初期の宇宙における大量のエネルギー放出の熱化
宇宙マイクロ波背景（CMB）のスペクトルの歪みは、宇宙の歴史の初期段階を学習するためのユニークなツールを提供し、原始宇宙に深く到達します。赤方偏移$z<10^6$では、熱化プロセスが非効率になり、COBE/FIRASからの既存の制限は$\Delta\rho/\rho<6\times10^{-5}$（95％cl）以下であることを意味しますCMBにエネルギーが注入された可能性があります。ただし、より高い赤方偏移では、熱化が効率的である場合、制約が弱まり、原理的に$\Delta\rho/\rho\simeq0.01-0.1$が発生する可能性があります。歪みの進化に関する既存の計算では、一般に$\Delta\rho/\rho\ll1$を想定しているため、この場合は不正確になります。同様に、相対論的温度補正は大きなエネルギー放出に関連するようになりますが、以前はそれほど注意深くモデル化されていませんでした。ここでは、$z>10^5$での単一の大きなエネルギー放出後の歪みの進化と熱化プロセスを研究します。歪みが大きい場合、熱化効率が大幅に低下し、歪みの可視性がはるかに早い時期にかなり大きいことを示します。これにより、質量$M_{\rmPBH}<6\times10^{11}$gの低質量原始ブラックホールに対するスペクトル歪みの制約が強化されます。同様に、波数$k>10^4\、{\rmMpc}^{-1}$および寿命が短く寿命が短い崩壊粒子$t_X<10^7での小規模曲率パワースペクトルの振幅の歪み制限$sは引き締められますが、より詳細な時間依存の処理が必要です。また、相対論的自由度の有効数の測定からの制約と軽元素の存在量、およびこれらがスペクトル歪みの限界をどのように補完するかについても簡単に説明します。
再イオン化の時代（EoR）-銀河間媒質の中性水素が体系的にイオン化された-は、現在よく理解されていない私たちの宇宙の歴史における期間です。ただし、ほとんどのモデルの重要な予測は、EoR中の密度と電離場の間の相関です。これは、21cmのパワースペクトルに影響を与えます。ここでは、密度イオン化相関のパラメーター化を提案し、21cmパワースペクトルのこのパラメーター化への依存性を調べます。この形式を使用して、これらの相関を制約する現在および将来の観測の能力を予測します。$0.1\、\textrm{Mpc}^{-1}<k<0.75\、\textrm{Mpc}^{の間の$k$ビンを使用して、赤方偏移$7.5<z<8.5$での無次元パワースペクトルの上限が見つかりました-1}$でエラーバーが$\sim\！\！20\、\textrm{mK}^2$のレベルにある場合、基準モデルは無相関の再イオン化を$99\％$の信頼性で除外します。上限を超えて、我々はその完全な感度で、再イオン化アレイの水素エポック（HERA）が密度とイオン化の相関の符号と大きさに強い制約を課すことができることを見つけます。
39個の強力なレンズ効果クラスターにおける暗黒物質ハローとそれらの最も明るいクラスター銀河の形状と整列
| Title |
Shapes_and_alignments_of_dark_matter_haloes_and_their_brightest_cluster_galaxies_in_39_strong_lensing_clusters |
| Authors |
Taizo_Okabe,_Masamune_Oguri,_S\'ebastien_Peirani,_Yasushi_Suto,_Yohan_Dubois,_Christophe_Pichon,_Tetsu_Kitayama,_Shin_Sasaki,_and_Takahiro_Nishimichi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11469 |
ハッブルフロンティアフィールド（HFF）からの39の巨大クラスターのサンプル、ハッブルとのクラスターレンズ効果と超新星調査（CLASH）、および再イオン化レンズ効果を使用して、45の暗黒物質（DM）ハローとその最も明るいクラスター銀河（BCG）の形状と配置を研究しますクラスター調査（RELICS）。BCGの形状はハッブル宇宙望遠鏡の画像の光プロファイルから導出されるのに対し、DMハローの形状は強力な重力レンズによって測定されます。ここに提示された大規模なクラスターの大規模なサンプルからの測定は、暗黒物質とクラスターの天体物理学に新しい制約を提供します。DMハローは平均して非常に細長く、平均楕円率は$0.482\pm0.028$であり、DMハローの主軸の位置角度とそのBCGは、$22.2\pm3.9の位置合わせ角度の平均値とよく一致する傾向があります。$度私たちのサンプルのDMハローは、それらの楕円率の平均差が$0.11\pm0.03$で、平均してBCGよりも細長いことがわかります。対照的に、Horizon-AGN宇宙流体力学シミュレーションは、DMハローとそれらの中心銀河との間の平均類似楕円率を予測します。このような観測とシミュレーションの違いは、ハロー質量スケールの違いで説明できるかもしれませんが、他の可能性としては、強いレンズ効果測定に固有のバイアス、バリオン物理学の知識の制限、または冷たい暗黒物質の制限などがあります。
銀河団の質量降着率：CIRSとHeCS
| Title |
The_Mass_Accretion_Rate_of_Clusters_of_Galaxies:_CIRS_and_HeCS |
| Authors |
M._Pizzardo,_S._Di_Gioia,_A._Diaferio,_C._De_Boni,_A._L._Serra,_M._J._Geller,_J._Sohn,_K._Rines,_M._Baldi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11562 |
N体シミュレーションでテストされた新しい球形降着レシピを使用して、CIRSおよびHeCSの129クラスターの観測された質量降着率（MAR）を測定します。観測されたクラスターは、赤方偏移の範囲$0.01<z<0.30$および質量範囲$\sim10^{14}-10^{15}h^{-1}\text{M}_\odot$をカバーしています。ビリアル半径を超えて到達するシミュレートされたクラスターの3次元質量プロファイルに基づいて、私たちのレシピは、マージツリーに基づくMARと一致するMARを返します。このレシピを採用して、$\sim3R_{200}$までの質量プロファイルの測定に基づいて、実際のクラスターのMARを推定します。コースティック法を使用して、これらの大きな半径に対する質量プロファイルを測定します。中央値質量が$M_{200}=10^{14}{\、h^{-1}\の2000個のシミュレートされたクラスターのサンプルの一連の模擬赤方偏移サーベイに同じアプローチを適用することにより、推定の強さを示しますrm{M_{\odot}}}$、および中央質量が$50のシミュレートされたクラスターのサンプル$M_{200}=10^{15}{\、h^{-1}\rm{M_{\odot}}}$：シミュレートされたクラスターのコースティックマスプロファイルに基づく中央値MARは偏りがなく、クラスターの実際の質量プロファイルに基づく中央値MARと$17\％$以内で一致します。CIRSおよびHeCSクラスターのMARは、降着クラスターの質量と赤方偏移とともに増加し、$\Lambda$CDMモデルでのクラスターの成長とよく一致しています。
重力による暗黒物質ハロー分布への宇宙ウェブ接続
| Title |
The_cosmic_web_connection_to_the_dark_matter_halo_distribution_through_gravity |
| Authors |
Francisco-Shu_Kitaura,_Andr\'es_Balaguera-Antol\'inez,_Francesco_Sinigaglia,_and_Marcos_Pellejero-Ib\'a\~nez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11598 |
この手紙では、重力ポテンシャルを介した宇宙ウェブとハロー分布の間の関係を調査します。3つの研究分野、宇宙ウェブ分類、ハローバイアスの摂動理論展開、およびハロー（銀河）モックカタログ作成方法を組み合わせます。特に、潮汐場テンソルの不変量を生成関数（I-webと呼ばれます）として使用して、参照カタログのハロー数カウントを全重力計算から再現し、メッシュ上の暗黒物質場を非線形レジーム（$\sim5$Mpcスケール）。私たちの結果は、0.5％から$k=0.72\、h$Mpc$^{-1}$までの参照パワースペクトルとの前例のない一致を示しています。大規模な3点統計（最大$k=0.2\、h$Mpc$^{-1}$の構成）を分析することにより、4.8$\sigma$信頼レベル（一般的に使用されているT-webよりも$\sim$3.4$\sigma$増加し、参照カタログと完全に互換性があります。特に、大規模な潮汐異方性クラスタリングの詳細な説明は、この精度を達成するために重要であることがわかりました。I-webは、宇宙Webの研究、模擬銀河カタログの生成の改善、ハロー質量再構成の改善、原始的な非ガウス性の研究、新しい有効なオイラー銀河バイアスモデルの開発に役立つ可能性があると結論付けています。フィールドレベル、および環境研究を改善する銀河の進化を調査する。
深層学習と流体力学的シミュレーションによる銀河団の質量推定
| Title |
Galaxy_cluster_mass_estimation_with_deep_learning_and_hydrodynamical_simulations |
| Authors |
Z._Yan,_A._J._Mead,_L._Van_Waerbeke,_G._Hinshaw,_I._G._McCarthy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11819 |
畳み込みニューラルネットワーク（CNN）がBAHAMAS流体力学シミュレーションで銀河団の質量を予測する能力を評価します。観測用トレーサーとして、恒星質量、軟X線フラックス、ボロメトリックX線フラックス、およびコンプトン$y$パラメーターをそれぞれ使用して、4つの個別のシングルチャネルネットワークをトレーニングします。トレーニングセットは、シミュレーションから生成された$\sim$6400合成クラスターイメージで構成され、追加の$\sim$1600イメージがテストセットを形成します。また、4つの観測トレーサーを組み合わせて「マルチチャネル」CNNをトレーニングします。$\texttt{Keras}$と$\texttt{Tensorflow}$バックエンドを使用してネットワークをトレーニングし、4つすべてが2000エポック以内に収束します。これらのネットワークから予測されたクラスターの質量は、予測されたクラスターの質量と真のクラスターの質量との平均の部分的な差異を使用して評価されます。結果の予測は、$10^{13.25}M_{\odot}<M<10^{14.5}M_{\odot}$の範囲のハロー質量に対して特に正確であり、5つのネットワークすべてが$\approxの平均質量バイアスを生成します$\約0.5\％$の平均バイアスの散布がある1\％$。Compton$y$パラメータマップでトレーニングされたネットワークは、最も正確な予測をもたらします。2つの診断テストを使用してネットワークの動作を解釈し、クラスターの質量を予測するために使用される機能を特定します。恒星の質量画像でトレーニングされたCNNは銀河を検出しますが（驚くことではありません）、ガスベースのトレーサーでトレーニングされたCNNは信号の形状を利用してクラスターの質量を推定します。
$ \ rm {eV} $個の無菌状態とハッブル張力から暗黒物質マイクロナゲットを縮退
| Title |
Degenerate_dark_matter_micro-nuggets_from_$\rm{eV}$_sterile_states_and_the_Hubble_tension |
| Authors |
Subinoy_Das_and_Prolay_Chanda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11889 |
軽い滅菌ニュートリノのような、質量が$\sim$数eVの軽いデカップリングされたフェルミオンが、スカラー媒介力によって駆動される放射支配エポック中に相転移を起こし、縮退した物質のナゲットに閉じ込められるという新しいシナリオを提示します宇宙論的な時間スケールで安定しています。これらの重いダークナゲットは、冷たいダークマターのように動作します。暗黒物質ナゲットの安定性は、フェルミ圧力が魅力的なスカラー力（白い矮星や中性子星のようなもの）と釣り合うときに達成され、静的構成を数値的に解きます。また、ナゲット形成の前に、半相対論的無菌状態がスカラー放射を消滅させ、宇宙マイクロ波背景時代の前のハッブル膨張率を高め、ハッブル張力を緩和できることも強調します。また、暗いナゲットが形成されると、スカラー放射への消滅が支配的になり、ナゲットの寿命は宇宙の時代よりも容易に長くなる可能性があることも示しています。
Planck 2018以降の冷たい暗黒物質と相互作用する真空エネルギーのシナリオにおけるニュートリノ質量の制約
| Title |
Constraints_on_neutrino_mass_in_the_scenario_of_vacuum_energy_interacting_with_cold_dark_matter_after_Planck_2018 |
| Authors |
Hai-Li_Li,_Jing-Fei_Zhang,_Xin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12041 |
この作業では、最新の宇宙観測を使用して、冷たい暗黒物質（I$\Lambda$CDMと略される）と相互作用する真空エネルギーのシナリオにおける全ニュートリノ質量の制約を調査します。$Q=\betaH\rho_{\rmde}$、$Q=\betaH\rho_{\rmc}$、$Q=\betaH_{0}\rho_I$\Lambda$CDMシナリオでは、{\rmde}$、および$Q=\betaH_{0}\rho_{\rmc}$。ダークエネルギーモデルの相互作用における大規模な不安定性の問題を回避するために、ダークエネルギーの相互作用に拡張パラメーター化されたポストフリードマン法を使用して、これらのモデルのダークエネルギーの摂動進化を計算します。この作業で使用される観測データには、Planck2018データリリースからの宇宙マイクロ波背景（CMB）測定、バリオン音響振動（BAO）データ、Ia超新星（SN）タイプの観測（Pantheonコンパイル）、および2019のローカル距離が含まれますハッブル宇宙望遠鏡からのハッブル定数$H_{0}$のラダー測定。$\Lambda$CDM+$\summ_{\nu}$モデルの制約と比較すると、$\summ_{\nu}$の制約は4つのI$\Lambda$CDM+$\で緩いことがわかりますm_{\nu}$モデルを合計します。ニュートリノの3つの質量階層を考えると、$\summ_{\nu}$に対する制約は、縮退階層の場合に最も厳しく、逆階層の場合に最も緩やかです。さらに、4つのI$\Lambda$CDM+$\summ_{\nu}$モデルでは、CMB+BAO+SN+$H_{0}$データの組み合わせを使用すると、結合パラメーター$\beta$の値が大きくなります。CMB+BAO+SN+$H_{0}$データの組み合わせを使用する場合、CMB+BAO+SNデータの組み合わせを使用し、1$\sigma$レベル以上で$\beta>0$が優先されます。$H_{0}$緊張の問題についても、このホワイトペーパーで説明します。$\Lambda$CDM+$\summ_{\nu}$モデルと比較すると、$H_{0}$テンションはI$\Lambda$CDM+$\summ_{\nu}で緩和できることがわかります$モデルはある程度。
消失しない空間曲率を持つ最適なボルツマン階層
| Title |
Optimal_Boltzmann_hierarchies_with_non-vanishing_spatial_curvature |
| Authors |
Cyril_Pitrou,_Thiago_S._Pereira,_Julien_Lesgourgues |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12119 |
宇宙論的摂動論では、宇宙マイクロ波背景異方性は通常、摂動したアインシュタイン方程式に結合されたボルツマン階層から計算されます。このセットアップでは、1セットの多極子が温度異方性を記述し、他の2セットの電気タイプと磁気タイプが分極異方性を記述します。分極に必要な多極子タイプの数を減らし、数値分解能を高速化するために、アインシュタインボルツマン符号の文献で最適な階層が提案されています。ただし、最近、最適な階層で使用される方向固有関数と軌道固有関数の分離可能性が、空間曲率の存在下では正しくないことが示されています。分離可能性の仮定が最適な階層にどのように影響するかを調査し、それが階層全体に対して$\Omega_K$の次数の相対誤差をもたらすことを示します。それにもかかわらず、$|\Omega_K|=0.1$の曲率でも相対誤差が宇宙分散よりもはるかに小さい、温度および偏光角度スペクトルに対して最適な階層が依然として非常に良い結果を与えることを示します。それでも、最適な階層を使用すると、テンソル摂動からの偏光角度スペクトルが大幅に変化し、通常$50のエラーが発生することがわかります|\Omega_K|そのコンポーネントの\％$。
小規模な赤方偏移宇宙歪みからの宇宙情報
| Title |
Cosmological_Information_from_the_Small-scale_Redshift_Space_Distortions |
| Authors |
Motonari_Tonegawa,_Changbom_Park,_Yi_Zheng,_Hyunbae_Park,_Sungwook_E._Hong,_Ho_Seong_Hwang,_and_Juhan_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12159 |
