非最小結合の曲率
カーバトンシナリオに特に重点を置いて、重力に非最小結合された見物人フィールドを介してスカラー宇宙摂動が生成される2フィールドインフレモデルを調査します。これらのモデルの主な利点は、非最小結合を介して見物人スペクトルインデックスを調整する可能性にあります。私たちのモデルは、観察によって要求される断熱摂動の赤いスペクトルを自然に生成します。非最小結合が、カーバトンシナリオで生成される曲率摂動のスペクトルにどのように影響するかを調べます。特に、小さな負の非最小結合の場合、スペクトルインデックスは、非最小結合で負かつ線形の寄与を得ることがわかります。このようにして曲率スペクトルが赤くなるため、そうでなければ除外されるであろう、いくつかの曲率シナリオを保存できます。べき乗則インフレーションでは、大きな非最小結合が除外されていることがわかります。これは、1次の主要な低速ロールパラメーターを与えるためです。最後に、非最小結合が観客の摂動のインフレ後の成長に影響を与え、このようにしてカーバトンメカニズムの効果に影響を与える可能性があることを指摘します。
崩壊するテクスチャからの宇宙線とスペクトル歪み
| Title |
Cosmic_Rays_and_Spectral_Distortions_from_Collapsing_Textures |
| Authors |
Robert_Brandenberger,_Bryce_Cyr_and_Hao_Jiao_(McGill_University_and_USTC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11099 |
宇宙テクスチャのスケーリング分布のほどきによって生成される光子のエネルギースペクトルを計算し、高エネルギー宇宙線のスペクトルとCMBスペクトル歪みの影響について説明します。テクスチャは、$E^3F（E）\simE^{3/2}$としてスケーリングするフォトンフラックスへの寄与につながります。したがって、テクスチャモデルに対する最も厳しい制約は、原始光子がCMBや他の前景に散乱されることなく到達できる最高のエネルギーから生じます。テクスチャは$\mu$タイプと$y$タイプの両方の歪みを引き起こします。現在のCOBE境界から来るテクスチャモデルの制約は、CMBの角度パワースペクトルからの境界よりも弱いですが、PIXIEなどの将来の調査では、より強い境界が生じる可能性があります。
原始惑星系円盤の圧力極大における巨大惑星の形成II。ハイブリッド降着シナリオ
| Title |
Giant_planet_formation_at_the_pressure_maxima_of_protoplanetary_disks_II._A_hybrid_accretion_scenario |
| Authors |
O._M._Guilera,_Zs._S\'andor,_M._P._Ronco,_J._Venturini_and_M._M._Miller_Bertolami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10868 |
原始惑星系円盤の最近の観測により、圧力の最大値に関連付けられるリング状の構造が明らかになりました。圧力最大値は、集塵機および惑星移動トラップとして知られています。惑星形成研究のほとんどは、小石降着モデルまたは微惑星降着モデルのいずれかに基づいています。しかし、最近の研究では、小石と微惑星のハイブリッド降着によって木星が形成される可能性があることが提案されています。私たちは、原始惑星系円盤内の最大圧力でのダストの進化、微惑星の形成、惑星の成長からなる惑星形成の全過程を研究することを目指しています。数値シミュレーションを通じて、ガスとダストの進化を計算します。これには、ダストの成長、フラグメンテーション、放射状ドリフト、圧力バンプでの粒子の蓄積が含まれます。また、ストリーミングの不安定性による微惑星の形成と、小石と微惑星のハイブリッド降着によって巨大惑星に成長する月サイズの胚の形成についても考察します。私たちは、原始惑星系円盤内の最大圧力が、内側に漂う塵の効率的なコレクターであることを発見しました。圧力バンプに蓄積された大量のダストにより、ストリーミングの不安定性による微惑星形成の条件が満たされます。次に、小石の付着によって巨大なコアが（$\sim10^4$年で）すぐに形成されます。小石分離質量に達した後、微惑星の降着によりコアの成長がゆっくりと続きます。惑星降着によって放出されるエネルギーは、暴走ガス降着の開始を遅らせ、$\sim$1Myrのディスク進化の後にガス巨人が形成されることを可能にします。最大圧力は、移行トラップとしても機能します。原始惑星系円盤の圧力最大値は、ダストトラップ、ストリーミングの不安定性による惑星形成、および惑星移動トラップの優先的な場所です。これらすべての条件は、小石と微惑星のハイブリッド降着によって巨大惑星の高速形成を可能にします。
カナダの流星軌道レーダーによって検出された可能な星間隕石
| Title |
Possible_Interstellar_meteoroids_detected_by_the_Canadian_Meteor_Orbit_Radar |
| Authors |
Mark_Froncisz,_Peter_Brown,_Robert_J._Weryk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10896 |
潜在的な星間流星群の検索で、1100万を超える軌道から構成される、2012-2019年のカナダの流星軌道レーダー（CMOR）によって記録された流星軌道を調べます。7.5年の調査は、$\sim$7$\times$10$^6$km$^2$時間の統合された時間面積積で構成されています。サンプル内から測定された速度精度が最も高い160000個を超える6つの流星エコーを選択すると、5つの候補星間イベントが見つかりました。これらの5つの潜在的な星間隕石は、測定された生の速度のみを使用して2$\sigma$レベルで双曲線であることがわかりました。CMOR用に開発された新しい大気減速補正アルゴリズムを適用すると、5つの候補イベントすべてが3$\sigma$より優れた双曲線であり、最も重要なのは3.7$\sigma$の検出でした。5つすべての検出が真の星間隕石であると仮定すると、地球での星間隕石フラックスは、少なくとも6.6$\times$10$^{-7}$流星/km$^{2}$/hrで、2$\times$10$^{-7}$kg。CMORデータから直接抽出された推定測定の不確実性を使用して、架空の「Oumuamua-関連する双曲線隕石流」を検出するCMORの機能をシミュレートしました。そのようなストリームは1.8$\sigma$レベルで重要であることがわかり、CMORがそのような流星体のストリームを双曲線として検出する可能性が高いことを示唆しています。また、星間流星体の検出に対するCMORの感度が方向に依存していることも示しています。
P / 2019 LM $ _4 $（Palomar）の繰り返し発生
| Title |
Recurring_Outbursts_of_P/2019_LM$_4$_(Palomar) |
| Authors |
Quanzhi_Ye,_Michael_S._Kelley,_Dennis_Bodewits,_James_M._Bauer,_Ashish_Mahabal,_Frank_J._Masci,_Chow-Choong_Ngeow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10958 |
2019年と2020年のZwickyTransientFacility（ZTF）調査で観測されたP/2019LM$_4$（Palomar）彗星の予備的な分析を示します。2019年の彗星の発見と2020年の回復は主に強度が$\gtrsim2$と$\gtrsim3.9$の2つの別々のバーストに起因します。爆発は、2019年4月末から5月上旬と2020年5月8.31と9.52UTCの間でそれぞれ発生しました。
K2-HERMES II。 K2キャンペーン1〜13の惑星候補のプロパティ
| Title |
K2-HERMES_II._Planet-candidate_properties_from_K2_Campaigns_1-13 |
| Authors |
Robert_A._Wittenmyer,_Jake_T._Clark,_Sanjib_Sharma,_Dennis_Stello,_Jonathan_Horner,_Stephen_R._Kane,_Catherine_P._Stevens,_Duncan_J._Wright,_Lorenzo_Spina,_Klemen_Cotar,_Martin_Asplund,_Joss_Bland-Hawthorn,_Sven_Buder,_Andrew_R._Casey,_Gayandhi_M._De_Silva,_Valentina_D'Orazi,_Ken_Freeman,_Janez_Kos,_Geraint_Lewis,_Jane_Lin,_Karin_Lind,_Sarah_L._Martell,_Jeffrey_D._Simpson,_Daniel_B._Zucker,_Tomaz_Zwitter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10959 |
