真空一次相転移からの重力波II：薄い壁から厚い壁へ
| Title |
Gravitational_waves_from_vacuum_first_order_phase_transitions_II:_from_thin_to_thick_walls |
| Authors |
Daniel_Cutting,_Elba_Granados_Escartin,_Mark_Hindmarsh,_David_J._Weir |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13537 |
真空では、真の真空の気泡の衝突により、一次相転移の重力波が発生します。そのような衝突からのスペクトルは、破れたべき法則の形をとります。スカラー場のダイナミクスが単一のパラメーター$\bar{\lambda}$に依存するような相転移のおもちゃモデルを検討します。これは、気泡壁が核形成でどれだけ薄いか、および真空が退化にどれだけ近いかを制御します。バリアに。$\bar{\lambda}$の範囲で一連のシミュレーションを実行することにより、以前の作業を拡張します。重力波のパワースペクトルのピークは最大$1.3$の係数で変化します。これはおそらく観測できない影響です。$\bar{\lambda}\rightarrow0$として$k^{-1.4}$と$k^{-2.3}$の間で変化するため、重力波スペクトルの紫外（UV）力の法則がより急になることがわかります考慮される$\bar{\lambda}$これは、真空の1次相転移の根本的な有効ポテンシャルの形が、それが生成する重力波スペクトルから決定できるといういくつかの証拠を提供します。
Hyper Suprime-Cam調査でCAMIRA銀河クラスターの豊かさと質量の関係のクラスター化ベースの自己キャリブレーション
| Title |
A_clustering-based_self-calibration_of_the_richness-to-mass_relation_of_CAMIRA_galaxy_clusters_out_to_$z\approx1.1$_in_the_Hyper_Suprime-Cam_survey |
| Authors |
I-Non_Chiu,_Teppei_Okumura,_Masamune_Oguri,_Aniket_Agrawal,_Keiichi_Umetsu,_Yen-Ting_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13564 |
redshift-spacetwo-点相関関数、つまりCAMIRAクラスターの自己相関関数$\xi_{\mathrm{cc}}$、CMASS銀河の自己相関関数$\xi_{\mathrm{gg}}$BOSS調査、およびこれら2つのサンプル間の相互相関関数$\xi_{\mathrm{cg}}$。フォワードモデリングアプローチで$N$-$M$関係の正規化$A_{\mathrm{N}}$を制約することに焦点を当て、赤方偏移空間の歪み、フィンガーオブゴッド効果、CAMIRAクラスターの測光赤方偏移の不確実性。モデリングでは、CAMIRAクラスターのハローバイアスに対する投影効果も考慮されます。パラメータ制約は、N体シミュレーションから構築されたモックカタログの大規模なセットを使用した検証テストに従って、不偏であることが示されています。ピボット質量$M_{500}=10^{14}h^{-1}M_{\odot}$およびピボット赤方偏移$z_{\mathrm{piv}}=0.6$で、結果の正規化$A_{\mathrm{N}}$は、$13.8^{+5.8}_{-4.2}$、$13.2^{+3.4}_{-2.7}$、および$11.9^{+3.0}_{-1.9}$として制約されています$\xi_{\mathrm{cc}}$、$\xi_{\mathrm{cc}}+\xi_{\mathrm{cg}}$、および$\xi_{\mathrm{cc}}+\xi_{のモデリング\mathrm{cg}}+\xi_{\mathrm{gg}}$、それぞれ$36\％$、$23\％$、および$21\％$のレベルでの平均不確実性。結果の$A_{\mathrm{N}}$は、弱いレンズ倍率から、およびせん断とクラスター存在量の共同分析から独立して取得されたものと統計的に一貫しており、$のレベルでより低い値を優先することがわかります\lesssim1.9\sigma$。これは、クラスタリングから推論されるCAMIRAクラスターの絶対質量スケールが、独立した方法からのものよりもやや高いことを意味します。[要約]
修正された重力シナリオのダークマターハロースパース性
宇宙における暗黒エネルギー現象を説明するために、修正重力（MG）シナリオが提唱されています。これらのモデルは、銀河団の観測などのさまざまなプローブを通じてテストできる大宇宙スケールでの一般相対論からの逸脱を予測します。ここでは、暗黒物質ハローの希薄性によって調査されたクラスターのようなハローの内部質量分布に対するMGモデルのインプリントを調査します。この目的で、標準フラット$\Lambda$CDMモデルのN体シミュレーションハローカタログと、DUSTGRAINパスファインダーシミュレーションスイートのMGシナリオを使用して、ハロースパース性のプロパティの比較分析を実行します。スクリーニングメカニズムの開始は、集団平均ハロースパース性の赤方偏移進化に明確なシグネチャを残すことがわかります。現在利用可能な質量推定からの銀河クラスターのスパース性の測定は、クラスター質量の大きな不確実性のためにMGモデルをテストできません。これは、クラスターの質量が$30\％$の精度レベルよりも優れていると判断された大規模なクラスターサンプルが提供されれば、将来的に可能になることを示しています。
ヘリカル磁気発生モデルで生成されるキラル重力波
パリティを破る磁気発生モデルで、原始磁場によって引き起こされる重力波の生成を調査します。LISA、DECIGO、またはBBOで検出可能な重力波と、ブレザーの観測を説明するのに十分な強さの磁場を同時に生成できることが示されています。磁場と重力波は同じキラリティーを持ち、それらの振幅は関連しています。これは、将来の観測によってもテストされる可能性があります。
最小修正された重力フィッティングPlanckデータは$ \ Lambda $ CDMよりも優れています
| Title |
Minimally_Modified_Gravity_fitting_Planck_data_better_than_$\Lambda$CDM |
| Authors |
Katsuki_Aoki,_Antonio_De_Felice,_Shinji_Mukohyama,_Karim_Noui,_Michele_Oliosi,_Masroor_C._Pookkillath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13972 |
$f（\mathcal{H}）$理論と呼ばれる最小限に変更された重力理論のクラスの現象論を研究します。この理論では、通常の一般相対論的ハミルトニアン制約がその自由関数に置き換えられます。理論の構築と一貫した物質の結合を確認した後、バックグラウンドと摂動の両方のレベルで宇宙論のダイナミクスを分析し、関数$f$の$3$パラメータファミリを使用した理論の具体例を示します。最後に、このサンプルモデルをPlanckデータおよびいくつかの後のプローブと比較して、このような$f（\mathcal{H}）$理論の実現が、標準の$\Lambda$CDMモデルよりもデータに非常によく適合することを示します、特に中間赤方偏移で重力を変更することにより、$z\simeq743$。
マイクロ波の空の画像から宇宙マイクロ波背景（CMB）温度マップを再構築し、これらの再構築されたマップを使用して銀河団の質量を推定する、深層学習の新しいアプリケーションを紹介します。分析の両方のステップで、フィードフォワードディープラーニングネットワーク、mResUNetを使用します。最初のディープラーニングモデルであるmResUNet-Iは、宇宙のマイクロ波背景、ダストや電波銀河などの天体物理学の前景、楽器のノイズなどのマイクロ波の空のシミュレーション画像のセットから前景とノイズ抑制CMBマップを再構築するようにトレーニングされていますクラスター自体のサーマルスニャエフゼルドビッチ信号も同様です。2番目のディープラーニングモデルであるmResUNet-IIは、再構築されたフォアグラウンドとノイズ抑制されたCMBマップの重力レンズ効果シグネチャからクラスター質量を推定するようにトレーニングされています。SPTpolのようなノイズレベルの場合、トレーニングされたmResUNet-IIモデルは、1-$\sigma$不確実性$\DeltaM_{\rm200c}^{\rmest}/M_{\rmで単一の銀河クラスターの質量を回復します200c}^{\rmest}=$1.37および0.51入力クラスター質量$M_{\rm200c}^{\rmtrue}=10^{14}〜\rmM_{\odot}$および$8\times10^{14}〜\rmM_{\odot}$、それぞれ。入力クラスター質量$M_{\rm200c}^{\rmtrue}=3\times10^{14}〜\rmM_{\odot}$の場合、これらの不確実性は、入力ノイズレベルの前景のないマップでの最尤推定量（MLE）、ただし前景のMLEよりも$1.5$倍優れています。
高赤方偏移での宇宙の曲率のテスト：LSSTの強力なレンズシステムと新しい標準キャンドルとしてのクエーサーの組み合わせ
| Title |
Testing_the_cosmic_curvature_at_high_redshifts:_the_combination_of_LSST_strong_lensing_systems_and_quasars_as_new_standard_candles |
| Authors |
Tonghua_Liu,_Shuo_Cao,_Jia_Zhang,_Marek_Biesiada,_Yuting_Liu,_Yujie_Lian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13990 |
宇宙論の基本的なパラメータである宇宙の曲率は、インフレーションと宇宙の起源への深い手がかりを保持することができます。高赤方偏移クェーサーの構築されたハッブル図と、今後のLSST調査で見られると予想される銀河スケールの強力なレンズ系を組み合わせることによって、宇宙の曲率を制約する改良されたモデルに依存しない方法を提案します。より具体的には、最新のクエーサーデータは、$0.036<z<5.100$の範囲の新しいタイプの標準キャンドルとして使用されます。その明度距離は、X線とUV明度の間の非線形関係から直接導出できます。他の方法と比較して、クエーサーデータを含む提案された方法は、高い赤方偏移（$z\sim5.0$）でより高い精度（$\Delta\Omega_k\sim10^{-2}$）で制約を実現します。また、強力なレンズ研究（SISモデル、べき法則球面モデル、拡張べき法則レンズモデル）で広く使用されている3種類のレンズモデルのフレームワークにおけるレンズ質量分布の影響を調査し、宇宙間の強い相関関係を見つけます。曲率とレンズモデルパラメータ。べき法則の質量密度プロファイルを仮定すると、宇宙の曲率$\Omega_k$の最も厳しい制約を取得できます。したがって、初期型銀河における質量密度プロファイルの問題は、さらに調査する必要がある重要な問題です。
$ \ alpha $ -attractorsによるアーリーダークエネルギーの統合フレームワーク
| Title |
Unified_framework_for_Early_Dark_Energy_from_$\alpha$-attractors |
| Authors |
Matteo_Braglia,_William_T._Emond,_Fabio_Finelli,_A._Emir_Gumrukcuoglu,_Kazuya_Koyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14053 |
ハッブルの緊張を和らげるための最も魅力的なアプローチの1つは、再結合時の周りの狭い赤方偏移ウィンドウで宇宙にエネルギーを追加し、その後放射より速く希釈する初期暗黒エネルギー（EDE）コンポーネントを含めることです。このホワイトペーパーでは、$\alpha$アトラクタモデルのフレームワークでEDEを分析します。よく知られているように、ハッブルの緊張を緩和する成功は、エネルギー注入の形状に大きく依存します。$\alpha$-アトラクタモデルから発想を得たポテンシャルの関数形式を自由に選択できるため、さまざまな種類のエネルギー注入を簡単に取得できることを示します。直感を確認するために、3つの代表的なケースに対してMCMC分析を実行し、他のEDEモデルと同様に、$H_0$が$\Lambda$CDMの場合よりもかなり大きいことを確認します。超プランク崩壊定数を持つアキシオン駆動型EDEモデルとは異なり、データに必要なEDEモデルの曲率は、$\alpha$アトラクタの最近の理論的発展のコンテキストでは自然です。
金星の下の雲に長命の鋭い混乱
| Title |
A_Long-lived_Sharp_Disruption_on_the_Lower_Clouds_of_Venus |
| Authors |
J._Peralta,_T._Navarro,_C._W._Vun,_A._S\'anchez-Lavega,_K._McGouldrick,_T._Horinouchi,_T._Imamura,_R._Hueso,_J._P._Boyd,_G._Schubert,_T._Kouyama,_T._Satoh,_N._Iwagami,_E._F._Young,_M._A._Bullock,_P._Machado,_Y._J._Lee,_S._S._Limaye,_M._Nakamura,_S._Tellmann,_A._Wesley_and_P._Miles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13540 |
惑星スケールの波は、まだ説明されていない大気の金星の超回転を促進する役割を果たすと考えられています。不可解なことに、ケルビン、ロスビー、定常波は上層雲（65--70km）に現れますが、下層雲（48--55km）の間にレベルで惑星スケールの波や定常パターンは報告されていませんが、後者はおそらくリー波です。あかつきオービターと地上望遠鏡による観測を使用して、下の雲が鋭い不連続または乱れによって30$^{\circ}$N--40$^{\circ}$Sの間で区切られた規則的な周期に従うことを示します金星の大循環と熱構造に潜在的な影響があります。この混乱は、このレベルの風よりも$\sim$4.9日速い西回転周期（$\sim$6-day期間）を示し、雲の特性とエアロゾルを変化させ、数週間一貫性を保ちます。過去の観測により、少なくとも1983年以降のその再発性が明らかになり、数値シミュレーションにより、非線形ケルビン波がその特性の多くを再現することが示されています。
惑星系惑星の外惑星のTraCSに続く：Wendelstein-1bとWendelstein-2b
| Title |
Following_the_TraCS_of_exoplanets_with_Pan-Planets:_Wendelstein-1b_and_Wendelstein-2b |
| Authors |
Christian_Obermeier,_Jana_Steuer,_Hanna_Kellermann,_Roberto_P._Saglia,_Thomas_Henning,_Arno_Riffeser,_Ulrich_Hopp,_Gu{\dh}mundur_Stefansson,_Caleb_Ca\~nas,_Joe_P._Ninan,_Suvrath_Mahadevan,_Howard_Isaacson,_Andrew_W._Howard,_John_H._Livingston,_Johannes_Koppenhoefer,_Ralf_Bender |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13560 |
恒星の質量が減少すると、熱い木星はまれになるようです。汎惑星トランジット調査の目的は、そのような惑星の検出とそれらの頻度の統計的特徴付けでした。ここでは、その調査で見つかった2つの惑星Wendelstein-1bとWendelstein-2bの発見と検証を発表します。これらは、遅いKホストスターを周回する2つの短周期ホットジュピターです。高解像度エシェル分光計（HIRES）とハビタブルゾーンプラネットファインダー（HPF）装置を使用した従来のラジアル速度測定方法と、トランジットカラーシグネチャ（TraCS）の両方で検証しました。$4000〜24000$Angstr\"omの波長範囲でターゲットを観察し、同時マルチバンド通過フィットを実行し、さらに二次日食観測を介してそれらの熱放射を測定しました。Wendelstein-1bは$1.0314_{-の半径を持つ熱い木星です0.0061}^{+0.0061}$$R_J$および質量$0.592_{-0.129}^{+0.165}$$M_J$で、$2.66$dの周期でK7V準星を周回し、推定表面温度は約$1727_{-90}^{+78}$K.Wendelstein-2bは、半径$1.1592_{-0.0210}^{+0.0204}$$R_J$、質量$0.731_{-0.311の熱い木星です}^{+0.541}$$M_J$、周期$1.75$dでK6V矮小星を周回し、推定表面温度は約$1852_{-140}^{+120}$Kです。これにより、マルチバンド測光が通過する太陽系外惑星を検証する効果的な方法であることを実証します。特に、より暗いターゲットの場合、それらのターゲットの放射速度（RV）の追跡がますますコストがかかるためです。
