スパースLyman-$ \ alpha $フォレストデータからの再構築に対する階層的なフィールドレベルの推論アプローチ
| Title |
A_hierarchical_field-level_inference_approach_to_reconstruction_from_sparse_Lyman-$\alpha$_forest_data |
| Authors |
Natalia_Porqueres,_Oliver_Hahn,_Jens_Jasche,_Guilhem_Lavaux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12928 |
Lyman-$\alpha$フォレストの1次元のクエーサー吸収スペクトルのスパースセットから3次元の物質分布を推測する問題に対処します。ベイジアンフォワードモデリングアプローチを使用して、動的モデルを拡張して、赤方偏移空間クエーサー吸収の見通し線の完全に一貫性のある階層フィールドレベル予測に拡張します。私たちのフィールドレベルのアプローチは、最近開発されたラグランジュ摂動論（LPT）の半古典的類似物に依存しており、ノイズの問題とLPTの補間要件を改善します。さらに、光学的深度を赤方偏移に明らかに保守的にマッピングできます。さらに、この新しい動的モデルは当然、粗視化スケールを導入します。これは、シミュレーテッドアニーリングを使用してMCMCサンプラーを加速するために利用します。フォワードモデルの有効温度を徐々に下げることで、サンプラーが小さいスケールのますます大きくなる空間に敏感になる前に、最初に大きな空間スケールに収束させることができます。LPTをフォワードモデルとして使用することに対するこのフィールドレベルのアプローチの速度とノイズプロパティの点での利点を示し、模擬データを使用して、そのパフォーマンスを検証し、疎から3次元の原始摂動と物質分布を再構築しますクエーサーの視線。
| Title |
Connecting_the_structure_of_dark_matter_haloes_to_the_primordial_power_spectrum |
| Authors |
Shaun_T._Brown,_Ian_G._McCarthy,_Benedikt_Diemer,_Andreea_S._Font,_Sam_G._Stafford,_Simon_Pfiefer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12933 |
20年以上さかのぼる無衝突宇宙N体シミュレーションに基づく大規模な一連の作業は、崩壊した暗黒物質ハローの質量密度と疑似位相空間密度（PPSD）分布が単純でほぼ普遍的な形であるという考えを進めてきました。ただし、これらの結果の物理的な起源に関する一般的なコンセンサスはまだ得られていません。本研究では、初期状態（すなわち、密度変動の原始パワースペクトル）を標準のCMB正規化の場合から変更した場合に、これらの形式の普遍性がどの程度保持されるかを調査しますが、LCDMのコンテキスト内では拡張履歴が固定されています。初期の振幅と形状を変化させるシミュレーションを使用して、暗黒物質ハローの構造が初期条件の明確な記憶を保持していることを示します。具体的には、変動の振幅を増加（減少）させると、ハローの濃度が増加（減少）し、十分遠くに押すと、密度プロファイルは、CMB正規化の場合に適したNFWフォームから大きく逸脱します。ただし、エイナストのフォームはうまく機能します。ユニバーサルではなく、PPSD（または疑似エントロピー）プロファイルの勾配は、パワースペクトル振幅の増加（減少）に伴って急勾配（平坦）になり、強いハロー質量依存性を示す可能性があります。したがって、我々の結果は、以前に特定された暗黒物質ハローの構造の普遍性が、シミュレーションに狭い範囲の（CMB正規化）初期条件を採用した結果であることがほとんどであることを示しています。私たちの新しいスイートは、ハロー構造の起源の物理モデルを検証できる有用なテストベンチを提供します。
DECaLS DR8フットプリントにおけるLRGのクラスタリング：測光赤方偏移を使用したバリオン音響振動からの距離制約
| Title |
The_clustering_of_LRGs_in_the_DECaLS_DR8_footprint:_distance_constraints_from_baryon_acoustic_oscillations_using_photometric_redshifts |
| Authors |
Srivatsan_Sridhar,_Yong-Seon_Song,_Ashley_J._Ross,_Rongpu_Zhou,_Jeffrey_A._Newman,_Chia-Hsun_Chuang,_Francisco_Prada,_Robert_Blum,_Enrique_Gazta\~naga,_Martin_Landriau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13126 |
DECamLegacySurvey（DECaLS）から取得したLuminousRedGalaxies（以下、LRG）の測光赤方偏移サンプルを分析して、2点相関関数のウェッジアプローチを利用して宇宙距離を調べます。宇宙情報は銀河マップからの測光の赤方偏移に存在する不確実性によって高度に汚染されていますが、測定された相関関数が最小限に汚染されている垂直構成で角直径距離を調べることができます。最小の汚染に基づいて特定のしきい値まで選択されたくさび形の相関関数のアンサンブルは、シミュレーションを使用して前の研究（arXiv：1903.09651v2[astro-ph.CO]）で研究され、抽出された宇宙情報はこのしきい値内に偏りがなかった。同じ方法をDECaLSからのLRGサンプルの分析に適用します。これにより、DESIフットプリントの3分の2をターゲットとする光学イメージングが提供され、$z=0.69$および$z=0.87$での角直径距離が$D_{A}（0.697）=（1499\pm77\、\mathrm{Mpc}）（r_{d}/r_{d、fid}）$および$D_{A}（0.874）=（1680\pm109\、\mathrm{Mpc}）（r_{d}/r_{d、fid}）$は、それぞれ5.14％および6.48％の分数誤差を持ちます。$H_{0}=67.59\pm5.52$km/s/Mpcの値を取得します。これは、他のすべてのBAO結果で測定された$H_0$をサポートし、$\Lambda$CDMモデルと一致します。
| Title |
A_census_of_baryons_in_the_Universe_from_localized_fast_radio_bursts |
| Authors |
J.-P._Macquart,_J.X._Prochaska,_M._McQuinn,_K.W._Bannister,_S._Bhandari,_C.K._Day,_A.T._Deller,_R.D._Ekers,_C.W._James,_L._Marnoch,_S._Oslowski,_C._Phillips,_S.R._Ryder,_D.R._Scott,_R.M._Shannon_and_N._Tejos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13161 |
宇宙のバリオン含有量の4分の3以上は、観測が困難な高度に拡散した状態にあり、銀河や銀河団で直接観測されるのはごく一部です。近くの宇宙の国勢調査では、これらの目に見えないバリオンを観測するために吸収線分光法を使用していますが、これらの測定値は大きく不確実な補正に依存しており、体積の大部分や質量の影響を受けません。具体的には、クエーサー分光法は、原子状態で存在する非常に微量の水素のみ、または銀河の近くのより密度の高い領域の高度にイオン化され濃縮されたガスのいずれかに敏感です。Sunyaev-Zel'dovich分析は、フィラメント構造内のいくつかのガスの証拠を提供し、X線放出の研究は銀河団の近くのガスに最も敏感です。ここでは、ローカライズされた高速無線バースト（FRB）のサンプルの分散を使用して、宇宙のバリオン含有量の直接測定を報告します。これにより、各見通し線に沿って電子柱密度を測定し、すべてのイオン化バリオンを説明する効果を利用します。公開されたアークセカンドローカライズされたFRBのサンプルを、銀河をホストするためのさらに4つの新しいローカライズで増強し、0.291、0.118、0.378、および0.522の赤方偏移を測定し、見通し線に沿った、および$\Omega_{b}=0.051_{-0.025}^{+0.021}\、h_{70}^{-1}$の宇宙バリオン密度を導出する銀河環境をホストします（95％信頼度）。この独立した測定は、CosmicMicrowaveBackgroundおよびBigBangNucleosynthesisの値と一致しています。
1I / 2017 U1（ `オウムアムア）が水素分子氷で構成されていた証拠
| Title |
Evidence_that_1I/2017_U1_(`Oumuamua)_was_composed_of_molecular_hydrogen_ice |
| Authors |
Darryl_Seligman_and_Gregory_Laughlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12932 |
`オウムアムア（I12017）は、束縛されていない双曲線軌道上で内部の太陽系を横切ることが観測された最初の巨視的な（$l\sim100\、{\rmm}$）体でした。その光度曲線は強い周期的変動を示し、コマ収差や分子ガス放出からの放出の兆候を示しませんでした。天体測定は、「オウムアムアがそのアウトバウンド軌道で非重力加速を経験したが、エネルギーバランスの議論は、この加速が太陽系彗星が示すタイプの水氷昇華駆動型ジェットと一致しないことを示している。分子状水素（H$_{2}$）氷がかなりの割合で含まれている場合、`Oumaumua'で観測されたすべての特性を説明できることを示します。H$_{2}$昇華は入射太陽フラックスに比例した速度で、観測された加速度を再現する表面被覆ジェットを生成します。昇華による大量の消耗は、体軸比の単調な増加につながり、「オウムアムア」の形状を説明します。太陽系を通るオウムアムアの軌道を逆追跡すると、太陽に出会う前にその質量とアスペクト比を計算できます。H$_{2}$に富む物体が巨大分子雲の最も冷たくて密なコアでもっともらしい形で形成されることを示します。ここで、数密度は$n\sim10^5$のオーダーであり、温度は$T=3\、{\rmK}$バックグラウンド。形成後の銀河宇宙線への曝露は、$\tau\sim100$Myr年齢を意味し、`Oumuamua'の内向き軌道の運動学を説明しています。
潮汐でロックされた地球のような太陽系外惑星の気候に対する異なる恒星スペクトルの意味
| Title |
Implications_of_different_stellar_spectra_for_the_climate_of_tidally-locked_Earth-like_exoplanets |
| Authors |
Jake_K._Eager,_David_J._Reichelt,_Nathan_J._Mayne,_F._Hugo_Lambert,_Denis_E._Sergeev,_Robert_J._Ridgway,_James_Manners,_Ian_A._Boutle,_Timothy_M._Lenton_and_Krisztian_Kohary |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13002 |
居住可能性のある太陽系外惑星の大部分は、太陽よりも低温の軌道星を検出したため、地球に入射するよりも長い波長でピークを迎える恒星スペクトルによって照射されています。ここでは、シミュレーションされた気候に対する恒星スペクトルの影響を分離するために、3つの異なるホスト星を周回する、潮汐でロックされた地球型惑星の一連のシミュレーションの結果を示します。具体的には、TRAPPIST-1eに基づいてシミュレーションを実行し、地球のような雰囲気を採用し、理想的な「水惑星」構成でUKMetOffice統合モデルを使用します。全恒星フラックス（900W/m$^2$）や軌道周期（6.10地球日）などの惑星パラメーターを一定に保ちながら、恒星スペクトルが静止状態のTRAPPIST-1であるシミュレーション間で結果を比較します。ケンタウリと太陽。冷たいホスト星を使ったシミュレーションでは、表面に比べて、対流圏によって直接吸収される入射恒星放射の割合が増加しました。これにより、対流に対する安定性が向上し、昼間での雲の全体的なカバー率が低下し（散乱が減少し）、表面温度が上昇しました。対流圏の直接加熱の増加により、昼間から夜間への熱輸送がより効率的になり、したがって、昼と夜の温度コントラストが低下しました。地球のような大気がより冷たい星を周回している惑星は、昼側の雲のカバレッジが低く、特定の惑星回転速度でより高温の星を周回している同様の惑星と比較して、軌道半径を大きくして居住可能な条件を可能にする可能性があると推測しました。
正規化された畳み込みニューラルネットワークを使用したシミュレートされた光度曲線でのエキソムーンの検出
| Title |
Detection_of_exomoons_in_simulated_light_curves_with_a_regularized_convolutional_neural_network |
| Authors |
Rasha_Alshehhi,_Kai_Rodenbeck,_Laurent_Gizon,_and_Katepalli_R._Sreenivasan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13035 |