通過する太陽系外惑星の正確で正確な半径の見積もりは、その組成と形成メカニズムを理解するために重要です。惑星を知るには、ホストスターをできるだけ詳しく知る必要があります。K2-HERMES調査からの惑星候補ホストの完全な結果を示します。この調査では、アングロオーストラリア望遠鏡のHERMESマルチオブジェクトスペクトログラフを使用して、30,000を超えるK2星のR$\sim$28,000スペクトルを取得します。C1〜C13の224個のK2候補惑星の完全なホスト星パラメーターと惑星候補の半径を示します。2$R_{Jup}$より大きい物理的に大きな半径を導出しているため、この結果は30K2の候補に深刻な疑いを投げかけました。この研究は、進行中の大惑星探査プログラムのために正確で正確な自己矛盾のない恒星パラメータを取得することの重要性を強調しています。TESSが独自の太陽系外惑星の収穫を提供し始めるので、今後数年間でより重要になるものです。
スーパーアースの保護とガスジャイアントの始原コアが小石分離フェーズに入った後の出現
| Title |
The_Preservation_of_Super_Earths_and_the_Emergence_of_Gas_Giants_after_Their_Progenitor_Cores_have_Entered_the_Pebble_Isolation_Phase |
| Authors |
Yi-Xian_Chen,_Ya-Ping_Li,_Hui_Li,_and_Douglas_N._C._Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10974 |
超地球の遍在性は、それらが低質量の星の周りの出生円盤に保持できることを示唆しているが、太陽系外惑星の質量分布は、いくつかのコアが太陽型星からの1AUでの暴走ガス降着を通じてガス巨星に変換したことを示している。この論文では、小石の分離段階に入るのに十分な質量（通常は10Mearth）を獲得した後、コアによる暴走ガス降着への移行が、エンベロープの粒子不透明度の増加によって自動的に妨げられる可能性があることを示します。移動バリアにmm-mサイズの小石が蓄積すると、局所的な断片化率が高まります。新たに生成されたサブmm粒子がバリアを通過し、有効なダストの不透明度を高め、コアエンベロープ内の放射束を減らします。エンベロープとディスク間のエントロピー移流がさらに降着速度を低下させる可能性があるにもかかわらず、これらの効果だけでも、暴走降着への移行を抑制し、恒星の近接（0.1AU）で超地球を維持するのに十分です。ホスト星から中間距離（1AU）で、ほこりの不透明度のエスカレーションがエントロピー移流よりも支配的になり、わずかに小石で分離されたコアの暴走降着への遷移が停止します。少数のAUを超えると、ディスクガスが激減する前に、より大規模なコアからガスジャイアントへの変換が可能になります。この要件は、移動する小石の秩序だった降着による大規模な高さの拡張ディスク、または寡頭型原始惑星胚の統合を通じて満たすことができ、長周期ガス巨星と近接超地球の相関する発生を説明できます。
2017年のキエフ彗星観測所（MPCコード-585）での黄道彗星47P /アシュブルックジャクソンおよび選択された準ヒルダ彗星とメインベルト彗星の測光観測
| Title |
Photometric_observations_of_ecliptic_comet_47P/Ashbrook-Jackson_and_selected_quasi-Hilda_and_main-belt_comets_at_Kyiv_Comet_Station_(MPC_code_-_585)_in_2017 |
| Authors |
Serhii_Borysenko,_Alexander_Baransky,_Elena_Musiichuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11143 |
2017年にキエフ彗星観測所（MPCコード-585）で観測された彗星の47P/Ashbrook-Jackson、65P/Gunn、362P/2008GO98、およびP/2017S5（ATLAS）の測光データの分析を示します。上限彗星核の半径、Afrhoパラメータ、カラーインデックスが測定されます。
潮汐インフレは低密度の土星とコア降着を調和させる
| Title |
Tidal_Inflation_Reconciles_Low-Density_Sub-Saturns_with_Core_Accretion |
| Authors |
Sarah_Millholland,_Erik_Petigura,_Konstantin_Batygin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11209 |
太陽系には天王星から土星までのサイズの惑星は含まれていませんが、現在の太陽系外の国勢調査には、質量と半径が十分に測定された数十の惑星が含まれています。これらの土星は、〜$0.1-3\\rm{g\cm}^{-3}$の範囲の多様なかさ密度を示します。岩石コア上の水素/ヘリウムエンベロープとして単純にモデル化すると、この密度の多様性は、惑星のエンベロープ部分の多様性に変換されます。$f_\rm{env}=M_\rm{env}/M_p$は〜$10\％$から〜$50\％$。$f_\rm{env}\sim50\％$を含む惑星は、コア核生成による巨大惑星形成の従来のモデルに課題を提起し、$M_\rm{env}\simM_\rm{core}$。ここでは、これらの見かけの$f_\rm{env}\sim50\％$惑星の多くが、潮汐加熱を考慮した後、見かけよりもエンベロープが豊富でないことを示しています。観測された非ゼロの離心率と潜在的な傾斜によって駆動される潮汐によるエンベロープインフレを組み込んだ土星の内部をモデリングするための新しいフレームワークを提示します。したがって、既知の土星にモデルを適用すると、潮汐のない推定よりも$f_\rm{env}$が低くなります。中程度に偏心した土星であるK2-19bの事例を紹介します。潮を無視すると、K2-19bは暴走のしきい値近くで不安定に落ち着いた$f_\rm{env}\sim50\％$を持っているようです。潮汐を含めることで、緊張を解消して$f_\rm{env}\sim10\％$を見つけます。$4-8\R_{\oplus}$惑星の系統的分析により、同様にエンベロープが豊富な惑星のほとんど（すべてではない）が$f_\rm{env}\sim10\％-のより穏やかなエンベロープを持っていることがわかります20\％$。したがって、多くのサブ土星は、個別のクラスのオブジェクトではなく、かなりの半径膨張を受けたサブネプチューンとして理解できます。潮汐半径のインフレは、WASP-107bのような超低密度の木星サイズの惑星を含む他のサイズの惑星で重要な役割を果たす可能性があります。
太陽のゆりかご
太陽はおそらく星のグループの一部として形成されました。太陽系の兄弟の1人が接近した恒星の接近は、おそらく太陽系の質量分布の鋭い外縁の原因です。そのような接近した接近飛行の頻度は、太陽系の出生環境のありそうなタイプを決定するために使用することができます。若い恒星のグループは非常に急速に発達し、ほんの数個のマイアの中で著しく拡大します。ここでは、若い恒星グループのこの強力な動的発達をモデル化し、結果として生じる接近飛行の歴史を決定します。5$\times$10$^4$pc$^{-3}<$n$_{local}<$2$\times$10の範囲の恒星密度の地域で、太陽系等価物が主に生成されることがわかります$^5$pc$^{-3}$。驚くべきことに、太陽の揺りかごとして深刻な競技者と見なすことができるのは、非常に異なる2つのタイプの恒星グループだけであることがわかります。質量のあるコンパクトなクラスター（$M_c<$3000$M_{sun}$）。当日の対応は、それぞれNGC2244アソシエーションとM44クラスタです。これらの2種類の星のグループでは、あまりにも破壊的ではなく、接近した接近が十分に高い速度で発生します。これらの残りの2つのオプション間の最終的な決定には、宇宙化学的研究からの制約を組み込む必要があります。
HST PanCETプログラム：HAT-P-32Abの光から赤外線への透過スペクトル
| Title |
The_HST_PanCET_Program:_An_Optical_to_Infrared_Transmission_Spectrum_of_HAT-P-32Ab |
| Authors |