マイナーボディとダストによるHR 8799惑星の濃縮
| Title |
Enrichment_of_the_HR_8799_planets_by_minor_bodies_and_dust |
| Authors |
K._Frantseva,_M._Mueller,_P._Pokorn\'y,_F._F.S._van_der_Tak,_I._L._ten_Kate |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13562 |
太陽系では、小さな物体と塵が惑星表面にさまざまな物質を運びます。いくつかの太陽系外惑星システムは、内側と外側のベルト、主な小惑星帯とカイパー帯の類似体をホストすることが知られています。エクソミナーボディとエキソダストがN体シミュレーションを実行することにより、揮発性物質と耐火物をシステムHR8799の太陽系外惑星に放出する可能性を研究します。モデルは、ホストスター、4つの巨大惑星（HR8799e、d、c、b）、内側のベルトを表す650000個のテスト粒子、および外側のベルトを表す1450000個のテスト粒子で構成されています。さらに、両方のベルトから発生するダストの母集団をモデル化しました。100万年以内に、2つのベルトは予想される動的構造（他の研究でも導出）に向かって進化し、惑星との平均運動共鳴がカークウッドギャップの類似体を刻みます。この時点以降、惑星は内側と外側のベルトからのオブジェクトによる影響を基本的に一定の時間で受けますが、ダストの数は配送プロセスに大きく影響しないことがわかります。ベルトに含まれる総質量とそれらの揮発性および耐火物の含有量の最善の見積もりを使用して、衝撃率を揮発性および耐火性の配送率に変換します。生涯を通じて、4つの巨大惑星は両方のベルトから$10^{-4}$から$10^{-3}M_\bigoplus$の物質を受け取ります。配信された揮発性物質と耐火物の総量${5\times10^{-3}\textrm{M}_\bigoplus}$は、惑星の総質量$11\times10^{3}\textrmと比較して少ない{M}_\bigoplus$。ただし、惑星が揮発性に富むように形成されている場合、耐火物におけるそれらの外因性の富化は、たとえばJWST-MIRIを使用して、有意かつ観察可能である可能性があります。地球の惑星がシステムの雪線内に存在する場合、揮発性物質の供給は重要な宇宙生物学的メカニズムであり、大気中の微量ガスとして観測される可能性があります。
ExoMolラインリスト-XXXVIII。二酸化ケイ素の高温分子ラインリスト（SiO $ _ {\ mathbf {2}} $）
| Title |
ExoMol_line_lists_--_XXXVIII._High-temperature_molecular_line_list_of_silicon_dioxide_(SiO$_{\mathbf{2}}$) |
| Authors |
A._Owens,_E._K._Conway,_J._Tennyson,_S._N._Yurchenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13586 |
二酸化ケイ素（SiO$_2$）は、高温の岩石のような超地球外惑星の大気中に発生すると予想されていますが、分光学的データの欠如がその検出の妨げになっています。ここでは、SiO$_2$の最初の包括的な分子ラインリストを示します。OYT3という名前のラインリストは、波数範囲0\、-\、6000〜cm$^{-1}$（波長$\lambda>1.67$〜$\mu$m）をカバーし、最大温度に適しています$T=3000$〜K。$J=255$までの回転励起を伴う560万の回転振動状態を含む約330億の遷移は、堅牢な第一原理手法を使用して計算されています。OYT3ラインリストは、ExoMolデータベース（http://www.exomol.com）から入手できます。
67P / Churyumov-Gerasimenko彗星のダスト対ガス比、サイズ分布、およびダストのフォールバック率：内側のコマの光学的および動的な特性をリンクすることからの推論
| Title |
The_dust-to-gas_ratio,_size_distribution,_and_dust_fall-back_fraction_of_comet_67P/Churyumov-Gerasimenko:_Inferences_from_linking_the_optical_and_dynamical_properties_of_the_inner_comae |
| Authors |
Raphael_Marschall,_Johannes_Markkanen,_Selina-Barbara_Gerig,_Olga_Pinz\'on-Rodr\'iguez,_Nicolas_Thomas,_and_Jong-Shinn_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13700 |
この研究では、67P/Churyumov-Gerasimenko彗星のダストサイズ分布、ダスト対ガス比、ダスト再堆積の割合、および総量生産率を同時に制約する結果を示します。3Dダイレクトシミュレーションモンテカルロ（DSMC）ガスダイナミクスコードを使用して、ロゼッタミッションの期間中、彗星の内部ガスコマをシミュレーションします。ガスモデルは、ROSINA/COPSデータによって制約されます。さらに、ガスの抗力と原子核の重力を含む3Dダストダイナミクスコードを使用して、内部のダストコマをさまざまな時期にシミュレーションします。これらの結果は、高度なダスト散乱特性を使用して、OSIRISデータセットと比較できる合成画像を生成するために使用されます。これらのシミュレーションにより、ダストコマの特性と、総ガスおよびダスト生成率を制約することができます。2015年の観測期間中、揮発性物質の総損失は$（6.1\pm1.5）\cdot10^9$〜kgでした。さらに、$q=3.7^{+0.57}_{-0.078}$のべき乗則がデータと一致していることがわかりました。これにより、合計$5.1^{+6.0}_{-4.9}\cdot10^9$〜kgのダストが核表面から排出され、そのうち$4.4^{+4.9}_{-4.2}\cdot10^9$〜kgはスペースにエスケープし、$6.8^{+11}_{-6.8}\cdot10^8$〜kg（または滑らかな領域で$14^{+22}_{-14}$〜cmに相当）は表面に再堆積。これにより、ダストからガスへの比率は$0.73^{+1.3}_{-0.70}$になります。これは、逃げる材料では$0.84^{+1.6}_{-0.81}$です。さらに、最小のダストサイズは$\sim30\mu$mよりも厳密に小さく、名目上は$\sim12\mu$mよりも小さくなければならないこともわかりました。
TESSターゲットのESPRESSOフォローアップのスケジュール。 I.近視と非近視のサンプリング
TESSによって検出された通過する惑星を含む星の半径速度の追跡には、今後数年間で非常に大量の高価な望遠鏡時間が必要になると予想されます。したがって、ターゲットの惑星系について収集される情報の量を最大化するために、スケジューリング戦略を実装する必要があります。1つのランダムスケジューラと2種類の同相スケジューラを提示します。1つずつターゲットを選択する1つの近視と、観測する星と利用可能な時間のすべての可能な組み合わせを効率的に探索する1つの非近視です。スロット。シミュレーションされた惑星系を使用して、50TESSターゲット星のサンプルの模擬半径速度フォローアップから通過および非通過惑星の質量および軌道パラメーターを回復する際に達成されるバイアス、精度、および精度に関してこれらの戦略を比較します半径が$4R_{\oplus}$未満の通過する惑星を少なくとも1つ含む。システムと戦略ごとに、完全なベイジアン手法を使用して10個の動径速度データセットが生成および分析されました。非近視性スケジューラーは相対的を維持しながら質量の不偏（<1\％）測定を提供できる一方で、近視戦略は通過する太陽系外惑星の質量の5\％のオーダーの偏った推定につながることがわかります精度と精度はそれぞれ16\％と23\％です。検出された非通過惑星の数は、検討されたすべての戦略で類似していますが、ランダムスケジューラーは、データセットの計画された半径方向速度の平均数が高いため、質量と軌道パラメーターの偏りが少なく、より正確な推定につながります非通過惑星の検出に関連付けられています。
重力凝集体としての小惑星のシミュレーションにおけるフラグメント形状の役割
遠隔測定と現場での観察により、サイズが数百メートルまでの小惑星が瓦礫の山である可能性があるという考えが確認されました。これらのオブジェクトのダイナミクスは、重力凝集のN体シミュレーションを使用して研究できます。重力凝集のN体シミュレーションにおける粒子形状の役割を調査します。接触相互作用メカニズムと、表面摩擦、粒子サイズ分布、および凝集体中の粒子数などのパラメーターの影響を研究します。スピンも外力も加えられていない、独自の自己重力下での瓦礫の山の再形成の場合について説明します。不規則な非球形の粒子間の接触と衝突を伴うN体重力凝集問題を実装します。接触相互作用は、粒子の表面の粘弾性挙動を考慮して、ソフト接触法を使用してモデル化されます。数値シミュレーションを実行して、球体の動作と不規則な角体の動作を比較します。シミュレーションは、非平衡状態の集合体から開始して実行されます。粒子が平衡状態に到達するまで再形成することで、粒子を安定させます。予備試験は、粒状媒体の定量的および定性的挙動を調査するために研究されています。粒子の形状は、瓦礫パイル骨材の沈降プロセスに関連する役割を果たし、平衡状態での骨材の過渡ダイナミクスとグローバルプロパティの両方に影響を与えます。長期的には、粒子形状は、表面摩擦、粒子サイズ分布、凝集体中の粒子数などのシミュレーションパラメータよりも支配的です。球形粒子は、N体凝集シミュレーションの粒子間の接触相互作用の物理を正確にモデル化するのには適していません。接触相互作用メカニズムをより現実的かつ正確に表現するには、不規則な粒子が必要です。
Hermite-Gaussianベースの動径速度推定法
| Title |
A_Hermite-Gaussian_Based_Radial_Velocity_Estimation_Method |
| Authors |
Parker_Holzer,_Jessi_Cisewski-Kehe,_Debra_Fischer,_Lily_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14083 |
遠方の星を周回する太陽系外惑星を検出するために使用される最初の成功した手法として、放射速度法は、星のスペクトルの周期的なドップラーシフトを検出することを目的としています。隣接する波長の機能的関係を説明し、波長補間の役割を最小限に抑え、異分散ノイズを考慮し、統計的推論を容易に可能にする、このような信号を検出するための新しい数学的に厳密なアプローチを紹介します。エルミートガウス関数を使用して、スペクトルのドップラーシフトを検出する問題を、多くの設定で線形回帰に減らすことができることを示します。シミュレーション研究は、提案された方法が0.3m/s未満の精度で個々のスペクトルの半径方向速度を正確に推定できることを示しています。さらに、この新しい方法は、二乗平均平方根誤差を15cm/sまで削減することにより、従来の相互相関関数アプローチよりも優れています。提案された方法は、スター51ペガシの極端な精密分光計（EXPRES）からの新しい一連の観測でも実証され、この惑星系の以前の研究とよく一致する推定値を正常に回復します。この作業に関連するデータとPython3コードは、https：//github.com/parkerholzer/hgrv_methodにあります。このメソッドは、オープンソースのRパッケージrvmethodにも実装されています。
原始惑星系円盤の熱構造に対する粒子成長の影響
原始惑星系円盤の熱構造は、ダスト粒子が提供する不透明度によって規制されています。ただし、以前の研究では、流体力学的ディスクシミュレーションにおけるダストの不透明度の簡略化された処方を検討することがよくありました。単一の粒子サイズのみを考慮することにより。現在の作業では、原始惑星系円盤の2D流体力学的シミュレーションを実行します。ここで、不透明度は、粒子サイズ、組成、存在量を考慮に入れて、ダスト集団に対して自己矛盾なく計算されます。最初に、単一の粒子サイズを使用したシミュレーションを、乱流強度の異なるレベルでの2つの異なるマルチ粒子サイズ分布と比較し、$\alpha$粘度と異なるガス表面密度でパラメーター化します。単一のダストサイズを仮定すると、ディスクの熱構造の計算が不正確になります。これは、不透明度を支配する粒子サイズが軌道半径とともに増加するためです。全体として、断片化のみによって制限される2つの粒径分布と、より完全な断片化-凝固平衡から決定されるもう1つの分布は、熱構造に対して同様の結果を与えます。どちらの粒度分布も、不透明度の勾配が急ではないため、マイクロメートルサイズのダストのみのディスクと比較して、アスペクト比の勾配が急になることがわかります。さらに、粒径分布のあるディスクでは、最も内側の外向きの移動領域が削除され、惑星が埋め込まれているため、移動速度が遅くなります。また、アルファ粘度、1AUでの初期ガス表面密度、およびダストとガスの比率に対する水のアイスラインの位置の依存性を調査し、$r_{ice}\propto\alpha^{0.61}\Sigma_{を見つけます。g、0}^{0.8}f_{DG}^{0.37}$は、使用する分布とは無関係です。粒子の成長、不透明度、円盤の熱力学の間にフィードバックループを含めることで、降着円盤と惑星の形成のより首尾一貫したシミュレーションが可能になります。
| Title |
Charon:_A_brief_history_of_tides |
| Authors |
Alyssa_Rose_Rhoden,_Helle_L._Skjetne,_Wade_G._Henning,_Terry_A._Hurford,_Kevin_J._Walsh,_S._A._Stern,_C._B._Olkin,_J._R._Spencer,_H._A._Weaver,_L._A._Young,_K._Ennico_and_the_New_Horizons_Team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14101 |
2015年、ニューホライズン宇宙船は冥王星とその月のカロンを通過して飛行し、カロンの表面を初めてはっきりと見ました。NewHorizonsの画像は、他の地質学的特徴の中でも、古代の表面、大きくて複雑な峡谷系、および多くの断裂を明らかにしました。ここでは、潮汐応力がカロンの引張破壊の形成に重要な役割を果たすかどうかを評価します。現在は円軌道にありますが、Charonの軌道進化のほとんどのシナリオには、一定期間の偏心軌道と、場合によっては内海が含まれます。過去の研究により、これらの条件は、エウロパやエンケラドスなど、他の潮汐で砕かれた月に匹敵する大きさの応力を発生させる可能性があることが示されています。ただし、観測された破壊方向と、偏心によって引き起こされる潮汐応力が原因で形成されると予測される方向との間に相関関係はありません。したがって、海が凍る前にカロンの軌道が循環し、潮汐応力だけでは表面を破壊するのに不十分であるか、またはその後の表面再形成によってこれらの古代の破壊を取り除く可能性が高くなります。
宇宙の小球の揺りかごとしてのロックライン
私たちの太陽系では、地球型惑星と気象物質はさまざまなバルク組成を示します。このさまざまな組成を理解するために、隕石の形成メカニズムは、通常、原始太陽系星雲全体の輸送プロセスを無視する熱力学的アプローチによって調査されます。ここでは、原始太陽系星雲の最も内側の領域のロックライン（耐火材料の凝縮/昇華線）が果たす役割を調査し、時間の関数としてディスクの内側に移動する粒子の組成を計算します。そのために、私たちは、ダストと蒸気の輸送、昇華、および耐火性物質（フェロシライト、エンスタタイト、ファヤライト、フォルステライト、鉄硫黄、カマサイト、ニッケル）の再凝縮を処方した1次元降着円盤モデルを利用します。宇宙小球体のバルク組成の多様性は、岩石に近いそれらの形成によって説明できることがわかり、固体物質がこれらの昇華/凝縮前線の近くに集中していることを示唆しています。私たちのモデルは考慮される種の数と状態変化を支配する熱力学的データの可用性に大きく依存しますが、プロトソーラー星雲の最も内側の領域での小体と大体の形成にロックラインが主要な役割を果たすことを示唆しています。私たちのモデルは、水星の大きなコアの形成に貢献したかもしれないメカニズムについての洞察を与えます。