観測された銀河の分布の赤方偏移空間歪み（RSD）は、宇宙論の強力なプローブとして知られています。大規模RSDの観測により、宇宙の大規模構造の線形成長率に厳しい制約が与えられました。一方、クラスター内の銀河のランダムな動きによって引き起こされる小規模なRSDは、宇宙論ではあまり使用されていませんが、宇宙論的情報も持っています。これは、異なる宇宙パラメーターを持つ宇宙は、ハロー質量関数とビリアル化速度が異なるためです。予測された相関関数$w（r_p）$と多極子モーメント$\xi_l$に小さなスケール（$1.4$から$30\h^{-1}\rm{Mpc}$）に焦点を合わせます。マルチバースシミュレーションで物理的に動機付けされた最結合粒子（MBP）と銀河の対応スキームから生成されたシミュレートされた銀河サンプルを使用して、宇宙物質密度パラメーター$\Omega_m$、衛星速度バイアスに対する小規模RSDの依存性を調べますMBP、$b_v^s$、およびmerger-time-scaleパラメータ$\alpha$に関して。$\alpha=1.5$は、SDSS-KIAS値を追加した銀河カタログから測定された$w（r_p）$および$\xi_l$に非常に適していることがわかります。また、指の神の「強さ」を特定のしきい値によって設定された2点相関関数の輪郭の平行サイズと垂直サイズの比率として定義し、強さパラメーターが$（\Omega_m、b_v^s、\alpha）$それらの間の縮退を壊すことによって。すべての測定の結果のパラメーター値は$（\Omega_m、b_v^s）=（0.272\pm0.013,0.982\pm0.040）$であり、MBPに比べて衛星銀河の速度がわずかに低下していることを示しています。ただし、ハロー内の平均MBP速度が暗黒物質の速度分散の$0.94$であることを考えると、銀河の速度バイアスの背後にある主な要因は、バリオン効果ではなく重力相互作用です。
パーセント精度への道のりIV：ReACT-$ \ Lambda $ CDMを超える非線形パワースペクトルの計算
| Title |
On_the_road_to_per-cent_accuracy_IV:_ReACT_--_computing_the_non-linear_power_spectrum_beyond_$\Lambda$CDM |
| Authors |
Benjamin_Bose,_Matteo_Cataneo,_Tilman_Tr\"oster,_Qianli_Xia,_Catherine_Heymans_and_Lucas_Lombriser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12184 |
大規模な構造調査を効果的に活用するには、非線形宇宙構造形成の正確で信頼できる予測に依存します。したがって、効率的で包括的な計算モデリングのためのツールは、宇宙論的パラメーター推論分析を実行するために不可欠です。公開ソフトウェアパッケージReACTを紹介し、非標準の物理学からの非線形パワースペクトルの高速かつ正確な計算の機能を示します。LSSTのような宇宙シアパワースペクトルを採用して、DGPおよび$f（R）$重力モデルに対する一連の予測制約を通じてReACTを紹介します。ReACTを使用した正確な非線形モデリングでは、準線形レジームに限定された分析とは対照的に、$f（R）$パラメーターに対するLSSTの拘束力が2倍以上になります。ReACTは、現在および継続中の調査で$\Lambda$CDMを超える理論に対する一貫した制約の推論に対して十分に堅牢であることがわかりました。特に非線形の$\Lambda$CDMパワースペクトルの精度に関して、さらに改善を加えることで、ReACTは原則として、EuclidやLSSTなどの将来の調査の精度要件を満たすことができます。
Planck 2018データを使用した$ \ Lambda $ CDMを超えるモデルでの再イオン化の拡張
| Title |
Extended_reionization_in_models_beyond_$\Lambda$CDM_with_Planck_2018_data |
| Authors |
Daniela_Paoletti,_Dhiraj_Kumar_Hazra,_Fabio_Finelli,_George_F._Smoot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12222 |
Planck2018宇宙マイクロ波背景異方性データを使用して、拡張された再イオン化履歴の制約に関する最新情報を提供します。大きな角度スケールのPlanck2018データは、低多重極での$E$モードの分極再イオン化バンプの測定を改善し、以前の結果を改善する可能性を提供します。再イオン化履歴の元のPoly-reionモデルに小さな変更を使用すると、Planck2018のデータによって以前のすべての結果が大幅に改善されていることがわかります。$\tau=0.0572_{-0.0075}^{+0.0064}$68％CLでの$、再イオン化の初期の開始は強く嫌われる、すなわち、再イオン化が始まると赤方偏移、$z_{xe=0}=18.18_{-10.89}^{+1.61}$で68％CL、再イオン化期間（10％から99％の間で定義）は大幅に短縮されます。つまり、68％CLで$\Delta_z^{Reion}=4.59_{-2.45}^{+1.67}$です。$\Lambda$CDMを超える重要な拡張を含む、再イオン化の履歴と宇宙論的パラメーターの間の可能な相関を探ります。再イオン化とスカラースペクトルインデックス、ニュートリノ質量合計、空間曲率、暗黒物質消滅、および他の非標準モデルの間の縮退が大幅に減少していることがわかります。エラーバーと縮退の減少と、Poly-reionモデルで観察される光学的深さは、主にHFIデータに基づくPlanck2018ベースラインの新しい低$\ell$偏光の可能性によって駆動されます。これは、この可能性なしで導出された結果と、モデルのサブセットに対して提示されたベースラインの代替案が異なる結果によっても確認されます。
スピッツァーからの惑星外科学のハイライト
太陽系外惑星の観測は、それが着想されて設計されたとき、スピッツァー宇宙望遠鏡の使命の重要な部分であると予測されませんでした。それでも、スピッツァーは高温のジュピターからの熱放射を検出する最初の施設であり、スピッツァーの太陽系外惑星の調査範囲は、通過する惑星、マイクロレンズ、褐色矮星、および直接的な画像検索と天体測定を含むように拡大しました。スピッツァーは位相曲線を使用して、熱の縦方向の分布と、高温の木星の時間依存の加熱を測定しました。スピッツァーの二次日食観測は、昼側の熱放射スペクトルとそれに対応する高温の木星の大気組成を強く制約し、日食のタイミングは軌道力学の研究に使用されました。メタンや一酸化炭素などの炭素ベースの分子に対するスピッツァーの感度は、通過する太陽系外惑星の大気組成の研究や褐色矮星の画像分光、そしてより短い波長でのハッブル分光の鍵となりました。Spitzerの長い連続観測シーケンスの機能により、クールな星の周りの新しい通過惑星の検索が可能になり、TRAPPIST-1などの惑星系のアーキテクチャーの定義に役立ちました。スピッツァー氏は、マイクロレンズ視差を使用して、大きな軌道距離で小さな惑星の質量を測定しました。褐色矮星のスピッツァー観測は、それらの温度、質量、および気象パターンを調査しました。Spitzerの画像処理と天文学は、新しい惑星質量の褐色矮星を発見し、他の多くの距離と空間密度を測定するために使用されました。
広角色と偏光解析に基づく極成層圏雲の粒子サイズ分布の検索
| Title |
Retrieval_of_Particle_Size_Distribution_of_Polar_Stratospheric_Clouds_Based_on_Wide-Angle_Color_and_Polarization_Analysis |
| Authors |
Oleg_S._Ugolnikov,_Boris_V._Kozelov,_Sergey_V._Pilgaev,_Alexey_V._Roldugin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11565 |
2019年から2020年の冬に北ヨーロッパに移動した北極圏の集中的な極成層圏渦が低温を引き起こし、極成層圏雲が頻繁に発生した後、総オゾン含有量が大幅に減少しました。ロボゼロ（ロシア、ムルマンスク地域、68.0度N、35.1度E）の全天カメラと、夕暮れの背景に対する雲場分離の新しい方法を使用した偏光測定およびマルチカラー測光により、極成層圏雲の粒径分布。結果はLIDARおよびバルーン実験と比較されます。タイプIの視覚的に明るい極域成層圏雲の出現条件について説明します。
準ケプラー軌道の新しい補正方法
純粋な2体問題には、ケプラーエネルギー、ラプラスベクトル、角運動量ベクトルを含む7つの積分があります。ただし、そのうちの5つだけが独立しています。5つの独立した積分が保存されると、他の2つの従属積分は理論的には自然に保存されます。ただし、数値計算の観点からではない場合もあります。このため、7つのスケール係数を使用して統合された位置と速度を調整し、調整されたソリューションが7つの制約を厳密に満たします。2つの従属積分の存在に気づいて、これらの因子を計算するために、特異値分解と組み合わせたニュートン反復法を採用します。この補正スキームは、太陽系の摂動2体およびN体問題に適用できます。この場合、各惑星の7つの量は時間とともにゆっくりと変化します。これらの量の積分不変関係と運動方程式を統合することにより、7つのゆっくり変化する量に、より正確な値を与えることができます。彼らは調整されたソリューションに満足する必要があります。数値テストは、新しい方法がすべての軌道要素の数値誤差の急速な増加を大幅に低減できることを示しています。
強力なHアルファ放出とMUSEからの周縁惑星の質量の伴侶における降着の兆候
| Title |
Strong_H-alpha_emission_and_signs_of_accretion_in_a_circumbinary_planetary_mass_companion_from_MUSE |
| Authors |
Simon_Eriksson,_Rub\'en_Asensio_Torres,_Markus_Janson,_Yuhiko_Aoyama,_Gabriel-Dominique_Marleau,_Mickael_Bonnefoy_and_Simon_Petrus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11725 |
コンテキスト：固有のHアルファ放射を使用して星間コンパニオンを検出すると、直接イメージングのコントラストを改善し、降着する太陽系外惑星の特性評価を通じて惑星形成理論を詳しく調べるのに有利です。目的：この研究では、中解像度の分光法により、若い周縁惑星質量コンパニオン2MASSJ01033563-5515561（AB）b（Delorme1（AB）b）を特徴付けることを目的としています。方法：SV時間中にESO超大型望遠鏡にあるMUSE積分フィールドスペクトログラフに新しい狭視野モード（NFM）を使用して、Delorme1（AB）bの光学スペクトルを取得しました。結果：アクティブな降着シナリオと一致して、HeI放出を伴う非常に強いH-アルファおよびH-ベータ放出の発見を報告します。いくつかの独立した方法から得られた降着率の見積もりを提供し、Delorme1（AB）bの12-15M_Jupの可能性の高い質量を見つけます。これも以前の見積もりと一致しています。結論：Delorme1システムの活発な降着の兆候は、恐らくTucana-Horologium（THA）メンバーシップから予想される〜30-40Myrよりも若い年齢であることを示している可能性があります。以前の作品では、中央のバイナリが明るすぎることも示しており、若い年齢をさらに示しています。ただし、比較的古い（〜40Myr）の非常に低質量のシステムでアクティブディスクが最近発見されたことから、Delorme1（AB）bで継続的に降着することは、システムがそれによって暗示される年齢よりも若いこと自体は必要ない可能性があることを示唆しています。THAメンバーシップ。
| Title |
Aerosol_Composition_of_Hot_Giant_Exoplanets_Dominated_by_Silicates_and_Hydrocarbon_Hazes |
| Authors |
Peter_Gao,_Daniel_P._Thorngren,_Graham_K._H._Lee,_Jonathan_J._Fortney,_Caroline_V._Morley,_Hannah_R._Wakeford,_Diana_K._Powell,_Kevin_B._Stevenson,_and_Xi_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11939 |
エアロゾルは、温度、質量、および年齢の広い範囲にわたる太陽系外惑星の大気で一般的です。これらのエアロゾルは、太陽系外惑星からの透過光、反射光、放射光の観測に強く影響し、太陽系外惑星の熱構造と組成に関する理解を不明瞭にします。主要なエアロゾル組成を知ることは、太陽系外惑星の観測の解釈とそれらの大気の理論的理解を促進するでしょう。金属酸化物および硫化物、鉄、クロム、硫黄、および炭化水素を含む様々な組成物が提案されてきた。ただし、これらの種の太陽系外エアゾール不透明度への相対的な寄与は不明です。ここで、透過で観察された巨大な太陽系外惑星のエアロゾル組成がケイ酸塩と炭化水素によって支配されていることを示します。エーロゾル微物理モデルを巨大太陽系外惑星透過スペクトルの傾向で制約することにより、ケイ酸塩は、核生成エネルギー障壁が低く、元素存在量が多いため、惑星平衡温度が950Kを超えるとエアロゾルの不透明度が支配的であり、炭化水素エアロゾルは増加により950K未満になるメタンの豊富さ。私たちの結果は、ほとんどの巨大な通過する太陽系外惑星の範囲内で、惑星の重力と大気の金属性の変動にロバストです。中赤外域での凝縮ケイ酸塩のスペクトル特性は、高温（>1600K）、低重力（<10ms$^{-2}$）オブジェクトで最も顕著であると予測しています。
星の光で加熱された原始惑星系円盤におけるガスとダストのダイナミクス
| Title |
Gas_and_dust_dynamics_in_starlight-heated_protoplanetary_disks |
| Authors |
Mario_Flock,_Neal_J._Turner,_Richard_P._Nelson,_Wladimir_Lyra,_Natascha_Manger_and_Hubert_Klahr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11974 |
原始惑星系円盤の電離状態の理論モデルは、低電離とガスと磁場の間の弱い結合を伴う大きな領域の存在を示唆しています。この体制では、流体力学的不安定性が重要になる可能性があります。この作業では、垂直せん断不安定性（VSI）の影響下での典型的なTタウリシステムのガスとダストの構造とダイナミクスを調査します。私たちは、0.1と1mmのサイズの粒子が埋め込まれ、400軌道に進化した方位角の$360^\circ$をすべてカバーするグローバル3D放射流体力学シミュレーションを使用します。恒星放射加熱は、0.1〜10$\mu$mサイズのダストの不透明度に含まれています。飽和VSI乱流は、圧力と圧力の比率が$\alpha\simeq10^{-4}$になります。$\alpha$の値は、星から30au以内で最も低く、熱緩和は軌道周期に比べて遅く、VSIが遮断される速度に近づきます。$\alpha$が20から30auに上昇すると、35au付近の表面密度にディップが発生し、ロスビー波が不安定になり、半径が4auから40に及ぶ定常的な長寿命の渦が生成されます。方位角のau。私たちの結果は、mmサイズの粒子がVSIによって垂直方向に強く混合されているという以前の発見を裏付けています。1mmの粒子のスケールの高さのアスペクト比は0.037と決定され、HL〜Tauシステムのミリ波観測から得られた$H/r=0.007$の値よりもはるかに高くなります。測定されたアスペクト比は、理想的でないMHDモデルに適しています。私たちのVSI乱流モデルでは、mm粒子は半径方向内側にドリフトし、その多くは渦の中に閉じ込められて集中しています。乱流は、mm粒子に対して$\sim12$〜m/sの速度分散を引き起こします。これは、粒子と粒子の衝突が断片化につながる可能性があることを示しています。
隕石スペクトルを用いた赤外線小惑星の組成分析のためのスペクトル分解能の役割
| Title |
Role_of_spectral_resolution_for_infrared_asteroid_compositional_analysis_using_meteorite_spectra |
| Authors |
A._Skulteti,_A._Kereszturi,_Zs._Kereszty,_B._Pal,_M._Szabo,_F._Cipriani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11999 |
この研究では、隕石の潜在的な鉱物同定を中赤外域で分析し、小さな体表面をターゲットとする将来のミッションの観測の可能性を評価します。3つの炭素質隕石と3つの通常のコンドライト隕石を拡散反射（DRIFT）装置で調べ、主要な鉱物の存在を粉末回折法でも確認します。中赤外域における鉱物同定の可能性と制約は、スペクトル分解能を人為的に低下させることによってシミュレートされます。主なミネラルバンドを明確に特定するには、スペクトル分解能$\leq10$〜cm$^{-1}$（$\leq0.15\mu$m）が必要であることを私たちの研究は示しています。20-100〜cm$^{-1}$（0.3-1.5〜$\mu$m）の解像度では、これらの鉱物の識別は不確実であり、解像度$>100$〜cm$^{-1}$で、それはほとんど不可能です。
2019年1月13日〜3月28日の（6478）ゴートの活動
| Title |
Activity_of_(6478)_Gault_during_January_13_-_March_28,_2019 |
| Authors |
Oleksandra_Ivanova,_Yuri_Skorov,_Igor_Luk'yanyk,_Du\v{s}an_Tomko,_Marek_Hus\'arik,_J\"urgen_Blum,_Oleg_Egorov,_Olga_Voziakova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12030 |