Munazza_K._Alam,_Mercedes_Lopez-Morales,_Nikolay_Nikolov,_David_K._Sing,_Gregory_W._Henry,_Claire_Baxter,_Jean-Michel_Desert,_Joanna_K._Barstow,_Thomas_Mikal-Evans,_Vincent_Bourrier,_Panayotis_Lavvas,_Hannah_R._Wakeford,_Michael_H._Williamson,_Jorge_Sanz-Forcada,_Lars_A._Buchhave,_Ofer_Cohen,_Antonio_Garcia_Munoz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11293 |
ハッブル宇宙望遠鏡に搭載された宇宙望遠鏡画像分光器（STIS）と広視野カメラ3（WFC3）の機器と、スピッツァー赤外線アレイカメラを組み合わせて観測された、熱い木星HAT-P-32Abの0.3-5ミクロンの透過スペクトルを示します。（IRAC）測光。スペクトルは、150から400\AAの範囲の幅を持つ51の分光光度ビンで構成され、215ppmの中央精度で測定されます。観測された透過スペクトルと1D放射-対流平衡モデルのグリッドとの比較は、雲/ヘイズの存在を示し、以前の通過観測および二次日食測定と一致しています。惑星の大気特性に対してより強固な制約を提供するために、この惑星に対して最初の完全な光学から赤外線の取得分析を実行します。取得されたスペクトルは、1248$\pm$92Kのリム温度、厚い雲のデッキ、レイリー散乱の強化、および$\sim$10x太陽H2O存在量と一致しています。log（$Z/Z_{\odot}$）=2.41$_{-0.07}^{+0.06}$は、太陽系について導出された質量と金属の関係と一致していることがわかります。
ChandraおよびXMM-NewtonによるA2256の観測：コールドフロント、マージショック、およびICエミッションの制約
| Title |
Chandra_and_XMM-Newton_observations_of_A2256:_cold_fronts,_merger_shocks,_and_constraint_on_the_IC_emission |
| Authors |
Chong_Ge,_Ruo-Yu_Liu,_Ming_Sun,_Heng_Yu,_Lawrence_Rudnick,_Jean_Eilek,_Frazer_Owen,_Sarthak_Dasadia,_Mariachiara_Rossetti,_Maxim_Markevitch,_Tracy_E._Clarke,_Thomas_W._Jones,_Simona_Ghizzardi,_Tiziana_Venturi,_Alexis_Finoguenov,_Dominique_Eckert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10838 |
壮大な電波遺物をホストする複雑な合体銀河クラスターAbell2256（A2256）のディープチャンドラおよびXMM-ニュートン観測の結果を提示します。温度と金属性のマップは、西側のサブクラスターとプライマリークラスター間の合併の明確な証拠を示しています。5つのX線表面輝度エッジを検出します。クラスタの中心に近い3つはコールドフロント（CF）です。CF1は、落下するサブクラスタに関連付けられています。CF2は主クラスタの東にあり、CF3は主クラスタコアの西にあります。クラスター郊外の他の2つのエッジは衝撃波面（SF）です。NWの無線遺物近くのSF1には、温度と密度のジャンプからそれぞれマッハ数$M_T=1.62\pm0.12$と$M_\rho=のジャンプがあります。1.23\pm0.06$;SEのSF2には、$M_T=1.54\pm0.05$と$M_\rho=1.16\pm0.13$があります。電波遺物の領域では、X線と電波の下部構造の間の相関関係に関する証拠はありません。そこから、逆コンプトン放出の上限を推定し、したがって、磁場の下限を設定します（$\sim$プライマリクラスターの中心から450kpc）。単一のべき乗則電子スペクトルの場合は$B>1.0\\mu$G、壊れたべき乗則電子スペクトルの場合は$B>0.4\\mu$G。主クラスタ、サブクラスタ、およびグループを含む合併シナリオを提案します。私たちの合併シナリオでは、X線のエッジ、拡散電波機能、銀河の運動学、および投影効果について説明します。
HD 62542：半透明の星間雲の裸の高密度コアの調査
| Title |
HD_62542:_Probing_the_Bare,_Dense_Core_of_a_Translucent_Interstellar_Cloud |
| Authors |
Daniel_E._Welty_(1),_Paule_Sonnentrucker_(1),_Theodore_P._Snow_(2),_Donald_G._York_(3)_((1)_Space_Telescope_Science_Institute,_(2)_University_of_Colorado,_(3)_University_of_Chicago) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10846 |
中程度に赤くなったB3-5〜VスターHD〜62542の高解像度$HST$/STISUVおよび高S/N光スペクトルで見られる多くの原子および分子種からの星間吸収について説明します。この注目すべき視線は、非常に急な遠紫外の消光と分子形態の水素の高い割合の両方を示します-CH、C$_2$、CN、およびCOからの吸収は強いが、CH$^+$およびほとんどからの吸収は弱い一般的に観察される拡散星間バンドの。ほとんどの材料は単一の狭い速度成分に存在します-関連付けられた拡散原子ガスがほとんどない単一の星間雲の主に分子コアを調査するまれな機会を提供します。スペクトルの詳細な分析は、次のことを示しています。（1）メインクラウドの分子分率が高い[$f$（H$_2$）$>$0.8]。（2）ガスはかなり低温です（$T_{\rmk}$=40--43K、H$_2$とC$_2$の回転励起による）。（3）局所水素密度$n_{\rmH}$$\sim$1500cm$^{-3}$（C$_2$励起、C$^0$の微細構造励起、および単純な化学モデル）;（4）$^{12}$COおよび$^{13}$COの異常に高い励起温度は、主に放射励起によるものである可能性があります。（5）$N$（C$^+$）：$N$（CO）：$N$（C）$\sim$100：10：1;（6）多くの要素の枯渇は他のどの視線で見られるものよりも深刻であり、枯渇の詳細なパターンは銀河の視線のより大きなサンプルから得られたものとは異なります。（7）粒子支援再結合と低温二電子再結合の効果を考慮した場合でも、さまざまな中性/第1イオン比では、電子密度の一貫した推定値が得られません。
選択された明るいz〜6ライマンブレイク銀河の平均吸収線スペクトル
| Title |
The_Mean_Absorption_Line_Spectra_of_a_Selection_of_Luminous_z~6_Lyman_Break_Galaxies |
| Authors |
Yuichi_Harikane,_Nicolas_Laporte,_Richard_S._Ellis,_and_Yoshiki_Matsuoka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11078 |
スバル望遠鏡およびGTC望遠鏡のFOCASおよびOSIRISスペクトログラフで取得したデータを使用して、赤方偏移z〜6で31の明るい（M_UV〜-23）Lymanブレーク銀河のサンプルの吸収線スペクトルを調べます。これらのソースのうち2つについては、ESOのX-shooterスペクトログラフからより高いスペクトル解像度で取得したより長い露出データを示します。これらのデータを使用して、低解像度データを積み重ねてさまざまな星間および星の吸収線の深さを測定し、低イオン化ガスのカバー率と宇宙時代の終わり近くの気相および星の金属性を調べる実用性を示します再イオン化。SiII1260およびCII1334の最大吸収線の深さから、サンプルの平均被覆率が0.85+/-0.16を超えると推測します。これは、わずかに低い赤方偏移でより低い光度の銀河に対して同様の方法を使用して決定されたものよりも大きく、明るい銀河が再電離の結論に顕著な役割を果たすことはないことを示唆しています。さまざまな星間吸収線を使用して、太陽に近い気相の金属性を推定し、かなりの初期濃縮を示します。選択した恒星吸収線を使用して、低赤方偏移で成功裏に採用された手法を使用して、さまざまな金属性でスペクトルをモデル化し、恒星質量と一致する恒星金属性0.4+0.3/-0.1太陽を推定します-最近z〜で見つかった恒星金属性関係3-5。これらの金属性の推定値が明るい銀河の典型的な年代に与える影響について議論し、結果は以前の天体の独立した分析と一致して、赤方偏移z〜10での初期の星形成を示唆していると結論付けます。
Galaxy And Mass Assembly（GAMA）：KiDSのGAMAデータベースへの同化
| Title |
Galaxy_And_Mass_Assembly_(GAMA):_Assimilation_of_KiDS_into_the_GAMA_database |
| Authors |
