宇宙論的21cm円偏光の標準モデル予測
| Title |
Standard_Model_Prediction_for_Cosmological_21cm_Circular_Polarization |
| Authors |
Lingyuan_Ji,_Marc_Kamionkowski,_and_Keisuke_Inomata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10250 |
宇宙再イオン化の前に、水素原子は異方性21cm放射場との相互作用を通じてスピン分極四重極を獲得します。この四重極と宇宙マイクロ波背景（CMB）放射場の異方性との相互作用により、水素原子に正味のスピン配向が与えられます。これらのスピン配向水素原子によって放出される21cmの放射は、円偏光されます。ここでは、（球形ではなく）デカルトテンソルの観点から、この円偏光の式の導出を簡潔に再定式化します。次に、標準の$\Lambda$CDM宇宙論モデルで観測されたStokes-$V$パラメーターの角パワースペクトルを計算し、それが赤方偏移、つまり観測された周波数にどのように依存するかを示します。
バイスペクトル位相を使用した宇宙構造の検出。 I.数学の基礎
| Title |
Detection_of_Cosmic_Structures_using_the_Bispectrum_Phase._I._Mathematical_Foundations |
| Authors |
Nithyanandan_Thyagarajan,_Chris_Carilli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10274 |
多くの低周波無線干渉計は、その特徴的な21cmのスペクトル線を使用して、宇宙論的な赤方偏移、特に中性水素の構造から非常にかすかなスペクトルシグネチャを検出することを目的としています。これらのかすかなスペクトル変動を非常に明るい前景から分離するために必要な非常に高いダイナミックレンジのため、熱ノイズではなく、機器または分析からのスペクトル体系が現在感度を制限しています。分数の不正確な$\lesssim10^{-5}$でスペクトルキャリブレーションを実行できないと、重要な宇宙信号を検出できなくなります。干渉測定からのバイスペクトルフェーズは、このキャリブレーションの問題の影響をほとんど受けません。小さなスペクトル変動の限界におけるバイスペクトル位相の性質を調査するための基礎を提示します。基礎となる位相角の回転として表される、前景に対する宇宙信号の横構造の固有の非類似性を測定することを確立します。それらの大きさは、前景に対する宇宙信号の強さに関係しています。さまざまな空のモデルを使用して、標準のフーリエドメインテクニックを使用したバイスペクトルの位相変動の動作を詳しく説明し、いくつかの重要な違いがある既存のアプローチに匹敵するものを見つけます。モード混合前景汚染は、バイスペクトルフェーズが3つの個別の干渉フェーズの積であるため、既存のアプローチよりも顕著です。バイスペクトルの位相変動における前景の乗法的結合により、前景のシグネチャと宇宙信号のシグネチャが混合されます。広範囲なモード混合を回避するために、このアプローチのバリエーションの概要を簡単に説明します。その制限にもかかわらず、バイスペクトルフェーズを使用した結果の解釈は、フォワードモデリングで可能です。重要なことに、これは既存のアプローチに対する独立した実行可能な代替手段です。
バイスペクトル位相を使用した宇宙構造の検出。 II。再イオン化アレイの水素エポックを使用した宇宙再イオン化への適用からの最初の結果
| Title |
Detection_of_Cosmic_Structures_using_the_Bispectrum_Phase._II._First_Results_from_Application_to_Cosmic_Reionization_Using_the_Hydrogen_Epoch_of_Reionization_Array |
| Authors |
Nithyanandan_Thyagarajan,_Chris_L._Carilli,_Bojan_Nikolic,_James_Kent,_Andrei_Mesinger,_Nicholas_S._Kern,_Gianni_Bernardi,_Siyanda_Matika,_Zara_Abdurashidova,_James_E._Aguirre,_Paul_Alexander,_Zaki_S._Ali,_Yanga_Balfour,_Adam_P._Beardsley,_Tashalee_S._Billings,_Judd_D._Bowman,_Richard_F._Bradley,_Jacob_Burba,_Steve_Carey,_Carina_Cheng,_David_R._DeBoer,_Matt_Dexter,_Eloy_de_Lera_Acedo,_Joshua_S._Dillon,_John_Ely,_Aaron_Ewall-Wice,_Nicolas_Fagnoni,_Randall_Fritz,_Steven_R._Furlanetto,_Kingsley_Gale-Sides,_Brian_Glendenning,_Deepthi_Gorthi,_Bradley_Greig,_Jasper_Grobbelaar,_Ziyaad_Halday,_Bryna_J._Hazelton,_Jacqueline_N._Hewitt,_Jack_Hickish,_Daniel_C._Jacobs,_Austin_Julius,_Joshua_Kerrigan,_Piyanat_Kittiwisit,_Saul_A._Kohn,_Matthew_Kolopanis,_Adam_Lanman,_Paul_La_Plante,_Telalo_Lekalake,_David_Lewis,_et_al._(24_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10275 |
中性水素（HI）の赤方偏移21cm線を介して$z\gtrsim6$での再イオン化（EoR）のエポックを特徴付けることは、現代の天体物理学および宇宙論にとって重要であり、したがって多くの現在および計画中の低周波無線の重要な科学目標です望遠鏡。この信号を検出するための主な課題は、これらの周波数での圧倒的に明るいフォアグラウンド放射であり、機器の知識と分析の不正確さに厳しい要件を課します。これらの実験の結果は、主に熱感度ではなく系統的に制限されており、特に、機器を高精度に較正できないことが原因です。干渉バイスペクトルフェーズは、アンテナベースのキャリブレーションとそのエラーの影響を受けず、キャリブレーション体系をほとんど回避しながらEoRHIの変動を検出するための独立した代替手段を提供します。ここでは、再イオン化アレイの水素エポック（HERA）からのデータのサブセットでこの手法のデモンストレーションを提供し、IGM輝度温度におおよその制約を課します。この限られたデータから、$z=7.7$で、IGM輝度温度の"$1\sigma$"の上限が$\kappa_\parallel=0.33\、\textrm{で$\le316$"疑似"mKになると推測します"pseudo"}\、h$Mpc$^{-1}$（データ制限あり）および$\le1000$"pseudo"mKat$\kappa_\parallel=0.875\、\textrm{"pseudo"}\、h$Mpc$^{-1}$（ノイズ制限）。「疑似」単位は、実際の距離スケールと輝度温度への正確な対応ではなく、概算のみを示します。モデルをデータ分析と並行して伝播することにより、前景から宇宙のHI信号を分離するために必要なダイナミックレンジが標準的なアプローチのものと同様であり、バイスペクトルフェーズのパワースペクトルがまだデータ制限されていることを確認します（$\gtrsim10^6$ダイナミックレンジ）は、アレイのビルドアウトが進むにつれて感度がさらに向上する範囲を示します。
ストリング理論にインスパイアされたアキシオンのような場のモデルでは、サブリーディングの非摂動効果が十分に大きい場合、基礎となるスカラーポテンシャルに急な崖と穏やかな高原をもたらす可能性があります。インフレーションの間、このポテンシャルにおける観客のアクシオン$\sigma$の動きは一時的に速くなり、ゲージ場の1つのヘリシティ状態の指数関数的増幅につながります。このモデルでは、アキシオンゲージのフィールドセクターが重力でインフレーターと相互作用するため、結果として生じるソーススカラーとテンソルの変動は、重力相互作用によってのみ生成されます。崖のような領域での$\sigma$の一時的な高速化により、ゲージフィールドから供給されるテンソルとスカラーの相関係数は、$\sigmaのロール中に地平線を出るモードに対応する運動量空間に局所的な隆起を示します$は重要です。ゲージフィールドと可視セクターの重力結合および粒子生成の局所的な性質のおかげで、このモデルは、スカラー摂動の現在の制限を満たしながら、CMBスケールで観測可能な重力波信号を生成できます。結果として生じる重力波信号は、パリティを破り、将来のCMBBモードミッションで探査できるかなりの非ガウス性を示します。$\sigma$の初期条件とモデルパラメーターに応じて、観客のアキシオンのロールは、原始ブラックホール制限からのスカラー変動の境界を尊重しながら、干渉計スケールで観測可能な大きなGWシグネチャも生成できます。
一般的に使用される近似に注意してくださいI：予測のエラー
| Title |
Beware_of_commonly_used_approximations_I:_errors_in_forecasts |
| Authors |
Nicola_Bellomo,_Jos\'e_Luis_Bernal,_Giulio_Scelfo,_Alvise_Raccanelli,_Licia_Verde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10384 |
精密宇宙論の時代では、宇宙論的パラメーターの統計誤差の正しい大きさを確立することが非常に重要です。ただし、銀河測量分析で広く使用されている近似は、パラメーターの不確実性をもたらし、非常に誤った推定が行われる可能性があります。これらの近似は、3つの異なるレベルで導入できます。尤度の形式、オブザーバブルの理論的モデリング、オブザーバブルの数値計算です。それらの結果は、マルコフ連鎖モンテカルロパラメータ推論などによるデータ分析と、測量機器と戦略が設計され、宇宙論的パラメータに対するそれらの制約力が、たとえばフィッシャー行列分析を使用して予測される場合の両方で重要です。この作業では、観測可能なターゲットとして銀河の角度パワースペクトルを考慮して、このような3つのカテゴリのそれぞれについて1つの例を報告し、推定されたパラメーターの不確実性と縮退に対する影響を導き出します。これらの一般的に使用される近似が、おそらく直感に反して、パラメータのエラーと相関の許容できないほど大きな誤推定につながるケースがあることを示します。さらに、これらの近似が初期のマルチトレーサーとマルチメッセンジャー宇宙論の利点を損なう可能性があることを強調します。したがって、ここに示す分析のタイプは、調査の設計またはデータ分析で採用されたすべての近似に対して繰り返し、結果にどのように影響するかを定量化することをお勧めします。この目的のために、\texttt{Multi\_CLASS}を開発しました。\texttt{CLASS}の新しい拡張で、複数（銀河や重力波などの他のトレーサー）集団の角パワースペクトルが含まれています。\texttt{Multi\_CLASS}の公開リリースは、このペーパーに関連しています。
時間遅延レンズとクエーサーを使用したハッブル定数と空間曲率の宇宙論に依存しない推定
| Title |
Cosmology-independent_Estimate_of_the_Hubble_Constant_and_Spatial_Curvature_Using_Time-delay_Lenses_and_Quasars |
| Authors |
Jun-Jie_Wei,_Fulvio_Melia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10422 |
Friedmann-Lema\^{\i}tre-Robertson-Walkerメトリックの距離合計ルールでは、ハッブル定数$H_0$と空間曲率$\Omega_{K}$の両方にモデルに依存しない制約を、レンズの時間遅延データとタイプIa超新星（SNIa）の光度距離。ただし、この方法は、SNeIaの比較的低い赤方偏移によって制限されます。ここでは、距離の指標としてクエーサーを使用して、強力なレンズシステムの赤方偏移範囲を包含するようにカバレッジを拡張することを提案します。私たちは、$H_0$と$\Omega_{K}$を同時に決定する、改良された新しい方法を提供します。この手法を7つの強力なレンズシステムの時間遅延測定と既知の紫外線対X線光度相関のクエーサーに適用することにより、$H_0$と$\Omega_{K}$の両方の可能な値を制約し、それを見つけます$H_0=75.3^{+3.0}_{-2.9}$km$\rms^{-1}$$\rmMpc^{-1}$および$\Omega_{K}=-0.01^{+0.18}_{-0.17}ドル。測定された$\Omega_{K}$は空間曲率ゼロと一致しており、平坦な宇宙からの大きな偏差がないことを示しています。事前に平面度を使用する場合、$H_0=75.3^{+1.9}_{-1.9}$km$\rms^{-1}$$\rmMpc^{-1}$であり、2.5\％の精度。これらのデータをさらに1048の現在のパンテオンSNeIaと組み合わせると、モデルに依存しない制約を$H_0=75.3^{+3.0}_{-2.9}$km$\rms^{-1}$にさらに改善できます。$\rmMpc^{-1}$および$\Omega_{K}=0.05^{+0.16}_{-0.14}$。いずれの場合も、この手法で測定されたハッブル定数は、以下を使用して測定された値（$\sim74$km$\rms^{-1}$$\rmMpc^{-1}$）と強く一致していることがわかります{\itPlanck}によって最適化された値とは対照的に、ローカル距離ラダー。
クエーサーのブロードライン領域を使用して宇宙論的距離を測定する新しい方法
宇宙論における絶対距離スケール測定は常に重要な使命でした。特に、近年、宇宙の初期と後期の測定間のハッブル定数張力は、宇宙論にとって新しい危機となっており、新しい独立した絶対宇宙距離測定が求められています。最近、分光天文測定と残響マッピングを通じて3C273までの視差距離を測定した結果が報告されました。この新しい方法については、このニュースとビューのペーパーでコメントしています。
| Title |
Likelihood-free_Cosmological_Constraints_with_Artificial_Neural_Networks:_An_Application_on_Hubble_Parameters_and_SN_Ia |
| Authors |