2019年1月15日から3月28日の間に、太陽中心距離2.46から2.30au、地心距離1.79から1.42auで実行されたアクティブな小惑星（6478）ゴートの測光観測の結果を示します。観測は、2.5m望遠鏡で行われました。2019年1月15日のSAIMSU（CMO）と、2019年2月6日と3月28日の1.3mおよび0.61m望遠鏡（SPb）のそれぞれ。小惑星の直接画像は、広帯域のB、V、Rフィルターで取得されました。彗星のような構造がすべての観測日に検出されました。カラーマップが作成され、2019年1月15日に行われた観測の尾部に沿ったカラーバリエーションが分析されました。$Af\rho$は、Rフィルターに対して計算されました。評価値は、2019年1月から3月末までの期間で47から32cmまで変化します。体の回転周期は、さまざまな方法で光度曲線から推定されます約1.79時間です。ゴートの活動を引き起こす可能性のあるメカニズムについて説明します。
ESPRESSOでProximaを再訪
| Title |
Revisiting_Proxima_with_ESPRESSO |
| Authors |
A._Su\'arez_Mascare\~no,_J._P._Faria,_P._Figueira,_C._Lovis,_M._Damasso,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_R._Rebolo,_S._Cristiano,_F._Pepe,_N._C._Santos,_M._R._Zapatero_Osorio,_V._Adibekyan,_S._Hojjatpanah,_A._Sozzetti,_F._Murgas,_M._Abreo,_M._Affolter,_Y._Alibert,_M._Aliverti,_R._Allart,_C._Allende_Prieto,_D._Alves,_M._Amate,_G._Avila,_V._Baldini,_T._Bandi,_S._C._C._Barros,_A._Bianco,_W._Benz,_F._Bouchy,_C._Broeng,_A._Cabral,_G._Calderone,_R._Cirami,_J._Coelho,_P._Conconi,_I._Coretti,_C._Cumani,_G._Cupani,_V._D'Odorico,_S._Deiries,_B._Delabre,_P._Di_Marcantonio,_X._Dumusque,_D._Ehrenreich,_A._Fragoso,_L._Genolet,_M._Genoni,_R._G\'enova_Santos,_I._Hughes,_O._Iwert,_K._Ferber,_J._Knusdrtrup,_M._Landoni,_B._Lavie,_J._Lillo-Box,_J._Lizon,_G._Lo_Curto,_C._Maire,_A._Manescau,_C._J._A._P._Martins,_et_al._(30_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12114 |
私たちは、新しいESPRESSOスペクトログラフで得られた独立した測定を使用してプロキシマbの存在を確認し、その改善された精度を利用して惑星パラメーターを調整することを目指しています。2019年に取得したプロキシマの63の分光ESPRESSO観測を分析しました。26cm/sの典型的な放射速度光子ノイズで放射速度測定を取得しました。半径方向の速度の時系列と相互相関関数の全幅半値に対して共同MCMC分析を実行し、データに存在する惑星と恒星の信号をモデル化して、恒星の活動を扱うガウス過程回帰を適用しました。エスプレッソのデータには、独立してプロキシマbの存在が確認されています。ESPRESSOデータ自体は、11.218$\pm$0.029日の期間でプロキシマbを示し、最小質量は1.29$\pm$0.13Meです。結合されたデータセットでは、11.18427$\pm$0.00070日の期間を測定し、最小質量は1.173$\pm$0.086Meです。11.2日の信号の潜在的な原因として恒星活動の証拠は見つかりません。5.15日目に、わずか40cm/sの半振幅で、2番目の短周期信号が存在する証拠がいくつか見つかります。惑星の伴侶が原因の場合、最小質量は0.29$\pm$0.08Meに相当します。CCFのFWHMを明るさの変化のプロキシとして使用できること、および時間の経過に伴う勾配を使用して、恒星活動の影響の一部から動径速度データを正常にトレンド除去できることがわかります。ESPRESSOデータの活動誘発放射速度信号は、より赤い波長に向かって振幅の傾向を示します。スペクトログラフの赤い端を使用して測定された速度は、活動による影響が少なく、恒星の活動がスポット支配的であることを示唆しています。収集されたデータには、50日より短い期間に0.6Meを超える質量を持つ余分なコンパニオンの存在が含まれていません。
雲の放射フィードバックによって駆動される褐色矮星と直接画像化された太陽系外惑星の大気循環：回転の影響
| Title |
Atmospheric_circulation_of_brown_dwarfs_and_directly_imaged_exoplanets_driven_by_cloud_radiative_feedback:_effects_of_rotation |
| Authors |
Xianyu_Tan_and_Adam_P._Showman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12152 |
褐色矮星（BD）、自由に浮遊する惑星質量オブジェクト、および直接画像化された太陽系外巨大惑星（EGP）の観測は、大規模な気象の豊富な証拠を示しています。BDの激しい大気循環と直接画像化されたEGPを駆動するメカニズムと、その観測された光度曲線の変動性とスペクトル特性への影響を理解することは、差し迫った必要性です。私たちの以前の研究は、単純な1次元のフレームワークで自然発生的な時間発展を誘導する上での放射雲のフィードバックの強力な役割を示唆しています。しかし、3次元（3D）の動的フレームワークでの放射雲のフィードバックは、これらのオブジェクトに関連する条件についてはまだ調査されていません。ここでは、ダイナミクスと理想的な雲の形成およびその放射効果とを首尾一貫して結合する一連の大気循環モデルを示します。私たちは、活発な大気循環が雲の放射フィードバックによって引き起こされ、自己維持されることを実証します。循環は、数時間から数十時間のタイムスケールで進化する雲を形成する晴天の渦によって支配されます。支配的な渦の一般的な水平方向の長さスケールは、回転によって強く制約され、回転速度の逆数に対する線形依存性を示し、回転が強いほど雲が薄くなります。嵐の統計的進化により、ドメイン平均の出力放射束は数十時間のタイムスケールで変動性を示します。雲の放射フィードバックによって引き起こされる循環は、表面の不均一性が大きくなるだけでなく、フラックスの不規則性が変化する自然なメカニズムを表しています。私たちの結果はまた、ほこりの多いBDとEGPの近赤外線カラーに重要な影響を与えます。これには、近赤外線カラーマグニチュードダイアグラムの散乱や、表示ジオメトリに依存する近赤外線カラーが含まれます。
円盤銀河の放射状加速について
ディスク銀河のダイナミクスを定義する物理的プロセスは、まだよく理解されていません。一貫した重力理論内での理解に到達することなく、過去数十年にわたって数百の記事が文献に登場しています。ダークマター（DM）シナリオまたはニュートンダイナミクス（MOND）の変更は、ほとんどの研究で非ケプラー回転曲線をモデル化するために採用されていますが、DMの性質とバリオン物質との相互作用は未解決の問題であり、MONDは物理的なプロセスのない数学的概念。特異な加速と速度曲線の説明に重力の衝突理論を使用する試みを続け、さらに5つの銀河を検討しました。銀河NGC3198、NGC2403、NGC1090、UGC3205およびNGC1705の公開されたデータを使用して、観測されたディスク速度、および例として、NGC3198の平面外の問題について、DMなしで適切な適合を見つけることが可能でした。
H II領域のディープスペクトルからのC、N、O、Ne、S、Cl、およびArの銀河半径方向の存在量勾配
| Title |
The_Galactic_radial_abundance_gradients_of_C,_N,_O,_Ne,_S,_Cl_and_Ar_from_deep_spectra_of_H_II_regions |
| Authors |
Karla._Z._Arellano-C\'ordova,_C\'esar_Esteban,_Jorge_Garc\'ia-Rojas,_J._Eduardo_M\'endez-Delgado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11372 |
6、17kpcからGalactocentric距離をカバーする文献から収集された33HII領域の深いスペクトルを使用して、天の川のC、N、O、Ne、S、Cl、およびArの放射状存在量勾配の再評価を提示します。オブジェクトの距離は、ガイア視差を使用して修正されました。更新された原子データを使用して、均一な方法で物理的条件とイオン存在量を再計算します。すべてのオブジェクトは電子温度を直接決定するため、正確なイオン存在量を導き出すことができます。最も信頼性の高い総存在量を取得するために、要素ごとに異なるICFスキームを分析して比較します。距離が修正されたため、私たちの結果は、内側の銀河円盤でのO/H勾配の平坦化の可能性に関する以前の主張をサポートしていません。他の渦巻銀河で発見されたものとは対照的に、銀河のN/O勾配はかなり平坦であることがわかります。一部の元素の勾配の勾配は、特にNeの場合、使用されるICFスキームに敏感です。C、N、O、S、Cl、およびArの勾配の近似の周りの分散は、存在量の決定における典型的な不確実性のオーダーであり、イオン化された気相の化学組成に有意な不均一性がないことを意味しますISMの。log（S/O）とlog（Cl/O）の平坦な勾配と、log（Ne/O）とlog（Ar/O）の非常に浅いまたは平坦な勾配が見つかり、Ne、S、Clのロックステップ展開と一致Oに関するAr
ファジー集合理論を使用した赤、青、緑の銀河の分類方法
赤と青の銀河は伝統的に、色または他の銀河の特性のいくつかの特定のカットを使用して分類されます。これらの削減は、主に恣意的なものであり、経験的な議論によってのみサポートされています。銀河の色は段階的な変化を示し、そのようなカットに関連する曖昧さがこれらのサンプルに重大な汚染をもたらす可能性があります。ファジー集合論は、正確な境界がない場合に分類の不確実性を捕捉するための自然なフレームワークを提供します。ファジー集合論を用いて、銀河を色によって分類する方法を提案します。
PHANGS CO運動学：150 pcの解像度でのディスクの向きと回転曲線
| Title |
PHANGS_CO_kinematics:_disk_orientations_and_rotation_curves_at_150_pc_resolution |
| Authors |
Philipp_Lang,_Sharon_E._Meidt,_Erik_Rosolowsky,_Joseph_Nofech,_Eva_Schinnerer,_Adam_K._Leroy,_Eric_Emsellem,_Ismael_Pessa,_Simon_C._O._Glover,_Brent_Groves,_Annie_Hughes,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Miguel_Querejeta,_Andreas_Schruba,_Frank_Bigiel,_Guillermo_A._Blanc,_Melanie_Chevance,_Dario_Colombo,_Christopher_Faesi,_Jonathan_D._Henshaw,_Cinthya_N._Herrera,_Daizhong_Liu,_Jerome_Pety,_Johannes_Puschnig,_Toshiki_Saito,_Jiayi_Sun,_and_Antonio_Usero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11709 |
PHANGS-ALMAによってCO（2-1）放出で調査された67の主系列星形成銀河の運動学的方向と高解像度（150pc）回転曲線を示します。私たちの測定は、CO速度場に合わせた新しいフィッティング法の適用に基づいています。私たちのアプローチは、非軸対称（棒とらせん）機能の影響と、近隣の銀河の内部領域でのCO放出の不均一な空間サンプリング特性の影響を低減する方法として、最適な全方位を特定します。この方法は、1インチの解像度でマッピングされたPHANGSCO速度場に含まれる多数の独立した見通し線に適用される場合に特に効果的です。これらのデータに当てはめられた高解像度回転曲線は、これらの銀河の内部領域における質量分布の敏感なプローブです。COが信頼性の高いグローバルな動的質量トレーサーであることを示すために、内側の勾配とフィットした回転曲線の振幅を使用します。文献からの測光方向と、私たちの方法で決定された運動学的方向の間の一貫性から、log（$\rmM_{\star}（M_{\odot}）$）=の質量範囲における恒星円盤の形状が推測されますサンプルでプローブされた9.0〜10.9は、円形に非常に近く、厚さが均一です。
暗い銀河の分布とスピンバイアス
ALFALAFAおよびLITTLETHINGS調査から多数の（ほぼ）暗い銀河が発見されたことを踏まえて、Jimenezらの予測を再検討します。1997年、急速に回転するガスディスクのToomre安定性に基づいています。$\Lambda$CDMの予測をPlanck18によって指定されたパラメーターで更新し、暗いオブジェクトの予想される数密度、およびそれらのスピンパラメーターと質量分布を計算しました。データとの比較はより困難ですが、スピンがより確実に決定される場合、スピンはディスクのしきい値に近く、予想される数密度が最高であるToomre基準に従ってディスクが安定するため、その概念が強化されます。それらの親ハローのスピンに基づく明るい銀河の形成におけるバイアス。
巨大なリングを持つ若い宇宙の巨大銀河
| Title |
A_giant_galaxy_in_the_young_Universe_with_a_massive_ring |
| Authors |
Tiantian_Yuan,_Ahmed_Elagali,_Ivo_Labbe,_Glenn_G._Kacprzak,_Claudia_del_P._Lagos,_Leo_Y._Alcorn,_Jonathan_H._Cohn,_Kim-Vy_H._Tran,_Karl_Glazebrook,_Brent_A._Groves,_Kenneth_C._Freeman,_Lee_R._Spitler,_Caroline_M._S._Straatman,_Deanne_B._Fisher_and_Sarah_M._Sweet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11880 |
ローカル（赤方偏移z〜0）宇宙では、衝突リング銀河は銀河のわずか0.01％にすぎず、放射状に伝播する密度波をトリガーする正面銀河衝突によって形成されます。これらの印象的なシステムは、銀河系の円盤を解体するための主要なスナップショットを提供し、地元の宇宙で広く研究されています。ただし、遠方（z>0.1）の衝突リングについてはあまり知られていません。ここでは、10.8Gyr（z=2.19）のルックバック時間におけるリング銀河の詳細な研究を示します。私たちの天の川と比較して、この銀河は同じような恒星の質量を持っていますが、恒星の半分の光の半径は1.5〜2.2倍大きく、星を形成する速度は50倍速くなっています。星を形成するリングの外側にある大きく拡散した星の光は、リング上の半径方向の速度と近くの侵入銀河と組み合わされて、この銀河が衝突リングをホストしている証拠を提供します。リングが永遠に進化する場合、巨大な円盤の暗黙の大きなバーは、バードスパイラルの最も初期の形成に関する現在の理解と一致しなくなります。以前の予測に反して、この研究は、大規模な衝突リングが今日と同じように11Gyr前に珍しかったことを示唆しています。私たちの発見は、若い銀河の密度波を研究するためのユニークな経路を提供するだけでなく、渦巻状の円盤と銀河群の宇宙進化を制約します。
Galaxy And Mass Assembly（GAMA）：銀河の種類による宇宙の星形成の歴史と金属性進化の法医学SED再構成
| Title |
Galaxy_And_Mass_Assembly_(GAMA):_A_forensic_SED_reconstruction_of_the_cosmic_star-formation_history_and_metallicity_evolution_by_galaxy_type |
| Authors |
Sabine_Bellstedt,_Aaron_S._G._Robotham,_Simon_P._Driver,_Jessica_E._Thorne,_Luke_J._M._Davies,_Claudia_del_P._Lagos,_Adam_R._H._Stevens,_Edward_N._Taylor,_Ivan_K._Baldry,_Amanda_J._Moffett,_Andrew_M._Hopkins,_Steven_Phillipps |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11917 |
$z<0.06$でのGAMA調査からの$\sim$7,000銀河の多波長イメージングにスペクトルエネルギー分布フィッティングコードProSpectを適用して、星形成履歴を抽出します。星形成の歴史のパラメトリックな記述を、銀河の現在の気相の金属性が自由なパラメーターである金属性の閉じた箱の進化と組み合わせる。このアプローチで、観測的に決定された宇宙の星形成履歴（CSFH）を回復できることを示します。これは、SEDを実行している方法で、平均して宇宙の正しい時代に星が形成されていることを示しています。フィッティング。また、現在のさまざまな視覚形態の銀河のCSFHと恒星の質量への寄与も示します。この分析は、現在の楕円銀河の質量の半分が11Gyr前に配置されていたことを示唆していますが、他の形態学的タイプでは、現在の不規則銀河の場合は6Gyr前までに恒星の塊が形成されました。同様に、サンプルで最も重い銀河は、10.5Gyrまでに星の質量の半分を形成したことが示されましたが、最も重い銀河は、4Gyr前までに、恒星の質量の半分を形成しました（「銀河の小型化」のよく知られた効果））。最後に、私たちの金属性アプローチは、銀河の集団の気相金属性の平均進化を追跡し、星とガスの宇宙金属質量密度の進化を抽出することを可能にします。宇宙。
| Title |
