EDGES 21-cm信号に照らした宇宙の夜明けの間の原始磁場
| Title |
Primordial_magnetic_fields_during_the_cosmic_dawn_in_light_of_EDGES_21-cm_signal |
| Authors |
Ankita_Bera,_Kanan_K._Datta,_Saumyadip_Samui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14206 |
原始磁場（PMF）とその進化を暗黒時代とEDGES21cm信号に照らして宇宙の夜明けの間に制約する見通しを研究します。私たちの分析は、EDGES信号を解釈するための有望な手段の1つである「より冷たいIGM」の背景で行われました。過剰な冷却のために、暗黒物質とバリオンの相互作用を考慮します。より低温のIGMは、残留自由電子率と、イオン化コンポーネントと中性コンポーネント間の結合係数の両方を抑制することがわかります。コンプトン加熱は、より低温のIGMバックグラウンドでも影響を受けます。その結果、PMFによるIGM加熱率は、標準シナリオと比較して向上します。したがって、$B_0\lesssim0.5\、{\rmnG}$の場合、磁気エネルギーのかなりの部分がIGMに転送され、磁場は単純な$（1+z）に比べてはるかに速い速度で減衰します暗黒時代と宇宙の夜明けの間の^2$スケーリング。この低いPMFは、より低い赤方偏移でのEDGES吸収信号の上昇を説明する可能性が低い候補です。また、PMFとDMバリオンの相互作用により、IGM温度の赤方偏移の進化にプラトーのような機能が導入されることもわかります。PMFの上限は、基になるDMバリオン相互作用に依存することがわかります。相互作用断面積が高い場合、および/またはDM粒子質量が小さい場合は、より高いPMFが許容されます。私たちの研究は、標準モデルでは除外されている、$B_0$が$\sim0.4\、{\rmnG}$までのPMFが、適切な断面積およびDM質量とのDMバリオン相互作用の場合に許可できることを示しています。考えられている。
KiDS-1000、BOSS、2dFLenSでgalaxy-galaxyレンズ効果とクラスタリング振幅を使用して重力をテストする
| Title |
Testing_gravity_using_galaxy-galaxy_lensing_and_clustering_amplitudes_in_KiDS-1000,_BOSS_and_2dFLenS |
| Authors |
Chris_Blake,_Alexandra_Amon,_Marika_Asgari,_Maciej_Bilicki,_Andrej_Dvornik,_Thomas_Erben,_Benjamin_Giblin,_Karl_Glazebrook,_Catherine_Heymans,_Hendrik_Hildebrandt,_Benjamin_Joachimi,_Shahab_Joudaki,_Arun_Kannawadi,_Konrad_Kuijken,_Chris_Lidman,_David_Parkinson,_HuanYuan_Shan,_Tilman_Tr\"oster,_Jan_Luca_van_den_Busch,_Christian_Wolf,_Angus_H._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14351 |
宇宙スケールでの重力の物理学は、大規模構造の組み立て速度と、この宇宙ウェブを通る背景光の重力レンズ効果の両方に影響を与えます。これらの異なる観測シグネチャの振幅を比較することにより、一般相対性理論をその潜在的な変更と区別できるテストを構築できます。最も正確な既存の振幅比テストを実行するために、重なり合う銀河分光赤方偏移調査BOSSと2dFLenSと組み合わせて、キロ度数調査、KiDS-1000からの最新の弱い重力レンズ効果データセットを使用します。100Mpc/hまでの投影スケールで、0.2<z<0.7の範囲の5つのdz=0.1トモグラフィック赤方偏移ビンで、15〜20％のエラーがある関連するE_G統計を測定します。これらの測定のスケール非依存性と赤方偏移依存性は、物質密度Omega_m=0.27+/-0.04の宇宙における一般相対性理論の理論的期待と一致しています。ソースフォトメトリック赤方偏移エラーの影響を修正するためのスキームを含む、さまざまな分析の選択に対して結果がロバストであることを示し、角度と投影された銀河銀河のレンズ統計のパフォーマンスを比較します。
強力な重力レンズの高解像度宇宙シミュレーション
| Title |
A_high-resolution_cosmological_simulation_of_a_strong_gravitational_lens |
| Authors |
Jack_Richings,_Carlos_Frenk,_Adrian_Jenkins_and_Andrew_Robertson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14495 |
銀河形成のEAGLEモデルを使用して実行された10^14Msun銀河グループとその環境（ビリアル半径の10倍まで）の宇宙流体力学シミュレーションを提示します。ガスの計算とは関係なく暗黒物質計算の解像度を上げるための新しい手法を利用して、シミュレーションは、質量5x10^6Msunの暗黒物質ハローとサブハローを解決します。したがって、コールドダークマターモデルの強力なレンズテストで対象となるハローとサブハローの量と特性を研究するのに役立ちます。ハローとサブハローの質量関数を推定し、シミュレーションにバリオンを含めることと環境の両方によってそれらがどのように影響を受けるかについて説明します。流体力学シミュレーションでは、ハローとサブハロの質量関数の振幅が、暗黒物質のみの場合よりも小さいことがわかります。これは、再イオン化と銀河風によるガスの初期損失による流体力学シミュレーションでのハローの成長の減少を反映しています銀河。ハローの分布は非常に異方性であり、クラスターへの質量付着のフィラメント特性を反映しています。その結果、見る方向によって構造の数に大きな変動があります。投影で見たとき、ハローの中心付近の構造の中央値は、バリオンが含まれている場合、2分の1に減少します。
苛性境界による暗黒物質ハローの特定
暗黒物質密度は、暗黒物質シートが位相空間で折りたたむ苛性面の位置で形式的に無限です。コースティクスは、ストリームの数が異なるマルチストリーム領域を分離します。ボリュームエレメントは、苛性アルカリステージを通過するときに裏返しになることにより、パリティを変更します。メジャーゼロ構造であるため、物質密度フィールドによるコースティクスの識別は、通常、細粒度シミュレーションに限定されます。代わりに、ラグランジュサブ多様体x（q、t）の三角測量を使用して、コースティクスを直接識別するために、一般的な純粋に幾何学的なアルゴリズムを使用できます。コースティクスサーフェスは、シミュレーションのパーティクルを頂点とする三角形のセットで近似されます。暗黒物質ハローを見つけることは、その最凸状のコースティックスを構築することによって非常に実現可能であることが示されています。境界のジオメトリに関するより具体的な仮定も、アドホックパラメータも必要ありません。私たちの理想化された、しかし間違いなく一般的なシミュレーションのハロー境界は、球形でも楕円体でもありませんが、かなり非対称です。個々の粒子とハロー全体の運動エネルギーとポテンシャルエネルギーを分析し、2次元の位相空間を調べると、ハローが重力によって束縛されていることがわかりました。
シミュレーションによるCMB-lensing由来の銀河団質量測定の統計の定量化
| Title |