多くの月が太陽系の惑星の周りで検出されましたが、確認された太陽系外惑星のいずれの周りでも明確に検出されたものはありません。監視された畳み込みニューラルネットワークの実現可能性をテストして、惑星ホスト星の測光通過光曲線を分類し、エキソムーン通過を識別しながら、恒星の変動性または機器のノイズによって引き起こされる偽陽性を回避します。畳み込みニューラルネットワークは、分類タスクの精度の向上に貢献したことが知られています。ネットワークの最適化は、通常、トレーニングプロセスに対するノイズの影響を調査せずに実行されます。ここでは、1D畳み込みニューラルネットワークを設計および最適化して、測光通過光曲線を分類します。データフィーチャの不要な変動を削除するために、変動の総損失によってネットワークを正規化します。数値実験を使用して、ネットワークの利点を実証します。これにより、標準のネットワークソリューションと同等以上の結果が得られます。最も重要なのは、私たちのネットワークが、月のような信号を識別するために太陽系外惑星の科学で使用されている古典的な方法を明らかに上回っていることです。したがって、提案されたネットワークは、将来の実際の通過光曲線を分析するための有望なアプローチです。
重力の影響圏の局所的および全体的な特性について
重力活動の球体の概念を再検討します。これには、幾何学的および物理的な意味の両方を与えます。この研究の目的は、この概念をより広範な状況で洗練することです。たとえば、惑星系の問題（銀河系恒星円盤-星-惑星系）に適用して、惑星系の一次「境界」を定義できます。この論文で使用されている方法は、古典的な天体力学に依存しており、3体問題（例：星-惑星-衛星系）の枠組みで運動方程式を作成します。まず、衛星の運動の摂動を計算するときに、惑星を中心体、摂動体として太陽を仮定することが可能な空間の領域としての惑星の活動範囲の基本的な定義から始めます。次に、太陽加速度（中心および摂動）と惑星加速（中心および摂動）の比率の幾何学的特性と物理的意味、およびそれらが定義する境界を調査します。活動の範囲、Chebotarevの範囲（活動の範囲の特定のケース）、Laplaceの範囲、およびHillの範囲を、論文全体で明確に区別します。最後の2つは、しばしば1つと同じであると誤って考えられています。さらに、より詳しく見て、星の加速度（中心/摂動）と惑星の加速度（中心/摂動）の比を、平面から中心までの距離の関数として比較することで、半分析的分析。
TOI-700 dからの大気脱出：金星と地球の類似体
通過型太陽系外惑星調査衛星による初期型M矮星の居住可能ゾーンでの地球サイズの惑星（TOI-700d）の最近の発見は、重要な進歩を構成します。この書簡では、最新の電磁流体力学モデルを使用して恒星風とそれに関連する大気の速度をシミュレートすることにより、この惑星が大気を保持するための実現可能性を評価します。イオン脱出。惑星の大気組成と磁場という2つの主要な要因を考慮に入れます。すべての場合において、大気イオンエスケープレートは内部の太陽系惑星よりも数桁高い可能性があると判断しますが、TOI-700dは、特定の地域のギガ年のタイムスケールで$1$-barの大気を保持できます。パラメータ空間。また、惑星の電波放射を検出し（それによってその磁場を抑制し）、大気の存在を見極めるための見通しについても説明します。
内部太陽系における火山活動の地質学的時間発展について
| Title |
On_The_Geological_Time_Evolution_of_Volcanism_in_the_Inner_Solar_System |
| Authors |
Varnana.M.Kumar,_T.E.Girish,_Thara.N.Sathyan,_Biju_Longhinos,_Anjana_A.V.Panicker_and_J.Binoy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13200 |
地球および他の内部太陽系惑星体（水星、月、火星、および金星）における火山活動の地質学的時間発展を地球物理学および生物物理学の両方の観点から研究しました。地球およびその他の惑星オブジェクトの大火成地域の記録は、地質学的時間スケールにわたる主要な火山活動の増加、減少、および停止段階の存在を示唆しています。地球ベースの観測に基づいて、火山噴火の強度を測定する既存のスケールを拡張して、激しいおよび極端な火山活動に対応しました。岩の惑星オブジェクトの質量は、内部熱の大きさ、大きな火成地域の発生、および内部太陽系で利用可能な関連データからの主要な火山活動の期間に関連していることがわかります。内部の熱の大きさは、これらの惑星の物体の火山活動の強さも決定します。地球と火星における火山活動の時間的進化は、おそらくこれらの惑星における生命の起源と生物学的進化に影響を与えてきました。
SIRIUSプロジェクトI：星団と銀河形成の星ごとのシミュレーションのための星形成モデル
| Title |
SIRIUS_project_I:_Star_formation_models_for_star-by-star_simulations_of_star_clusters_and_galaxy_formation |
| Authors |
Yutaka_Hirai,_Michiko_S._Fujii,_Takayuki_R._Saitoh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12906 |
ほとんどの星は銀河の星団として形成され、銀河円盤に分散します。今後のエクサスケールの超計算施設では、個々の星を解くことにより、銀河とその形成のシミュレーションを実行できるようになります（星ごとのシミュレーション）。これは、銀河における星形成、星団形成、および銀河の組み立て履歴に関する私たちの理解を大幅に前進させます。以前の銀河シミュレーションでは、単純な恒星分布近似が使用されていました。ただし、この近似で質量分解能を向上させることは困難です。したがって、銀河のシミュレーションに使用できる個々の星を形成するためのモデルを確立する必要があります。一連のSIRIUS（SImulationsResolvingIndividUalStars）プロジェクトのこの最初の論文では、星ごとのシミュレーションのための新しい確率的星形成モデルを提案し、実証します。このモデルでは、仮定された恒星初期質量関数（IMF）が新しく形成された星にランダムに割り当てられます。次に、最大探索半径を導入して、周囲のガス粒子から質量を集めて星型粒子を形成します。この研究では、乱流分子雲からの星団形成の一連の$N$-body/smoothed粒子流体力学シミュレーションをテストケースとして実行します。IMFは、星形成のしきい値密度から推定された値よりも大きい最大検索半径が採用されている場合、正しくサンプリングできます。小さな雲では、星の数が少ないため、大規模な星の形成は非常に確率的です。星形成効率としきい値密度が結果に強く影響しないことを確認します。ここでは、私たちのモデルが、星団から銀河までさまざまな解像度のシミュレーションに適用できることを示しています。
宇宙論的にシミュレートされた円盤銀河の多相ISMにおける圧力バランス
| Title |
Pressure_balance_in_the_multiphase_ISM_of_cosmologically_simulated_disk_galaxies |
| Authors |
Alexander_B._Gurvich,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Alexander_J._Richings,_Philip_F._Hopkins,_Michael_Y._Grudi\'c,_Zachary_Hafen,_Sarah_Wellons,_Jonathan_Stern,_Eliot_Quataert,_T.K._Chan,_Matthew_E._Orr,_Du\v{s}an_Kere\v{s},_Andrew_Wetzel,_Christopher_C._Hayward,_Sarah_R._Loebman,_Norman_Murray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12916 |
圧力バランスは星間物質（ISM）のモデルで中心的な役割を果たしますが、現実的な多相ISMで圧力バランスが実現されるかどうか、またどのように実現されるかはまだよくわかっていません。私たちは、多相ISMが重力、冷却、恒星のフィードバックによって首尾一貫して形成されている天の川-質量円盤銀河の一連のFIRE-2宇宙論的ズームインシミュレーションを使用してこの質問に対処します。重力が垂直方向の圧力プロファイルをどのように決定するか、および合計ISM圧力がさまざまな相とコンポーネント（熱、分散/乱流、およびバルクフロー）の間でどのように分割されるかを分析します。平均して、以前のより理想的なシミュレーションと一貫して、ISMの合計圧力が上にあるガスの重量と釣り合うことを示します。垂直圧力バランスからの逸脱は、ガラクトセントリック半径の増加と平均化スケールの減少に伴って増加します。異なる相は互いに大まかな全圧平衡にありますが、ミッドプレーン付近の全圧を支配するコールドフェーズとウォームフェーズの速度論的サポートにより、熱圧力平衡から大きく逸脱します。いくつかのディスクスケールの高さでは、バルクフロー（流入や噴水など）が重要ですが、より高い高さでは高温ガスからの熱圧力が支配的です。全体として、中立面全体の圧力は、ディスクガスの重量によって十分に予測されます。また、星形成率の表面密度（Sigma_SFR）に比例して変化することも示しています。これらの結果は、Sigma_SFRとガス表面密度（Sigma_g）がISMミッドプレーン圧力を介して接続されているため、ケニカットとシュミットの関係が生じるという概念をサポートしています。
| Title |
Probing_the_nature_of_dark_matter_with_accreted_globular_cluster_streams |
| Authors |
Khyati_Malhan,_Monica_Valluri,_Katherine_Freese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12919 |
低質量銀河ハロー（例：矮小銀河）における暗黒物質（DM）の中心密度プロファイルの急峻さは、DMの性質を強力に調査します。恒星河川を使用して銀河サブハローの内部プロファイルをプローブする新しいスキームを提案します。降着した球状星団（GC）ストリームの現在の形態学的および力学的特性-最初に衛星銀河内で進化し、後に天の川（MW）と統合されたGCの潮汐ストリッピングから生成されたもの-が中央DM密度に敏感であることを示す親衛星のプロファイルと質量。尖ったCDMサブハロ内に蓄積するGCは、コア付きサブハロ内に蓄積するストリームよりも物理的に幅が広く、動的に熱いストリームを生成します。MWストリーム"GD-1"および"Jhelum"（降着されたGC起源の可能性が高い）と私たちのシミュレーションの最初の比較は、コア付きサブハロの選択を示しています。これらの結果が将来のデータに当てはまる場合、その意味は、DMカスプがバリオニックフィードバックによって消去されたか、そのサブハロがCDMを超えたDMモデルを意味するコア付き密度プロファイルを自然に所有していたことです。さらに、付着したGCストリームは高度に構造化されており、複雑な形態学的特徴（たとえば、並列構造や「スパー」）を示します。これは、降着シナリオがいくつかのMWストリームで最近観察された特異性を自然に説明できることを意味します。また、親サブハロの残りが後でストリームを通過するときに、ストリームに「ギャップ」を形成する新しいメカニズムを提案します。GCストリームとその親サブハロは、相対速度が小さい同様の軌道上にあるため、この遭遇は、以前に検討されたDMサブハロとのランダムな遭遇よりも長く続く可能性があり（影響が大きくなります）。MWハローの現在および将来の調査により、多くのかすかな恒星流が明らかになり、このDMの新しいプローブを使用して予備テストを実証するために必要なデータが提供されます。
オタマジャクシの変態を照らすII：ALMAで進行中の変化を観察する
| Title |
Illuminating_a_tadpole's_metamorphosis_II:_observing_the_on-going_transformation_with_ALMA |
| Authors |
Megan_Reiter,_Andr\'es_E._Guzm\'an,_Thomas_J._Haworth,_Pamela_D._Klaassen,_Anna_F._McLeod,_Guido_Garay,_and_Joseph_C._Mottram |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12920 |
