面光学系として実装されます。それらの性能は、修正されていない波面エラーの進化によって引き起こされる根本的なスペックルハローによって制限されます。スペックルハローはコヒーレントSGに干渉し、測光精度と天文測光精度に影響を与えます。私たちの目的は、反対の偏光状態に反対の振幅または位相変調を課すことにより、SGが基礎となるハローと瞬時に非コヒーレントになり、精度が大幅に向上することを示すことです。これらをベクトルスペックルグリッド（VSG）と呼びます。非干渉性が発生するメカニズムを分析的に導き出し、さまざまな大気条件下での理想的なシミュレーションにおけるパフォーマンスの向上を探ります。VSGが非偏光に対して完全に非干渉性であること、および基本的な制限要因がグリッド内のスペックル間のクロストークであることを示します。シミュレーションでは、短時間露光の画像の場合、VSGが$\sim$0.3-0.8\％フォトメトリックエラーと$\sim$$3-10\cdot10^{-3}$$\lambda/D$アストロメトリックエラーに達し、これは、それぞれ$\sim$20と$\sim$5のパフォーマンス向上です。さらに、液晶技術を使用してVSGを実装し、円偏光状態に幾何学的位相を課す方法を概説します。VSGは、測光および測光の精度が大幅に向上した測光および天文学のリファレンスSGを生成するための有望な新しい方法です。
大規模な分光調査のための最適なターゲット割り当て
ロボット工学は最近、ロボットファイバーポジショナーを使用して観測可能な宇宙のマップを自動的に取得する宇宙分光に貢献しています。この目的のために、特定の観測に関連付けられたターゲットに各ロボットファイバーポジショナーを割り当てるための割り当てアルゴリズムが必要です。割り当てプロセスは、割り当てられたターゲットに到達するためのロボットファイバーポジショナーの調整に直接影響します。このホワイトペーパーでは、ロボットファイバーポジショナー間の衝突シナリオを最小限に抑えながら、最速の調整を同時に提供する最適なターゲット割り当てスキームを確立します。特に、ターゲット割り当てプロセスの過程で、引用された要件の両方の最小化が考慮されるコスト関数を提案します。適用されたシミュレーションは、私たちの最適なアプローチを使用して収束率の改善を明らかにします。完全な観測の場合、アルゴリズムが解を2次時間でスケーリングすることを示します。さらに、収束時間と衝突シナリオのパーセンテージも、監視およびハイブリッド調整戦略の両方で減少します。
$ \ textit {TESS} $データのたたみ込みニューラルネットワーク分析による若い星のフレア統計
| Title |
Flare_Statistics_for_Young_Stars_from_a_Convolutional_Neural_Network_Analysis_of_$\textit{TESS}$_Data |
| Authors |
Adina_D._Feinstein,_Benjamin_T._Montet,_Megan_Ansdell,_Brian_Nord,_Jacob_L._Bean,_Maximilian_N._G\"unther,_Michael_A._Gully-Santiago,_Joshua_E._Schlieder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07710 |
全天測光の時系列ミッションにより、何千人もの若者（$t_{\rm年齢}<800$Myr）を監視して、恒星活動の進化を理解することができました。ここでは、特に$\textit{TransitingExoplanetSurveySatellite}$（$\textit{TESS}$）ショートケイデンスデータでフレアを見つけるようにトレーニングされた、畳み込みニューラルネットワーク（CNN）$\texttt{stella}$を開発しました。このネットワークを3200人の若い星に適用して、フレアレートを年齢とスペクトルタイプの関数として評価しました。CNNは、単一のライトカーブ上のフレアを識別するために数秒かかります。また、1500のターゲットの回転周期を測定したところ、すべての振幅のフレアがすべてのスポットフェーズにわたって存在していることがわかりました。これは、表面全体にわたる高いスポットカバレッジを示唆しています。さらに、すべての温度で$t_{\rmage}>50$Myrのフレアレートと振幅は減少します$T_{\rmeff}\geq4000$K、$2300\leqT_{\rmeff}<4000のスター$Kは800Myrを超えた進化を示しません。$T_{\rmeff}\leq4000$Kの星も、すべての年齢層でフレア率と振幅が高くなっています。若い惑星の光蒸発大気質量損失に対する高フレア率の影響を調査します。フレアが存在する場合、惑星は最初の1年間で4-7％大気を失う。$\texttt{stella}$は、GitHubおよびPyPIでホストされているオープンソースのPythonツールキットです。
個々の星形成の拡大：低質量および高質量の星
| Title |
Zooming_in_on_Individual_Star_Formation:_Low-_and_High-mass_Stars |
| Authors |
Anna_L._Rosen,_Stella_S.R._Offner,_Sarah_I._Sadavoy,_Asmita_Bhandare,_Enrique_V\'azquez-Semadeni,_and_Adam_Ginsburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07717 |
星の形成は、分子雲のサイズスケール（$\sim$10spc）から、発生場所である密な星状コアのサイズスケール（$\sim$0.1pc）までのマルチスケール、マルチフィジックスの問題です。出演者。乱流、磁場、恒星のフィードバックなど、放射圧や流出などのいくつかの物理プロセスは、異なる恒星の質量とサイズのスケールにとって多かれ少なかれ重要です。過去10年間、さまざまな技術とコンピューティングの進歩により、多波長観測、大規模観測調査、および多物理多次元数値シミュレーションの使用を通じて、星形成の理解が変わりました。さらに、シミュレーションの合成観測の使用は、観測データを解釈し、星形成におけるさまざまなスケールでのさまざまな物理的プロセスの重要性を評価するための有用なツールを提供しました。ここでは、これらの最近の進歩を高（$M\gtrsim8\、M_{\rm\odot}$）と低質量の星形成の両方で確認します。