Quantifying_the_statistics_of_CMB-lensing-derived_galaxy_cluster_mass_measurements_with_simulations |
| Authors |
\'I\~nigo_Zubeldia_and_Anthony_Challinor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14607 |
CMBレンズは、銀河団の質量分析に使用できる、銀河団の質量を測定するための有望で新しい方法です。そのような測定で得られた観測可能な銀河団の質量の統計を理解することは、後続の分析でそれらを使用しても結果に偏りが生じない場合に不可欠です。N体シミュレーションから得られた模擬観測で、プランクのような実験で観測可能なCMBレンズ銀河クラスターの質量の統計情報を調べます。次の2つの異なるアプローチに関連する、この観測可能な値に関連するバイアス、固有の散乱、および対数正規性からの偏差を定量化します。相関のない大規模構造も考慮されます。地上ベースの大口径望遠鏡で得られた現在の調査結果など、より高い角度分解能とより低いノイズレベルの実験で結果がどのように変化するかについて簡単に説明します。
DEAP-3600検出器を使用した、運動学的に異なるハロー下部構造が存在する場合の暗黒物質と核子の有効な結合に対する制約
| Title |
Constraints_on_dark_matter-nucleon_effective_couplings_in_the_presence_of_kinematically_distinct_halo_substructures_using_the_DEAP-3600_detector |
| Authors |
P._Adhikari,_R._Ajaj,_C._E._Bina,_W._Bonivento,_M._G._Boulay,_M._Cadeddu,_B._Cai,_M._C\'ardenas-Montes,_S._Cavuoti,_Y._Chen,_B._T._Cleveland,_J._M._Corning,_S._Daugherty,_P._DelGobbo,_P._Di_Stefano,_L._Doria,_M._Dunford,_A._Erlandson,_S._S._Farahani,_N._Fatemighomi,_G._Fiorillo,_D._Gallacher,_E._A._Garc\'es,_P._Garc\'ia_Abia,_S._Garg,_P._Giampa,_D._Goeldi,_P._Gorel,_K._Graham,_A._Grobov,_A._L._Hallin,_M._Hamstra,_T._Hugues,_A._Ilyasov,_A._Joy,_B._Jigmeddorj,_C._J._Jillings,_O._Kamaev,_G._Kaur,_A._Kemp,_I._Kochanek,_M._Ku\'zniak,_M._Lai,_S._Langrock,_B._Lehnert,_N._Levashko,_X._Li,_O._Litvinov,_J._Lock,_G._Longo,_I._Machulin,_A._B._McDonald,_T._McElroy,_J._B._McLaughlin,_C._Mielnichuk,_J._Monroe,_G._Olivi\'ero,_S._Pal,_S._J._M._Peeters,_V._Pesudo,_M.-C._Piro,_T._R._Pollmann,_E._T._Rand,_C._Rethmeier,_et_al._(20_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14667 |
DEAP-3600は、SNOLAB（カナダ、サドベリー）にある、弱く相互作用する質量粒子（WIMP）を直接検出することを目的とした単相液体アルゴン検出器です。運用の最初の年に取得したデータを分析した後、ヌル結果を使用して、WIMP核子のスピンに依存しないアイソスカラー断面に上限を設定しました。この研究は、この結果を非相対論的有効場理論フレームワーク内で再解釈し、さらに局所的な暗黒物質ハローのさまざまな可能な下部構造がこれらの制約にどのように影響するかを調べます。そのような下部構造は、ガイア衛星や他の最近の天文調査によって観測された局部恒星分布の運動学的構造によって示唆されています。これらには、ガイアソーセージ（またはエンケラドス）だけでなく、最近の研究で特定されたいくつかの異なるストリームが含まれます。有効な接触相互作用演算子$\mathcal{O}_1$、$\mathcal{O}_3$、$\mathcal{O}_5$、$\mathcal{O}_8$、および$\mathcal{O}_{11}$、アイソスカラー、アイソベクトル、ゼノンフォビックのシナリオ、およびミリチャージ、磁気双極子、電気双極子、アナポール相互作用に対応する特定の演算子を考慮。これらの各演算子に対するハロー部分構造の影響も調査され、$\mathcal{O}_5$および$\mathcal{O}_8$演算子は、上記の暗黒物質の質量であっても、速度分布に特に敏感であることを示しています100GeV/$c^2$。
局所原始非ガウス性と超標本分散
| Title |
Local_Primordial_Non-Gaussianities_and_Super-Sample_Variance |
| Authors |
Emanuele_Castorina_and_Azadeh_Moradinezhad_Dizgah |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14677 |
銀河サーベイのボリュームよりも大きい波長の変動は、サーベイ自体の銀河パワースペクトルの測定に影響します。局所的な原始非ガウス分布（PNG）が存在する場合、スーパーサンプルの物質密度と潮汐変動に加えて、大規模な重力ポテンシャルが観測されたパワースペクトルの変調を引き起こします。この作業では、確率的寄与を完全に説明する、長波長の重力ポテンシャルの存在に対する赤方偏移空間銀河パワースペクトルの応答を初めて計算することにより、この変調を調査します。バイアストレーサーの場合、密度、速度、重力場の小規模な変動、後者はスケール依存バイアス演算子による重力変動、および大規模な重力ポテンシャルの間の結合により、新しい応答関数が発生します。ローカルサンプルの原始バイスペクトル$f_{\rmNL}^{\rmloc}$の振幅の測定に対するスーパーサンプルモードの影響を調査し、信号と変調の両方の変調を考慮しますロングモードによる銀河パワースペクトルの共分散。DESIに似た調査仕様を考慮すると、ほとんどの場合、スーパーサンプルモードでは制約がほとんどまたはまったく劣化せず、実際には$f_{\rmNL}^{\rmloc}$のエラーバーを（10-30）\％、バイアスパラメータに関する外部情報が利用可能な場合。
Ho \ v {r} ava重力に対する宇宙論的制約は、GW170817とGRB170817A、および大規模なニュートリノの縮退に照らして修正されました
| Title |
Cosmological_constraints_on_Ho\v{r}ava_gravity_revised_in_light_of_GW170817_and_GRB170817A_and_the_degeneracy_with_massive_neutrinos |
| Authors |
Noemi_Frusciante,_Micol_Benetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14705 |