プロキシマケンタウリbの海洋ダイナミクスに及ぼす亜大陸サイズの影響
| Title |
The_Effect_of_Substellar_Continent_Size_on_Ocean_Dynamics_of_Proxima_Centauri_b |
| Authors |
Andrea_M._Salazar,_Stephanie_L._Olson,_Thaddeus_D._Komacek,_Haynes_Stephens,_Dorian_S._Abbot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14185 |
M矮星を周回する潮汐的に閉じ込められた惑星の潜在的な居住可能性は、最近の研究で広く研究されています。地球上では、海洋ダイナミクスは熱と栄養素の分配の主要な手段です。大陸は栄養素の重要な供給源であり、海洋ダイナミクスに強く影響し、気候調節に参加します。この研究では、ROCKE-3D結合海洋大気大循環モデル（GCM）を使用して、潮汐でロックされた惑星ProximaCentauribの熱を輸送し栄養素を上昇させる海洋の能力に、準星の大陸のサイズがどのように影響するかを調査します。私たちは、昼間の氷のない海と湧昇による混合層への栄養素の供給がすべての大陸のサイズで維持されていることを発見しました。また、プロキシマケンタウリbs気候は、ROCKE-3Dに海洋ダイナミクスを含めるよりも、大気GCM間の違いに敏感であることもわかりました。最後に、ProximaCentauribは、海の熱輸送が星間点から離れて熱を分散させるロブスター状態から、熱輸送が制限され、大陸のサイズが約20％を超えると表面温度が対称的に星間点から減少する眼球状態に移行することがわかります表面積の。ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）による将来の観測で調査できる、ProximaCentauribのような近くの潮汐ロックされたターゲットの居住可能性の見通しをダイナミックな海と大陸の両方が減少させる可能性は低いことを私たちの仕事は示唆しています。
8つの強力にレンズ化されたクエーサーを使用した超大質量ブラックホールとそれらのホスト銀河間の相関の進化のテスト
| Title |
Testing_the_Evolution_of_the_Correlations_between_Supermassive_Black_Holes_and_their_Host_Galaxies_using_Eight_Strongly_Lensed_Quasars |
| Authors |
Xuheng_Ding,_Tommaso_Treu,_Simon_Birrer,_Adriano_Agnello,_Dominique_Sluse,_Chris_Fassnacht,_Matthew_W._Auger,_Kenneth_C._Wong,_Sherry_H._Suyu,_Takahiro_Morishita,_Cristian_E._Rusu,_Aymeric_Galan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13550 |
高赤方偏移のアクティブな銀河核を使用して超大質量ブラックホール（MBH）の質量とアクティブなホスト銀河の特性との間の相関関係を研究する際の主な課題の1つは、機器の解像度です。強力なレンズ倍率は、機器の分解能を効果的に高め、したがってこの課題への対処に役立ちます。この作業では、レンズのモデリングコードLenstronomyを使用して光源の画像を再構築し、ハッブル宇宙望遠鏡のディープイメージングを使用して、8つのレンズの強いアクティブ銀河核（AGN）を研究します。ホスト銀河の再構築された明るさを使用して、恒星人口モデルに基づいてホスト銀河の恒星質量を推定します。MBHは、標準的な方法を使用して幅広い輝線から推定されます。私たちの結果は、レンズなしのAGNに基づく最近の研究とよく一致しており、相関が宇宙の時間にわたって進化するという追加の証拠を提供しています。現時点では、レンズ付きAGNのサンプルサイズは小さいため、ほとんどの場合、レンズなしAGNの解像度に関連する系統的エラーの整合性チェックを提供します。ただし、既知のレンズ付きAGNの数は、地上および宇宙ベースの広域調査での専用の検索により、今後数年で劇的に増加すると予想され、ブラックホールと銀河の共進化の主要な診断になる可能性があります。
銀河形成のシミュレーションに銀河風を含めるための新しいモデルI：物理的に進化した風（PhEW）モデルの紹介
| Title |
A_New_Model_For_Including_Galactic_Winds_in_Simulations_of_Galaxy_Formation_I:_Introducing_the_Physically_Evolved_Winds_(PhEW)_Model |
| Authors |
Shuiyao_Huang,_Neal_Katz,_Evan_Scannapieco,_J'Neil_Cottle,_Romeel_Dav\'e,_David_H._Weinberg,_Molly_S._Peeples_and_Marcus_Br\"uggen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13585 |
銀河ハローにおける冷たい銀河風の伝播と進化は、銀河形成モデルにとって重要です。ただし、銀河形成の流体力学的シミュレーションでのこのプロセスのモデリングは、数値分解能が不足しているために単純化しすぎており、流体力学的不安定性や熱伝導などの重要な物理プロセスを無視することがよくあります。均一な周囲媒質を超音速で移動する個々の雲の進化を計算する分析モデル、物理的に進化した風（PhEW）を提案します。私たちのモデルは、広範囲の物理的条件にわたる等方性熱伝導を含む非常に高解像度の雲破砕シミュレーションからの予測を再現します。物理的および数値的に銀河風をよりロバストにモデル化するためのサブグリッド処方として、銀河形成の宇宙流体力学シミュレーションへのこのモデルの実装について説明します。
レンズ付き無線クエーサーSDSS J0924 + 0219のVLAおよびALMA観測：3 microJy電波源の分子構造
| Title |
VLA_and_ALMA_observations_of_the_lensed_radio-quiet_quasar_SDSS_J0924+0219:_a_molecular_structure_in_a_3_microJy_radio_source |
| Authors |
S._Badole,_N._Jackson,_P._Hartley,_D._Sluse,_H._R._Stacey,_H._Vives-Arias |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13612 |
カールG.ジャンスキー超大型アレイ（VLA）およびアタカマ大型ミリメータアレイ（ALMA）で観測されたSDSSJ0924+0219、z=1.524の静穏レンズ付きクエーサーで、固有の電波束密度は約3マイクロJyです。4つのレンズ付き画像は、ラジオ連続体とCO（5-4）ラインで明確に検出されます。その重心はz=1.5254+/-0.0001にあり、サブミリメートルの連続体ではわずかに検出されます。分子ガスは秩序ある運動を示し、物理的範囲は約1〜2.5kpcの構造で、典型的な速度は50〜100km/sです。私たちの結果は、同じ地域から放射されている電波放射と一致していますが、電波放射の点光源とは一致していません。SDSSJ0924+0219は、光学連続体と広い輝線の2つのマージ画像のフラックス比に極端な異常を示し、レンズ銀河の星によるマイクロレンズ効果の影響を示唆しています。ラジオ、サブミリ連続体、COラインのフラックス比は、1をわずかに上回りますが、光学系のフラックス比をはるかに下回っています。これは、滑らかな銀河の質量モデルと拡張された光源で再現できます。マイクロレンズシミュレーションによってサポートされた私たちの結果は、光束異常の最も可能性の高い説明は確かにマイクロレンズであることを示唆しています。
ブラックホールスピンによって設定されたAGN異方性放射フィードバックセット
アクティブな銀河核（AGN）放射性ダストフィードバックに対する異方性放射の影響を考慮します。降着円盤からの放射パターンは、中央のブラックホール（BH）スピンによって決定されます。ここでは、このようなBHスピンによって引き起こされる角度依存性が、AGNオブスキュレーションとBH降着だけでなく、放射圧駆動の流出のダイナミクスとエネルギーにどのように影響するかを分析します。さらに、空間的に変化するダストとガスの比率が流出伝播に及ぼす影響を調べます。ハイスピンオブジェクトとロースピンオブジェクトの2つの異なる傾向を取得し、異方性フィードバックとBHスピン間の直接的な関係を提供します。最大スピンの場合、強力な準球形の流出は、かなり均一なエネルギーですべての傾斜角で大規模に伝播する可能性があります。対照的に、ゼロスピンの場合、より弱い双極流出のみが極方向に駆動できます。結果として、高BHスピンはほとんどの方向から不明瞭なガスを効率的に取り除くことができますが、低BHスピンは極域からほこりっぽいガスを取り除くことができるだけであり、したがってAGN隠蔽ジオメトリ全体も決定します。このような異方性フィードバックにより、高BHスピンはほとんどの方向（赤道面を除く）からのガスの付着を防ぐことができ、低BHスピンはより広い範囲の方向から流入を進めることができます。これは、初期宇宙におけるBHの成長に重要な影響を与える可能性があります。したがって、BHスピンによって支配される異方性放射ダストフィードバックは、AGNの進化を宇宙の時間にわたって形成する上で主要な役割を果たす可能性があります。
NGC 891およびNGC 4565の周辺銀河系における拡散HI放射の検出
| Title |
Detection_of_the_diffuse_HI_emission_in_the_Circumgalactic_Medium_of_NGC_891_and_NGC_4565 |
| Authors |
Sanskrit_Das,_Amy_Sardone,_Adam_K._Leroy,_Smita_Mathur,_Molly_Gallagher,_Nickolas_M._Pingel,_D._J._Pisano,_George_Heald |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13684 |
ロバートC.バードグリーンバンク望遠鏡（GBT）を使用して、ローカルエッジオン銀河NGC891およびNGC4565の銀河系周囲の媒体（CGM）で中性水素（HI）からの21cm放射の検出を示します。20kms$^{-1}$チャネルで計算された5$\sigma$感度$8.2\times10^{16}$cm$^{-2}$で、$>5\sigma$検出を達成します副軸に沿って$90-120$kpcまで。CGM放出の速度幅は円盤の速度幅$\約500$kms$^{-1}$と同じで、ハローに浸透する拡散成分の存在を示しています。GBTの測定値をWesterbork合成電波望遠鏡（WSRT）からの干渉データと比較します。WSRTは、高いS/NでディスクからのHI放射をマッピングしますが、GBTでプローブされた角度スケールでの表面輝度感度が制限されています。WSRTデータをGBTの空間分解能（FWHM=9.1$'$）にたたみ込んだ後、WSRTによって検出された放出が$48^{+15}_{-25}$％（$58^{+4}_{-18}$％）NGC891（NGC4565）のCGMからGBTによって回収された全フラックスの。重要なGBTのみのフラックスの存在は、CGMに大量の拡散した低カラム密度HI放出が存在することを示唆しています。妥当な仮定の場合、拡張拡散HIは、NGC891およびNGC4565のHI総排出量の$5.2\pm0.9$％および$2.0\pm0.8$％を占める可能性があります。
適切に構造化されたふくらみを持つほとんどの銀河は、中心に超大質量ブラックホール（SMBH）をホストしています。適応光学（AO）支援積分フィールドユニット観測に適用された恒星運動学モデルは、SMBH質量（$M_{BH}$）と総質量対光比[$（M/L）_]の測定に適しています{TOT}$]と銀河の中心領域における恒星の速度分布の可能な異方性。この作業では、新しいAO支援の近赤外積分フィールド分光計（NIFS）観測と銀河NGC4546のハッブル宇宙望遠鏡レガシーアーカイブからの測光データを使用して、そのSMBH質量を決定しました。これを行うために、ジーンズの異方性モデリング（JAM）メソッドを適用して、平均2次速度モーメントを恒星構造の見通し線$（\overline{v^2_{los}}）$に適合させました。さらに、$（M/L）_{TOT}$と古典的な異方性パラメータ$\beta_z$=1-（$\sigma_z$/$\sigma_R$）$^2$も取得しました。200$\times$200pc$^2$の視野。星の放射状速度と速度分散のマップは、ペナルティドピクセルフィッティング（{\scppxf}）手法を使用して、この銀河のために作成されました。マルチガウス拡張手順を適用して、恒星の輝度分布に適合させました。JAMを使用して、$（M/L）_{TOT}$=4.34$\pm$0.07（JohnsonのRバンド）で、恒星構造の$\overline{v^2_{los}}$の最適モデルが得られました、$M_{BH}$=（2.56$\pm$0.16）$\times$10$^8$M$_\odot$および$\beta_z$=--0.015$\pm$0.03（3$\sigma$信頼度）。これらの結果から、NGC4546は$M_{BH}$$\times$$\sigma$関係に従うことがわかりました。また、このオブジェクトの半径1秒角内の中心速度分散を$\sigma_c$=241$\pm$2kms$^{-1}$として測定しました。
衝突するHI流れによって引き起こされる小さなマゼラン雲での開クラスターNGC 602の形成
| Title |
The_formation_of_the_open_cluster_NGC_602_in_the_Small_Magellanic_Cloud_triggered_by_colliding_HI_flows |
| Authors |
Y._Fukui,_T._Ohno,_K._Tsuge,_H._Sano,_K._Tachihara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13750 |
NGC602は、スモールマゼランクラウドの傑出した若いオープンクラスターです。銀河オーストラリアスクエアキロメーターアレイパスファインダー調査プロジェクトで30インチの角度分解能で取得した新しいHIデータを分析しました。結果は、NGC602領域に3つの速度成分があることを示しています。そのうちの2つが約20kms$^{-1}$速度分離は、147pcの変位で補完的な空間分布を示しています。2つの雲が互いに衝突し、NGC602と11個のO星の形成をトリガーしたシナリオを提示します。平均時間スケール衝突の確率は〜8マイアであると推定されますが、衝突は数マイアにわたって継続している可能性があります。赤いシフトしたHI雲は〜500pc流れ、おそらくマゼランブリッジに流れます。200マイラー前（Fujimoto＆Noguchi1990;Muller＆Bekki2007）。RMC136およびLHA120-N44リージョンとともに、現在の結果は、銀河の相互作用が大質量の星や星団の形成に役割を果たしたことを支持しています。
銀河グループとクラスターにおけるクラスター内光の質量分布について