オタマジャクシ、HH900ジェット+流出システムをホストするカリーナ星雲の小さな小球体の新しいAtacamaラージミリ/サブミリアレイ（ALMA）の観測結果を示します。データには、$^{12}$CO、$^{13}$CO、C$^{18}$OJ=2-1、$^{13}$CO、C$^{18}$OJ=3が含まれます-2、およびDCNJ=3-2およびCSJ=7-6の偶発的な検出。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）に匹敵する角度分解能で、私たちのデータは、これまで目に見えなかったジェット駆動プロトスター（HH900YSO）から発射された、小球内部のみで見られるCOの双極分子流出を初めて明らかにしました。双円錐の形態は、小球の外側のイオン化ガストレーサーで見られる外部照射された流出とスムーズに結合し、ジェット駆動の分子流出の全体的な形態を追跡します。HH900YSOの位置での連続体放出は、流出軸に対して垂直にわずかに平坦化されているように見えます。連続体へのモデルフィットは$\sim2$の最適スペクトルインデックスをもち、冷たいダストと粒子成長の開始を示唆しています。位置速度空間では、$^{13}$COおよびC$^{18}$Oガスの運動学は、他のソースで見られる降下プロファイルと同様に、C形の形態をトレースしますが、ガスのグローバルな動的挙動は不明のままです。COアイソトポログのラインプロファイルは、外部加熱ガスと一致する機能を表示します。光蒸発速度が一定であると仮定すると、小球の質量は$\sim1.9$M$_{\odot}$と推定され、残りの寿命は$\sim4$Myrです。この長い小球の寿命は、外部照射からディスクを保護し、おそらくその寿命を延ばし、ディスクが通常急速に破壊される地域での惑星形成を可能にします。
ALMAから見たW43-MM1の流出、コア、および磁場の向き
| Title |
Outflows,_Cores_and_Magnetic_Field_Orientations_in_W43-MM1_as_seen_by_ALMA |
| Authors |
C._Arce,_F._Louvet,_P._Cortes,_F._Motte,_C._L._H._Hull,_V._J._M._Le_Gouellec,_G._Garay,_T._Nony,_P._Didelon,_and_L._Bronfman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12921 |
ISMに広がっている磁場が、大規模な星形成の過程で重要な役割を果たすことが提案されています。前星と原始星の段階でのその影響をよりよく理解するには、巨大な高密度コアの大きなサンプルに向けた偏極ダスト放出の高角度分解能観測が必要です。このために、完全な偏光モードでバンド6（1.3mm）のAtacamaラージミリメータアレイを使用して、大規模なプロトクラスターW43-MM1で物理スケール$\sim$2700auのダスト粒子からの偏光放射をマッピングしました。これらのデータを使用して、コアスケールでの磁場の向きを測定しました。次に、コアスケール磁場、CO分子線放出から決定された原始星の流出、および連続体放出の2Dガウスフィットから決定された高密度コアの主軸の相対的な向きを調べました。高密度のコアの配向は、磁場に対してランダムではないことがわかりました。代わりに、密集したコアは、磁場に対して20-50$^\deg$の向きに適合します。流出は、低質量の星形成領域での現在の結果と同様に、磁場に対して50〜70$^\deg$の方向、または磁場に対してランダムに方向付けることができます。結論として、磁力線に対するコアの位置角度の観測された位置合わせは、磁場が緻密な材料とうまく結合していることを示しています。ただし、20-50$^\deg$優先配向は、磁気制御コア崩壊モデルの予測と矛盾します。磁場に対する流出方向の潜在的な相関関係は、場合によっては、磁場が、コアスケールから、流出が引き起こされる星間円盤の内部までの角運動量分布を制御するのに十分強いことを示唆しています。
シミュレートされた円盤銀河の周りのX線コロナの起源
巨大な銀河の周りに熱く付着したガス状コロナが存在することは、$\Lambda$CDM宇宙論における銀河形成モデルの長年にわたる中央予測です。現在の観測では、平面外の高温ガスが後期型銀河の周囲に存在することが確認されていますが、ガスの起源は、銀河のフィードバックが放出に動力を与える主要なエネルギー源である可能性があるという示唆で不確かです。宇宙流体力学EAGLEシミュレーションで、ハロー質量$（10^{11}-10^{14}）\mathrm{M}_\odot$の銀河を囲む高温ガスの起源とX線特性を調査します。質量$\leq10^{13}\mathrm{M}_\odot$のハローの中心のX線放出$\leq0.10R_{\mathrm{vir}}$は、超新星（SNe）。ただし、この領域を超えると、準静水圧の降着した大気が質量$\geq10^{12}\mathrm{M}_\odot$のハローのX線放出を支配します。高温ガスのハロ物質の暗黒物質の質量分率への依存性により、$L_{\mathrm{X}}-M_{\mathrm{vir}}$関係の勾配が大幅に変化することが予測されます（これは通常、クラスタの場合は$4/3$です）。この場合に適したスケーリング則を導出します。ハローのガス分率がハローの質量とともに増加するにつれて、より低い質量のハローの$L_{\mathrm{X}}-M_{\mathrm{vir}}$の勾配が急になります。$\leq10^{14}\mathrm{M}_\odot$。この変化するガスの割合は、アクティブな銀河核（AGN）フィードバックによって駆動されます。また、いわゆる「ミッシングフィードバック」問題の物理的な原因、つまり星形成率が高く質量の小さい銀河から観測された明らかに低いX線光度を特定します。これは、ハローの中央領域からのSNe加熱ガスの放出によって説明されます。
| Title |
Determining_the_systemic_redshift_of_Lyman-{\alpha}_emitters_with_neural_networks_and_improving_the_measured_large-scale_clustering |
| Authors |
Siddhartha_Gurung-L\'opez,_Shun_Saito,_Carlton_M._Baugh,_Silvia_Bonoli,_Cedric_G._Lacey_and_\'Alvaro_A._Orsi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12931 |
Lyman-$\alpha$ラインのLyman-$\alpha$（Ly$\alpha$）波長の誤識別によって引き起こされるLyman-$\alpha$エミッター（LAE）サンプルのクラスタリング歪みを軽減する方法を探りますプロファイル。星間および銀河間媒質での放射伝達を含む以前のLAE理論モデルのLy$\alpha$ラインプロファイルを使用します。ニューラルネットワークを使用して、Ly$\alpha$ラインからLAEの全身の赤方偏移を測定する新しいアプローチを紹介します。詳細には、LAE母集団全体の一部について、それらの全身の赤方偏移が他のスペクトル特性によって正確に決定されると仮定します。次に、このサブセットを使用して、Ly$\alpha$ラインプロファイルが指定されたLy$\alpha$波長を予測するニューラルネットワークをトレーニングします。2つの異なるトレーニングセットをテストします。i）LAEは均一に選択され、ii）最も明るいLAEのみが選択されます。文献の以前のアプローチと比較して、私たちの方法論は、Ly$\alpha$波長を決定する際の精度と精度の両方を大幅に向上させます。実際、理想的なLy$\alpha$ラインプロファイルでアルゴリズムを適用した後、摂動されていないクラスタリングを1cMpc/hまで回復します。次に、品質を下げることにより、実際のLy$\alpha$ラインプロファイルで方法論のパフォーマンスをテストします。Ly$\alpha$ラインプロファイルの品質が大幅に低下した場合でも、機械学習手法はうまく機能します。HETDEXなどのLAE調査は、サブポピュレーションの全身の赤方偏移を高精度で決定し、銀河サンプルの残りの全身の赤方偏移を推定するための方法論を適用することから利益を得ると結論します。
裏返しと裏返し：恒星の年齢と速度の関係の形成におけるガス冷却と動的加熱の役割
| Title |
Inside_Out_and_Upside-Down:_The_Roles_of_Gas_Cooling_and_Dynamical_Heating_in_Shaping_the_Stellar_Age-Velocity_Relation |
| Authors |
Jonathan_C._Bird,_Sarah_R._Loebman,_David_H._Weinberg,_Alyson_Brooks,_Thomas_R._Quinn,_and_Charlotte_R._Christensen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12948 |
銀河の個々の星を使用した円盤銀河の運動学研究、またはグローバルな円盤運動学の統計的研究は、円盤がどのように形成され進化するかについての洞察を提供します。銀河系の質量銀河h277の高解像度の宇宙ズームシミュレーションを使用して、ローカルディスクの運動学と時間の経過に伴うディスクの進化を結び付けます。h277の現在の恒星の年齢と速度の関係（AVR）は、天の川の類似の太陽近傍測定のそれとほぼ同じです。この成功の重要な要素は、シミュレーションの動的に冷たい多相ISMです。これにより、若い星が低速度分散（$\sigma_{\mathrm{birth}}$$\sim6-8\\mathrm{km}\、\mathrm{s}^{-1}$）。古い星は運動学的に高温で生まれ（つまり、ディスクが「逆さ」の形成シナリオで時間とともに落ち着く）、誕生後に加熱されます。円盤もまた「裏返し」に成長し、$z=0$の太陽近傍にある古い星の多くは、放射状の混合のために存在しています。私たちは、h277における$\sigma_{\mathrm{birth}}$の進化が、$z\sim2-3$から今日では、ディスクは準安定平衡で進化し、ISM速度分散は、ガスの割合が減少するため、時間とともに減少します。したがって、私たちの結果は、天の川のAVRの局所観測と、高い$z$の円盤銀河の観測された運動学を結びつけています。
X線発光NGC 1550銀河群におけるAGNフィードバックとスロッシングの証拠
| Title |
Evidence_of_AGN_feedback_and_sloshing_in_the_X-ray_luminous_NGC_1550_galaxy_group |
| Authors |
Konstantinos_Kolokythas,_Ewan_O'Sullivan,_Simona_Giacintucci,_Diana_M._Worrall,_Mark_Birkinshaw,_Somak_Raychaudhury,_Cathy_Horellou,_Huib_Intema_and_Ilani_Loubser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12950 |
NGC1550銀河グループのGMRTおよびチャンドラ観測の結果を示します。以前はリラックスしていると考えられていましたが、ガススロッシングとアクティブな銀河核（AGN）加熱がシステムの構造に影響を与えている証拠を示します。610MHzと235MHzの無線画像は、合計サイズが$\sim$33kpcの非対称ジェットローブ構造を示しています。より長い西部ジェットの基部に鋭いねじれがあり、短い東部ジェットが曲がって葉。235$-$610MHzスペクトルインデックスマップは、両方の無線ローブが古い電子集団の存在を示す急なスペクトルインデックス（$\alpha_{235}^{610}\geq-1.5$）を持っていることを示しています。X線画像は、無線構造と相関している高温ガスの非対称構造と、空洞の膨張によって隆起したガスのリムとアームを備えた、無線ローブと一致する潜在的な空洞を示しています。X線残差マップは、スロッシングコールドフロントに似た東への弧状の構造を示しています。電波スペクトル分析では、ソースの放射年齢が約33Myrであることを示唆しています。これは、スロッシングタイムスケールとローブの年齢の動的推定値に匹敵します。キャビティを膨らませるのに必要な機械的エネルギーの見積もりは、AGCジェットがIGMガスに効率的に結合されている場合、NGC1550のAGNがグループ内媒体（IGM）からの放射損失のバランスを取り、過度の冷却を防止できることを示唆しています。結論として、我々はラジオとX線の両方の構造からスロッシングの動きの証拠を見つけ、NGC1550が約33年前のマイナーな合併または落下する銀河によって摂動されたことを示唆しています。
FRB 190608に向けたCosmic Webのもつれをほどく
| Title |
Disentangling_the_Cosmic_Web_Towards_FRB_190608 |
| Authors |
Sunil_Simha_(1),_Joseph_N._Burchett_(1),_J._Xavier_Prochaska_(1_and_2),_Jay_S._Chittidi_(3),_Oskar_Elek_(1),_Nicolas_Tejos_(4),_Regina_Jorgenson_(3),_Keith_W._Bannister_(5),_Shivani_Bhandari_(5),_Cherie_K._Day_(5,6),_Adam_T._Deller_(6),_Angus_G._Forbes_(1),_Jean-Pierre_Macquart_(7),_Stuart_D._Ryder_(8),_Ryan_M._Shannon_(6)_((1)_University_of_California_Santa_Cruz,_Santa_Cruz,_USA,_(2)_Kavli_Institute_for_the_Physics_and_Mathematics_of_the_Universe,_Kashiwanoha,_Japan,_(3)_Maria_Mitchell_Observatory,_Nantucket,_USA,_(4)_Instituto_de_F\'isica,_Pontificia_Universidad_Cat\'olica_de_Valpara\'iso,_Casilla,_Chile,_(5)_Australia_Telescope_National_Facility,_CSIRO_Astronomy_and_Space_Science,_Australia,_(6)_Centre_for_Astrophysics_and_Supercomputing,_Swinburne_University_of_Technology,_Hawthorn,_Australia,_(7)_International_Centre_for_Radio_Astronomy_Research,_Curtin_University,_Bentley,_Australia,_(8)_Department_of_Physics_&_Astronomy,_Macquarie_University,_Australia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13157 |
