自己重力暗黒物質が形になる
私たちの現在の最良の宇宙論モデルでは、宇宙の物質の大部分は暗く、電磁的に相互作用しない未検出の非バリオン粒子で構成されています。これまでのところ、銀河の回転曲線や重力レンズ効果で観測されているように、暗黒物質の唯一の重要な証拠は、その重力相互作用で発見されています。推測された暗黒物質の凝集は、シミュレーションでよく再現できるほぼ普遍的な質量密度プロファイルに従いますが、理論的な観点からは説明を省略しています。標準的な（天体）物理的手法を控えて、無衝突暗黒物質粒子の自己重力集団の最も可能性の高い空間構成を直接決定する興味深い単純な数学的アプローチからこれらのプロファイルを導き出すことが可能であることを示します。
再イオン化のプローブとしての線強度マップの反対称相互相関
| Title |
Antisymmetric_cross-correlation_of_line-intensity_maps_as_a_probe_of_reionization |
| Authors |
Gabriela_Sato-Polito,_Jos\'e_Luis_Bernal,_Ely_D._Kovetz,_and_Marc_Kamionkowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08977 |
再イオン化のエポックをプローブするために、ライン強度マップ間の相互相関信号の新しい推定量を提示します。提案された推定量は、視線位置の交換の下で、これまで無視されてきた相互相関の非対称成分です。HIとCOの変動間の相互相関を考慮し、反対称寄与を考慮した場合の再イオン化パラメーターの精度の向上を予測します。強度マッピングパワースペクトルの天体物理学と宇宙論の間の縮退を解消する方法として、非対称成分と対称成分の比率を調べます。私たちの結果は非常に不確実な天体物理学のモデリングに依存しますが、補完的なプローブとしての非対称の寄与を含むほとんどの標準的なシナリオでは、情報の大幅な向上につながる可能性があることを示しています。
インフレの代替シナリオの指紋としての異常のレンズ化
CMB温度パワースペクトルへのレンズ効果の平滑化効果は、特に、周波数が音響ピークの周波数に近い場合、原始パワースペクトルの振動変調によってある程度悪化します。最新のPlanck2018の結果で報告されたレンズ異常が、インフレーションの代替シナリオ中の大規模なスカラーフィールドまたはインフレ中の鋭い特徴によって生成された振動変調を示唆している可能性を考慮します。PlanckのTTTEEE+低ECMBの完全な可能性を使用して、これら2つのタイプのモデルに制約を導き出します。どちらの場合でも、$A_L$異常は穏やかに$2\sigma$未満に減少していることがわかります。さらに、代替シナリオで生成された振動変調は、$\Lambda$CDMと比較して$\Delta\chi^2=-13$で、$\chi^2$の最低値を示すことがわかります。さらに、赤池情報量基準は、そのような振動は$A_L$パラメータに匹敵する$\Lambda$CDMに対して$\Delta{\rmAIC}=-5$の値を持つため、魅力的な候補を構成することを示唆しています。興味深いことに、物質バウンスと放射線バウンスのシナリオは、私たちの結果と互換性があります。これらの振動機能のモデルを将来の観測でテストする方法について説明します。
修正された重力宇宙論をテストするための新しい手段
観測された宇宙の加速された膨張は、暗黒エネルギーまたは宇宙スケールでの一般相対性理論（GR）の崩壊によって説明されるかもしれません。後者の場合、修正された重力シナリオを考慮すると、バックグラウンドの進化は$\Lambda$CDMモデルと同じであるが、密度の摂動は異なって進化すると想定されることがよくあります。このペーパーでは、変更された重力のより一般的なクラスを調査します。この場合、バックグラウンドと摂動の両方の進化が$\Lambda$CDMモデルのそれから逸脱しています。$\alpha{\rm-}f\sigma_8$および$H{\rm-}f\sigma_8$図の2つの相図を紹介します。$H$は膨張率、$f\sigma_8$は宇宙の成長率と赤方偏移空間の歪みによって直接制約される密度変動の正規化の組み合わせであり、$\alpha$は特性化するパラメーターですGRからの重力の偏差であり、重力レンズによって調べることができます。一般的なスカラーテンソル理論であるHorndeskiの理論のいくつかの特定の例を検討し、$\Lambda$CDMモデルからの偏差が$\alpha{\rm-}f\sigma_8$および$H{にどのように現れるかを示します\rm-}f\sigma_8$図。予測された偏差は、将来の大規模構造観測で一部の修正重力モデルを除外するのに役立ちます。
基になるタイプIa超新星伸縮分布の赤方偏移進化
| Title |
Redshift_Evolution_of_the_Underlying_Type_Ia_Supernova_Stretch_Distribution |
| Authors |
N._Nicolas,_M._Rigault,_Y._Copin,_R._Graziani,_G._Aldering,_M._Briday,_J._Nordin,_Y.-L._Kim,_S._Perlmutter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09441 |
タイプIa超新星（SNeIa）の真の性質はほとんど不明のままであり、調査統計が増加するにつれて、特にSNIa人口進化の問題のような天体物理学的系統的不確実性の問題が生じます。このホワイトペーパーでは、SNIaSALT2.4光曲線ストレッチの純粋な固有のSNプロパティである赤方偏移の依存性を調べて、潜在的な赤方偏移ドリフトを調べます。SNストレッチはSN環境、特に恒星年齢トレーサーと強く相関することが示されています。Rigaultetalによって予測されたように、若いおよび古いSNeIaの割合の進化を使用して、基になるストレッチ分布を赤方偏移の関数としてモデル化します。（2018）、ガウシアン混合で作られた各年齢集団の根底にある一定のストレッチ分布を仮定します。マグニチュード選択の影響が無視できるように選択された公開サンプルに対して予測をテストします。そのため、観測された変化は実際には天体物理学的であり、観測的起源ではありません。根本的なSNIaストレッチ分布が赤方偏移の関数として進化していること、および若い/古いドリフトモデルが、通常使用されるサンプルベースの非対称分布を含む、任意の時定数モデルよりもはるかに優れたデータの説明であることを明確に示しますMalmquistバイアスを修正します。支持されている基本的なストレッチモデルは、Rigaultらから派生したバイモーダルモデルです。（2018）：若い環境と古い環境の両方で共有される高ストレッチモードと、古い環境専用の低ストレッチモード。宇宙論に対するSNIa集団固有特性の赤方偏移進化の正確な影響は、まだ研究されていません。それでも、SNストレッチ分布の天体物理学的ドリフトは、現在のマルムキストバイアス補正に影響を与え、それにより、選択効果の影響を受けるSNから導出された距離に影響を与えます。このようなバイアスは、調査がLSSTにとって特に重要であるますます大きな赤方偏移範囲をカバーするにつれて増加することを強調しています。
空はどのようにガウシアンになることができますか？量子情報からの原始非ガウス性
量子情報画像を使用して、初期宇宙を時間依存の量子密度行列として記述し、時間は確率変数の役割を果たして、原始変動の分布における非ガウス特徴を計算します。準デシッターモデルを使用して、対応する量子フィッシャー情報関数を、2つの異なる時間における密度行列の相対エンタングルメントエントロピーの2次導関数として計算します。曲率変動は、時間量子推定量で定義します。標準的な量子推定理論を使用して、原始変動の統計分布における非ガウス特徴を計算します。私たちのアプローチはモデルに依存せず、準deSitterフェーズの存在のみに依存しています。圧縮された形状と等辺形状の両方の形で、原始的な非ガウス性があることを示します。絞り込まれた制限により、$f_{\rmNL}\simn_s-1$の値が得られます。等辺制限では、$f_{\rmNL}\sim0.03$が見つかります。等辺非ガウス性は、アインシュタイン方程式の非線形性によるものです。一方、圧迫されたものは、クロック同期の量子的な性質によるものであり、現実のものであり、グローバルな曲率として測定することはできません。新しい効果を識別します。{\itクロックバイアス}は純粋な量子効果であり、スペクトルティルトと次数$\sim10^{-4}$のパワースペクトルの実行にバイアスを導入します。初期の宇宙の量子的性質に関する貴重な情報を生み出します。
LSSの整合性関係からの成長率のモデルに依存しない測定
大規模構造の整合性関係は、スクイーズドバイスペクトル（BS）とパワースペクトル（PS）のバリオニック音響振動の振幅間のリンクを提供します。この関係は、考慮されるトレーサー$b_\alpha$の大規模なバイアス、および構造の成長率$f$に依存します。驚くべきことに、この対称性は、基本的な対称性の原理に基づいており、基礎となる宇宙論モデルに正確かつ独立しています。暗黒物質とハローの両方の大容量シミュレーションからのデータを分析することにより、BSとPSの測定を使用して$b_\alpha$と$f$を抽出する方法を説明します。BSとPS。スクイーズドBSの測定値とPSの四重極対単極比を大規模に組み合わせると、$b_\alpha-f$縮退を正常に解除できることを示しています。ユークリッドのような調査に適用されたこの方法は、追加の仮定なしに、バイアスを測定し、その後、成長率を$10\％$レベルより上に測定できると予測しています。
人生の早期開始と後期到着の客観的なベイズ分析
生命はその居住可能な窓の最初の五分位の中で地球に現れましたが、技術的な文明はその最後まで開花しませんでした。初期の出現に基づいて非生物発生率を推測する努力は、知能の進化が遅いプロセスである場合、人生の初期の開始は楽観主義の有用な証拠ではなく、単に私たちの存在の前提条件である可能性があるという選択効果によって挫折します。この作業では、ベイジアンフレームワークでこれら2つのイベントの時系列を解釈し、進化的タイムスケール自体が、基準として設定するのではなく、共同で推論する必要がある未知であることを考慮して、以前の作業を拡張します。私たちはさらに、客観的なベイジアンアプローチを採用しています。その結果、非生物発生と進化の速度-この問題の共通の論点-についてまったく異なる事前値を使用する人でも結果に同意します。次に、生命の最も初期の微化石の証拠は、非生物発生の速度が、遅いものではなく、通常は速いプロセスである可能性が少なくとも2.8倍高いことを示していることを示しています。この控えめな制限ベイズ係数は、C13の減損したジルコン鉱床のより異議の多い証拠を受け入れると、8.7に上昇します（Belletal。2015）。インテリジェンスの進化については、レアインテリジェンスシナリオが3：2ベッティングオッズでやや好まれていることがわかります。したがって、地球の時計を再実行した場合、統計的に生命を頻繁に再出現させることを優先する必要がありますが、知性は避けられないかもしれません。
AB Aurigaeで進行中の惑星形成の可能性のある証拠。 SPHERE / ALMAシナジーのショーケース
| Title |
Possible_evidence_of_ongoing_planet_formation_in_AB_Aurigae._A_showcase_of_the_SPHERE/ALMA_synergy |
| Authors |
A._Boccaletti,_E._Di_Folco,_E._Pantin,_A._Dutrey,_S._Guilloteau,_Y._W._Tang,_V._Pi\'etu,_E._Habart,_J._Milli,_T._L._Beck,_A.-L._Maire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09064 |
環境。惑星の形成は、惑星システムの最初の100万年の間にさまざまなプロセスを通じて発生すると予想されています。ねらい。120auキャビティ内の2つのガス状スパイラルアームがダストスパイラルに接続されているというALMAを使用した最近の発見により、ABオーリガエ周辺の有名な原始惑星系円盤は、巨大惑星の形成につながるメカニズムを調査する強い動機を示しています。らせん状の腕の内側にある原始惑星の候補は、同じALMAデータに基づいた以前の研究ですでに主張されています。メソッド。超大型望遠鏡（VLT）でSPHEREを使用して、ディスクの形態を研究し、惑星形成の兆候を探すために、偏光および非偏光でABAurの近赤外（IR）高コントラストイメージングを実行しました。結果。SPHEREは、ABAurでこれまでに得られた最も深い画像を散乱光で提供しました。まだ理解されていない多くの構造の中で、内部のスパイラルアームだけでなく、約30auの距離で東のスパイラルのねじれの形で特徴を解決しました。投影効果を考慮に入れると、惑星駆動の密度波モデルでスパイラルのねじれが完全に再現されます。ALMAデータでこの機能の対応物に関して方位角変位を測定しました。これは、4年間のベースラインでのケプラーの動きと一致しています。別の点sxceが内側のリングの端の近くで検出されました。これは、惑星の光球からの直接放出とは対照的に、散乱の結果である可能性があります。これら2つの機能の質量制約を暫定的に導出しました。結論。ねじれとその見かけの軌道運動は、原始惑星の候補と、ガスとダストの分布に刻印されたらせんとしてのその現れとの間の関係を示す最初の直接的な証拠である可能性があります。
惑星の居住性に対する海底風化の影響
従来、居住可能な惑星は、その表面で液体の水を支えることができる惑星です。居住性は、主にCO2と水蒸気による日射と温室効果によって設定される温度に依存します。CO2レベルは、火山ガス放出によって増加し、大陸および海底の風化によって減少します。ここでは、両方の風化タイプを含む地球規模で平均化された気候モデルを使用して、地球のような惑星の気候進化を調べます。全体の風化速度が固定されている場合でも、気候は大陸風化と海底風化の相対的寄与に敏感です。気候は、海底風化のCO2分圧への依存性にも強く依存します。これらの要因はどちらも不確かです。地球のような惑星には、2つの平衡気候状態があります。（i）ガス放出が両方の風化タイプによってバランスが取れている氷のない状態と、（ii）ガス放出が海底の風化のみによってバランスが取れている氷に覆われた状態。これらの2番目は、これまで詳細に検討されていません。一部の惑星ではどちらの状態も存在せず、気候は氷に覆われた状態と氷のない状態の間で循環します。他のいくつかの惑星では、両方の平衡が存在し、気候は初期条件に依存します。恒星の進化により日射量は時間とともに増加するため、通常、惑星は通常、氷に覆われた平衡状態に最初に遭遇します。そのような惑星は、気候が大きな摂動を受けない限り、その後無氷状態が現れたとしても、氷に覆われたままになります。氷に覆われた平衡状態は、地球のような惑星の位相空間の大部分をカバーします。その結果、従来、星の居住可能ゾーンに割り当てられていた多くの惑星は、居住不可能になる可能性があります。
円盤風を伴う進化する原始惑星系円盤の解析モデル
粘性と円盤風によって駆動される進化する原始惑星系円盤の解析モデルについて説明します。ディスクは恒星の照射と粘性によって生成されるエネルギーによって加熱されます。進化は3つのパラメーターによって制御されます。（i）基準距離と温度での中心星への流入速度、（ii）ディスク風によって引き起こされるこの流入の割合、（iii）風による質量損失率ディスク内向きフラックスに関連します。モデルは、ディスクのミッドプレーンの温度と表面密度を、時間と星からの距離の関数として示します。これは、惑星形成のシミュレーションで使用する原始惑星系円盤の条件を計算する効率的な方法を提供することを目的としています。モデルでは、粘度が支配的な円盤が放射状に広がり、星に質量が失われます。放射状の広がりは、内側のディスクの面密度を下げる主な要因です。ディスクの質量は、後の時点でかなり残っています。強い粘性加熱のため、初期は内部の温度が高くなっています。風に支配されたディスクは、半径方向の広がりがはるかに少なく、粘性加熱が弱くなります。これらのディスクは、純粋な粘性ディスクよりも後の時点ではるかに低い質量を持っています。風による質量損失が大きい場合、内側のディスクの面密度勾配が浅くなり、極端な場合には勾配が正になることがあります。