Ho\v{r}ava重力の宇宙論的境界を、GW170817とGRB170817Aからの重力波の伝播速度に対する厳しい制約を考慮に入れて修正します。これに照らして、大規模なニュートリノとHo\v{r}ava重力の間の縮退も調査します。重力波の内腔伝播が大規模な宇宙マイクロ波背景（CMB）放射温度異方性を抑制し、大量のニュートリノの存在がこの効果を高めることを示します。反対に、大きなニュートリノ質量は、レンズ効果、物質、および原始のBモードパワースペクトルにおけるHo\v{r}ava重力によって引き起こされた修正を補償できます。別の縮退は、理論的なレベルで、テンソルとスカラーの比$r$と大規模なニュートリノの間、およびモデルのパラメーターで見られます。CMB、超新星タイプIa（SNIa）、銀河クラスタリング、弱い重力レンズ効果測定を使用して、これらの影響を分析し、そのような縮退がどのように削除されるかを示します。モデルのパラメーターが一般相対性理論の制限に非常に近くなるように制約されていることがわかり、ビッグバン元素合成制約に関して、ニュートンの重力定数からの有効重力定数の偏差について、2桁の改善された上限が得られます。。逸脱情報基準は、Ho\v{r}ava重力では、CMBデータのみが考慮される場合、$\Sigmam_\nu>0$が優先されるのに対し、すべてのデータセットの共同分析では、ニュートリノ質量がゼロであることを推奨します。
偏心デブリリングの予想外の狭さ：原始惑星系円盤相の間の偏心の兆候
| Title |
The_unexpected_narrowness_of_eccentric_debris_rings:_a_sign_of_eccentricity_during_the_protoplanetary_disc_phase |
| Authors |
Grant_M._Kennedy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14200 |
この論文は、FomalhautとHD202628の星の周りに見られる偏心デブリリングが、標準の偏心惑星摂動シナリオ（「ペリセンターグロー」と呼ばれることもあります）で予想されるよりも狭いことを示しています。標準シナリオでは、半長軸$a$に最初は円形で狭い帯状の微惑星を配置します。その偏心は、偏心惑星からの永年の摂動によってガスディスクが分散した後に$e_f$に増加し、幅$2の帯になります。ae_f$。このシナリオのマイナーな変更では、微惑星が最初に偏心している場合、狭いベルトが発生する可能性があります。これは、ガスに富む原始惑星系円盤相の初期の惑星の摂動に起因する可能性があります。ただし、原始的な離心率は、惑星を必要とせずに、ディスクの離心率を増加させる不安定性によって引き起こされる可能性もあります。これらのシナリオが原始惑星系円盤内で検出可能な偏心環を生成するかどうかは不明ですが、それでも原始惑星系円盤内のガスが分散する前に狭い偏心惑星環が存在するはずであると予測しています。PDS70は、偏心デブリリングシステムの前駆体である非対称原始惑星系円盤をホストするシステムとして注目されています。
太陽のような星とM-矮星の周りの温帯惑星上の水生生物圏
酸素の光合成に依存する水生生物圏は、炭素固定（すなわち、有機化合物の生合成）に関する限り、大規模な海洋を有する地球のような惑星で重要な役割を果たすことが期待されています。太陽のような星と後期型M矮星のようなTRAPPIST-1などを周回する居住可能な岩石惑星の地球のような生物相を構成する水生生物圏の特性を調査します。特に、主要な環境変数である周囲の海洋温度（$T_W$）とともにこれらの特性がどのように変化するかを推定します。光合成ゾーンの深さや正味の一次生産性（つまり、炭素固定の有効率）など、多くの顕著な特性が$T_W$に敏感であり、海水温が上昇するにつれて最終的に大幅に低下することを示しています。最後に、過去と未来の地球、およびM-矮星を周回する太陽系外惑星に対する分析の影響について説明します。
低温、乾燥、風、UV照射-オホスデルサラド火山（チリ、アンデス山脈）の火星関連条件の調査
| Title |
Cold,_dry,_windy,_and_UV_irradiated_--_surveying_Mars_relevant_conditions_in_Ojos_del_Salado_Volcano_(Andes_Mountains,_Chile) |
| Authors |
\'A._Kereszturi,_J._Aszal\'os,_Zs._Heiling,_Zs._Kapui,_Cs._Kir\'aly,_Sz._Le\'el-\"Ossy,_B._Nagy,_Zs._Nemerk\'enyi,_B._P\'al,_\'A._Skult\'eti,_Z._Szalai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14450 |
今週のアストロバイオロジーの特集論文では、チリ北部のアタカマ砂漠の前のアンデス山脈にあるオホスデルサラド火山の特徴と将来の探査の可能性について概説しています。他と比較したこのサイトの主な利点は、強力な紫外線放射、永久凍土の存在、および乾燥した地形内の地熱活動の組み合わせです。限られた雪のイベントと風の相互作用により、乾燥した土壌表面の下に雪のパッチが埋められます。これにより、日中のみ流れる一時的な水流が発生します。これまでに報告された地下温度監視システムが最も高いこの火山では、永久凍土層の季節的な融解に続いて、急速な浸透イベントが発生します。これは、これらの土壌の多孔性が高いためです。結果は強風によって形作られた地形です。このサイトでは、温泉と湖（後者は氷が溶けることから生じる）の両方が生息地を提供しています。火山活動によって加熱された6480mの高さの湖は、好冷菌を含む多くの異なる微生物種を含む暖かい堆積物と冷たい堆積物の両方を示しています。永久凍土が溶ける場所では、融解池がバクテロイデスとプロテオバクテリアの集団によって支配されている5900mで形成されていますが、池の堆積物と永久凍土自体では、アシドバクテリア、アクチノバクテリア、バクテロイデテス、パテシバクテリア、プロテオバクテリア、およびベルコミクロビアが豊富です。次に、噴気孔は好酸性鉄酸化剤および鉄還元種の存在を示します。オホスデルサラドで報告された極端な状況にもかかわらず、このサイトには簡単にアクセスできます。
| Title |
Mineral_cloud_and_hydrocarbon_haze_particles_in_the_atmosphere_of_the_hot_Jupiter_JWST_target_WASP-43b |
| Authors |
Ch._Helling,_Y._Kawashima,_V._Graham,_D._Samra,_K._L._Chubb,_M._Min,_R._Water,_V._Parmentier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14595 |
軌道周期が短く、潮汐ロックされているため、WASP-43bはJWST観測の理想的な候補になります。軌道全体の位相曲線観測は、惑星全体の大気構造のマッピングを可能にします。観測の異なる波長により、異なる大気の深さを見ることができます。JWSTの今後の解釈とフォローアップデータを準備するために、WASP-43bで形成される可能性のある雲の詳細への洞察を提供します。3DGCMの結果を、鉱物雲粒子の速度論的非平衡モデルの入力として、および光化学的に駆動される炭化水素ヘイズ成分を研究するための速度論モデルの入力として利用します。WASP-43bの大気中にミネラル凝縮シードが形成されます。これは、WASP-18bやHAT-P-7bなどの超高温木星とはまったく対照的です。昼間は、匹敵する量の炭化水素ヘイズ粒子に加えて、数は多いものの大きなミネラル雲粒子で満たされています。光化学的に駆動される炭化水素ヘイズは昼側に現れますが、夜側の雲の形成には寄与しません。熱力学的条件の変化により、幾何学的な雲の広がりは世界中で異なります。昼と夜は圧力計の高さが6000km異なります。他の惑星で報告されているように、C/Oは大気全体で一定ではありません。H2が優勢なWASP-43bでは、平均分子量はほぼ一定です。WASP-43bは、大気中に均一に分布していない雲に完全に覆われていると予想されます。昼間とターミネーターの雲は、サイズと組成が局所的に変化する鉱物粒子と、炭化水素ヘイズの組み合わせになります。炭化水素ヘイズの光学的深さは鉱物雲粒子のそれよりもかなり低く、WASP-43bの波長依存の半径測定は鉱物雲粒子によって決定されますが、ヘイズによっては決定されません。