FRB190608はASKAPによって検出され、SDSSフットプリントの$z_{host}=0.11778$にある渦巻銀河にローカライズされました。バーストは、赤方偏移で予想される宇宙平均と比較して大きな分散測定（$DM_{FRB}=339.8$$pc/cm^3$）を持っています。また、大きな回転測定（$RM_{FRB}=353$$rad/m^2$）と散乱タイムスケール（$\tau=3.3$$ms$at$1.28$$GHz$）もあります。Chittidietal（2020）は、ホスト銀河の紫外および光放射の詳細な分析を実行し、ホストDMの寄与は$137\pm43$$pc/cm^3$であると推定しています。この作業は、それらを補完し、FRB190608の前景にある銀河の光学データの分析を報告して、FRB信号への寄与を調査します。一緒に、2つの原稿は、FRBの視線に沿った物質分布の観察に基づくエンドツーエンドの研究を描写しています。その種の最初の研究。KCWI観測とパブリックSDSSデータを組み合わせて、FRB190608への見通し線に沿って予想される宇宙分散測定値$DM_{cosmic}$を推定します。最初に、介在するビリアル化ハロー（$DM_{halos}\約7-28$$pc/cm^3$）。次に、MonteCarloPhysarumMachine（MCPM）方法論を使用して、宇宙ウェブフィラメント内のイオン化ガスの3Dマップを作成し、ハローの外側の物質からのDM寄与を計算します（$DM_{IGM}\約91-126$$pc/cm^3$）。これは、この視線に沿ったイオン化ガスのより多くの部分がビリアル化されたハローの外側に現存していることを意味します。また、介在するハローが大きなFRB回転測定とパルス幅を説明できるかどうかを調査し、それが妥当ではないと結論付けます。パルスの広がりと大きなファラデー回転の両方は、おそらく前駆細胞環境またはホスト銀河から生じます。
ホスト銀河の渦状腕におけるFRB 190608のローカル環境の分析
| Title |
Dissecting_the_Local_Environment_of_FRB_190608_in_the_Spiral_Arm_of_its_Host_Galaxy |
| Authors |
Jay_S._Chittidi_(1),_Sunil_Simha_(2),_Alexandra_Mannings_(2),_J._Xavier_Prochaska_(2_and_3),_Marc_Rafelski_(4_and_5),_Marcel_Neeleman_(6),_Jean-Pierre_Macquart_(7),_Nicolas_Tejos_(8),_Regina_A._Jorgenson_(1),_Stuart_D._Ryder_(9),_Cherie_K._Day_(10_and_11),_Lachlan_Marnoch_(9),_Shivani_Bhandari_(11),_Adam_T._Deller_(10),_Hao_Qiu_(12_and_11),_Keith_W._Bannister_(11),_Ryan_M._Shannon_(10),_Kasper_E._Heintz_(13)_((1)_Maria_Mitchell_Observatory,_Nantucket,_USA,_(2)_University_of_California_-_Santa_Cruz,_Santa_Cruz,_USA,_(3)_Kavli_Institute_for_the_Physics_and_Mathematics_of_the_Universe_(Kavli_IPMU),_Kashiwanoha,_Japan,_(4)_Space_Telescope_Science_Institute,_Baltimore,_USA,_(5)_Department_of_Physics_&_Astronomy,_Johns_Hopkins_University,_Baltimore,_USA,_(6)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Astronomie,_K\"onigstuhl,_Heidelberg,_Germany,_(7)_International_Centre_for_Radio_Astronomy_Research,_Curtin_University,_Bentley,_Australia,_(8)_Instituto_de_F\'isica,_Pontificia_Universidad_Cat\'olica_de_Valpara\'iso,_Casilla,_Chile,_(9)_Department_of_Physics_&_Astronomy,_Macquarie_University,_Australia,_(10)_Centre_for_Astrophysics_and_Supercomputing,_Swinburne_University_of_Technology,_Hawthorn,_Australia,_(11)_Australia_Telescope_National_Facility,_CSIRO_Astronomy_and_Space_Science,_Australia,_(12)_Sydney_Institute_for_Astronomy,_School_of_Physics,_Australia,_(13)_Centre_for_Astrophysics_and_Cosmology,_Science_Institute,_University_of_Iceland,_Reykjav\'ik,_Iceland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13158 |
$z=0.11778$（以下HG190608）のSBc銀河である高速無線バーストFRB190608のホスト銀河の高解像度分析を提示し、そのローカル環境とそのFRBプロパティへの寄与を分析します。私たちのハッブル宇宙望遠鏡WFC3/UVIS画像は、FRB190608のサブアークセカンドローカリゼーションが星形の結び目と一致していることを示しています（$\Sigma_{SFR}=1.2\times10^{-2}〜M_{\odot}\、kpc^{-2}$）HG190608の著名なスパイラルアームの1つ。これは、表面輝度$\の銀河のKeck/KCWI積分フィールドスペクトルに存在するH$\beta$放射によって確認されます。mu_{H\beta}=（3.35\pm0.18）\times10^{-17}\;erg\;s^{-1}\;cm^{-2}\;arcsec^{-2}$。消滅補正されたH$\alpha$表面輝度を推定し、HG190608の${DM}_{Host、ISM}=82\pm35〜pc\、cm^{-3の星間物質から分散測定を計算します}$。銀河は円速度$v_{circ}=141\pm8〜km\、s^{-1}$で傾斜$i_{gas}=37\pm3^\circ$で回転し、動的質量を与えます$M_{halo}^{dyn}\約10^{11.96\pm0.08}〜M_{\odot}$。FORS2イメージングを使用した銀河の表面測光分析は、$i_{stellar}=26\pm3^\circ$の恒星円盤の傾斜を示唆しています。動的質量推定は、${DM}_{Host、Halo}=55\pm25\の分散測度に対するハロー寄与を意味します。pc\、cm^{-3}$は、密度プロファイルと保持されたバリオンの割合に関する仮定の対象となります。比較的高い時間的広がり（$\tau=3.3\pm0.2\;ms$at1.28GHz）および回転測定（$RM=353\pm2\;rad\;m^{-2}$）（Dayetal。2020）FRB190608の原因は、スパイラルアーム内の乱流ガスとFRB前駆体に局所的なガスの両方にある可能性があります。FRB前駆細胞環境の以前の高解像度の研究とは対照的に、乱された形態、放出、FRB190608の運動学の証拠は見つかりません。
オーストラリアの平方キロメートルアレイパスファインダーでローカライズされた高速電波バーストのホスト銀河と祖先
| Title |
The_host_galaxies_and_progenitors_of_Fast_Radio_Bursts_localized_with_the_Australian_Square_Kilometre_Array_Pathfinder |
| Authors |
Shivani_Bhandari,_Elaine_M._Sadler,_J._Xavier_Prochaska,_Sunil_Simha,_Stuart_D._Ryder,_Lachlan_Marnoch,_Keith_W._Bannister,_Jean-Pierre_Macquart,_Chris_Flynn,_Ryan_M._Shannon,_Nicolas_Tejos,_Felipe_Corro-Guerra,_Cherie_K.Day,_Adam_T.Deller,_Ron_Ekers,_Sebastian_Lopez,_Elizabeth_K._Mahony,_Consuelo_Nu\~nez,_Chris_Phillips |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13160 |
オーストラリアのSKAパスファインダー（ASKAP）望遠鏡は、高速電波バースト（FRB）を単一パルスの検出からアークセカンドの精度にローカライズし始め、ホスト銀河を確実に識別できるようになりました。赤方偏移の範囲$0.11<z<0.48$にある、ASKAPによってローカライズされた最初の4つのFRBのホスト銀河のグローバルプロパティについて説明します。4つすべてが巨大な銀河（log（$M_{*}/M_{\odot}$）$\sim9.4-10.4$）であり、星形成率は最大$2M_{\odot}$yr$^{-です。1}$-最初の繰り返しFRB121102のホスト銀河とは非常に異なります。これは、特定の星形成率が高い矮小銀河です。ASKAPによってローカライズされたFRBは通常、ホスト銀河の周辺にあり、アクティブな銀河核（AGN）または自由に浮遊する宇宙ストリングを呼び出すFRB前駆モデルを除外しているようです。これらのホスト銀河に見られる恒星の個体群は、FRB121102の前駆細胞として提案されている超光速超新星（SLSNe）によって生成された若いマグネターからすべてのFRBが発生するモデルにも不満を持っています。通常のコア崩壊超新星から生じる）はもっともらしいままです。
ALMA 26 arcmin $ ^ 2 $による1ミリメートルでのGOODS-Sの調査（ASAGAO）：恒星質量選択銀河のミリメートル特性
| Title |
ALMA_26_arcmin$^2$_survey_of_GOODS-S_at_one-millimeter_(ASAGAO):_millimeter_properties_of_stellar_mass_selected_galaxies |
| Authors |
Y._Yamaguchi,_K._Kohno,_B._Hatsukade,_T._Wang,_Y._Yoshimura,_Y._Ao,_J._S._Dunlop,_E._Egami,_D._Espada,_S._Fujimoto,_N._H._Hayatsu,_R._J._Ivison,_T._Kodama,_H._Kusakabe,_T._Nagao,_M._Ouchi,_W._Rujopakarn,_K._Tadaki,_Y._Tamura,_Y._Ueda,_H._Umehata,_W.-H._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13346 |
ASAGAOを使用して、ALMAで取得したGOODS-Southフィールドの26arcmin$^2$領域の深い1.2mmの連続体観測を使用して、選択された$K$バンド（つまり、恒星の質量）でダストに覆われた星の形成を調べます選択）ZFOURGEカタログから抽出された銀河。ASAGAOとALMAのアーカイブデータをGOODS-Southフィールドで組み合わせて作成されたASAGAO結合マップに基づいて、24のZFOURGEソースに、信号対雑音比$>$4.5（1$\sigma\simeq$30-70$\mu$JyBeam$^{-1}$at1.2mm）。彼らの中央値の赤方偏移は、$z_\mathrm{median}=$2.38$\pm$0.14と推定されます。それらは一般に、恒星の質量と星形成率（つまり、星形成銀河の主要なシーケンス）の密接な関係に従います。ALMAで検出されたZFOURGE光源は、赤方偏移、恒星の質量が類似しているにもかかわらず、系統的に大きな赤外線（IR）過剰（IRX$\equivL_\mathrm{IR}/L_\mathrm{UV}$）を示します。そして星形成率。これは、レストフレームUV選択銀河間で緊密であることが知られているコンセンサス星質量とIRXの関係が、星質量選択銀河のALMA検出可能性を完全に予測できないことを意味します。ALMAで検出されたZFOURGE光源が、$z$=2-3での宇宙のIR星形成率密度の主な原因であることがわかります。