2019年の恒星の食により明らかにされた冥王星の気圧の急速な減少の証拠
| Title |
Evidence_for_a_rapid_decrease_in_Pluto's_atmospheric_pressure_revealed_by_a_stellar_occultation_in_2019 |
| Authors |
K_Arimatsu,_G._L._Hashimoto,_M._Kagitani,_T._Sakanoi,_Y._Kasaba,_R._Ohsawa,_S._Urakawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09189 |
2019年7月17日の冥王星による恒星の食の観測を報告します。単一コード高速（時間分解能$=2\、$s）測光データセットは、東北大学60cm望遠鏡（ハレアカラ）に取り付けられたCMOSカメラで取得されました、ハワイ）。掩蔽光の曲線は、既存の冥王星の大気モデルに十分に適合しています。2012年以降に報告されたものの中で、基準半径$r=1215〜{\rmkm}$で最低の圧力値が見つかり、急速な可能性があることを示しています（約$21^{+4}_{-5}\％$以前の値）2016年（最新の報告された推定値）と2019年の間の圧力低下。ただし、この低下は$2.4\sigma$レベルでのみ検出され、今後の観測による確認が必要です。実際の場合、この傾向は、以前の研究で報告された冥王星の気圧の単調増加とは逆です。観測された減少傾向は、以前の理論モデルで予測されているように、軌道駆動の日射量の減少に関連するスプートニク氷河で進行中の${\rmN_2}$凝縮プロセスが原因である可能性があります。ただし、観測された圧力低下の振幅は、モデルの予測よりも大きくなっています。
惑星の再播種の段階で発生するトランポリン効果
インパクターは、その形成以来ずっと地球に衝突しており、地球の歴史を通じて、めったに客足ではありませんでした。地球の歴史の初期の部分はこれらの暴力的な出来事によって特徴付けられましたが、生命は早く存在し、おそらくはハーディオンにすでに存在していたことが知られています。衝突領域から物質を遠ざける影響により、生命は太陽系の世界の間で輸送される可能性があり、現在も輸送されている可能性があります。このリトパンスペルミア理論に加えて、放出された物質は、地球が地球に衝突した後に回復し、いわゆるレフギウム仮説と呼ばれる進化を再開した後、故郷の惑星に戻り、「再シード」する可能性があることが示唆されています。そのようなインパクターの隣には、重爆撃時代の間に、より小さな非滅菌インパクターからのより頻繁な影響があり、生存可能な生物を内包している可能性のある物質を地球近くの空間に供給していました。惑星の再播種の3つの段階の間に、カプセル化された細菌の個体群は非生物的ストレッサーを経験します。具体的には、段階1と段階2の回復段階の後、段階3で、圧力と熱ショックが2回発生しますが、多くの状況が役割を果たしています地球の初期の歴史における人生の持久力では、このシナリオの細菌集団に特定の生物学的影響が潜在的に付与される可能性があります。したがって、生存している集団は、強い遺伝子型の頻度の増加を経験するだけでなく、それらのストレス耐性が同じ種のストレスを受けていない生物と比較して強化されることも期待できる。したがって、トランポリン効果は、これらのストレッサーに対する細菌集団の平均堅牢性がステージ1よりもステージ3の方が高いことを意味します。原則として、このトランポリン効果が現れる前に、インパクターとリインパクターの間の時間を長くする必要はありません。
CO +ファーストネガティブバンド放出：火星の高層大気中のCOのトレーサー
| Title |
CO+_first-negative_band_emission:_A_tracer_for_CO_in_the_Martian_upper_atmosphere |
| Authors |
Susarla_Raghuram_and_Anil_Bhardwaj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09473 |
最近、火星大気に搭載されたイメージング紫外分光器（IUVS）と揮発性EvolutioN（MAVEN）衛星が火星の高層大気でCO$^+$の最初の負のバンドリム放出を観測しました。私たちは、このバンドの放出を促進する火星の高層大気における光化学プロセスを探索することを目指しています。火星の上層大気におけるCO$^+$の最初の負のバンド放出（B$^2\Sigma^+\rightarrow$X$^2\Sigma^+$）の励起プロセスを研究するために、光化学モデルが開発されています。火星気候データベース（MCD）と火星地球電離圏熱圏（MGIT）の2つの異なるモデルからのCO$_2$とCOの数密度プロファイルを使用して、このバンド放出の四肢強度を決定します。MCDおよびMGITモデルでそれぞれCO密度を4および8倍に増加すると、モデル化されたCO$^+$の最初の負のバンド四肢強度プロファイルは、IUVS/MAVEN観測と一致することがわかります。この場合、このバンド放出の強度は、太陽の光子と光電子によるCOのイオン化によって大幅に決定され、CO$_2$の解離性イオン化の役割は無視できます。COはCO$^+$（B$^2\Sigma^+$）の主要なソースであるため、観測されたCO$^+$の最初の負のバンド放出強度を使用して、高度150km以上の火星の上部大気。
| Title |
ARES_II:_Characterising_the_Hot_Jupiters_WASP-127_b,_WASP-79_b_and_WASP-62_b_with_HST |
| Authors |
Nour_Skaf,_Michelle_Fabienne_Bieger,_Billy_Edwards,_Quentin_Changeat,_Mario_Morvan,_Flavien_Kiefer,_Doriann_Blain,_Tiziano_Zingales,_Mathilde_Poveda,_Ahmed_Al-Refaie,_Robin_Baeyens,_Amelie_Gressier,_Gloria_Guilluy,_Adam_Yassin_Jaziri,_Darius_Modirrousta-Galian,_Lorenzo_V._Mugnai,_William_Pluriel,_Niall_Whiteford,_Sam_Wright,_Kai_Hou_Yip,_Benjamin_Charnay,_Jeremy_Leconte,_Pierre_Drossart,_Angelos_Tsiaras,_Olivia_Venot,_Ingo_Waldmann,_and_Jean-Philippe_Beaulieu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09615 |
このペーパーでは、WASP-127b、WASP-79b、WASP-62bの3つの大きなガス状惑星の大気特性を紹介します。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）に搭載されたワイドフィールドカメラ3（WFC3）のG141グリズム（1.088-1.68$\mu$m）で得られた分光データを、IraclisパイプラインとTauREx3検索コードを使用して分析しました。公開されています。これまでに発見された最も密度の低い惑星であり、短周期の海王星砂漠にあるWASP-127bの場合、私たちの検索結果では、豊富なlog（H$_2$O）=-2.71$に対応する強い吸水率が見つかりました^{+0.78}_{-1.05}$、およびlog（FeH）=$-5.25^{+0.88}_{-1.10}$の水素化鉄の存在量と互換性のある吸収、さらに曇った大気。WASP-79bとWASP-62bの大気中の水蒸気も検出し、水素化鉄の存在を示す最適モデルもありました。大気検出可能性指数（ADI）とベイジアンログエビデンスを使用して、検出の強さを定量化し、Tsiarasらによる高温木星集団研究と結果を比較しました。2018.ここで研究されたすべての惑星は、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）やアリエルなどの今後の施設での特性評価に適したターゲットですが、WASP-127bは密度が低いため特に興味深いものであり、徹底した大気研究が展開されます惑星の形成と移動に関する私たちの理解。
超高温木星WASP-121bの昼側スペクトルでの水の放出の確認
| Title |
Confirmation_of_water_emission_in_the_dayside_spectrum_of_the_ultrahot_Jupiter_WASP-121b |
| Authors |
Thomas_Mikal-Evans,_David_K._Sing,_Tiffany_Kataria,_Hannah_R._Wakeford,_Nathan_J._Mayne,_Nikole_K._Lewis,_Joanna_K._Barstow,_Jessica_J._Spake |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09631 |
ハッブル宇宙望遠鏡広視野カメラ3を使用して取得した超高温木星WASP-121bの4つの新しい二次日食観測を示します。日食の深さは、1.12-1.64ミクロンの波長範囲にわたる28の分光チャネルにわたって60ppmの中央精度で測定されます。これは、同じ観測設定を使用した単一の日食観測で以前に達成した90ppmの精度を大幅に改善したものです。これらのデータを他の波長で報告されたデータと組み合わせると、WASP-121bの黒体スペクトルは>6シグマの信頼性で除外され、データが昼間の熱反転によって最もよく説明されることがわかった以前の検索分析の解釈を確認します。更新されたスペクトルにより、1.3〜1.6ミクロンの水の放出帯域が明確に解決され、以前よりも高いS/N比が得られます。それはまた、仮にVO放射に起因するとされていた最初の日食観測から得られた1.25ミクロンでのスペクトルの隆起を再現することに失敗しました。後者は、最初の日食データセットに固有の統計的な変動または系統的なアーチファクトのいずれかであったと結論付けます。
Simba：$ 2 \ leq z \ leq 3 $クェーサーの銀河系周囲の平均的な性質は、主に恒星のフィードバックによって決定されます
| Title |
Simba:_The_average_properties_of_the_circumgalactic_medium_of_$2_\leq_z_\leq_3$_quasars_are_determined_primarily_by_stellar_feedback |
| Authors |
Daniele_Sorini,_Romeel_Dav\'e,_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08971 |
Simba宇宙流体力学シミュレーションスイートを使用して、$2\leqz\leq3$のクェーサー周辺の銀河系周囲の媒体（CGM）および銀河間媒体（IGM）に対するフィードバックの影響を調査します。シンバのクエーサーを最も急速に増加するブラックホールとして特定し、ボロメータの光度と相関強度が実際のクエーサーとよく一致していることを示します。それらのクエーサーの周りの異なる横方向距離（10kpc$\lesssimb\lesssim$10Mpc）を通過するスペクトルでライマンアルファ（Ly-a）吸収を抽出し、平均Ly-a吸収プロファイルの観測値と比較します。観測はよく再現されていますが、前景のクエーサーから100kpc以内では、シンバが吸収を過剰に発生します。これは、クエーサー自体からのイオン化を含めることにより、潜在的に軽減できます。さまざまなフィードバックモジュールをアクティブにして実行を比較すると、（機械的）AGNフィードバックは、これらの非常に明るいブラックホールの周囲でも、周囲のCGMにほとんど影響を与えませんが、恒星のフィードバックには大きな影響があります。CGMガスの熱力学的および運動学的特性をさらに調査することにより、AGNフィードバックではなく恒星フィードバックが、$z\sim2-3$クエーサー周辺のCGMの平均特性を決定する主要な物理的ドライバーであることがわかります。また、以前の研究と結果を比較すると、シンバは100kpc以内でNyxおよびIllustrisシミュレーションよりもはるかに多くの吸収を予測していることがわかり、Ly-a吸収プロファイルがシミュレーションの強力な制約になる可能性があることを示しています。VLT-MUSEや今後の調査（WEAVEやDESIなど）などの機器は、このような制約をさらに改善することを約束します。
ミリ秒のパルサーが静止銀河の電波とSFRの相関を修正
| Title |
Millisecond_Pulsars_Modify_the_Radio-SFR_Correlation_in_Quiescent_Galaxies |
| Authors |
Takahiro_Sudoh,_Tim_Linden,_John_F._Beacom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08982 |
星形成銀河の遠赤外線（FIR）と電波輝度の間に観測された相関関係は、星形成と宇宙線生成の密接な関係を示しています。LOFARは最近、星形成率と関連する相関の電波観測をより低い周波数（150〜MHz）に拡張し、星の質量が高く星形成率が低い銀河に特有の電波過剰を発見しました。リサイクル/ミリ秒パルサー（MSP）が、これらの巨大な静止銀河における非熱放射を支配し、過剰を説明できることを示しています。これは、MSPがスピンダウンパワーの大部分をe$^+$e$^-$ペアに効率的に変換できることを示唆する最近のデータによってサポートされています。MSPベースのモデルは、LOFARデータへの適合性が大幅に改善された（以前は$>19\sigma$ですが、系統的エラーが優勢です）ことがわかります。電波FIR相関、近くの銀河での電波過剰の観測、および局所的な電子と陽電子の観測の影響について説明します。
ガイアII節の完全性：ガイアDR2から星が欠落している確率はどれくらいですか？
| Title |
Completeness_of_the_Gaia-verse_II:_what_are_the_odds_that_a_star_is_missing_from_Gaia_DR2? |
| Authors |
Douglas_Boubert,_Andrew_Everall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08983 |
ガイアミッションの2番目のデータリリースには、1,692,919,135の驚くべき情報源の天文学と測光が含まれていましたが、ガイアはいくつの情報源を失い、空のどこに横たわっていましたか？この質問に対する答えは、天の川をガイアDR2でマッピングしようとする天文学者にとって重要です。GaiaDR2には、少なくとも5つの天体測定検出のソースしか含まれていないという事実を利用して、GaiaDR2の完全性を推測します。ソースがこれらの5つの検出を達成する確率は、観測数と、そのソースの観測によって検出される確率の両方に依存します。各ソースがGaiaによって観測された回数を予測し、検出の確率がマグニチュードの関数またはマグニチュードの関数としての分布であると仮定します。これらのモデルを両方ともガイアDR2の17億個の星に当てはめたため、空全体のガイアの完全性をマグニチュードの関数としてロバストに予測できます。空の密集した領域での混雑を説明するために選択機能を拡張し、これが特に銀河の膨らみと大小のマゼラン雲で非常に重要であることを示します。Gaiaが99％完全であるマグニチュードリミットは、空全体で$G=18.9$から$21.3$まで変化することがわかります。選択関数に簡単にアクセスできる新しいPythonパッケージ選択関数（https://github.com/gaiaverse/selectionfunctions）を作成しました。