ICLの質量分布を研究するために、一連の高解像度N体シミュレーションで実行されるクラスター内光（ICL）の形成の最先端の実装を備えた半解析モデルを利用します。異なる赤方偏移での銀河グループとクラスター。最近の観測結果に動機付けられて、私たちは、ICLが$c_{ICL}=\gammac_{DM}$の関係によって暗黒物質の濃度にリンクされた、異なる濃度のNFWプロファイルに従うと仮定します。ここで、パラメーター$\gamma$は、最も明るいクラスター銀河（BCG）の恒星の質量と最も内側の100kpcのICLとビリアルの質量（$M^*_{100}-M_{vir}$）の間の観測された関係を$で再現するように設定されていますz=0$。次に、モデルは、現在から$z\sim1.5$までのいくつかの理論的および観測結果に対してテストされます。私たちの分析は、最も内側の100kpc内のBCGおよびICLにおける恒星質量の割合が、赤方偏移の増加関数、パラメーター$\gamma$、およびハロー質量の減少関数であることを示しています。観測された$M^*_{100}-M_{vir}$と一致するために必要な$\gamma$の値は、$z=0$で$\gamma=3$ですが、関数である可能性があるというヒントがあります赤方偏移とハローの質量。この結果は、ICLの分布が暗黒物質の分布よりも集中していることを示していますが、IllustrisTNGシミュレーションで\cite{pillepich18}が以前に見つけた分布よりも集中が少ないことを示しています。さらに、ICLと暗黒物質の分布間の距離は、ハローの濃度と質量に強く依存し、低濃度でより大きなハローほど高くなります。NFWの修正バージョンは、グループとクラスターでの拡散光の分布の良い説明であり、ICLが暗黒物質の信頼できるトレーサーであり、最近の観察結果とよく一致していることをお勧めします。
矮小回転楕円体における幻影暗黒物質の分布について
MONDが重力の正しい理論であるという仮定の下で、天の川を取り巻く8つの古典的な矮小銀河におけるファントム暗黒物質の分布を導き出します。観測された形状に従って、通常想定されるように、球状のシステムではなく、軸対称システムとしてドワーフをモデル化します。さらに、MONDフレームワークの前提で要求されるように、天の川とローカルグループを超えた大規模構造の外部重力場を現実的に含めます。外部磁場が内部重力場よりも優勢であるドワーフの場合、ファントム暗黒物質は、星の分布から、採用された質量対光比に応じて、約0.1〜0.2kpcのオフセットを持ちます。このオフセットは、矮小半質量半径のかなりの部分です。SculptorとFornaxの場合、内部と外部の重力場が同等であり、ファントムの暗黒物質分布は、2つの場が互いに打ち消しあう場所でスパイクによって乱されているように見えます。これらの特徴は、ドワーフ内の星の分布とはほとんど関係がありません。最後に、ローカルグループを超えた大規模な構造による外部フィールドの影響は非常に小さいことがわかります。私たちが見つけたファントム暗黒物質の特徴は、MONDの真の予測を表しているため、ここで採用したバージョンでは、観測的に確認されなかった場合、この重力理論を改ざんする可能性があります。
W33コンプレックス周辺の拡張物理システムで異なる環境を明らかにする
| Title |
Uncovering_distinct_environments_in_an_extended_physical_system_around_the_W33_complex |
| Authors |
L._K._Dewangan,_T._Baug,_D._K._Ojha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13871 |
W33複合体を含む大規模な物理システムの多波長調査を紹介します。拡張システム（〜50pcx37pc）は、[29.6、60.2]km/sの分子ガスの分布と、d〜2.6kpcの88ATLASGAL870ミクロンのダストの集まりに基づいて選択されます。13COおよびC18O放出のマップでトレースされた拡張システム/分子雲には、OB星（年齢〜0.3〜1.0Myr）と熱超臨界フィラメント（"fs1"、長さ〜17pc）によって励起されたいくつかのHII領域が含まれます。イオン化ガスを含まないフィラメントのダスト温度（T_d）は約19Kを示し、HII領域はT_dが約21-29Kで示されています。これは、雲内に2つの異なる環境が存在することを示しています。クラスIの若い恒星オブジェクト（平均年齢〜0.44Myr）の分布は、星形成（SF）の初期段階を雲に向かって追跡します。少なくとも3つの速度成分（約35、45、および53km/s）がシステムに向かって調査されます。13COおよびC18Oの分析により、約35および53km/sの雲コンポーネントの空間的および速度的接続が明らかになりました。以前に知られているソース、W33メイン、W33A、O4-7Iの観測された位置は、これら2つの雲コンポーネントの相補的な分布に向かって見られます。フィラメント「fs1」と以前に知られているオブジェクトW33Bが、進行中のSFアクティビティが明らかな雲の重なり合う領域に向かって見えます。2つの異なる速度成分からの収束/衝突する流れに関するシナリオは、システムで観測されたSF活動の標識をよく説明しているように見えます。
z = 1.51レンズ化クエーサーHS 0810 + 2554での小規模な相対論的風と大規模な分子流出のリンク
| Title |
Linking_the_small_scale_relativistic_winds_and_the_large_scale_molecular_outflows_in_the_z_=_1.51_lensed_quasar_HS_0810+2554 |
| Authors |
George_Chartas,_Eric_Davidson,_Marcella_Brusa,_Cristian_Vignali,_Massimo_Cappi,_Mauro_Dadina,_Giovanni_Cresci,_Rosita_Paladino,_Giorgio_Lanzuisi,_and_Andrea_Comastri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13967 |
四重レンズz=1.51クエーサーHS0810+2554のAtacamaラージミリ/サブミリアレイ（ALMA）の観測結果を示します。これは、CO分子ガスの運動学と形態学、およびクエーサーホスト銀河における〜2mmの連続体放出に関する有用な洞察を提供します。。mm-連続体とスペクトル統合されたCO（3-2）画像のレンズモデリングは、mm-連続体の光源がe〜0.9のサイズで〜1.6kpcの偏心性を持ち、線放出の光源が偏心していることを示しています〜1kpcのサイズでe〜0.7の。CO（2-1）およびCO（3-2）ラインの空間的に統合された放出は、Dv_21=220+\-19kms^-1およびDv_32=245+/-で分離された外側のピークを持つトリプルピーク構造を示しますそれぞれ28kms^-1で、回転する分子COライン放出ガスの存在を示唆しています。高空間分解能画像のレンズ化反転により、線放出ガスの回転の存在が確認されます。alpha_CO=0.8M_solar（Kkms^-1pc^2）^-1の変換係数を仮定すると、HS0810+2554の分子ガス質量はM_Mol=[（5.2+/-1.5）/mu_32であることがわかります]x10^10M_solar。ここで、mu_32はCO（3-2）放出の倍率です。最大速度1702kms^-1のCO放出の高速塊のシフトしたCO（3-2）放出線の3.0-4.7シグマ信頼レベルでの可能な検出を報告します。大規模な分子風の運動量ブーストは、小規模の超高速流出で観察される運動量フラックスを考えると、エネルギー節約型の流出に対して予測される値を下回ることがわかります。
NGC 4151の偏光スペクトルエネルギー分布
| Title |
The_polarized_spectral_energy_distribution_of_NGC_4151 |
| Authors |
F._Marin,_J._Le_Cam,_E._Lopez-Rodriguez,_M._Kolehmainen,_B._L._Babler_and_M._R._Meade |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14004 |
NGC4151は、最もよく研究されているセイファート銀河の1つであり、観測者の視線に沿った強い覆いに悩まされていません。これにより、中央のアクティブな銀河核（AGN）エンジンを測光、分光法、残響マッピング、または干渉法でプローブできます。しかし、旋光分析はAGN物理学を測光法や分光法だけよりもはるかにきれいに見えるという事実にもかかわらず、NGC4151からの広帯域偏波はこれまで十分に検討されていませんでした。このペーパーでは、このAGNの中心で機能している物理プロセスを調べるために、アーカイブおよび新しいデータからNGC4151の0.15〜89.0$\mu$mの合計および分極フラックスをコンパイルします。光学バンドから近赤外（IR）バンドまで、NGC4151の偏光スペクトルは、全フラックスのスペクトルよりもはるかに青色のべき乗スペクトルインデックスを示し、光学的に厚い局所的に加熱された降着の存在を裏付けていることを示しています少なくとも、その近赤外線放射半径での流れ。降着構造の大気からの特定のシグネチャは、吸収の不透明性が始まる前の、最も短い紫外線（UV）波長で一時的に見られます。それ以外の場合、ダスト散乱は、より弱い電子成分に重ね合わされた、近紫外から近赤外の偏光スペクトルの主要な原因であると思われます。また、近赤外から中赤外への偏光過程の変化を特定します。これは、三重散乱から、ダストの多いトーラスまたは細い線領域の整列したダスト粒子からの二色性吸収への遷移に関連している可能性が高いです。最後に、89$\mu$mでのNGC4151の最初の遠赤外線偏光測定を提示して説明します。
Gaia DR2を使用して、天の川矮小銀河に関連する失われた球状星団を検索する
| Title |
Search_for_missing_globular_clusters_associated_with_the_Milky_Way_dwarf_galaxies_using_Gaia_DR2 |
| Authors |
Kuan-Wei_Huang,_Sergey_E._Koposov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14014 |
大小のマゼラン雲と射手座矮星を除いて、銀河中心から450kpcの距離内にある56個の天の川衛星矮星銀河の周りの球状星団（GC）を検索した結果を報告します。各小人について、GaiaDR2の光源の恒星分布を、大きさ、適切な動き、および光源の形態によって選択して分析します。恒星数カウントのカーネル密度推定を使用して、61の可能なGC候補を特定します。61のうち9つは既知のオブジェクトであり、その中でFornaxGC1-6のみが矮小銀河に関連していますが、他の52が既存の画像データの分析に基づくGCであるという強力な証拠はありません。シミュレートされたGCを使用して、GC検出限界$M_{\rmV}^{\rmlim}$を計算します。これは、$M_{\rmV}^{\rmlim}=-7$の範囲に広がり、より遠い小人の場合近くのシステムの$M_{\rmV}^{\rmlim}\sim0$に。ガウスのGC光度関数を仮定して、GC検索の完全性はほとんどの矮小銀河で90％を超えると計算します。MWドワーフ銀河のGC固有周波数$s$の90％の信頼できる間隔/上限を構築します：Fornaxの場合は$12<s<47$、$-12<M_{\のドワーフの場合は$s<20$rmV}<-10$、$s<30$、小人の場合$-10<M_{\rmV}<-7$、$s<90$、小人の場合$M_{\rmV}>-7$。
棒共鳴に由来することで説明されるヘラクレス流の三峰性構造
| Title |
Trimodal_structure_of_Hercules_stream_explained_by_originating_from_bar_resonances |
| Authors |
Tetsuro_Asano,_Michiko_S._Fujii,_Junichi_Baba,_Jeroen_B\'edorf,_Elena_Sellentin,_Simon_Portegies_Zwart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14049 |
GaiaDataRelease2は、位相空間における近くの星の詳細な構造を明らかにしました。これらには、その起源がまだ議論されているヘラクレスストリームが含まれます。以前の数値研究では、観測された構造は天の川の静的ポテンシャルモデルに基づいて、バーと共鳴する軌道に由来すると推測していました。対照的に、自己矛盾のない、動的で、形態学的に十分に解決されたモデル、つまり天の川の完全な$N$体シミュレーションを介して問題にアプローチします。私たちのシミュレーションは、銀河系の星のふくらみ、棒、円盤、暗黒物質のハローに含まれる約51億個の粒子で構成され、10ギルに進化しています。モデルのディスクコンポーネントは2億個の粒子で構成され、そのシミュレーションスナップショットは10Myrごとに保存されるため、星の代表的なサンプルの共鳴軌道を解決および分類できます。シミュレーションで太陽の位置を特定した後、その近傍の星の分布をガイアの天文データと比較し、それによって、ヘラクレスのような構造の形成における特定された共鳴トラップ星の役割を確立します。軌道スペクトル分析から、複数の共鳴を特定し、ヘラクレスストリームは4：1と5：1の外部リンドブラッドと共回転共鳴によって支配されていると結論付けます。全体として、これはヘラクレスストリームの三峰性構造をもたらします。位相空間での共振とリッジの関係から、Milky-Wayバーのパターン速度は40$-$45kms$^{-1}$kpc$^{-1}$であると結論付けます。
MaNGAのシミュレートされたおよび実際のポストバースト銀河における恒星集団の比較
| Title |
Comparison_of_stellar_populations_in_simulated_and_real_post-starburst_galaxies_in_MaNGA |
| Authors |
Yirui_Zheng,_Vivienne_Wild,_Natalia_Lah\'en,_Peter_H._Johansson,_David_Law,_John_R._Weaver,_and_Noelia_Jimenez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14112 |
最近の積分フィールド分光（IFS）調査により、スターバースト後の銀河の光学スペクトルインデックスに放射状の勾配が明らかになり、その形成履歴を制約するために使用できるようになりました。さまざまなブラックホールフィードバックモデル、前駆銀河、軌道、質量比を使用して、MaNGAIFSサーベイのプロパティに注意深く一致させた、バイナリマージシミュレーションの後処理モックIFSデータキューブのスペクトルインデックスを調べます。シミュレーションサンプルに基づいて、機械的ブラックホールフィードバックモデルと組み合わせた順行-順行軌道または逆行-順行軌道上の主要な合体のみが、十分に弱い進行中の星形成を伴う銀河を形成できるため、H$\alpha$放出がないことがわかります。従来のPSB選択方法で選択されます。PSBフェーズ内でも、星雲輝線の強度に強い変動が見られます。これは、H$\alpha$で選択されたPSBが、母集団のサブサンプルにすぎないことを示唆しています。地球規模のPSB集団は、恒星連続体ベースのアプローチを使用して、より確実に特定できます。シミュレーションで非常に若いPSBを再現することの困難さは、星形成消光のプロセスを適切にモデル化するために、新しいサブ解像度の星形成レシピが必要であることを潜在的に示しています。私たちのシミュレーションでは、スターバーストはすべての半径で同時にピークに達しますが、内側の領域ではより強く、より長くなっていることがわかります。これにより、スペクトルインデックスの放射状勾配に強い時間発展が生じ、スペクトル合成モデルからの詳細な星形成履歴に依存せずにスターバーストの年齢を推定するために使用できます。
高質量の星形成領域に向けたDC $ _3 $ Nの観測
| Title |
DC$_3$N_observations_towards_high-mass_star-forming_regions |
| Authors |
V._M._Rivilla,_L._Colzi,_F._Fontani,_M._Melosso,_P._Caselli,_L._Bizzocchi,_F._Tamassia,_and_L._Dore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14118 |
シアノアセチレン（HC$_3$N）の重水素化に関する研究を、星のないものから進化した原始星のコアまで、さまざまな進化段階に分けられた28個の高質量星形成コアのサンプルに向けて紹介します。15の高質量コアに対するDC$_3$Nの検出を初めて報告します。HC$_3$Nの範囲に対するDC$_3$Nの存在比は、0.003$-$0.022の範囲であり、低質量のプロトスターや暗い雲で見られる比率よりも低くなっています。進化の段階、またはこの地域の運動温度に伴う有意な傾向は見られません。HC$_3$Nの重水素化のレベルを同じサンプルに向けて他の分子の重水素化のレベルと比較し、気相のみで、または主に気相で形成された種（それぞれN$_2$H$^+$およびHNC）との弱い相関を見つけます、およびダスト粒子上にのみまたは主に形成された種（それぞれCH$_3$OHおよびNH$_3$）との相関関係はありません。また、DC$_3$NのプロトクラスターIRAS05358+3543へのシングルディッシュマップを示します。これは、DC$_3$Nが拡張エンベロープ（$\sim$0.37pc）をトレースし、原始星と塵の連続体の位置。この研究で提示された観察は、HC$_3$Nの重水素化が大規模な星形成塊の冷たい外側の部分のガスで生成されることを示唆し、より高密度のガスの形成前の重水素化因子の推定を与えます。