Yu-Chen_Wang_(1),_Yuan-Bo_Xie_(2),_Tong-Jie_Zhang_(2),_Hui-Chao_Huang_(1),_Tingting_Zhang_(3),_Kun_Liu_(3)_((1)_Department_of_Physics,_Beijing_Normal_University,_Beijing,_China,_(2)_Department_of_Astronomy,_Beijing_Normal_University,_Beijing,_China,_(3)_College_of_Command_and_Control_Engineering,_PLA_Army_Engineering_University,_Nanjing,_China) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10628 |
観測ハッブルパラメータデータ（OHD）やタイプIa超新星（SNIa）データなどの複雑なプロセスから生成された宇宙論データの不確実性は、単純な分析確率分布によって正確にモデル化できません。ガウス分布。これには、尤度の直接計算をバイパスする、尤度のない推論の使用が必要です。この論文では、2つの人工ニューラルネットワーク（ANN）、マスクされた自己回帰フロー（MAF）とノイズ除去オートエンコーダ（DAE）を使用して、尤度フリーの宇宙論的推論を実行する新しい手順を提案します。私たちの手順は、事後推定に必要なMAFの構造を簡略化するために、DAEを使用してデータから特徴を抽出する最初の手順です。単純なガウス尤度でシミュレートされたハッブルパラメーターデータでテストされた手順は、扱いやすい尤度を必要とせずに、データから特徴を抽出し、事後を推定する機能を示しています。実際の事後を正確に近似でき、従来のMCMCメソッドに匹敵するパフォーマンスを達成できることを示します。また、OHDおよびPantheonSNIaデータに対する提案された手順の適用についても説明し、それらを使用して非フラット$\Lambda$CDMモデルからの宇宙論的パラメーターを制約します。事前知識がほとんど追加されていないため、$H_0、\Omega_m、\Omega_\Lambda$に関連する作業と同様の制約があることがわかりました。さらに、この作品は、OHDシミュレーションの手順でガウス過程を使用した最初の作品でもあります。
H0張力またはT0張力？
ハッブル定数$H_0$のローカル測定値と宇宙論的測定値の不一致を、宇宙マイクロ波背景（CMB）単極温度$T_0$の張力として再定式化できるかどうかを調べます。後者は、通常、CMB異方性データ分析のCOBE/FIRAS最適値に固定されます。一次CMBの異方性と物質のパワースペクトルの形状が$T_0$に直接影響されないことを示します。それらは、CMB光子あたりの暗黒物質とバリオン密度のみに依存します。これらの比率が固定されると、$T_0$は再結合から今日までの経過時間のみを測定します。この結果は、$T_0$と$H_0$の間のほぼ完全な幾何学的縮退です。額面どおりに考えると、これは、$T_0$の前のFIRASを削除するだけで、新しい物理を導入せずに、ベースの$\Lambda$CDMモデル内でPlanckCMBおよびSH0ES測定を一貫させるのに十分であることを意味します。PlanckとSH0ESを組み合わせることで縮退を打破し、$T_0$の独立した測定値を得ることができます。これはたまたまFIRASで$4\sigma$の緊張状態にあります。したがって、ハッブル張力は$T_0$張力に完全に再キャストできます。Plan0をSH0ESの代わりにバリオン音響振動データと組み合わせると、FIRASとの合意を回復できます。したがって、FIRAS$T_0$測定を破棄しても、SH0ESと$\Lambda$CDM内の$H_0$の宇宙測定の間の緊張は持続します。
レンズ化重力波の見かけの超光度
関連する電磁（EM）対応物を備えた重力波（GW）ソースを検討し、レンズが存在する場合の両方の信号間の時間遅延を分析します。GWが天体レンズのシュワルツシルト半径に匹敵する波長を持っている場合、それらは波動光学で処理する必要がありますが、EM波は通常、幾何光学の近似の範囲内です。具体的な例では、両方の信号が同時に発信された場合、GW信号が対応するEMの前に到達しないことを確認します。ただし、バイナリのインスパイラル中に、GW波形のピークは、EMの対応物の前に到達する可能性があります。GW波形は光に対して歪んでいるだけでなく、さらに遅延しているため、これは明らかな超輝度にすぎないと強調します。いずれにせよ、マルチメッセンジャーの時間遅延を測定し、それを正しく解釈することは、レンズの分布を明らかにし、重力の性質をテストし、宇宙論的膨張の履歴を調査する上で重要な意味があります。
ベンチマークT型褐色矮星HD 19467Bの軌道およびスペクトル特性
| Title |
Orbital_and_spectral_characterization_of_the_benchmark_T-type_brown_dwarf_HD_19467B |
| Authors |
A.-L._Maire,_K._Molaverdikhani,_S._Desidera,_T._Trifonov,_P._Molli\`ere,_V._D'Orazi,_N._Frankel,_J.-L._Baudino,_S._Messina,_A._M\"uller,_B._Charnay,_A._Cheetham,_P._Delorme,_R._Ligi,_M._Bonnefoy,_W._Brandner,_D._Mesa,_F._Cantalloube,_R._Galicher,_T._Henning,_B._A._Biller,_J._Hagelberg,_A.-M._Lagrange,_B._Lavie,_E._Rickman,_D._S\'egransan,_S._Udry,_G._Chauvin,_R._Gratton,_M._Langlois,_A._Vigan,_M._R._Meyer,_J.-L._Beuzit,_T._Bhowmik,_A._Boccaletti,_C._Lazzoni,_C._Perrot,_T._Schmidt,_A._Zurlo,_L._Gluck,_J._Pragt,_J._Ramos,_R._Roelfsema,_A._Roux,_J.-F._Sauvage |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10312 |
環境。明るさ、質量、年齢を個別に決定できる恒星下の仲間を検出して特徴付けることは、それらの形成メカニズムの不確実性のために進化モデルをテストおよび較正するために非常に重要です。HD19467は、RVと画像で検出された涼しい茶色の小人の伴侶をホストする明るく近くの星であり、そのような研究にとって価値のあるオブジェクトになっています。ねらい。HD19467システムの軌道、スペクトル、および物理特性をさらに特徴付けることを目指しています。メソッド。SPHEREおよびNaCo装置を使用して、新しい高コントラストイメージングデータを提示します。HARPS、NaCo、HIRES、UVES、ASASのアーカイブデータも分析します。また、ヒッパルコスとガイアからの星の固有運動データも使用します。結果。ホストスターの特性を調整し、等時性、回転年代学、化学的および運動学的引数に基づいて8.0$^{+2.0}_{-1.0}$Gyrの年齢を導き出します。この推定値は、以前の推定値である9-11Gyrよりもわずかに若いです。現在の画像、RV、および天文学データでは、軌道曲率は見られません。データの結合適合から、HD19467Bの軌道パラメーターを調整します：周期398$^{+95}_{-93}$年、傾斜129.8$^{+8.1}_{-5.1}$度、偏心0.56$\pm$0.09、昇交点の経度134.8$\pm$4.5度、ペリアストロンの引数64.2$^{+5.5}_{-6.3}$度74$^{+12}_{-9}$MJの動的質量を評価します。HD19467Bの分光測光データの大気モデルとの適合は、雲のない、または非常に薄い雲のある大気、有効温度1042$^{+77}_{-71}$K、および大きな表面重力5.34$を示します。^{+0.08}_{-0.09}$dexシステムの年齢を推定すると仮定して、HD19467Bのボロメータの光度と動的質量のモデル予測との比較は、Burrowsらとのより良い一致を示しています。モデル;一方、使用される他の進化モデルは、その冷却速度を過小評価する傾向があります。
潜在的に居住可能な太陽系外惑星をホストする惑星外システムの潮汐進化。 LHS-1140 b-cおよびK2-18 b-cの場合
| Title |
Tidal_evolution_of_exoplanetary_systems_hosting_Potentially_Habitable_Exoplanets._The_cases_of_LHS-1140_b-c_and_K2-18_b-c |
| Authors |
Gabriel_O._Gomes_and_Sylvio_Ferraz-Mello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10318 |
体の回転軸が軌道面に常に垂直である場合に、恒星を周回する2つの低質量惑星によって構成される、経年および潮汐で進化する3体システムを研究するためのモデルを提示します。潮汐理論により、固い地球のような惑星と主にガス状の海王星のような惑星の両方のスピンと軌道の進化を研究することができます。モデルは、潜在的に居住可能な太陽系外惑星（PHE）を含む最近発見された2つの太陽系外惑星系の研究に適用されます：LHS-1140b-cとK2-18b-c。前者のシステムでは、LHS-1140bとcの両方がほぼ円軌道にある必要があることを示しています。K2-18b-cの場合、軌道進化タイムスケールとK2-18bの現在の離心率推定を組み合わせた分析により、内側の惑星（K2-18c）は海王星のようなガス体であると結論付けることができます。K2-18bの均一な粘度係数が$2.4\より大きい場合、これだけがK2-18bの偏心を最近の研究で推定された値の範囲（$e=0.20\pm0.08$）にすることができます。回10^{19}\\textrm{Pas}$（これは剛体に特有の値です）と、このようなシステムの年齢はいくらかのGyrであると仮定します。
放射トルクによる彗星コマにおけるダストと水の氷の進化
彗星は、太陽系が形成された環境の物理的および化学的特性に関するユニークな情報を提供します。太陽の影響下で彗星の塵や氷がどのように進化するかを理解することは、核構造を拘束し、彗星活動のメカニズムを誘発するために不可欠です。この論文では、まず、放射トルク（RAT）による彗星核からのガス放出によって持ち上げられたダスト粒子の回転破壊を研究します。複合材粒子は、放射トルク破壊（RATD）メカニズムによって小さな断片に急速に破壊される可能性があることがわかりました。次に、RATによる氷粒の回転脱着を調べ、氷の粒が$R_{\rmsub}（\rmH_{2}O）\sim3\で水の昇華半径を超えて、大きな太陽中心距離から脱離する可能性があることを発見しましたrmAU$。また、回転脱離による彗星の太陽中心距離に対する水蒸気の生成率を計算します。私たちの結果は、彗星コマから頻繁に観測されるダスト特性の変化と小さな粒子の存在を説明することができます。最後に、遠い彗星の活動は、大きな太陽中心距離での粒子の回転破壊と水の氷粒の脱着によって引き起こされる可能性があることを示唆しています。
AB Aurigaeの椎間板腔内のバイナリー誘導スパイラルアーム
| Title |
Binary-induced_spiral_arms_inside_the_disc_cavity_of_AB_Aurigae |
| Authors |
Pedro_P._Poblete,_Josh_Calcino,_Nicol\'as_Cuello,_Enrique_Mac\'ias,_\'Alvaro_Ribas,_Daniel_J._Price,_Jorge_Cuadra,_and_Christophe_Pinte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10722 |
この研究では、ABオーリガエで観測された内部のらせん構造が、ダストの空洞内を周回する連星によって作成されることを示しています。質量比が0.25、半主軸が40au、偏心が0.5、傾斜が90{\deg}のコンパニオンが、$^{12}$COで観測されたものとほぼ一致するガス状のらせんを生成することがわかります（2-1）ラインエミッション。円周ディスク（Poblete、Cuello、およびCuadra2019）のダストダイナミクスに基づいて、円周ディスクに対するバイナリの傾斜を60{\deg}から90{\deg}の範囲に制限します。恒星の伴星は、中心の星から東南東に向かって、円盤の平面の上におよそ0.18秒角にあると予測しています。このコンパニオンが近い将来に検出された場合、私たちのモデルは、それが空の平面上で6質量/年の速度で主星から遠ざかるはずであることを示しています。私たちの仲間は傾いているので、らせん構造は時間とともに変化するように見え、単に仲間と一緒に回転するのではないことも予測します。
Hydra-AのAGNに向けた分子吸収線調査
| Title |
A_molecular_absorption_line_survey_toward_the_AGN_of_Hydra-A |
| Authors |
Tom_Rose_(1),_A._C._Edge_(1),_F._Combes,_S._Hamer,_B._R._McNamara,_H._Russell,_M._Gaspari,_P._Salom\'e,_C._Sarazin,_G._R._Tremblay,_S._A._Baum,_M._N._Bremer,_M._Donahue,_A._C._Fabian,_G._Ferland,_N._Nesvadba,_C._O'Dea,_J._B._R._Oonk,_A._B._Peck_((1)_Centre_for_Extragalactic_Astronomy,_Durham_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10252 |
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ観測で最も強力なクラスター銀河Hydra-A、近くにある（$z=0.054$）強力で拡張された電波ジェットを持つ巨大楕円銀河を提示します。観察により、CO（1-0）、CO（2-1）、$^{13}$CO（2-1）、CN（2-1）、SiO（5-4）、HCO$^{+}が明らかになる$（1-0）、HCO$^{+}$（2-1）、HCN（1-0）、HCN（2-1）、HNC（1-0）およびH$_{2}$CO（3-2）銀河の明るくコンパクトな活動銀河核に対する吸収線。これらの吸収特性は、銀河の中心に近い位置にある少なくとも12個の個別の分子雲によるもので、速度は後退速度に対して約$-50$〜$+10$km/sで、負の値は内向きに対応します。モーション。吸収プロファイルは、天の川の数kpcの半径で見られるものと同様の列密度、速度分散、および励起温度を持つ雲で構成される最も明るいクラスター銀河内の塊状の星間物質の証拠です。また、2年のタイムスケールにわたる吸収プロファイルの$\sim10$km/s幅のセクションでの潜在的な変動を示します。これは、吸収雲の背景照明を変更する連続体光源のホットスポット内の相対論的運動によって引き起こされる可能性が高いです。。