Sabine_Bellstedt,_Simon_P._Driver,_Aaron_S._G._Robotham,_Luke_J._M._Davies,_Cameron_R._J._Bogue,_Robin_H._W._Cook,_Abdolhosein_Hashemizadeh,_Soheil_Koushan,_Edward_N._Taylor,_Jessica_E._Thorne,_Ryan_J._Turner,_Angus_H._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11215 |
GalaxyAndMassAssemblySurvey（GAMA）は5つの分野をカバーし、非常に完全な分光範囲（$>95$パーセント）から中間の深さ（$r<19.8$または$i<19.0$mag）までをカバーし、全体で250平方度に及びます。赤道または南の空。4つのGAMAフィールド（G09、G12、G15、およびG23）は、ESOVSTKiDSおよびESOVISTAVIKING調査フットプリントにあり、GALEX、WISE、およびHerschelデータと組み合わせて、$FUV\、NUV\、ugriZYJHK_s\、W1\、W2\、W3\、W4\、P100\、P160\、S250\、S350\、S500$バンド。KiDSDR4のリリースに続いて、KiDSデータをGAMAに取り込むプロセス（以前にG09、G12、およびG15で使用されていたSDSSデータを置き換える）について説明し、完全な同種のデータセット。ソースの抽出と分析は、新しいProFound画像分析パッケージに基づいており、すべてのバンドで一致するセグメントの測光を提供します。データは星、銀河、アーティファクト、およびあいまいなオブジェクトに分類され、オブジェクトはGAMA分光ターゲットカタログにリンクされています。さらに、ProFoundを利用して、未解決のMIR-FIR領域で測光を抽出する新しい手法が採用されています。フルFUV-FIR測光を含むカタログが説明されており、GAMADR4の一部として完全に利用可能になります。これらは、スタンドアロンサイエンス、4MOSTを使用したターゲットを絞ったフォローアップの選択、および現在GAMA$23^h$フィールドを研究している次期および現在進行中のラジオアレイの両方を対象としています。
COSIを使用した511 keVの陽電子消滅空のイメージング
| Title |
Imaging_the_511_keV_positron_annihilation_sky_with_COSI |
| Authors |
Thomas_Siegert,_Steven_E._Boggs,_John_A._Tomsick,_Andreas_Zoglauer,_Carolyn_Kierans,_Clio_Sleator,_Jacqueline_Beechert,_Theresa_Brandt,_Pierre_Jean,_Hadar_Lazar,_Alex_Lowell,_Jarred_M._Roberts,_Peter_von_Ballmoos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10950 |
気球搭載のコンプトンスペクトロメーターおよびイメージャー（COSI）は、2016年に46日間の飛行に成功しました。この装置は、エネルギー範囲$0.2$-$5$MeVの光子に敏感です。コンプトン望遠鏡は、ユニークなイメージング応答の利点があり、強力なバックグラウンド抑制の可能性を提供します。COSIはその高純度ゲルマニウム検出器を使用して、$\gamma$線の線放出を正確にマッピングできます。最強の永続的で拡散的な$\gamma$線の信号は、銀河中心の方向からの陽電子による電子の消滅からの511keVの輝線です。陽電子の量を説明するために多くの情報源が提案されていますが、$\dot{N}_{\mathrm{e^+}}\sim10^{50}\、\mathrm{e^+\、yr^{-1}}$、真の貢献は未解決のままです。この研究では、COSIを使用して511keVの空をイメージングすることを目的とし、シミュレーションおよびビニングされたイメージング応答を使用して、完全フォワードモデリングアプローチを追求します。強力な機器の背景として、バルーン環境を考慮に入れる経験的アプローチについて説明します。信号を説明する2つの代替方法を実行します。Richardson-Lucyデコンボリューション、最尤解に向けた反復法、および事前定義されたエミッションテンプレートを使用したモデルフィッティング。両方の方法と一貫して、フラックスが$0.9$から$3.1の511keVのバルジ信号が見つかります。\times10^{-3}\、\mathrm{ph\、cm^{-2}\、s^{-1}}$、以前の測定値を確認し、さらに延長された排出の兆候を確認します。511keVディスクで見つかる上限$<4.3\times10^{-3}\、\mathrm{ph\、cm^{-2}\、s^{-1}}$は、以前の検出。グラジエントが弱い大規模な放射の場合、コード化されたアパーチャマスク機器は、等方性放射と機器のバックグラウンドを区別できないという欠点があります。
銀河マグネターSGR 1935 + 2154による非熱X線バーストとInsight-HXMTによる高速無線バーストの識別
| Title |
Identification_of_a_non-thermal_X-ray_burst_with_the_Galactic_magnetar_SGR_1935+2154_and_a_fast_radio_burst_with_Insight-HXMT |
| Authors |
C.K._Li,_L._Lin,_S.L._Xiong,_M.Y._Ge,_X.B._Li,_T.P._Li,_F.J._Lu,_S.N._Zhang,_Y.L._Tuo,_Y._Nang,_B._Zhang,_S._Xiao,_Y._Chen,_L.M._Song,_Y.P._Xu,_C.Z._Liu,_S.M._Jia,_X.L._Cao,_S._Zhang,_J.L._Qu,_J.Y._Liao,_X.F._Zhao,_Y._Tan,_J.Y._Nie,_H.S._Zhao,_S.J._Zheng,_Y.G._Zheng,_Q._Luo,_C._Cai,_B._Li,_W.C._Xue,_Q.C._Bu,_Z._Chang,_G._Chen,_L._Chen,_T.X._Chen,_Y.B._Chen,_Y.P._Chen,_W._Cui,_W.W._Cui,_J.K._Deng,_Y.W._Dong,_Y.Y._Du,_M.X._Fu,_G.H._Gao,_H._Gao,_M._Gao,_Y.D._Gu,_J._Guan,_C.C._Guo,_D.W._Han,_Y._Huang,_J._Huo,_L.H._Jiang,_W.C._Jiang,_J._Jin,_Y.J._Jin,_L.D._Kong,_G._Li,_M.S._Li,_W._Li,_X._Li,_X.F._Li,_Y.G._Li,_Z.W._Li,_X.H._Liang,_B.S._Liu,_G.Q._Liu,_H.W._Liu,_X.J._Liu,_Y.N._Liu,_B._Lu,_X.F._Lu,_T._Luo,_X._Ma,_B._Meng,_G._Ou,_N._Sai,_R.C._Shang,_X.Y._Song,_L._Sun,_L._Tao,_C._Wang,_G.F._Wang,_J._Wang,_et_al._(35_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11071 |
高速無線バースト（FRB）は、宇宙バンドから無線帯域で観測される短いパルスで、その一部は繰り返しバーストを放出します。これらの神秘的な出来事の物理的な起源は、幅広い憶測と激しい議論の対象となっています。モデルの1つのクラスは、FRBのソースとしてソフトガンマ線リピーター（SGR）またはマグネターを呼び出します。マグネターは非常に強い磁場で中性子星を回転させており、X線（$\sim$keV）から軟ガンマ線（$\sim$sub-MeV）へのバーストを散発的に放出し、持続時間は$10^{-2}$です。〜sから$10^2$〜s。ただし、一部のマグネターからいくつかの明るい無線バーストが観測されたにもかかわらず、1つの巨大フレアを含む任意のマグネターバーストに関連付けられているFRBのようなイベントは検出されておらず、無線バーストは、マグネター。したがって、今日まで、マグネターとFRBの関連を示す観測的証拠はまだありません。最近、銀河マグネターSGR〜J1935+2154の一般的な方向から、30ミリ秒（ms）だけ離れたFRBのようなバーストのペア（以下、FRB〜200428）が検出されました。ここでは、Insight-HXMT衛星を使用した1-250keVのエネルギーバンドでの非熱X線バーストの検出について報告します。これは、SGR〜J1935+2154から放出されたものとして識別されます。バーストは$\sim30$msの間隔で2つのハードピークを示し、FRB〜200428の2つのバースト間の間隔と一致しています。二重ラジオとX線のピーク間の遅延時間は$\sim8.57$sで、FRB〜200428の分散遅延と完全に一致しています。このようにして、非熱X線バーストはFRB〜200428に関連付けられ、その高エネルギー対応物はX線の2つのハードピークであることがわかります。私たちの結果は、非熱X線バーストとFRB〜200428が、SGR〜J1935+2154からの爆発イベントで同じ物理的起源を共有していることを示唆しています。