銀河系の拡大した円盤領域からの拡散したライナー型の放出
| Title |
Diffuse_LINER-type_emission_from_extended_disc_regions_of_barred_galaxies |
| Authors |
S.M._Percival_(1)_and_P.A._James_(1)_((1)_ARI,_Liverpool_John_Moores_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08985 |
棒状渦巻銀河の中心円盤領域の分光分析を示します。棒によって掃引される領域に集中していますが、棒自体は含まれていません（「星形成砂漠」またはSFD領域）。新しい分光法は34の銀河に対して提示され、分析された完全なサンプルは48のSBa-SBcd銀河を含みます。これらのデータは、最新型（SBcd）銀河以外のすべてのSFD領域内での星形成の完全な抑制を確認します。ただし、拡散[NII]およびHアルファ線の放出はすべての銀河で検出されます。SBa-SBc銀河からのこの放出の遍在性と均一な特性は、極端な青い水平分岐星ではなく、この線の励起の源として、漸近巨星分岐（p-AGB）星を支持します。輝線比率は、最近の星形成からの寄与を強く排除しますが、他の著者によるp-AGB輝線の最近の人口合成モデリングと完全に一致しており、AGBからの噴出物ではなく、ほぼ太陽存在量の周囲ガスによって支配される励起を支持します星自体。線に相当する幅は、多くの完全にパッシブな（たとえば、楕円形の）銀河で観測されたものよりも大きく、これは、SFD領域の周囲ガス密度が高いためである可能性もあります。
SDSS-IV MaNGA：銀河銀河における空間的に解決された星形成
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_Spatially_resolved_star_formation_in_barred_galaxies |
| Authors |
Amelia_Fraser-McKelvie,_Alfonso_Arag\'on-Salamanca,_Michael_Merrifield,_Karen_Masters,_Preethi_Nair,_Eric_Emsellem,_Katarina_Kraljic,_Dhanesh_Krishnarao,_Brett_H._Andrews,_Niv_Drory_and_Justus_Neumann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08987 |
バーは、ローカルユニバースディスク銀河の大部分に生息しており、ディスク内のガスと角運動量の再分布を通じて、銀河の進化の重要なドライバーである可能性があります。MaNGA銀河調査を使用して、質量、環境、および星形成率の広い範囲にわたる銀河のバーの星形成とガス特性を調査します。堅牢に定義された684の銀河のサンプルを使用して、小数（またはスケーリング）のバーの長さが、星形のメインシーケンスからのホストのオフセットと相関していることを確認します。H$\alpha$放出の形態を考慮して、棒銀河を、棒の両端で検出されたH$\alpha$とともに、棒状、環状、中心の構成を含むさまざまなカテゴリに分離します。低質量銀河だけがバーに沿って星の形成をホストし、これは主にバー自体のリーディングエッジに位置していることがわかります。私たちの結果は、巨大な銀河の最近のシミュレーションによってサポートされています。これは、バー内の星形成の位置が、剪断力、乱流、ガス流の組み合わせによって規制されていることを示しています。バーの物理的性質は主にホスト銀河の既存の恒星の質量によって支配されているが、銀河の進行中の星の形成にも重要な役割を果たすと結論付けています。
暗黒物質の付着と銀河の成長との間の相関関係の観察：I.孤立した天の川質量銀河における最近の星形成活動
| Title |
Observing_Correlations_Between_Dark_Matter_Accretion_and_Galaxy_Growth:_I._Recent_Star_Formation_Activity_in_Isolated_Milky_Way-Mass_Galaxies |
| Authors |
Christine_O'Donnell,_Peter_Behroozi,_Surhud_More |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08995 |
ハローへのフレッシュガスの付着と銀河の星の形成の相関関係は、銀河の形成を理解する上で重要です。異なる理論モデルは、ハロー降着率と銀河の星形成率の間の異なる相関強度を予測しました。強い正の相関からほとんどまたはまったく相関がありません。ここでは、孤立した天の川銀河の$z<0.123$の相関強度を観測的に測定する手法を紹介します。この手法は、暗黒物質の付着率と隣接する銀河の投影密度プロファイルとの相関に基づいています。これらの相関関係は、スプラッシュバック半径を使用した過去の作業の基礎にもなっています。SloanDigitalSkySurveyで観測された銀河と、任意の相関強度をテストできるUniverseMachineでシミュレートされた銀河の両方に、この手法を適用します。暗黒物質の付着と最近の星形成活動との間の正の相関は、$\gtrsim85\％$の信頼性で除外されていることがわかります。私たちの結果は、星形成活動が$z=0$の孤立した天の川銀河の新たな降着と相関していない可能性があり、ガスリサイクルなどの他のプロセスが銀河の成長を支配していることを示唆しています。
重力波背景と現在のMBHバイナリー個体群への微分付着の影響
| Title |
The_effect_of_differential_accretion_on_the_Gravitational_Wave_Background_and_the_present_day_MBH_Binary_population |
| Authors |
Magdalena_S._Siwek,_Luke_Zoltan_Kelley,_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09010 |
銀河の合併の結果として、巨大なブラックホールバイナリ（MBHB）が形成されます。ただし、それらがハッブル時間内に通常マージするかどうか、および付加がどのようにそれらの進化に影響するかはまだ不明です。これらの質問は、鼓動の最後のMyrs中にMBHBによって放出されたGWバックグラウンド（GWB）を検出することを目的としたパルサータイミングアレイ（PTA）によって対処されます。ここでは、MBHBの合併率、チャープ質量、および結果のGWBスペクトルに対する微分付着の影響を調査します。私たちは、半解析モデルを使用してIllustris流体力学宇宙シミュレーションからMBHBサンプルを進化させ、初めて、2成分降着モデルを使用してその質量を首尾一貫して進化させます。すべてのモデルで、MBHBは合計質量の中央値が最大$1.5\times10^8M_{\odot}$と融合し、降着を無視するモデルよりも最大$3-4$倍大きくなります。もっともらしい影響が最も大きいモデルでは、合体するMBHBの質量比の中央値は$3.6$増加し、合体率は$52.3\％$増加し、GWB振幅は$4.0$増加し、無次元GWBひずみ$A_{yr^{-1}}=1\times10^{-15}$。プライマリMBHへの降着を優先するモデルでは、合体するMBHBの質量比の中央値が$2.9$減少し、GWB振幅$A_{yr^{-1}}=3.1\times10^{-16}$が得られます。これは、合体時のMBHBの質量が高いにもかかわらず、降着を無視するモデルとほとんど区別がつかない。\textbf{さらに、赤方偏移が少ない宇宙で停止したMBHBのバイナリ分離と質量比分布を予測し、これらがバイナリ降着モデルに敏感に依存していることを確認しました。これは、MBHB母集団の合併率と降着モデルに対するEMとGWの組み合わせによる観測上の制約の可能性を示しています。}
赤い活動銀河核のダブルピークの広い輝線のジェミニマルチオブジェクトスペクトログラフインテグラルフィールドユニット分光法
| Title |
Gemini_Multi-Object_Spectrograph_Integral_Field_Unit_Spectroscopy_of_the_Double-peaked_Broad_Emission_Line_of_a_Red_Active_Galactic_Nucleus |
| Authors |
Dohyeong_Kim,_Myungshin_Im,_Minjin_Kim,_Luis_C._Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09014 |
銀河の合併は、近接した複数の超大質量ブラックホール（SMBH）を生成すると予想されていますが、そのようなSMBHの検出は困難でした。2MASSJ165939.7$+$183436は、ハッブル宇宙望遠鏡の画像と二重ピークの広い輝線（BEL）のマージ機能により、SMBH候補のマージ候補である赤いアクティブな銀河核（AGN）です。ここでは、2MASSJ165939.7$+$183436の二重ピークの広いH$\alpha$ラインのGeminiMulti-ObjectSpectrographIntegralFieldUnit観測を報告します。さらに、運動学的に3000\、$\rmkm\、s^{-1}$で分離された2つのBELピークの存在を確認します。各BELコンポーネントのSMBHは$10^{8.92\pm0.06}です。\、M_{\rm\odot}$および$10^{7.13\pm0.06}\、M_{\rm\odot}$（2つのSMBHの近くの独立したBELから発生する場合）。BELコンポーネントは$>0\farcs1$で区切られていませんでした。ただし、各スパクセルのフィッティングに関するいくつかのもっともらしい仮定の下では、2つのコンポーネントは$0\farcs085$（$\sim250$\、pc）で空間的に分離されていることがわかります。フィッティングのさまざまな仮定により、ヌル（$<0\farcs05$）またはより大きな空間分離（$\sim0\farcs15$）が発生する可能性があります。空間分離に関する不確実性を考えると、ディスクエミッターや複数のSMBHモデルなどのさまざまなモデルが、ダブルBELコンポーネントを説明するための実行可能なソリューションです。これらの結果は、赤いAGNでより多くのSMBHシステムを見つけるための将来の研究を促進し、高解像度のイメージングはこれらの異なるモデルを検証します。
大規模な調査の時代のローカル宇宙。 I. S0銀河のスペクトル分類
これは、ハッブル分類システムでS0と指定された銀河の主な特性をレビューするためのシリーズの最初の論文です。私たちの目的は、この不完全に理解された形態学的タイプの最も関連性の高い物理的パラメーターと、後に可能性のある形成チャネルを評価するために使用できる環境への可能な依存性に関する豊富で堅牢な情報を収集することです。採用されたアプローチは、$68{、}043$S0の光学スペクトルの基本的な特徴の特徴付けとヘリオセントリック$z\lesssim0.1$を組み合わせて、それらのグローバル属性の包括的なセットの調査を組み合わせています。主成分分析を使用して、スペクトルデータの膨大な数の次元を低次元空間に削減し、バイアスのない機械学習ベースの銀河の分類を容易にします。この手順により、S0の指定を持つオブジェクトは、形態が類似しているにも関わらず、統計的に一貫性のない物理的特性を持つ2つの別個の部分母集団で構成されていることが明らかになりました。吸収が支配的なS0と比較して、重要な星雲の放射を持つものは、平均して、やや重くなく、光プロファイルが集中せず、より明るく、より若く、より青く、金属に乏しい恒星成分があり、銀河密度の高い領域を避けます。注目すべきは、ローカルS0人口の少なくとも4分の1を占めるこの後者のクラスのメンバーの大部分が、後期のスパイラルで見られるものとまったく同じ星形成率とスペクトル特性を示すという事実です。私たちの調査結果は、星形成S0はこれまで信じられていたよりもまれではなく、静止している相手のもっともらしい前駆細胞でそれらを特定する興味深い可能性を高める可能性があることを示唆しています。
高度に増加するクエーサーHE 0413-4031のMgIIブロードライン応答の時間遅延測定：MgIIベースの半径-光度関係の意味
| Title |
Time-delay_measurement_of_MgII_broad_line_response_for_the_highly-accreting_quasar_HE_0413-4031:_Implications_for_the_MgII-based_radius-luminosity_relation |
| Authors |
Michal_Zaja\v{c}ek,_Bo\.zena_Czerny,_Mary_Loli_Martinez-Aldama,_Mateusz_Ra{\l}owski,_Aleksandra_Olejak,_Swayamtrupta_Panda,_Krzysztof_Hryniewicz,_Marzena_\'Sniegowska,_Mohammad-Hassan_Naddaf,_Wojtek_Pych,_Grzegorz_Pietrzy\'nski,_C._Sobrino_Figaredo,_Martin_Haas,_Justyna_\'Sredzi\'nska,_Magdalena_Krupa,_Agnieszka_Kurcz,_Andrzej_Udalski,_Marek_Gorski,_Marek_Sarna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09071 |
南アフリカの大型望遠鏡（SALT）による6年間の監視に基づいて、クエーサーHE0413-4031（$z=1.38$）のAGN連続体とMgIIブロードライン放出の監視を示します。7つの異なる方法を使用して、ソースの残りのフレームで$302.6^{+28.7}_{-33.1}$日の時間遅延を見積もることができました。内挿相互相関関数（ICCF）、離散相関関数（DCF）、$z$変換されたDCF、JAVELIN、データの規則性の2つの推定量（VonNeumann、Bartels）、および$\chi^2$メソッド。この時間遅延は、標準の半径と光度の関係から予想される値を下回っています。ただし、光源の単色光度とSEDモデリングに基づいて、推定されたエディントン比が$\sim0.4$である、光源の降着率が高いため、この逸脱を時間遅延の短縮と解釈します。HE0413-4031のMgII線の明度は、$L_{\rmline}\proptoL_{\rmcont}^{0.43\pm0.10}$として連続体の変動に応答します。これは、光の移動距離と一致しています。$R_{\rmout}\sim10^{18}\、{\rmcm}$でのMgII放出の位置。他の10個のクエーサーのデータを使用して、以前は低赤方偏移源の広いH$\beta$線に対して決定された広いMgII線の半径と光度の関係を確認します。さらに、H$\beta$サンプルと同様に、この関係から高次クエーサーの一般的な逸脱を検出します。光の移動距離の降着率補正後、MgIIベースの半径と光度の関係は、わずか$0.10$デクスの小さなばらつきがあります。