EAGLEシミュレーションにおける銀河の流入と風のリサイクル率
| Title |
Galactic_inflow_and_wind_recycling_rates_in_the_EAGLE_simulations |
| Authors |
Peter_D._Mitchell,_Joop_Schaye_and_Richard_G._Bower |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10262 |
銀河の成長へのリサイクルの寄与は、最初の落下物質の流入速度と、流出するガスと金属が駆動される速度によって大きく縮退するため、銀河の風のリサイクルの役割は、銀河の進化における最大の未知数の1つです。銀河。現実的な銀河の母集団を再現する大容量シミュレーションの統計力を活用して、EAGLE宇宙シミュレーションプロジェクトからの風のリサイクル効率の測定値を提示します。ハロースケール、つまりハロービリアル半径を超えて放出されたガス、およびISMから少なくとも$\約10\、\％$までISMから放出されたガスでの風のリサイクルを研究します。ビリアル半径（したがって、小規模な銀河の噴水を除く）。ギャラクシースケールの風のリサイクルは一般に非効率的であり、ハッブル時間に匹敵するかそれよりも長い特性リターンタイムスケールがあり、$M_{200}=10^{12}の特性ハロー質量で明らかにピークに達する効率があります。\mathrm{M_\odot}$。これに対応して、EAGLEで銀河に付着しているガスの大部分が初めて落下しています。ハロースケールでは、ハローへのリサイクルの効率は、半解析的銀河形成モデルで想定される値とは桁違いに異なります。他の流体力学的シミュレーションとの風のリサイクルの効率の違いは、現在評価することは困難ですが、おそらく小さいです。EAGLEでは、他のいくつかのシミュレーションよりも、ウィンドリサイクルによる銀河の成長への寄与率が小さいことを示すことができます。ビリアル半径での累積初回ガス降着率は、質量$M_{200}<10^{12}\、\mathrm{M_\odot}$を持つハローの暗黒物質降着からの期待に比べて低下していることがわかります、ハロースケールでの効率的な予防フィードバックを示します。
銀河中心からの超高速星の流れ
最近の観測では、約500万年前に銀河中心から放出された1700km/sの星[S5-HVS1]が見つかりました。この星はおそらく、連星の潮汐の破壊によって生成されました。特に、銀河中心には若い（数百万年前の）恒星円盤があり、恒星の重力不安定によって連星をほぼ放射状の軌道に励起する可能性があります。そのような連星は、中央の超大質量ブラックホールによって破壊され、銀河中心から観測されたB星のクラスター〜0.01pcも説明します。この手紙では、S5-HVS1がより大きなストリームの一部であると予測し、観測的に動機付けされたN体シミュレーションを使用して、その空間および速度分布を予測します。
原始磁場が銀河を縮小する方法
| Title |
How_primordial_magnetic_fields_shrink_galaxies |
| Authors |
Sergio_Martin-Alvarez,_Adrianne_Slyz,_Julien_Devriendt,_Carlos_G\'omez-Guijarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10269 |
星間中エネルギー収支への主要な貢献者の1つとして、磁場は銀河の進化を形作るのに自然に役割を果たします。銀河の磁場は、これらの磁場が現在の観測の上限を下回っていれば、強い原始磁場から発生する可能性があります。そのような磁場が銀河のグローバルな形態学的および力学的特性にどのように影響するかを理解するために、高解像度の制約付きトランスポート磁気流体力学宇宙ズームシミュレーションのスイートを使用します。。強い原始磁場が星形成の開始を遅らせ、銀河の回転サポートを排出し、銀河円盤の半径方向のサイズを減少させ、より多くの量のガスを中心に向かって駆動することがわかります。これは、銀河の光プロファイル濃度の増加による模擬UVJ観測にも反映されています。このような角運動量の減少の背後にある考えられるメカニズムを、磁気ブレーキに焦点を当てて探索します。最後に、原始磁場の影響が恒星フィードバックの存在下で増幅されることに注意して、測定した変化が非原始起源の銀河磁場にも期待されるかどうかを簡単に説明します。
拡散分子ガスにおけるCO排出とCOホットスポット
$\lambda$3mm\cotw、\coth、\coei、\hcop、HCN、CSの放出が、\EBV\$\約$0.1-1等の視線に沿った拡散分子ガスから観測されました。方向は主に、\hcop\吸収で調査されたバックグラウンドのミリ波連続光源に対する視線への近さのために選択されました。1\arcmin\解像度の\cotw\のマップが驚くほど明るい統合COJ=1-0放出\WCOを示した位置で\=5-12K-\kms\ですが、L121でも\zophの近くで観測されました。一貫性は、データが幅広い範囲の\cotw\および\coth\の明るさで考慮されるときに現れます。\WCO/\Wth\およびN（\cotw）/N（\coth）は、\WCO\$\la5$K-\kms\およびN（CO）$\la5\times10^{の場合、20〜40です{15}\pcc$、\WCO\またはN（CO）が大きいほど、散布が大きくなるにつれて増加します。N（\coth）/N（\coei）$>20-40$（$3\sigma$）と固有の比率$^{13}$C/$^{18}$O=8.4の組み合わせから選択的な光解離と\cothの強化。\htw\が電子と熱的に再結合して\cotw\が形成され、その後、観測された\coth\が$^{13}$C\pとの吸熱炭素同位体交換を介して形成される場合、観測は理解できます。\WCS/\WCO\は\WCO\$\ga10$K-\kms\で急激に増加し、\WCS/\Whcop\はバイモーダルで、N（CS）/N（\hcop）$\が5つある2つのブランチを示します$と1.25。COの形成と\hcop\励起はどちらも\hcop\と周囲の電子の間の衝突を伴うため、COと\hcop\の放出を比較すると、COホットスポットは、カラムのごく一部のみを占める強化されたN（CO）の小さな領域であることがわかりますそれらが埋め込まれている媒体の密度。\hcop/COおよびHCN/COの輝度比は1〜2％であり、真の高密度ガス分率の決定に明らかな影響があります。
ALMA [CII] HIで選択された大合併の158umイメージング（z〜4）
| Title |
ALMA_[CII]_158um_imaging_of_an_HI-Selected_Major_Merger_at_z~4 |
| Authors |
J._Xavier_Prochaska_(1,2),_Marcel_Neeleman_(3),_Nissim_Kanekar_(4),_Marc_Rafelski_(5)_((1)_UC_Santa_Cruz,_(2)_Kavli/IPMU,_(3)_MPIA,_(4)_NCRA,_(5)_STScI) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10279 |
[CII]158umの高空間分解能（〜2kpc）Atacamaラージミリ/サブミリアレイ（ALMA）観測と、強いHI吸収（減衰Lya吸収体、DLA）によって選択されたz=3.7978の銀河からのダスト-コンティニウム放出を提示します。）バックグラウンドQSOに対して。私たちのアルマ画像は、大規模な合併を経て、〜6kpc（投影）で分離された星形成銀河のペアを明らかにします。これらの銀河の間には、ダストコンティニュームと比較して高度に上昇した（2x）[CII]158umの放出を伴う3番目の放出成分があります。ほとんどの光度で選択されたサンプルで検出された結合とは対照的に、2つの通常の銀河のこの結合は、強化された星形成を伴いません。合併に関連するDLAは、極端な運動学を示し、[CII]158um放出で明らかにされた速度拡散にまたがる、Dv90〜470km/sの低イオン化金属線の速度幅があります。高いDv90値を持つDLAは、高赤方偏移での通常の銀河における主要な合併の道標であると提案し、高zDLAにおける金属線の速度幅の分布を使用して、z>3銀河の割合の大まかな見積もりを提供します。大規模な合併が行われています。
ぐらついた円盤-エッジオンギャラクシーのダストレーンに見られる波形
| Title |
Wobbly_discs_--_corrugations_seen_in_the_dust_lanes_of_edge-on_galaxies |
| Authors |
Chaitra_A._Narayan_(NCRA),_Ralf-Juergen_Dettmar_(AIRUB)_and_Kanak_Saha_(IUCAA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10290 |
近隣の5つのエッジオンディスク銀河のダストレーンにおける、波形としても知られる小規模な曲げ波の検出について報告します。この現象は、ワープのようにディスクの中央平面が波状になるように曲がるという現象ですが、ここでは初めて、ディスクを横切るダストレーンで見られます。それらは吸収で見られるので、この特徴はこれらの銀河の周辺のダストディスクに存在しているに違いありません。アンシャープマスキングを使用してこれらの機能の可視性を高め、ディスク全体のダスト中央平面をトレースし、フーリエ解析を使用して波形の振幅を目視で測定し、波形の波長を測定します。波形の振幅は70〜200pcの範囲にあり、波長は1〜5kpcの間にあります。この限られたサンプルでは、低質量銀河では波形の振幅が大きくなる傾向がありますが、波形の波長はホスト銀河の質量に依存しないようです。これらのダストディスクの動的状態を見つけるために、線形安定性分析が実行されます。WKB分析に基づいて、サンプルの約半分のダストの波形が安定していることがわかります。さらなる分析は、より大きなサンプルで上記の結果を強化するのに役立ちます。
惑星状星雲の中心星のカタログ：拡張版
| Title |
Catalogue_of_central_stars_of_planetary_nebulae:_Expanded_edition |
| Authors |
W._A._Weidmann,_M._B._Mari,_E._O._Schmidt,_G._Gaspar,_M._M._Miller_Bertolami,_A._G._Oio,_L._A._Guti\'errez-Soto,_M._G._Volpe,_R._Gamen,_D._Mast |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10368 |
惑星状星雲は恒星の進化の潜在的な後期を表しますが、中心の星（CSPNe）は比較的微弱なので、関連情報は銀河系サンプルの20％未満でしか利用できません。その結果、重要なスペクトル分類と情報を特徴とする620CSPNeの新しいカタログを作成するために、文献が調査されました。カタログは、既存の反復を25％置き換え、光度、表面重力、温度、大きさの推定値、公開されたスペクトルのリファレンスなどの物理パラメーターを含みます。顕著な統計的改善により、次の適切な結論を決定することができました。Hリッチ/Hプアー比は2：1、タイプ[WC5-6]のCSPNeに欠陥があり、バイナリ中心星のほぼ80％Hリッチグループに属しています。最後の発見は、連星の中心星の形成につながる進化のシナリオが、Hの少ないCSPNの形成に必要な条件に干渉することを示唆しています。logL、logTeff、およびloggの派生値を持つサンプルの約50％は、単一の恒星進化モデルと一致する質量と年齢を示しています。これは、単一の星が実際に惑星状星雲を形成できることを意味します。さらに、Hに乏しいCSPNeはより高い質量の前駆細胞によって形成されることが示されています。カタログはVizierデータベースから入手できます。
Keck Cosmic Web Imagerを使用したM101の巨大H II領域の内部運動学
| Title |
Internal_kinematics_of_giant_H_II_regions_in_M101_with_the_Keck_Cosmic_Web_Imager |
| Authors |
Fabio_Bresolin,_Luca_Rizzi,_I-Ting_Ho,_Roberto_Terlevich,_Elena_Terlevich,_Eduardo_Telles,_Ricardo_Chavez,_Spyros_Basilakos_and_Manolis_Plionis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10369 |
KeckCosmicWebImagerで取得したHbetaおよび[OIII]5007輝線を含む積分フィールド観測を使用して、銀河M101にある巨大なHII領域NGC5455およびNGC5471の運動学を研究します。単一および複数のガウス曲線の両方を使用してラインプロファイルを分析し、いくつかの拡張シェルと移動フィラメントの存在の証拠を収集します。ライン分解は、広い（シグマ=30-50km/s）基になるコンポーネントがユビキタスであり、何百ものpcに広がっていることを示していますが、狭いコンポーネントの大部分は亜音速のライン幅を持っています。グローバルラインプロファイルから推定される超音速乱流は、個々の狭いコンポーネントの速度分散と一致します。つまり、グローバルプロファイルは離散ガス雲の複合寄与から生じる可能性があります。超新星残骸の運動学的特徴を表す可能性のある、NGC5471の3つの明るい星形成コアに非常に拡張された（400〜1200km/s）低強度ラインコンポーネントの存在を確認します。これらの1つ、既知の超新星残骸ホストNGC5471Bでは、低金属性での放射衝撃の存在により、周囲の光イオン化ガスと比較して[OIII]/Hbetaライン比が大幅に減少します。グローバルおよび個別のスパクセルスペクトルの両方に存在するHIと[OIII]の線の間の体系的な幅の不一致を探索します。この長期にわたる問題の解決策は、異なる熱幅によって引き起こされるスミアリング効果ではなく、線放出ガスの物理学にあると私たちは主張します。
恒星考古学のための不均一な金属混合の意味
| Title |
Implications_of_inhomogeneous_metal_mixing_for_stellar_archaeology |
| Authors |
Yuta_Tarumi,_Tilman_Hartwig,_and_Mattis_Magg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10401 |