プレアデスかどうか？リチウムリッチMドワーフHHJ339およびHHJ430のステータスの解決
| Title |
Pleiades_or_Not?_Resolving_the_Status_of_the_Lithium_Rich_M_Dwarfs_HHJ339_and_HHJ430 |
| Authors |
John_Stauffer,_Davide_Barrado,_Trevor_David,_Luisa_Rebull,_Lynne_Hillenbrand,_Eric_Mamajek,_Rebecca_Oppenheimer,_Suzanne_Aigrain,_Herve_Bouy,_Jorge_Lillo-Box |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07726 |
Oppenheimeretal。（1997）ほぼ原始的なリチウムでプレアデスで2つのM5矮星を発見しました。これらの星の質量は、プレアデス時代（約125ミリア）のリチウム枯渇境界の前縁を表すには十分に低くありません。これらの星の強化されたリチウムの考えられる説明は、これらが実際にはプレアデス星団のメンバーではなく、プレアデス星団に向かって投影された若い移動グループのメンバーであることです。GaiaDR2のデータを使用して、これらの2つの星、HHJ339とHHJ430が実際にはプレアデス星団のメンバーではないことを確認しました。ガイアベースのCMDでの宇宙の動き、視差、および位置に基づいて、これらの2つの星はプレアデス星団の前景に約40パーセクであり、年齢は〜25マイアである可能性があります。運動学的には、32Ori移動グループに最適です。
天体物理学の氷の豊富さによる原始星の進化段階の追跡
| Title |
Tracking_the_evolutionary_stage_of_protostars_by_the_abundances_of_astrophysical_ices |
| Authors |
W._R._M._Rocha_and_S._Pilling |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07744 |
YoungStellarObjects（YSOs）の物理的進化は、主に天体物理学の氷の加熱とエネルギー処理によって引き起こされる分子の複雑さの富化を伴います。この論文では、原始星の進化を通じて氷柱密度がどのように変化するかについての研究が行われた。27の初期YSOに向けて地上および宇宙ベースの望遠鏡によって観測されたH$_2$O、CO$_2$、CH$_3$OH、HCOOHの表形式のデータは、文献から取得されました。観測データは、進化段階の分類に使用される氷柱密度とスペクトルインデックス（$\alpha$）がよく相関していることを示しています。宇宙線処理のさまざまなレベルで氷で覆われた裸と穀物を含む2D連続放射伝達シミュレーションを使用して、正面とエッジオンの構成間の異なる角度傾斜におけるスペクトルエネルギー分布（SED）を計算しました。H$_2$O：CO$_2$氷の混合物は、H$_2$OとCO$_2$のカラム密度の変動に対処するために使用されましたが、CH$_3$OHとHCOOHは、高エネルギー後の原始氷の副産物です。処理。シミュレートされたスペクトルを使用して、進化シーケンスにおけるYSOの氷柱密度を計算しました。その結果、モデルは、$\alpha$を含むHCOOHの氷柱密度の変動が、エンベロープの消失と氷のエネルギー処理によって正当化できることを示しています。一方、H$_2$O、CO$_2$、CH$_3$OHの場合、物理的および宇宙線処理の影響は考慮されていますが、氷柱密度はほとんど過大評価されています。
大規模な集団III恒星進化モデルにおける対流H-He相互作用
PopIIIの恒星モデルでは、HとHeが豊富な燃焼層の間の対流によって引き起こされる混合が核エネルギーの爆発を引き起こし、それによって最初の大規模な星におけるその後の進化と元素合成を実質的に変えることができます。5組の混合仮定を使用して、質量$15-140\、\mathrm{M}_{\odot}$を含む26の恒星進化シミュレーションでH-Heシェルとコアの相互作用を調査します。22の場合、H-He相互作用は$\sim10^{9}-10^{13.5}\、\mathrm{L}_{\odot}$の範囲で局所的な核エネルギー放出を引き起こします。この範囲の上端の明度は、対流移流タイムスケールでの層の内部エネルギーのかなりの部分に達し、1D恒星進化モデリングの仮定に違反する動的恒星応答を示しています。Heが豊富な材料の進化相と対流安定性に応じて、4種類のH-He相互作用を区別します。H-He相互作用中のH燃焼条件により、$^{12}\mathrm{C}/^{13}\mathrm{C}$の比率が$\およそ1.5$から$\sim1000$の間、および[C/N]の比率になります$\約-1.7$から$\約3.2$まで。相関関係はCEMPのない星の観測とよく一致しています。また、高温のCNOブレイクアウトからのCa生成を調査し、ここに提示されたシミュレーションでは、Caの少ないCEMPのない星で観測されたCaの存在量を説明できない可能性があることを発見しました。コア収縮フェーズの最中または直後に発生するH-He相互作用につながる進化について説明します。H-He相互作用のない3つのシミュレーションがFeコアの落下まで計算され、$140\、\mathrm{M}_{\odot}$シミュレーションはペア不安定になります。また、現在のモデリングの制限と、これらの恒星の進化段階を完全に理解するための3D流体力学モデルの必要性についても説明します。
銀河B [e]スーパージャイアントの特性：V. 3子犬-軌道パラメーターの制約と星周囲環境のモデリング
| Title |
Properties_of_Galactic_B[e]_Supergiants:_V._3_Pup_--_constraining_the_orbital_parameters_and_modeling_the_circumstellar_environments |