ガンマ線バーストを2つのクラスに明確に分離し、即座に放出する
| Title |
An_Unambiguous_Separation_of_Gamma-Ray_Bursts_into_Two_Classes_from_Prompt_Emission_Alone |
| Authors |
Christian_K._Jespersen,_Johann_B._Severin,_Charles_L._Steinhardt,_Jonas_Vinther,_Johan_P._U._Fynbo,_Jonatan_Selsing,_Darach_Watson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13554 |
ガンマ線バースト（GRB）の持続時間は、その物理的起源の主要な指標であり、長いバーストはおそらく巨大な星の崩壊に関連しており、短いバーストは中性子星の合体に関連していますが、短いGRBと長いGRBの両方と、これまで考慮されていた期間や他のパラメーターのいずれも、2つのグループを完全に分離しません。ここでは、機械学習、次元削減アルゴリズム、t分散確率的近傍埋め込み（t-SNE）を使用してすべてのGRBを明確に分類し、すべてのSwiftGRBを2つのグループに分離するカタログを提供します。分類はプロンプト放出光曲線のみを使用して行われますが、関連する超新星のあるすべてのバーストは長いグループで見つかり、キロノバのあるバーストは短いグループで見つかります。これらの2つのグループは本当に長いGRBであり、短いGRBである期間分布とともに示唆されます。超新星が明らかに存在しない2つのバーストはより長いクラスに属し、これらは直接崩壊ブラックホールである可能性があることを示しています。これは、より重い星の死で発生する可能性がある現象です。
PSR J2030 + 4415の驚くべきボウショック、PWN、フィラメント
H$\alpha$ボーショックを伴うガンマ線パルサー、PSRJ2030+4415の新しいX線および光学観測について報告します。これらのデータは、バウショック頂点の速度構造を明らかにし、その内部の異常なX線構造を解決します。さらに、システムは非常に長く細いフィラメントを表示し、少なくとも$5^\prime$を$\sim130^\circ$でパルサーモーションベクトルまで延長します。慎重な天文測定は、短時間のアーカイブ露光と比較して、85マスyr$^{-1}$でパルサー固有運動を検出します。H$\alpha$速度構造を使用すると、距離を$0.75$kpcと推定できます。
天体物理学的ブラックホールを付加するためのディスク表面の厚さに対する音響表面重力の依存性
垂直方向に沿って静水圧平衡で維持される軸対称の降着について、埋め込まれた音響形状の特性が背景カーメトリックにどのように依存するか、およびそのような依存性が物質の流れの厚さの3つの異なる式によってどのように支配されるかを調査します。最初に、音波点の位置と、音波点間の定常衝撃を取得します。次に、流れを線形に摂動させて、音響時空の対応するメトリック要素を取得します。このようにして、因果構造を構築し、音波点と衝撃が実際にはそれぞれアナログのブラックホールタイプとホワイトホールタイプの地平であることを確立します。最後に、現在の作業で検討されている3つの異なる流れの厚さに対して、回転するブラックホールのスピン角運動量の関数として、音響表面重力の値を計算します。一部のフローモデルでは、本質的に音響幾何学が、原理的には天体物理学のブラックホールの外側の重力の地平線まで拡張できるが、厚さ関数の式によって課される特定の打ち切り半径を超えて構築できないことがわかります。対応するフロー。
長いGRBと短いGRBの比較研究。 II。タイプII（大質量星）とタイプI（コンパクト星）GRBを区別する多波長法
| Title |
A_Comparative_Study_of_Long_and_Short_GRBs._II._A_Multi-wavelength_Method_to_distinguish_Type_II_(massive_star)_and_Type_I_(compact_star)_GRBs |
| Authors |
Ye_Li_(KIAA-PKU,_PMO),_Bing_Zhang_(UNLV),_Qiang_Yuan_(PMO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13663 |
ガンマ線バースト（GRB）は、経験的に、長期GRB（LGRB、$>$2秒）と短期GRB（SGRB、$<$2秒）に分類されます。物理的には、2つの異なる前駆カテゴリに分類できます。大規模な星の崩壊に起因するもの（タイプIIとしても知られています）とコンパクトな星の合併に関連するもの（タイプIとしても知られています）です。ほとんどのLGRBはタイプIIであり、ほとんどのSGRBはタイプIですが、特定のGRBの物理カテゴリを決定するための期間基準は必ずしも信頼できるとは限りません。長波長および短波長GRBの多波長特性に関するこれまでの包括的な研究に基づいて、ここではナイーブベイズ法を使用して、多波長基準に基づいてGRBをタイプIおよびタイプIIGRBとして物理的に分類します。その結果、0.5\％のトレーニングエラー率と1\％のテストエラー率になります。さらに、事後オッズの分布にはギャップ[-1.2、-0.16]、$\logO（{\rmII：I}）$、タイプIIとタイプIの確率比があります。したがって、GRBをタイプI（$<0$）またはタイプII（$>0）に分類するパラメーターとして${\calO}=\logO（{\rmII：I}）+0.7$を使用することを提案します$）。確認された唯一のタイプIGRB、GRB170817Aは、ログ$O（{\rmII：I}）=-10$を持っています。この基準によれば、超新星のない長いGRB060614および060505はタイプIに属し、2つの議論の余地のある短いGRB090426および060121はタイプIIに属します。
中性子星の合併後の残骸の不安定性
| Title |
Instabilities_in_neutron-star_post-merger_remnants |
| Authors |
Xiaoyi_Xie,_Ian_Hawke,_Andrea_Passamonti,_and_Nils_Andersson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13696 |
非線形の完全相対論的シミュレーションを使用して、中性子星の合併後の残骸の不安定性に関連するダイナミクスと重力波の特徴を調査します。残骸の簡略化されたモデルでは、適度な$T/|W|$（運動エネルギーと重力ポテンシャルエネルギーの比）の星に不安定性の存在を確立します。密度振動パターンの詳細な分析により、より現実的な差動回転プロファイルの内側領域に\emph{ローカル}の不安定性が明らかになっています。レイリーの変曲定理とFj{\o}rtoftの定理を適用して、この\emph{内部局所}の不安定性は角速度プロファイルのピークに近いせん断不安定性に起因し、後で高速に進化するという結論を下す安定性基準を分析します-rotating$m=2$振動パターン。流体内の共回転点の存在の重要性、そのせん断不安定性との関連、およびより広範な文献で検討されているロスビー波とパパロゾウプリングル不安定性との比較について説明します。
HAWC J2227 + 610と、G106.3 + 2.7との関連、新しい潜在的な銀河系PeVatron
| Title |
HAWC_J2227+610_and_its_association_with_G106.3+2.7,_a_new_potential_Galactic_PeVatron |
| Authors |
A._Albert,_R._Alfaro,_C._Alvarez,_J.R._Angeles_Camacho,_J.C._Arteaga-Vel\'azquez,_K.P._Arunbabu,_D._Avila_Rojas,_H.A._Ayala_Solares,_V._Baghmanyan,_E._Belmont-Moreno,_S.Y._BenZvi,_C._Brisbois,_K.S._Caballero-Mora,_T._Capistr\'an,_A._Carrami\~nana,_S._Casanova,_U._Cotti,_J._Cotzomi,_S._Couti\~no_de_Le\'on,_E._De_la_Fuente,_L._Diaz-Cruz,_B.L._Dingus,_M.A._DuVernois,_J.C._D\'iaz-V\'elez,_R.W._Ellsworth,_K._Engel,_C._Espinoza,_K.L._Fan,_K._Fang,_M._Fern\'andez_Alonso,_H._Fleischhack,_N._Fraija,_A._Galv\'an-G\'amez,_D._Garcia,_J.A._Garc\'ia-Gonz\'alez,_F._Garfias,_G._Giacinti,_M.M._Gonz\'alez,_J.A._Goodman,_J.P._Harding,_S._Hernandez,_J._Hinton,_B._Hona,_D._Huang,_F._Hueyotl-Zahuantitla,_P._H\"untemeyer,_A._Iriarte,_A._Jardin-Blicq,_V._Joshi,_W.H._Lee,_H._Le\'on_Vargas,_J.T._Linnemann,_A.L._Longinotti,_G._Luis-Raya,_J._Lundeen,_K._Malone,_S.S._Marinelli,_O._Martinez,_I._Martinez-Castellanos,_J._Mart\'inez-Castro,_J.A._Matthews,_P._Miranda-Romagnoli,_J.A._Morales-Soto,_E._Moreno,_M._Mostaf\'a,_A._Nayerhoda,_L._Nellen,_M._Newbold,_M.U._Nisa,_R._Noriega-Papaqui,_N._Omodei,_A._Peisker,_Y._P\'erez_Araujo,_E.G._P\'erez-P\'erez,_C.D._Rho,_D._Rosa-Gonz\'alez,_E._Ruiz-Velasco,_H._Salazar,_F._Salesa_Greus,_A._Sandoval,_M._Schneider,_H._Schoorlemmer,_J._Serna_Franco,_G._Sinnis,_A.J._Smith,_R.W._Springer,_P._Surajbali,_E._Tabachnick,_M._Tanner,_O._Tibolla,_K._Tollefson,_I._Torres,_R._Torres-Escobedo,_F._Ure\~na-Mena,_L._Villase\~nor,_T._Weisgarber,_A._Zepeda,_H._Zhou,_C._de_Le\'on,_J.D._\'Alvarez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13699 |
HAWC天文台を備えたHAWCJ2227+610からの100TeVを超えるVHEガンマ線放出の検出について説明します。私たちの観察結果とVERITASによって以前に公開された結果を組み合わせて、HAWCJ2227+610からのガンマ線放出を、800TeVのカットオフエネルギーに下限がある陽子からの放出と解釈します。陽子の最も可能性の高いソースは、関連する超新星残骸G106.3+2.7であり、銀河系のPeVatronの候補として最適です。ただし、観測された放出の純粋なレプトン起源は、現時点では除外できません。
ブレザーの$ \ gamma $線の光度曲線の対数安定確率密度関数、非定常性評価、および多機能自己相関分析
| Title |
Log-stable_probability_density_functions,_non-stationarity_evaluation,_and_multi-feature_autocorrelation_analysis_of_the_$\gamma$-ray_light_curves_of_blazars |
| Authors |
Jaroslaw_Duda_and_Gopal_Bhatta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14040 |
この研究では、ブレザーのサンプルの10年にわたる光度曲線の$\gamma$線フラックス分布を最もよく表す確率密度関数を調べます。この期間の平均的な動作の場合、推定される対数安定分布の可能性が最も高かった。標準の対数正規分布につながるほとんどのソース（$\alpha=2$）;ただし、他のソースは明確に重い裾の分布（$\alpha<2$）を示し、無限分散の根本的な乗法過程を示唆しています。見つかった対数安定分布を使用して正規化されたシーケンスの場合、提案された新しい非定常性および自己相関分析が実行されました。前者は、PDFのモデル化された進化における忘却の対数尤度を最大化することとして、各ソースの非定常性を定量的に評価することを可能にしました。行動の変化を示唆する異常検出のため。議論された自己相関分析は、さまざまな混合モーメントによって記述されるすべての$\{（y_t、y_{t+l}）\}$ポイントの統計的動作のラグ$l$依存性を調べ、オブジェクトの複数の特性時間スケールを定量的にポイントできるようにしましたたとえば、寄与の統計的解釈とともに、隠れた周期的なプロセスを提案します。
2019年の爆発時のGRO J2058 + 42のAstroSat観測
Be-binaryシステムのX線パルサーであるGROJ2058+42の最近のバーストのAstroSat観測の結果を示します。ソースは、2019年4月10日に、最新の巨大バーストの衰退期にAstroSatのLAXPCおよびSXT機器によって観測されました。光度曲線は、パルサーの強い脈動を示し、周期は194.2201\pm0.0016s、スピンアップ率は（1.65\pm0.06）\times10^{-11}Hzs^{-1}でした。断続的なフレアリングは、その平均強度の最大1.8倍まで強度が増加する3〜80keVのエネルギーバンド間の光度曲線で検出されました。パルサーの3〜80keVのエネルギーバンド間で得られたパルスプロファイルは、エネルギーへの強い依存性を示しました。AstroSatの観測中に一貫して光源のパワー密度スペクトルにブロードなピークが観測されました。そのピーク発振周波数は0.090Hzであり、その高調波も観測されました。爆発中のパルサー。AstroSatの観測では、（9.7--14.4）keV、（19.3--23.8）keVおよび（37.8--43.1）keVに対応するそのスペクトルでサイクロトロン吸収特性も検出されました。ソースのパルス位相分解分光法は、そのエネルギーとこれらの機能の相対的な強度に位相依存の変動を示しました。スペクトルは、吸収された黒体、フェルミディラックカットオフモデル、あるいは吸収されたCompTTモデルによく適合していました。これらのモデルは両方とも、鉄線と3つのガウス吸収線と組み合わせて、スペクトルで観測されたサイクロトロン共鳴散乱の特徴を説明しました。
PSR B1259-63のGeVフレアの起源に関する2017年のペリアストロンの通路からの新しい洞察
| Title |
New_insight_into_the_origin_of_the_GeV_flare_in_PSR_B1259-63_from_the_2017_periastron_passage |
| Authors |
M._Chernyakova,_D._Malyshev,_S._Mc_Keague,_B._van_Soelen,_J.P._Marais,_A._Martin-Carrillo,_D._Murphy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14060 |