最初の超新星は、以前の自然のままのガスを金属で濃縮し、そこから次世代の星が形成されます。流体力学シミュレーションに基づいて、最初の銀河の星形成ガスの金属性を予測する新しい確率モデルを開発します。平均して、内部的に濃縮された銀河では、金属は純粋なガスとよく混合されています。ただし、外部的に濃縮された銀河では、金属は高密度ガスに容易に浸透できず、ハロー内の星形成ガスと平均ガスの間に大きな金属性の差が生じます。この影響の結果を研究するために、半解析モデルを天の川のような暗黒物質のマージツリーに適用し、高赤方偏移から今日までの恒星化石を新しい現実的な金属混合レシピで追跡します。低金属量で金属量分布関数（MDF）を再現するようにモデルを較正し、$2から$\mathrm{d}N/\mathrm{d}M\proptoM^{-0.5}$の勾配を持つ原始IMFを見つけますMsun$から$180Msun$はMDFを最もよく再現します。不均一な混合のための改善されたモデルは、個々のミニハロに大きな影響を与える可能性がありますが、[Fe/H]$\gtrsim-4$でのモデル化されたMDFまたは最適なPop〜IIIIMFに大きな影響を与えません。
宇宙の夜明けでの最初のクエーサーの始まり
宇宙の夜明けで最も初期のクエーサーは、10億の太陽の質量の超大質量ブラックホールへの質量降着によって駆動されます。直接崩壊メカニズムを介して形成される大規模なブラックホールシードは、最も有望な候補と考えられていますが、どのようにして成長し、宇宙初期にホスト銀河と共進化するかは不明のままです。ここでは、ポップIIIとポップIIの両方の星形成の自己矛盾のないモデリングを含む宇宙論的放射流体力学シミュレーションの結果、ホスト銀河におけるそれらの放射および超新星フィードバックと、降着する巨大ブラックホール（MBH）からのX線フィードバックを提示します。$\rm10^5〜M_{\odot}$は$\rm2\times10^9〜M_{\odot}$のハローで$z=26$から$z=16$までです。私たちの結果は、MBHの近くでのX線からのエネルギー沈着が約12Myrの間、PopIII星の形成を抑制し、同時にこれらのX線が$\rmH_2$形成を触媒して、PopIII星の形成につながることを示していますMBHのすぐ近くにある500$\rmM_{\odot}$のクラスター。ポップIIの場合は連続的であるのに対し、ポップIIIの場合は星の形成モードが一時的なものであり、塊状の降着によりバースト的であることがわかります。$z\sim16$のホスト銀河の恒星質量は$\rm2\times10^7〜M_{\odot}$で、星形成率（SFR）は$\rm\sim0.1-1〜M_です{\odot}/年$。合計で、MBHは平均値に対応する$\rm\sim0.01〜M_{\odot}/yr$の平均降着率で、120Myr中に$\rm1.5\times10^6〜M_{\odot}$を追加します50\％のエディントン分数。
塊状の拡散媒質における光学特性とダスト温度
| Title |
Optical_properties_and_dust_temperatures_in_clumpy_diffuse_medium |
| Authors |
Andrei_B._Ostrovskii,_S._Yu._Parfenov,_A._I._Vasyunin,_A._V._Ivlev,_V._A._Sokolova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10601 |
この研究では、拡散星間物質（ISM）の光学特性とダスト温度に及ぼすイオンシャドウイング力によって引き起こされる$\le1$auの空間スケールでの星間ダストの空間分布における不均一性の影響を調査します。最近提案された、拡散ISMの星間ダスト粒子が球状の小雲（塊）にグループ化されるという可能性は、均一なダスト/ガス混合物について一般に受け入れられている仮定の下で計算されたものと比較して、拡散ISMの観測された光学特性に大きな影響を与える可能性があることを示します塊のサイズが$\gtrsim0.1$auの場合。拡散ISMの任意の領域の不透明度は、ほこりの多い塊の成長に伴って急速に低下することがわかりました。また、埃っぽい塊の内部の不透明度と埃の温度のサイズへの依存性も調べました。0.1auを超える塊は、遠紫外線では不透明であることを示します。0.1au以上のサイズの塊の場合、ダスト温度は、塊の内部で勾配を示し、端から中心に向かって数度減少します。ダスト温度と0.1auを超える凝集塊内の高い不透明度により、拡散ISMの星間粒子の表面にある分子の合成が以前に予想されていたよりもいくらか効率的になる可能性があると主張します。一方、0.1au未満のサイズの塊の存在は、均一なダスト/ガス混合物の場合と比較して、拡散ISMの光学特性に小さな影響または無視できる影響を与えます。
M17 SWexの雲の構造：雲と雲の衝突の可能性
| Title |
Cloud_structures_in_M17_SWex_:_Possible_cloud-cloud_collision |
| Authors |
Shinichi_W._Kinoshita,_Fumitaka_Nakamura,_Quang_Nguyen-Luong,_Benjamin_Wu,_Tomomi_Shimoikura,_Koji_Sugitani,_Kazuhito_Dobashi,_Hideaki_Takemura_Patricio_Sanhueza,_Kee-Tae_Kim,_Hyunwoo_Kang,_Neal_J._Evans,_Glenn_J._White,_Cassandra_Fallscheer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10778 |
野辺山45メートル望遠鏡で撮影した広視野$^{13}$CO（$J=1-0$）データを使用して、SCIMESでM17の赤外線暗い雲群の雲構造を調査します。合計で、半径が1ピースより大きい11個の大きな雲を含む118個の雲を特定しました。雲は主に、10$-$20kms$^{-1}$と30$-$40kms$^{-1}$の2つの代表的な速度範囲に分布しています。ATLASGALカタログと比較すると、$^{13}$COクラウドの大部分が10$-$20kms$^{-1}$および30$-$40kms$^{-1であることがわかりました}$は、それぞれ2kpc（射手座の腕）と3kpc（仙骨の腕）の距離にあると考えられます。識別された雲の空間構成とその速度構造を分析して、この領域の雲構造の起源を明らかにしようとします。ここでは、3つの可能性について説明します：（1）異なる速度でのオーバーラップ、（2）雲の振動、（3）雲と雲の衝突。位置速度図から、$\sim$20kms$^{-1}$と$\sim$35kms$^{-1}$の間の空間的に拡張されたかすかな発光が見つかりました。空間的に重なり合った雲の領域。また、速度の異なる雲が重なった場所では、磁場の向きが急激に変化することもわかりました。位置-位置-速度空間および曲げ磁場における拡散放出の分布は、他のシナリオと比較して、雲と雲の衝突シナリオを支持するように見えます。雲と雲の衝突のシナリオでは、2つの$\sim$35kms$^{-1}$の前景の雲が$\sim$20kms$^{-1}$の雲と相対速度15kms$^{-1}$。これらの雲は、速度が$\sim$35kms$^{-1}$（$\gtrsim10^3$M$_{\odot}$）および$\sim$20kmの2つの大きな雲の下部構造である可能性がありますs$^{-1}$（$\gtrsim10^4$M$_{\odot}$）、それぞれ。
天体物理学的距離スケールJAGBメソッド：I.キャリブレーションと最初のアプリケーション
| Title |
Astrophysical_Distance_Scale_The_JAGB_Method:_I._Calibration_and_a_First_Application |
| Authors |
Barry_F._Madore_and_Wendy_L._Freedman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10792 |
Jブランチ漸近巨大ブランチ（JAGB）の星は、測光的に明確に定義された、非常に赤い中間年齢のAGB星の母集団であり、近赤外線で光が強く制限されていることがわかります。大マゼラン雲（LMC）のバーにある約3,300のJAGB星のJK測光に基づいて、これらの非常に赤いAGB星は、分離した絶対光度<M_J>=-6.22magであり、分離した食連星（DEB）を採用しています。LMCまでの距離18.477+/-0.004（stat）+/-0.026（sys）。DEBの幾何学的距離もあるSMCで2番目の独立したキャリブレーションを実行すると、<M_J>=-6.18+/-$0.01（stat）+/-0.05〜（sys）magが見つかります。散乱は、シングルエポックの観測で+/-0.27等です（複数年の観測で1年以上の平均で+/-0.15〜等に低下します）。JAGB星の平均絶対等級には、<M_J>=-6.20mag+/-0.01（stat）+/-0.04（sys）magを暫定的に採用します。このキャリブレーションを銀河NGC253で最近観測されたJAGB星に適用して、距離モジュラス27.66+/-0.01（stat）+/-0.04mag（sys）を決定します。これは3.40+/-0.06Mpc（stat）。これは、TRGBゼロ点のM_I=-4.05magと仮定すると、27.68+/-0.05magの平均TRGB距離係数と非常によく一致しています。
天体物理学的距離スケールII。 JAGBメソッドの適用：近くの銀河のサンプル
| Title |
Astrophysical_Distance_Scale_II._Application_of_the_JAGB_Method:_A_Nearby_Galaxy_Sample |
| Authors |
Wendy_L._Freedman_and_Barry_F._Madore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10793 |
最近Madore\＆Freedman（2020）によって導入された近赤外線J領域漸近巨大分岐（JAGB）法を適用して、近くの14の銀河から4Mpcまでの距離を測定します。独立したゼロ点キャリブレータとして、LMCおよびSMCまでの幾何学的に分離されたEclipseバイナリ（DEB）距離を使用します。レッドジャイアントブランチのヒント（TRGB）に基づいて、以前に公開された距離との優れた一致を確認します。JAGB距離の決定（LMCおよびSMCを含む）は、平均でDelta（JAGB-TRGB）=+0.025+/-以内に一致します0.013等級、1％強、TRGBIバンドのゼロ点はM_I=〜-4.05等。さらに開発とテストを行うことで、JAGBメソッドは、特にJWSTでタイプIa超新星の独立したキャリブレーションを提供する可能性があります。JAGB星（M_J=-6.20等）は、より暗いTRGB星よりも遠くで検出でき、Hoの決定のためにより多くの数の校正銀河を可能にします。TRGBとCepheidsに加えて、JAGBスターは理論的理解とさらに洗練された経験的キャリブレーションを受け入れます。予備テストでは、親銀河の金属性とJAGBの大きさの依存性があったとしてもほとんど示していません。これらの初期の結果は、JAGB法が、リービットの法則やTRGB法から導出された距離に依存しない、ローカルユニバースの銀河までの高精度な距離を提供するためのかなりの可能性を秘めていることを示唆しています。また、Mira変数を使用する場合に比べて、多くの実証可能な利点があります。
運動学的にオフセットされたバイナリAGNの可観測性に関する考慮事項
Massiveblack-hole（MBH）バイナリからの重力波は、今後数年間でパルサータイミングアレイによって検出されると予想されます。それらはバイナリAGNとしてマルチメッセンジャー観測の有望なソースですが、電磁気調査ではいくつかの説得力のある候補が識別されています。候補を特定するための1つのアプローチは、2進軌道運動からのドップラーシフトの特徴である可能性があるブロードエミッションライン（BL）のオフセットまたは時間依存オフセットを検索する分光学的調査によるものです。この研究では、運動学的に検出できるはずのMBHバイナリのパラメーター空間を予測します。BL領域がAGNの1つに接続されたままになるのに十分な大きさのバイナリ分離を要求することと、軌道速度が検出できるように十分に小さいこととの間に微妙なトレードオフがあります。キネマティックシグネチャは、総質量が約$10^8M_\odot$を超え、0.1と1pcの間隔があるバイナリの場合、低質量のセカンダリAGNでのみ観測可能であることがわかります。$10^3$km/sのキネマティックオフセット感度と、$10^2$km/sの変化するオフセットに対する感度を使用する動機を与えます。これらのパラメーターと0.1のエディントン比を使用すると、バイナリの0.5％に検出可能なオフセットがあり、検出可能な速度の変化があるのは0.03％だけです。全体として、キネマティックバイナリシグネチャは、$10^4$AGNで1つ未満であると予想されます。BLの固有の変動性をよりよく特性化することは、MBHバイナリ候補を理解および検証するために重要です。これには、さまざまなタイムスケールにわたるAGNの大規模な集団のマルチエポック分光法が必要です。
Abell 2256の合併：置き換えられたガスとその電波放射プラズマへの接続
| Title |
The_Mergers_in_Abell_2256:_Displaced_Gas_and_its_Connection_to_the_Radio-emitting_Plasma |
| Authors |
J._P._Breuer,_N._Werner,_F._Mernier,_T._Mroczkowski,_A._Simionescu,_T._E._Clarke,_J._A._ZuHone,_L._Di_Mascolo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10263 |
ディープチャンドラとXMM-ニュートンX線イメージングの結果と、Abell2256の空間分解分光法の結果を示します。近くにある（z=0.058）銀河クラスターで複数の合併が発生し、大きな遺物が支配する豊富な電波形態を表示します。X線データから、3つのサブクラスターが明らかになります。（i）「メインクラスター」。（ii）〜600kpcの長い尾を持つクラスターの東にある古い合併の名残。（iii）視線速度成分が大きい、明るく弾丸のような低エントロピーの落下システム。低エントロピーシステムは、250kpcの長いコールドフロントと、ブレイクと興味深い表面輝度の減少を示します。興味深いことに、落下するガスは明るい銀河と同じ空間ではなく、落下するグループのラジオラウドの最も明るいクラスター銀河は、低エントロピープラズマから投影で50kpcだけ離れて、コールドフロントの東端の南に分離されているように見えます。暗黒物質が銀河分布に従うと仮定すると、低エントロピーガスからも大幅にオフセットされると予測されます。寒冷前線近くの低周波電波放出の一部は、ガスの動きの違いによる磁場増幅によって復活する可能性があります。分析モデルと数値シミュレーションを使用して、サブクラスターの超音速落下が視線に沿って大規模な衝撃を生成する可能性を調査します。これは、X線温度マップで検出できますが、明確な特徴とは関連していません表面の明るさの分布。