超新星残骸IC 443と相互作用する衝撃を受けた星間ガスの物理的状態
| Title |
Physical_Conditions_in_Shocked_Interstellar_Gas_Interacting_with_the_Supernova_Remnant_IC_443 |
| Authors |
Adam_M._Ritchey_(Univ._of_Washington),_Edward_B._Jenkins_(Princeton_Univ._Observatory),_Steven_R._Federman_(Univ._of_Toledo),_Johnathan_S._Rice_(Univ._of_Toledo),_Damiano_Caprioli_(Univ._of_Chicago),_George_Wallerstein_(Univ._of_Washington) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09096 |
超新星残骸IC443と相互作用する星間物質の物理的条件の詳細な調査結果を提示します。私たちの分析は、ハッブル宇宙空間に搭載された宇宙望遠鏡イメージングスペクトログラフで得られた高解像度遠紫外スペクトルの包括的な調査に基づいています。IC443の背後にある2つの星の望遠鏡。ターゲットの1つ（HD43582）は、超新星残骸を通して見通し線全体に沿ってガスをプローブし、もう1つ（HD254755）は、主な超新星衝撃波の前にある材料をサンプリングします。両方向の低速静止ガスを特定し、これらのコンポーネントの密度と温度が拡散原子および分子雲の典型であることを見つけます。中性および単一イオン化された原子種のHD43582への吸収プロファイルでは、多数の高速成分が観察されます。これらの成分は、大幅に強化された熱圧力と大幅に減少したダスト粒子の減少の組み合わせを示します。私たちは、この物質を、中性ガスの塊に打ち込まれた衝撃から遠い下流の再結合ゾーン内の冷却ガスとして解釈します。HD43582に向かって高い正の速度でイオン化ガス成分のグループから導出された圧力は、他の衝撃を受けた成分の圧力よりも低く、残骸全体の圧力の不均一性を示しています。-620km/s近くの強力な非常に高速の成分が、HD43582への高イオン化種の吸収プロファイルに見られます。この物質の速度は、軟熱X線放出の観測によって示唆される衝撃速度の範囲と一致していますIC443から。HD254755に向かう中程度に高速のガスは、別個の前景超新星残骸からの衝撃を受けた物質を表す場合があります。
局部恒星ハローとその暗黒物質密度を青いストラグラーを介して矮小銀河に接続する
| Title |
Connecting_the_local_stellar_halo_and_its_dark_matter_density_to_dwarf_galaxies_via_blue_stragglers |
| Authors |
Luca_Casagrande_(Australian_National_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09131 |
GaiaHRダイアグラムは、接線速度が高いときに見かけ上若い星の存在を示しています。簡単な分析モデルを使用して、これらの星が青いストラグラーである可能性が高いことを示します。赤い巨大星に正規化されると、近くのハロブルーストラグラーの割合は20％程度で、矮小銀河で測定されたものに非常に近くなります。この類似性に動機付けられて、私は矮小銀河の青いストラグラーから推測されるフィールドの青いストラグラーのスケーリング関係に適用します。天の川ハローにこれを行うと、平均星の密度が3.4x10^-5Msun/pc^3になり、暗黒物質の密度が太陽から2kpc以内に〜0.006Msun/pc^3〜0.22GeV/cm^3になります。。これらの値は、文献で利用可能な他の決定と比較して有利ですが、独立した一連の仮定に基づいています。この方法論のいくつかの考慮事項について説明します。特に、矮小銀河で見られる暗黒物質ハローコア密度と恒星質量の間の相関は、近くの天の川ハローにも当てはまるようです。
普遍的な基本平面と、CALIFAとMaNGAを持つ銀河の$ M_ {dyn} -M _ {\ star} $関係
| Title |
A_Universal_fundamental_plane_and_the_$M_{dyn}-M_{\star}$_relation_for_galaxies_with_CALIFA_and_MaNGA |
| Authors |
E._Aquino-Ort\'iz,_S.F._S\'anchez,_O._Valenzuela,_H._Hern\'andez-Toledo,_Yunpeng_Jin,_Ling_Zhu,_Glenn_van_de_Ven,_J.K._Barrera-Ballesteros,_V._Avila-Reese,_A._Rodr\'iguez-Puebla_and_Patricia_B._Tissera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09149 |
MaNGA調査からの$2458$銀河の恒星の運動学を使用して、恒星の質量$M_{\star}$と$S_{K}として定義された有効半径$R_e$での総速度パラメーターとの動的スケーリング関係を調査します^{2}=KV_{R_e}^{2}+\sigma_{\star_e}^{2}$、これは回転速度$V_{R_e}$と速度分散$\sigma_{\star_e}$を組み合わせたものです。回転楕円体と渦巻銀河は、$M_{\star}-V_{R_e}$と$M_{\star}-\よりも散乱が少ない同じ$M_{\star}-S_{0.5}$スケーリング関係に従うことを確認しましたsigma_{\star_e}$のもの。また、式$log（\Upsilon_{e}）=log（S_{0.5}^{2}）-log（I_{e}）-log（R_{e}）で記述される、より一般的なUniversalFundamentalPlaneについても調べます。+C$。キネマティクス$S_{0.5}$、有効半径$R_e$に加えて、表面の明るさ$I_e$、動的質量対光比$\Upsilon_e$が含まれます。CALIFAサーベイからの300銀河のサブサンプルに洗練されたシュワルツシルト動的モデルを使用して、いわゆるユニバーサルファンダメンタルプレーンを調整します。このキャリブレーションにより、次の両方を提案できます。（i）有効半径で測定が困難な動的質量対光比を推定するためのパラメーター化。（ii）$0.09\dex$内の動的モデルと一致する新しい動的質量プロキシ。銀河の内部領域における力学的質量と恒星の質量の関係を再現します。分析から推定された動的質量対光比$\Upsilon_{e}^{fit}$を使用して、MaNGAデータセットでUniversalFundamentalPlaneを探索します。$M_{\star}-S_{0.5}$関係$で報告されたものよりもかなり小さい$（0.05\dex）$の散布で、回転楕円体から円盤までのすべてのクラスの銀河がこのUniversalFundamentalPlaneに従っていることがわかります（0.1\dex）$、基本平面$（\sim0.09\dex）$であり、Tully-Fisherの研究$（\sim0.05\dex）$と同等ですが、より広い範囲の銀河タイプが対象です。
偏光GLEAMサーベイ（POGS）II：長波長での全天回転測度合成サーベイの結果
| Title |
The_POlarised_GLEAM_Survey_(POGS)_II:_Results_from_an_All-Sky_Rotation_Measure_Synthesis_Survey_at_Long_Wavelengths |
| Authors |
C._J._Riseley,_T._J._Galvin,_C._Sobey,_T._Vernstrom,_S._V._White,_X._Zhang,_B._M._Gaensler,_G._Heald,_C._S._Anderson,_T._M._O._Franzen,_P._J._Hancock,_N._Hurley-Walker,_E._Lenc,_C._L._Van_Eck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09266 |
低周波数の直線偏波の電波源の数はほとんど調査されていません。ただし、低周波偏光測定のルネッサンスは、平方キロメートルアレイ用のパスファインダーとプリカーサーによって可能になりました。偏光ギャラクティックおよび銀河外全天マーチソンワイドフィールドアレイ（MWA）調査（偏光GLEAM調査、またはPOGS）のこの2番目の論文では、全天MWAフェーズIファラデー回転測定調査の結果を示します。私たちの調査は、頻度のデータを使用して、赤緯の範囲$-82^{\circ}$から$+30^{\circ}$の南天のほぼ全体を、3分から7分角（赤緯による）の解像度でカバーしています。範囲169$-$231MHz。2つのターゲットを絞った検索を実行しました。1つ目は25,489平方度の空をカバーし、銀河系外の偏光源を検索しています。2番目は赤緯$+30^{\circ}$の南の空全体をカバーし、既知のパルサーを探しています。200MHzの直線偏波磁束密度が9.9mJyから1.7Jyの合計517の光源を検出します。そのうち33は既知の無線パルサーです。私たちのカタログのすべてのソースは、$-328.07$radm$^{-2}$から$+279.62$radm$^{-2}$の範囲のファラデー回転測定値を持っています。ファラデー回転測度は、高周波調査の結果とおおむね一致していますが、通常、精度が1桁以上向上しており、銀河系および銀河系外の磁場を正確に調査する低周波偏波調査の力を際立たせています。銀河系外および既知のパルサーソースの母集団の特性、空の分布が銀河の特徴にどのように関連するかを説明し、名目上銀河系外のソース母集団から新しいパルサー候補をいくつか特定します。
S0銀河の外輪における星形成。 III。 UGC 5936-現在追加されている衛星問題を含むS0
| Title |
Star_formation_in_outer_rings_of_S0_galaxies._III._UGC_5936_--_an_S0_with_currently_accreted_satellite_matter |
| Authors |
Olga_Sil'chenko,_Alexei_Moiseev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09383 |
S0銀河は通常「赤くて死んでいる」と考えられていますが、リング構造で組織された星の形成をしばしば示しています。この現象の性質と、渦巻銀河における星形成との違いを明らかにしようとしています。大きなリングを持つ明るいS0銀河、UGC5936がここで研究されています。UGC5936の主軸に沿ってロングスリット分光法を適用することにより、ガスと星の運動学、銀河の本体のリックインデックス、リング内の強い輝線フラックス比を測定しました。ライン比診断図を使用してリング内のガス励起を検査し、それが主に若い星によってイオン化されていることを確認した後、一般的なストロングライン法を使用してガスの酸素存在量を決定しました。また、南東の矮小衛星のUGC5936への空間的近接性を証明し、そのガス金属性を測定しました。リングのイオン化ガスは若い星によって励起され、太陽の金属性を持っています。リング内の星の形成はかなり長く、その強度はUGC5936の現在のHI含有量（ケニカットとシュミットの関係）に対応しています。HI分布の全体的な形態は、衛星からUGC5936の外部ディスクへの冷たいガスの現在の降着を意味します。衛星の位置とホスト銀河の恒星円盤の平面での回転により、降着は滑らかで層状であり、星形成点火に好ましい条件を提供します。
M87の球状クラスターの個別の化学力学的モデル：〜400 kpcに及ぶ運動学
| Title |
A_discrete_chemo-dynamical_model_of_M87's_globular_clusters:_Kinematics_extending_to_~_400_kpc |
| Authors |
Chao_Li,_Ling_Zhu,_R._J._Long,_Shude_Mao,_Eric_W._Peng,_Marc_Sarzi,_Glenn_van_de_Ven,_Hongxin_Zhang,_Rui_Guo,_Xiangxiang_Xue,_Alessia_Longobardi,_Patrick_C\^ot\'e,_Laura_Ferrarese,_Chengze_Liu,_Stephen_Gwyn,_Sungsoon_Lim_and_Youkyung_Ko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09410 |
離散化学力学、軸対称ジーンズ方程式モデリングを使用して、巨大楕円銀河M87（NGC4486）の質量分布と運動学を研究します。私たちのカタログは、見通しの速度と色で$\sim430$kpcの投影半径まで延びる894個の球状星団（GC）と、主な銀河。私たちのモデルの重力ポテンシャルは、主銀河の質量と光の比が変化する発光ポテンシャルと、超大質量ブラックホール、および尖った、または芯のあるDMハローを持つ暗黒物質（DM）ポテンシャルの組み合わせです。尖頭または有芯DMハローのいずれかを備えた最適なモデルは、有意差を示さず、どちらも許容可能です。$\sim$400kpc内の総質量$（2.16\pm0.38）\times10^{13}M_{\odot}$を取得します。恒星の質量対光比勾配を含めることにより、DMフラクションは$\sim$26％（勾配なし）から$\sim$73％に$1\、R_e^{\rmmaj}$（主軸）内で増加しますハーフライトアイソフォット、14.2kpc）、および$\sim$84％から$\sim$94％まで$5\、R_e^{\rmmaj}$（71.2kpc）内。赤いGCは中程度の回転で$V_{\rmmax}/\sigma\sim$0.4、青いGCは弱い回転で$V_{\rmmax}/\sigma\sim$0.1です。赤いGCは接線方向の速度分散異方性を持ち、青いGCはほぼ等方性です。私たちの結果は、赤いGCがその場で生まれる可能性が高く、青いGCが付着する可能性が高いことを示唆しています。
星間環境における異性体（I）：Z-およびE-シアノメタンイミンの場合
| Title |
Isomers_in_Interstellar_Environments_(I):_The_Case_of_Z-_and_E-Cyanomethanimine |
| Authors |
Christopher_N._Shingledecker,_Germ\'an_Molpeceres,_V\'ictor_Rivilla,_Liton_Majumdar,_Johannes_K\"astner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09477 |
この作業では、Z-およびE-シアノメタンイミン（HNCHCN）の化学に対する調査結果を示します。これらは両方とも、核酸塩基アデニンの前駆体である可能性があります。原子状水素との多数の反応の第一原理量子化学計算が行われた。H付加とH$_2$抽象化の両方につながる反応H+Z/E-HNCHCNは、$\sim10^{-17}の二分子速度係数を持つ同様の短距離障壁を介して進行することがわかります$cm$^{3}$s$^{-1}$。次に、これらの結果は天体化学モデルに組み込まれ、巨大分子雲G+0.693のシミュレーションに使用されました。これらのモデルから得られた計算された存在量は以前の観測データと比較され、$\sim3$の予測された[Z/E]比率とよく一致していることがわかりました-以前に導出された$6.1\pm2.4$の値よりも少し小さい。シミュレーションでの[Z/E]比は、主に2つの配座異性体の異なる永久双極子によって駆動されるイオン分子破壊率に起因することがわかります。これらの結果に基づいて、星間環境における異性体の存在量を推定するための一般的な経験則を提案します。