Cold_molecular_gas_and_PAH_emission_in_Seyfert_galaxies |
| Authors |
A._Alonso-Herrero,_M._Pereira-Santaella,_D._Rigopoulou,_I._Garcia-Bernete,_S._Garcia-Burillo,_A._J._Dominguez-Fernandez,_F._Combes,_R._I._Davies,_T._Diaz-Santos,_D._Esparza-Arredondo,_O._Gonzalez-Martin,_A._Hernan-Caballero,_E._K._S._Hicks,_S._F._Hoenig,_N._A._Levenson,_C._Ramos_Almeida,_P._F._Roche,_D._Rosario |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11959 |
近隣の22のセイファート銀河の核（$\sim24-230\、$pc）領域における$11.3\、\mu$mPAH機能の検出と、冷たい分子ガスの特性との関係を調査します。前者については、地上ベース（0.3〜0.6インチの解像度）中赤外（中IR）分光法を使用します。冷たい分子ガスは、CO（2のALMAおよびNOEMAの高（0.2〜1.1インチ）角解像度観測によって追跡されます。-1）移行。$11.3\、\mu$mPAH機能の核検出を持つ銀河は、より冷たい分子ガス（中央値$1.6\times10^7\、M_\odot$）を含み、より高いカラム密度（$N（{\rmH}_2）=2\times10^{23}\、{\rmcm}^{-2}$）は、検出されていない領域よりも中赤外スリットでサンプリングされた領域にわたって。これは、分子ガスがセイファート核の過酷な環境でPAH分子をシールドする役割を果たすことを示唆しています。例としてPAH分子ナフタレンを選択して、2.5keVの硬X線光子に曝されたときのサンプルの核領域での半減期を計算します。ナフタレンの核内の半減期は、PAHが$11.3\、\mu$m検出されていない場合よりも短いと推定されます。核周囲スケール（$\sim$4"$\sim$0.25-1.3kpc）のSpitzer/IRSPAH比は、中性および部分的にイオン化されたPAHのモデル予測の中間です。ただし、サンプル内のセイファート銀河は、核H$が最も高い_2$カラム密度は、通常、中性のPAHトラックに近くありません。これは、サンプル銀河の大部分で、内側の$\sim$4"のCO（2-1）放出が中央にピークがなく、一部の銀河にあるためです強力な星形成活動の核周辺サイトを追跡します。ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡でMIRI中解像度分光器（MRS）を使用して空間的に解決された観測により、近くのAGNでのPAH放出に対するアクティブな銀河核（AGN）と星形成の影響を区別できます。
乗法性カオスからの磁場
完全に開発された3次元非圧縮性乱流の解析モデルは、乗法カオスの概念に基づいて、流体力学コミュニティで最近提案されました。これは、確率的積分によって表されるランダムフィールドで構成され、少数のパラメーターのみで、特にスケール（カスケード）と間欠性（非ガウス性）を介したエネルギー伝達を含む、実験的および数値的乱流と多くのプロパティを共有します。単一のパラメーターで最も便利に制御されます。ここでは、このアプローチをMHD乱流に拡張する3つのモデルを提案します。私たちの公式は、乱流速度場と磁場を組み合わせた物理的に動機付けられた3Dモデルを提供します。その理論的価値に加えて、この作業は観測者にツールを提供することを目的としています。物理的に意味のある多数の自由なパラメーターが説明を入力します。これは天体物理学データを特徴付けるのに役立ちます。
LAMOST DR5とGaia DR2を使用した局所暗黒物質密度の測定
| Title |
Measuring_the_local_dark_matter_density_with_LAMOST_DR5_and_Gaia_DR2 |
| Authors |
Rui_Guo,_Chao_Liu,_Shude_Mao,_Xiang-Xiang_Xue,_R.J._Long,_Lan_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12018 |
太陽の近傍にある天の川星の運動学に垂直ジーンズ方程式を適用して、局所的な暗黒物質密度を測定します。私たちの分析では、LAMOSTDR5とGaiaDR2のクロスマッチングされたサンプルから、90,000を超えるGおよびKタイプの矮星が選択されています。適用される質量モデルは、単一の指数恒星円盤、かみそりの薄いガス円盤、および一定の暗黒物質密度で構成されています。最初に、傾斜項を無視し、平坦な回転曲線を仮定する簡略化された垂直ジーンズ方程式を検討します。全恒星表面密度のガウス分布の下では、マルコフ連鎖モンテカルロシミュレーションから推定される局所暗黒物質密度は$0.0133_{-0.0022}^{+0.0024}\{\rmM}_{\odot}\、{\rmpc}^{-3}$。$-10^{\circ}<\phi<5^{\circ}$の方位角範囲内のサブサンプルの局所的な暗黒物質密度は、1$\sigma$エラー内で一貫しています。ただし、北部と南部のサブサンプルは、北部と南部の垂直速度分散プロファイルのプラトーが原因で大きな不一致を示しています。これらのプラトーは、北と南の間の暗黒物質密度の異なる推定の原因であるかもしれません。傾斜の項を考慮しても、パラメータの推定にはほとんど影響がなく、北と南の非対称性は説明されません。$\sigma_{z}$プロファイルの差の半分を未知の系統誤差として取り、北部と南部のサブサンプルの一貫した測定値を取得します。局所的な暗黒物質密度の測定の不確実性に対する垂直データ範囲、トレーサー母集団のスケールの高さ、星の垂直分布、およびサンプルサイズの影響について説明します。
原子：大規模な星形成領域のALMA 3ミリメートル観測-II。 ACA観測におけるコンパクトオブジェクトと星形成スケーリング関係
| Title |
ATOMS:_ALMA_Three-millimeter_Observations_of_Massive_Star-forming_regions_--_II._Compact_objects_in_ACA_observations_and_star_formation_scaling_relations |
| Authors |
Tie_Liu,_Neal_J._Evans,_Kee-Tae_Kim,_Pail_F._Goldsmith,_Sheng-Yuan_Liu,_Qizhou_Zhang,_Kenichi_Tatematsu,_Ke_Wang,_Mika_Juvela,_Leonardo_Bronfman,_Maria._R._Cunningham,_Guido_Garay,_Tomoya_Hirota,_Jeong-Eun_Lee,_Sung-Ju_Kang,_Di_Li,_Pak-Shing_Li,_Diego_Mardones,_Sheng-Li_Qin,_Isabelle_Ristorcelli,_Anandmayee_Tej,_L._Viktor_Toth,_Jing-Wen_Wu,_Yue-Fang_Wu,_Hee-weon_Yi,_Hyeong-Sik_Yun,_Hong-Li_Liu,_Ya-Ping_Peng,_Juan_Li,_Shang-Huo_Li,_Chang-Won_Lee,_Zhi-Qiang_Shen,_Tapas_Baug,_Jun-Zhi_Wang,_Yong_Zhang,_Namitha_Issac,_Feng-Yao_Zhu,_Qiu-Yi_Luo,_Xun-Chuan_Liu,_Feng-Wei_Xu,_Yu_Wang,_Chao_Zhang,_Zhiyuan_Ren,_Chao_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12080 |
全ボロメータ光度（$L_{\rmbol}$または$L_{\rmTIR}$）とH$^{13の$J=1-0$遷移の分子線光度の間の関係の研究を報告します。}$CN、H$^{13}$CO$^+$、HCN、およびHCO$^+$。146個のアクティブな銀河系星形成領域の「ATOMS」調査でのACA観測から得られたデータ。4つの遷移の$L_{\rmbol}$と分子線の光度$L'_{\rmmol}$の間の相関は、すべてほぼ線形であるように見えます。アイソトポログの線放出は、主な線放出と同様に、$L_{\rmbol}$-$L'_{\rmmol}$の関係で大きな散乱として示されます。異なる分子ライントレーサーのlog（$L_{\rmbol}$/$L'_{\rmmol}$）は、同様の分布を持っています。$L_{\rmbol}$と$L'_{\rmmol}$の比率は、ガラクトセントリック距離（$R_{\rmGC}$）と塊の質量（$M_{\rmclump}で変化しません。$）。分子線の光度比（HCN-to-HCO$^+$、H$^{13}$CN-to-H$^{13}$CO$^+$、HCN-to-H$^{13}$CNとHCO$^+$-to-H$^{13}$CO$^+$）はすべて$L_{\rmbol}$、ダスト温度（$T_{\rmd}$）に対して一定に見えます。$M_{\rmclump}$および$R_{\rmGC}$。私たちの研究は、メインラインとアイソトポログラインの両方が銀河系分子塊の高密度ガスの総質量の優れたトレーサーであることを示唆しています。主線の大きな光学的深さは、星形成関係の勾配の解釈に影響を与えません。「ATOMS」調査での大規模な銀河団の平均星形成効率（SFE）は、非常に異なるトレーサーを使用したり、非常に異なる空間スケールを調べたりしている場合でも、高密度ガスの他のSFEの測定値とほぼ一致しています。
VSTを使用したFornax Deep Survey。 X. FDS領域のソースのカタログ、球状星団と背景銀河の調査例
| Title |
The_Fornax_Deep_Survey_with_VST._X._The_catalog_of_sources_in_the_FDS_area,_with_an_example_study_for_globular_clusters_and_background_galaxies |
| Authors |
Michele_Cantiello,_Aku_Venhola,_Aniello_Grado,_Maurizio_Paolillo,_Raffaele_D'Abrusco,_Gabriella_Raimondo,_Massimo_Quintini,_Michael_Hilker,_Steffen_Mieske,_Crescenzo_Tortora,_Marilena_Spavone,_Massimo_Capaccioli,_Enrica_Iodice,_Reynier_Peletier,_Jesus_Falcon_Barroso,_Luca_Limatola,_Nicola_Napolitano,_Pietro_Schipani,_Glenn_van_de_Ven,_Fabrizio_Gentile,_Giovanni_Covone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12085 |
このペーパーは、一連のFornaxDeepSurvey（FDS）の続きです。拡張Fornaxクラスターメンバーを対象としたこれまでの調査に続いて、Fornaxクラスターのコンパクトな恒星系のカタログ、および拡張背景ソースと点状ソースを紹介します。NGC1399を中心とするFDSの$\sim$21平方度の領域で、約170万個の光源のugri測光を導出します。NGC1316の方向に広がる$\sim$27sq。degsのより広いエリアでは、約310万のソースのgriデータを提供します。ソースの形態的特性を改善するために、FWHM<=0.9arcsecのカットで最もよく見えるグリバンドの単一露光を追加して、マルチバンド画像スタックを生成します。検出フレームとしてマルチバンドスタックを使用します。コンパクトな情報源の識別は、文献から明確に分類された情報源の特性を参考にして、測光と形態計測の選択基準の組み合わせから得られます。Fornax領域における球状星団（GC）分布の予備分析を提示します。この研究は、以前の結果をさらに確認し、拡張します。GCの銀河間集団、NGC1399を中心とする主に青いGCの集団が$\sim$0.9Mpcを超え、楕円率が$\sim$0.65であることがわかります。いくつかのサブ構造は、さまざまな方向に沿って$\sim$0.5Mpcに及びます。これらの構造の2つは、どの明るい銀河にも交差しません。それらの1つはNGC1404に接続されているように見えます。これは、クラスターコアに近い明るい銀河であり、特にGCが不十分です。griカタログを使用して、拡張FDSエリア全体のGC分布を分析し、2つの最も明るいクラスター銀河NGC1316とNGC1399を橋渡しする明らかなGCサブ構造を見つけません。NGC1316は、光学バンドでNGC1399の2倍明るいですが、ガラクトセントリック距離が40分角であるNGC1316と比較して、NGC1399の周囲の3〜4倍のGC母集団の係数を推定します。
ブラックホールの質量は、ブラックホールの回転エネルギーまたはスピンエネルギーに関連する既約質量と質量の合計です。ここでは、ブラックホールの総質量に対するスピンエネルギー（$c^2$で割った値）の寄与を調べています。X線バイナリシステム。ブラックホールのスピン質量エネルギーが抽出され、ブラックホールの質量が減少する場合があります。ここで調べた情報源のスピン質量エネルギーとブラックホール質量の比率は、約10から30パーセントの範囲であり、この量の可能な最大値は30パーセントに近い。調査したサンプルの抽出に利用できるブラックホールの質量の典型的な割合は、約$0.2\pm0.1$です。ブラックホールのスピンエネルギーは主要な貯水池を表しており、タップすると即時および拡張ブラックホール環境に影響を与え、ブラックホールの質量を減少させ、ブラックホールの質量と銀河の特性の関係を変更する可能性があります。これらの結果は、他の観察や数値シミュレーションに基づく期待と一致しています。
LISAバンドにおけるガスディスク埋め込み中間質量比インスパイラルの進化
| Title |
Evolution_of_gas_disc-embedded_intermediate_mass_ratio_inspirals_in_the_LISA_band |
| Authors |
A._Derdzinski,_D._D'Orazio,_P._Duffell,_Z._Haiman,_A._Macfadyen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11333 |
今後の宇宙ベースの干渉計LISAの潜在的な重力波（GW）ソースには、極端または中間質量比インスパイラル（EMRI/IMRI）があります。これらのイベントは、質量範囲$10^5M_{\odot}\lesssimM\lesssim10^7M_{\odot}$の超大質量ブラックホールと、はるかに低い質量のBHの合体を伴います。E/IMRIのサブセットは、活動銀河核（AGN）の降着円盤で発生すると予想されます。以前の研究では、椎間板によって加えられたトルクが吸気に干渉し、LISAによって検出可能なGW波形に位相シフトを引き起こす可能性があることを示しました。ここでは、ディスクトルクの体系的な研究を提示するために、移動メッシュコードDISCOで2次元流体力学シミュレーションのスイートを使用します。吸気BHのトルクを測定し、バイナリ質量比$q\equivM_2/M_1$、ディスク粘度（$\alpha$）、ガス温度（または同等のマッハ数;$）の関数として、対応する波形偏差を計算します\mathcal{M}$）。ガストルクの絶対値は、以前に決定された遊星移動トルクの1桁以内であることがわかりますが、それらの正確な値と符号は、これらのパラメーターの組み合わせ、吸気速度、および衛星BH。$q$に応じて、$\Sigma_0\ge10^{4-6}\rm\、g\、cm^{-2}$を超える表面密度を持つAGNディスクに埋め込まれたバイナリのガスインプリントは、通常LISAで検出できます。$\alpha$および$\mathcal{M}$。偏差は、粘度が高いディスクで最も顕著であり、LISAが最も敏感な周波数で検出されたE/IMRIであることがわかります。低温の椎間板のトルクは、GW駆動の吸気速度の顕著な依存性と、吸気の後期の強い変動を示します。私たちの結果は、LISAがAGNのディスクパラメーターとディスクと衛星の相互作用の物理に制約を課すことができる可能性があることをさらに示唆しています。
球状星団M30における静止低質量X線連星のスペクトル分析
| Title |
Spectral_analysis_of_the_quiescent_low-mass_X-ray_binary_in_the_globular_cluster_M30 |
| Authors |
Constanza_Echibur\'u,_Sebastien_Guillot,_Yue_Zhao,_Craig_O._Heike,_Feryal_\"Ozel,_Natalie_A._Webb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11345 |
球状星団M30にある中性子星を含む静止低質量X線連星の最近のチャンドラ観測を紹介します。中性子星からの熱放射を当てはめて、その質量と半径を抽出します。2001年と2017年に行われた2つの観測の間、および個々の2017年の観測の間でフラックスの変動の証拠は見つからないため、それらを一緒に分析して、信号対雑音比を増加させます。星間媒質による吸収、検出器でのX線光子のパイルアップの補正、高カウント過剰のべき法則など、標準的な軽元素組成大気モデル（水素またはヘリウム）を使用して同時にスペクトルフィットを実行します光子エネルギー。マルコフ連鎖モンテカルロアプローチを使用して、大気の両方の化学組成の質量と半径の信頼できる区間を抽出します：$R_{\textrm{NS}}=7.94^{+0.76}_{-1.21}$kmと$M_{\textrm{NS}}<1.19$M$_{\odot}$は純粋な水素を想定し、$R_{\textrm{NS}}=10.50^{+2.88}_{-2.03}$kmと$M_{\textrm{NS}}<1.78$M$_{\odot}$ヘリウム。不確実性は90％の信頼できる領域を表します。Hの場合、小さな半径は、現在のほとんどの核物理モデル（特に核子状態方程式）や中性子星の半径の他の測定値と一致させることが難しく、最近の推奨値は一般に11〜14kmの範囲です。一方、Heの場合、測定された半径はこの範囲と一致しています。半径の過小評価をもたらす可能性のある系統的な不確実性の考えられる原因について説明し、表面温度の不均一性の存在を最も関連するバイアスとして特定します。これによると、大気はHeで構成されているか、観測された放射線に対するホットスポットの寄与が大きいH大気であると結論付けます。