残光のフォローアップ：重力波イベントによってトリガーされるX線観測の戦略
| Title |
Following_up_the_afterglow:_strategy_for_X-ray_observation_triggered_by_gravitational_wave_events |
| Authors |
Hui_Tong,_Mu-Xin_Liu,_Yi-Ming_Hu,_Man_Leong_Chan,_Martin_Hendry,_Zhu_Liu,_Hui_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11076 |
コンパクトなバイナリ合体のマルチメッセンジャー観察は、偉大な科学的宝物を約束します。ただし、重力波と電磁チャネルの両方からの総合的な観察は依然として困難です。週1回の長いマクロノバ放出に依存するGW170817は、電磁フォローアップが成功した唯一のイベントであり続けます。この原稿では、初期段階のX線残光を使用して、重力波イベントの対応する電磁波を検索する可能性を探ります。逐次観測と局所最適化の2つのアルゴリズムが考慮され、3つのシミュレーションイベントに適用されます。提案されたアインシュタインプローブをX線望遠鏡の候補と見なします。広い視野と高い感度の恩恵を受けて、逐次観測アルゴリズムは実装が簡単であるだけでなく、実際に検出される可能性も高いことがわかりました。
FRB 200428に関連するSGR 1935 + 2154の距離について
硬X線に対応するSGR1935+2154からの非常に明るい高速無線バースト（FRB）200428の検出により、超新星残骸（SNR）G57.2+0.8でホストされている可能性のあるSGR1935+2154の距離再訪することができます。SGRとSNRが現実的に関連しているという仮定の下で、この書簡では、銀河の前景媒質と、磁気風星雲やSNRを含むローカル環境が寄与しているこの無線バーストの分散測定（DM）を調査します。SGRとSNRに関する現在の観測結果を組み合わせると、距離が$9.06$から$9.11$\、kpcの狭い範囲にあり、SNR半径は$14.5-14.6$\、pcになることがわかります。これは、ローカルDMの寄与が最低$0-5$\、pccm$^{-3}$。これらの結果は基本的に以前の研究と一致していますが、より制約されているようです。さらに、SGRとSNRのファラデー回転測定の研究も利用できます。
銀河系高速無線バーストの特異な硬X線対応物
| Title |
A_peculiar_hard_X-ray_counterpart_of_a_Galactic_fast_radio_burst |
| Authors |
A._Ridnaia,_D._Svinkin,_D._Frederiks,_A._Bykov,_S._Popov,_R._Aptekar,_S._Golenetskii,_A._Lysenko,_A._Tsvetkova,_M._Ulanov,_and_T._Cline |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11178 |
高速無線バーストは、物理的な起源がまだ不明な明るいミリ秒スケールの無線フラッシュです。最近、それらの銀河系外の性質が示され、ますます多くの情報源が繰り返されることがわかっています。若い、非常に磁化された孤立した中性子星-マグネター-は、そのエネルギー論と高いX線フレアリング活動のために、高速無線バースト前駆体の最も有望な候補として提案されています。ここでは、2020年4月28日の硬X線イベントのKonus-Wind検出器による検出を報告します。これは、高速無線バーストの特性と非常によく似た特性を持つ、明るい2ピークの無線バーストと一時的に一致します。無線バーストの発生源は、最近活動状態に入った銀河マグネターSGR1935+2154の方向にあります。二重ピークのX線バーストの2つのピーク間の分離が電波ピークのそれとほぼ同じであることを示し、X線と電波の放射に共通の原因がある可能性が最も高いことを確認します。したがって、これは銀河マグネターとその高エネルギー対応物からの高速無線バーストの最初の同時検出です。このバーストでX線で放出される総エネルギーは、明るく短いマグネターバーストの典型ですが、そのスパイキーな光度曲線とエネルギースペクトルの異常な硬度は、以前にSGR1935+2154から検出された複数の「通常の」フレアの間で4月28日のイベントを区別します。これ、および同じマグネターからの2つの典型的な明るいソフトバーストからの最近の非放射の検出は、高速ラジオバーストを生成できる特別なクラスのマグネターフレアの存在を示唆している可能性があります。
フェルミ大面積望遠鏡第4ソースカタログデータリリース2
| Title |
Fermi_Large_Area_Telescope_Fourth_Source_Catalog_Data_Release_2 |
| Authors |
J._Ballet_and_T.H._Burnett_and_S.W._Digel_and_B._Lott_(for_the_Fermi-LAT_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11208 |
ガンマ線源の4番目のフェルミLATカタログの増分バージョン（データリリース2の4FGL-DR2）を提示します。50MeVから1TeVのエネルギー範囲の最初の10年間の科学データに基づいて、4FGLカタログが8年間のデータに対して行ったのと同じ分析方法を使用します。スペクトルパラメータ、スペクトルエネルギー分布、および関連付けは、すべてのソースに対して更新されます。光度曲線は、すべての光源に対して1年間隔（2か月間隔ではない）で再構築されます。5064の4FGLソースのうち、120は10年間で正式に検出しきい値を下回っています（ただし、リストには保持されています）が、40が新たに関連付けられています。私たちは723の新しい光源を報告します。そのほとんどは検出しきい値のすぐ上です。そのうち2つは識別されたと見なされ、342は他の波長でもっともらしいものを持っています。
マグネターのバーストおよびスピンダウングリッチは、磁気圏の観点からモデル化されています。私たちは次の4つの質問に答えようとします。（2）バーストを引き起こしたグリッチがスピンダウングリッチになるのは、どのバーストですか。（3）PSRJ1119$-$6127のバーストとスピンダウングリッチを同時にモデル化できますか？（4）1E1048.1$-$5937およびPSRJ1119$-$6127のX線輝度のピークと比較してトルク変動が遅れているのはなぜですか？グローバルとローカルの両方のねじれた磁場が、マグネターの放射とタイミングの振る舞いに影響を与えることがわかりました。特に、トルク変動の遅延は、jバンドルのねじれの増加と全地球規模の磁気圏のねじれの解除の複合効果に起因する可能性があります。おもちゃのモデルは、マグネターの爆発とトルクの変化に対応して構築されています。マグネターバーストの一般的な傾向、つまり、磁束の減衰、ホットスポットの縮小、トルクの変動を捉えることができます。
パルサーと高速無線バーストの検索に顕著性マップ分析を適用する
| Title |
Applying_saliency-map_analysis_in_searches_for_pulsars_and_fast_radio_bursts |
| Authors |
C._Zhang,_C._Wang,_G._Hobbs,_C._J._Russell,_D._Li,_S.-B._Zhang,_S._Dai,_J.-W._Wu,_Z.-C._Pan,_W.-W._Zhu,_L._Toomey_and_Z.-Y._Ren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11066 |
顕著性マップ分析の使用を調査して、高速無線バーストや無線パルサーからの個々のパルスなどの一時的な信号の検索を支援します。顕著性マップは、機械学習アルゴリズムからの予測を理解する手段を提供し、一時的なイベントの検索に使用されるピップラインに実装できることを示すことを目的としています。データのいずれかのセグメントに一時的なイベントが含まれているかどうかを予測するために、新しいディープラーニング手法を実装しました。アルゴリズムは、実際のシミュレーションデータセットを使用してトレーニングされています。アルゴリズムがそのようなイベントを識別できることを示します。出力結果は、顕著性マップを使用して視覚的に分析されます。顕著性マップは、無線周波数干渉の分散または除去を必要とせずに、一時的な特徴の強化された画像を生成できることがわかります。このようなマップは、機械学習の決定に使用された画像の特徴を理解し、一時的なイベントを視覚化するために使用できます。ここで報告されたアルゴリズムは顕著性マップ分析を実証するために開発されましたが、アーカイブデータでは、分散指標が$41$\、cm$^{-3}$pcの単一バーストイベントを検出しませんでした。現在知られているパルサー。