| Authors |
A._S._Miroshnichenko,_S._Danford,_S._V._Zharikov,_V._G._Klochkova,_E._L._Chentsov,_D._Vanbeveren,_O._V._Zakhozhay,_N._Manset,_M._A._Pogodin,_C._T._Omarov,_A._K._Kuratova,_S._A._Khokhlov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07754 |
B[e]現象を伴うAタイプ超巨星の長期分光モニタリングの結果を報告します。3Pup=HD62623。これがバイナリシステムであることを以前の結果で確認します。軌道パラメータは、30を超える吸収線を含む4460-4632Aの範囲のスペクトルの相互相関を使用して導出されました。軌道は周期$137.4\pm0.1$日、半径方向の速度半振幅$K_{1}=5.0\pm0.8$kms$^{-1}$、全身の半径方向速度$\gammaで循環していることがわかりました=+26.4\pm2.0$kms$^{-1}$、および質量関数$f（m）=（1.81^{+0.97}_{-0.76}）\times10^{-3}$M$_{\odot}$。オブジェクトは、初期質量$\sim$6.0M$_{\odot}$と$\sim$3.6M$_{\odot}$のペアから、初期軌道周期$\sim$5日で進化した可能性があります。A-supergiantの基本的なパラメーター（明度$\log$L/L$_{\odot}=4.1\pm$0.1および有効温度T$_{\rmeff}=8500\pm$500K）に基づいており、進化的質量転送バイナリのトラックでは、獲得者の現在の質量M$_{2}=8.8\pm$0.5M$_{\odot}$およびドナーM$_{1}=0.75\pm0.25$M$が見つかりました_{\odot}$。また、オブジェクトのIR過剰をモデル化し、光学的に薄いほこりっぽいディスクで$\sim5\、\times10^{-5}$M$_{\odot}$のほこりの質量を導き出しました。H$\alpha$ラインプロファイルの軌道パラメーターとプロパティは、星周囲のガス状円盤が主に周囲にあることを示唆しています。ゲイナーの質量が比較的低いことから、3匹の子犬をB[e]超巨大グループから除外し、FSCMaグループに移動する必要があるという提案がありました。全体的に、これらの結果は、FSCMaオブジェクトがバイナリシステムであるという当初の提案をさらに裏付けています。このシステムでは、初期の物質移動によって星間エンベロープが形成されました。
PLATOミッションライトカーブから恒星の回転を研究するために最適化されたカットオフ輸送アルゴリズム
| Title |
Optimized_cutting_off_transit_algorithm_to_study_stellar_rotation_from_PLATO_mission_light_curves |
| Authors |
Leandro_de_Almeida_and_Francys_Anthony_and_Ana_Carolina_Mattiuci_and_Matthieu_Castro_and_Jefferson_Soares_da_Costa_and_Reza_Samadi_and_Jose-Dias_do_Nascimento_Jr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07756 |
食のバイナリ（EB）または惑星系のコンポーネントの1つの恒星の回転を測定することは困難な作業です。難しさは主に、同じ光度曲線で、星の回転からの信号が、茶色の小人や惑星のような恒星または恒星下の伴星の通過信号と混合されて分析されることの複雑さに起因します。光度曲線の長期的な傾向を修正する方法はたくさんあります。ただし、この修正により、目に見える恒星円盤を横切るスポットや惑星などの他の弱い信号から恒星の回転の信号が消えてしまうことがよくあります。この作業では、バイナリ遷移の信号を識別し、それを恒星回転惑星の信号から解きほぐすために、バイナリエス（ドラムトーン）をカットオフするための差分フラックス法を提示します。CoRoT、Kepler、KeplerK2およびTESSミッションからのEBへのアプリケーションを使用したテクニックを紹介します。PLATOミッションからのシミュレートされた合成EBにもこの方法を適用しました。私たちの方法は、最後の宇宙ミッションで観測されたいくつかのターゲットの恒星の回転周期の決定に良い一致を示しています。また、PLAnetaryTransitsや星の振動（PLATO）などの将来のヨーロッパのミッションにも自然に役立ちます。
MHD乱流における再結合による大規模磁場の拡散
| Title |
Diffusion_of_large-scale_magnetic_fields_by_reconnection_in_MHD_turbulence |
| Authors |
R._Santos-Lima,_G._Guerrero,_E._M._de_Gouveia_Dal_Pino,_A._Lazarian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07775 |
磁場拡散の速度は、いくつかの天体物理プラズマプロセスで重要な役割を果たします。天体物理学的媒体の遍在する乱流が高速の磁気再結合を引き起こし、その結果、プラズマ微物理に依存しない速度で大規模な磁束拡散が生じることが実証されています。このプロセスは「リコネクション拡散」（RD）と呼ばれ、動的に重要なフィールドの拡散を可能にします。RDを説明する現在の理論は、非圧縮性電磁流体力学（MHD）乱流に基づいています。この研究では、乱流ダイナミクスで磁力が支配的であるときのRD理論の予測を定量的にテストしました（Alfv\'{e}nicMachnumber$M_A<1$）。\textsc{PencilCode}を使用して強制MHD乱流の数値シミュレーションを実行し、Test-Fieldメソッドを使用して拡散係数$\eta_{RD}$の値を抽出しました。私たちの結果は、乱流が非圧縮性の限界（ソニックマッハ数$M_S\lesssim0.02$）に近づくと、RD理論（$\eta_{RD}\simM_A^{3}$for$M_A<1$）と一致します。$M_S$が大きいほど、拡散が速くなります（$\eta_{RD}\simM_A^{2}$）。この作品は、平均に平行な方向にカスケードが抑制された圧縮性MHD乱流のシミュレーションを初めて示します。磁場、これは非圧縮性の弱い乱流理論と一致しています。また、シミュレーションでは、エネルギーカスケード時間は、RD理論の仮定とは対照的に、弱いレジームに対して予測された$M_A$のスケーリングに従っていないことを確認しました。私たちの結果は、一般にRD理論の予測をサポートおよび拡張します。