薄い降着円盤におけるガス駆動の連星のインスパイラル
| Title |
Gas-driven_inspiral_of_binaries_in_thin_accretion_disks |
| Authors |
Christopher_Tiede,_Jonathan_Zrake,_Andrew_MacFadyen,_and_Zoltan_Haiman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09555 |
超大質量ブラックホールバイナリ（SMBHB）へのガス降着の数値的研究は、活動銀河核（AGN）の円盤に予想されるよりも、円周円盤（CBD）が10-100倍厚い条件に一般的に制限されています。この不一致は、技術的な制限、および基準数値モデルの複製に向けた出版の偏りから生じます。ここでは、バイナリの軌道の進化がディスクスケールの高さによってどのように変化するかについての最初の体系的な研究を示します。次の3つの主要な結果を報告します。（1）バイナリ軌道進化は、ウォームディスクのアウトスパイラル（アスペクト比〜0.1）から、軌道マッハ数〜25に対応する臨界アスペクト比〜0.04で、より現実的でより冷却されたより薄いディスクのインスパイラルに切り替わります。（2）バイナリの正味トルクは、ガスがブラックホールの近くを周回することによる正のトルクと、CBDの内側の端からの負のトルクとの競合から発生します。これにより、ディスクがますます薄くなると、バイナリの正味トルクがますます負になっていきます。（3）マッハ数の増加に伴い、降着率は適度に抑制されます。私たちは、結果がナノHz重力波背景のモデリングにどのように影響するか、またLISA合併イベント率の推定にどのように影響するかについて説明します。
新しい金属に乏しい球状星団とブラックアイギャラクシーM64の外側のディスクにある星の解決：タイプIIIディスクブレークの起源の意味
| Title |
A_New_Metal-poor_Globular_Cluster_and_Resolved_Stars_in_the_Outer_Disk_of_the_Black_Eye_Galaxy_M64:_Implication_for_the_Origin_of_the_Type_III_Disk_Break |
| Authors |
Jisu_Kang_(1),_Yoo_Jung_Kim_(1),_Myung_Gyoon_Lee_(1),_In_Sung_Jang_(2)_*1 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09633 |
M64は、タイプIIIの打ち切りコンポーネントを備えた近くの渦巻銀河です。TypeIIIコンポーネントの起源を追跡するために、ハッブル宇宙望遠鏡/サーベイ用アドバンストカメラ$F606W/F814W$の外側の円盤（$2.5'\lesssimr\lesssim6.5'$）にあるフィールドの解像された星の測光を示しますM64。東の$r\約5.5'$（7kpc）で、新しい金属の少ない球状星団（$R_{\rmeff}=5.73\pm0.02$pcおよび$M_V=-9.54\pm0）を発見しました。09$等）、M64-GC1。これは、M64で見つかった最初の球状星団です。M64-GC1の解像された星のカラーマグニチュードダイアグラム（CMD）は、[Fe/H]$=-1.5\pm0.2$の12Gyrアイソクロネスとよく一致しており、このクラスターがハローに属していることを示しています。ACSフィールド全体の解像された星のCMDは、2つの区別可能な赤い巨大な枝（RGB）を示します。湾曲した金属が豊富なRGBと垂直な金属が少ないRGBです。金属が豊富なRGBは、古い金属が豊富な（[Fe/H]$\約-0.4$）ディスク人口を表します。対照的に、金属の少ないRGB星のCMDはM64-GC1のCMDと非常に似ており、金属の少ないRGBがハロー集団を表していることを示しています。金属が豊富なRGB星の動径数密度プロファイルは指数ディスク則によって記述され、金属が少ないRGB星のプロファイルはドヴォークルの法則によって記述されます。これらから、M64のタイプIIIコンポーネントの起源は、円盤またはバルジの集団よりもはるかに低い金属性を持つハローであると結論付けます。
潮汐破壊イベントのシミュレーション
| Title |
Simulations_of_Tidal_Disruption_Events |
| Authors |
Giuseppe_Lodato_(1),_Roseanne_M._Cheng_(2),_Clement_Bonnerot_(3),_Linxin_Dai_(4)_((1)_Dipartimento_di_Fisica,_Universita'_degli_Studi_di_Milano,_Italy,_(2)_Theoretical_Division,_Los_Alamos_National_Laboratory,_(3)_TAPIR,_California_Institute_of_Technology,_(4)_Department_of_Physics,_The_University_of_Hong_Kong) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08974 |
数値シミュレーションは、歴史的に潮汐破壊プロセスの流体力学を理解する上で主要な役割を果たしてきました。システムの形状が複雑であることを考えると、問題によって引き起こされる課題は、実際に数値面で多くの作業を刺激してきました。たとえば、SmoothedParticlesHydrodynamicsメソッドは、潮汐破壊のコンテキストでの最初のアプリケーションを見てきましたが、今日でも大きな役割を果たしています。同様に、破壊された星の進化をいわゆるアフィン法でシミュレートする最初の試みは、歴史的に非常に有用でした。この章では、フィールドで使用される数値手法とその制限の概要を提供し、潮汐破壊プロセスを数値的にシミュレートするために行われた作業を要約します。
キャリブレーションされた乱流モデルを使用したバイナリ中性子星結合シミュレーション
中性子星（NS）のマージの残骸における電磁流体力学（MHD）乱流は、それらの進化とマルチメッセンジャーの署名に影響を与え、現在および将来の観測の解釈を複雑にする可能性があります。レイノルズ数が高く、数値相対論シミュレーションの計算コストが大きいため、乱流のすべての関連スケールを解決することは、近い将来不可能です。ここでは、ラージエディシミュレーション（LES）法を一般相対論（GR）に拡張して、適度な解像度のシミュレーションにサブグリッドスケールの乱流を含める方法を採用します。サブグリッド乱流モデルを非常に高解像度のGRMHDシミュレーションの結果で調整し、それを使用してNSマージシミュレーションを実行し、乱流の影響を調査します。乱流は、NSマージの残骸の進化、重力波のシグネチャ、およびバイナリNSマージで生成された流出に、量的ではあるが質的ではない影響を与えることがわかりました。私たちのアプローチは、NS合併の乱流による不確実性を定量化するための実行可能なパスを提供します。
計画中のガンマ線望遠鏡GAMMA-400による暗黒物質探索
| Title |
Dark_matter_searches_by_the_planned_gamma-ray_telescope_GAMMA-400 |
| Authors |
Andrey_E._Egorov,_Nikolay_P._Topchiev,_Arkadiy_M._Galper,_Oleg_D._Dalkarov,_Alexey_A._Leonov,_Sergey_I._Suchkov_and_Yuriy_T._Yurkin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09032 |
私たちの論文は、計画された宇宙ベースのガンマ線望遠鏡GAMMA-400をレビューし、暗黒物質（DM）間接探索の分野におけるその機会を詳細に評価します。1〜500GeVの範囲のDM粒子の質量について、銀河中心の二光子DM消滅断面積に対するGAMMA-400平均感度を推定しました。EinastoDM密度プロファイルの場合について、Fermi-LATによる12年間の観測から予想される制約に対して、少なくとも1.2〜1.5倍（DM粒子の質量に応じて）の感度ゲインを取得しました。両方の望遠鏡からのデータを共同で分析すると、最大1.8〜2.3倍のゲインが得られます。したがって、感度は消滅断面積のレベルに達します$\langle\sigmav\rangle_{\gamma\gamma}（m_\chi=100〜\mbox{GeV}）\約10^{-28}$cm$^3$/秒。これにより、特定のDMモデル、特に最近提案された疑似ゴールドストーンボソンDMモデルによって予測された仮説の狭い線をテストできます。ローカルグループでの超新星爆発の潜在的な観測によって、アキシオン状粒子（ALP）パラメータに対するGAMMA-400の感度を推定しました。これは、ALP光子結合定数のレベルに到達するALPの非常に敏感なプローブです$g_{a\gamma}\sim10^{-13}〜\mbox{GeV}^{-1}$ALP質量$m_a\lesssim1$neV。また、ALP-光子変換の可能性による銀河ガンマ線パルサーのスペクトルの変調を制限することにより、ALPへの感度を計算しました。GALP-400は、ALP質量$m_a\約（1-10）$neVが$g_{a\gamma}^{min}\約2\cdot10^{-11}に到達すると、CASTヘリコスコープよりも感度が高くなると予想されます〜\mbox{GeV}^{-1}$。その他の潜在的に興味深いターゲットや候補者も簡単に検討されます。
広域電波銀河3C 109の広帯域X線観測
広域電波銀河3C109の中央エンジンの研究を紹介します。この降着する超巨大ブラックホールのすぐ周囲を調査するために、NuSTAR/XMM共同観測のマルチエポック広帯域スペクトル分析を実行します（2017年）、アーカイブxmm観測（2005年）および105か月の平均Swift-BATデータ。スペクトルを一次連続体、中性およびイオン化吸収、反射成分に明確に分離することができます。一次連続体のフォトンインデックスは2005年以降変更されています（$\Gamma=1.61\substack{+0.02
FASTによって発見された11のパルサーの詳細な調査
| Title |
An_in-depth_investigation_of_11_pulsars_discovered_by_FAST |
| Authors |
A._D._Cameron,_D._Li,_G._Hobbs,_L._Zhang,_C._C._Miao,_J._B._Wang,_M._Yuan,_S._Wang,_G._Jacobs_Corban,_M._Cruces,_S._Dai,_Y._Feng,_J._Han,_J._F._Kaczmarek,_J._R._Nui,_Z._C._Pan,_L._Qian,_Z._Z._Tao,_P._Wang,_S._Q._Wang,_H._Xu,_R._X._Xu,_Y._L._Yue,_S._B._Zhang,_Q._J._Zhi,_W._W._Zhu,_D._J._Champion,_M._K._Kramer,_S._Q._Zhou,_K._P._Qiu,_M._Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09171 |
私たちは、500メートルの開口球面電波望遠鏡（FAST）によって発見された11のパルサーのタイミングソリューションと分析を提示します。これらのパルサーは、FASTの試運転フェーズ中に行われたドリフトスキャン観測で超広帯域受信機を使用して発見され、64mのパークス電波望遠鏡を使用して確認および時間計測されました。各パルサーは、少なくとも1年間にわたって観測されています。ハイライトされた発見にはPSRJ0344-0901があり、これはモード変更動作を表示し、いわゆる「スウッシング」パルサーのクラスに属している可能性があります（PSRB0919+06およびB1859+07と並んで）。PSRJ0803-0942、その放射はほぼ完全に直線偏光されます。また、PSRJ1900-0134およびJ1945+1211は、明確に定義された偏光角曲線により、放出ジオメトリに厳しい制約を課します。以前の調査でこれらのパルサーの検出可能性についてさらに議論し、高感度望遠鏡で発見されたパルサーの確認および監視観測を実行する作業から得られた教訓を強調します。その多くは次世代のパルサー調査に適用できる可能性があります。このペーパーは、FASTによって発見されたパルサーの最初のメジャーリリースの1つであり、CommonsalRadioAstronomyFASTSurvey（CRAFTS）から予想される将来の発見への道を開きます。
| Title |
Pulsar_glitch_detection_with_a_hidden_Markov_model |
| Authors |
A._Melatos,_L._M._Dunn,_S._Suvorova,_W._Moran,_R._J._Evans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09388 |
パルサータイミング実験は、通常、絶対パルス番号付けによって、つまりパラメータ化された位相に関する残差を最小化するためにTOA間に整数のパルスを適合させることによって、一連の到着時間（TOA）から位相接続タイミングソリューションを生成します。モデル。この観測モードでは、グリッチなしの位相モデルの残差がいくつかのエポックの後で発散するときに回転グリッチが発見され、グリッチパラメーターはベイズのフォローアップによって改善されます。ここでは、パルス周波数$f$とその時間導関数$df/dt$を、隠れたマルコフモデル（HMM）で追跡する代替の補完的なアプローチを示します。そのダイナミクスには、確率的スピンワンダリング（タイミングノイズ）と$fのインパルスジャンプが含まれます。$および$df/dt$（グリッチ）。HMMは、離散時間マルコフチェーンの具体的な実現として、スピンワンダリングを明示的に追跡します。グリッチモデルと非グリッチモデルのベイズ係数を比較することでグリッチを発見します。便利な標準TOAを取り込み、完全に自動化されているため、モンテカルロシミュレーションでパフォーマンスの範囲をすばやく計算できます。誤警報の確率と検出しきい値（例：最小解決可能なグリッチサイズ）と観測スケジューリングパラメーター（例：TOAの不確実性、TOA間の平均遅延）およびグリッチパラメーター（例：一時的および永続的なジャンプサイズ、指数回復）の実用的でユーザー指向のプロットが表示されます。タイムスケール）。HMMは、原則の証明として、2016年12月12日のPSRJ0835-4510のグリッチを含む実際のデータの$\sim1$年にも適用されます。既知のグリッチを検出し、サイズが$>10^{-7}f$の同じデータに他のグリッチが存在しないことを確認します。
超新星残骸パピスAにおける中央コンパクトオブジェクトRX J0822-4300の適切な動き、再考
| Title |
The_Proper_Motion_of_the_Central_Compact_Object_RX_J0822-4300_in_the_Supernova_Remnant_Puppis_A,_Revisited |
| Authors |
Martin_Mayer_(MPE),_Werner_Becker_(MPE_and_MPIfR),_Daniel_Patnaude_(SAO),_P._Frank_Winkler_(Middlebury_College),_Ralph_Kraft_(SAO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09457 |