超大規模なバイナリブラックホールの進化は、小さなSKAパルサータイミングアレイで追跡できます。
| Title |
Supermassive_Binary_Black_Hole_Evolution_can_be_traced_by_a_small_SKA_Pulsar_Timing_Array |
| Authors |
Yi_Feng,_Di_Li,_Zheng_Zheng,_and_Chao-Wei_Tsai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11118 |
超大質量ブラックホールは銀河の中心によく見られ、それらのホストとともに進化します。したがって、超大質量バイナリーブラックホール（SMBBH）は、近接する銀河のペアに存在すると予想されますが、明確に検出されたものはありません。平方キロメートルアレイ（SKA）は、収集領域が100万平方メートルに近い多目的電波望遠鏡であり、ナノヘルツ重力波（GW）を検出する大きな可能性を秘めています。このペーパーでは、パルサータイミングアレイ（PTA）手法を使用して、現実的なSMBBH集団のSKAによるGW検出可能性を定量化し、赤方偏移を伴うSMBBHの進化を明らかにすることへの影響を初めて定量化します。$\sim20$パルサーのみで、以前の作業よりもはるかに少ない要件で、SKAPTAは約5年の操作で検出を取得し、約10年後に100SMBBH/年を超える検出率を達成することが期待されています。このホワイトペーパーの範囲を超えていますが、持続的なレッドノイズの存在により、ここで予想される検出数が減少することを認めなければなりません。したがって、PTAデータのレッドノイズを理解して軽減することが不可欠です。OJ287、3C66B、NGC5548、Ark120など、いくつかのよく知られているSMBBH候補からのGWシグネチャは、各システムの現在最もよく知られているパラメータを考慮して検出されます。運用から30年以内に、$z<0.05$で約60のSMBBHが検出され、$z<1$で$10^4$以上が検出されると予想されます。検出率は$z=1$を超えて急激に低下し、主に予想される長い軌道期間のために、$z>2$で完全に遮断されます。予想される検出のかなりの数と、SKAPTAによる赤方偏移によるそれらの認識可能な進化により、SKAはSMBBHを研究するための重要なツールになります。
| Title |
A_Physical_Background_Model_for_the_Fermi_Gamma-ray_Burst_Monitor |
| Authors |
Bj\"orn_Biltzinger,_Felix_Kunzweiler,_Jochen_Greiner,_Kilian_Toelge_and_J._Michael_Burgess |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11219 |
フェルミ衛星に搭載されたガンマ線バーストモニター（GBM）の最初の物理的に動機付けされた背景モデルを紹介します。このような物理的に動機付けされたバックグラウンドモデルは、スペクトル分析やガンマ線バースト（GRB）や他のソースの位置測定のバックグラウンド推定を改善するために使用できるため、Fermi/GBMの科学的出力を大幅に改善する可能性があります。さらに、長い/弱いまたはゆっくりと上昇するイベントは既存のトリガーアルゴリズムの1つをアクティブ化しないため、新しい一時的なイベントの検出につながる可能性もあります。このホワイトペーパーでは、さまざまなバックグラウンドソースのモデリングとGBMの応答の正しい処理を含む、このような物理的に動機付けされたバックグラウンドモデルの導出を示します。このホワイトペーパーの目的は、一時的な検索アルゴリズムを開発するのではなく、モデルを紹介することですが、（1）正規GRBの（2）超ロングGRB091024の場合、（3）2015年6月にV404Cygniがバーストした場合、および（4）超ロングGRB130925Aの場合。
遅い太陽風における磁場形状と組成変動：硫黄の場合
高度な組成エクスプローラー（ACE）からの観測を使用して、彩層での動重力を引き起こす最初のイオン化ポテンシャル（FIP）分別シナリオの検討と、低速太陽風のソースへの影響を示します。遅い太陽風における中間FIP要素S、P、およびCの豊富さの向上は、通常、高速太陽に関連するよりも強い磁場の領域からではあるが、オープンフィールドで分画されたプラズマの放出によって説明できるという最近の推測に従います。風力源の地域では、太陽風速の低下に対応する硫黄量の増加の繰り返しパターンを示す4つの太陽回転サイクルを含む2008年の期間を特定します。全球磁場モデルでこれらの低速風の発生領域を特定し、それらがコロナホールとその隣接するアクティブ領域の間の境界にあり、初期および非初期の磁場構成の両方に起源があることを見つけます。磁場の外挿に基づいて、分画をモデル化し、ACEで測定された元素の存在量と結果を比較して、オープンフィールドとクローズドフィールドからの太陽風の寄与を推定し、今後の作業に役立つ可能性のある方向を強調します。
脈動する星の光の曲線から非線形性を抽出する自己矛盾のない方法I.組み合わせ周波数
| Title |
Self-consistent_method_to_extract_non-linearities_from_pulsating_stars_light_curves_I._Combination_frequencies |
| Authors |
M._Lares-Martiz,_R._Garrido,_J._Pascual-Granado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10901 |
組み合わせ周波数は、摂動を受けた恒星構造方程式の解ではありません。与えられた複数の周期的な脈動する星の光度曲線からの密なパワースペクトルでは、それらは、アステオスミック解析におけるモードの識別を損なう可能性があるため、偽の周波数として扱い、簡便に削除する必要があります。このホワイトペーパーでは、Volterra系列などの一般的な非線形モデルを最もよく表す一連の周波数の当てはめに基づく方法について説明します。この方法では、パワースペクトルからこれらの周波数を抽出できるため、周波数分析を改善して、最初はノイズと見なされていた隠れた周波数を明らかにすることができます。さらに、この方法では、レイリー分散よりも数桁小さい不確実性を持つ周波数が得られます。これは通常、標準の周波数分析で現在の誤差と見なされます。さらに、それは古典的なカウントサイクル法、いわゆるO-C法と互換性があり、これは単一周期の星に対してのみ有効です。この方法は、複雑な一般化された伝達関数を詳細に研究することにより、所定の脈動する星の非線形挙動を特徴付ける可能性を開きます。
オフリムフレアリボンのスペクトル特性と形成高さ
| Title |
Spectral_Characteristics_and_Formation_Height_of_Off-Limb_Flare_Ribbons |
| Authors |
D._Kuridze,_M._Mathioudakis,_P._Heinzel,_J._Koza,_H._Morgan,_R._Oliver,_A._F._Kowalski,_J._C._Allred |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10924 |
フレアリボンは、太陽の下層大気におけるフレアエネルギー散逸の明るい兆候です。初めて、H$\beta$およびCaII8542{\AA}ラインのリムから離れた位置にあるフレアリボンの高解像度イメージング分光観測について報告し、放射流体力学シミュレーションとの詳細な比較を行います。スウェーデンの太陽望遠鏡で得られたX8.2クラスの太陽フレアSOL2017-09-10T16：06UTの観測により、フレアループの足元の近くにあるH$\beta$ラインウィング画像の明るい水平放射層が明らかになりました。H$\beta$ウィングで観測されたリボンと公称の光球体リムとの間の見かけの距離は約300〜500kmです。CaII8542{\AA}ラインウィングの画像は、四肢から明確に分離することなく、四肢の端に位置するかなりかすかなリボンの放出を示しています。RADYNモデルはフレア大気の合成スペクトル線プロファイルを調査するために使用され、観測との良好な一致が見つかりました。シミュレーションは、視線が垂直方向に対して実質的に斜めである四肢に向かって、フレア大気モデルが、四肢外のH$\beta$リボンの高いコントラストと、光球からの有意な高度を再現することを示しています。。CaII8542{\AA}ラインウィングのリボンは、太陽の下層大気の深部にあり、コントラストが低くなっています。電子ビームエネルギーの高さ堆積と強度寄与関数を比較すると、H$\beta$のラインウィング強度が、より低い太陽大気におけるフレアエネルギー堆積の有用なトレーサーになる可能性があることが示されています。