短周期セファイドの進化的および流体力学的モデル
主シーケンス5M_\odot<=M_0<=6.1M_\odotおよびヘリウムY_0=0.28および重い元素Z_0=0.02の初期のフラクショナルアバンダンスが中央ヘリウムの段階まで実行された、人口I星の進化計算疲労。選択したコアヘリウム-燃焼モデルを、流体力学と時間の方程式の解の初期条件として使用しました-セファイドの放射状脈動を表す対流対流。ヘルツスプルング-ラッセル図では、M_0>5.1M_\odotの不安定性ストリップの赤いエッジを横切るように進化の軌跡が示されています。コアヘリウムの流体力学的モデルのグリッド-不安定ストリップの2番目と3番目の交差の段階で燃焼するセファイドを計算しました。脈動周期\Piと周期変化率\dot\Piは、最初の倍音パルセーターの進化系列ごとに、星齢の連続関数として決定されました。計算結果は、短期間のCepheidsV532Cyg、BGCru、およびRTAurについて最近得られた\dot\Piの観測推定値と一致します。
太陽コロナにおける電子密度と温度の記述の熱力学解釈
| Title |
Thermodynamics_Interpretation_of_Electron_Density_and_Temperature_Description_in_the_Solar_Corona |
| Authors |
Daniel_B._Berdichevsky,_Jenny_M._Rodr\'iguez_G\'omez,_Luis_E._Vieira,_Allison_Dal_Lago |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.07929 |
CODETモデルの熱力学的解釈と、グローバルな平衡状態での流体磁気の物理学に基づいた電子密度と温度の予測に到達します。熱力学的解釈は、理想的な電磁流体力学（MHD）のコンテキストで、反磁性である電磁物質媒体を使用したモデルとの整合性を見つけます。さらに、CODETが太陽のコロナの電子ガスのポリトロープ異常指数を予測していることにも注意してください。この異常な特性は、低静止太陽コロナが、先に述べた分子の固体の表面による2次元吸着プロセスを説明するために説明された基礎構造を有する磁気物質状態であると仮定することと一致していることを示しています。ラングミュアによって与えられた温度と圧力でガス。私たちのケースでは、3次元の同様の合体プロセス、つまり熱力学的平衡状態にあるラングミュアアモルファス格子が存在していると想定しています。このように、中透磁率の構成特性、非分散音響速度、1.1〜1.3$R_{\odot}$の予想平衡時間、およびエネルギー密度は、2008年から2009年まで数か月間続く太陽の最低値に近い。
磁束キャンセルによる太陽プラズマ加熱の観測試験
最近の観測では、磁束の相殺が太陽の上層大気（彩層、遷移領域、コロナ）を加熱する重要な役割を果たす可能性があることが示唆されています。ここでは、反対極性の磁束源の収束とキャンセルのペアによって駆動される、磁気リコネクションとその結果のコロナ加熱の解析モデルを検証することを意図しました。このテストでは、静かな太陽のインターネットワーク領域で5.2時間のターゲット間隔で小規模なフラックスキャンセルイベントの光球磁場と多波長UV/EUV観測を分析しました。観測されたキャンセルイベントは、光球上の2つの反対極性の磁気パッチの収束運動と、ターゲットインターバル全体での赤方偏移ドップラー速度（ダウンフロー）を一貫して示し、両方の極性の磁束が10$^の割合で減少します。{15}$Mxs$^{-1}$。DEM値が1.6〜2.0MKでピークとなるいくつかの衝動的なEUV増光は、2つのパッチに2つのフットポイントが固定されたアーケードの形でも観察されます。磁束相殺領域で熱として放出される磁気エネルギーの割合は、ターゲットインターバルで（0.2-1）$\times$10$^{24}$ergs$^{-1}$の範囲であると推定されます。これは、以前に報告された静かな太陽コロナの加熱速度の要件を満たすことができます。最後に、磁気エネルギー解放率の短期的（数分から数十分）の変動と長期的（数時間）の傾向の両方が、2.0MKを超える温度での電子の放射エネルギー損失の推定率に明確に示されています。これらすべての観察結果は、フラックスキャンセルによる上部太陽大気におけるプラズマ加熱の調査されたリコネクションモデルの有効性をサポートします。
太陽フレアの完全に首尾一貫したモデル
「標準太陽」フレアモデルは、太陽の多波長観測によって識別されるすべての物理的要素を収集します。磁気再結合、高速粒子加速、およびさまざまな波長での放出、特に軟X線チャネルから硬X線チャネルでの放出。その漫画の描写は、太陽とプラズマの天体物理学に関する教科書全体にあり、他の星、降着円盤とジェットの未解決のエネルギーフレア現象の解釈を導きます。これまでに、大規模な多次元の電磁流体力学（MHD）プラズマの記述と現実的な高速電子処理の組み合わせが必要であるため、標準シナリオをすべての面で再現する完全な自己矛盾のないモデルが欠けています。ここでは、このような新しい組み合わせを示します。MHDは、時間発展、磁場の再接続、粒子トラッピングを処理するように調整された分析高速電子モデルと組み合わされます。これにより、（1）彩層蒸発流の誘発における高速電子沈着の役割を研究できます。（2）彩層フットポイントまたはループトップでさまざまな硬X線源を生成する物理的メカニズム。（3）フレアループ全体の進化における軟X線フラックスと硬X線フラックスの関係。初めて、この自己矛盾のない太陽フレアモデルは、硬X線フットポイント領域によって掃引されたフラックスと、フレアシナリオでは主要な未知であるXポイントでの実際の再接続率との間の観測的に示唆された関係を示します。また、ループトップ硬X線源が高速電子トラッピングから発生する可能性があることも示しています。