3C 465のジェットの高解像度ビュー
| Title |
A_high-resolution_view_of_the_jets_in_3C_465 |
| Authors |
E._Bempong-Manful,_M.J._Hardcastle,_M._Birkinshaw,_R.A._Laing,_J.P._Leahy,_D.M._Worrall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11403 |
e-MERLINからの深い横分解無線観測とVLAからの補足観測を使用して、WATソース3C465のジェットの新しい高解像度と高感度の研究を紹介します。ジェット速度の下限$\beta_{\rmj}$=（$\nu_{\rmj}$/$c$）$\gtrsim$0.5と、上限$\theta_{\rmj}$$\lesssim$61$^{\circ}$は、視線に対するジェット角度です。ジェットスペクトルインデックス（$\alpha$、$S\propto\nu^{\alpha}$で定義）はかなり一定（<$\alpha_{\rmjet}$>=$-$0.7）で、スペクトルコアの4.4kpc以内での平坦化は明るいノットと一致し、以前の研究で見つかったラジオジェットの基部でのX線粒子加速のサイトと一致しています。2つのホットスポットコンポーネントのスペクトルにはほとんど違いがなく、おそらく同じ特性の電子集団がそこに注入されていることを示しています。NWプルームとSEプルームはほぼ同種の構造であり、2つの領域での質量注入と外部圧力と密度勾配の変化にばらつきがあり、NWプルームの少し急なスペクトルである<$\alpha_{\rmNWp}$>=SEプルームと比較して$-$1.43、<$\alpha_{\rmSEp}$>=$-$1.38。シンクロトロン寿命モデルは、プルーム材料内の粒子のもっともらしい再加速をサポートします。全体的に、私たちの結果は、軽度の相対論的および非相対論的衝撃における一次フェルミ過程が3C465での最も可能性の高い加速メカニズムであり、$\beta_{\rmj}$$>$での加速の違いを区別していることを示しています0.5と$\beta_{\rmj}$$<$0.5。前者の場合は、電子をより高いローレンツ因子に加速することができます。
銀河マグネターSGRJ1935 + 2154のアクティブバーストフェーズ中のパルス電波放射の厳格な上限
| Title |
Stringent_upper_limits_on_pulsed_radio_emission_during_an_active_bursting_phase_of_the_Galactic_magnetar_SGRJ1935+2154 |
| Authors |
L._Lin,_C._F._Zhang,_P._Wang,_H._Gao,_X._Guan,_J._L._Han,_J._C._Jiang,_P._Jiang,_K._J._Lee,_D._Li,_Y._P._Men,_C._C._Miao,_C._H._Niu,_J._R._Niu,_C._Sun,_B._J._Wang,_Z._L._Wang,_H._Xu,_J._L._Xu,_J._W._Xu,_Y._H._Yang,_Y._P._Yang,_W._Yu,_B._Zhang,_B.-B._Zhang,_D._J._Zhou,_W._W._Zhu,_A._J._Castro-Tirado,_Z._G._Dai,_M._Y._Ge,_Y._D._Hu,_C._K._Li,_Y._Li,_Z._Li,_E._W._Liang,_S._M._Jia,_R._Querel,_L._Shao,_F._Y._Wang,_X._G._Wang,_X._F._Wu,_S._L._Xiong,_R._X._Xu,_Y.-S._Yang,_G._Q._Zhang,_S._N._Zhang,_T._C._Zheng,_J.-H._Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11479 |
高速無線バースト（FRB）は、銀河系外の距離から観測される、ミリ秒単位の神秘的な無線トランジェントです。マグネターは、FRB源からの繰り返しバーストを駆動する可能性のあるエンジンとして長い間推測されてきましたが、これまでに説得力のある証拠は収集されていません。最近、銀河マグネターと呼ばれるソフトガンマ線リピーター（SGR）J1935+2154が、強力なソフトガンマ線バーストを放出することにより、活発な段階に入りました}。2つのピーク（以下FRB200428）と銀河系外のFRBに匹敵する光度を持つ1つの高速無線バーストが、軟らかい$\gamma$-ray/硬いX線フレアに関連して光源から検出されました。ここでは、多波長（光学および硬X線）の観測によって支援された4つの観測セッションで、500メートルの開口球面電波望遠鏡（FAST）を使用した8時間の対象観測キャンペーンを報告します。3番目のセッション中に、29個のSGRバーストが{\itFermi}ガンマ線バーストモニター（GBM）によって検出されました。観測期間中、特にSGRバーストが地球に到達したときの精査された時期には、FASTによって単一の分散パルス放出は検出されませんでした。これにより、フルエンスの上限がFRB200428のフルエンスよりも8桁深くなります。我々の結果は、FRB-SGRバーストの関連付けがかなりまれであることを示唆しています。FRBは、非常に相対論的で幾何学的にビーム化されている場合や、FASTバンドのはるか外側にあるほとんどのバーストの特徴的な周波数で狭いスペクトルを伝送する場合があります。さらに興味深いことに、SGRバーストでコヒーレント放射を達成するための物理的条件が考案されている可能性もあります。極端な条件下でのみ、SGRバーストに関連してFRBを作成できます。
コンパクトな急スペクトル源のジェット特性と活動銀河核におけるジェット放射のエディントン比駆動の統一スキーム
| Title |
Jet_Properties_of_Compact_Steep-Spectrum_Sources_and_an_Eddington-Ratio-Driven_Unification_Scheme_of_Jet_Radiation_in_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Jin_Zhang_(NAOC),_Hai-Ming_Zhang_(NJU),_Ying-Ying_Gan_(GXU),_Ting-Feng_Yi_(YNNU),_Jun-Feng_Wang_(XMU),_En-Wei_Liang_(GXU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11535 |
コンパクトなスティープスペクトルソース（CSS）は、おそらく若い電波ラウドアクティブ銀河核（AGN）の母集団を表します。6つのCSSがガンマ線放出源として確認されています。フェルミ/LATで観測されたガンマ線放出の包括的な分析を提示し、広帯域スペクトルエネルギー分布（SED）を確立します。コンパクトコアと大規模な拡張領域からの放射の2ゾーンレプトンモデルとのSEDフィットによってジェットのプロパティを導出し、AGNのサブクラス間のジェット放射の統合画像の可能なシグネチャを探索します。観測されたCSSのガンマ線は、変動性が大きく、トーラスの光子の逆コンプトンプロセスを介してコンパクトコアの放射が寄与していることを示しています。放射電子の導出された指数法則分布指数はp_1〜1.5-1.8、磁場強度はB〜0.15-0.6G、ドップラーブースティングファクターは\delta〜2.8-8.9です。ジェットが電子と陽電子のペアで構成されていると仮定すると、CSSのコンパクトなコアは磁化され、フラットスペクトルの電波クエーサーに似た高い放射効率を持っています。平均して6つのCSSは、GeVで検出されないCSSよりもエディントン比とブラックホールの質量が高く、エディントン光度（P_jet/L_Edd）単位のジェット出力と他のサブとのエディントン比（R_Edd）の相関関係に従います-AGNのクラス、P_jet/L_Edd〜R_Edd^0.52。R_EddがAGNジェット放射の統合スキームの主要な物理的ドライバーになることを示します。
NuSTARおよびSwift / BATデータに基づくMrk 417の核隠蔽構造
NuSTAR（3-60keV）およびSwift/BAT（14-150）観測所で観測されたセイファート2型銀河Mrk417のX線スペクトル分析の結果を示します。NuSTARデータは、吸収されたカットオフべき乗則成分と冷たい中性媒質からの反射放出で構成されるベースラインモデルとの良好な適合を示しています。スペクトルが急勾配であることがわかりました$\Gamma=1.63_{-0.11}^{+0.10}$であり、$N_{H}=3.22_{-0.39}^{+0.41}の水素カラム密度によって不明瞭になります\cdot10^{23}cm^{-2}$、狭い$FeK_\alpha$輝線は、$EW=115_{-1}^{+2}$eVの同等の幅を持ち、この特徴が中程度の密度で発生していることを示唆していますオブスキュラーの。NuSTARデータとSwift/BATスペクトルを組み合わせることで、複雑な物理モデルMYTorusとBNTorusを使用して、より物理的に動機付けられたアプローチも適用しました。最初のケースでは、$\Gamma_{MYTorus}のフォトンインデックス=1.68_{-0.09}^{+0.09}$と吸収体の見通し列の密度$N_{H、los}=3.36_{-0.07}^{+0.04}\cdot10^{23}cm^{-2}$。BNTorusモデルを適用すると、フォトンインデックス$\Gamma_{BNTorus}=1.75_{-0.09}^{+0.09}$および吸収$N_{H、los}=3.72_{-0.39}^{+0.49}\cdot10が表示されます^{23}cm^{-2}$。結果に基づいて、ガスダストトーラスの推定値$f_{c}=0.29-0.34$と、2〜10keVの$\約3.16\cdot10^{43}$の固有のX線光度が得られますerg/s。中赤外（MIR）観測データをさらに分析すると、カバリングファクターが$f_{c}\約0.12$とさらに小さい可能性があることが示されます。私たちの結果から、Mrk417の覆い隠し素材がリング状の形状であることが望ましいことがわかります。
超高エネルギー宇宙線放出の可能な兆候としての2WHSP高シンクロトロンピークBL Lacオブジェクトのガンマ線対応物
| Title |
Gamma-ray_counterparts_of_2WHSP_high-synchrotron-peaked_BL_Lac_objects_as_possible_signatures_of_ultra-high-energy_cosmic-ray_emission |
| Authors |
Michael_W._Toomey,_Foteini_Oikonomou,_Kohta_Murase |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11581 |
8年間のフェルミLATデータを含む高シンクロトロンピークBLLacオブジェクトの2WHSPカタログから、赤方偏移$z>0.2$での566アクティブ銀河核からの高エネルギー$\gamma$線放出の検索を示します。私たちは、超高エネルギー宇宙線によって引き起こされる電磁カスケード放出が、線源のスペクトル特性に基づいてレプトン放出から区別できる赤方偏移範囲に焦点を当てています。私たちの分析により、1〜300GeVのエネルギー範囲で$\約$5\sigma$（TS$\geq25$）を超える160の線源が検出されました。$\gamma$線束、変動特性、およびフェルミLATエネルギー範囲のフォトンインデックスに基づいて重要な線源を区別し、TeV領域で予想されるハドロン信号をモデル化することにより、有望な線源のリストを候補として選択します。イメージング大気チェレンコフ望遠鏡による追跡観測のための超高エネルギー宇宙線エミッター。
INTEGRAL天文台のIBIS / ISGRI望遠鏡からのアーカイブデータで発見された新しいガンマ線バースト
| Title |
New_Gamma-Ray_Bursts_Found_in_the_Archival_Data_from_the_IBIS/ISGRI_Telescope_of_the_INTEGRAL_Observatory |
| Authors |
I._V._Chelovekov,_S._A._Grebenev,_A._S._Pozanenko,_and_P._Yu._Minaev_(Space_Research_Institute,_Russian_Academy_of_Sciences) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11606 |
2003年から2018年にかけて、INTEGRAL天文台のIBIS/ISGRI望遠鏡からのアーカイブデータで、宇宙ガンマ線バースト（GRB）およびその他の短い硬X線イベントの体系的な検索が行われました。未知の7つのGRBが望遠鏡の視野に記録されています。それらはすべて、精度<2分でローカライズされています。これらのイベントは、自動GRB検索およびアラート用に設計されたINTEGRALバーストアラートシステム（IBAS）では明らかにされませんでした。IBASによって見逃されたが、以前に知られている、つまり他の実験で観察された、さらに4つのそのような局所的なイベントが見つかりました。IBIS/ISGRI軸に対して大きな角度で到達した視野外の866GRBも記録されています。それらのすべては、他の実験で以前に記録され、主に、INTEGRAL搭載のSPIガンマ線分光計の反一致シールド（ACS）、IBISガンマ線望遠鏡のPICsIT検出器、およびKONUS/WINDモニターによって記録されました。他の実験では確認されていない、1桁以上多いイベントが記録されています。GRBと太陽フレアまたは磁気圏過渡事象の両方がそれらの中にある可能性があります。IBIS/ISGRIによって記録された、確認済みおよび以前は不明であったGRBの基本パラメータを含むカタログが編集されました。さまざまなパラメータにおけるバーストの統計的分布が構築され、調査されました。
$ \ omega $ケンタウリでの暗黒物質消滅の制約
| Title |
Constraints_on_dark_matter_annihilation_in_$\omega$_Centauri |
| Authors |
Arpan_Kar,_Biswarup_Mukhopadhyaya,_Steven_Tingay,_Ben_McKinley,_Marijke_Haverkorn,_Sam_McSweeney,_Natasha_Hurley-Walker,_Sourav_Mitra_and_Tirthankar_Roy_Choudhury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11962 |
$\omega$Cenからのマーチソンワイドフィールドアレイ電波望遠鏡のデータの分析を示します。Brown{\itetal。}（2019）とReynoso-Cordova{\itetal。}（2019）によるFermi-LAT$\gamma$-rayデータの最近の解釈は、$\omega$Cenにかなりの暗が含まれている可能性があることを示唆しています案件。私たちは、彼らの最適なダークマター消滅モデルと$\omega$Cenでの磁場強度の推定を利用して、消滅から予想される電波シンクロトロン信号を計算し、磁場の重要な部分を除外できることを示しています-現在の観測限界を使用した拡散係数平面。これらの制限を10〜100倍改善すると、モデルをさらに厳しく制約できます。
XTE〜J1701-462とEXO〜0748-676の2つの中性子星クラスト冷却源で予期しない遅い時間の温度上昇が観察されました
| Title |
Unexpected_late-time_temperature_increase_observed_in_two_neutron_star_crust_cooling_sources_--_XTE~J1701-462_and_EXO~0748-676 |
| Authors |
A._S._Parikh,_R._Wijnands,_J._Homan,_N._Degenaar,_B._Wolvers,_L._S._Ootes,_and_D._Page |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12014 |
中性子星（NS）をホストする一時的なLMXBは、NS地殻に存在する高密度物質の物理を調べるための優れた実験室を提供します。LMXBの降着バースト中に、発熱反応がNS地殻を加熱し、地殻-コアの平衡を破壊する可能性があります。爆発が止まると、地殻が冷えてコアとの熱平衡が回復します。この進化を監視することで、地殻の高密度物質の物理を探ることができます。地殻のより深い層の特性は、爆発の終了後の後で調べることができます。LMXB内の2つのNS、XTEJ1701-462およびEXO0748-676の予期しない遅い時間の温度変化（バーストが終了してから2000日以上）について報告します。これらのソースは両方とも非常に異なるバースト（持続時間と平均降着率に関して）を示しましたが、観測された有効温度（約700日の期間で発生）で約2000日あたり、異常に急な減衰が約7eVでした。彼らの爆発の終了後。さらに、この急激な減衰の後、どちらも、予期せぬ温度の約3eVの上昇（約500〜2000日間）を示しました。この上昇は、XTEJ1701-462およびEXO0748-676のそれぞれ2.4{\sigma}および8.5{\sigma}レベルで顕著でした。そのような挙動の物理的な説明は不明であり、冷却仮説の中で簡単に説明することはできません。さらに、この観察された進化は、多くの仮定を呼び出さなければ、低レベルの降着によっても十分に説明できません。これまでに2つの地殻冷却源で観察されているこの異常な動作を再現できる理論的な加熱および冷却モデルの潜在的な経路を調査します。このような温度上昇は、他のNS地殻冷却源でも同様に遅い時間に観察されていませんが、これは、このような遅い時間に得られた不適切なサンプリングの結果である可能性があることを排除できません。