超新星残骸PuppisAにある中央コンパクトオブジェクトRXJ0822-4300の改善された適切なモーション測定を提示します。ChandraX線天文台に搭載された高解像度カメラが2019年2月に取得した新しいデータセットを使用することにより、分析に使用できる時間ベースラインを2倍にして19年（7000日）を少し超えます。すべての観測で検出された既知の光学位置を持つキャリブレーター星を使用して、Chandraの天文学の不正確さを修正します。これにより、正確なRXJ0822-4300の絶対位置が約0.1インチになり、これらから、$\mu_{\rmtot}=（80.4\pm7.7）\、\rm{mas\、yr}^{-1}$。2kpcの残存距離の場合、これは$\phi_0=（247.8の位置角度での$（763\pm73）\、\rm{km\、s}^{-1}$の予測されたキック速度に対応します\pm4.4）^{\circ}$。RXJ0822-4300の適切なモーション測定は、PuppisAの運動学的年齢を議論するために使用されます。
| Title |
The_Pacific_Ocean_Neutrino_Experiment |
| Authors |
M._Agostini,_M._B\"ohmer,_J._Bosma,_K._Clark,_M._Danninger,_C._Fruck,_R._Gernh\"auser,_A._G\"artner,_D._Grant,_F._Henningsen,_K._Holzapfel,_M._Huber,_R._Jenkyns,_C._B._Krauss,_K._Krings,_C._Kopper,_K._Leism\"uller,_S._Leys,_P._Macoun,_S._Meighen-Berger,_J._Michel,_R.W._Moore,_M._Morley,_P._Padovani,_T._Pollmann,_L._Papp,_B._Pirenne,_C._Qiu,_I._C._Rea,_E._Resconi,_A._Round,_A._Ruskey,_C._Spannfellner,_M._Traxler,_A._Turcati,_J._P._Yanez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09493 |
太平洋ニュートリノ実験（P-ONE）は、マルチ立方キロメートルのニュートリノ望遠鏡の構築に向けた新しいイニシアチブであり、観測可能な宇宙の窓を海洋ネットワークの深い太平洋海底インフラストラクチャ内に設置された最高のエネルギーまで拡大するカナダ。
$ Fermi $ -4LACフラットスペクトル電波クエーサーの物理的性質
| Title |
The_physical_properties_of_$Fermi$-4LAC_flat_spectrum_radio_quasars |
| Authors |
Can_Tan,_Rui_Xue,_Lei-Ming_Du,_Shao-Qiang_Xi,_Ze-Rui_Wang,_and_Zhao-Hua_Xie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09553 |
この作業では、60の$Fermi$-4LACフラットスペクトル電波クエーサー（FSRQ）の赤外線、光学、X線、および$\gamma$線の準同時データを収集します。従来の1ゾーンレプトンモデルのフレームワークでは、準同時スペクトルエネルギー分布（SED）をモデル化することにより、$Fermi$-4LACFSRQのジェットの物理特性を調査します。主な結果は以下のとおりです。（1）シンクロトロンのピーク周波数と電子エネルギー分布の曲率の間には線形相関があります。以前の研究で示唆されているように、この相関の最良の線形フィッティング方程式の勾配は、分数加速度ゲインの変動を必要とする統計的加速度と一致しています。（2）ガンマ線散逸領域は、超大質量ブラックホールから0.1〜10pcの範囲にあり、ブロードライン領域（BLR）の外側かつダストトーラス（DT）内にあります。（3）サイズ関係$P_{\rme}$（相対論的電子で運ばれる運動力）$\sim$$P_{\rmB}$（ポインティングフラックス）$\leq$$P_{\rmr}$（放射力）$<$$P_{\rmp}$（冷たい陽子の運動力）は、私たちのモデリングで見つかりました。それらの中で、$P_{\rme}\simP_{\rmB}$は、パラメータを持つほとんどすべてのFSRQのSEDが磁場と相対論的電子の間の等分配に近いことを示唆しています。$P_{\rme}<P_{\rmr}$は、相対論的電子のほとんどのエネルギーがFSRQのEC放射によって散逸されることを示唆しています。（4）SEDのピークエネルギー（$\gamma_{\rmpeak}$）とジェットパワー（$P_{\rmjet}$）の間には反相関関係があり、これはブレザーシーケンスと一致しています。
スターショットコミュニケーションダウンリンク
画期的なスターショットは、次世代のアルファケンタウリに帆船を推進する取り組みです。帆船が0.2cでアルファケンタウリを通過するとき、惑星を画像化し、他の科学的データを収集することによって生命の兆候を探します。通過後、直径4.1メートルの帆船はそのデータを地球ベースの受信機にダウンリンクします。現在の作業では、30メートルの望遠鏡によって1.25{\mu}mで受信される1.02{\mu}m、100ワットのレーザーの生データレートを推定しています。望遠鏡は、光学利得（+296dBi）、従来の損失（-476dB）、相対論効果（-3.5dB）、リンクマージン（-3.0dB）を考慮した後、帆船から毎秒288信号光子（-133dBm）を受信します。）。0.1nmの等価ノイズ帯域幅、90％の検出器量子効率、1024-aryPPM変調、および10^-3の未加工ビット誤り率を持つこの光子不足のポアソンチャネルの場合、未加工データレートは260ビット/秒（硬判定）です。1.5kbit/s（理想的）の未加工データレート（8-50Gbit/年）まで。この速度は、ノイズ、特に帆船が星に近づくにつれて大気と受信機の光学系によって検出器に散乱するアルファケンタウリAからのスターライトによって遅くなります。これはフライバイミッション（帆船はケンタウリシステムで停止しない）であるため、地球に対するアルファケンタウリの適切な動きにより、通過後に帆船から遠ざかり、騒音が数日から数週間にわたって収まります。ダウンリンクは、転送後1日で再開でき、7〜22ビット/秒で始まり、4か月後にはほぼ全速力に達します。受信望遠鏡でコロナグラフを使用すると、フルレートのダウンリンク速度にはるかに早く到達できます。
深層学習は無線周波数干渉分類を改善します
| Title |
Deep_Learning_improves_Radio_Frequency_Interference_Classification |
| Authors |
Alireza_Vafaei_Sadr,_Bruce_A._Bassett,_Nadeem_Oozeer,_Yabebal_Fantaye_and_Chris_Finlay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.08992 |
電波干渉（RFI）のフラグ付けは、電波天文学においてますます重要な課題となっています。AUC、F1スコア、MCCを含むすべてのメトリックにわたって、既存のアルゴリズム（デフォルトのMeerKATRFIフラグ機能を含む）とディープU-Netアーキテクチャを大幅に上回るR-Netを提供します。単一ディッシュと干渉シミュレーションの両方で、そして転移学習を使用して、実際のデータでこの改善の堅牢性を実証します。私たちのR-Netモデルの精度は、現在のMeerKATフラッガーよりも$90\％$リコールが$80\％$高く、F1スコアが35\％高く、追加のパフォーマンスコストはありません。さらに、シミュレートされたMeerKATデータで最初にトレーニングされ、実際にフラグが付けられたKAT-7データで微調整されたモデルからの転移学習の有効性をさらに強調します。2つの望遠鏡アレイの性質には大きな違いがありますが、モデルはAUC0.91を達成しますが、転移学習なしの最良のモデルはAUC0.67にしか達しません。モデルでの位相情報の使用を検討しますが、キャリブレーションなしでは、位相は振幅データのみに関連する追加情報をほとんど追加しません。私たちの結果は、実際のデータの転移学習によって後押しされたシミュレーションのディープラーニングが、電波天文学データのRFIフラグ付けの将来において重要な役割を果たすことを強く示唆しています。
影に固定：天体参照フレームをブラックホールイベントの地平線に直接結び付ける
無線国際天体参照フレーム（ICRF）と光学ガイア天体参照フレーム（ガイア-CRF2）の両方は、アクティブな銀河核とクエーサーに電力を供給する超大質量ブラックホール（SMBH）によって生成されたジェットの観測に基づいています。これらのジェットは本質的に変更される可能性があり、異なる観測周波数では異なるように見え、結果として生じる天体参照フレーム（CRF）に不安定性と系統誤差をもたらします。最近、ミリ波非常に長いベースライン干渉法（VLBI）アレイであるイベントホライズン望遠鏡（EHT）は、1.3mmでM87のSMBHの直径として40マイクロ径の影を観測し、発光領域がブラックホールの影。これらのSMBH"放出リング"（および関連する光子リング）を天文基準として使用すると、結果のCRFをSMBHシャドウに直接固定できます。予見可能な未来のためのCRFの究極の参照点。SMBHイベントの地平線の観測に専念する適切に装備された宇宙VLBIミッションは、比較的近い将来にICRFの精度と安定性を2桁向上させる可能性があります。
重力波検出のための機械学習：おとめ座でのニュートンノイズの予測と最適化されたキャンセルのための代理Wienerフィルタリング
| Title |
Machine_learning_for_gravitational-wave_detection:_surrogate_Wiener_filtering_for_the_prediction_and_optimized_cancellation_of_Newtonian_noise_at_Virgo |
| Authors |
F_Badaracco_and_J_Harms_and_A_Bertolini_and_T_Bulik_and_I_Fiori_and_B_Idzkowski_and_A_Kutynia_and_K_Nikliborc_and_F_Paoletti_and_A_Paoli_and_L_Rei_and_M_Suchinski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09289 |
重力波検出器でのニュートンノイズ（NN）としても知られている地上重力変動からのノイズのキャンセルは、手ごわい課題です。重力変動は、複雑な空間相関を特徴とする環境フィールド、たとえば地震フィールドや音響フィールドに関連する密度の摂動から生じます。これらのフィールドの測定は、必ずしも不完全な情報を提供します。問題は、ノイズキャンセレーションシステムの設計に利用可能な情報を最適に利用する方法です。このペーパーでは、ウィーナーフィルターの代理モデルを計算するための機械学習アプローチを紹介します。このモデルは、さまざまな数のセンサーに対する地震計アレイの最適な構成を計算するために使用されます。これは、NNキャンセルシステムの設計に欠けているキーストーンです。最適化の結果は、最適な構成で配置されていれば、比較的少数の地震計で複雑な地震フィールドに対しても効率的なノイズキャンセルを実現できることを示しています。ここに示す形式では、最適化方法は、地表にある現在および将来のすべての重力波検出器に適用でき、将来の地下検出器にも若干の変更を加えることができます。
シアノブタジインHC $ _5 $ Nの正確な静止周波数と超微細構造パラメーターの決定
| Title |
Determination_of_accurate_rest_frequencies_and_hyperfine_structure_parameters_of_cyanobutadiyne,_HC$_5$N |
| Authors |
Thomas_F._Giesen,_Michael_E._Harding,_J\"urgen_Gauss,_Jens-Uwe_Grabow,_Holger_S._P._M\"uller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09312 |
HC$_5$Nの非常に正確な遷移周波数は、フーリエ変換マイクロ波分光計を使用して5.3〜21.4GHzで測定されました。分子は、ネオンで高度に希釈されたHC$_3$NとC$_2$H$_2$の混合物を放電バルブに通し、続いて超音速膨張させて分光計のファブリペローキャビティーに通すことによって生成されました。データの精度により、実験的な$^{14}$N核四重極結合パラメーターを大幅に改善し、$^{14}$N核スピン回転パラメーターを最初に実験的に決定することができました。遷移周波数はまた、天文観測で、忠実度の高い分子雲の静止速度の局所速度を決定するのにも適しています。実験的な$^{14}$N核四重極結合パラメータが少し改善されたにもかかわらず、同じ設定を使用してHC$_7$Nを研究しました。量子化学計算は、HC$_5$N、HC$_7$N、および関連分子の$^{14}$N核四重極およびスピン回転結合パラメーターを決定するために実行されました。これらの計算には、非相対論的平衡四重極結合パラメーターに対する振動および相対論的補正の評価が含まれていました。それらの考慮により、計算値と実験値の間の一致が大幅に改善されました。
シェープレットを使用した拡張ソースのモデリングと剥離：Fornax Aケーススタディ
| Title |
Modelling_and_peeling_extended_sources_with_shapelets:_a_Fornax_A_case_study |
| Authors |
J._L._B._Line_(1_and_2),_D._A._Mitchell_(3),_B._Pindor_(4_and_2),_J._L._Riding_(4_and_2),_B._McKinley_(1_and_2),_R._L._Webster_(4_and_2),_C._M._Trott_(1_and_2),_N._Hurley-Walker_(1_and_2),_A._R._Offringa_(5)_*2 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09316 |
EpionofReionization（EoR）からの21cm信号のパワースペクトル（PS）検出を行うには、明るい前景のソースを回避または差し引く必要があります。FornaxAなどのソースは、弧の秒からある程度まで及ぶ空間構造のため、モデリングの課題を提示します。マルチスケール（MS）CLEANコンポーネントを使用したモデリングを、基本関数の代替セットである「シェイプレット」と比較します。新しい画像ベースのシェイプレットモデリングパッケージSHAMFIを紹介します。また、ポイントソース、ガウシアン、シェイプレットコンポーネントを可視化するための新しいCUDAシミュレーションコード（WODEN）も導入しています。FornaxAのシミュレーションをモデル化し、シミュレーションされた可視性からモデルをはがし、残差PSを生成することにより、パフォーマンスをテストします。データの角度解像度が変更された場合でも、Shapeletメソッドは一貫して大きな角度スケールの放射ウェルを減算します。データの角度分解能を上げると、MSCLEANモデルは大きな角度スケールで悪化することがわかります。実際のMWAデータでテストする場合、他の支配的な体系がまだ存在するため、期待される改善は実際のデータでは見られません。さらにシミュレーションを行うと、予想される差異は、現在の処理パイプラインで得られるものよりも低くなることがわかります。シェープレットは拡張された銀河を差し引くのに価値があり、他の体系が扱われたら、将来のEoR検出に不可欠であると結論付けるかもしれません。