周期変光星のツヴィッキー過渡施設カタログ
| Title |
The_Zwicky_Transient_Facility_Catalog_of_Periodic_Variable_Stars |
| Authors |
Xiaodian_Chen,_Shu_Wang,_Licai_Deng,_Richard_de_Grijs,_Ming_Yang,_Hao_Tian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08662 |
既知の周期変数の数は近年急速に増加しています。広い視野とかすかな制限光度のおかげで、ZwickyTransientFacility（ZTF）は北の空にある変光星を検出するユニークな機会を提供します。ここでは、ZTFデータリリース2（DR2）を利用して、r〜20.6までの変数を検索および分類しています。改良された分類方法を使用して、781,604個の周期変数を11の主要なタイプに分類します。以前に発行されたカタログとの比較により、〜700セファイド、〜5000RRLyrae星、〜15,000DeltaScuti変数、〜350,000食連星、〜100,000長周期変数、および621,719オブジェクト（79.5％）が新たに発見または分類されたことがわかります。約150,000の回転変数。典型的な誤分類率と期間精度は、それぞれ2％と99％のオーダーです。変数の74％は銀河の緯度$|b|<10^\circ$にあります。このCepheids、RRLyrae、DeltaScutiの星のサンプル、および接触（EWタイプ）食連星は、銀河の円盤構造と、完全性、面積カバレッジ、および年齢分解能が向上した進化を調査するのに役立ちます。具体的には、北部の縦糸と15〜20kpcの距離にあるディスクのエッジは、以前よりも大幅にカバーされています。回転変数のうち、RSCanumVenaticorumとBYDraconisタイプの変数は簡単に分離できます。恒星の彩層活動に関する私たちの知識は、これらのタイプの変数の統計分析から大きな恩恵を受けるでしょう。
M個の小人の回転活動関係：K2からTESSとPLATOへ
後期型星の回転活動関係の研究は、恒星のダイナモと角運動量の進化の理解を深めるために不可欠です。特によく理解されていないM矮星のK2と回転活動の関係を研究します。私たちは、K2視野にあるSuperblink固有モーションカタログから、すべての明るいM近くの小人の光度曲線を分析しました。ロングケイデンスモードのキャンペーンC0〜C19で観察された430Mの小人のサンプルについて、ローテーション期間と豊富な活動診断を決定しました。測光活動インジケーターに基づく回転活動関係の私たちの研究は、〜10dの回転周期で以前に公開された活動レベルの急激な変化を確認しました。3倍を超えるサンプルは、この発見の統計的有意性を高めます。
赤い矮星と赤い巨星と超巨星のためのダイナモアクション
サラフォプロス（2017、2019）がすでに提案しているダイナモアクションの主な概念を、赤色矮星と赤色巨星と超巨星に適用する可能性を調査します。したがって、私たちは統一されたダイナモアクションを確立しようとします。したがって、主な恒星の磁場を生成する強力でユニークで主要なエンティティは、いわゆるトーラス構造のままです。トーラス内では、同じ符号の電荷が相互に引き付けられ、トーラスは超伝導体としてシミュレートできます。回転速度の既存の勾配がトーラスに正味の電荷を蓄積し、結果として得られるトロイダル電流が磁場の駆動源になります。次に、星全体の磁気的振る舞いに影響を与えて変調する二次相互作用の複雑なネットワークがあります。私たちのダイナモアクションは、完全におよび部分的に対流する星で潜在的に機能しています。主要な発見は、同じスペクトルタイプの星に対する磁場の強さは、本質的に星のサイズによって制御されることです。星が大きいほど、トーラスがより内側に形成されることをお勧めします。単一のトーラスの形成は、本質的に大規模な強力なポロイダルおよび軸対称の磁場トポロジーに関連付けられていますが、急速な進化における弱い多極の非軸対称の磁場構成の生成は、ダブルトーラス構造（ソーラーケース）。同じ基本概念が拡大または縮小されます。さらに、赤い矮星、巨人、超巨星の磁場に関連する4つの重要なパラメーターを特定します。まず、回転速度。第二に、せん断層における回転速度の放射状勾配の急勾配。3番目は、光球からトーラスまでの距離、4番目は、トーラスの断面積です。3番目と4番目の主要なパラメーターが初めて導入されました。
変換に基づく天文画像の深い異常検出
この作業では、画像の異常検出（GeoTranform）の幾何学的変換に基づくモデルにいくつかの拡張機能を提案します。モデルは、異常クラスが不明であり、トレーニングに使用できるのはインライアサンプルのみであることを前提としています。天体画像の異常を検出するのに役立つ新しいフィルターベースの変換を紹介します。これにより、アーチファクトのプロパティが強調表示され、実際のオブジェクトとの区別が容易になります。さらに、区別できない変換のペアを見つけることができる変換選択戦略を提案します。これにより、次元の削減だけでなく、受信者動作特性曲線（AUROC）の下の領域と精度のパフォーマンスが向上します。モデルは、ハイケイデンストランジェントサーベイ（HiTS）およびツヴィッキートランジェントファシリティ（ZTF）データセットからの天文画像でテストされました。最高のモデルでは、HiTSの平均AUROCが99.20％、ZTFの平均が91.39％でした。元のGeoTransformアルゴリズムとOne-ClassSupportVectorMachineなどのベースラインメソッド、およびディープラーニングベースのメソッドに対する改善は、統計的にも実際的にも重要です。
粒子の非衝突ガスにおける大規模スカラーモードの重力ランダウ減衰の存在を確立します。その分布関数は、均一で等方性であると仮定され、ブラソフ方程式によって支配されます。次に、媒体をJ\"uttner-Maxwell分布で記述することにより、媒体内の波の位相速度がサブルミナルであるときに減衰が発生し、スカラーモードの質量が媒体の適切な周波数よりも小さくなるように制約されます。ただし、粒子の熱速度よりもはるかに大きい波の位相速度の限界で計算された減衰率は、現在の機器で達成可能な時間的および空間的スケールでは無視できるようです。