SGR 1935 + 2154からのX線バーストに関連付けられたFRB 200428のマグネター小惑星衝突モデル
ごく最近、2つのパルスを備えた非常に明るい高速無線バースト（FRB）200428が銀河マグネターSGR1935+2154の方向から来ることが発見され、X線バースト（XRB）が同時に検出されました。これらの観察は、マグネターベースの内部駆動モデルを支持しています。この手紙では、SGR1935+2164のXRBに関連付けられたFRB200428の別のモデルを提案します。このモデルでは、適切な速度の高いマグネターが質量の小惑星$\sim{\rma\、\、few}\times10に遭遇します。^{20}\、$g。この小惑星は、恒星の重力場の半径$\sim{\rma\、\、few}\times10^{10}\、$cmで、潮汐によって多数の破片に破壊され、その後、Alfv$の周りで妨げられます\acute{\rme}$n半径による超強磁場と、2つの最大質量の鉄ニッケルフラグメント$\sim10^{17}\、$gは、FRB200428の2つのパルスを生成します。小惑星全体は最終的に磁力線に沿って極に付着し、恒星表面を瞬間的に加熱してXRBを生成します。この重力駆動モデルは、観測されたすべての特徴を首尾一貫して解釈できることを示しています。
冷たい非付着中性子星の外殻の構造の分析的決定：強量子化磁場への拡張
| Title |
Analytical_determination_of_the_structure_of_the_outer_crust_of_a_cold_nonaccreted_neutron_star:_extension_to_strongly_quantizing_magnetic_fields |
| Authors |
Nicolas_Chamel_and_Zhivko_Krastev_Stoyanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12127 |
非付着中性子星の外殻の内部構成を決定するために最近提案された反復法は、非常に高い磁場の存在によって引き起こされる電子運動のランダウ・ラビ量子化を考慮に入れることによってマグネターに拡張されます。強量子化レジームでは、隣接する地殻層間の遷移の新しい解析解を使用して、この方法を効率的に実装できることが示されています。メソッドのパフォーマンスと精度を評価するために、詳細な数値計算が実行されます。
電波パルサー分極における周極地図作成のアーチファクト
無線パルサー偏波の単一パルスデータは、従来、水平軸と垂直軸にそれぞれパルス経度と偏波角（PA）を使用した2次元グレースケールパターンの形式で表示されていました。このような図は、いくつかの不可解な分極効果を示しています：1）中心パルス成分の下のPA曲線の分岐とループ、2）すべてのPA値での磁束の垂直方向の広がり、3）2つの直交分極モード（OPM）のPAトラック間のパワーコンテンツの交換、および4）180度を超える範囲で広がるフラットなPAスイング。これらすべての現象は、ポアンカレ球の純粋なV極付近で観測された偏光状態の通過に起因することが示されています。それらの複雑さの多くは、ポアンカレ球から経度-PA平面への地図作成変換から生じます。奇数の極付近の通路は、プロファイルウィングのOPMパワーの明らかな置き換えを生成しますが、ポアンカレ球上の各モードパッチには同じ量の磁束がとどまり続けます。したがって、パルサーPA曲線のフィッティングにより、一次（強）と二次（弱）のPAトラック間の遷移が可能になります。パルサー分極データのストークス空間（またはポアンカレ球）表現には重要な分極情報が含まれており、公表された数値が解釈に完全に役立つ場合は、従来の表示に合わせる必要があります。
高速無線バーストのメカニズムを啓発するマグネターからのX線バースト
| Title |
An_X-Ray_Burst_from_a_Magnetar_Enlightening_the_Mechanism_of_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
M._Tavani,_C._Casentini,_A._Ursi,_F._Verrecchia,_A._Addis,_L._A._Antonelli,_A._Argan,_G._Barbiellini,_L._Baroncelli,_G._Bernardi,_G._Bianchi,_A._Bulgarelli,_P._Caraveo,_M._Cardillo,_P._W._Cattaneo,_A._W._Chen,_E._Costa,_E._Del_Monte,_G._Di_Cocco,_G._Di_Persio,_I._Donnarumma,_Y._Evangelista,_M._Feroci,_A._Ferrari,_V._Fioretti,_F._Fuschino,_M._Galli,_F._Gianotti,_A._Giuliani,_C._Labanti,_F._Lazzarotto,_P._Lipari,_F._Longo,_F._Lucarelli,_A._Magro,_M._Marisaldi,_S._Mereghetti,_E._Morelli,_A._Morselli,_G._Naldi,_L._Pacciani,_N._Parmiggiani,_F._Paoletti,_A._Pellizzoni,_M._Perri,_F._Perotti,_G._Piano,_P._Picozza,_M._Pilia,_C._Pittori,_S._Puccetti,_G._Pupillo,_M._Rapisarda,_A._Rappoldi,_A._Rubini,_G._Setti,_P._Soffitta,_M._Trifoglio,_A._Trois,_S._Vercellone,_V._Vittorini,_P._Giommi,_F._D'_Amico |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12164 |
高速無線バースト（FRB）は、銀河系外の距離にある謎めいたソースから発生した短い（ミリ秒）無線パルスで、これまでのところ他のエネルギーバンドでは検出されていません。磁化された中性子星（マグネター）はFRBに電力を供給する源と考えられてきましたが、エネルギー論が異なり、2つのクラスで同様の特性を持つラジオとX線の検出がないため、接続は議論の余地があります。ここでは、2020年4月28日の銀河マグネターSGR1935+2154からの非常に明るい電波バーストと同時のX線バーストのAGILE衛星による検出について報告します。硬いX線バンド（18-60keV）でAGILEによって検出されたバーストは約0.5秒続き、80keVを超えるとスペクトル的にカットオフされ、等方的に放出されるエネルギー〜$10^{40}$ergを意味します。このイベントは多くの点で注目に値します。マグネターがFRBのような無線バーストと同時にX線バーストを生成できることを初めて示します。また、マグネターに関連するFRBは、磁気圏と電波パルスの両方のタイプのX線バーストを放出する可能性があることを示唆しています。この検出に基づいて、FRBのコンテキストでSGR1935+2154について説明し、特に繰り返しFRBのクラスに焦点を当てます。エネルギー論に基づいて、磁場B〜$10^{15}$Gのマグネターが、繰り返しFRBの大部分に電力を供給する可能性があります。近くの繰り返しFRBは、FRBとマグネターの接続を統合するユニークな機会を提供し、近くのFRBのX線モニタリングに関する新しいデータを提示します。私たちの検出は、FRBにつながる物理的プロセスを啓発し、制約します。以前の予想に反して、高輝度温度の電波放射は、スペクトルカットオフX線放射と共存します。
超新星の衝撃波放出における不均一性の役割
| Title |
The_Role_of_Inhomogeneities_in_Supernova_Shock_Breakout_Emission |
| Authors |
Chris_L._Fryer,_Christopher_J._Fontes,_James_S._Warsa,_Pete_W._A._Roming,_Shane_X._Coffing,_Suzannah_R._Wood |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12177 |
元の星からの超新星爆発波のブレイクアウトは、星とその周囲に強い制約を与えます。これらの環境は、星からの質量損失によって形作られ、さまざまな不均一性を含む可能性があります。ここでは、超新星からの衝撃波ブレイクアウト信号に対するこれらの相互作用の影響を計算する、超新星爆発波と巨大なWolf-Rayet星のすぐ近くの不均一性との相互作用の多次元放射流体力学計算の結果を示します。
イベント駆動波形の抽出のためのデータ駆動型アプローチ：重力波への応用
| Title |
A_Data-Driven_Approach_for_Extraction_of_Event-Waveform:_Application_to_Gravitational_Waves |
| Authors |
H._Alimohammadi,_A._Akhshi,_S._Baghram,_S._Rahvar,_M._R._Rahimi_Tabar,_H._Arfaei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11352 |
天文学における重力波の重要性に照らして、LIGOチームが使用するアプローチと比較して、独立した\textit{データ分析}を実行することが不可欠です。これに対処するために、ここでは、イベント波形を抽出するための、一般的なデータ駆動型のテンプレートなしの{\itノイズ抑制方法}を開発します。開発された方法を使用して、LIGOによって報告されたすべてのイベントの波形を取得します。さらに、抽出された波形の瞬時周波数（ヒルベルト変換によって導出）を使用して、重力波が検出器に到達するまでの時間遅延を提供します。
フェーズドアレイの自己較正へのビームフォーミングアプローチ
| Title |
A_beamforming_approach_to_the_self-calibration_of_phased_arrays |
| Authors |
Quentin_Gueuning,_Antony_Brown,_Christophe_Craeye,_and_Eloy_de_Lera_Acedo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11712 |
この論文では、アパーチャアレイのアナログチェーンの方向に依存しないゲインのキャリブレーションのためのビームフォーミング方法を提案します。ゲイン推定値は、各アンテナの出力電圧を、アレイの他のアンテナを使用して形成された電圧ビームと相互相関させることによって取得されます。ビームフォーミングの重みが平均相互相関パワーに等しい場合、StEFCalアルゴリズムで関係が描画されます。例は、いくつかの点光源と256要素の配列に対するこのアプローチを示しています。
Variational Autoencodersを使用した銀河のブレンド解除：マルチバンド、マルチ機器の共同アプローチ
| Title |
Deblending_galaxies_with_Variational_Autoencoders:_a_joint_multi-band,_multi-instrument_approach |
| Authors |
Bastien_Arcelin,_Cyrille_Doux,_Eric_Aubourg_and_C\'ecile_Roucelle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12039 |
視線に沿った他の天体物理学オブジェクトと銀河の見かけ上の重ね合わせ、ブレンディングと呼ばれる問題は、今後の地上ベースの深層測光銀河調査（VeraC.RubinObservatoryLegacySurveyof空間と時間（LSST）。ブレンドは、物体検出を混乱させ、測光および形状測定に影響を与えることにより、弱いレンズ効果研究の体系的な誤差バジェットに貢献します。既存のデブレンダーは、銀河の形態の柔軟で正確なモデルの欠如に悩まされているため、ブレンドされたシーン内の銀河を分離するための仮定（分析プロファイル、対称性、プロファイルベースのスパース性）に依存しています。この論文では、代わりにディープニューラルネットワークに基づく生成モデル、つまり変分オートエンコーダー（VAE）を使用して、データから直接確率モデルを学習することを提案します。具体的には、中心にある孤立した銀河の画像でVAEをトレーニングします。これを、2つ目のVAEのようなニューラルネットワークで再ブレンドして、銀河の混合を解除します。私たちの方法は複数の機器からの複数のバンドとデータに自然に一般化されるため、6つのLSSTバンドパスフィルターすべてとEuclid衛星の可視および近赤外線バンドを含むGalSimソフトウェアで作成されたシミュレーション画像でネットワークをトレーニングします。私たちはモデルを検証し、銀河の形状とマグニチュードの再構成エラーを測定することにより、デブレンド性能を定量化します。ほとんどの場合、$\pm{0.01}$の間の楕円率と$\pm{0.05}$の間の$r$バンドの大きさの中央値エラーを取得し、最適な構成で$10^{-2}$に近い乗法バイアスをせん断します。最後に、実際のデータでのトレーニングに関する将来の課題について説明し、転移学習を適用するときに有望な結果を得ます。
高速かつ激烈なフォーカルプレーン波面センシングの空での検証：Subaru / SCExAOでの島効果の制御に向けて前進
| Title |
On-sky_verification_of_Fast_and_Furious_focal-plane_wavefront_sensing:_Moving_forward_toward_controlling_the_island_effect_at_Subaru/SCExAO |
| Authors |
Steven_P._Bos,_S\'ebastien_Vievard,_Michael_J._Wilby,_Frans_Snik,_Julien_Lozi,_Olivier_Guyon,_Barnaby_R.M._Norris,_Nemanja_Jovanovic,_Frantz_Martinache,_Jean-Fran\c{c}ois_Sauvage,_Christoph_U._Keller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12097 |
太陽系外惑星の高コントラスト画像（HCI）観察は、島効果（IE）によって制限されることがあります。現世代の望遠鏡では、地上の風速が毎秒数メートルを下回ると、IEは深刻な問題になります。これは、低風効果（LWE）と呼ばれます。LWEは点像分布関数（PSF）をひどく歪ませ、ストレール比を大幅に低下させ、コントラストを低下させます。この記事では、フォーカルプレーン波面センシング（FPWFS）アルゴリズムである高速および激怒（F＆F）を使用して、IE/LWEを測定および修正できることを示します。アルゴリズムは、Hバンドの内部近赤外線カメラを使用して、すばる望遠鏡のSCExAOHCI装置にアルゴリズムを展開しました。私たちは内部ソースを使用してF＆Fをテストし、完全なエンドツーエンドシステムと大気の乱気流でそのパフォーマンスをテストするために上空に配備されました。アルゴリズムのパフォーマンスは、PSFの品質に基づく2つのメトリックによって評価されました。1）Strehl比の近似（$SRA$）、および2）正規化された最初のエアリーリングの分散（$VAR$）。ピークから谷までの波面誤差が0.4$\mu$mから2$\mu$mのランダムLWE位相スクリーンは、すべて$SRA$$>$90\％および$VAR\lessapprox0.05$に修正されました。さらに、上空の結果は、F＆Fが非常に困難な大気条件（500nmで1.3〜1.4インチ）でPSF品質を改善できることを示しています。閉ループテストは、F＆Fが$VAR$を0.27から0.03に改善できることを示しており、PSFの対称性を大幅に改善します。{光学}のPSFの同時観察（$\lambda=$750nm、$\Delta\lambda=$50nm）は、これらのテスト中に、SCExAO内の光学パスとNIRパスに共通する収差を修正していたことを示しています。今後、このアルゴリズムは観測モードへの組み込みに適しており、科学観測中のPSFの品質と安定性が向上します。
HERAの一次ビームのその場測定：方法論と最初の結果
| Title |
Measuring_HERA's_primary_beam_in-situ:_methodology_and_first_results |
| Authors |
Chuneeta_D._Nunhokee,_Aaron_R._Parsons,_Nicholas_S._Kern,_Bojan_Nikolic,_Jonathan_C._Pober,_Gianni_Bernardi,_Chris_L._Carilli,_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,_Carina_Cheng,_David_R._DeBoer,_Matt_Dexter,_Eloy_de~Lera~Acedo,_Joshua_S._Dillon,_Aaron_Ewall-Wice,_Nicolas_Fagnoni,_Randall_Fritz,_Steve_R._Furlanetto,_Kingsley_Gale-Sides,_Brian_Glendenning,_Deepthi_Gorthi,_Bradley_Greig,_Jasper_Grobbelaar,_Ziyaad_Halday,_Bryna_J._Hazelton,_Jacqueline_N._Hewitt,_Daniel_C._Jacobs,_Austin_Julius,_Joshua_Kerrigan,_Piyanat_Kittiwisit,_Saul_A._Kohn,_Matthew_Kolopanis,_Adam_Lanman,_Paul_La~Plante,_Telalo_Lekalake,_Adrian_Liu,_David_MacMahon,_Lourence_Malan,_Cresshim_Malgas,_Matthys_Maree,_Zachary_E._Martinot,_Eunice_Matsetela,_Andrei_Mesinger,_Mathakane_Molewa,_Miguel_F._Morales,_Tshegofalang_Mosiane,_Abraham_R._Neben,_Nipanjana_Patra,_Samantha_Pieterse,_Nima_Razavi-Ghods,_Jon_Ringuette,_James_Robnett,_Kathryn_Rosie,_Peter_Sims,_Craig_Smith,_Angelo_Syce,_Nithyanandan_Thyagarajan,_Peter_K.~G._Williams,_Haoxuan_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12174 |