横膨張を伴う相対論的ジェットの減速
恒星周囲媒質（CSM）と相互作用する相対論的ジェットの流体力学のモデルを提示します。衝撃を受けたCSMとジェット材料は無限に薄い表面にあると想定されるため、元の2D問題は事実上1Dに削減されます。一般的な保存則から、新しく掃引された質量による表面法線に沿った減速と接線方向の圧力勾配による横方向の膨張を考慮して、この表面に沿った各流体要素の運動方程式を導き出します。衝撃を受けたCSMの圧力とエネルギー密度は、前方衝撃でのジャンプ条件によって与えられます。このメソッドは、シンクロトロン放出と衝撃加速電子からの吸収の計算とともに、新しいコード$\mathtt{Jedi}$（「ジェットダイナミクス」）で有限差分数値スキームを使用して実装されます。トップハットジェット、べき乗構造化ジェット、「ブーストされた火の玉」プロファイル、風の終了時の衝撃での密度ジャンプを伴うCSMなど、多数のテストケースを提示します。他の分析および数値計算との一致に基づいて、私たちの簡略化された方法は、さまざまなジェット構造とCSM密度プロファイルの流体力学と残光放出の良い近似を提供すると結論付けます。中性子星の合体などによる残光の効率的なモデリングは、ジェットのエネルギー論、CSMプロパティ、視野角に関する重要な情報を提供します。
銀河のマグネターからの明るいミリ秒期間の無線バースト
| Title |
A_bright_millisecond-duration_radio_burst_from_a_Galactic_magnetar |
| Authors |
The_CHIME/FRB_Collaboration:_B._C._Andersen,_K._M._Bandura,_M._Bhardwaj,_A._Bij,_M._M._Boyce,_P._J._Boyle,_C._Brar,_T._Cassanelli,_P._Chawla,_T._Chen,_J._-F.Cliche,_A._Cook,_D._Cubranic,_A._P._Curtin,_N._T._Denman,_M._Dobbs,_F._Q._Dong,_M._Fandino,_E._Fonseca,_B._M._Gaensler,_U._Giri,_D._C._Good,_M._Halpern,_A._S._Hill,_G._F._Hinshaw,_C._H\"ofer,_A._Josephy,_J._W._Kania,_V._M._Kaspi,_T._L._Landecker,_C._Leung,_D._Z._Li,_H._-H.Lin,_K._W._Masui,_R._Mckinven,_J._Mena-Parra,_M._Merryfield,_B._W._Meyers,_D._Michilli,_N._Milutinovic,_A._Mirhosseini,_M._M\"unchmeyer,_A._Naidu,_L._B._Newburgh,_C._Ng,_C._Patel,_U._-L.Pen,_T._Pinsonneault-Marotte,_Z._Pleunis,_B._M._Quine,_M._Rafiei-Ravandi,_M._Rahman,_S._M._Ransom,_A._Renard,_P._Sanghavi,_P._Scholz,_J._R._Shaw,_K._Shin,_S._R._Siegel,_S._Singh,_R._J._Smegal,_K._M._Smith,_I._H._Stairs,_C._M._Tan,_S._P._Tendulkar,_I._Tretyakov,_K._Vanderlinde,_H._Wang,_D._Wulf,_A._V._Zwaniga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10324 |
マグネターは非常に磁化された若い中性子星であり、X線やガンマ線の巨大なバーストやフレアを時々発生させます。現在私たちの銀河とマゼラン雲で知られている約30のマグネターのうち、5つが一時的な電波脈動を示しています。高速無線バースト（FRB）は、宇宙距離から到着する電波のミリ秒期間のバーストです。いくつかは繰り返すと見られています。反復FRBの主要なモデルは、それらが強い磁場によって駆動される銀河系外のマグネターであることです。ただし、このモデルの課題は、FRBが既知の銀河マグネターから見たものよりも桁違いに大きい電波輝度を持つ必要があることでした。ここでは、カナダの水素強度マッピング実験（CHIME）FRBプロジェクトを使用して、銀河マグネターSGR1935+2154からの非常に強い電波バーストの検出について報告します。この2成分の明るい無線バーストの影響力とSGR1935+2154までの推定距離を合わせると、400〜800MHzのバーストエネルギーが$\sim3\times10^{34}$エルグであり、3桁明るいこれまでに検出された電波放射マグネターよりも近くの銀河から来るそのようなバーストは、典型的なFRBと区別がつかないでしょう。したがって、このイベントは、銀河マグネターの集団とFRBの間の無線エネルギーギャップの大部分を埋め、マグネターが少なくとも一部のFRBの起源であるという概念を強く支持します。
電波銀河Pictor Aの西部ホットスポットのチャンドライメージング：画像のデコンボリューションと変動分析
| Title |
Chandra_Imaging_of_the_Western_Hotspot_in_the_Radio_Galaxy_Pictor_A:_Image_Deconvolution_and_Variability_Analysis |
| Authors |
R._Thimmappa,_{\L}._Stawarz,_V._Marchenko,_K._Balasubramaniam,_C.C._Cheung,_A._Siemiginowska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10350 |
ここでは、チャンドラX線天文台で取得したデータに基づいて、最も明るく強力な（FRIIタイプ）電波銀河PictorAの特に明るく拡張された西部ホットスポットのX線形態とフラックス変動の分析を示します。ホットスポットは、システムのアクティブな原子核に由来する相対論的ジェットが、銀河間媒質と相互作用し、ホスト銀河から数百キロパーセクの距離で相互作用する位置をマークし、ジェットのバルク運動エネルギーを内部に変換する終了ショックを形成しますプラズマのエネルギー。ホットスポットは、ショックフロントで超相対論的エネルギーまで加速された電子のシンクロトロン放出のため、X線では明るいです。私たちの分析では、さまざまな露出と軸外角度で過去10年間のホットスポットをターゲットにしたいくつかのチャンドラ観測を利用しています。ポインティングごとに、画像のデコンボリューションを実行し、マッハディスク構造を解決できるPSFを詳細に調査します。特に、X線ホットスポットの最も明るいセグメントは、ジェットに垂直な方向に伸びており、リバースショックの前面で識別される$\sim$3kpc-longの薄いフィーチャーを形成しています。この機能の位置は、ホットスポットの光強度ピークの位置とよく一致していますが、下流の$\sim$1kpcにある無線強度ピークの位置から明らかにずれています。さらに、デコンボリューションされた画像の正味の計数率を測定し、15年間の監視の時間スケールで、フラックスが徐々に減少することを確認しました。
| Title |
A_unified_accretion-ejection_paradigm_for_black_hole_X-ray_binaries._V._Low-frequency_quasi-periodic_oscillations |
| Authors |
G._Marcel,_F._Cangemi,_J._Rodriguez,_J._Neilsen,_J._Ferreira,_P.-O._Petrucci,_J._Malzac,_S._Barnier,_M._Clavel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10359 |
過渡X線バイナリ（XrB）のスペクトル進化は、2つのフロー間の相互作用によるものであると提案しました。外側の部分の標準降着円盤（SAD）と内側の部分のジェット放出円盤（JED）です。以前の論文で、GX339-4の2010〜2011年の爆発時のX線と無線のスペクトルの進化を回復できることを示しました。ここで、X線バースト中に低周波数の準周期振動（LFQPO）の存在を調査し、これらのLFQPOの周波数と2つのフロー間の遷移半径rJとの間の可能な相関に対処します。GX339-4の3つのバーストからX線および無線データを選択します。論文IVに詳述されている方法を使用して、各バーストの$r_J（t）$と$\dot{m}_{in}（t）$を取得し、X線スペクトルと電波放射の相関する進化を再現します。GX339-4の3つの異なるアクティビティサイクル。文献に加えて、7つの新しいLFQPOの検出も独自に検索して報告します。タイプCQPOの周波数は、光学的に薄い厚さの遷移の半径ではなく、動的なJED-SAD遷移半径rJにリンクできることを示します。$\nu_{QPO}\simeq\nu_K（r_J）/q$が$q\simeq70-130$であるようなスケーリングファクターqは、4サイクルの間一貫しており、以前の研究と同様です。JED-SADハイブリッドディスク構成は、XrBサイクルを説明できるパラダイムを提供するだけでなく、QPO周波数の進化にも一致します。QPOは、JED-SAD遷移半径をプローブする間接的な方法を提供します。未確定のプロセスが経年変動を生成します。遷移半径間の実証された関係は、タイプCのQPOを2つのフロー間の遷移にリンクし、ジェットの内部の磁化された構造に結び付けます。ジェットの構造とタイプCのQPOを担当するプロセスとの間のこの直接的な接続は、不可解な多波長動作を自然に説明することができます。
GW170817のようなイベントの合併後の強力な重力放射
| Title |
Strong_post-merger_gravitational_radiation_of_GW170817-like_events |
| Authors |
Yi-Zhong_Fan,_Jin-Liang_Jiang,_Shao-Peng_Tang,_Zhi-Ping_Jin,_and_Da-Ming_Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10482 |
二重中性子星合体で形成された残骸の合併後の重力波放射は、まだ直接測定されていません。この作業では、PSRJ0030+0451によってさらに制約されたGW170817に含まれる連星中性子星の特性、非回転中性子星の最大重力質量の下限、およびいくつかの核データが、強いポストに有利であることを示しています-合併重力波放射。この結論は銀河連星中性子星系の合併にも当てはまります。GW170817/GRB170817A/AT2017gfoから推測される非回転中性子星の最大重力質量とパルサーの最新の質量測定値との間の一貫性を改善するために、合併後の重要な重力波放射も推奨されます。合併後のGW170817のようなイベントの著名な重力放射は、今後10年間で高度なLIGO/Virgo検出器によって検出可能であり、非常に高密度で物質の特性に貴重な光を当てると予想されます。
シミュレーションによる重力波の波の性質の解明
3次元空間でコンパクトオブジェクトによって生成されたポテンシャルウェルを通過する重力波（GW）の最初の数値シミュレーションを、2つのブラックホールの結合の数値相対論から導出された現実的なソース波形で示します。以前の研究とは異なり、私たちの分析は時間領域に焦点を当てています。ここで、GWの伝播は、数学と物理学で厳密に根付く双曲線方程式の適切な「初期値」問題です。これらのシミュレーションに基づいて、GWの波の性質がポテンシャルウェル内のGWの速度と波形にどのように影響するかを、現実的な3次元空間で初めて調査します。回折と波面のジオメトリの影響により、GWは、幾何学的制限におけるシャピロ時間遅延の予測よりも速く移動することがわかります。GWの波速は、周波数領域で本質的に対処することが難しいGWの局所性と波面形状に密接に関連しているため、時間領域での分析は、これに関するこれまでで最初の堅牢な分析を提供します固体物理学に基づいた問題。さらに、入射波と散乱波（入射波の「エコー」）の干渉も初めて調査しました。このような干渉により、レンズ化された波形全体が、元の入射波形とは大きく異なるだけでなく、特に2つのバックホールの合流点付近の信号では、振幅だけでなく位相とパターンも異なることがわかります。
| Title |
Dynamical_evolution_of_cosmic_supermassive_binary_black_holes_and_their_gravitational_wave_radiation |
| Authors |
Yunfeng_Chen,_Qingjuan_Yu,_Youjun_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10818 |
これらのBBHの宇宙集団からの現実的な特性分布と重力波（GW）放射を持つ銀河の超大質量バイナリブラックホール（BBH）の進化を調査します。銀河の3軸形状と内部恒星分布の効果を含めることにより、環境とのBBH動的相互作用の包括的な処理を組み込み、多数のBBH進化トラックを生成します。これらのBBH進化の軌跡、銀河の質量関数、銀河の併合率、および超大質量ブラックホールホスト銀河関係をモデルに組み合わせることにより、生き残ったBBH、BBHの合体率、それらのGW放射の強度、および確率GWの背景は、宇宙のBBH人口によって提供されました。近くの銀河中心にある超大質量BHの約1％〜3％（または〜10％）は、質量比>1/（または>1/100）のバイナリであると予想されます。周波数1/yrでのGWバックグラウンドの特徴的なひずみ振幅は、約$2.0^{+1.4}_{-0.8}\times10^{-16}$であると推定され、異なる方法で得られた結果の上限BH-ホスト銀河関係は最大$5.4\times10^{-16}$になる可能性があり、将来の実験（SKA、FAST、ngVLAなど）でテストされるのを待ちます。GWバックグラウンドスペクトルのターンオーバー周波数は、約0.25nHzです。上記の推定値の不確実性と個々のソースを検出するための見通しについても説明します。LISAバンドへの宇宙のBBH集団の適用は、LISAによるBBHの検出率に下限、〜0.9/年を提供します。
銀河マグネターに関連する高速無線バースト
| Title |
A_fast_radio_burst_associated_with_a_Galactic_magnetar |