バウショックでのドリフト不安定性に関する確率的イオンおよび電子加熱
垂直バウショック内の波の内容の分析は、イオンの加熱がローワーハイブリッドドリフト（LHD）不安定性、および電子の電子サイクロトロンドリフト（ECD）不安定性への加熱に関連していることを示しています。どちらのプロセスも、2つの不安定性によって生成される電子ジャイロ半径スケールの電界勾配によって引き起こされる確率的加速度を表します。確率的加熱は単一の粒子メカニズムであり、大きな勾配が断熱的不変量を破壊し、DCおよび波動場による直接加速に粒子をさらします。加速は関数$\chi=m_iq_i^{-1}B^{-2}$div（$\mathbf{E}$）によって制御されます。これは、電磁場と粒子間のエネルギー移動のプロセスの一般的な診断ツールを表します、および局所電荷の非中性の尺度。識別は、磁気圏マルチスケール宇宙船（MMS）から取得したマルチポイント測定で行われました。LHD不安定性の原因はイオンの反磁性ドリフトであり、ECD不安定性の原因は電子のExBドリフトです。結論は、ホールイオンスラスタのECD不安定性の実験室診断によってサポートされています。
バローエントロピーを使用した一般化された熱力学の第2法則
地平線エントロピーにバローエントロピーを適用して、熱力学の一般化された第2法則の有効性を調査します。前者は、ブラックホールの表面が量子重力効果によって変形され、新しい指数$\Delta$で定量化されるという事実から生じます。物質と暗黒エネルギー流体で満たされた宇宙のエントロピー時間変化と、見かけの地平線に対応する量を計算します。通常のエントロピーに対応する$\Delta=0$の場合でも、見かけの地平線に囲まれたエントロピーと地平線自体のエントロピーの合計は、常に時間の非減少関数であるため、量子重力補正がこれをオンに切り替える場合、熱力学の第2法則が有効になり、宇宙の進化によっては、一般化された熱力学の第2法則に違反する可能性があります。
f（G）Noether宇宙論
$f（\mathcal{G}）$重力の$n$次元宇宙論を開発します。ここで、$\mathcal{G}$は\emph{Gauss-Bonnet}トポロジー不変量です。具体的には、いわゆるNoether対称アプローチにより、$f（\mathcal{G}）\simeq\mathcal{G}^k$べき乗則モデルを選択します。ここで、$k$は実数です。特に、$n=4$の場合の$k=1/2$の結果は、一般相対性理論と同等であり、アインシュタイン理論を再現するためにアクション$R+f（\mathcal{G}）$を課す必要がないことを示しています。。さらなる結果として、$f（\mathcal{G}）$がスカラーフィールドに非最小結合されている場合、deSitter解が復元されます。つまり、インフレやダークエネルギーなどの問題は、このフレームワークで対処できます。最後に、関連するミニスーパースペースのハミルトニアン形式を開発し、このモデルの量子宇宙論について議論します。
核物質への熱影響の調査
相対論的平均場モデルのNL3およびG3パラメータセットを使用して、結合エネルギー、非圧縮性、自由対称エネルギー、およびその係数などの核物質特性に対する熱効果を研究します。冷たい核物質の特性と一致するこれらのモデルは、フェルミ関数を組み込むことによって温度の影響を研究するためにも使用されています。対称核物質の気液相転移の臨界温度は、NL3およびG3パラメータセットでそれぞれ14.60および15.37MeVであり、これは以前の理論的および実験的研究と非常によく一致しています。結合エネルギーと飽和密度での自由対称エネルギーの二階微分係数に関連するプロパティ（つまり、K0{n、T}とQsym、0）が、温度の上昇に伴ってNL3およびG3パラメーターに相反する効果を示すことを検査します。有限温度でのG3状態方程式の飽和曲率パラメーター（Ksym、0）の予測は、巨大なパルサー、GW170817からの重力波、およびPSRJ0030+0451のNICER観測の存在に対するKsym、0の複合分析に有利であることを発見しました。さらに、直接ウルカプロセスによって制御されるニュートリノ放射率による新生星の冷却メカニズムを調査し、ニュートリノ放射率に関するいくつかの興味深い所見を述べます。原始中性子星のM-Rプロファイルに対する温度の影響についても検討します。
古典的なストリング幾何学からのストリング宇宙背景
| Title |
String_Cosmology_backgrounds_from_Classical_String_Geometry |
| Authors |
Heliudson_Bernardo,_Robert_Brandenberger,_Guilherme_Franzmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08324 |
$\alpha'$で非摂動的なバックグラウンドでの閉じたストリングのガスの熱力学に基づいたごく初期の宇宙モデルを紹介します。特定の異方性宇宙背景を含むように拡張された完全に$\alpha'$補正された方程式を検討する際に、ガスの状態方程式によってパラメーター化された3つの異なる段階でのシステムの進化について説明します。標準の文字列熱力学引数を使用して、文字列スケール内の等方性10次元宇宙から始め、4つの大きな時空次元とEinsteinフレーム内の6つの安定した内部次元を持つ宇宙に向けて進化させます。
一貫性のある$ D \ to 4 $ Einstein-Gauss-Bonnet重力における宇宙論と重力波
| Title |
Cosmology_and_gravitational_waves_in_consistent_$D\to_4$_Einstein-Gauss-Bonnet_gravity |
| Authors |
Katsuki_Aoki,_Mohammad_Ali_Gorji,_and_Shinji_Mukohyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08428 |