MaB $ \ mu $ lS-2：大規模調査時代の高精度マイクロレンズモデリング
| Title |
MaB$\mu$lS-2:_high-precision_microlensing_modelling_for_the_large-scale_survey_era |
| Authors |
David_Specht,_Eamonn_Kerins,_Supachai_Awiphan,_Annie_C._Robin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14668 |
銀河系マイクロレンズデータセットは$10^4$以上のイベントで構成され、ベラルービン天文台（旧LSST）やナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡（旧WFIRST）などの施設で行われる次世代マイクロレンズ調査の登場により、この数は大幅に増加します。そのため、有限光源効果やレンズ光源の相対的な適切な動きなど、測定可能なより高次の情報を持つイベントの割合も同様です。このようなデータを分析するには、より洗練された銀河マイクロレンズモデリングアプローチが必要です。新しい第2世代のマンチェスターブザン\c{c}マイクロレンズシミュレータ（MaB$\mu$lS-2）を発表します。これは、良好な合意を提供する人口合成銀河モデルのブザン\c{c}のバージョンを使用しています。HSTによってバルジに向かって観測された恒星の運動学。MaB$\mu$lS-2は、いくつかの光学パスから近赤外線パスバンドの銀河バルジの400平方度の領域に向けて、マイクロレンズの光学深度、レート、平均タイムスケールの高忠実度信号対ノイズ制限マップを提供します。マップは、未解決の恒星の背景と、四肢が暗くなったソースプロファイルを完全に考慮します。MaB$\mu$lS-2と効率補正済みのOGLE-IV8,000イベントサンプルを比較すると、MaB$\mu$lSの以前のバージョンよりもはるかに改善された一致が示され、OGLEの小規模な構造的特徴のマッチングにも成功しています-IVイベントレートマップ。ただし、発生源ごとのイベント率には小さな過小予測があり、タイムスケールには過大予測があるという証拠が残っています。MaB$\mu$lS-2はオンラインで入手可能（\<www.mabuls.net>）で、ユーザーが指定した調査の大きさ、イベントのタイムスケール、相対的な適切な動きのカットをオンザフライで提供します。
ガイアケプラーステラプロパティカタログ。 II。恒星の質量と年齢の関数としての惑星半径人口統計
| Title |
The_Gaia-Kepler_Stellar_Properties_Catalog._II._Planet_Radius_Demographics_as_a_Function_of_Stellar_Mass_and_Age |
| Authors |
Travis_A._Berger,_Daniel_Huber,_Eric_Gaidos,_Jennifer_L._van_Saders,_Lauren_M._Weiss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14671 |
太陽系外惑星の研究には、大きなサンプルと太陽系外惑星のホスト星に対する正確な制約が必要です。BergerらによるGaiaDataRelease2を使用して導出された均一なケプラー恒星特性の使用。（2020）、私たちはケプラー惑星半径と入射フラックスを再計算し、恒星の質量と年齢でそれらの分布を調査します。惑星半径谷の恒星質量依存性を$d\logR_{\mathrm{p}}$/$d\logM_\star=0.26^{+0.21}_{-0.16}$と測定し、光蒸発（$0.24-0.35$）とコア駆動質量損失（0.33）の両方で予測される勾配。また、半径谷にまたがる惑星個体群の恒星の年齢依存性の最初の証拠も見つかりました。具体的には、スーパーネプチューン（$1-1.8\mathrm{R_\oplus}$）からサブネプチューン（$1.8-3.5\mathrm{R_\oplus}$）への割合が若いときに$0.61\pm0.09$から増加することを確認します半径谷を形成するメカニズムがGyrタイムスケールで動作するというコア駆動の質量損失による予測と一致して、年齢（<1Gyr）から$1.00\pm0.10$まで（>1Gyr）高温の超地球「砂漠」（$2.2<R_{\mathrm{p}}<3.8\mathrm{R_\oplus}$、$F_{\mathrm{p}}>650\mathrm内の惑星の存在を確認します{F_\oplus}$）これらの惑星が、同様の入射フラックスで他の惑星と比較して、より進化した星を優先的に周回していることを示します。さらに、クールな（$F_{\mathrm{p}}<20\mathrm{F_\oplus}$）膨張木星の候補を特定し、居住可能ゾーン候補の改訂リストを提示し、単一および複数通過惑星システムは、統計的に区別できません。
偏心円周円盤における流体力学的乱流とその円周惑星のその場形成への影響
| Title |
Hydrodynamical_turbulence_in_eccentric_circumbinary_discs_and_its_impact_on_the_in_situ_formation_of_circumbinary_planets |
| Authors |
Arnaud_Pierens,_Colin_P._McNally,_Richard_P._Nelson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14693 |
偏心気体ディスクは、慣性重力波とディスクの偏心モードの間の共鳴相互作用を含むパラメトリック不安定性に対して不安定です。内部空洞を形成し、中央のバイナリとの相互作用を通じて偏心になる非粘性の円板の3Dグローバル流体力学シミュレーションを提示します。パラメトリック不安定性が増大し、乱流を生成します。乱流は、応力パラメーター$\alpha\sim5\times10^{-3}$を距離$\lesssim7\;a_{bin}$で伝達します。ここで、$a_{bin}$バイナリの準主軸です。垂直乱流拡散は、$\alpha_{diff}\sim1-2\times10^{-3}$に対応する速度で発生します。小石の垂直沈降、および埋め込まれた惑星による小石の付着率に対する乱流拡散の影響を調べます。定常状態では、ストークス数${\itSt}\lesssim0.1$のダスト粒子は、有限の厚さ$H_d\gtrsim0.1H$の層を形成します。$H$はガススケールの高さです。ペブルの降着効率は、$r_{acc}/H_d$の係数で減少します。ここで、$r_{acc}$は層流ディスクの速度と比較して降着半径です。$m_p\lesssim0.1\を使用してコア質量を計算する場合。M_\oplus$、${\itSt}\gtrsim0.5$のパーティクルの小石付着も、乱気流によって誘発される速度キックのために減少します。これらの効果が組み合わさって、重要なガスの降着が発生する可能性がある場合に、セレスの物体が小石分離塊まで成長するのに必要な時間が、通常のディスクの寿命よりも長くなります。したがって、ケプラーミッションによって発見された、中央のバイナリシステムの近くを周回する周囲惑星の起源は、ストリーミングの不安定性と小石の付着の組み合わせを引き起こすその場モデルを使用して説明することは困難です。