| Authors |
Christopher_D._Bochenek,_Vikram_Ravi,_Konstantin_V._Belov,_Gregg_Hallinan,_Jonathon_Kocz,_Shri_R._Kulkarni,_Dan_L._McKenna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10828 |
2007年の発見以来、銀河系外のミリ秒期間の高速無線バースト（FRB）の原因を明らかにすることに多くの努力が費やされてきました。マグネターとして知られている中性子星のクラスは、FRBの有力な候補源です。マグネターには$10^{14}$Gを超える表面磁場があり、その崩壊によりさまざまな高エネルギー現象が発生します。ここでは、銀河マグネターSGR1935+2154からのミリ秒期間の無線バーストの発見を示します。フルエンスは$1.5\pm0.3$メガジャンスキーミリ秒です。このイベントは、ST200428A（=FRB200428）と呼ばれ、2020年4月28日に1281--1468\、MHz帯域のSTARE2無線アレイによって検出されました。ST200428Aで放出された等方性等価エネルギーは、以前に同様のタイムスケールで観測された銀河の電波バーストよりも$4\times10^{3}$倍大きくなっています。ST200428Aは、これまでに観測された最も弱い銀河系外FRBの40分の1のエネルギーしかなく、間違いなく観測されたFRBサンプルと同じ母集団から抽出されています。ST200428AとX線バーストの一致は、シンクロトロンメーザーまたはマグネターバーストと巨大フレアによって駆動される電磁パルスを記述するFRB向けに開発された放出モデルを支持します。ST200428Aの発見は、SGR1935+2154のようなアクティブなマグネターが銀河系外の距離でFRBを生成できることを意味します。ST200428Aのような大量のイベントの発生率は、近くの銀河からの同様のバーストの熱心な検索を動機づけます。
大規模な分光学的調査のためのロボットファイバーポジショナーの完全な調整
| Title |
Complete_coordination_of_robotic_fiber_positioners_for_massive_spectroscopic_surveys |
| Authors |
Matin_Macktoobian,_Denis_Gillet,_Jean-Paul_Kneib |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10448 |
ロボットファイバーポジショナーは、大規模な分光学的調査の生成に重要な役割を果たします。ポジショナーセットが調整されるほど、対応するスペクトログラフが観測中に受け取る情報が多くなります。ポジショナセットの完全な調整問題について、このホワイトペーパーで説明します。まず、ローカルとグローバルの完全性の問題を定義し、それらの関係を決定します。次に、ポジショナーとその隣接ポジショナーの収束を協調的に考慮した新しい人工ポテンシャル場を提案します。完全なコーディネートに必要な条件も発見。最後に、ポジショナーセットの一部のパラメーターの変更により、不完全な調整シナリオがどのように解決されるかを説明します。シミュレーションを使用して成果を検証します。
天文科学プラットフォームに向けて：中国の仮想天文台から学んだ経験と教訓
| Title |
Towards_an_Astronomical_Science_Platform:_Experiences_and_Lessons_Learned_from_Chinese_Virtual_Observatory |
| Authors |
Chenzhou_Cui,_Yihan_Tao,_Changhua_Li,_Dongwei_Fan,_Jian_Xiao,_Boliang_He,_Shanshan_Li,_Ce_Yu,_Linying_Mi,_Yunfei_Xu,_Jun_Han,_Sisi_Yang,_Yongheng_Zhao,_Yanjie_Xue,_Jinxin_Hao,_Liang_Liu,_Xiao_Chen,_Junyi_Chen,_Hailong_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10501 |
ビッグデータ天文学の時代には、次世代の望遠鏡や大空の調査によって、TBまたはPBレベルのデータセットが生成されます。データ量が大きいため、これらの天文データセットは、パーソナルコンピュータまたは小さなクラスタを使用して転送および分析することが非常に困難です。データセンターへのアクセスを向上させるために、データセンターは現在、データに近い分析を可能にするオンラインサイエンスプラットフォームを提供しています。中国仮想天文台（China-VO）は、国際仮想天文台アライアンスのメンバープロジェクトの1つであり、世界中に分散された天文学アーカイブを簡単に検索、アクセス、相互運用できる研究および教育環境の提供に専念しています。この研究では、China-VOで実施された作業のハイライトと、天文データのライフサイクル管理全体で得られた経験と教訓をまとめます。最後に、天文科学プラットフォームの課題と将来の動向について説明します。
| Title |
Nonlinear_wavefront_reconstruction_with_convolutional_neural_networks_for_Fourier-based_wavefront_sensors |
| Authors |
Rico_Landman_and_Sebastiaan_Haffert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10560 |
ピラミッド波面センサー（PWFS）などのフーリエベースの波面センサーは、感度が高いため、現在、ハイコントラストイメージングに適しています。ただし、これらの波面センサーには固有の非線形性があり、従来の線形再構成法を使用して入射波面収差を正確に推定できる範囲を制限します。波面センサー測定の非線形再構成には、畳み込みニューラルネットワーク（CNN）の使用を提案します。CNNを使用して、シミュレーションとラボ実装の両方で非線形性を正確に再構築できることが示されています。再構成にCNNのみを使用すると、シミュレートされた大気乱流下で最適ではない閉ループパフォーマンスが発生することを示します。ただし、CNNを使用して線形モデルの上にある非線形誤差項を推定すると、シミュレートされた補償光学システムの有効ダイナミックレンジが改善されることが示されています。有効ダイナミックレンジが大きいほど、非線形エラーが関係する条件下でのストレール比が高くなります。これにより、現在および将来の世代の大型天体望遠鏡が、より広い範囲の大気条件で動作できるようになり、そのため、このような施設のコストのかかるダウンタイムが短縮されます。
長波長アレイを使用した宇宙の夜明けの検索
| Title |
Using_the_Long_Wavelength_Array_to_Search_for_Cosmic_Dawn |
| Authors |
Christopher_DiLullo,_Gregory_B._Taylor,_Jayce_Dowell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10669 |
CosmicDawnまたはFirstLightとして知られている最初の星の形成からの水素のスペクトルシグネチャの検索は、世界中で進行中の取り組みです。シグネチャは、宇宙マイクロ波背景の温度と比較した21cm遷移の温度の低下として現れ、100MHz未満のどこかに存在すると考えられています。潜在的な検出は、予期しない深さと幅の両方の78MHzを中心とするプロファイルを使用したグローバルEoR信号（EDGES）のコラボレーションを検出する実験によって公開されました（Bowmanet。al2018;arXiv：1810.05912）。検証すると、この検出は$\Lambda$CDM宇宙論内の構造形成の現在のパラダイムに大きな影響を与えます。米国ニューメキシコ州のセビレッタ国立野生生物保護区（LWA-SV）にある長波長アレイステーションとのEDGESコラボレーションによって報告されたスペクトルシグネチャを検出する試みを提示します。LWA-SVは、256素子アンテナアレイであり、キャリブレーションと検出に役立つビームフォーミング機能を提供するという点で他の機器とは異なります。LWA-SVからの最初の制限を報告し、これらの制限を改善するための将来の計画に目を向けます。
大型双眼鏡望遠鏡におけるシングルモードファイバーカップリングの特性評価
| Title |
Characterization_of_Single-Mode_Fiber_Coupling_at_the_Large_Binocular_Telescope |
| Authors |
Andrew_J._Bechter,_Jonathan_Crass,_Jonathan_Tesch,_Justin_R._Crepp,_Eric_B._Bechter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10737 |
オンスカイシングルモードファイバー（SMF）注入の最適化は、正確なドップラー分光計と新しい天体写真技術の開発に不可欠な部分です。2016年4月に大双眼鏡望遠鏡（LBT）にプロトタイプSMF注入システムを設置してテストしました。ファイバー注入ユニットは、適応光学（AO）を使用する新しい機器iLocaterのリスク除去プロセスの一部として構築されました。高解像度の近赤外分光器にフィードします。この論文では、明るいM型星のYバンドSMFカップリング測定を報告します。配信されたストレール比とSMFカップリングの理論的期待値を実験結果と比較し、注入効率を制限する基本的な効果を評価します。望遠鏡自体の瞳孔形状により、ファイバ結合がrho_tel=0.78の最大効率に制限されることがわかります。さらに分析すると、AO補正、ティップチルト残差、静的（非共通パス）収差の個々の影響が、rho_Strehl=0.33、rho_tip/tilt=0.84、およびrho_ncpa=0.8の結合係数にそれぞれ寄与していることがわかります。これらの効果を組み合わせると、すべての観測で平均YバンドSMF効率は0.18になります。最後に、ラジアル速度（RV）の精度に対する恒星の見かけの大きさの関数としてのファイバー結合の影響を調査します。
PTFO 8-8695：2つの星、2つの信号、惑星なし
| Title |
PTFO_8-8695:_Two_Stars,_Two_Signals,_No_Planet |
| Authors |
L._G._Bouma,_J._N._Winn,_G._R._Ricker,_R._Vanderspek,_D._W._Latham,_S._Seager,_J._M._Jenkins,_T._Barclay,_K._A._Collins,_J._P._Doty,_D._R._Louie,_S._N._Quinn,_M._E._Rose,_J._C._Smith,_J._Villase\~nor,_B._Wohler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10253 |
PTFO8-8695（CVSO30）は、惑星のトランジットに似た明るさの低下を示す、700万〜1,000万年前のOrion-OB1aクラスターの星です。惑星仮説に対する強力な証拠が提示されていますが、その可能性は文献で議論されたままです。さらに手掛かりを得るために、NASA通過型外惑星調査衛星（TESS）とESAガイアミッションのデータを調査しました。Gaiaデータは、PTFO8-8695がバイナリであることを示唆しています。測光データは、その運動学グループのメンバーに関してそれが明るすぎることを示し、天文学データは単一の星と一致していません。TESS光度曲線は、2つの異なる測光期間を示しています。変動は、恐らく恒星の回転によって引き起こされた、周期が11.98時間の正弦波信号によって支配されています。また、以前は惑星の通過として解釈されていたタイプの信号である、1時間のディップによって中断された、完全ではない正弦波からなる10.76時間の信号も存在します。ディップの位相は、最初に報告されたディップの位相からほぼ180$^\circ$離れています。前述のように、これは惑星の通過としてそれらを説明することを困難にします。代わりに、PTFO8-8695は、若くて急速に回転するMドワーフのペアであると信じています。そのうちの1つは、他の5つ以上のケースで見られたのと同じ「一時的なディッパー」動作を示しています。これらの一時的なディップの原因はまだ不明ですが、おそらく星周物質が関与しています。
Cygnus OB2の速度構造
| Title |
The_velocity_structure_of_Cygnus_OB2 |
| Authors |
Becky_Arnold_(1_and_2),_Simon_P._Goodwin_(1),_Nick_J._Wright_(3)_((1)_University_of_Sheffield,_(2)_University_of_Massachusetts,_(3)_Keele_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10260 |
CygnusOB2関連付けの運動学的構造が調査されます。拡大または縮小の形跡は、地域内のどの規模でも見られません。互いに$\sim$0.5パーセク以内にある星は、ランダムな偶然によって予想されるよりも類似した速度を持っていることがわかります。そのため、速度の部分構造がこれらのスケールに存在すると結論付けられます。より大きなスケールでは、速度の下部構造は見つかりません。領域全体がバインドされていないにもかかわらず、バインドされた部分構造は$\sim$0.5パーセクのスケールで存在することをお勧めします。さらに、0.5パーセク以上のスケールで存在していた速度の部分構造はすべて消去されていることをお勧めします。次に、この研究の結果を、シグナスOB2の他の運動学研究の結果と比較します。
GJ 1243の10年の恒星活動
フレアM4ドワーフGJ1243は、ケプラーミッションの比類のない測光モニタリングアーカイブのおかげで、恒星フレアとスタースポット活動を研究するためのベンチマークになりました。この星のTESSミッションからの新しい光度曲線は、10年以上のタイムスケールにわたって正確な恒星活動の特性評価を可能にします。TESSセクター14および15からの50日以上のデータからGJ1243の最初のフレアおよびスタースポット分析を実行しました。2分間のケイデンスTESSデータで検出された133フレアイベントを使用して、累積フレア頻度分布を比較し、GJ1243のフレアアクティビティは、ケプラーエポックとTESSエポックの間で変更されていません。TESSデータには2つの異なるスタースポットグループがあり、プライマリスポットはケプラーに見られるのと同じ回転周期と位相を持っています。二次スポットフィーチャーの位相は、二次スタースポットの予測位置と弱い差動回転の測定と一致しています。これは、この二次スポットが長寿命で、緯度と経度の両方で安定していることを示唆しています。この非常に活発な星に予想されるように、一定のスポットとフレア活動は、10年間にわたって太陽のような活動サイクルの兆候を明らかにしません。ただし、KeplerとTESSがフレアレートを使用してアクティビティサイクルを検出する独自の機能を強調しています。