純水素白色矮星NLTEモデル大気の新しいグリッド\ newlineとHST / STISフラックスキャリブレーション
| Title |
New_Grids_of_Pure-Hydrogen_White-Dwarf_NLTE_Model_Atmospheres_\newline_and_the_HST/STIS_Flux_Calibration |
| Authors |
Ralph_Bohlin,_Ivan_Hubeny,_Thomas_Rauch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.10945 |
ホットホワイトドワーフ（WD）モデルの大気の非局所熱力学的平衡（NLTE）計算は、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）とCALSPECデータベースの最新のフラックス校正の基礎です。これらの理論的なスペクトルエネルギー分布（SED）は、相対フラックス対波長を提供し、絶対フラックスレベルのみが、可視のベガの測定された絶対フラックスを可視域のシリウスの中間コース実験（MSX）値と調整することによって設定されます。中赤外。プライマリWDG191-B2B、GD153、およびGD71の\textsc{tlusty}および\textsc{tmap}NLTEモデルの大気コードによって計算された最新のSEDは、1500％から\AA\に30％に1\％に改善された一致を示しています。\micron、以前の1\％の一貫性と比較すると、2000〜\AA\から5〜\micronのみ。これらのホットWDの新しいNLTEモデルは、FUVから中赤外域まで一貫したフラックス標準を提供するようになりました。
太陽の近所のBスターのネオンの豊富さ
| Title |
Neon_Abundances_of_B-stars_in_the_Solar_Neighborhood |
| Authors |
Sofya_Alexeeva,_Tianxiang_Chen,_Tatyana_Ryabchikova,_Weibin_Shi,_Kozo_Sadakane,_Masayoshi_Nishimura,_Gang_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11027 |
利用可能な最新の原子データを使用してNeI-NeIIの包括的なモデル原子を作成し、Bタイプの雰囲気を表す古典的な1DモデルでのNeIおよびNeIIの非局所熱力学的平衡（NLTE）ライン形成を評価しました出演者。2p$^5$3sレベルの非常に小さい光イオン化断面積が原因で、2p$^5$3p$-$2p$^5$3s遷移配列に対応するNeI線の大きなNLTE強化が発生することがわかります。LTE人口と比較してこれらのレベルの強い人口過剰に。ほとんどのNeII回線のLTEからの偏差は小さく、絶対値で0.11〜dexを超えません。温度範囲10\、400$\le$\Teff\$\le$33\、400〜Kの24のB型星について、NeIの20行とNeIIの13行を分析しました。5つ星の場合、NLTEはNeIとNeIIの一貫した存在量をもたらしますが、LTE存在量の差は最大0.50〜dexに達する可能性があります。Pirachaらによって最近測定された実験的な振動子強度の使用。（2015）は、最も調査された星の行ごとの散乱が小さくなります。太陽近傍の24個のB型星の平均ネオン存在量は8.02$\pm$0.05です。この値は、太陽の光球ネオンの量に間接的な制約を与える可能性があります。
Beスタープライマリーを使用した分光バイナリ7 Vulの新しい研究
| Title |
A_new_study_of_the_spectroscopic_binary_7_Vul_with_a_Be_star_primary |
| Authors |
P._Harmanec,_J._Lipt\'ak,_P._Koubsk\'y,_H._Bo\v{z}i\'c,_J._Labadie-Bartz,_M._\v{S}lechta,_S._Yang,_and_A._Harmanec |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11089 |
ビースター7〜Vulのバイナリの性質を確認し、（69.4212+/-0.0034）dの軌道周期でより正確な分光軌道を導き出し、システムの基本的な物理要素の知識を向上させました。利用可能な測光と放射の強度を分析し、Beプライマリの長期的なスペクトル変動も記録します。さらに、Beプライマリの予想される回転周期に匹敵する0.5592dの周期で急激な光の変化を確認しましたが、その振幅とおそらくその周期は時間とともに変化することに注意してください。セカンダリーのHeI6678Aラインのみのもつれを解くことができました。これは、セカンダリーがホットサブドワーフであるように見えるという私たちの暫定的な結論を裏付ける可能性があります。高分散遠紫外線スペクトルでこのオブジェクトを検索すると、確認が得られます。バイナリコンポーネントの推定質量は、（$6\pm1$）〜Mnom\および（$0.6\pm0.1$）〜Mnomです。熱い準矮星の存在がしっかりと確認された場合、7VulはB4-B5プライマリを持つ珍しいオブジェクトとして識別される可能性があります。これまでに見つかったすべてのBe+ホットサブドワーフシステムには、B0-B3プライマリが含まれています。
V833 Tauの長期活動のウェーブレット分析
利用可能な恒星活動観測の大部分は、太陽磁気変調の既知の特性と比較して、兆候の発現について頻繁にチェックされます。問題は、恒星活動記録が通常、太陽活動変動の利用可能な観測よりも桁違いに短いことです。したがって、恒星活動の解決された時間スケールは、特定の星の周期的変動がよく知られている11年の太陽黒点周期に類似していることを確実に決定するには不十分です。その結果、最近の研究では、基礎となる理論的理解に挑戦するのに役立つ、二重または複数のサイクルを持ついくつかの星が報告されています。これが、確率的変動から「真の」サイクルを分離する一貫した方法が必要な理由です。このホワイトペーパーでは、利用可能な最長の恒星活動記録-100年以上にわたるV833タウの測光モニタリングを調査および解釈するために、以前に太陽活動の研究に適用されたウェーブレット分析のベストプラクティスに基づく保守的な方法を提案します。V833タウの観測された変動（2-50年のタイムスケール）は、既知の準周期的太陽中期変動に匹敵するはずですが、V833タウの真のサイクルは、存在する場合、約1世紀またはさらに長いです。この結論は恒星ダイナモ理論からの期待と矛盾しないと私たちは主張します。
外的曲率理論の制限と安定した非特異異方性宇宙
外部の曲率から構築されたスカラーを制限できる理論のクラスを提案します。宇宙論に適用すると、このフレームワークにより、ハッブルパラメーターだけでなく異方性も制御できます。これは、時空曲率スカラーを制限する場合とは対照的に、オストログラドスキーゴーストの問題がありません。私たちの理論は、均質で等方的な背景のハッブルパラメータのみを制限する構造を持っていることが知られている、模倣理論とカスクン理論の一般化（したがって、それらの関係を明らかにする）と見なすことができます。私たちのフレームワークの応用として、対角ビアンキタイプIの設定で宇宙の進化のどの段階でも異方性とハッブルパラメーターの両方が有限に保たれるモデルを構築します。宇宙は一定の異方性相から始まり、低エネルギーでアインシュタインの重力を回復します。また、いくつかの合理的な条件が満たされていれば、宇宙論的解が本質的にすべての摂動モードに対して安定であることも示しています。
バブル壁力の場の理論的導出
初期の宇宙の設定で一次相転移の膨張する気泡に作用する力の一般的な量子場の理論式を導出します。熱力学的限界では、力は気泡界面に力を及ぼす活性種の気泡全体のエントロピー増加に比例します。局所的な熱平衡に達すると、ローレンツ係数が2乗するにつれて力が増大し、気泡が逃げることができなくなります。大規模な実数スカラーフィールド、標準モデル、およびその単純なポータル拡張に、形式を適用します。次に、既存の文献と比較します。特に、B\"odekerおよびMoore[arXiv：0903.4099]の作業との相違点と類似点について説明します。壁全体の散乱が無視できる場合（弾道限界）、気泡は逃げる可能性がありますが、常に達成されます。散乱がバブル全体で効率的である場合は有限ローレンツ係数完全を期すために、標準モデルのくりこまれた1ループの熱エネルギー-運動量テンソルの導出も示し、ゲージの独立性を示します。
非球形原色の制限付き三体問題のラグランジアン解によって生成された周期軌道の分析
| Title |