CHIME用のGPU空間処理システム
| Title |
A_GPU_Spatial_Processing_System_for_CHIME |
| Authors |
Nolan_Denman,_Andre_Renard,_Keith_Vanderlinde,_Philippe_Berger,_Kiyoshi_Masui,_Ian_Tretyakov,_and_the_CHIME_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09481 |
カナダの水素強度マッピング実験（CHIME）用に作成されたGPUベースの空間処理システムの概要を示します。この設計では、AMDGPUとすぐに利用できるコンシューマハードウェアを処理ノードに採用して、コスト効率と電力効率に優れた処理基板を提供しています。これらのノードは、水冷システムによってサポートされており、適度な電力消費で、ほとんどの悪条件を除き、連続運転が可能です。CHIMEXエンジンは、400MHzの帯域幅全体で2048受信機の偏波を継続的に相関させることができるため、現在存在する最も強力な無線相関器を構成します。同じシステムは、共生FRBおよびパルサー実験に形成ビームデータ製品も提供します。これは、前例のない規模と機能を備えた一般的な空間処理システムを構成します。
地平線のためのマルコフ連鎖（MARCH）。 I.理論モデルをイベントホライズン望遠鏡観測に適合させる際のバイアスの特定
| Title |
Markov_Chains_for_Horizons_(MARCH)._I._Identifying_Biases_in_Fitting_Theoretical_Models_to_Event_Horizon_Telescope_Observations |
| Authors |
Dimitrios_Psaltis,_Feryal_Ozel,_Lia_Medeiros,_Pierre_Christian,_Junhan_Kim,_Chi-kwan_Chan,_Landen_J._Conway,_Carolyn_A._Raithel,_Dan_Marrone,_Tod_R._Lauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09632 |
イベントホライズン望遠鏡（EHT）からの干渉データにブラックホールのホライズンスケールイメージの理論モデルをフィッティングするための並列焼き戻しを備えた新しいマルコフチェーンモンテカルロ（MCMC）アルゴリズムを紹介します。アルゴリズムは、すべての信号対雑音比に対して正確なデータ内の雑音分布の形式を実装します。アルゴリズムは単純な並列化に加えて、高性能に最適化されており、シングルプロセッサで20秒未満で100万のMCMCチェーンステップを実現します。分析データと一般相対論的電磁流体力学（GRMHD）モデル画像に基づいて生成されたM87の2017EHTカバレッジの合成データを使用して、疎干渉データにフィッティングモデルのバイアスのいくつかの潜在的なソースを探索します。干渉データの顕著な特徴の近くにある非常に少数のデータポイントが、推定されたモデルパラメーターに不釣り合いな影響を与えることを示します。また、EHTベースラインの優先方向が、モデル画像の方向の推定に大きなバイアスをもたらすことも示しています。最後に、現実的なアプリケーションにおけるそのようなバイアスの存在と重大度を特定するのに役立つ戦略について説明します。
ギャップ、シャドウ、スパイラル、ストリーマー：GGタウAのバイナリーディスク相互作用のSPHERE観測
| Title |
A_gap,_shadows,_spirals,_streamers:_SPHERE_observations_of_binary-disk_interactions_in_GG_Tau_A |
| Authors |
M._Keppler,_A._Penzlin,_M._Benisty,_R._van_Boekel,_T._Henning,_R._G._van_Holstein,_W._Kley,_A._Garufi,_C._Ginski,_W._Brandner,_G._H.-M._Bertrang,_A._Boccaletti,_J._de_Boer,_M._Bonavita,_S._Brown_Sevilla,_G._Chauvin,_C._Dominik,_M._Janson,_M._Langlois,_G._Lodato,_A.-L._Maire,_F._M\'enard,_E._Pantin,_Ch._Pinte,_T._Stolker,_J._Szul\'agyi,_P._Thebault,_M._Villenave,_A._Zurlo,_P._Rabou,_P._Feautrier,_M._Feldt,_F._Madec,_and_F._Wildi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09037 |
星の大部分は、バイナリまたはより高次の複数のシステムの一部であることがわかります。単一の星の周りに見られる惑星の遍在性は、連星系の惑星が形成されるかどうか、またどのように形成されるかという問題を提起します。原始惑星系円盤は惑星の発祥の地であり、惑星の形成過程を理解するためにはそれらの特徴が重要です。私たちの目的は、最大かつ最も大規模なcircumbinaryディスクの1つであるGGTauAディスクの形態を特徴付け、バイナリディスク相互作用の証拠を追跡することです。HバンドフィルターでSPHERE/IRDIS装置を使用して、GGTauAの偏光散乱光の観測値を取得しました。観察されたディスクの形態と下部構造を分析します。ディスクの寿命全体に渡る周囲の環の進化をシミュレートする2D流体力学モデルを実行します。ディスク、キャビティ、および内部領域は、いくつかの影付き領域、スパイラル構造、ストリーマのようなフィラメントで高度に構造化されており、一部は初めて検出されました。ストリーマーのようなフィラメントは、外輪を北の弧に接続しているように見えます。それらの方位角間隔は、それらがバイナリによって周期的な摂動によって生成され、各軌道の間に一度外側のディスクの内側の縁から材料を引き剥がすことによって生成される可能性があることを示唆しています。観測結果を流体力学シミュレーションと比較することにより、主な機能、特にギャップサイズ、スパイラルフィラメントおよびストリーマーフィラメントは、$\sim$35auの準主軸を持つバイナリーの重力相互作用によって定性的に説明できることがわかります周縁リングと同一平面上にある軌道上。
高速で回転する8つのX線明るいFK Comae候補の分光偏光測定のフォローアップ
| Title |
Spectropolarimetric_follow-up_of_8_rapidly_rotating,_X-ray_bright_FK_Comae_candidates |
| Authors |
James_Sikora,_Jason_Rowe,_Steve_Howell,_Elena_Mason,_and_Gregg_A._Wade |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09179 |
進化し、急速に回転し、磁気的に活動し、明らかに単一のFKコマエ星についての私たちの理解は、その極端な希少性によって大幅に妨げられています。最近、\emph{Kepler-Swift}ActiveGalaxiesandStars（KSwAGS）調査のコンテキスト内で、20を超えるFKコマエ型星候補のサンプルが特定されました。これらの候補のうち8つについてESPaDOnS@CFHTを使用して取得した高解像度のストークス$V$観測の分析を示します。これらのターゲットのどれも、主にそれらの推定回転速度と分光バイナリコンパニオンの検出に基づいてFKComaeクラスのメンバーと見なすことができないことを発見しました。ただし、2つのターゲットは磁気活動の証拠を示し、同様の進化状態の星に関連する典型的な値に比べて異常に高い予測回転速度（$v\sin{i}$）を持っています。EPIC210426551は、$v\sin{i}=209\、{\rmkm\、s}^{-1}$、推定質量$1.07\、M_\odot$、および一部はその派生に基づいています${\rm[M/H]}=-0.4$のメタラリティは、進化したメインシーケンス（MS）スターまたはプレMSスターのいずれかです。KIC7732964の質量は$0.84\、M_\odot$で、赤い巨大な枝の付け根の近くにあり、$v\sin{i}=23\、{\rmkm\、s}^{-1を示します}$。これらの2つのオブジェクトはFKComと似た特性を持っていますが（極端ではありません）、それらの急速な回転は単一の星の進化の歴史で予測されたものと一致しない場合があります。それらの進化状態をより適切に制約するため、およびそれらが短期間バイナリコンパニオンを持っているかどうかのために、追加の観測が必要です。
$ \ lambda $ Bootisスターの脈動特性I.南部TESSサンプル
| Title |
The_Pulsation_Properties_of_$\lambda$_Bootis_Stars_I._The_Southern_TESS_Sample |
| Authors |
S._J._Murphy,_E._Paunzen,_T._R._Bedding,_P._Walczak,_and_D._Huber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09187 |
南の70の$\lambda$Boo星のTESS光度曲線を分析して、連星を特定し、どれが$\delta$Scuti星として脈動しているかを決定します。サンプルの中に2つのハートビートスターと2つの食連星を見つけます。$\lambda$Boo星の81％が$\delta$Sct変数として脈動すると計算します。これは、同じパラメーター空間で通常の星の約2倍です。測光とGaiaDR2視差から$\lambda$Boo星の温度と光度を決定します。40個の$\lambda$Booスターのサブセットには、2分間のTESSデータ、信頼できる温度と光度、および$\delta$Sct脈動があります。ピーターセン線図（周期比）、エシェル線図、および周期-光度関係を使用して、40個の星のうち20個の基本モードを特定し、このモードではさらに8個の星が脈動していないと結論付けます。残りの12では、基本モードを明確に識別することができません。エシェル図に脈動倍音の規則的なシーケンスがある12の基本モードパルセーターについて、さらにモード識別が可能です。$\lambda$Booスターは表面的には金属的に弱いだけであることを統計的に決定するために恒星進化モデルを使用します。単純な脈動モデルは、$Z=0.001$でよりも$Z=0.01$の金属性での観測によりよく適合します。TESSの観測により、$\lambda$Boo星の正確な恒星の年齢を決定し、$\lambda$Boo現象の起源に光を当てるという点で、$\lambda$Boo星のアステロシアミズムの大きな可能性が明らかになりました。
茶色の小人または星下の伴侶を伴うハイブリッド星HD 81817
| Title |
Hybrid_star_HD_81817_accompanied_by_brown_dwarf_or_substellar_companion |
| Authors |
Tae-Yang_Bang,_Byeong-Cheol_Lee,_V._Perdelwitz,_Gwanghui_Jeong,_Inwoo_Han,_Hyeong-Il_Oh_and_Myeong-Gu_Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09273 |
HD81817はハイブリッドスターとして知られています。ハイブリッド星は、冷たい恒星風の特性と、スペクトル内の高度にイオン化された原子の紫外（UV）またはX線放出機能の両方を備えています。白色矮星の仲間は、UVまたはX線機能のソースとして提案されています。HD81817は、韓国のBohyunsanOpticalAstronomyObservatoryの1.8m望遠鏡でBohyunsanObservatoryEchelleSpectrographを使用してK巨大星の周りの太陽系外惑星を検索するための放射速度（RV）調査プログラムの一環として2004年から観測されています。HD81817について2004年から2019年の間に85個のRV測定値を取得し、2つの周期的なRV変動を発見しました。RV変動の振幅は約200ms^-1で、接近して周回する白色矮星の伴侶から予想されるものよりも大幅に低くなっています。測光データと関連するスペクトル線も分析され、周期的なRV変動の原因を特定するのに役立ちました。627.4日間のRV変動は、長期の脈動や同様の周期のH{\alpha}等価幅（EW）変動に基づく表面活動の回転変調などの固有の恒星活動によって引き起こされると結論付けます。一方、1047.1日間の周期的なRV変動は、褐色矮星または星間コンパニオンによって引き起こされる可能性が高く、これは、HD81817の最近のGAIA固有運動異常によって裏付けられています。ケプラー式の適合により、27.1M_Jup、準主軸は3.3AU、恒星の離心率は0.17で、星の質量は4.3M_sunでHD81817です。推測された質量はHD81817bを褐色矮星に置きます。
新たに発見された若い噴火星の粒成長
| Title |
Grain_growth_in_newly_discovered_young_eruptive_stars |
| Authors |
\'A._K\'osp\'al,_P._\'Abrah\'am,_A._Carmona,_L._Chen,_J._D._Green,_R._van_Boekel,_J._A._White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09364 |
FUOrionis型の星は、恒星間円盤から原始星への降着が非常に強化されているため、大きな爆発を示す若い恒星天体です。FUorタイプの爆発は、非常に埋め込まれたものから、ディスクを超えて拡張放出の兆候がほとんどないものまで、さまざまなソースで発生します。その後の噴火により、覆い隠された封筒の材料が徐々に取り除かれ、原始星を駆動してディスクのみのTタウリ星になる可能性があります。VLT/VISIRを使用して、最近発見された5つのFUorの低解像度で8〜13ドルの$\mu$m中赤外波長範囲をカバーする最初のスペクトルを取得しました。サンプルからの4つのオブジェクトは、10$\mu$mのケイ酸塩の放出を示しています。これらのオブジェクトのシリケートフィーチャの形状と強度を調べたところ、それらには主に大きなアモルファス粒子が含まれていることがわかりました。これはFUorsの一般的な特徴であり、通常のTタウリタイプの星とは対照的です。そのディスクは、原始の小さな粒子から大きな粒子の成長まで何でも表示します。ケイ酸塩の特徴が発光または吸収のどちらにあるかを決定することによってターゲットを分類し、若い星の周りのエンベロープの分散に関する進化のシナリオに直面します。私たちのサンプルでは、すべてのクラスIIオブジェクトはケイ酸塩の放出を示しますが、クラスIオブジェクトの場合、放出または吸収におけるフィーチャの外観は、流出キャビティに対する視野角に依存します。これは、ケイ酸塩の特徴を解釈するときの幾何学的効果の重要性を強調しています。
銀河の運動学を使用して恒星の回転の進化を探る
| Title |
Exploring_the_evolution_of_stellar_rotation_using_Galactic_kinematics |
| Authors |