| Title |
A_Gemini/GMOS_study_of_the_bright_elliptical_galaxy_NGC_3613_and_its_globular_cluster_system |
| Authors |
Bruno_J._De_B\'ortoli,_Lilia_P._Bassino,_Juan_P._Caso_and_Ana_I._Ennis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13370 |
E銀河NGC3613（Mv=-21.5、d=30.1Mpc）の球状星団系（GCS）の最初の測光研究、およびGemini/GMOS画像に基づくホスト銀河の表面測光を示します。NGC3613は、グループの中心銀河と考えられているため、低密度環境に生息していますが、その固有の明るさは、クラスターの中心にある銀河に期待されるものと似ています。このGCSについて、次の特性が得られます。色分布は二峰性であり、金属が少ない球状星団（GC）は、半径が大きくなるにつれて少し青くなります。放射状および方位角の投影分布は、金属に富むGCがホスト銀河に集中し、光の分布を非常に正確にトレースすることを示していますが、金属に乏しいGCはより長く均一な分布を示します。GC輝度関数は、採用された距離の検証に役立ちます。Ntot=2075+/-130の推定総GC母集団は、特定の周波数Sn=5.2+/-0.7につながります。これは、同様の光度のホスト銀河を持つGCSの予想範囲内の値です。NGC3613の表面測光は、3つのコンポーネントのプロファイルと顕著な下部構造を明らかにします。最後に、超小型矮星（UCD）候補の小さなサンプルがホスト銀河の周囲で識別されます。
放射フィードバックによる星団の形成と雲の分散：金属性とコンパクト性への依存
| Title |
Star_cluster_formation_and_cloud_dispersal_by_radiative_feedback:_dependence_on_metallicity_and_compactness |
| Authors |
Hajime_Fukushima,_Hidenobu_Yajima,_Kazuyuki_Sugimura,_Takashi_Hosokawa,_Kazuyuki_Omukai,_Tomoaki_Matsumoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13401 |
一連の3次元放射流体力学シミュレーションを実行することにより、さまざまな金属性とカラム密度のさまざまな環境での星団の形成を研究します。大規模な星からの光イオン化フィードバックが星形成雲の星形成効率（SFE）を制御し、その影響がガスの金属性$Z$と初期雲表面密度$\Sigma$に敏感に依存することがわかります。たとえば、$Z=1〜Z_{\odot}$では、SFEは0.02から0.3に増加し、$\Sigma$は$10$から$300に増加します〜{\rmM_{\odot}{\rmpc^{-2}}}$。低金属の場合$10^{-2}-10^{-1}Z_{\odot}$では、分子形成時間が冷却時間または動的時間に対して十分に短いわけではないため、星団は原子の暖かいガスから形成されます。さらに、冷却効率が低いために温度が高いHII気泡を膨張させることにより、雲全体がより簡単に破壊されます。ほこりの減衰が小さいと、近くの巨大な星からの電離放射線のフィードバックが強くなり、密な塊での星の形成が終了します。これらの影響は、低金属環境で非効率的な星形成をもたらします：$\に関係なく$Z=10^{-2}〜Z_{\odot}$の場合、SFEは$\sim0.3$の係数で減少しますシグマ$。また、生まれたばかりの星団は重力的に束縛されていません。さらに、シミュレーション結果、特に観測されたSFEの雲の表面密度と金属性への依存性を再現できる新しい半解析モデルを開発します。
AlFoCS + Fornax3D：ALMAとMUSEを使用したFornaxクラスターでの星形成の解決
| Title |
AlFoCS_+_Fornax3D:_resolved_star_formation_in_the_Fornax_cluster_with_ALMA_and_MUSE |
| Authors |
Nikki_Zabel,_Timothy_A._Davis,_Marc_Sarzi,_Boris_Nedelchev,_M\'elanie_Chevance,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Enrichetta_Iodice,_Maarten_Baes,_George_J._Bendo,_Enrico_Maria_Corsini,_Ilse_De_Looze,_P._Tim_de_Zeeuw,_Dimitri_A._Gadotti,_Marco_Grossi,_Reynier_Peletier,_Francesca_Pinna,_Paolo_Serra,_Freeke_van_de_Voort,_Aku_Venhola,_S\'ebastien_Viaene,_Catherine_Vlahakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13454 |
ALMAとMUSEのデータを組み合わせて、クラスター銀河における解決された（〜300pcスケール）星形成関係（星形成率と分子ガス表面密度）を調べます。私たちのサンプルは、渦巻、楕円、小人を含む9個のFornaxクラスター銀河で構成され、〜10^8.8-10^11M_Sunの恒星質量範囲をカバーしています。CO（1-0）と消滅補正Halphaは、それぞれ分子ガス質量と星形成率のトレーサーとして使用されました。我々の結果をKennicutt（1998）およびBigielらと比較します。（2008）。さらに、枯渇時間マップを作成して、個々の銀河の小規模な変動を明らかにします。「星形成の不確定性原理」（Kruijssen＆Longmore、2014a）を使用してFCC290でこれらをさらに調査し、この銀河では分子雲の寿命が短い（<10Myr）と推定します。銀河平均の枯渇時間は、恒星の質量やクラスター中心の距離などの他のパラメーターと比較されます。Fornaxクラスタの星形成関係は、Kennicutt（1998）やBigielらの星形成関係に近いことがわかります。（2008}）、ただしBigieletal。によって予測された最短の枯渇時間とほとんど重複しています。（2008）。枯渇時間のこのわずかな減少は、ビリアル半径の近くに乱された分子ガス貯留層を持つ矮小銀河によって主に引き起こされます。分子ガス尾を持つ矮小銀河FCC90では、空の時間はその恒星本体よりも尾の方が10倍以上大きいことがわかります。
| Title |
The_Diffuse_Light_Envelope_of_Luminous_Red_Galaxies |
| Authors |
Y._Leung,_Y._Zhang,_B._Yanny,_K._Herner,_J._Annis,_A._Palmese,_H._Sampaio-Santos,_V._Strazzullo,_M._Aguena,_S._Allam,_S._Avila,_E._Bertin,_S._Bhargava,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_M._Costanzi,_L._N._DaCosta,_S._Desai,_H._T._Diehl,_P._Doel,_T._F._Eifler,_S._Everett,_B._Flaugher,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gaztanaga,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_K._Honscheid,_D._J._James,_A._G._Kim,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_M._Lima,_M._A._G._Maia,_R._Miquel,_R._L._C._Ogando,_F._Paz-Chinch\'on,_A._A._Plazas,_A._K._Romer,_A._Roodman,_E._S._Rykoff,_E._Sanchez,_V._Scarpine,_M._Schubnell,_S._Serrano,_I._Sevilla-Noarbe,_M._Smith,_E._Suchyta,_M._E._C._Swanson,_and_T._N._Varga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13467 |
スタッキング手法を使用して、200kpcの放射状の範囲まで、赤方偏移$\sim0.62$および$\sim0.25$で発光する赤い銀河（LRG）の放射状の光プロファイルを調べます。2つの赤方偏移では、プロファイルの顕著な変化は見られません。LRGプロファイルは、単一のSersicプロファイルによってよく近似されているように見えますが、60kpcの外側では、いくつかの過剰な光が見られます。積分された光束を測定することにより、過剰な光を定量化し、過剰は約10\％であることを発見しました。
SN2019dge：ヘリウムが豊富な超剥離エンベロープ超新星
| Title |
SN2019dge:_a_Helium-rich_Ultra-Stripped_Envelope_Supernova |
| Authors |
Yuhan_Yao,_Kishalay_De,_Mansi_M._Kasliwal,_Anna_Y._Q._Ho,_Steve_Schulze,_Zhihui_Li,_S._R._Kulkarni,_Andrew_Fruchter,_David_Rubin,_Daniel_A._Perley,_Jim_Fuller,_C._Fremling,_Eric_C._Bellm,_Rick_Burruss,_Dmitry_A._Duev,_Michael_Feeney,_Avishay_Gal-Yam,_V._Zach_Golkhou,_Matthew_J._Graham,_George_Helou,_Thomas_Kupfer,_Russ_R._Laher,_Frank_J._Masci,_Adam_A._Miller,_Anthony_L._Piro,_Ben_Rusholme,_David_L._Shupe,_Roger_Smith,_Jesper_Sollerman,_Maayane_T._Soumagnac,_Jeffry_Zolkower |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12922 |
ZTF18abfcmjw（SN2019dge）の観測結果を示します。これは、ヘリウムが豊富な超新星で、非常に低い噴出質量（$\約0.3\、M_\odot$）と低い運動エネルギー（$\約1.2\times10^{50}\、{\rmerg}$）。初期（爆発後4日未満）の測光により、$\sim3\times10^{12}\にある$\sim0.1\、M_\odot$のヘリウムに富んだ拡張エンベロープからの衝撃冷却の証拠が明らかになりました。前駆細胞から{\rmcm}$。初期のHeII線放出とその後のスペクトルは、ヘリウムに富む星状物質との相互作用の兆候を示しており、これは$\gtrsim5\times10^{13}\、{\rmcm}$から$\gtrsim2\timesに及びます10^{16}\、{\rmcm}$。SN2019dgeは、質量を失うヘリウムスターと低質量のメインシーケンススターまたはコンパクトなオブジェクト（つまり、白色矮星、中性子星、またはブラックホール）。19dgeのような超ストリップSNeの局所容積出生率は1400--8200$\、{\rmGpc^{-3}\、yr^{-1}}$（つまり、コア崩壊超新星率の2〜12％）。これは、動的捕獲では形成されないコンパクトな中性子星連星の観測された合体率と比較できます。
X線クランピートーラスモデル（XCLUMPY）の、すざくとNuSTARで観測された10個の不明瞭な活動銀河核への適用
| Title |
Application_of_X-Ray_Clumpy_Torus_Model_(XCLUMPY)_to_10_Obscured_Active_Galactic_Nuclei_Observed_with_Suzaku_and_NuSTAR |
| Authors |
Atsushi_Tanimoto,_Yoshihiro_Ueda,_Hirokazu_Odaka,_Shoji_Ogawa,_Satoshi_Yamada,_Toshihiro_Kawaguchi,_and_Kohei_Ichikawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12927 |