21cm宇宙論の中心的な課題は、宇宙の信号を明るい前景から分離することです。アンテナのプライマリビームを含む多くの分離技術は、空と機器の応答に関する正確な知識に依存しています。移動しない水素エポック再イオン化アレイ\citep[HERA、][]{DeBoer2017}などのドリフトスキャン望遠鏡の場合、標準のビーム校正ルーチンは\citep{Cornwell2005}を適用しないため、プライマリビームの特性評価は特に困難です。現在の技術では、望遠鏡の解像度で正確な光源カタログが必要です。\citet{Pober2012}からのメソッドの拡張を提示します。ビーム対称性を使用して、ソースフラックス密度とビーム応答の間の縮退を解消し、それらの同時推定を可能にする重複するソーストラックのネットワークを作成します。初期のHERA観測を使用して機器のビーム応答を適合させ、信号対雑音比が高い信号源のピークゲインと比較して、出力が-20〜dBレベルまで電磁シミュレーションとよく一致することを確認しました。さらに、151〜MHzで磁束密度1.4〜Jyまでの90個のソースからなるソースカタログを作成します。
惑星形成円盤の観測されたサイズは粘性進化を追跡する
| Title |
Observed_sizes_of_planet-forming_disks_trace_viscous_evolution |
| Authors |
L._Trapman,_G._Rosotti,_A.D._Bosman,_M.R._Hogerheijde_and_E.F._van_Dishoeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11330 |
原始惑星系円盤の進化は、角運動量の保存によって支配されます。中心の星への物質の降着は、外側の円盤の粘性膨張によって、または円盤のサイズを変更せずに角運動量を抽出する円盤風によって駆動されます。したがって、ディスクサイズの時間発展を研究することで、ディスク進化の主なメカニズムとして粘性応力またはディスク風を区別することができます。観測上、ディスクのガス状外半径の推定値は、COの回転放出の程度に基づいており、これは、進化中に、ディスク内の物理的および化学的条件の変化によっても影響を受けます。物理化学DALIモデルを使用して、CO放出の範囲が粘性的に拡大するディスクで時間とともにどのように変化するかを調査し、この観測可能なガスの外径が粘性拡散の適切なトレーサーであるかどうか、および現在の観測が粘性進化と一致しているかどうかを調査します。モデルから測定されたガスの外半径（R_co）は、粘性拡散ディスクの期待値と一致していることがわかります。R_coは時間とともに増加し、一定時間R_coは、粘度の高いalpha_viscのディスクで大きくなります。ただし、ディスクの質量が低く（10^-4Msun未満）、alpha_viscが高い（10^-2より大きい）極端なケースでは、外側のディスクでのCO光解離の結果として、R_coは時間とともに減少します。。ほとんどのディスクの経過時間では、R_coはディスクの特性サイズR_cより最大12倍大きく、R_co/R_cは最も大容量のディスクで最大です。この違いの結果として、R_coからalpha_viscへの単純な変換では、ディスクの実際のalpha_viscを最大1桁だけ過大評価します。Lupusで観測されたほとんどのガス外半径は、小さな（R_c=10AU）で始まり、低粘度（alpha_visc=10^-4-10^-3）の粘性的に発展するディスクを使用して説明できることがわかります。
SDO / AIA 304 \ r {A}画像で自動的に検出された隆起噴火のカタログ
| Title |
A_Catalog_of_Prominence_Eruptions_Detected_Automatically_in_the_SDO/AIA_304_\r{A}_Images |
| Authors |
S._Yashiro_(1_and_2),_N._Gopalswamy_(2),_S._Akiyama_(1_and_2),_and_P.A._M\"akel\"a_(1_and_2)_((1)_Catholic_University_of_America,_(2)_NASA/GSFC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11363 |
304\r{A}通過帯域で太陽力学天文台（SDO）に搭載されたAtmosphericImagingAssembly（AIA）によって日常的に画像化されたこれらのイベントのカタログを使用して、突出噴火（PE）の統計的研究について報告します。LWSプロジェクトの一部として開発されたアルゴリズムを使用して、2010年5月以来、2分のケイデンスで304\r{A}総観画像でPEを検出しました。これらのPEのカタログはオンラインで入手できます（https：//cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list/autope/）。304\r{A}画像は極座標変換され、背景マップ（1日で最小強度のピクセル）で分割されて、四肢の上の比率マップが取得されます。突出領域は、$\ge$2の比率のピクセルとして定義されます。ピクセルの50％以上がオーバーラップしている2つのプロミネンス領域は、同じプロミネンスと見なされます。5つの連続した画像で隆起の高さが単調に増加する場合、噴火と見なされます。四肢の上に見られるすべてのPEはルーチンによって検出されますが、極ジェットおよびその他の小規模な質量運動を排除するために、幅$\ge$15{\deg}のPEのみがカタログに含まれています。識別は、野辺山ラジオヘリオグラフ画像（http://solar.nro.nao.ac.jp/norh/html/prominence/）で識別されたPEともクロスチェックされます。カタログには、噴火の隆起の日付、時刻、中心位置の角度、緯度、および幅が示されています。カタログには、SDO/AIA画像とGOES軟X線データを組み合わせて関連するフレアを識別し、SOHO/LASCOC2画像と関連付けて、関連するコロナマス放出を識別するJavaScriptムービーへのリンクも含まれています。PEの統計的特性を調べたところ、前のサイクルの平均極磁場強度の減少に伴って、高緯度PE速度が減少することがわかりました。
J0740 + 6620バイナリシステムで非常に大規模な中性子星の形成につながるバイナリ進化
| Title |
Binary_evolution_leading_to_the_formation_of_the_very_massive_neutron_star_in_the_J0740+6620_binary_system |
| Authors |
M._Echeveste,_M._L._Novarino,_O._G._Benvenuto,_M._A._De_Vito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11449 |
私たちは、これまでに検出されたミリ秒パルサーの中で最も質量の大きいPSRJ0740+6620を含む最近観測されたバイナリシステムと、その超クールなヘリウムホワイトドワーフコンパニオンの存在を説明するために、近接バイナリシステムの進化を研究します。このオブジェクトの前駆体を見つけるために、中性子星と通常のドナー星で構成されるいくつかのバイナリシステムの進化を計算します。保守的な物質移動を想定しています。また、システムに対する照射フィードバックの影響についても調査します。照射モデルもミリ秒パルサーとそのコンパニオンに適切なモデルを提供するため、照射システムと非照射システムの両方がPSRJ0740+6620の優れた前駆体であることがわかります。最後に、PSRJ0740+6620によって構成されるシステムの観測データ（つまり、軌道周期、質量、有効温度、コンパニオンの推定金属性、および中性子星の質量）を時間内に進化および説明するバイナリシステムを取得します。宇宙の時代よりも小さいスケール。観測される限り低い実効温度に到達するために、ドナー星は観測で要求されるヘリウムエンベロープを持っている必要があります。
Gaia 18dvy：Cygnus OB3アソシエーションの新しいFUor
| Title |
Gaia_18dvy:_a_new_FUor_in_the_Cygnus_OB3_association |
| Authors |
E._Szegedi-Elek,_P._\'Abrah\'am,_L._Wyrzykowski,_M._Kun,_A._K\'osp\'al,_L._Chen,_G._Marton,_A._Mo\'or,_Cs._Kiss,_A._P\'al,_L._Szabados,_J._Varga,_E._Varga-Vereb\'elyi,_C._Andreas,_E._Bachelet,_R._Bischoff,_A._B\'odi,_E._Breedt,_U._Burgaz,_T._Butterley,_V._\v{C}epas,_G._Damljanovic,_I._Gezer,_V._Godunova,_M._Gromadzki,_A._Gurgul,_L._Hardy,_F._Hildebrandt,_S._Hoffmann,_M._Hundertmark,_N._Ihanec,_R._Janulis,_Cs._Kalup,_Z._Kaczmarek,_R._K\"onyves-T\'oth,_M._Krezinger,_K._Kruszy\'nska,_S._Littlefair,_M._Maskoli\=unas,_L._M\'esz\'aros,_P._Miko{\l}ajczyk,_M._Mugrauer,_H._Netzel,_A._Ordasi,_E._Pak\v{s}tien\.e,_K._A._Rybicki,_K._S\'arneczky,_B._Seli,_A._Simon,_K._\v{S}i\v{s}kauskait\.e,_\'A._S\'odor,_K._V._Sokolovsky,_W._Stenglein,_R._Street,_R._Szak\'ats,_L._Tomasella,_Y._Tsapras,_K._Vida,_J._Zdana\v{c}ius,_M._Zieli\'nski,_P._Zieli\'nski,_and_O._Zi\'o{\l}kowska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11537 |
1.88kpcの距離にあるシグナスOB3協会にあるGaia18dvyの光学赤外線測光および分光観測を提示します。2018年から2019年にライトカーブが$\gtrsim$4等の上昇を示したとき、このオブジェクトはGaia警告システムによって注目されました。増光は中赤外の波長でも観測されました。Gaia18dvyの赤外線の色は、爆発が進むにつれて青くなる。バースト相におけるその光学的および近赤外分光特性は、真正なFUOrionisタイプの若い噴火星の特性と一致しています。バーストの先祖はおそらく、$\sim$3magの光学的消光を伴う低質量K型星でしょう。静止スペクトルエネルギー分布に基づく、星周囲構造の放射伝達モデリングは、質量が$4{\times}10^{-3}\、M_{\odot}$のディスクを示します。私たちの単純な降着円盤モデリングは、降着率が2019年半ばまでに3年以上にわたって指数関数的に増加し、ピーク値が$6.9\times10^{-6}\、M_{\odot}$yr$に達したことを意味します^{-1}$。多くの点で、Gaia18dvyはFUOriタイプのオブジェクトHBC722に似ています。
RR Lyrae星のベイリー図の変態について
| Title |
On_the_Metamorphosis_of_the_Bailey_diagram_for_RR_Lyrae_stars |
| Authors |
G._Bono,_V._F._Braga,_J._Crestani,_M._Fabrizio,_C._Sneden,_M._Marconi,_G._W._Preston,_J._P._Mullen,_C._K._Gilligan,_G._Fiorentino,_A._Pietrinferni,_G._Altavilla,_R._Buonanno,_B._Chaboyer,_R._da_Silva,_M._Dall'Ora,_S._Degl'Innocenti,_E._Di_Carlo,_I._Ferraro,_E._Grebel,_G._Iannicola,_L._Inno,_V._Kovtyukh,_A._Kunder,_B._Lemasle,_M._Marengo,_S._Marinoni,_P._M._Marrese,_C._E._Mart\'inez-V\'azquez,_N._Matsunaga,_M._Monelli,_J._Neeley,_M._Nonino,_P.G._Prada_Moroni,_Z._Prudil,_P._B._Stetson,_F._Th\'evenin,_E._Tognelli,_E._Valenti,_A._R._Walker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11566 |
基本（39RRab）または最初の倍音（9RRc）モードのいずれかで脈動する4ダースのフィールドRRLyrae（RRL）変数の6000以上の高解像度スペクトルを収集しました。脈動サイクル全体に沿って4つの強力な金属線と4つのバルマー線の動径速度（RV）を測定し、1$-$2〜\kmsecより精度の高いRV振幅を導き出しました。新しい振幅は、23〜RRabおよび3〜RRc星の文献データ（合計サンプル74RRL）と組み合わされ、光学バンドから中赤外バンドに移動したときのベイリー線図（測光振幅対周期）の変化を調査することができました。RV振幅の観点からベイリー図を再キャストします。RRabのRV振幅は、非線形現象（衝撃）と多重周期（ブラジコ効果）の影響を最小限に抑えられることがわかりました。RVの傾き（$\logP$-A（V$_r$））は、視覚的な傾き（$\logP$-A（$V$））と比較すると、より浅く、一定の周期での分散2分の1に減少します。水平分岐の進化モデルとRRLの非線形の対流脈動モデルの均質なセットを作成し、それらの脈動特性に対する進化の影響を抑制しました。進化は、RV振幅に基づくベイリーダイアグラムで、脈動周期の適度な変動と振幅の大きな分散を引き起こします。ベイリー図の周期の広い分散は、主にRRL固有パラメーター（星の質量、化学組成）の変動によって引き起こされます。経験的証拠は、RV振幅がRRab不安定ストリップ全体の平均有効温度を追跡するための最適な診断であることを示しています。
| Title |
The_Space_Environment_and_Atmospheric_Joule_Heating_of_the_Habitable_Zone_Exoplanet_TOI700-d |
| Authors |
O._Cohen,_C._Garraffo,_S._Moschou,_J._Drake,_J._Alvarado-Gomez,_A._Glocer,_and_F._Fraschetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11587 |
地球サイズの惑星TOI〜700〜d付近の宇宙環境条件を、恒星コロナと風、惑星磁気圏、および惑星電離層の数値モデルのセットを使用して調査します。2つの独立したソリューションを取得するために、縮小された恒星入力と拡大された太陽入力を使用してシミュレーションを駆動します。私たちの研究で使用された特定のパラメータでは、惑星の近くの恒星風の条件はそれほど極端ではなく、恒星風のラム圧力と惑星間磁場の強度の点で地球の近くの条件よりわずかに強いことがわかりました。したがって、惑星が地球に似ていると仮定すると、TOI700-dの近くの宇宙環境は、惑星の大気に極端に有害ではない可能性があります。それにもかかわらず、恒星の入力パラメーターと実際の惑星パラメーターは制約されておらず、異なるパラメーターはTOI700-dの大気により大きな影響をもたらす可能性があることを強調します。最後に、我々の結果を太陽系での太陽風測定と比較し、穏やかな恒星風の条件が太陽系外惑星の大気滞留を保証しない可能性があることを強調します。
太陽フレア発生時のエネルギー過程の多波長研究
| Title |
Multi-wavelength_Study_of_Energetic_Processes_during_Solar_Flares_occurrence |
| Authors |
Shirsh_Lata_Soni,_Radhe_Shyam_Gupta,_Adya_Prasad_Mishra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11829 |
この論文は、太陽フレア中に太陽大気の異なる層で発生する物理的プロセスを理解する試みです。異なる波長での放出は太陽大気の異なる層から発生するため、フレアを完全に理解するには、多波長データセットを分析する必要があります。また、フレアはすべての経度で発生することが観察された一時的で局所的なイベントです。これらを考慮して、2つの代表的なフレアイベントの多波長分析を実行しました。1つのイベントは太陽円盤の中心の近くで発生し、他のイベントは手足の近くで発生しました。前者の場合、太陽大気の下層からの放出を調べます。したがって、彩層、遷移領域、さらには光圏マグネトグラムを分析できます。一方、手足に近いイベントでは、コロナの特徴を明確に調べることができます。このペーパーでは、最初のイベントはS10E14にあるアクティブ領域NOAA10649からのM1.1クラスフレアであり、2番目のイベントはS12W90にあるアクティブ領域NOAA10713からのM1.4クラスフレアです。どちらの場合も、優れた多波長データセットを観察しました。マルチインストルメンタルデータからの観測は、フレアが黒点の近くで発生していることを明確に示しています。これらは、極性が混合した強い磁場の領域です。
大規模な近接バイナリ進化の人口統合