FUorオブジェクトにおけるミリメータ変動の研究
| Title |
A_Study_of_Millimeter_Variability_in_FUor_Objects |
| Authors |
John_Wendeborn,_Catherine_C._Espaillat,_Enrique_Macias,_Orsolya_Feher,_A._Kospal,_Lee_Hartmann,_Zhaohuan_Zhu,_Michael_M._Dunham,_and_Marina_Kounkel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10371 |
FUOrionisオブジェクト（FUors）は、光学および近赤外波長で大きなバーストを示すことが知られており、噴出後の小規模な測光変動が長期トレンドに重ね合わされている、急速に増加するプリメインシーケンスオブジェクトです。対照的に、より長い波長でのFUorの変動性についてはほとんど知られていない。これをさらに探索するために、NorthernExtendedMillimeterArray（NOEMA）を使用して6つのFUorオブジェクトを観察し、3つのオブジェクトのサブセットについて、NOEMAおよびLowellDiscoveryTelescope（LDT）との協調観測を取得しました。以前に発行された2014年のNOEMA観測と組み合わせて、V1735Cygの2017年の観測は、2.7mmのFUorオブジェクトの変動性の最初の検出を提供します。大きな光学的変動がない場合、中央ディスクからの照射の結果としてmm磁束密度が変化した可能性を無視します。また、落下によるダスト量の変化はほとんどありません。2.7mmの磁束密度の変化についてのもっともらしい説明は、物体のジェット/風の変化による自由放出の変動です。したがって、一部のFUorオブジェクトでの自由自由放出は$\sim$3mmで重要であり、FUorバーストのトリガーの原因となるメカニズムを制約するのを助けるために、ディスクの質量を導出するときに考慮する必要があります。
食前のバイナリのプレヒーホワイトドワーフ。 I. WASP 0131 + 28
非常に低質量の白色矮星の絶対特性を研究するために、最初の$BV$光度曲線と質量移動後のバイナリスターWASP0131+28の高解像度スペクトルを報告します。観測されたスペクトルから、二重線の半径速度が導き出され、より明るく、より大きな一次の有効温度と回転速度は、$T_{\rmeff、1}=10,000\pm200$Kと$v_1\sin$$i$=55$\pm$10kms$^{-1}$、それぞれ。{\itTESS}アーカイブデータと私たちのデータを組み合わせた分析により、プログラムターゲットの正確な基本パラメータが得られました。質量は約1.0\％の精度で導出され、半径は0.6\％以上で導出されました。セカンダリコンポーネントのパラメータ$M_2=0.200\pm0.002$M$_\odot$、$R_2=0.528\pm0.003$R$_\odot$、$T_{\rmeff、2}$=11,186$\pm$235K、および$L_2=3.9\pm0.3$L$_\odot$は、質量0.203M$_\odot$のヘリウムコア白色矮星の進化系列と非常によく一致しており、この星が一定の光度フェーズの半分。この記事で示した結果は、WASP0131+28がELCVnの食い込みバイナリであることを示しています。これは、安定したRoche-lobeオーバーフローチャネルから形成され、スペクトルタイプA0とプリシーケンスを持つメインシーケンスドワーフで構成されます。-彼は白い小人です。
| Title |
ALMA_reveals_the_coherence_of_the_magnetic_field_geometry_in_OH_231.8+4.2 |
| Authors |
L._Sabin,_R._Sahai,_W.H.T._Vlemmings,_Q._Zhang,_A.A._Zijlstra,_T._Gledhill,_M._Huarte-Espinosa,_A.F._P\'erez_S\'anchez,_E._Lagadec_and_S.G._Navarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10398 |
進化した低質量および中間質量の星（主にエンベロープの成形に関する）における磁場の役割を調査するための継続的な取り組みとして、星雲OH231.8+4.2で得られた新しいALMA高解像度偏光データを提示します。偏光放射は、放射整列と自己散乱ではなく、磁場の存在下で整列した粒子から発生する可能性が高いことがわかりました。ALMAデータは、ほとんどの星雲でよく組織化された電界の向きを示し、推論された磁場ベクトル（90度回転）は、星雲の中央システムを中心とした砂時計の形態をトレースします。OH231.8+4.2の南部の1つの地域は、恐らくショックを受けた環境が原因で、組織化が不十分な分布を示しています。これらの調査結果は、以前の調査（他のスケールおよび波長での大量研究およびダスト放出分析）と併せて、トロイダル磁場内にある全体的な磁気砂時計を示唆しています。磁場の構造は磁気塔の構造と密接に関連しており、したがって、流出は磁気的に開始されたという考えを提案します。主にエンベロープの進化により、現在のフィールドの動的効果は赤道面では弱い可能性がありますが、それでも流出に影響を及ぼします。その点で、完全なMHD処理と組み合わせた、まだ欠けている恒星表面での磁場の測定は、OH231.8+4.2で発生するイベントをよりよく理解して制約するために必要です。
太陽のような振動の対流励起と減衰
過去10年間、CoRoTとケプラーのミッションのおかげで、アステロシアスモロジーの急速な発展が見られました。利用可能なより詳細な天体観測により、振動が太陽型星でどのように駆動され、消散されるかを正確に推測することが可能になりつつあります。主要なベンチマークターンオフとサブジャイアントスターの1次元（1D）恒星構造モデルと共に、3次元（3D）恒星大気シミュレーションを実行して、この問題を理論的な観点から研究しました。モードの励起および減衰率は、解析式に基づいて3Dおよび1D恒星モデルから抽出されます。モード速度の振幅は、確率的励起と線形減衰の間のバランスによって決定されます。これにより、abinitioとパラメーターなしのモデリングに基づいて、最大振動パワーの周波数$\nu_{\max}$を初めて推定できます。。数値結果と観測データを詳細に比較し、すべてのターゲット星について非常に有望な合意を達成しました。これにより、このような現実的な3D流体力学恒星モデルを使用してHRダイアグラム全体で太陽のような振動を予測するというエキサイティングな見通しが開かれ、質量、半径、年齢などの恒星特性の正確な推定が可能になります。
太陽光球出現磁場のローレンツ力とトルクについて
| Title |
On_the_Lorentz_Force_and_Torque_of_Solar_Photospheric_Emerging_Magnetic_Fields |
| Authors |
Aiying_Duan,_Chaowei_Jiang,_Shin_Toriumi,_Petros_Syntelis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10532 |
太陽ダイナモによって生成および強化された磁束が太陽大気に現れ、黒点を含む活動領域（AR）を形成します。磁束の出現に関する既存の理論は、磁束が対流ゾーンを介して浮力的に上昇する可能性があるが、光圏に閉じ込められ、さらに大気中に上昇すると、パーカーの浮力の不安定性に訴えることを示唆しています。このような不安定さを引き起こすには、光球内のローレンツ力がガス圧力勾配と同じ大きさで、重力に逆らって余分な質量を保持する必要があります。これにより自然に強く非力のない光球が得られます。これは、光球の下からコロナへのフラックスチューブの浮力の典型的な理想的な数値シミュレーションで実際に示されています。ここでは、SDO/HMIベクトルマグネトグラムのかなり大きなサンプルを使用して、出現する光球磁場における正規化されたローレンツ力とトルクの範囲の統計的研究を行います。光球場は平均してローレンツ力とトルクがやや小さいため、力のない状態に非常に近く、理論や理想的な磁束発生シミュレーションとは一致しないことがわかりました。さらに、力とトルクの小さな範囲は、出現するARのサイズ、出現率、またはフィールドの非潜在性に影響されないようです。この結果は、理論とフラックス出現のシミュレーションの将来の発展に重要な制約を課します。
太陽フレアの放射流体力学シミュレーションのグリッドを分析して、非平衡電子ビーム加熱に対するエネルギーバランスと大気の応答を調べます。彩層圏の泡の出現は、シミュレーションで見つかった最も注目すべき機能の1つです。これらの彩層プラズマのポケットは、粒子ビームによって過熱されるため、遷移領域と下層大気の間に閉じ込められます。彩度圏の気泡は合成スペクトルで見られ、200km/sもの高いドップラー速度を持つバルマーラインプロファイルの追加コンポーネントとして表示されます。それらの署名は、CaII8542Aラインプロファイルの翼にも表示されます。これらの彩層プラズマの気泡は、エネルギー蓄積の衝撃によって引き起こされる波面によって上方に駆動され、特定の加熱速度と大気の位置を明示する必要があります。
1956年2月23日の参照太陽陽子イベントの再考：極端な太陽イベントに対する宇宙論的同位体法の感度の評価
| Title |
Revisited_reference_solar_proton_event_of_23-Feb-1956:_Assessment_of_the_cosmogenic-isotope_method_sensitivity_to_extreme_solar_events |
| Authors |
Ilya_G._Usoskin,_Sergey_A._Koldobskiy,_Gennady_A._Kovaltsov,_Eugene_V._Rozanov,_Timophei_V._Sukhodolov,_Alexander_L._Mishev,_Irina_A._Mironova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10597 |
太陽の噴火イベントに関する私たちの直接の知識は数十年に限定されており、数千年にわたる間接的な代理方法または太陽に似た多数の星によってのみ研究できる極端なイベントは含まれていません。直接観測されたものと再構築されたものとの間のイベントの強さには、1〜2桁にわたるギャップがあります。ここでは、極端な太陽粒子イベント（SPE）を識別するためのプロキシメソッドの感度を調べます。最初に、プロキシベースの再構成の参照として使用された、直接観測された最強のSPE（1956年2月23日）が、新しく開発された方法を使用して再検討されました。次に、参照SPEを検出するための宇宙線同位体法の感度を、個々の同位体レコードの精度と数に対して評価しました。これは、単一のレコードで確実に特定するには、$30程度の係数では弱すぎることを示しています。10Beデータと14Cデータの不確かさは、それぞれ局所/地域パターンと測定誤差が支配的であることが示されています。複数のプロキシレコードを組み合わせると、参照レコードよりも4〜5倍強いSPEが検出される可能性があり、現在の感度が1桁向上します。これにより、SPE強度分布の観測ギャップを埋めることができるため、現在知られている3〜4のイベントから数十までの極端なイベントの統計が充実します。これは、極端な事象の分野における研究の基礎を提供します。太陽と恒星の物理学、および現代の技術社会のための深刻な宇宙ベースの危険のリスク評価などの実用的なアプリケーション。
超微矮星銀河Grus〜IIの化学分析。高質量恒星元素合成の特徴
| Title |
Chemical_Analysis_of_the_Ultra-Faint_Dwarf_Galaxy_Grus~II._Signature_of_high-mass_stellar_nucleosynthesis |
| Authors |
T._T._Hansen,_J._L._Marshall,_J._D._Simon,_T._S._Li,_R._A._Bernstein,_A._B._Pace,_P._Ferguson,_D._Q._Nagasawa,_K._Kuehn,_D._Carollo,_M._Geha,_D._James,_A._Walker,_H._T._Diehl,_M._Aguena,_S._Allam,_S._Avila,_E._Bertin,_D._Brooks,_E._Buckley-Geer,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_S._Desai,_J._De_Vicente,_P._Doel,_K._Eckert,_T._F._Eifler,_S._Everett,_I._Ferrero,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gaztanaga,_D._W._Gerdes,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_N._Kuropatkin,_M._A._G._Maia,_M._March,_R._Miquel,_A._Palmese,_F._Paz-Chinch\'on,_A._A._Plazas,_E._Sanchez,_B._Santiago,_V._Scarpine,_S._Serrano,_M._Smith,_M._Soares-Santos,_E._Suchyta,_M._E._C._Swanson,_G._Tarle,_T._N._Varga,_R._Wilkinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10767 |