XCLUMPY、アクティブ銀河核（AGN）の塊状トーラスからのX線スペクトルモデルを、すざくとNuSTARの両方で観測された10の隠されたAGNの広帯域X線スペクトルに適用します。これらのAGNの赤外線スペクトルは、CLUMPYコードで分析されました。XCLUMPYはCLUMPYと同じクランプ分布を採用しているため、X線スペクトルから得られたトーラスパラメーターと赤外線パラメーターから得られたトーラスパラメーターを直接比較できます。赤外線スペクトルから決定されたトーラスの角度幅（$\sigma_{\mathrm{IR}}$）は、X線データからのもの（$\sigma_{\mathrm{X}}$）よりも体系的に大きくなります。差（$\sigma_{\mathrm{IR}}-\sigma_{\mathrm{X}}$）は、X線スペクトルから決定される傾斜角と相関します。これらの結果は、観測された赤外線フラックスへのほこりの多い極性の流出からの寄与によって説明できます。これは、より高い傾斜でより重要になります（より多くのエッジオンビュー）。見通し線吸収体の水素カラム密度とVバンド消光の比率は、銀河値の周りに大きな散乱（$\simeq$1dex）を示し、AGNのかなりの部分にダストが豊富な核周囲環境があることを示唆しています。
漸近的に安全な量子重力におけるX線の照射
| Title |
Shining_X-rays_on_asymptotically_safe_quantum_gravity |
| Authors |
Biao_Zhou,_Askar_B._Abdikamalov,_Dimitry_Ayzenberg,_Cosimo_Bambi,_Sourabh_Nampalliwar,_Ashutosh_Tripathi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12958 |
漸近的に安全な量子重力は、アインシュタインの重力の有効な量子場理論にUV拡張を提供する有望な候補シナリオです。この理論は、電磁場と核の相互作用について広くテストされてきた、量子場理論の非常に成功したフレームワークに基づいています。ただし、漸近的に安全な量子重力の観測テストはより困難です。最近、漸近的に安全な量子重力に触発された回転ブラックホール計量が提案されており、これは理論の天体物理学試験の可能性を開きます。本論文では、X線バイナリGRS1915+105のすざく観測の分析からの逆無次元固定小数点値$\gamma$を制約するX線反射分光法の機能を示します。これらの制約をブラックホールイメージングから取得した制約と比較します。
フェルミ大面積望遠鏡データでの利き手の測定について
| Title |
On_the_measurement_of_handedness_in_Fermi_Large_Area_Telescope_data |
| Authors |
Julia_Asplund,_Gu{\dh}laugur_J\'ohannesson,_Axel_Brandenburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13065 |
私たちの銀河の外からの高エネルギー光子の到来方向の利き手は、銀河間磁場のヘリシティに関連している可能性があります。arXiv：1310.4826およびarXiv：1412.3171による以前の推定では、FermiLargeAreaTelescope（LAT）で観測された光子に存在する信号のヒントが示されていました。Fermi-LATデータの利き手測定の更新は、10年以上の観測を使用して提示されます。シミュレーションは、エネルギーに依存する機器の応答とその観測プロファイルによって引き起こされる曝露の構造、および星間物質からの背景を考慮に入れて、測定の不確実性を研究するために実行されます。シミュレーションは、不確実性を正確に推定し、以前は不確実性が大幅に過小評価されていたことを示すために必要です。{\emFermi}-LATデータの以前の分析での見かけの信号は、有意ではありません。
ASKAPにローカライズされた高速無線バーストに対する超新星のような光学的対応物の探索
| Title |
A_search_for_supernova-like_optical_counterparts_to_ASKAP-localised_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
Lachlan_Marnoch,_Stuart_D._Ryder,_Keith_W._Bannister,_Shivani_Bhandari,_Cherie_K._Day,_Adam_T._Deller,_Jean-Pierre_Macquart,_Richard_M._McDermid,_J._Xavier_Prochaska,_Hao_Qiu,_Elaine_M._Sadler,_Ryan_M._Shannon,_and_Nicolas_Tejos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13159 |
高速無線バースト（FRB）はミリ秒スケールの無線パルスで、遠方の銀河で発生し、未知のソースによって生成されます。謎は、銀河をホストするためにFRBをローカライズすることの典型的な困難のために部分的に残っています。CommensalReal-timeASKAPFastTransients（CRAFT）サーベイによって提供される正確なローカライゼーションは、ホストの銀河と広範囲の波長でFRBの潜在的な一時的な対応物を研究する機会を提供します。この作業では、CRAFTによって正確にローカライズされた最初の3つのFRBに超新星のような一時的な対応物があるかどうかを調査します。3つのホスト銀河の超大型望遠鏡で2セットのイメージングエポックを取得しました。1つはバースト検出の直後、もう1つは数か月後です。これらの画像を差し引いた後、関連するFRBホスト銀河で光学的対応物が特定されなかったため、代わりに潜在的な光学的過渡現象の明るさを制限します。超新星の光度曲線がモデル化され、その基本特性がランダム化されたモンテカルロアプローチを使用して、各FRBに関連する超新星が検出されない確率を推定しました。タイプIaおよびIIn超新星は、明らかに繰り返されないすべてのFRBに伴う可能性は低いと結論付けます。
ASKAPにローカライズされた高速無線バーストの高時間分解能と偏光特性
| Title |
High_time_resolution_and_polarisation_properties_of_ASKAP-localised_fast_radio_bursts |
| Authors |
Cherie_K._Day,_A._T._Deller,_R._M._Shannon,_Hao_Qiu,_Keith_W._Bannister,_S._Bhandari,_Ron_Ekers,_Chris_Flynn,_C._W._James,_J.-P._Macquart,_Elizabeth_K._Mahony,_J._Xavier_Prochaska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13162 |
高速電波バースト（FRB）の高時間および周波数分解能の全偏波スペクトルとホスト銀河の特性の知識を組み合わせることで、それらを生成する放出メカニズムと、ローカル環境、ホスト銀河、およびそれらを介した伝播の影響の両方を研究する機会が得られます。銀河間媒体。オーストラリアの平方キロメートルアレイパスファインダー（ASKAP）望遠鏡は、バーストの最初の集合にこの情報を提供しました。この論文では、以前に研究されたASKAPFRB〜181112について発表された結果を補完するために、5つのローカライズされたFRBの高時間およびスペクトル分解能、完全偏光観測を提示します。すべてのFRBは高度に分極されており、分極率は80-100\％の範囲であり、一般に直線分極が支配的であることがわかります。私たちのサンプルのいくつかのFRBは、出現する原型（つまり、繰り返しまたは明らかに非反復）に関連付けられたプロパティを示しますが、他のFRBは、FRBプロパティの連続の存在を示唆する両方の特性を示します。高い時間分解能で調べると、サンプル内のすべてのFRBに、複数のサブコンポーネントと、天の川からの予想よりも高いレベルでの散乱の証拠があることがわかります。FRBプロパティのさまざまな範囲（たとえば、散乱時間、固有の幅、回転測定）とホスト銀河のグローバルプロパティの間に相関関係はありません。最も強く散乱したバーストは、ホスト銀河の郊外に存在します。これは、ホストの星間媒質ではなく、ソースローカル環境が、サンプルでの散乱の主要な起源であることを示唆しています。
| Title |
Rotating_self-gravitating_Bose-Einstein_condensates_with_a_crust:_a_minimal_model_for_pulsar_glitches |
| Authors |
Akhilesh_Kumar_Verma,_Rahul_Pandit,_and_Marc_E._Brachet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13310 |
3次元（3D）Gross-Pitaevskii-Poisson方程式（GPPE）に固体地殻ポテンシャルを導入することにより、\textit{pulsarglitches}の最小モデルを開発しました。（BEC）、すなわちボソン星。地殻電位が存在しない場合、このようなボソン星を回転させると、渦によって渦が形成されることを示します。次に、広範な直接数値シミュレーション（DNS）を介して、これらの渦と地殻ポテンシャルの相互作用が（a）スティックスリップダイナミクスと（b）動的グリッチを生成することを示します。ボソニックスターから地殻に十分な運動量が伝達された場合、渦はスターから放出され、地殻の角運動量$J_c$はグリッチとして自然に解釈できる特徴を示すことを示します。$J_c$の時系列から、イベントサイズ、イベント期間、および待機時間の累積確率分布関数（CPDF）を計算します。これらのCPDFには、パルサーグリッチの観測で見られた自己組織化臨界（SOC）のシグネチャがあることを示します。
LOFAR電波望遠鏡の宇宙線エネルギースケールについて
| Title |
On_the_cosmic-ray_energy_scale_of_the_LOFAR_radio_telescope |
| Authors |
K._Mulrey,_S._Buitink,_A._Corstanje,_H._Falcke,_B._M._Hare,_J._R._H\"orandel,_T._Huege,_G._K._Krampah,_P._Mitra,_A._Nelles,_H._Pandya,_J._P._Rachen,_O._Scholten,_S._ter_Veen,_S._Thoudam,_T._N._G._Trinh,_T._Winchen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13441 |
宇宙線は、LOFARで定期的に測定されます。アンテナの高密度アレイとプラスチックシンチレータのアレイの両方が使用されます。ラジオと粒子技術を使用して宇宙線エネルギーの再構成を比較し、それらがよく一致していることを示します。また、LOFARで測定された空気シャワーの放射エネルギーも示します。この値は、エアシャワー内の電磁エネルギーと二次的にスケーリングします。これは、一次粒子のエネルギーに関連しています。局所磁場が考慮されると、放射エネルギーにより、LOFARエネルギースケールとピエールオージェ天文台のスケールを直接比較できます。これらは一致していることが示されています。この手法は、放射エネルギーを使用してさまざまな実験のエネルギースケールをクロスキャリブレーションする可能性を示しています。
X線パルサーの帯域制限ノイズの発生源としての傾斜双極子磁気圏の慣性振動モード
| Title |
Inertial_oscillation_modes_of_an_inclined_dipolar_magnetosphere_as_a_source_of_band-limited_noise_in_X-ray_pulsars |
| Authors |
Pavel_Abolmasov_and_Anton_Biryukov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13508 |
強く磁化された星の磁場は、凍結状態のために導電性物質をトラップする可能性があります。力のない状態では、力線に沿った物質の動きは、「ビードオンワイヤ」近似で考慮されます。このような運動は、重力と遠心力を考慮すると、平衡点があり、その一部は安定しています。ほとんどの場合、可能な場所の約数パーセントで安定性が可能です。対応する振動周波数は、スピン周波数のゼロから$\sqrt{3}$の範囲です。この変動モードは、バースト中に一部のX線パルサーで励起され、パワー密度スペクトルのブレーク周波数の近くにピークのある広帯域ノイズ成分を作成するとともに、この周波数範囲。この変動の存在は、質量降着率の変更を必要とせず、交換の不安定性のためにディスクと磁気の流れから浸潤する少量の物質のみを含みます。
天体物理学における21世紀の統計的および計算的課題
| Title |
21st_Century_Statistical_and_Computational_Challenges_in_Astrophysics |
| Authors |
Eric_D._Feigelson,_Rafael_S._de_Souza,_Emille_E._O._Ishida_and_Gutti_Jogesh_Babu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13025 |