Ruth_Angus,_Angus_Beane,_Adrian_M._Price-Whelan,_Elisabeth_Newton,_Jason_L._Curtis,_Travis_Berger,_Jennifer_van_Saders,_Rocio_Kiman,_Daniel_Foreman-Mackey,_Yuxi_Lu,_Lauren_Anderson,_Jacqueline_K._Faherty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09387 |
クールな小人の回転進化は、古い主系列星の正確な年齢と回転周期の欠如のために、約1から2ギガリン後に十分に抑制されていません。この作業では、速度分散を年齢プロキシとして使用して、低質量ケプラー矮星の温度依存回転進化を明らかにし、運動学的年齢が将来のジャイロクロノロジーのキャリブレーションに役立つツールになることを示します。プレセペクラスターの周期とテフの関係に適合するように調整された線形のジャイロクロノロジーモデルは、約1ギルより古い星には適用されないことがわかります。遅いKの小人は若いときは早いKの小人よりもゆっくり回転しますが、古い年齢では、遅いKの小人は同じ年齢の早いKの小人よりも同じ速度で回転することがわかります。この結果は、時間と質量の関数として表面からコアへの角運動量輸送の速度を変化させる半経験的モデルと定性的に一致します。また、NGC6811クラスター内の星の最近の観測と一致しています。これは、K矮星の表面回転率が抑制された進化の時代を通過することを示しています。測定された回転周期を持つ最も古いケプラー星はK後期およびM期初期の小人であることがわかり、これらの星は斑点のある表面を維持し、より大規模な星よりも磁気的に長く活動し続けることを示しています。最後に、それらの運動学に基づいて、高速回転する多くのGKMドワーフが同期バイナリである可能性が高いことを確認します。
太陽型IIIb電波バーストの微細構造のLOFARリモートベースラインを使用した干渉イメージング
| Title |
Interferometric_Imaging_with_LOFAR_Remote_Baselines_of_the_Fine_Structures_of_a_Solar_Type_IIIb_Radio_Burst |
| Authors |
PeiJin_Zhang,_Pietro_Zucca,_Sarrvesh_Seethapuram_Sridhar,_ChuanBing_Wang,_Diana_E._Morosan,_Bartosz_Dabrowski,_Andrzej_Krankowski,_Mario_M._Bisi,_Jasmina_Magdalenic,_Christian_Vocks,_Gottfried_Mann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09419 |
環境。太陽電波バーストは主に、太陽フレア、ジェット、コロナ質量放出などの太陽噴火で加速された高エネルギー電子から発生します。持続時間が短い太陽電波バーストのサブカテゴリは、コロナ内の波の発生と伝搬を理解するためのプロキシとして使用できます。ねらい。ソースのサイズ、位置、短期バーストの運動学の完全なケーススタディは、機器の制限により非常にまれです。包括的な多周波分光および画像研究は、太陽型IIIb-IIIペアの明確な例から実行されました。メソッド。この作業では、LOw周波数ARray（LOFAR）のリモートベースラインを使用して、電波バーストのソースが干渉モードで画像化されました。スペクトル内の微細構造の詳細な分析と、イメージングによる電波源の動きの詳細な分析が行われました。結果。この研究では、基本成分と調和成分のソースモーションが大幅に異なる様子を示しています。26.56MHzでの基本波放出の見かけの発生源は、光速の約4倍の速度で太陽円盤の中心から変位しますが、同じ周波数での高調波放出の見かけの発生源は、<0.02cの速度を示します。この場合に観測される高調波放射のソースサイズは、以前の研究よりも小さく、リモートベースラインの使用の重要性を示しています。
閉じ込められた円形兼平行リボンフレアと関連するプレフレアアクティビティの開発
| Title |
Development_of_a_Confined_Circular-cum-parallel_Ribbon_Flare_and_Associated_Pre-flare_Activity |
| Authors |
Pooja_Devi,_Bhuwan_Joshi,_Ramesh_Chandra,_Prabir_K._Mitra,_Astrid_M._Veronig3,_Reetika_Joshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09586 |
2015年1月26日[SOL26-01-2015]の太陽活動領域NOAA12268で、複雑なGOESM1.1円形リボンフレアと関連するプレフレアアクティビティを調査します。このフレアアクティビティは、SDO搭載のAIAとRHESSIによって観測されました。イベント前の延長期間中の光球マグネトグラムの検査は、いわゆる「アネモネ」タイプの磁気構成の連続的な発達を示唆しています。NLFFFの外挿により、冠状ヌルポイントが存在する扇状脊椎の磁気構成が明らかになります。アクティブな領域でのプレフレアアクティビティは、メインフレアの約15分前に、2つの場所に局所的な明るいパッチの形で始まることがわかりました。プレフレア活動の場所と空間構造を対応する領域の磁気構成と比較すると、磁束の出現と相殺によって引き起こされた低気圧の磁気リコネクションとともに、ヌルポイントでの磁気リコネクションの開始が示唆されます。M1.1クラスのメインフレアの特徴は、発達した円形のリボンとリモートブライトニングの領域が形成されていることです。注目すべきことに、円形リボンの最も明るい部分に対して横方向に発達した円形リボンの周囲の内側に形成された比較的コンパクトな平行リボンのセット。フレアのピークフェーズ中に、コロナジェットが円形リボンの北東端で観察されます。これは、大規模な磁力線と低地の閉じた磁力線の間のインターチェンジの再接続を示唆しています。私たちの調査は、ジェット活動と共に閉じ込められた噴火が円形のリボン領域内から進行するにつれて進行中のプレフレアヌルポイント再接続がさらに強化される2つの異なるプロセスの組み合わせを示唆しています。再接続アーケード。
太陽フレア中の扇状脊椎構造のヌルポイントに関するイメージングとスペクトル研究
| Title |
Imaging_and_spectral_study_on_the_null_point_of_a_fan-spine_structure_during_a_solar_flare |
| Authors |
Shuhong_Yang,_Qingmin_Zhang,_Zhi_Xu,_Jun_Zhang,_Ze_Zhong,_Yang_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09613 |
マルチ機器の観測を使用して、太陽フレア中の扇状脊椎磁気トポロジーのヌルポイントに関する最初の同時イメージングとスペクトル研究を行います。ヌルポイントで磁気再接続が発生すると、（極端な）紫外チャネルで扇状突起の構成が明るくなります。H$\alpha$画像では、ファンスパイン構造が部分的に満たされ、再接続サイトから排出された双方向のマテリアルフローによって輪郭が描かれています。外挿されたコロナ磁場は、扇状脊椎トポロジーの存在を確認します。フレアピークの前後で、流出の合計速度は約60kms$^{-1}$と推定されます。フレアの間、再接続領域のSiIVラインプロファイルは、青翼と赤翼の両方で向上します。フレアのピーク時に、流出の合計速度は144kms$^{-1}$であることがわかります。SiIVプロファイルに重ねると、数十kms$^{-1}$のブルーシフトを持ついくつかの深い吸収線があります。その理由は、SiIVチャネルで観察される明るいリコネクション領域が、H$\alpha$ラインで暗いフィーチャとして表示される、より冷たい材料の下にあるためと推測されます。ブルーシフトされた吸収線は、観測者に向かうより冷たい物質の動きを示します。吸収線の深さは、冷却材の量にも依存します。これらの結果は、この種のスペクトルプロファイルが、再接続サイトの上の冷却材料の特性を診断するためのツールとして使用できることを示しています。
複数の検出器を備えたコア崩壊超新星による無菌ニュートリノの抑制
| Title |
Constraining_sterile_neutrinos_by_core-collapse_supernovae_with_multiple_detectors |
| Authors |
Jian_Tang,_TseChun_Wang,_Meng-Ru_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09168 |
eVスケールの無菌ニュートリノは、実験におけるいくつかの異常な結果を説明するために提案されています。}_e$LSND。アクティブな滅菌ミキシングスキームが超新星内部のニュートリノのフレーバー変換に影響を与えるため、この仮説は将来のコア崩壊超新星ニュートリノ検出によって個別にテストできます。この作業では、$\nu_e$の光度が他のフレーバーを支配するときの中和バースト段階で放出されるニュートリノについて、将来の検出器（DUNE、Hyper-K、JUNO）で予測される超新星ニュートリノイベントを計算します。10kpc以内で発生する超新星の場合、無菌ニュートリノがある場合とない場合のイベント数の違いにより、無菌ニュートリノ仮説を$99\％$以上の信頼レベルで確実に除外できることがわかります。無菌ニュートリノ混合パラメータに対する導出された制約は、宇宙論および進行中または提案されている原子炉実験の結果よりも$\sin^22\theta_{14}$-$\Deltam_{で2桁以上優れています。41}^2$平面。
地球のマグネトシースの運動散逸の統計-MMS観測
| Title |
Statistics_of_Kinetic_Dissipation_in_Earth's_Magnetosheath_--_MMS_Observations |
| Authors |
Riddhi_Bandyopadhyay,_William_H._Matthaeus,_Tulasi_N._Parashar,_Yan_Yang,_Alexandros_Chasapis,_Barbara_L._Giles,_Daniel_J._Gershman,_Craig_J._Pollock,_Christopher_T._Russell,_Robert_J._Strangeway,_Roy_B._Torbert,_Thomas_E._Moore,_James_L._Burch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09232 |
宇宙プラズマや天体プラズマでよく見られる問題は、散逸と加熱がどのように発生するかを理解することです。これらの影響は、大規模な貯留層から小規模な運動の自由度にエネルギーを輸送する広帯域乱流のカスケードに起因することがよくあります。衝突の頻度が低いと、局所的な熱力学的平衡が確立されません。この場合、エネルギー変換の最終段階は流体の場合よりも複雑になり、圧力膨張と圧力ひずみの相互作用（Pi-D$\equiv-\Pi_{ij}D_{ij}$）の両方が関連し、潜在的に重要。プラズマ乱流におけるPi-Dは、これまで主にシミュレーションを使用して研究されてきました。本研究は、磁気圏マルチスケール（MMS）ミッションの独自の測定機能を使用して、地球のマグネトシース内のPi-Dの統計分析を提供します。この自然に発生するプラズマ環境でのPi-Dの統計は、以前に確立された完全に動的なシミュレーション結果と非常によく似ていることがわかります。エネルギーの変換は空間に集中し、強烈な現在のシートの近くで発生しますが、その内部では発生しません。これは、エネルギー伝達チャネルのチェーンが、点ごとではなく、地域的な相関を含むという最近の提案を裏付けています。
不均一物質と電弱に相互作用するキラルフェルミオンのプラズマにおける磁気ヘリシティ
| Title |
Magnetic_helicity_in_plasma_of_chiral_fermions_electroweakly_interacting_with_inhomogeneous_matter |
| Authors |
Maxim_Dvornikov_(IZMIRAN,_Tomsk_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09358 |
不均一な密度と速度に任意に依存する背景物質と電弱に相互作用するカイラルフェルミオンを座標に応じて研究します。このシステムのダイナミクスは、ベリーフェーズを見つけることによって大まかに説明されます。右粒子と左粒子の有効な作用と運動方程式が導き出されます。回転物質の場合、異常電流とアドラー異常の補正を取得します。次に、いくつかの天体物理学の応用について研究します。回転中性子星のカイラル不均衡が消滅すると仮定すると、カイラル電子と背景中性子との相互作用による磁気ヘリシティの変化率が得られます。ヘリシティの変化の特徴的な時間は、いくつかのパルサーの磁気サイクルの周期と一致することがわかります。
解析的無限微分重力、$ R ^ 2 $のようなインフレーション、量子重力、CMB
| Title |
Analytic_infinite_derivative_gravity,_$R^2$-like_inflation,_quantum_gravity_and_CMB |
| Authors |
Alexey_S._Koshelev,_K._Sravan_Kumar_and_Alexei_A._Starobinsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.09550 |
日付までのCMB観測に最も適したフレームワークである$R^2$インフレーションの出現は、重力の量子化の問題を攻撃しようとする試みが原因であり、その結果、微量の異常が発見されました。量子重力を構築することを目的としたトレース異常と異なるフレームワークのさらなる発展は、小さな時間と長さのスケールでの基本物理学における非局所性の必然性を示しています。自然な問題は、初期の宇宙物理学における非局所性の兆候のプローブとして$R^2$インフレーションを採用することです。ストリング理論にインスパイアされた非局所重力修正に$R^2$インフレーションを埋め込むことの最近の進歩は、初期の宇宙の非局所物理学と次のCMB観測を結びつける非常に有望な理論的予測を提供します。
QCDの状態図、核の状態方程式、中性子星の融合について紹介した後、中性子星の融合における輸送と核物質に関連する3つのプロジェクトについて説明します。1つ目は、ニュートリノに対して透過的な合併の部分でのベータ平衡の性質です。弱い相互作用（Urca）レートを計算し、ニュートリノ透過ベータ平衡の粒子含有量をわずかに変更する追加の化学ポテンシャルを追加することにより、ベータ平衡条件を変更する必要があることを見つけます。次に、中性子星の合併で遭遇した条件でのニュートリノ透過核物質のバルク粘度を計算します。バルク粘度は、核物質の圧力と密度の間の位相遅れから生じます。これは、ベータ平衡の有限速度によるものです。平衡粘度が密度振動の周波数とほぼ一致するときに発生するバルク粘度が十分に強い場合、振動は著しく減衰する可能性があります。合併で遭遇する可能性が高い特定の熱力学的条件では、核物質の振動が10ミリ秒のオーダーのタイムスケールで減衰する可能性があるため、バルク粘度を合併シミュレーションに含める必要があると結論付けます。最後に、中性子星合体におけるアキシオンによる熱輸送を研究します。アクシオンは合併に閉じ込められることはなく、エネルギーを合併から運び去って逃げると結論付けています。アキシオンによって運び去られたエネルギーによる冷却時間を計算し、アキシオン-核子結合の現在の制約内で、アキシオンが合併のダイナミクスに影響を与える可能性のあるタイムスケールでの合併の流体要素を冷却できることを見つけます。