PSRB1259-63は、O9.5VeスターLS2883を周回するミリ秒の無線パルサーをホストするガンマ線バイナリシステムで、周期は約3.4年です。パルサー風とLS2883流出の相互作用により、ラジオ、X線、GeV、およびTeVドメインでパルスのない広帯域放射が発生します。ラジオ、X線、およびTeVの光度曲線はかなり似た動作を示しますが、GeVの光度曲線は非常に異なって見えます。このバースト中のエネルギー放出は、パルサーのスピンダウン光度とGeV光度曲線を大幅に超えているようで、エネルギー放出は軌道によって異なります。この論文では、2017年のシステムの光学観測の結果を初めて紹介し、利用可能なX線およびGeVデータを再分析します。GeVデータがパルサー風の非衝撃電子と弱衝撃電子からの制動放射と逆コンプトン放出の組み合わせとして説明される新しいモデルを提示します。X線およびTeV放出は、恒星/パルサー風の衝突により発生する強い衝撃で加速されたエネルギー電子のシンクロトロンおよび逆コンプトン放出によって生成されます。私たちのモデルでは、GeVフレアの明るさは、フレアの時間中に観測者の方向に向けられたコーンに放出されるエネルギーのビーム効果として説明されています。
パルサー弓衝撃星雲の3D相対論的MHDシミュレーション
| Title |
3D_Relativistic_MHD_Simulations_of_Pulsar_Bow_Shock_Nebulae |
| Authors |
N._Bucciantini_(INAF-_Arcetri),_B._Olmi_(INAF-_Arcetri),_L._Del_Zanna_(Univ._Firenze) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14079 |
親SNRからのパルサーは、ISMと直接相互作用して、いわゆるボウショックパルサー風星雲、太陽圏/ヘリオテイルシステムの相対論的等価物を生成します。これらはラジオからX線まで直接観測されており、さまざまな形態のTeVハローにも関連していることがわかります。それらは、周囲の周囲の媒体との相互作用をモデリングすることにより、標準的なプレリオンとは異なる/補完的な方法でパルサー風を研究できる独特の環境を提供します。これらのシステムは、暗黒物質とは対照的に、AMSおよびPAMELAによって検出された陽電子過剰の考えられる原因としても示唆されています。そのような星雲の3D相対論的MHDシミュレーションの結果を紹介します。これらのシミュレーションに加えて、予想される放出シグネチャ、高エネルギー粒子エスケープの特性、宇宙線のチャネリングにおける現在のシートの役割、乱流と磁気増幅のレベル、およびそれらが風の構造と磁化にどのように依存するかを計算しました。
中性子星のインスパイラルとコアレッセンスの天体物理学的意味
| Title |
Astrophysical_Implications_of_Neutron_Star_Inspiral_and_Coalescence |
| Authors |
John_L._Friedman_and_Nikolaos_Stergioulas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14135 |
重力波で観測された2つの中性子星の最初のインスピレーションは非常に近く、数年間予期されていなかった種類の重力波と電磁観測を同時に行うことができました。それらの合併に続いて、ガンマ線バーストとキロノバが電磁望遠鏡のスペクトル帯域全体で観測されました。これらのGWと電磁観測は、短いガンマ線バーストの理解に劇的な進歩をもたらしました。最も重い要素の起源を決定する;中性子星の最大質量を決定します。重力波形の潮汐の痕跡とX線連星の観測から、刺激的な中性子星の半径と変形可能性を抽出できます。半径、最大質量、因果律が一緒になって、中性子星の状態方程式を制約します。将来の制約は、合併後の振動の観測から生じる可能性があります。これらの結果を選択的に確認し、物理学の一部に導出と推定値を入力します。
GW170817とGW190425の離心率の測定
AdvancedLIGOとVirgoによって、2つの中性子星連星GW170817とGW190425が検出されました。これらの信号は、重力波放出が観測可能になるまでに星の軌道が循環していると想定するマッチドフィルター検索によって検出されました。これは、それらの離心率が低いことを示唆していますが、それらの離心率の直接測定はまだ行われていません。重力波観測を使用して、GW170817およびGW190425の離心率を測定します。10Hzの重力波周波数での離心率は、GW170817とGW190425でそれぞれ$e\leq0.024$と$e\leq0.048$です（90\％信頼）。このようなシステムはLIGO-Virgoバンドに到達するまでに$e\leq10^{-4}$に循環することが予想されるため、これはフィールドで形成されるバイナリと一致しています。私たちの制約は、偏心を無視する検索によって検出されたGW170817に基づく推定よりも2倍小さい係数です。完全なパラメータ推定なしでバイナリ中性子星の離心率を制約するために使用される他の手法は、波形の縮退を見逃す可能性があり、将来の信号では正確な波形テンプレートで完全なパラメータ推定を実行することが重要になることに注意してください。
核物理学、中性子星の質量、および将来の慣性モーメント測定からの状態方程式制約
| Title |
Equation_of_state_constraints_from_nuclear_physics,_neutron_star_masses,_and_future_moment_of_inertia_measurements |
| Authors |
S._K._Greif,_K._Hebeler,_J._M._Lattimer,_C._J._Pethick,_A._Schwenk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14164 |
核密度までの微視的計算と中性子星の観測に基づいて、中性子過剰物質の状態方程式の制約を探索します。以前の研究arXiv：1303.4662で、キラル有効場理論内で導出された最新の核相互作用に基づく予測と2太陽質量中性子星の観測により、中性子星の半径と状態方程式のロバストな不確実性範囲が生じることを示しました幅広い密度。この研究では、arXiv：1303.4662からの区分的ポリトロープ拡張とarXiv：1812.08188の音速モデルの両方を使用してこの研究を拡張し、中性子星の慣性モーメント測定が次式の制約を大幅に改善できることを示します。状態と中性子星の半径。
GRACEやGRACE Follow-Onのような重量測定ミッションでのライトタイム補正の再検討
| Title |
Revisiting_the_Light_Time_Correction_in_Gravimetric_Missions_Like_GRACE_and_GRACE_Follow-On |
| Authors |
Yihao_Yan,_Vitali_M\"uller,_Gerhard_Heinzel,_Min_Zhong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13614 |
衛星重力測定ミッションGRACE（重力回復と気候実験）とGRACEフォローオンの重力場マップは、正確な軌道決定によって導き出されます。重要な観察は、偏った衛星間距離です。これは、主にGRACEおよびGRACEFollow-OnのKバンドレンジングシステム（KBR）によって測定されます。GRACE追従衛星には、レーザーレンジング干渉計（LRI）が追加で装備されており、KBRと比較してノイズの少ない測定が可能です。KBRとLRIの偏った範囲は、重力場の回復のために瞬間的な範囲、つまり同時に衛星の重心間の偏ったユークリッド距離に変換する必要があります。測定された範囲と瞬間的な範囲の差の原因の1つは、宇宙船間の電磁波のゼロでない移動時間が原因です。一般的な相対論的効果と地球のポテンシャル場の最先端のモデルを考慮した第一原理からの光時間補正（LTC）の計算を再考します。KBRとLRIのLTCの新しい分析式は、古典的なアプローチの数値制限を回避できます。LTCのジオポテンシャルモデルおよびパラメーター化への依存性が調査され、その後、結果がGRACEおよびGRACEフォローオンの公式データセットで提供されるLTCと比較されます。新しいアプローチは、現在の計測器の計測器ノイズをはるかに下回る、特にLRIに関連する、さらに運動学的軌道製品で使用した場合でも、ノイズが大幅に低いことが示されています。これにより、次世代の重量測定ミッションに対しても、LTCを十分に正確に計算できます。
| Title |
Wavefront_prediction_using_artificial_neural_networks_for_open-loop_Adaptive_Optics |
| Authors |
Xuewen_Liu,_Tim_Morris,_Chris_Saunter,_Francisco_Javier_de_Cos_Juez,_Carlos_Gonz\'alez-Guti\'errez,_Lisa_Bardou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14078 |
補償光学（AO）システムの制御ループの遅延により、パフォーマンスが大幅に制限される可能性があります。凍結流仮説の下では、線形予測制御技術がこれを克服できますが、そのようなパラメトリック技術には、関連する乱流パラメーター（風速など）の識別と追跡が必要です。これにより、実際の実装が複雑になり、さまざまな条件が発生したときに安定性の問題が発生する可能性があります。ここでは、大気に関する事前知識がなく、したがってユーザー入力を必要としない、LongShort-TermMemory（LSTM）人工ニューラルネットワーク（ANN）を使用した非線形波面予測子を提示します。ANNは、シャックハルトマン波面センサー（SH-WFS）の開ループ波面傾斜測定値を1フレーム前に予測して、シミュレーションされた$7\times7$単一共役適応光学系の単一フレーム遅延を補償するように設計されています（SCAO）システムは150Hzで動作します。LSTMANNのトレーニング体制が予測パフォーマンスにどのように影響するかを説明し、さまざまなガイド星の大きさの下で予測子のパフォーマンスがどのように変化するかを示します。風速と風向の両方が変化しても、予測が安定していることを示します。次に、アプローチをより現実的な2フレームレイテンシシステムに拡張します。LSTM予測子を使用した場合のAOシステムのパフォーマンスは、シミュレーションされたすべての条件で強化され、同じ条件で動作するレイテンシフリーシステムの予測エラーが19.9〜40.0nmRMSであり、帯域幅エラーは$78.3\pm4.4$nmRMSと比較されます。
CubeSatを使用した高精度測光のデモンストレーション：55 Cancri eのASTERIA観測
| Title |
Demonstrating_high-precision_photometry_with_a_CubeSat:_ASTERIA_observations_of_55_Cancri_e |
| Authors |
Mary_Knapp,_Sara_Seager,_Brice-Olivier_Demory,_Akshata_Krishnamurthy,_Matthew_W._Smith,_Christopher_M._Pong,_Vanessa_P._Bailey,_Amanda_Donner,_Peter_Di_Pasquale,_Brian_Campuzano,_Colin_Smith,_Jason_Luu,_Alessandra_Babuscia,_Robert_L._Bocchino,_Jr.,_Jessica_Loveland,_Cody_Colley,_Tobias_Gedenk,_Tejas_Kulkarni,_Kyle_Hughes,_Mary_White,_Joel_Krajewski,_Lorraine_Fesq |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14155 |
ASTERIA（宇宙物理学の研究を可能にするアークセカンド宇宙望遠鏡）は、6UCubeSat宇宙望遠鏡（10cmx20cmx30cm、10kg）です。ASTERIAの主なミッションの目的は、測光観測における系統的ノイズを低減するための2つの主要な技術を示すことでした：高精度のポインティング制御と高安定性の熱制御です。ASTERIAは、0.5ミリ秒のRMSポインティング安定性と、主要ミッション中のカメラペイロードの$\pm$10ミリケルビンの熱制御を実証しました。これは、ASTERIAのサイズと質量クラスの他の宇宙船と比較して、ポインティングと熱性能が大幅に向上しています。ASTERIAは2017年8月に打ち上げられ、2017年11月に国際宇宙ステーション（ISS）から配備されました。主なミッション（2017年11月-2018年2月）とその後の最初の拡張ミッション（2018年3月-2018年5月）で、ASTERIAは日和見科学観測を実施しましたこれには、超地球通過惑星を備えた近くの惑星外システムである55Cancriの測光データのコレクションが含まれていました。55のCancriデータは、カスタムパイプラインを使用して削減され、CMOS検出器の列に依存するゲインの変動を修正しました。マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）アプローチは、単純なベースラインモデルを使用して測光を同時にトレンド除去し、トランジットモデルに適合させるために使用されました。ASTERIAは、既知の通過する太陽系外惑星55Cancrie（$\sim2$〜\Rearth）をわずかに検出し、通過深度を$374\pm170$ppmと測定しました。これは、CubeSatによる太陽系外惑星の通過の最初の検出です。Super-Earth55Cancrieの検出が成功したことは、小型で安価な宇宙船が高精度の測光測定を提供できることを示しています。
オブザートリオデルテイデで夜空の暗闇を取り戻す：モデルイルミナバージョン2の最初の適用
| Title |
Restoring_the_night_sky_darkness_at_Observatorio_del_Teide:_First_application_of_the_model_Illumina_version_2 |
| Authors |
Martin_Aub\'e,_Alexandre_Simoneau,_Casiana_Munoz-Tunon,_Javier_Diaz-Castro,_Miquel_Serra-Ricart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14160 |
人工光の実際の環境への伝播は複雑です。正確に数値モデリングを実行するには、照明デバイスのハイパースペクトルプロパティとその地理的位置、地面反射のハイパースペクトルプロパティ、小規模障害物のサイズと分布、地形の遮断効果、ランプの角度測光と大気伝達関数（エアロゾルと分子）。詳細な放射伝達モデルを使用して、照明インフラストラクチャの特定の変更が空の輝度にどのように影響するかを評価できます。このペーパーでは、新しいバージョン（v2）のイルミナモデルを使用して、スペインのテネリフェ島にあるテイデ天文台の夜空の復元計画を評価します。過去数十年で、テネリフェ島の光害の増大により、空の暗闇はひどく悪化しました。この作業では、テリトリーの各ピクセルの効果を人工空の輝度に与える寄与マップを使用します。イルミナv2のハイパースペクトル機能を活用し、Johnson-Cousinsフォトメトリックバンドのスペクトル感度に従って、地域または自治体全体で寄与マップを統合する方法を示します。完全なシャットダウン後の自治体ごとの空の明るさの減少と発光ダイオードへの変換は、Johnson-CousinsB、V、Rバンドで計算されます。テネリフェ島の照明インフラストラクチャをLED（1800Kおよび2700K）で変換すると、有効な変換戦略に従って、天頂Vバンドの空の明るさが約0.3magarcsec-2減少することがわかりました。
抵抗MHDと熱伝導でモデル化された太陽大気中のスピクルジェット
| Title |
Spicule_jets_in_the_solar_atmosphere_modeled_with_resistive_MHD_and_thermal_conduction |
| Authors |
J._J._Gonz\'alez-Avil\'es,_F._S._Guzm\'an,_V._Fedun,_G._Verth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13647 |
数値シミュレーションを使用して、ダイナミクスにおける磁気抵抗率と熱伝導率の影響と、タイプIIスパイキュルとクールなコロナジェットの特性を持つ太陽ジェットの特性を調べます。ジェットの動的進化は、2.5Dスライス上の磁力線に沿った熱伝導を伴う抵抗MHD方程式によって制御されます。磁場構成は、再接続をサポートするために使用され、その後にプラズマジェットの形成が続く、反対の極性を持つ2つの対称的な隣接ループで構成されます。合計10のシミュレーションが、抵抗率と熱伝導率の異なる値を使用して実行され、定量化された形態および熱特性の異なるジェットが生成されました。磁気抵抗率の増加は、ジェットの形態、速度、温度に大きな影響を与えないことがわかります。ただし、熱伝導率は、ジェットの温度と形態の両方に影響します。特に、熱伝導率により、ジェットの高さが高くなり、ジェット頂点の温度が上昇します。また、熱流束マップは、ジェットの頂点とコロナがエネルギーをジェットの本体よりも効率的に交換することを示しています。これらの結果は、太陽の大気中のプラズマ診断に新たな道を開く可能性があります。