現代の天文学は、宇宙集団の膨大なサンプルを取得して、宇宙をより深く見る能力を急速に高めてきました。これらのデータセットから天体物理学的な洞察を得るためには、高度な統計および機械学習の幅広い手法が必要です。宇宙論における長年の問題には、銀河のクラスタリングの特徴付けと測光色からの銀河の距離の推定が含まれます。天文データを非線形天体物理学モデルにリンクするための中心となるベイズ推論は、太陽物理学、星団の性質、および太陽系外惑星システムの問題に対処します。尤度フリーの方法の重要性が高まっています。複雑なノイズの中のかすかな信号の検出は、星の周期的な振る舞いを見つけて、爆発的な重力波イベントを検出するために必要です。未解決の問題は、異分散測定誤差の処理と、天体物理学システムを特徴付ける確率分布の理解に関係しています。宇宙統計学の分野では、研究プロジェクトの設計および分析段階で統計学者との連携を強化し、新しい統計手法を共同で開発する必要があります。一緒に、彼らは天文学の人口と宇宙自体にもっと天体物理学的洞察を引き出します。
NEWSdm検出器内で記録される暗黒物質粒子の相互作用を検出するためのアルゴリズムを提供します。NEWSdm（WIMP検索方向測定用の核乳剤）は、地下直接検出暗黒物質探索実験です。核乳剤の最近の開発の使用により、WIMPパラメータ空間の新しい領域を調査することができます。NEWSdm実験の重要な特徴である指向性アプローチは、「ニュートリノフロア」を克服するユニークなチャンスを与えます。ディープニューラルネットワークを使用して、潜在的なDM信号とさまざまなクラスのバックグラウンドを分離しました。このホワイトペーパーでは、データセットの物理的な特性を考慮し、必要な$10^4$のバックグラウンドリジェクションパワーの達成度を報告するために、ディープ3D畳み込みニューラルネットワークの使用方法を紹介します。
| Title |
Deep_Learning_Assisted_Data_Inspection_for_Radio_Astronomy |
| Authors |
Michael_Mesarcik,_Albert-Jan_Boonstra,_Christiaan_Meijer,_Walter_Jansen,_Elena_Ranguelova,_Rob_V._van_Nieuwpoort |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13373 |
現代の電波望遠鏡は、何千もの受信機、長距離ネットワーク、大規模な計算ハードウェア、および複雑なソフトウェアを組み合わせています。この複雑さのため、障害は比較的頻繁に発生します。この作業では、最新の電波望遠鏡のシステム状態を診断するための教師なしの深層学習の新しい使用法を提案します。モデルは、高次元の時間-周波数データを低次元の規範的空間に投影できるようにする畳み込み変分オートエンコーダー（VAE）です。この投影法を使用すると、望遠鏡のオペレーターは障害を視覚的に検査して、システムの正常性を維持できます。HERAからのシミュレーションデータの制御実験で、VAEのパフォーマンスをトレーニングし、定量的に評価しました。さらに、実際のLOFARデータでトレーニングおよびテストされたモデルの定性的評価を提示します。投影された合成データで単純なSVM分類器を使用することにより、投影の次元数と特定のスペクトログラムの複合機能の数の間にトレードオフがあることを示します。VAEとSVMの組み合わせのスコアは、特定の入力の特徴の数に応じて65％から90％の精度になります。最後に、評価されたモデルを統合するプロトタイプのシステム状態診断Webフレームワークを示します。このシステムは現在、ASTRON天文台でテスト中です。
オリオン源の磁場構造I
| Title |
Magnetic_Field_Structure_of_Orion_Source_I |
| Authors |
Tomoya_Hirota,_Richard_L._Plambeck,_Melvyn_C._H._Wright,_Masahiro_N._Machida,_Yuko_Matsushita,_Kazuhito_Motogi,_Mi_Kyoung_Kim,_Ross_A._Burns,_Mareki_Honma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13077 |
OrionSourceI（SrcI）からのSiO回転遷移の分極を観察して、この高質量プロトスターからの双極流出の磁場を調べました。43GHz$J$=1-0と86GHz$J$=2-1の両方の回線は、それぞれVLAとALMAを使用して、$\sim$20AU解像度でマッピングされました。基底振動状態の$^{28}$SiO遷移は、熱放出とメーザー放出の混合です。$J$=1-0および$J$=2-1の遷移における偏光位置角度の比較により、$10^{4}$ラジアンm$^{-2}の可能なファラデー回転に上限を設定できます$、これは$J$=2-1の位置角度を通常10度未満ねじります。流出ローブの滑らかで系統的な分極構造は、数百AUのスケールで秩序立った磁場を示唆しています。分極の均一性は、$\sim$30ミリガウスの電界強度を示唆しています。それは、双極の流出を形成するのに十分な強さであり、流出の基部でガスのサブケプラー回転を引き起こす可能性があります。$^{28}$SiO$v$=0メーザーでの80〜90％の驚くほど高い分数直線偏光には、異方性ポンピングが必要です。$v$=0$J$=1-0ピークで最も強いメーザーフィーチャに向かう60％の円偏光を測定しました。異方性共鳴散乱（ARS）がこの円偏光の原因である可能性があります。$^{29}$SiO$v$=0$J$=2-1メーザーのマップと、より高い振動レベルとアイソトポログでの他のいくつかのSiO遷移も示します。
大質量星の運命：METISSEによる恒星進化の不確実性の調査
| Title |
The_fates_of_massive_stars:_exploring_uncertainties_in_stellar_evolution_with_METISSE |
| Authors |
Poojan_Agrawal,_Jarrod_Hurley,_Simon_Stevenson,_Dorottya_Sz\'ecsi,_Chris_Flynn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13177 |
高度な電磁および重力波検出器の時代では、恒星の進化が恒星の連星や動的システムに及ぼす影響を効果的に組み合わせて研究することがますます重要になっています。恒星の進化における不確実なパラメーターを探求することに専念した系統的な研究は、恒星の個体群の最近の観察を説明するために必要です。一般的に使用されているシングルスター進化（SSE）フィッティング式への新しいアプローチを提示します。これは、より適応性の高い方法です。シングルスター進化の補間法（METISSE）。事前に計算された恒星軌道のセット間の補間を利用して、星の母集団の進化パラメーターを概算します。恒星天体物理学の実験用モジュール（MESA）、ボン進化コード（BEC）、ケンブリッジSTARSコードによって計算された詳細な恒星トラックを含むメティスを使用しました。METISSEは、SSEと比較して、STARSコードを使用して計算された恒星の軌跡をよりよく再現し、平均して3倍高速です。MESAおよびBECで計算された恒星の軌跡を使用して、METISSEを適用して、残余質量、最大径方向の膨張、および大質量星の主シーケンスの寿命の違いを調査します。放射線が支配的なエンベロープの処理など、星の進化に使用されるさまざまな物理的成分が、それらの進化の結果に影響を与える可能性があることを発見しました。質量範囲9〜100M$_\odot$の星の場合、残留質量の予測は最大20M$_\odot$まで変動する可能性がありますが、星によって達成される最大の半径方向の膨張は1桁異なる場合があります異なる恒星モデル間。
| Title |
Analysing_AIA_Flare_Observations_using_Convolutional_Neural_Networks |
| Authors |
Teri_Love,_Thomas_Neukirch_and_Clare_E._Parnell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13287 |
ソーラースペースミッションと地上観測装置によって生成された膨大な量のデータを効率的に分析するために、決定木、サポートベクターマシン（SVM）、ニューラルネットワークなどの最新の機械学習技術は非常に役立ちます。このホワイトペーパーでは、畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を使用して1600A波長の大気イメージングアセンブリ（AIA）からの観測を分析した初期結果を示します。データは、観測でフレアリボンが見えるフレア領域を特定するために前処理されます。CNNは、各画像が2つのリボンフレア、コンパクト/円形リボンフレア、リムフレア、または静かな太陽の4つのクラスのいずれかに属するかどうかを識別することにより、フレアリボンの形状と位置を自動的に分析するように作成およびトレーニングされ、最終的にフレア領域が存在しないトレーニングセットまたはテストセットに含まれるデータのコントロールとして機能するクラス。作成されたネットワークは、フレアリボン観測を4つのクラスのいずれかに分類でき、最終的な精度は94％です。最初の結果は、ほとんどの画像が正しく分類され、コンパクトフレアクラスが唯一のクラスであり、精度が90％未満に低下し、一部の観察が四肢クラスに属するものとして誤って分類されていることを示しています。
見通し内磁力図を使用したフレアと非フレアのアクティブ領域の分類のための監視付き畳み込みニューラルネットワーク
| Title |
Supervised_convolutional_neural_networks_for_classification_of_flaring_and_nonflaring_active_regions_using_line-of-sight_magnetograms |
| Authors |
Shamik_Bhattacharjee,_Rasha_Alshehhi,_Dattaraj_B._Dhuri,_and_Shravan_M._Hanasoge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13333 |
太陽フレアは、短波長の放射の激しいバーストを放出し、宇宙天気に深刻な結果をもたらす可能性のある太陽大気の爆発です。フレアは、コロナフィールドに蓄積された自由エネルギーを放出します。これは、磁気再結合を介して、光球のアクティブ領域（AR）に根ざしています。再接続につながる正確なプロセスは完全にはわかっていないため、フレアの信頼性の高い予測は困難です。最近、光球磁場データは機械学習（ML）を使用して広範囲に分析されており、これらの研究は、フレア予測の精度はフレアが事前に予測される期間に強く依存しないことを示唆しています（Bobra＆Couvidat2015;Rabooniketal。2017;Huangetal.2018）。ここでは、MLを使用して、フレアの前後のAR磁場の進化を理解します。畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を明示的にトレーニングして、SDO/HMI見通し内磁力図をARに分類し、少なくとも1つのMクラスまたはXクラスのフレアを生成するか、非フレアとして生成します。フレアARはフレア生成状態のままであることがわかります-再現率が60％を超え、ピークが約80％である-フレアの前後の日数。オクルージョンマップと統計分析を使用して、CNNがARの反対の極性の間の領域に注意を払い、CNN出力がARの合計の符号なし見通し内フラックスによって支配的に決定されることを示します。合成双極磁図を使用して、特定の双極サイズの磁力図の寸法に対するCNN出力の疑似依存関係を見つけます。私たちの結果は、磁力図や一般的には太陽画像データを処理するCNNアプリケーションで、このようなアーチファクトを排除するCNN設計を使用することが重要であることを示唆しています。
アルゴールDとアルゴールEに挨拶する
観測された（O）および計算された（C）の皆既日食の定期的な変化は、3番目または4番目の天体の存在を明らかにする可能性があります。最近の1つの研究では、O-Cデータから4番目の物体を検出する確率は0.00005にすぎないことが示されています。AlgolのO-Cデータに新しい離散カイ二乗法（DCM）を適用し、軌道周期が1.9年（AlgolC）、18.6年（AlgolD）、52.5年（AlgolE）の3つの広い軌道の星を検出します。アルゴールCの期間の推定は以前の推定と完全に一致しているため、アルゴールDとアルゴールEの信号は確かに実在しています。アルゴールの日食では変化が観測されていないため、これら3つの広軌道のすべての星の軌道は、おそらく同一平面上にあります。
太陽のような星の半径方向速度変動の代用としての符号なし磁束
| Title |
Unsigned_magnetic_flux_as_a_proxy_for_radial-velocity_variations_in_Sun-like_stars |
| Authors |
R.D._Haywood,_T.W._Milbourne,_S.H._Saar,_A._Mortier,_D._Phillips,_D._Charbonneau,_A._Collier_Cameron,_H.M._Cegla,_N._Meunier,_M.L._Palumbo_III |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13386 |