超かすかな矮小銀河Grus〜IIの巨大な枝のてっぺんにある3つの最も明るい星の詳細な存在量分析を示します。すべての星は、他の超微弱矮小銀河や天の川ハローにある金属の少ない星と比較して、予想よりも高い$\mathrm{[Mg/Ca]}$比を示します。高質量の核合成（$\geqslant20$M$_\odot$）コア崩壊超新星は、このシグネチャを作成することが示されています。この小さなサンプル（3）の星の存在量は、Grus〜IIの化学的富化がかなりの高質量の恒星の進化を通じて生じた可能性があり、トップヘビーの初期質量関数のフレームワークと一致していることを示唆しています。しかし、星が3つしかない場合、存在パターンが銀河の初期の確率的な化学物質の富化の結果であることを除外することはできません。3つの星の中で最も金属が豊富なものは、高速中性子捕獲（$r$プロセス）要素にもわずかな強化が施されています。この星の$r$-プロセスエレメントの存在パターンは、太陽系のスケーリングされた$r$-プロセスパターンと一致し、他の矮小銀河や天の川ハローの$r$-プロセスエンハンスドスターと一致します。さまざまな環境におけるこれらの要素の起源。$r$プロセス要素生成の現在提案されているすべての天体物理学サイトは、高質量の星に関連しているため、Grus〜IIのトップヘビーの初期質量関数の可能性により、これらのイベントが発生する可能性が高くなります。銀河の$\alpha$と$r$-プロセスエレメントのエンリッチメント間の時間遅延は、Grus〜IIの$r$-プロセスエレメントの起点として中性子星の合併を支持します。
Beta Lyraeシステムにおける磁化された空間構造の形成。この現象の研究背景としての観察
| Title |
Formation_of_magnetized_spatial_structures_in_the_Beta_Lyrae_system._I._Observation_as_a_research_background_of_this_phenomenon |
| Authors |
M._Yu._Skulskyy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10802 |
ドナー磁場の発見は、現象の徹底的な研究というタスクを繰り返し提起しました。これは、ベータライラシステムにおける気体構造の形成と物質移動のプロセスに対する磁場の影響の概念に基づいています。。この記事では、主に磁化ガス構造の研究を目的とした問題をさらに明確にするために必要な基礎として、さまざまな長期観察の結果の概要、分析、および合成について説明します。そのような研究の一環として、ドナーとゲイナーの間のガス流の構造が軌道周期のフェーズに応じて何らかの形で変化することがわかりました。したがって、ドナー磁場がこれらの移動する磁化構造の形成に影響を与えること。さらなる科学的研究で使用するための両方の成分の質量の分析は、次の値が最適であることを示唆しています：ドナーの2.9M_sunおよびゲインの13M_sun。特定の現象としての衛星回線の研究は、獲得者を取り巻く降着円盤が2つの部分からなるという事実につながります：外部衛星円盤と内部大容量不透明円盤。すべての観測の分析と磁場の研究から、6m望遠鏡での観測は最も信頼できると見なすことができます。彼らはドナー磁場の空間構成を形成しており、これはこの相互作用システムにおける物質移動の特徴を研究および理解するために重要です。特殊な現象としての磁化された降着構造の画像に関するさらなる証拠は、以下の記事で紹介されます。
| Title |
Detectability_of_Axion_Dark_Matter_with_Phonon_Polaritons_and_Magnons |
| Authors |
Andrea_Mitridate,_Tanner_Trickle,_Zhengkang_Zhang,_Kathryn_M._Zurek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10256 |
フォノンやマグノンなどの凝縮物質系における集団励起は、最近、明るい暗黒物質の新しい検出チャネルとして提案されています。私たちは、i）${\mathcalO}$（1T）磁場中の極性物質中の光学フォノンポラリトンの励起（軸性-光子結合による）、およびii）磁気的に秩序化された物質中のギャップドマグノン（軸性による）電子スピンへの風のカップリング）は、QCDアキシオン暗黒物質の到達困難な${\mathcalO}$（1-100）meV質量ウィンドウを1キログラム未満の露出でカバーできます。アキシオンフィールドに結合できる多数の光学フォノンモードまたはマグノンモードを持つ材料を見つけることは非常に重要であり、異なる共鳴エネルギーと励起選択規則を持つ材料の範囲を検索するプログラムを提案します。ルールの概要を示し、いくつかの候補ターゲットについて説明します。これにより、将来の作業をより徹底的に検索できます。単一光子、フォノン、マグノン検出器の継続的な開発は、ここに提示されたアイデアを実験的に実現するための鍵を提供します。
Reissner-Nordstr \ "omブラックホールは、非最小結合大規模スカラーフィールド構成をサポートします
| Title |
Reissner-Nordstr\"om_black_holes_supporting_non-minimally_coupled_massive_scalar_field_configurations |
| Authors |
Shahar_Hod |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10268 |
帯電した中央ブラックホールの電磁場に非最小で結合される静的な空間的に規則的なスカラーフィールドが、ブラックホール時空の外部領域でサポートできることが最近示されました。本論文では、無次元大質量領域$\mur_+\gg1$で外部的にサポートされる線形化されたスカラーフィールド構成（スカラー'雲'）の物理的および数学的特性を研究するために、{\it解析的}手法を使用します。（ここで、$\mu$と$r_+$はそれぞれ、サポートされているスカラーフィールドの適切な質量と、中央のサポートするブラックホールの外側の地平線半径です）。特に、無次元結合パラメーターを特徴づける離散共振スペクトル$\{\alpha_n（\mu;Q/M）\}_{n=0}^{n=\infty}$の非常にコンパクトな分析式を導出します構成されたブラックホール非最小結合線形化大規模スカラー場構成の。この共鳴スペクトルの物理的重要性は、無次元ブラックホール電荷$Q/M$の特定の値に対して、基本（最小）固有値$\alpha_0（\mu）$が臨界存在を決定するという事実に由来します-構成されたブラックホール大規模フィールドシステムの線、非線形結合された有毛の荷電ブラックホール大規模スカラーフィールド構成をハゲReissner-Nordstr\"のブラックホールから分離する境界線。分析結果は、この論文では、直接数値計算によって確認されています。
インフレ宇宙論における量子重力の予測：ワイル二乗項の影響
インフレ宇宙論におけるスカラーとテンソルの変動の振幅とスペクトルインデックスのフェイクオンによる量子重力の予測を導き出します。アクションは$R+R^{2}$とワイル二乗項です。ゴーストは、それを偽物、つまり、純粋に仮想の粒子に変えることによって除去されます。私たちは、deSitterのバックグラウンドを中心に、次から次へと拡張を進めていきます。アプローチの一貫性は、質量$m_{\phi}に対して偽物の質量$m_{\chi}$に下限（$m_{\chi}>m_{\phi}/4$）を設定しますインフレーターの$。テンソルとスカラーの比率$r$は1桁未満で予測されます（$4$<N^{2}r<12$から$e$-foldings$N$の数の最初の順序）。さらに、リレーション$r\simeq-8n_{T}$は、ワイル2乗項の影響を受けません。ベクトルも、その他のスカラー/テンソルの自由度もありません。
バローホログラフィック暗黒エネルギーに対する観測上の制約
| Title |
Observational_constraints_on_Barrow_holographic_dark_energy |
| Authors |
Fotios_K._Anagnostopoulos,_Spyros_Basilakos,_Emmanuel_N._Saridakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10302 |
バローホログラフィック暗黒エネルギーのシナリオの制約を抽出するために、超新星（SNIa）パンテオンサンプルからの観測データと、宇宙クロノメーター（CC）サンプルからのハッブルパラメーターの直接測定からの観測データを使用します。後者は、最近提案されたバローエントロピーに基づくホログラフィックダークエネルギーモデルです。これは、量子重力効果によるブラックホール表面の変更から生じます。最初に、新しい変形指数$\Delta$が唯一のモデルパラメーターである場合を検討します。ゼロ変形に対応する標準値$\Delta=0$が2$\sigma$領域内にあることを示します、偏差が優先されます。$\Delta$と2番目のモデルパラメーターの両方を自由にする場合、標準のホログラフィックダークエネルギーからの偏差が明らかに好ましいことがわかります。さらに、赤池とベイジアンの情報量基準を適用すると、1パラメータモデルは$\Lambda$CDMパラダイムと統計的に互換性があり、2パラメータモデルと比較して優先されると結論付けます。最後に、ハッブルパラメータの現在の値については、プランクの値に近いことがわかります。
対称性が強化されたアーベリアンヒッグスモデルのコズミックストリング-Axion Domain-Wall問題への影響-
| Title |
Cosmic_String_in_Abelian-Higgs_Model_with_Enhanced_Symmetry_--_Implication_to_the_Axion_Domain-Wall_Problem_-- |
| Authors |
Takashi_Hiramatsu,_Masahiro_Ibe,_Motoo_Suzuki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10421 |
以前の研究で、強化された$U（1）$グローバル対称性を備えたアーベリアンヒッグスモデルで新しいタイプの宇宙ストリングソリューションを見つけました。これらのソリューションを補正済み/非補正文字列と呼びました。補償されたストリングは、Abrikosov-Nielsen-Olesen（ANO）ストリングの従来の宇宙ストリングに似ており、その周りには、Nambu-Goldstone（NG）ボソンになるボソン風のみが巻き付けられます。一方、補正されていない弦の周りでは、物理的なNGボソンも巻き付き、物理的なNGボソンは、強化された対称性の自発的な破れに関連しています。2+1次元の時空での以前のシミュレーションでは、対称性の破れの相転移時に、補償されたストリングと補償されていないストリングの両方が形成されることが確認されました。弦の周りの物理的なNGボソンの自明ではない巻き付けは、モデルがアキシオンモデルに適用されるときに、いわゆるアキシオンドメインウォール問題を引き起こす可能性があります。この論文では、3+1次元の時空でシミュレーションを実行して、補正されていない文字列の運命について議論します。文字列ネットワークの進化は、3+1次元シミュレーションでは、前のシミュレーションで見られたものと比較して非常に複雑であることがわかります。そのような複雑化にもかかわらず、原因となる可能性がある補正されていない文字列の数は、後で非常に抑制できることがわかります。私たちの観察は、現在のセットアップは、アキシオンドメインウォール問題に悩まされることなく、アキシオンモデルに適用できることを示唆しています。
角速度の摂動制限三体問題：平衡点にリンクした収束の盆地の分析
| Title |
The_perturbed_restricted_three-body_problem_with_angular_velocity:_Analysis_of_basins_of_convergence_linked_to_the_libration_points |
| Authors |
Md_Sanam_Suraj,_Rajiv_Aggarwal,_Amit_Mittal,_and_Md_Chand_Asique |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10715 |
制限された3体問題の平衡点にリンクされた収束盆地（BoC）の形状に対する角速度の影響の分析は、原色が放射線源である場合に示されます。ニュートンラフソン（N-R）反復法の2変量スキームを使用して、収束の盆地のトポロジーを説明しました。収束平面のフラクタル性のパラメトリック進化も示され、収束平面の盆地エントロピーを評価することによってフラクタル性の程度が示されます。
非球形原色の空間共線束縛四体問題について
| Title |
On_the_spatial_collinear_restricted_four-body_problem_with_non-spherical_primaries |
| Authors |
Md_Sanam_Suraj,_Rajiv_Aggarwal,_Amit_Mittal,_Om_Prakash_Meena,_Md_Chand_Asique |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10751 |
現在の研究では、体系的な研究が、解放点の存在、その線形安定性、3番目の粒子が軌道運動できる運動領域、および空間構成の解放点にリンクされた収束領域の領域のコンテキストで提示されています。非球形の原色（すなわち、原色は扁球または長球である）の共線型制限付き4体問題。プライマリーの偏角と偏長パラメータの関数としての解放点の位置のパラメトリックな進化と、直線的な意味でのこれらの点の安定性が数値で示されています。さらに、数値調査により、軸のどちらかにある唯一の平衡点は、偏平パラメータと質量パラメータのいくつかの組み合わせに対して線形に安定しているのに対し、非共線の平衡点は線形に不安定であり、その結果非線形の意味でも不安定であることがわかります。質量パラメータと偏角パラメータの調査値。さらに、ヤコビアン定数の関数として、微小質量が自由に軌道運動する可能性のある運動の領域も示されています。さらに、解放点にリンクされた収束領域（BoC）は、Newton-Raphson（NR）反復スキームの多変量バージョンを使用して示されています。
音波からの重力波に対するLISA感度
初期宇宙の強い一次相転移中に原始プラズマの音波によって生成される重力波（GW）は、今後のレーザー干渉計スペースアンテナ（LISA）実験の主なターゲットになるでしょう。この短いノートでは、[1909.11356、2002.04615]で最近導入されたピーク積分感度曲線（PISC）の概念に基づいて、このタイプのGW信号に対するLISAの予想感度の全体像を描きます。特に、LISAのPISCを使用して、10種類の素粒子物理モデルの数千のベンチマークポイントを体系的に比較します。提示された分析は、（i）最適な信号対雑音比に関する完全な情報を保持し、（ii）信号のスペクトル形状を記述するさまざまなべき法則インデックスを可能にし、（iii）コンパクトなバイナリからの銀河混同ノイズを説明します、（iv）収集されたデータ量に対する予想される感度の依存性を示す。この分析の重要な結果は、考慮されたモデルのセットについて、銀河の混同ノイズは通常、観測可能な時間の数にほぼ依存せずに、観測可能なシナリオの数を約2倍、つまりほぼ独立して削減するということです。このペーパーで示されている数値結果は、Zenodo[http://doi.org/10.5281/zenodo.3837877]でも入手できます。