「赤い超巨大問題について」：反論、およびII-P前駆細胞の上部質量カットオフに関するコンセンサス
「レッドスーパージャイアントの問題」は、タイプII-P超新星の最も明るいレッドスーパージャイアント（RSG）の前駆細胞が、フィールドのRSGよりもかなり暗いという主張を説明しています。この不一致は、初期質量が$M_{\rmhi}=17$M$_\のカットオフを超える星など、ブラックホール（BH）の生成に対する質量しきい値の兆候であると数人の著者によって解釈されています。odot$および25$M_\odot$未満はRSGとして死亡しますが、BHが形成されるため、SN爆発は見られません。ただし、以前にこのカットオフが高くなる可能性が高く、不確実性が大きい（$M_{\rmhi}=19^{+4}_{-2}M_{\odot}$）ことを警告しました。RSG問題の統計的有意性は$2\sigma$未満です。最近、Kochanek（2020）は、私たちの研究は統計的に欠陥があると主張し、その分析により、上部質量カットオフは$M_{\rmhi}=15.7\pm0.8M_\odot$と低く、RSGを与えると主張しています$>10\sigma$の重要性に問題があります。この手紙では、Kochanekの低いカットオフが統計的な誤解によって引き起こされていることを示しており、前駆体質量スペクトルへの関連する適合が99.6\％の信頼レベルで除外されている可能性があります。この問題が修正されると、Kochanekの最適値は$M_{\rmhi}=19^{+4}_{-2}M_{\odot}$になり、私たちの作業と非常によく一致します。最後に、RSGがBHに直接つぶれるときに「消失」するRSGの検索では、そのような検出の欠如が統計的に有意になる前に、そのような調査は何十年も実行されなければならないと主張します。
ポピュレーションIIの巨大なHD 122563における太陽のような振動
| Title |
Sun-like_Oscillations_in_the_Population_II_giant_HD_122563 |
| Authors |
Orlagh_Creevey,_Fr\'ed\'eric_Th\'evenin,_Frank_Grundahl,_Enrico_Corsaro,_Mads_F._Andersen,_Victoria_Antoci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13883 |
テネリフェ島のSONG望遠鏡を使用して、2016年以降、金属に乏しいPopulationII巨人HD122563の動径速度の変化を監視しています。恒星パラメータに関連する情報を提供する全球地震量numaxを検出しました。これらのデータを補足データと組み合わせることにより、新しい正確な表面重力、半径、星までの距離を導き出します。私たちの結果は、ガイアDR2からの視差を使用して確認されています。これらの結果とその影響の一部を示します。
近くの複数の星のスペックル干渉法：2007-2019位置測定と8つのオブジェクトの軌道
| Title |
Speckle_Interferometry_of_Nearby_Multiple_Stars:_2007-2019_Positional_Measurements_and_Orbits_of_Eight_Objects |
| Authors |
A._Mitrofanova,_V._Dyachenko,_A._Beskakotov,_Yu._Balega,_A._Maksimov,_D._Rastegaev,_S._Komarinsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13958 |
低質量コンポーネント（HIP14524、HIP16025、HIP28671、HIP46199、HIP47791、HIP60444、HIP61100、HIP73085）を備えた8つのシステムの軌道が表示されます。スペックル干渉データは、2007年から2019年にかけて、ロシア科学アカデミーの6mのビッグアルト方位角特殊天文台（BTASAORAS）で取得されました。新しいデータは、すでに文献にある対策とともに、以前のデータを改善することを可能にしました6つのケースでの軌道解と、残りの2つのケース（HIP14524とHIP60444）で初めて軌道を構築します。質量の合計は、ヒッパルコとガイアの両方の視差を使用して取得され、以前に公開された値との比較が行われます。Worley＆Heintz基準を使用して、構築された軌道の分類が実行されます。
接触バイナリOQ Camの最初の測光調査
| Title |
The_first_photometric_investigation_of_the_contact_binary_OQ_Cam |
| Authors |
Ya-Ni_Guo,_Kai_Li,_Qi-Qi_Xia,_Xing_Gao,_Lin-Qiao_Jiang,_Yuan_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13966 |
短周期コンタクトバイナリスターOQCamのB、V、R${_c}$、およびI${_c}$バンドでの最初の電荷結合デバイスのフォトメトリック光度曲線が表示されます。Wilson-Devinneyコードで光度曲線を分析することにより、OQCamは接触タイプf=20.2％のWタイプの浅い接触連星であることがわかります。O-C分析に基づいて、軌道期間は$dP/dt=4.40\times10{^{-7}}日\cdot年{^{-1}}$の割合で長期的に増加することを示します。軌道周期の増加は、質量の小さい成分から質量の大きい成分への物質移動によって解釈できます。軌道周期が増加すると、OQCamは現在の浅い接触構成から非接触ステージに進化します。したがって、熱緩和振動理論を確認することは、潜在的な候補になる可能性があります。
太陽の光球、彩層、遷移領域の高解像度観測。調整されたIRISおよびSST観測のデータベース
| Title |
High-resolution_observations_of_the_solar_photosphere,_chromosphere_and_transition_region._A_database_of_coordinated_IRIS_and_SST_observations |
| Authors |
L.H.M._Rouppe_van_der_Voort,_B._De_Pontieu,_M._Carlsson,_J._de_la_Cruz_Rodriguez,_S._Bose,_G._Chintzoglou,_A._Drews,_C._Froment,_M._Gosic,_D.R._Graham,_V.H._Hansteen,_V.M.J._Henriques,_S._Jafarzadeh,_J._Joshi,_L._Kleint,_P._Kohutova,_T._Leifsen,_J._Martinez-Sykora,_D._Nobrega-Siverio,_A._Ortiz,_T.M.D._Pereira,_A._Popovas,_C._Quintero_Noda,_A._Sainz_Dalda,_G.B._Scharmer,_D._Schmit,_E._Scullion,_H._Skogsrud,_M._Szydlarski,_R._Timmons,_G.J.M._Vissers,_M.M._Woods,_P._Zacharias |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14175 |
NASAのInterfaceRegionImagingSpectrograph（IRIS）は、UV分光法とイメージングを通じて太陽大気の高解像度の観測を提供します。2013年6月のIRISの打ち上げ以降、ラパルマ島のスウェーデンの1m太陽望遠鏡（SST）と連携して体系的な観測キャンペーンを実施しています。SSTは、光球と彩層の補足的な高解像度観測を提供します。SSTの観測には、光球体のFeIラインでの分光偏光イメージングと、彩層圏のCaII8542A、H-alpha、およびCaIIKラインでのスペクトル分解イメージングが含まれます。私たちは、科学コミュニティに分析のために開かれている、相互に整合したIRISおよびSSTデータセットのデータベースを提示します。データベースは、活動領域、太陽黒点、プラージュ、静かな太陽、コロナホールなど、さまざまなターゲットをカバーしています。
Light and Darkness：効果的なオペレーターを介してダークマターをフォトンに一貫して結合
| Title |
Light_and_Darkness:_consistently_coupling_dark_matter_to_photons_via_effective_operators |
| Authors |
Chiara_Arina,_Andrew_Cheek,_Ken_Mimasu,_and_Luca_Pagani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.12789 |
次元5と-6の有効演算子を使用して、光子と相互作用するフェルミオン暗黒物質の扱いを修正します。有効な演算子の有効性を超えたアプリケーションが、現在の実験的検索に関連する非物理的なゲージ違反の影響をどのように導入するかを示します。暗黒物質をハイパーチャージゲージフィールドに結合することによってゲージ不変性を復元することは、電弱スケールの上下のパラメーター空間に影響を与えます。LHCでのこれらの過電荷フォームファクターの現象論、ならびに直接および間接検出実験について確認します。電磁場と過電荷の説明が、実行可能なパラメーター空間とさまざまなプローブの相対的な感度について大きく異なる結論につながる場所を強調表示します。これらには、LHCでのベクトルボソンの融合とモノジェット検索の大幅な弱体化、および間接検索が大きな暗黒物質の質量の直接検出よりも優れた制約につながる可能性があるという誤った印象が含まれます。次元5の演算子は直接検出境界によって強く制約されていることがわかりますが、次元6の演算子の場合、LHCモノジェット検索は、他の検討するプローブよりも競争力があるか、パフォーマンスが優れています。
無衝突で弱く衝突するプラズマでは、粒子分布関数は基礎となる物理学の豊かなタペストリーです。ただし、実際に粒子分布関数を利用して弱く衝突するプラズマのダイナミクスを理解することは困難です。関連性のある方程式系であるVlasov-Maxwell-Fokker-Planck（VM-FP）方程式系は、数値的に統合することが難しく、パーティクルインセル法などの従来の方法では、分布関数にノイズのカウントが導入されます。この論文では、速度論的領域におけるプラズマの研究のための方程式のVM-FPシステムの離散化のための新しいアルゴリズムを提示します。空間離散化に不連続ガラーキン（DG）有限要素法を使用し、時間離散化に3次の強安定性を維持するルンゲクッタを使用して、空間と時間におけるプラズマの分布関数の正確な解を取得します。エネルギー保存や熱力学の第2法則など、VM-FPシステムの主要な物理的特性が数値的手法に保持されていることを証明し、これらの特性を数値的に実証します。これらの結果は、DGメソッドの歴史に反映されています。エイリアスフリーであるアルゴリズムの重要性、運動方程式の安定したDGスキームを導出するために必要な条件、つまり粒子分布関数に埋め込まれた暗黙の保存関係を保持するための必要条件、およびモーダル正規直交基底を使用した計算上の好ましい実装について説明します。計算流体力学に適用される従来のDGメソッドとの比較。最後に、新しい診断と組み合わせた分布関数の高忠実度表現が、衝突のないショックなどの基本的なプラズマプロセスにおける通電メカニズムの詳細な分析をどのように可能にするかを示します。
重力波と陽子崩壊：GUTへの補完的なウィンドウ
陽子崩壊は、大統一理論（GUT）の喫煙銃の署名です。スーパーカミオカンデによる検索は、GUT対称性の破れのスケールに厳しい制限をもたらしました。大規模な多目的ニュートリノ実験DUNE、ハイパーカミオカンデ、JUNOは、陽子崩壊を発見するか、対称性の破れのスケールを$10^{16}$GeVを超えて押し上げます。GUTの別の考えられる観察結果は、標準モデルゲージグループへのGUTの分割中に生成された宇宙ストリングネットワークの形成です。拡大する宇宙におけるそのようなストリングネットワークの進化は、重力波の確率的背景を生み出します。それは、広い周波数範囲にわたって多くの重力波検出器によってテストされます。$SO（10）$GUT破壊チェーンを決定する際に、陽子崩壊の観測と宇宙ストリングから生成された重力波との間の重要な相補性を示します。そのような観測は、パティサラーム中間対称性または標準$SU（5）\timesU（1）$は、陽子崩壊および宇宙ストリングに関連するエネルギースケールの大きな分離が示されている場合に適しています。
運動ガス宇宙
流体アプローチよりも基本的な多粒子システムの説明は、それらを運動気体と見なすことです。このアプローチでは、システムのプロパティがエンコードされる動的変数は、位置と速度空間におけるガス粒子の分布であり、1粒子分布関数（1PDF）と呼ばれます。ただし、運動ガスの重力場がEinstein-Vlasov方程式を介して導出される場合、ガス粒子の速度分布に関する情報は平均化されるため、失われます。速度分布を十分に考慮して、1PDFから運動気体の重力場を直接導出することを提案します。この洗練されたアプローチは、観測された暗黒エネルギー現象を説明できる可能性があると推測しています。
誘導方程式のための任意の高次スペクトル差法
| Title |
An_arbitrary_high-order_Spectral_Difference_method_for_the_induction_equation |
| Authors |
Maria_Han_Veiga,_David_A_Velasco-Romero,_Quentin_Wenger_and_Romain_Teyssier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13563 |
この論文では、誘導方程式にルンゲクッタ（RK）時間積分を使用した高次不連続ガラーキン（DG）法の3つのバリアントを調べ、磁場の発散のない制約を保存する能力を分析します。発散誤差を定量化するために、グローバルな発散誤差を測定する表面項と、局所的な発散誤差を測定する体積項の両方に基づくノルムを使用します。これにより、ADER時間積分[2]によるスペクトル差（SD）法[1]の修正に基づいて、複数の空間次元における誘導方程式の新しい任意の高次数値スキームを設計することができます。これは、制約付きトランスポート（CT）メソッドの自然な拡張として表示されます。ローカルとグローバルの両方の意味で、構造によって$\nabla\cdot\vec{B}=0$を正確に保持することを示しています。新しい方法を3つのRKDGバリアントと比較し、新しいSD-ADERスキームの磁気エネルギーの進化とソリューションマップが、発散クリーニングを備えたRKDGバリアントと質的に類似していることを示しますが、追加の方程式と追加の要素は必要ありません。発散エラーを制御する変数。[1]LiuY.、VinokurM.、WangZ.J.（2006）非構造化グリッド上の保存則の不連続スペクトル差分法。で：GrothC.、ZinggD.W.（eds）ComputationalFluidDynamics2004.Springer、Berlin、Heidelberg[2]DumbserM.、CastroM.、Par\'esC.、ToroEF（2009）ADERschemesonunstructuredmeshesfornonconservativehyperbolicsystems：Applicationstogeophysicalflows。で：Computers＆Fluids、Volume38、Issue9
磁場に埋め込まれた回転ブラックホールからの荷電粒子の加速
| Title |
Acceleration_of_charged_particles_from_rotating_black_holes_embedded_in_magnetic_fields |
| Authors |
C._H._Coimbra-Ara\'ujo_and_R._C._Anjos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13599 |