二元集団合成は、恒星集団のさまざまなオブザーバブルの予測を二元恒星進化の理論モデルから作成できる方法です。連星は、単一の星に比べてはるかに多くの可能な進化の結果を持ち、異なる超新星タイプの速度などの異なる経路の相対速度は、不確かな、または十分に制約されていない物理学に依存します。この章では、人口統合について説明し、主要な不確実性の概要を説明し、コア崩壊超新星の関連予測について説明します。シングルスターの進化について概説した後、ロシュローブのオーバーフロー、共通エンベロープの進化、超新星のキックなど、バイナリで発生する重要な物理プロセスの概要を説明します。また、相互作用するバイナリを組み込んだ合成恒星個体群を構築する方法、および超新星のキックの強さなどの不確実性が予測にどのように影響するかについても説明します。2つの若い星団の恒星個体群の予測を比較することにより、プロセスを説明します。次に、コア崩壊超新星、それらの遅延時間分布、およびそれらの前駆星を理解するための人口統合からの重要な予測について説明します。最後に、コンパクトな残骸の合併率を予測し、重力波源の初期パラメータを予測する方法について説明します。
母集団とスペクトル合成：バイナリなしでは機能しません
この章では、恒星個体群の個体数とスペクトル合成について説明します。このような合成を達成するために必要な方法について説明し、観測された恒星系の特性を再現するために相互作用するバイナリを含めることが不可欠である例について説明します。これらの例には、Hertzsprung-Russelダイアグラム、大量の星数カウント、コア崩壊超新星、および近くのHII領域と再イオン化のエポックの両方に電力を供給する恒星集団からの電離放射線が含まれます。最後に、スペクトル合成の研究の将来の道筋についていくつかの憶測を提供します。
若いバイナリシステムIRAS 16293-2422 Aの軌道と質量の制約
| Title |
Orbital_and_mass_constraints_of_the_young_binary_system_IRAS_16293-2422_A |
| Authors |
Maria_Jose_Maureira,_Jaime_E._Pineda,_Dominique_M._Segura-Cox,_Paola_Caselli,_Leonardo_Testi,_Giuseppe_Lodato,_Laurent_Loinard,_Antonio_Hernandez-Gomez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11954 |
クラス0システムIRAS16293-2422Aに向かって、6.5auおよび13auの解像度で、それぞれ3mmのALMA連続体およびライン観測を提示します。連続体観測により、コンパクトイオン化ガス放出と一致するIRAS16293-2422Aに向けた2つのコンパクトソースが明らかになります以前は電波波長（A1およびA2）で観測されており、古くから知られている電波源を原始星として確認しています。A2への放出は解決され、$\sim$12auのFWHMサイズのダストディスクをトレースしますが、A1への放出は、$\sim$4auのダストディスクのFWHMサイズに制限を設定します。また、原始星円盤の近くで空間的に分解された分子運動トレーサーを検出します。HNCO、NH$_2$CHO、およびt-HCOOHの$J=5-4$回転遷移のいくつかの線が検出され、それによって個々の見通し線速度が導き出されました。これらをCS（$J=2-1$）と組み合わせて使用して、個々のコンパクトソースにケプラープロファイルを適合させ、中央のプロトスターの質量を導き出します。運動学的解析は、A1とA2がバインドされたバイナリシステムであることを示しています。VLA観測の過去30年間のこの新しいコンテキストを使用して、A1とA2の間の相対運動に軌道パラメータを適合させ、軌道から導出された結合原始星の質量がガス運動学から導出された質量と一致することを見つけます。両方の推定は、ガス運動学の低解像度観測を使用した以前の推定よりも一貫して高い質量（$0.5\lesssimM_1\lesssimM_2\lesssim2$M$_{\odot}$）を示しています。ALMAの高解像度データは、若い深く埋め込まれた結合バイナリシステムのガスの運動学と質量へのユニークな洞察を提供します。
古典的なnova DQ Herからの拡張X線放出-磁化されたジェットの存在の可能性について
| Title |
Extended_X-ray_emission_from_the_classic_nova_DQ_Her_--_On_the_possible_presence_of_a_magnetized_jet |
| Authors |
J.A._Toal\'a,_M.A._Guerrero,_E._Santamar\'ia,_G._Ramos-Larios,_and_L._Sabin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12117 |
1934年の新星イベントで放出された磁気的に活発な激変変数DQHerとその周りのシェルのアーカイブChandraおよびXMM-Newton観測の分析を提示します。Chandra観測の注意深い改訂により、拡張XDQHerの周りのX線放射は、それが実際にNEからSWへの方向に沿って$\simeq$32$''$を拡張する双極ジェットのような構造に対応していることを明らかにします。したがって、このX線放出は新星の光学殻を超えて広がり、その主軸に垂直です。XMM-Newtonの観測は、Chandraによって検出された拡張X線放出の存在を確認し、新星の殻を埋める熱い泡からの拡散X線放出の追加の存在を示唆しています。この熱い泡は、光学画像で検出された星雲の殻を作成した爆発によって生成された可能性が非常に高いです。バイポーラ機能は、温度$T\approx2\times10^{6}$Kの光学的に薄いプラズマ発光コンポーネントと、光子指数$\Gamma=1.1\pm0.9$のべき乗則コンポーネントの組み合わせによってモデル化できます。。0.3-5keVのエネルギー範囲でのX線の明度は、電子密度に対して$L_\mathrm{X}=（2.1\pm1.3）\times10^{29}$ergs$^{-1}$です。$n_\mathrm{e}\約2$cm$^{-3}$と質量$m_\mathrm{X}\約3\times10^{-6}$M$_{\odot}$。DQHerのX線バイポーラ構造はジェットであり、その非熱X線放出を磁化されたジェットで解釈することをお勧めします。
黒点周期のモデルフリーのデータベースの予測25
| Title |
A_model-free,_data-based_forecast_for_sunspot_cycle_25 |
| Authors |
Aleix_Espu\~na-Fontcuberta_(NORDITA),_Saikat_Chatterjee_(KTH),_Dhrubaditya_Mitra_(NORDITA),_Dibyendu_Nandy_(CESSSI,_IISER-K) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12166 |
太陽の動的な活動は、太陽の黒点の周期（その表面で観測される強く磁化された領域）によって支配され、太陽系の宇宙環境を変調して宇宙天気を生み出します。厳しい宇宙天気は、衛星運用、通信、送電網、および極地ルートの航空交通の混乱につながります。しかし、黒点の周期を予測することは、依然として困難な問題です。モデルフリーのニューラルネットワークベースの機械学習手法であるリザーバーコンピューティングを使用して、次の太陽周期である太陽黒点周期25を予測します。標準アルゴリズムでは、太陽周期25が約10年続くと予測されています。最大値は2024年に表示され、黒点の最大数は113（$\pm15$）になります。また、標準アルゴリズムの新しいバリエーションも開発します。その期間とピークタイミングの予測は標準アルゴリズムの予測と一致しますが、ピーク振幅予測は124（$\pm2$）です。これは、標準リザーバーコンピューティングアルゴリズムの上限内です。黒点周期25は、平均的な太陽周期よりも弱く、黒点周期24にいくらか類似していると結論付けています。
光球の上の磁場診断を使用した太陽フレアの予測
| Title |
Solar_Flare_Prediction_Using_Magnetic_Field_Diagnostics_Above_the_Photosphere |
| Authors |
M._B._Korsos,_M._K._Georgoulis,_N._Gyenge,_S._K._Bisoi,_S._Yu,_S._Poedts,_C._J._Nelson,_J._Liu,_Y._Yan_and_R._Erdelyi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12180 |
この記事では、13フレアソーラーアクティブ領域（AR）の3次元（3D）外挿磁気構成への磁場（WGM）フレア予測法の重み付き水平勾配の適用について説明します。主な目的は、WGMのフレア開始時間予測機能を最大限に活用する、光球と下部コロナの間の境界領域に最適な高さ範囲がある場合は、それを特定することです。最適な高さは、WGM法によるフレア予測が、光球レベルよりも早く達成される場所です。ポテンシャルおよび非線形の力のない場の外挿に基づいた3D磁気構造は、光球から45kmのステップサイズの低いコロナまでの垂直範囲を研究するために構築されます。WGMメソッドは、特定の選択基準の対象となる13のフレアARケースすべてに高さの関数として適用されます。太陽表面から1000〜1800kmの範囲でWGM法を適用すると、フレアの開始時間の予測が約2〜8時間改善されることがわかった。
ハドロンからクォーク物質への一次相転移が実現するハイブリッド状態方程式を使用して、$\beta-$equilibriumの電荷中性中性子星物質について説明します。ハドロン物質は飽和密度$n_0$を中心とするテイラー展開によってモデルに依存しない方法で記述されますが、クォーク物質には3フレーバーNJLモデルが使用されます。核物質の経験的パラメータとNJLモデルのパラメータ空間に関する現在の不確実性を調査し、天体物理学的観測と互換性のある熱力学的に一貫した因果的ハイブリッドEoSの2つのデータセットを構築します。かなりのクォークコアサイズを維持するために、ハドロンからクォーク物質への相転移の強度は強くなることができず、エネルギー密度ギャップが$200$MeV/fm$^3$未満であり、バリオン密度では発生しないと結論します。飽和密度の4倍以上。ゼロではないが強すぎないクォークベクトルアイソスカラー項と弱いベクトルアイソベクトルクォーク項が必要です。星の質量のほぼ半分を運ぶ大きなクォークコアは、最大質量$\約2.2M_\odot$の中性子星の内部で可能です。すでに質量\\sim1.4M_\odot$で中性子星の内側にあるクォーク物質を予測する相当数のハイブリッドEoSを取得するには、クォークの開始が$1.3n_0$から$2.5n_0$の範囲で発生する必要があります。エネルギー密度ギャップと遷移時の圧力が100MeV/fm$^3$未満の場合、星の総質量の4分の1以上に対応する大きなクォークコアを持つ中性子星が可能です。ただし、これらの制約の下では、中性子星の最大質量は$M_{\odot}\lesssim2.06$に制限されます。$1.8\、M_\odot$未満の中性子星質量の半径と潮汐変形性には、クォーク物質からの強いシグネチャは見つかりませんでした。
最小の$ U（1）_ {B-L} $モデルにおける宇宙インフレーション：（非）熱暗黒物質とレプトン生成への影響
| Title |
Cosmic_Inflation_in_Minimal_$U(1)_{B-L}$_Model:_Implications_for_(Non)_Thermal_Dark_Matter_and_Leptogenesis |
| Authors |
Debasish_Borah,_Suruj_Jyoti_Das,_Abhijit_Kumar_Saha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11328 |
3つの右手ニュートリノを持つ標準モデルの最小ゲージ$B-L$拡張で宇宙インフレ、暗黒物質（DM）、宇宙のバリオン非対称性（BAU）、および軽いニュートリノ質量を実現する可能性を研究します。$B-L$ゲージ対称性の自発的な破れの原因となる一重項スカラーフィールドも、重力への非最小結合により、インフレーターの役割を果たします。最軽量の右手ニュートリノはDM候補であり、追加の$Z_2$対称性によって安定化されますが、インフレダイナミクスの詳細なくりこみ群進化（RGE）の改善された研究を実行することにより、ゲージによる熱消滅が不十分であるために熱DMが一般に過剰生成されることを示しますとスカラーポータル。非熱的DMシナリオは、$Z_2$対称性の有無にかかわらず実行可能ですが、そのような場合、$B-L$ゲージセクターは、小さなカップリングのためにインフレーションダイナミクスから切り離されたままです。また、モデルによって予測された再加熱温度は、軽いニュートリノデータや非熱的DMシナリオと一致しながら、非熱的レプトン生成を好むことも示しています。
地磁気嵐の間のNavIC観測による電離層モデルの性能の評価
| Title |
Assessment_of_the_Performance_of_Ionospheric_Models_with_NavIC_Observations_during_Geomagnetic_Storms |
| Authors |
Sumanjit_Chakraborty,_Abhirup_Datta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11337 |
このペーパーでは、グローバルな経験的モデルのパフォーマンスの評価について説明します。国際参照電離層（IRI）-2016およびNeQuick2モデルから導出された電離層全電子量（TEC）は、インド星座（NavIC）/インド地域航法衛星によるナビゲーションに関連しています。System（IRNSS）は、地磁気嵐条件下でのTECを推定しました。本研究はインドール（地理：22.52$^{\circ}$N75.92$^{\circ}$Eと磁気傾斜：32.23$^{\circ}$Nで行われ、北の山頂近くにあります。インドセクターの赤道電離異常（EIA）地域）。現在の太陽の減少期にある激しい嵐（2017年9月6〜10日）、穏やかな嵐（2017年9月26〜30日）、および穏やかな嵐（2018年1月17〜21日）について分析が行われました。サイクル。NavICから観測されたTECと比較すると、IRI-2016とNeQuick2から派生したTECの両方が過小評価されているため、この領域全体でのTECのストームタイムの変化を予測できず、変数インドの経度をより正確に予測するには、NavICからの実際のデータを含める必要があります。セクタ。
球状星団メシエ4で観測された白色矮星の内部光度を使用して、核子-暗黒物質粒子断面の制約を報告します。5〜GeV$。これは、直接暗黒物質探索によって調査することが非常に難しいことが知られています。星の内部で捕獲された暗黒物質粒子の自己消滅から生じる追加の光度は、観測された光度を超えてはなりません。その条件を課すと、バリオン上の明るい暗黒物質粒子のスピン独立断面積$\sigma_{N\chi}$の上限が得られます：$\sigma_{N\chi}<4\times10^{-41}{\rmcm^2}$。
スカラーテンソル理論には、ジョーダンフレームとアインシュタインフレームの数量を結ぶ結合関数が含まれています。これは、フレーム間の変換規則を保証するように制約されています。パラメータースペースの実行可能領域で定義された結合関数のさまざまな選択で超新星コアの崩壊をシミュレートし、スカラーテンソルシナリオで重力波の一般的な逆チャープ特性を見つけます。
XMASS-Iで太陽ニュートリノを使用してエキゾチックニュートリノ-電子相互作用を検索する
| Title |
Search_for_exotic_neutrino-electron_interactions_using_solar_neutrinos_in_XMASS-I |
| Authors |
XMASS_collaboration_:_K._Abe,_Y._Chen,_K._Hiraide,_K._Ichimura,_S._Imaizumi,_N._Kato,_K._Kobayashia,_M._Kobayashi,_S._Moriyama,_M._Nakahata,_K._Sato,_H._Sekiya,_T._Suzuki,_A._Takeda,_S._Tasaka,_M._Yamashita,_B._S._Yang,_N._Y._Kim,_Y._D._Kim,_Y._H._Kim,_R._Ishii,_Y._Itow,_K._Kanzawa,_K._Martens,_A._Mason,_Y._Suzuki,_K._Miuchi,_Y._Takeuchi,_K._B._Lee,_M._K._Lee,_Y._Fukuda,_H._Ogawa,_Y._Kishimoto,_K._Nishijima,_K._Fushimi,_B._D._Xu,_S._Nakamura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.11891 |
ニュートリノミリチャージ、ニュートリノ磁気モーメント、またはXMASS-I液体キセノン検出器で太陽ニュートリノを使用した暗い光子によって生成される可能性のあるエキゾチックニュートリノ電子相互作用を検索しました。711日間のデータでは、有意なシグナルは観察されませんでした。ニュートリノの3種類すべてに共通のミリチャージがあると仮定すると、90\％の信頼水準で5.4$\times$10$^{-12}e$のニュートリノミリチャージの上限が得られます。また、それぞれのニュートリノフレーバーがミリチャージを運ぶ唯一のものであると想定して、フレーバー依存の制限を設定しました。$\nu_e$に対して$7.3\times10^{-12}e$、$\に対して$1.1\times10^{-11}e$$\nu_{\tau}$の場合、nu_{\mu}$、および$1.1\times10^{-11}e$。これらの制限は、最も厳しいが直接測定から得られたものです。また、ニュートリノの磁気モーメントの上限は1.8$\times$10$^{-10}$ボーア磁子です。さらに、ダークフォトンの質量が1$\timesの場合、1.3$\times$10$^{-6}$の$U（1）_{BL}$モデルでダークフォトンの結合定数の上限を取得します。10^{-3}$MeV$/c^{2}$、10MeV$/c^{2}$の場合は8.8$\times$10$^{-5}$。