HIの超拡散銀河を体系的に測定する：パイロット調査の結果
| Title |
Systematically_Measuring_Ultra_Diffuse_Galaxies_in_HI:_Results_from_the_Pilot_Survey |
| Authors |
Ananthan_Karunakaran,_Kristine_Spekkens,_Dennis_Zaritsky,_Richard_Donnerstein,_Jennifer_Kadowaki,_and_Arjun_Dey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14202 |
体系的に測定された超拡散銀河調査（SMUDGes）からのComa地域での70の光学的に検出されたUDG候補のロバートC.バードグリーンバンク望遠鏡（GBT）を使用した中性水素（HI）観測を提示します。18のターゲットでHIを検出し、9がガスに富むUDGであり、残りが前景の小人であることを確認します。HIで検出されたUDGはいずれもComaクラスターのメンバーではなく、1つを除くすべてが低密度環境にあります。私たちの深いSMUDGesイメージングでは、HIで検出されたUDGは青く、HIで検出されない赤く滑らかな候補よりも不規則な形態を持っています。光学色と形態の組み合わせは、どちらのパラメーターのみよりもガスの豊富さのより良い予測因子です。SMUDGesイメージングでは、ガスに富むUDGと前景の小人の間に視覚的な違いはほとんどなく、距離を区別するために距離が必要です。UDGのガスの豊富さ$（M_{HI}/M_{*}）$は、2つの恒星の質量ビン内の有効半径（$R_{eff}$）でスケーリングされ、次の星形成フィードバックモデルからの予測と一致していることがわかります。UDGの形成。光学的傾斜を使用して、測定されたHI線幅から回転速度（$V_{rot}$）を推定すると、UDGの7/9はバリオンタリーフィッシャー関係（BTFR）から逸脱します。ただし、投影されたディスクジオメトリの小さな変更は、滑らかなフォトメトリックモデルを適用して固いオブジェクトに説明することで、UDFRをBTFRと調整します。これらの観察は、ガスリッチUDGのHIプロパティを使用してこれらの銀河がどのように形成および進化するかを定量的に抑制するためにGBTで現在進行中の大規模なキャンペーンのパイロットです。
LAMOST Main-Sequence-Turn-OffおよびOBタイプのスターを備えたGaia DR2で見られる対角線リッジパターンの進化について
| Title |
On_the_evolution_of_Diagonal_Ridge_pattern_found_in_Gaia_DR2_with_LAMOST_Main-Sequence-Turn-Off_and_OB_type_Stars |
| Authors |
H.-F._Wang,_Y._Huang,_H.-W._Zhang,_M.L\'opez-Corredoira,_B.-Q._Chen,_R._Guo,_and_J._Chang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14362 |
$Gaia$にある対角線リッジ機能（$R、v_{\phi}$平面の対角分布）を再検討し、Mainを使用して、$R=7.5$と12\、kpcのガラクトセントリック距離の間のそのタイミング分析を提示します。-LAMOST銀河分光調査から選択されたシーケンスターンオフおよびOBスター。$R$-$v_{\phi}$平面カラーの隆起パターンを恒星数密度と平均半径速度でコード化して復元し、この特徴が非常に若い（OBスター、数百\、Myr）から南北非対称の尾根を伴う古い個体群（$\tau>$9\、Gyr）。単位質量あたりの角運動量が一定である隆起パターンの1つは、異なる年齢集団を比較すると明確な変動を示しています。ただし、残りの2つは非常に安定しており、動的な起源と進化が異なる2種類の尾根パターンがある可能性があることは明らかです。垂直方向の速度と高さには、面内のガラクト地震学の特徴に対応する尾根の特徴はありませんが、金属性と[$\alpha/Fe$]には弱い信号があります。リッジのこの最初の時間的化学運動学的分析は、リッジパターンが、異なるリッジが異なる物理的プロセスを持ち、カップリング現象がないことを意味する、破壊するスパイラルアームの位相混合に由来する可能性があることを強く支持しますが、Sgr摂動などの他の可能なシナリオは支配できませんでした。アウト。
天の川銀河における恒星速度分布関数
| Title |
The_stellar_velocity_distribution_function_in_the_Milky_Way_galaxy |
| Authors |
Borja_Anguiano_(University_of_Virginia),_Steven_R._Majewski,_Chris_R._Hayes,_Carlos_Allende_Prieto,_Xinlun_Cheng,_Christian_Moni_Bidin,_Rachael_L._Beaton,_Timothy_C._Beers,_and_Dante_Minniti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14534 |
太陽近傍の恒星速度分布関数（DF）は、SDSSAPOGEE調査のDR16および\emph{Gaia}DR2からのデータを使用して再調査されます。APOGEEの機能を活用して、薄いディスク、厚いディスク、および（増加した）ハロー集団を高い信頼性で化学的に区別することで、これらの化学的に分離された集団の3次元速度DFを初めて導出できます。この小さくてもデータ量の多いAPOGEE+{\itGaia}サンプルを使用して、ローカル恒星の母集団速度DFの\emph{データ駆動型モデル}を構築し、これらを相対密度の比率を評価するための基礎ベクトルとして使用します5$<$$R$$<$12kpc、および$-1.5$$<$$z$$<$2.5kpcを超える母集団は、より大きく、より完全な（つまり、全天、等級制限））{\itGaia}データベース。選択した\emph{Gaia}データセットのオブジェクトの81.9$\pm$3.1$\％$は薄いディスクの星であり、16.6$\pm$3.2$\％$は厚いディスクの星であり、1.5$\pm$0.1$\％$は天の川恒星ハローに属しています。また、ローカルの厚いディスクから薄いディスクへの密度の正規化は$\rho_{T}（R_{\odot}）$/$\rho_{t}（R_{\odot}）$=2.1$\pmであることがわかります$0.2$\％$、結果は一貫性がありますが、一般的なスターカウント/密度分析とはまったく異なる方法で決定されます。同じ方法を使用して、ローカルのハローからディスクへの密度の正規化は$\rho_{H}（R_{\odot}）$/（$\rho_{T}（R_{\odot}）$+$であることがわかります\rho_{t}（R_{\odot}）$）=1.2$\pm$0.6$\％$、ハローと金属の弱い厚いディスク星の化学的オーバーラップにより膨張する可能性のある値。
M87の光学的に薄いジェットのコアでの低い偏光
| Title |
Low_optical_polarisation_at_the_core_of_the_optically-thin_jet_of_M87 |
| Authors |
A.Y._Fresco,_J.A._Fern\'andez-Ontiveros,_M.A._Prieto,_J.A._Acosta-Pulido,_A._Merloni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14719 |