ごく最近の論文[1]で、2つの動的自由度を備えた新しい$4$次元の重力理論を提案しました。これは、再スケーリングされたGauss-ボンネット結合定数$\tilde{\alpha}$。本論文では、完全な流体の存在下での理論の宇宙論的意味を研究し、一貫した$4$次元の理論から得られた結果と以前に検討されたナイーブな（そして一貫性のない）$から得られた結果の類似点と相違点を明らかにします。D\rightarrow4$制限。線形摂動を調べると、理論にはテンポラリ重力自由度のみ（物質次数以外）があり、$\tilde{\alpha}>0$および$\dot{H}<0$の場合、摂動はいかなる病状もないので、初期および/または後期の宇宙論モデルを構築するためのセットアップを実装できます。興味深いことに、$k^4$項はテンソルモードの分散関係に現れます。これは小規模で重要な役割を果たし、理論を一般相対性理論だけでなく、他の多くの修正重力理論だけでなく、ナイーブ（および矛盾）とも異なります。$D\to4$の制限。$k^4$項を考慮に入れると、重力波の伝播に対する観測上の制約により、束縛された$\tilde{\alpha}\lesssim{\calO}（1）\、{\rmeV}^{-2}$。これは、$D\to4$Einstein-Gauss-Bonnet重力の一貫した理論における唯一のパラメーター（ニュートンの定数と、時間ゲージの固定から生じる制約の選択を除く）の最初の境界です。
トロイドの外部重力ポテンシャル
| Title |
The_exterior_gravitational_potential_of_toroids |
| Authors |
J.-M._Hur\'e,_B._Basillais,_V._Karas,_A._Trova_and_O._Semer\'ak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08507 |
ラプラスの式で与えられるように、円形断面を持つ静的な薄いトロイダルシェルの外部ポテンシャルを決定するために、軸対称グリーン関数の2変量テイラー展開を実行します。セクションの中央で実行されるこの拡張は、シェルの小半径と大半径の比率$e$の累乗の無限級数で構成されます。これは、固体の均質なトーラスだけでなく、不均質なボディにも適しています（コアの層別化の場合が考慮されます）。主項が同じ主半径と同じ質量を持つループのポテンシャルと同一であることを示します。この「類似性」は、${\calO}（e^2）$の順序で保持されることが示されています。系列は、特に平均相対精度が$\sim10^{-3}$である$e\！のトロイドの表面に非常によく収束します。=ゼロ次で\！0.1$、2次でわずか$10^{-6}$。ラプラス方程式はすべての順序で{\em正確に}満たされるため、打ち切りによって余分な密度が生じることはありません。力学的研究で重要な重力加速度は、同じ精度で再現されます。この手法は、地上プラズマと天体物理プラズマで見られる方位角電流によって生成される磁気ポテンシャルと磁場にも適用されます。
読み出しマイクロ波の電力を変化させることによりマイクロ波運動インダクタンス検出器の超伝導転移温度を測定する方法
| Title |
A_method_to_measure_superconducting_transition_temperature_of_microwave_kinetic_inductance_detector_by_changing_power_of_readout_microwaves |
| Authors |
Hiroki_Kutsuma,_Yoshinori_Sueno,_Makoto_Hattori,_Satoru_Mima,_Shugo_Oguri,_Chiko_Otani,_Junya_Suzuki,_Osamu_Tajima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08765 |
マイクロ波運動インダクタンス検出器（MKID）は最先端の超伝導検出器であり、その原理は超伝導共振器回路に基づいています。MKIDの超伝導転移温度（Tc）は、さまざまなMKID特性化パラメーターに依存しているため、重要なパラメーターです。本論文では、読み出しマイクロ波の印加電力を変化させて、MKIDのTcを測定する方法を提案する。読み出しパワーのごく一部がMKIDに蓄積され、MKIDの準粒子の数はこのパワーとともに増加します。さらに、準粒子の寿命は、準粒子の数とともに減少します。したがって、読み出しパワーを急速に変化させることにより、準粒子の寿命と検出器の応答の関係を測定できます。この関係から、固有の準粒子寿命を推定します。この寿命は、Tc、MKIDデバイスの物理温度、およびその他の既知のパラメータによって理論的にモデル化されています。測定された寿命を理論モデルを使用して取得した寿命と比較することにより、Tcを取得します。アルミニウムで製造されたMKIDを使用して、0.3K動作でこの方法を示します。結果は、デバイス温度の変化を伴う読み取りマイクロ波の透過率を監視することによって測定されたTcによって得られた結果と一致しています。本稿で提案する手法は、ハイブリッド型MKIDなど他の型にも適用できる。
球形の縮退星の曲がった時空における状態方程式
| Title |
Equation_of_states_in_the_curved_spacetime_of_spherical_degenerate_stars |
| Authors |
Golam_Mortuza_Hossain_and_Susobhan_Mandal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08783 |
中性子星などの球形の縮退星の研究では、一般的な相対論的効果が、トルマンオッペンハイマーボルコフ方程式を使用して内部の時空を表すことにより組み込まれています。ただし、このような研究で使用される状態方程式は、常にフラットな時空で計算されます。これらの星の曲がった時空で計算された状態方程式は、計量関数に明示的に依存することを示します。さらに、このような距離依存の重力時間膨張効果を無視すると、これらのコンパクトな星の質量制限が大幅に過小評価されることを示しています。一方、中性子星のいわゆるハイペロンパズルを軽減する自然な方法を提供します。
Horava-Lifshitz宇宙写真からの量子署名