この記事の目的は、磁場の存在下で回転する規則的なブラックホールの近くで帯電したテスト粒子の動きを評価することです。オイラー・ラグランジュ運動方程式と有効ポテンシャル法を使用して、赤道面からの運動を特徴付けます。このようなアプローチは、たとえば回転するブラックホールへの降着プロセスを考慮すると、特に重要です。降着に関する一般的な調査では、ほとんどの場合、粒子が赤道面を移動する最も単純なケースに焦点を当てています。ここでは、特定の軌道の周りを最初に移動する粒子が$\theta$方向に沿ったキックによって摂動され、他の可能な軌道を生じさせる可能性があると考えられます。特定の範囲の磁場の大きさで、AGNのまさに中心に超高エネルギー宇宙線が生成される可能性を確認します。これは、近くで衝突する粒子によって超高質量エネルギーが生成される可能性があるためです速く回転するブラックホールの地平線。
冷たい暗黒物質（CDM）に結合されたスカラーフィールド$\phi$の場合、等方宇宙背景の背景と摂動ダイナミクスを研究するための一般的なフレームワークを提供します。ダークエネルギーセクターは、光と同等の重力波の速度を持つHorndeskiラグランジュによって記述されますが、CDMは、数密度$n_c$および4速度$u_c^\mu$によって特徴付けられる完全な流体として扱われます。非常に一般的な相互作用ラグランジアン$f（n_c、\phi、X、Z）$の場合、$f$は$n_c$、$\phi$、$X=-\partial^{\mu}\phi\partial_に依存します{\mu}\phi/2$、および$Z=u_c^{\mu}\partial_{\mu}\phi$を使用すると、ゲージ条件を修正せずに、運動の完全線形摂動方程式を導出できます。構造形成を成功させるための消失するCDM音速を実現するには、相互作用する関数の形式が$f=-f_1（\phi、X、Z）n_c+f_2（\phi、X、Z）$である必要があります。音の水平線の奥深くにあるモードの準静的近似を使用して、CDMとバリオン密度の摂動の有効な重力結合、ならびに重力レンズ効果と弱いレンズ効果ポテンシャルの解析式を取得します。一般的な公式をいくつかの相互作用理論に適用し、多くの場合、準デシッター背景の周りのCDM重力カップリングは、$Z$によって引き起こされる運動量移動により、ニュートン定数$G$よりも小さくなる可能性があることを示します。$f_2$への依存。
超強磁場におけるスピン1/2粒子の運動論
| Title |
Kinetic_theory_for_spin-1/2_particles_in_ultra-strong_magnetic_fields |
| Authors |
Haidar_Al-Naseri,_Jens_Zamanian,_Robin_Ekman_and_Gert_Brodin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13916 |
ゼーマンエネルギーが電子の特徴的な運動エネルギーに近づくと、ランダウ量子化が重要になります。マグネターの近くでは、ゼーマンエネルギーは相対論的でさえあり得ます。ディラック方程式から始め、電子の運動方程式を導き出します。このような超強力で一定の磁場におけるランダウ量子化の現象に焦点を当て、短いスケールの量子現象は無視します。ブラソフ方程式の通常の相対論的ガンマ係数は、スピン状態に応じて、また運動量導関数も含むエネルギー演算子に置き換えられます。さらに、磁場中のエネルギー固有状態がこの演算子の固有関数として計算できることを示します。プラズマ中の静電波の分散関係が計算され、結果の重要性が議論されます。
修正重力に触発された動的暗黒エネルギーの線形摂動スペクトル
| Title |
Linear_perturbations_spectra_for_dynamical_dark_energy_inspired_by_modified_gravity |
| Authors |
Celia_Escamilla-Rivera,_A._Hern\'andez-Almada,_Miguel_A._Garc\'ia-Aspeitia_and_V._Motta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.13957 |
この論文では、最初の重力修正作用原理から生まれ、3つの宇宙論的に実行可能な$f（R）$理論を再現できる特定の修正重力方程式、いわゆるJaime-Jaber-Escamillaを研究します。このEoSは、現在のデータセットによって既に再構築された動的なダークエネルギーの動作を再現するのに適した候補です。バックグラウンドレベルでは、太陽系の制約を満たすために$f（R）$重力に固有の一連の自由パラメーターが選択された制約を提示しますが、その数値フィールドの解に関連する制約は、自由パラメーターとして設定され、直面します。最近のSNeIa、BAO、Hz、およびStrongLensingサンプラー。摂動レベルでは、SDSSおよびSNeIa+IRASデータから$\sigma_8$に取得された値は、1-$\sigma$で、Starobinskyモデルと一致しますが、SDSS-vecから取得された値は、Hu\＆Sawickiと互換性があります。および指数モデル。さらに、$n_s$に関する制約に従って、Hu\＆SawickiモデルとExponentialモデルは$\Lambda$CDM+$\gamma_{p}$モデルを模倣できます。
非順圧電磁流体力学およびトポロジー保存則におけるオイラー変分原理のノーターカレント
| Title |
Noether_Currents_for_Eulerian_Variational_Principles_in_Non_Barotropic_Magnetohydrodynamics_and_Topological_Conservations_Laws |
| Authors |
Asher_Yahalom_and_Hong_Qin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14005 |
理想的な非順圧電磁流体力学（MHD）のオイラー変分原理のNoether電流を導出します。理想的な非順圧MHDは、力線が表面を覆い、変分原理を使用してこの理論を説明できる場合、誘導幾何学的構造を持つ5関数場理論と数学的に同等であることを以前に示しました。ここでは、流れのさまざまな対称性を使用して、導出されたNoether電流を通じて運動のトポロジー定数を導出し、非順圧MHDに対するそれらの影響を説明します。
二元ブラックホールの重力波探索に対する離心率の影響：高質量の場合
| Title |
Impact_of_eccentricity_on_the_gravitational_wave_searches_for_binary_black_holes:_High_mass_case |
| Authors |
Antoni_Ramos-Buades,_Shubhanshu_Tiwari,_Maria_Haney_and_Sascha_Husa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14016 |
高密度の恒星環境での動的相互作用による恒星質量のバイナリーブラックホールの形成の可能性は、地上の重力波検出器の周波数帯域で無視できない偏心を持つバイナリーの存在を予測します。測定可能な軌道偏心を伴うバイナリブラックホールの合併の検出は、この形成チャネルの存在を検証します。LIGO-Virgoデータのマッチドフィルター重力波検索で現在使用されている波形テンプレートは、偏心バイナリブラックホールの検出効率を低下させると予想される偏心の影響を無視します。一方、コヒーレントなモデル化されていない重力波検索の感度（信号モデルについての最小限の仮定）は、かなり大きな軌道偏心の存在によってもほとんど影響を受けないことが示されています。このホワイトペーパーでは、最近LIGOとVirgoが2回目の観測実行（O2）でバイナリブラックホールを検索するために使用した2つの最先端の検索アルゴリズムのパフォーマンスを比較し、数値相対性シミュレーションを注入して検索感度を定量化します。スパイラルマージャーリングダウン偏心波形のO2LIGOデータへの変換。私たちの結果は、パラメーターの高チャープ質量（$>20M_{\odot}$）と低偏心領域（$e_{30Hz}<0.3$）について、マッチドフィルター検索PyCBCがモデル化されていない検索cWBよりも優れていることを示していますスペース。一方、中程度の離心率と低いチャープ質量の場合、モデル化された検索はモデル化された検索よりも感度が高くなります。
表面操作のSuperCDMS単一電荷高感度検出器からの低質量の遺物暗黒物質候補に関する制約
| Title |
Constraints_on_low-mass,_relic_dark_matter_candidates_from_a_surface-operated_SuperCDMS_single-charge_sensitive_detector |
| Authors |
SuperCDMS_Collaboration:_D.W._Amaral,_T._Aralis,_T._Aramaki,_I.J._Arnquist,_E._Azadbakht,_S._Banik,_D._Barker,_C._Bathurst,_D.A._Bauer,_L.V.S._Bezerra,_R._Bhattacharyya,_T._Binder,_M.A._Bowles,_P.L._Brink,_R._Bunker,_B._Cabrera,_R._Calkins,_R.A._Cameron,_C._Cartaro,_D.G._Cerde\~no,_Y.-Y._Chang,_R._Chen,_N._Chott,_J._Cooley,_H._Coombes,_J._Corbett,_P._Cushman,_F._De_Brienne,_M._L._di_Vacri,_M.D._Diamond,_E._Fascione,_E._Figueroa-Feliciano,_C.W._Fink,_K._Fouts,_M._Fritts,_G._Gerbier,_R._Germond,_M._Ghaith,_S.R._Golwala,_H.R._Harris,_N._Herbert,_B.A._Hines,_M.I._Hollister,_Z._Hong,_E.W._Hoppe,_L._Hsu,_M.E._Huber,_V._Iyer,_D._Jardin,_A._Jastram,_M.H._Kelsey,_A._Kubik,_N.A._Kurinsky,_R.E._Lawrence,_A._Li,_B._Loer,_E._Lopez_Asamar,_P._Lukens,_D._MacDonell,_D.B._MacFarlane,_R._Mahapatra,_V._Mandic,_et_al._(56_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14067 |
この記事では、第2世代のSuperCDMS高電圧eV解像度検出器を使用して、電子から非弾性的に散乱する明るい暗黒物質、および暗い光子とアキシオンのような粒子の吸収に対する分析と結果の制限について説明します。0.93グラムのSi検出器は、3eVのフォノンエネルギー分解能を達成しました。100Vの検出器バイアスの場合、これは単一の電子と正孔のペアの3％の電荷分解能に対応します。エネルギースペクトルは、地上の実験室で得られた1.2グラム日でのブラインド分析から報告されています。ダークマター信号モデルに電荷キャリアトラッピングとインパクトイオン化の効果が組み込まれているため、ダークマターの電子断面積$\bar{\sigma}_{e}$は、0.5〜$10^{4}のダークマターの質量に対して制限されます$MeV$/c^{2}$;1.2--50eV$/c^{2}$の質量範囲では、暗い光子の運動学的混合パラメーター$\varepsilon$および軸電気結合定数$g_{ae}$が制約されています。上記の質量範囲内の最小90％信頼レベルの上限は$\bar{\sigma}_{e}\、=\、8.7\times10^{-34}$cm$^{2}$、$です。\varepsilon\、=\、3.3\times10^{-14}$、および$g_{ae}\、=\、1.0\times10^{-9}$。
非標準スカラー場によるインフレ再訪
変形された急勾配の指数ポテンシャルを適用することにより、非標準スカラー場でのインフレを再考します。結果のシナリオは、インフレ観測量、特に観測値との顕著な一致で、スカラースペクトルインデックスとテンソル対スカラー比につながる可能性があることを示します。さらに、シナリオの重要な利点は、非正規性の指数とスケール、および潜在的な指数とスケールなどの必要なパラメーター値が不自然な値を取得する必要がないため、理論的な正当性を受け入れることができることです。したがって、代替スキームに関して大幅な改善が得られ、データによりよく適合するモデルパラメーター間の明確な相関関係が示されます。これは、将来のプローブでテストできます。観察効率と理論的正当化のこの組み合わせにより、手元にあるシナリオはインフレを説明するのに適した候補になります。
非線形摂動による緊急重力
現在のところ、文献で利用可能なすべてのアナログ重力モデルは、遷音速流体の線形摂動のみによる音響形状の出現を扱っています。アナログ重力現象が単に線形摂動の結果なのか、それとも不均一、非粘性、非回転流体の任意の摂動の一般的な特性なのかは、これまで調査されていません。現在の研究では、文献で初めて、高次の非線形摂動によって音響時空が形成される可能性があることを実証し、アナログ重力現象が以前考えられていたものよりもかなり一般的であることを証明します。球体降着天体物理学システムを自然の古典的なアナログ重力モデルと見なし、そのような降着流の非線形摂動を任意の順序で調査するための形式を開発します。私たちの反復的なアプローチには、流体の質量降着率と密度の連立方程式が含まれます。特に、質量降着率の波動方程式には、すべての次数に摂動的に構築できる音響メトリックが含まれることを示しています。主要な遷音速ボンディ流れ解に関する結合方程式を数値的に解きます。この分析では、元の摂動されていない値に設定された境界条件を使用し、質量降着率摂動の時間依存性を指数関数的に減衰させます。摂動された解は、メトリックの2次以上の摂動が一般に元の音響ホライズンを振動させ、サイズを変化させることを示しています。この現象を詳しく説明し、降着流の非線形摂動への影響を一般的に説明します。
スケール不変の2つの測定理論における瞬間予熱
| Title |
Instant_preheating_in_a_scale_invariant_two_measures_theory |
| Authors |
Eduardo_I._Guendelman,_Ramon_Herrera_and_Pedro_Labrana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14151 |
スケール不変2測度理論の枠組みでの瞬間予熱メカニズムが研究されています。この理論における宇宙の再加熱に対する別の可能な解決策として、このメカニズムを非振動インフレモデルに導入します。このフレームワークでは、モデルに2つのスカラー物質フィールドが含まれていると見なします。1つ目はスケール変換で変換するディラトンフィールドであり、2つ目はインフレーションを駆動するフィールドであり、2つ目はスカラーフィールドと相互作用するスカラーフィールドです。効果的な可能性を介して膨らませます。この相互作用の項を仮定することにより、インフレートンと相互作用するフィールドの有効質量の領域に従って、粒子の即時放射または崩壊のシナリオが得られます。また、スケール不変の湯川相互作用を検討し、物理的なアインシュタインフレームへの遷移を実行した後、2つのフェルミオンに入るスカラーフィールドから減衰率の式を取得します。さらに、特定の減衰率から、モデルに関連付けられた結合パラメーターのさまざまな制約と境界が見つかります。
暗黒物質散逸性自己相互作用の後に付着した太陽の周りのコンパクトハロー
暗黒物質粒子が散逸性の自己散乱により減速できる場合、構造形成を加速するために銀河スケールで沈むことを除いて、それは太陽などの局所天体に付着し、コンパクトなハローを形成することもあります。いくつかの単純化された仮定で、楕円軌道の分配関数に基づいてボルツマン方程式セットを作成し、それを降着プロセスのために数値的に解きます。軌道を回る暗黒物質粒子が太陽の周りにハローを形成し、密度プロファイルが広い範囲の半径で$r^{-1.6}$に比例するようにうまく適合していることがわかります。地球の周りでは、このような局所的なハローの寄与は常に銀河成分の数桁下ですが、太陽を中心とする非常に小さな領域では、暗黒物質の粒子がバックグラウンドの銀河成分よりも数桁大きいハロー密度をもたらします。減速速度が小さく、断面積が大きいパラメーター領域。これは、現在の制約と依然として一致しています。著しく強化された密度を持つこのような潜在的な暗黒物質局所ハローは、対応するチャネルが存在する場合、暗黒物質間接検出の非常に興味深いソースになります。例として、太陽方向のガンマ線スペクトルの可能性について少し詳しく説明します。