M87のコアとジェットの光学的に薄い領域における光学直線偏光と円偏光を調べます。2017年4月上旬のイベントホライズン望遠鏡（EHT）キャンペーンの2日前に観測結果が取得されました。明るい（$${\rmlin}$）の高度（$\sim20$パーセント）の直線偏光が検出されました中心から$\sim10\、\rm{arcsec}$to$23\、\rm{arcsec}$（$0.8$-$1.8\、\rm{kpc}$）で解決されたジェットノット。一方、核と内部ジェットP$_{\rmlin}\lesssim5$パーセントを表示します。直線偏光の位置角度は、各ノットから隣接するノットに$\sim90$度シフトし、コア角度は最初のノットに垂直です。核の活動レベルは低く（P$_{\rmlin}\sim2$-$3$パーセント）、HST-1からの放出は検出されませんでした。P$_{\rmcirc}\leq1.5$パーセントの$3\sigma$レベルを超える核またはジェットで円偏光は検出されず、P$_{\rmlin}$からPへの変換は破棄されました$_{\rmcirc}$。無秩序な磁場構成または異なる方向の軸に沿って分極された未解決のノットの混合は、低いP$_{\rmlin}$を説明する可能性があります。後者は、現在の干渉観測と一致して、コアノットのサイズが小さいことを意味します。EHTでの偏光測定は、将来このシナリオを調査することができます。P$_{\rmlin}$とP$_{\rmcirc}$の両方の周波数の増加に伴う急激な増加は、ターンオーバーポイントより上の光学的に薄いドメインで予想されます。この作業では、$\lambda/4$波長板偏光計を使用して4つのストークスパラメータを回復する方法について説明します。
| Title |
The_landscape_of_disk_outflows_from_black_hole_-_neutron_star_mergers |
| Authors |
Rodrigo_Fern\'andez,_Francois_Foucart,_Jonas_Lippuner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14208 |
ブラックホール（BH）と中性子星（NS）の合併で形成された降着円盤からの質量放出を調査します。LIGO/Virgo干渉計の3番目の観測実行は、電磁（EM）対応物を生成しないBH-NS候補イベントを提供しました。BH-NSの合併から予想される幅広いディスク構成は、EM信号予測を改善するためのパラメーター空間の徹底的な調査を動機づけます。ここでは、ニュートリノ放出/吸収効果と核反応ネットワークでの後処理を含むブラックホール降着円盤の粘性進化の27の高解像度、軸対称、長期流体力学的シミュレーションを行います。磁場がない場合、これらのシミュレーションは、排出される初期ディスク質量の一部に下限を提供します。この部分のディスクのコンパクト性（初期ディスク半径に対するBH質量）のほぼ線形の逆依存性がわかります。依存性は、弱い相互作用が凍結するときに付着したディスク質量の割合に関連しています。また、固定BH質量でのディスク質量の増加に伴い、排出されるフラクションが減少し、ランタニド/アクチニド含有量が減少する傾向を特徴付けます。この傾向は、弱いフリーズアウトに到達するまでの時間が長くなり、より大きなディスク質量でのニュートリノ吸収のますます支配的な役割から生じます。調査されたBHとNSの組み合わせの範囲でキロノバに電力を供給するために利用可能なディスク流出のみからの放射光度の推定値を提供し、2桁の広がりを見つけます。ほとんどのBH-NSパラメータ空間では、ディスク流出の寄与はS190814bvのキロノバ質量の上限をはるかに下回っています。
GRAVITYとChandraで観測されたSgr A *フレアのプラスモイドモデル
| Title |
A_Plasmoid_Model_for_the_Sgr_A*_Flares_Observed_with_GRAVITY_and_Chandra |
| Authors |
David_Ball,_Feryal_\"Ozel,_Pierre_Christian,_Chi-Kwan_Chan,_Dimitrios_Psaltis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14251 |
銀河中心のブラックホールSgrA*は、サブミリ波、赤外線、およびX線の波長に大きな変動とフレアを示します。IRバンドの精巧な解像度により、GRAVITY実験は初めて3つのフレアの位置を空間的に解決し、明るい領域が各イベントの過程でブラックホールに近いがブラックホールからオフセットした楕円のような軌跡を描くことを示しました。これらの観察を説明するために、ブラックホール周辺のコロナ領域で再接続イベントと軌道中に形成されるプラズモイドのモデルを提示します。有限の光移動時間、プラズモイド運動、粒子加速、シンクロトロン冷却による影響を含む一般相対論的放射伝達計算を利用し、フレア光度曲線に豊富な構造を取得します。このモデルは、GRAVITY実験によって観測された明るい領域の観測された動きと、重心の動きの中心とブラックホールの位置との間のオフセットを自然に説明できます。また、一部のフレアが2つのピークを持つ一方で、他のフレアが単一のピークのみを持ち、ライトカーブの構造とフレアの位置の相関関係を明らかにする理由も説明します。最後に、このモデルのテストを提供するSgrA*の内部降着流からのフレアの将来の観測を予測します。
最も近いUHECR源までの距離の再検討：銀河外磁場の影響
| Title |
Revisiting_the_distance_to_the_nearest_UHECR_source:_Effects_of_extra-galactic_magnetic_fields |
| Authors |
Rodrigo_Guedes_Lang,_Andrew_M._Taylor,_Markus_Ahlers,_Vitor_de_Souza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14275 |
最も近いUHECRソースの場所の制約を更新します。最先端のCR伝播モデルを使用してピエールオージェ天文台からの最近のデータを分析することにより、質量構成に応じて、距離が25-100〜Mpc未満のローカルソースの必要性を再確認します。乱流磁場のある環境でUHECRを伝播するための新しい高速半分析法が開発されました。特定の距離範囲内にある線源からの宇宙線の増強と低エネルギー地平線の始まりが示されています。これらの磁場効果を考慮して、最も近い発生源までの距離を調査します。得られた結果は、最も近いソースまでの制約された距離のロバスト性を強調しています。
| Title |
Possible_Electromagnetic_Phenomena_during_the_Coalescence_of_Neutron_Star-Black_Hole_Binary_Systems |
| Authors |
K._A._Postnov,_A._G._Kuranov,_and_I._V._Simkin_(Sternberg_Astronomical_Institute,_Moscow) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14309 |