The_analysis_of_periodic_orbits_generated_by_Lagrangian_solutions_of_the_restricted_three-body_problem_with_non-spherical_primaries |
| Authors |
Amit_Mittal,_Md_Sanam_Suraj,_Rajiv_Aggarwal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11039 |
本論文は、両方の原色が偏体である場合の制限付き三体問題のラグランジュ解によって生成される周期軌道を扱います。$\mu、h、\sigma_1$および$\sigma_2$（$h$はエネルギー定数、2つの原色の$\mu$質量比、$\sigma_1$および$\の異なる値の周期軌道を示しましたsigma_2$は偏平係数です）。これらの軌道は、KarimovとSokolskyの\cite{Kari}で定義されているように、移動座標の接線と法線に沿って変位を与えることによって決定されています。パラメータ$\mu、h、\sigma_1$および$\sigma_2$の固定値を取ることにより、原色の偏角の影響を明らかにしようとして、予測子修正子アルゴリズムを適用して周期軌道を構築しました。
極度に帯電したホワイトホールのためのスーパーペンローズプロセス
他の2つの粒子3と4を生成する、極値のReissner-Nordstr\"{o}m（RN）ブラックホールの地平線近くの2つの粒子1と2の衝突を考えます。両方の新しい粒子がブラックホール。そのうちの1つは漸近的に平坦な領域のホワイトホールの地平線から出現し、もう1つは転換点の間で振動します。ただし、無限（スーパーペンローズプロセス-SPP）での無限エネルギー$E$は、任意の有限角運動量$L_{3.4}$。この意味で、このようなホワイトホールシナリオの状況は、すべての$L_{の場合でも、RNメトリックでSPPが可能であることが以前に判明しているブラックホールの状況とは逆です。i}=0$。ただし、$L_{3,4}$自体に制限がない場合、SPPはホワイトホールに存在します。
外向きに伝播するイオンスケール波の電磁的特徴
| Title |
The_Electromagnetic_Signature_of_Outward_Propagating_Ion-Scale_Waves |
| Authors |
Trevor_A._Bowen,_Stuart_D._Bale,_J._W._Bonnell,_Davin_Larson,_Alfred_Mallet,_Michael_D._McManus,_Forrest_Mozer,_Marc_Pulupa,_Ivan_Vasko,_and_J._L._Verniero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11181 |
パーカーソーラープローブ（PSP）ミッションの最初の結果は、内部波動圏におけるユビキタスなコヒーレントイオンスケール波を明らかにしました。ただし、PSPによって観測された円偏波イオンスケール波の初期の研究では、磁場のシグネチャを完全に分析しただけで、太陽風フレームの伝播方向と固有波の偏波を決定できません。波動特性の包括的な決定には、電界と磁界の両方の測定が必要です。ここでは、PSP/FIELDS計測器スイートの全機能を使用して、円偏波の電気成分と磁気成分の両方を測定します。平行な横波のドップラーシフトコールドプラズマ分散関係と宇宙船フレームの磁場測定値を比較すると、許容可能なプラズマフレームの偏波と波数ベクトルが制約されます。ドップラーシフトコールドプラズマ分散が最大の宇宙船周波数$f_{sc}^{*}$を持っていることを実証します。この周波数に対して、本質的に右手系の高速磁気音波（FMW）が太陽系に向かって伝播し、宇宙船のフレーム内で左手系に現れます。。$|f|>f_{sc}^{*}$による左巻き波の観測は、本質的に左巻きのイオンサイクロトロン波（ICW）によって一意に説明されます。$|f|>f_{sc}^{*}$が含まれる波の電界測定が、太陽から離れて伝搬するICWと一致することを示し、測定された電界を検証します。検証済みの電界測定を波の分布全体に適用すると、太陽風フレームでは、波の大部分が太陽から離れて伝播することがわかり、観測されたコヒーレントイオンスケール波の集団には、本質的に左手と右手の両方が含まれていることがわかります。偏光モード。
可変質量のフレーム内の制限付き5体問題の分析
| Title |
The_analysis_of_restricted_five-body_problem_within_frame_of_variable_mass |
| Authors |
Md_SanamSuraj,_Elbaz_I.Abouelmagd,_Rajiv_Aggarwal,_Amit_Mittal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11261 |
制限付き5体問題のフレームワークでは、5番目の物体（テスト粒子または微小物体）の非等方性の質量変動の影響下で、解放点の存在と安定性が調査され、数値的に分析されます。これらの点の位置の進化と可能な運動領域が、摂動パラメーターの関数として示されています。第5体の可変質量による摂動パラメーターが、解放ポイントの位置、動き、安定性にどのように影響するかを理解するために、体系的な調査を行います。さらに、平衡点に関連付けられた収束の盆地の領域が摂動パラメーターによってどのように実質的に影響を受けるかを明らかにしました。
| Title |
EinsteinPy:_A_Community_Python_Package_for_General_Relativity |
| Authors |
Shreyas_Bapat,_Ritwik_Saha,_Bhavya_Bhatt,_Shilpi_Jain,_Akshita_Jain,_Sof\'ia_Ort\'in_Vela,_Priyanshu_Khandelwal,_Jyotirmaya_Shivottam,_Jialin_Ma,_Gim_Seng_Ng,_Pratyush_Kerhalkar,_Hrishikesh_Sudam_Sarode,_Rishi_Sharma,_Manvi_Gupta,_Divya_Gupta,_Tushar_Tyagi,_Tanmay_Rustagi,_Varun_Singh,_Saurabh_Bansal,_Naman_Tayal,_Abhijeet_Manhas,_Raphael_Reyna,_Gaurav_Kumar,_Govind_Dixit,_Ratin_Kumar,_Sashank_Mishra,_Alpesh_Jamgade,_Raahul_Singh,_Rohit_Sanjay,_Khalid_Shaikh,_Bhavam_Vidyarthi,_Shamanth_R_Nayak_K,_Vineet_Gandham,_Nimesh_Vashistha,_Arnav_Das,_Saurabh,_Shreyas_Kalvankar,_Ganesh_Tarone,_Atul_Mangat,_Suyog_Garg,_Bibek_Gautam,_Sitara_Srinivasan,_Aayush_Gautam,_Swaastick_Kumar_Singh,_Suyash_Salampuria,_Zac_Yauney,_Nihar_Gupte,_Gagan_Shenoy,_Micky_Yun_Chan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11288 |
このペーパーでは、コミュニティーが開発した重力および相対論的天体物理学のためのPythonパッケージであるEinsteinPy（バージョン0.3）を紹介します。Pythonは無料で使いやすい高水準プログラミング言語であり、近年、ユーザーと開発者の数が大幅に増加しています。特に、最近の多くの研究では、宇宙物理学および一般物理学におけるPythonの使用が指数関数的に増加していることが示されています。私たちは非常に高いレベルの抽象化、使いやすいインターフェース、そして楽しいユーザーエクスペリエンスを提供することを目指しています。EinsteinPyは、コンピュータプログラミングのバックグラウンドがほとんどない、またはまったくない理論的な重力物理学者の状態を念頭に置いて開発され、数値相対論の分野での作業やシミュレーションでの研究を試みています。現在、EinsteinPyは、時間に似たヌル測地線のシミュレーションをサポートし、異なる背景ジオメトリで軌道を計算します。そのいくつかは、シュワルツシルト、カー、カーニューマン、および座標変換パイプラインです。Plotly、matplotlibなどのライブラリに依存するプロットと可視化のための部分的に開発されたパイプラインがあります。EinsteinPyのユニークな機能の1つは、十分に開発されたシンボリックテンソル操作ユーティリティです。多くの初心者学生は圧倒的に扱いにくい場合があります。EinsteinPyは、シュヴァルツシルト時空の超曲面埋め込みのためのユーティリティ関数もいくつか提供します。これは、重力レンズシミュレーションをモデル化するためにさらに拡張されます。