前回HARPS-N太陽観測に対して検証された回転変調磁気活動の物理モデルを使用して、SDO/HMIによって観測された単一のFeIラインから、最後の磁気サイクルにわたる太陽のディスク平均RV変動を推定します。ディスク平均化された符号なしの磁束を推定し、それに単純な線形近似を行うと、RV変動のRMSが62％、つまり2.6倍減少することを示しています。さらに、星の測光変動に基づいてRV変動を予測するFF'メソッドを適用します。サイクルの最大値では、太陽のRV変動の最近の研究と一致して、追加の物理プロセスが、対流ブルーシフトと輝度の不均一性に起因する速度の不均衡の抑制を超えて機能している必要があることがわかります。符号なし磁束への線形フィットを使用して、磁気サイクル上のRV変動をモデル化することにより、約300日間の軌道周期で注入された惑星を、0.3m/sまでのRV半振幅で回復します。半振幅0.1m/sに到達するには、符号なしの磁束またはFF'によって十分に追跡できない追加の物理現象を識別してモデル化する必要があります。符号なし磁束は、回転変調された活動誘発RV変動の優れた代理であり、太陽のような星を周回する地球アナログを確認および特性評価するための重要なツールになる可能性があります。本研究は、太陽のようにゆっくりと回転する比較的不活性な星で、符号なしの磁束を高精度で測定するための観測および分析技術を開発するための継続的および将来的な取り組みの動機を与えています。
PTF1J2224 + 17：短周期、高磁場ポーラー
Inastars天文台から2018年10月と2019年1月の4晩に取得された激変変数（CV）PTF1J2224+17の時間分解測光を示します。オブジェクトは、103.82分の期間で可変です。アーカイブカタリナリアルタイム非定常調査（CRTS）、PTF、およびZTFデータは、高い状態と低い状態の間で頻繁な変化を示します。その測光特性と識別スペクトルのサイクロトロンこぶに基づいて、オブジェクトは確かにB〜65MGの磁場強度を持つAMHerculis星（または極）として分類されます。その降着デューティサイクルは、9年間の測光モニタリングから約35％と推定されました。
| Title |
Neutrino_charge_constraints_from_scattering_to_the_weak_gravity_conjecture_to_neutron_stars |
| Authors |
Arindam_Das,_Diptimoy_Ghosh,_Carlo_Giunti,_and_Arun_Thalapillil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12304 |
素粒子物理学の標準モデルのさまざまな拡張において、そして興味深いことに、ニュートリノ質量のない3世代の標準モデルにおいてさえ、ニュートリノは非常に小さな電荷を持つことが許されています。そのような電荷の出現とそれらに対する制約を再考し、ミューオンとタウのニュートリノの電荷に対する新しい間接的な制限を含め、文献に存在する制限のレパートリーを追加します。また、弱い重力予想によって動機付けられた、非常に大きな磁場での中性子星の観測に基づいた、ニュートリノの電荷に対するフレーバーの普遍的な限界も指摘します。後者の制限セットは比較的モデルに依存せず、重力は最も弱い力である必要があり、荷電ニュートリノは光子とカップリングしている必要があるという仮説にのみ依存しています。弱い重力の推測は、可能なニュートリノの電荷に下限を与えます。一方、マグネターの天体物理学的観測は、弾性ニュートリノ電子散乱を考慮した原子炉ニュートリノから得られた最近の限界に匹敵する上限を与え、実験はニュートリノ磁気モーメントを拘束します。
動径加速度関係とその創発的性質
放射状加速関係（RAR）に関する最近の結果の一部とその基本法または緊急法としてのその解釈をレビューします。前者の解釈は、銀河（特に、MOND）の暗黒物質の必要性を否定する修正された重力理論のクラスと一致しています。以前の改良点と事後者間の互換性のベイジアン検定を含む最新の分析では、基本的なRARの仮説が、RAR。
打ち切りキュムラント展開からの暗黒物質に対する一般相対論的非理想流体方程式
| Title |
General_relativistic_non-ideal_fluid_equations_for_dark_matter_from_a_truncated_cumulant_expansion |
| Authors |
Alaric_Erschfeld,_Stefan_Floerchinger,_Maximilian_Rupprecht |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12923 |
暗黒物質粒子の1粒子位相空間分布関数のキュムラント展開に基づく新しいトランケーションスキームが開発されています。相対論的運動論におけるモーメントの方法を拡張して、エネルギー運動量テンソルと粒子数電流の共変保存を補足する進化方程式を導出します。キュムラント展開を打ち切ると、一般的な相対論的非理想流体の進化をモデル化するために使用できる方程式の閉じた共変双曲線方程式が得られます。実例として、動的圧力を伴うフリードマンレマ\^itre-Robertson-Walker宇宙論を検討し、有効な状態方程式パラメーターの時間発展を解きます。
シリコン核からのコヒーレント散乱による超新星ニュートリノ検出
| Title |
Supernovae_neutrino_detection_via_coherent_scattering_off_silicon_nuclei |
| Authors |
Ana_Luisa_Foguel,_Eduardo_Souza_Fraga,_Carla_Bonifazi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13068 |
低エネルギーニュートリノは、超新星爆発からのクリーンなメッセンジャーであり、おそらく恒星の進化の過程に独特の洞察を持っています。電荷結合素子（CCD）検出器で発生するように、シリコン核からのニュートリノのコヒーレント弾性散乱を考慮して、予想されるイベント数を推定します。予想されるイベントの数は、約18秒のウィンドウで積分され、10kgのシリコンと1kpc離れた超新星を想定すると、$\sim$4になります。赤い超巨大ベテルギウスに似た距離の場合、予想されるイベントの数は、超新星モデルに応じて$\sim$30-120に増加します。シリコン検出器は超新星ニュートリノに効果的であり、特定のターゲット質量と距離のモデルを区別できる可能性があると私たちは主張します。
変更されたMITバッグモデル：熱力学的整合性、安定性ウィンドウ、対称グループ
この作業では、MITバッグモデルのさまざまなバリエーションを検討します。いわゆる非理想的なバッグモデルから始めて、それについて詳しく説明します。次に、中間子交換相互作用をシミュレートするMITバッグモデルにベクトル相互作用を実装し、対称群理論を介してクォーク-中間子結合定数を修正します。最後に、Boguta-Bodmerモデルに触発されたオリジナルモデルを提案します。これにより、高密度での反発相互作用を制御できます。モデルの各バージョンについて、Bodmer-Witten予想によって予測された安定性ウィンドウを取得し、その熱力学的一貫性について議論します。
地球外文明の定性的分類
| Title |
Qualitative_classification_of_extraterrestrial_civilizations |
| Authors |
Valentin_D._Ivanov,_Juan_Carlos_Beamin,_Claudio_Caceres,_Dante_Minniti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13221 |
要約：地球外文明（ETC）の検索に対する関心は、何千もの太陽系外惑星の発見によって後押しされました。ETC検索のより良い戦略の設計に役立つ可能性のある新しい考慮事項について、ETCの分類に目を向けます。ETCへの基本的な分類学的アプローチを採用し、ETCの観測パターンに対する新しい分類の影響を調査します。我々は、定性的分類の反例として、カルダシェフの定量的スキームを使用しています。環境を変更して統合するETCの能力に基づいた分類を提案します。クラス0はそのまま環境を使用し、クラス1はニーズに合わせてそれを変更し、クラス2は環境に合わせてそれ自体を変更し、クラス3ETCは環境と完全に統合されています。古典的なカーダシェフスケールと組み合わせると、ETCプロパティを解釈するための2Dスキームが形成されます。新しいフレームワークは、利用可能なエネルギーがETCのユニークな測定値ではないことを明らかにします。それは、そのエネルギーがどれだけうまく使用されているかとさえ相関しないかもしれません。エネルギー消費を増加させずに進歩する可能性は、検出可能性が低いことを意味します。そのため、天の川にKardashevTypeIIIETCが存在することを否定できません。この推論はフェルミのパラドックスを弱め、エネルギーを消費することなく、高度な検出可能性の低いETCの存在を可能にします。ETCと環境を統合すると、テクノシグネチャと自然現象を区別することができなくなります。したがって、SETI検索の最も可能性の高い機会は、特に私たちのような若い文明のためにビーコンによって設定されたビーコンを探すことです（もしそうしたいのであれば、それは推測の問題です）。もう1つのSETIウィンドウは、ETCを私たちに近い技術レベルで検索することです。A.クラークのことわざを言い換えると、十分に進んだ文明は自然と区別がつきません。
宇宙論的異常の修正マヨロンモデル
2単位のレプトン数$L$を運ぶヒッグス三重項フィールド$\Delta$の真空期待値$v_s$は、ニュートリノ質量$\proptov_s$を誘発します。$\Delta$の中性成分は、2つのヒッグス粒子、つまり疑似スカラー$A$とスカラー$S$を発生させます。$\Delta$および標準モデルHiggsダブレット$\Phi$の最も一般的なくりこみ可能なヒッグスポテンシャル$V$は、$A$または$S$のいずれかの質量が小さく、次数$v_s$である可能性を許可しません、他の質量はLEP1データに準拠するための崩壊$Z\toAS$を禁止するのに十分なほど重いです。$V$に次元6の項が追加されたモデルを示します。この機能はなく、$A$または$S$のどちらかを簡単に選択できます。続いて、宇宙の異常、すなわち、宇宙マイクロ波背景で観測され予測されたテンソルとスカラーモードの比率と、異なる宇宙スケールで測定されたハッブル定数の異なる値との間の張力として、モデルを提案します。さらに、$\Delta$が第3世代のダブレット$L_\tau=（\nu_\tau、\tau）$に支配的に結合する場合、IceCubeでの$\nu_\tau$イベントの不足を説明できます。一価および二価の三重項ヒッグスボソンは、それぞれ280GeVおよび400GeVよりも軽く、LHCで見つけることができます。
COHERENT、直接検出、および初期宇宙における暗黒物質とニュートリノの相互変換
| Title |
Dark_Matter-Neutrino_Interconversion_at_COHERENT,_Direct_Detection,_and_the_Early_Universe |
| Authors |
Nicholas_Hurtado,_Hana_Mir,_Ian_M._Shoemaker,_Eli_Welch,_and_Jason_Wyenberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13384 |
標準モデルへの支配的な結合がニュートリノDMスカラー結合を介して発生するダークマター（DM）モデルを研究します。新しい一重項スカラーは一般的に、くりこみ可能なヒッグスポータルの相互作用から生じる核/電子への結合を持ちます。その結果、DM粒子$X$は、ターゲット核$\mathcal{N}$での散乱によってニュートリノに変換できます：$X+\mathcal{N}\rightarrow\nu+\mathcal{N}$、直接検出実験での顕著な特徴。同様に、ニュートリノ実験でのニュートリノ散乱イベントでDMを生成できます：$\nu+\mathcal{N}\rightarrowX+\mathcal{N}$、COHERENTなどの実験でのスペクトルの歪みを予測します。さらに、このモデルは、暗黒物質の後期速度論的デカップリングを可能にし、小規模構造に影響を与えます。質量が小さい場合、コヒーレントおよび遅い運動学的デカップリングがモデルに最も強い制約を生成するのに対し、質量が大きい場合、主要な制約は、XENON1TとBorexinoでのDMダウンスキャッタリングによるものです。将来の改善は、CE$\nu$NSデータ、超低しきい値の直接検出、およびまれなkaon崩壊によってもたらされます。
「ボルツマンのHの定理、エントロピー、および物質と幾何学の間の最小でない結合を持つ理論における重力の強さ」に関するメモへの返信
| Title |
Reply_to_note_on_"Boltzmann's_H-theorem,_entropy_and_the_strength_of_gravity_in_theories_with_a_nonminimal_coupling_between_matter_and_geometry" |
| Authors |
P._P._Avelino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13464 |
この短い返答で、私たちは最近の論文（arXiv：2003.10154）のベルトラミとゴメス（arXiv：2005.03968）のメモに応答します。