中性子星ブラックホール連星の合体中に電磁（EM）放射線を生成するための可能なモデルを検討します。中性子星とブラックホールの合体中のブラックホール周辺の残留円盤の質量は、中性子星の状態方程式と合体前の2成分の回転を考慮して計算されます。合体前の二元系のパラメータ（質量比、成分回転、中性子星磁場）は、ポピュレーション合成法により計算されます。融合後のブラックホール周辺の残留円盤の派生質量を使用して、Blandford-Znajekメカニズムによって発射された相対論的ジェットの運動エネルギーを推定します。短いガンマ線バーストの形成に必要な$\sim0.05M_\odot$を超えるディスク質量は、合体の1-10\％以下で得られることが示されています（状態方程式による）。効率の悪い一般的なエンベロープ（大きなパラメーター$\alpha_{CE}$）は、天体物理学的に興味深いEMエネルギー放出を伴うイベントの割合を著しく大きくします。質量比が大きく、合体前に磁化された中性子星が潮汐破壊を受けない連星の場合、帯電した回転ブラックホール（ワルド電荷）の形成の可能性が考慮され、放出される最大EM電力の推定値合体が行われた後、そのようなブラックホールによって。融合前の段階でパルサーブラックホール連星が合体する際に生成された相対論的レプトンプラズマで、放出された重力波を電磁気波に変換することについて説明します。
Insight-HXMTとNuSTARの観測に基づく、2019年の爆発時のX線パルサー4U 1901 + 03のスペクトル進化
| Title |
Spectral_evolution_of_X-ray_pulsar_4U_1901+03_during_2019_outburst_based_on_Insight-HXMT_and_NuSTAR_observations |
| Authors |
Armin_Nabizadeh,_Sergey_S._Tsygankov,_Long_Ji,_Victor_Doroshenko,_Sergey_V._Molkov,_Youli_Tuo,_Shuang-Nan_Zhang,_Fan-Jun_Lu,_Shu_Zhang,_Juri_Poutanen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14555 |
X線パルサー4U1901+03からの放出の詳細なスペクトル分析について、Insight-HXMTおよびNuSTAR観測所が2019年に発生したソースのバースト中に取得したデータを使用して報告します。Insight-HXMTによるバーストの広範なカバレッジのおかげで、フラックスの関数として光源のスペクトルの進化を調査し、これらの結果を以前のレポートと比較して、約10の推定吸収機能の特性に焦点を当てることができましたkeV。特に、4U1901+03の広帯域X線連続体は、10keVでの吸収線なしの2成分連続体モデルでうまく説明できることを示しており、サイクロトロン線としての解釈に疑問を投げかけています。高品質のデータにより、明度の関数として位相平均および位相分解スペクトル分析の両方を実行することもできました。最後に、NuSTARデータで最近報告された30keV前後の線源のスペクトルにおける別の吸収特性の詳細な調査を行いました。以前の調査結果に沿って、比較的高い光度でのパルス位相分解スペクトルでのみであるにもかかわらず、この機能が大幅に検出されるように見えることを示します。平均化されたスペクトルでラインが検出されないことは、パルス位相で観測されたそのパラメータの強い変動に関連している可能性があります。
回転クォーク星のチャンドラセカール制限
| Title |
The_Chandrasekhar_Limit_for_Rotating_Quark_Stars |
| Authors |
Ashadul_Halder,_Shibaji_Banerjee,_Sanjay_K._Ghosh_and_Sibaji_Raha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14567 |
制限質量は、クォーク星を含むコンパクトなエキゾチックな星にとって重要な特性であり、基本定数とバッグ定数で表すことができます。現在の作業では、バッグモデルの説明を使用して、回転するクォーク星の最大質量が、他の基本的なパラメータとは別に、回転周波数に依存していることがわかります。得られた分析結果は、いくつかの関連する数値推定の結果と観測の証拠と一致しています。
宇宙線データベースの更新：超高エネルギー、超重、および反核宇宙線データ（CRDB v4.0）
| Title |
Cosmic-ray_database_update:_ultra-high_energy,_ultra-heavy,_and_anti-nuclei_cosmic-ray_data_(CRDB_v4.0) |
| Authors |
D._Maurin,_H._Dembinski,_J._Gonzalez,_I._C._Mari\c{s},_F._Melot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14663 |
荷電種の宇宙線データベースであるCRDB（https://lpsc.in2p3.fr/crdb）のアップデートを紹介します。CRDBはMySQLに基づいており、jqueryおよびtsorterライブラリーによって照会およびソートされ、AJAXプロトコルを介してPHPWebページを介して表示されます。最初のリリース（Maurinetal。、2014）以降にデータベースの構造と出力に加えられた変更を確認します。このアップデートの最も重要な機能は、超重核（$Z>30$）、超高エネルギー核（$10^{15}$から$10^{20}$eV）、および反核フラックス（$A>1$の場合は$Z\leq-1$）;100を超える実験、350のパブリケーション、40000のデータポイントがCRDBで利用可能になりました。また、ユーザーがデータを取得して新しいデータを送信する方法を見直し、簡略化しました。質問やリクエストについては、crdb@lpsc.in2p3.frまでお問い合わせください。
反応速度に対するCCSN衝撃駆動型元素合成における$ {^ {44}} $ Tiおよび$ {^ {56}} $ Ni生成の感度
| Title |
Sensitivity_of_${^{44}}$Ti_and_${^{56}}$Ni_production_in_CCSN_shock-driven_nucleosynthesis_to_reaction_rates |
| Authors |
Shiv_K._Subedi,_Zach_Meisel,_and_Grant_Merz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14702 |
最近の観測の進歩により、コア崩壊超新星（CCSN）残骸の${^{44}}$Tiの高解像度マッピングが可能になりました。観測とモデルの比較は、CCSNメカニズムに厳しい制約を提供します。ただし、過去の研究により、後処理モデルの計算で${^{44}}$Tiおよび${^{56}}$Niの生成に影響を与えるいくつかの不確定な核反応率が特定されています。$15〜M_{\odot}$、$18〜M_{\odot}$、$22〜M_{\odot}$、$25〜M_{\odot}$の星の1次元モデルを、ゼロ年齢のメインシーケンスからCCSNまで進化させました{\ttMESA}（恒星天体物理学の実験モジュール）を使用して、以前に特定された${^{44}}$Tiおよび${^{56}}$Ni生成の反応速度感度を調査しました。CCSN爆発エネルギーとマスカットについてさまざまな仮定を行うことにより、結果の堅牢性をテストしました。${^{44}}$Tiと${^{56}}$Niの元素合成に大きな影響を与える多くの反応が見つかりました。特に、反応率は$^{13}{\rmN}（\alpha、p）^{16}{\rmO}$、$^{17}{\rmF}（\alpha、p）^{20}{\rmNe}$、$^{52}{\rmFe}（\alpha、p）^{55}{\rmCo}$、$^{56}{\rmNi}（\alpha、p）^{59}{\rmCu}$、$^{57}{\rmNi}（n、p）^{57}{\rmCo}$、$^{56}{\rmCo}（p、n）^{56}{\rmNi}$、$^{39}{\rmK}（p、\gamma）^{40}{\rmCa}$、$^{47}{\rmV}（p、\gamma）^{48}{\rmCr}$、$^{52}{\rmMn}（p、\gamma）^{53}{\rmFe}$、$^{57}{\rmCo}（p、\gamma）^{58}{\rmNi}$、および$^{39}{\rmK}（p、\alpha）^{36}{\rmAr}$多数のモデル条件に影響します。さらに、以前のCCSNショック駆動型元素合成のポストプロセッシング研究によって特定された影響力のある反応のリストは不完全であり、将来の大規模感度研究の動機となることがわかりました。