この手紙では、宇宙レベルで量子効果を探索するための量子重力のモデルとしてHorava-Lifshitz重力を検討することにより、代替宇宙論を提案します。私たちの分析では、現在の後期宇宙調査とアインシュタイン望遠鏡からの重力波予報を考慮します。$\Omega_k=-0.021^{+0.023}_{-0.029}$が$H_0=71.904^{+1.406}_{-1.347}$であるフラットでないシナリオが自然に見つかりましたが、報告されている標準は$3.4$ではありません-$\sigma$の不整合。さらに、Horavaパラメータ$\omega\approx-3.8\times10^{-14}$の特定の値を取得しました。これは、量子効果の測定値として解釈でき、この量子重力モデルをさらにテストするために使用できます。古典的には、$\Lambda$CDMモデルによれば、宇宙は空間的に平坦であるように見えますが、実際には、量子の観点からは湾曲しています。
3次元非圧縮性電磁流体乱流における異方性とタイムスケールの詳細な調査
| Title |
A_Detailed_Examination_of_Anisotropy_and_Timescales_inThree-dimensional_Incompressible_Magnetohydrodynamic_Turbulence |
| Authors |
Rohit_Chhiber,_William_H._Matthaeus,_Sean_Oughton,_Tulasi_N._Parashar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08815 |
大規模な平均磁場の存在下で電磁流体力学的乱流が発生すると、その優先方向に対して異方性が発生します。よく知られている傾向は、磁場に沿った方向に比べて、磁場に垂直な勾配が強くなることです。このスペクトルの異方性は、動的プロセスの推定タイムスケールの異方性と深く関連しており、スケールの局所性やスペクトル伝達などの基本的な問題を再検討する必要があります。ここでは、強制されていない電磁流体乱流の高解像度3次元シミュレーションの分析により、フーリエ波動ベクトル空間における理論的に関連するタイムスケールの動作の定量的評価が可能になります。非線形時間、Alfv'en時間の分布、および推定されたスペクトル転送速度について説明します。2次元の限界や「クリティカルバランス」領域など、スペクトルの特別な領域の潜在的な重要性に注意が向けられます。抑制係数に関する推定スペクトル伝達の定式化は、（強い非線形性によって特徴付けられる）準2次元変動が特異な限界ではないという結論をサポートしますが、一般に重要な貢献をすると期待できます。
| Title |
Searching_for_low_mass_dark_matter_via_phonon_creation_in_superfluid_4He |
| Authors |
Gordon_Baym,_D._H._Beck,_Jeffrey_P._Filippini,_C._J._Pethick,_and_Jessie_Shelton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08824 |
直接検出のターゲットとして提案されている超流動液体$^4$Heからの暗黒物質粒子の散乱を考えます。約1MeV未満の暗黒物質の質量に焦点を当て、合計ルールの議論から、関心のある運動量の移動では、支配的なプロセスは単一のフォノンの作成であり、2つ以上のフォノンの直接の作成はほとんどないことを示します。さらに、低圧の液体$^4$Heにおけるフォノンの異常分散[つまり、$d^2\omega（q）/dq^2>0$、ここで$q$と$\omega（q）$はフォノンの運動量とエネルギーです]単一のフォノンが比較的短い距離で減衰し、元のフォノンの方向を中心とする低エネルギーのフォノンのシャワーに入るという重要な結果があります。したがって、この体制の実験的な課題は、単一のフォノンだけでなく、低エネルギーのフォノンのシャワーを検出することです。そのようなシャワーにおけるフォノンの分布からの追加情報は、暗黒物質の質量の決定を強化することができます。
電子ビームプラズマの電波放射に対する密度不均一性の影響
| Title |
The_effects_of_density_inhomogeneities_on_the_radio_wave_emission_in_electron_beam_plasmas |
| Authors |
Xin_Yao_and_Patricio_A._Mu\~noz_and_J\"org_B\"uchner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08876 |
タイプIIIの無線バーストは、太陽フレアに関連する無線放射です。それらは太陽コロナの電子ビームによって引き起こされると考えられています。磁気リコネクションは、不安定な分布関数と密度の不均一性を引き起こす太陽フレアの過程で電子ビームを加速する可能性があります。しかし、そのような環境での電子ビームによる電波放射の特性は、まだよくわかっていません。完全に動的な粒子内セル（PIC）コードの数値シミュレーションを利用して、このようなプラズマにおける電波放出の非線形の動的プラズマプロセスをキャプチャします。私たちのモデルは、磁気再結合によって作成されることが想定されている初期速度分布関数を考慮に入れています。これらの速度分布関数により、電波放射の2つの異なるメカニズムが可能になります。プラズマと波の相互作用によるプラズマ放射と、波動粒子の相互作用によるいわゆる電子サイクロトロンメーザー放射（ECME）です。私たちの最も重要な発見は、ラングミュア波の高調波の数が密度の不均一性とともに増加することです。高調波は、ビーム生成ラングミュア波とそれらの高調波の相互作用によって生成されます。さらに、ビーム生成された基本的なラングミュア波と消滅波動ベクトルの合体による横高調波電磁波放射の証拠も見つかります。電子ビームの自由エネルギーの静電波および電磁波への変換プロセス、ならびにビーム速度分布関数の垂直勾配によって引き起こされる電子共鳴の周波数シフトに対する密度不均一性の影響を調査します。私たちの調査結果は、太陽電波バーストにおけるラングミュア波とその高調波の観測と、これらのエミッションで観測された周波数シフトを説明しています。