パルサー施設としてのMeerKAT望遠鏡：MeerTimeからのシステム検証と初期の科学結果
| Title |
The_MeerKAT_Telescope_as_a_Pulsar_Facility:_System_verification_and_early_science_results_from_MeerTime |
| Authors |
M._Bailes,_A._Jameson,_F._Abbate,_E._D._Barr,_N._D._R._Bhat,_L._Bondonneau,_M._Burgay,_S._J._Buchner,_F._Camilo,_D._J._Champion,_I._Cognard,_P._B._Demorest,_P._C._C._Freire,_T._Gautam,_M._Geyer,_J._M._Griessmeier,_L._Guillemot,_H._Hu,_F._Jankowski,_S._Johnston,_A._Karastergiou,_R._Karuppusamy,_D._Kaur,_M._J._Keith,_M._Kramer,_J._van_Leeuwen,_M._E._Lower,_Y._Maan,_M._A._McLaughlin,_B._W._Meyers,_S._Os{\l}owski,_L._S._Oswald,_A._Parthasarathy,_T._Pennucci,_B._Posselt,_A._Possenti,_S._M._Ransom,_D._J._Reardon,_A._Ridolfi,_C._T._G._Schollar,_M._Serylak,_G._Shaifullah,_M._Shamohammadi,_R._M._Shannon,_C._Sobey,_X._Song,_R._Spiewak,_I._H._Stairs,_B._W._Stappers,_W._van_Straten,_A._Szary,_G._Theureau,_V._Venkatraman_Krishnan,_P._Weltevrede,_N._Wex,_T._D._Abbott,_G._B._Adams,_J._P._Burger,_R._R._G._Gamatham,_et_al._(16_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14366 |
南アフリカで新しく委託された64皿のSARAOMeerKAT電波望遠鏡用に開発されたパルサープロセッサ（PTUSE）のシステム検証テストと初期の科学結果について説明します。MeerKATは高利得（〜2.8K/Jy）低システム温度（20cmで〜18K）無線アレイであり、現在580〜1670MHzで動作し、パルサー観測に適したタイドアレイビームを生成できます。このペーパーでは、MeerTime大規模調査プロジェクトとPTUSEを使用した試運転テストの結果を紹介します。ハイライトには、ダブルパルサーJ0737-3039Aの観測、球状星団Terzan5の2.5時間の単一観測からの34ミリ秒パルサーのパルスプロファイル、Ter5Oの回転測定、大マゼラン星雲パルサーPSRJ0540からの420シグマの巨大パルスが含まれます。-6919、およびスローパルサーPSRJ0633-2015でヌルが特定されました。MeerKATの主要な設計仕様の1つは、斬新な精密時間システムを使用した5ns未満の絶対タイミングエラーでした。2つの明るいミリ秒パルサーのタイミングは、MeerKATが例外的なタイミングを提供することを裏付けています。PSRJ2241-5236のジッター制限は1時間あたり4ns未満ですが、PSRJ1909-3744のタイミングでは、ほぼ11か月にわたってRMS残差が66nsであり、積分はわずか4分です。私たちの結果は、MeerKATが卓越したパルサー望遠鏡であることを確認しています。アレイは4つの別々のサブアレイに分割して、1日あたり1000パルサーを超える時間に分割することができ、Sバンド（1750〜3500MHz）レシーバーの将来の展開により、その機能がさらに強化されます。
画像スケールのキャリブレーション手法の比較：既知のペア、ドリフトスキャン、アパーチャグレーティング
| Title |
Comparison_of_Image_Scale_Calibration_Techniques:_Known_Pairs,_Drift_Scans_and_Aperture_Grating |
| Authors |
Matthew_B._James,_Graeme_L._White,_Stephen_G._Bosi,_Rod_R._Letchford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14380 |
幅の広い（>1arcsec）ペア間の角度間隔を調整するためのいくつかの手法を比較しました。これらの手法は、（i）{\alpha}CenAB軌道パラメーターを使用した参照ペアのキャリブレーション、（ii）ビデオドリフト法、および（iii）異なる通過帯域の赤フィルターを備えた開口回折格子の利用です。これら3つのキャリブレーション手法を使用して、62ペアの分離を決定し、比較しました。{\alpha}CenABとビデオドリフト法はよく一致していることがわかりました。（フリンジ間隔を測定することにより）格子とフィルターを使用すると、広帯域フィルターには不十分であることがわかり、格子で狭帯域H{\alpha}フィルターを使用すると、{\alpha}CenABリファレンスペアのキャリブレーションとビデオドリフト法による、それぞれ0.024および0.031ピクセル/アーク秒（px/arcsec）。H{\alpha}フィルターとグレーティングのフラウンホーファー回折のより完全なモデリングにより、画像スケールに0.009px/arcsecの違いが生じました。ペアの分離における回折格子法の約0.1％のバイアスも明らかになり、説明できませんでした。分離とPAが高精度で知られている既知のペアに対するキャリブレーションが、画像スケールのキャリブレーションを行う最も簡単で最良の方法であると結論付けます。
狭い銀河ラインのマッパー（MaNGaL）：コーカサス地方の望遠鏡用の新しい調整可能なフィルターイメージャー
| Title |
Mapper_of_Narrow_Galaxy_Lines_(MaNGaL):_new_tunable_filter_imager_for_Caucasian_telescopes |
| Authors |
A.V._Moiseev,_A.E._Perepelitsyn,_D.V._Oparin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14598 |
ロシア科学アカデミーの特別天体物理観測所の1m望遠鏡とモスクワ州立大学のシュテルンベルク天文研究所の2.5m望遠鏡用に開発された新しい調整可能フィルター光度計の設計と動作原理について説明しました。この装置は、460〜800nmのスペクトル範囲で調整可能なフィルターモードで動作する走査型ファブリペロー干渉計に取り付けられており、標準的なスペクトル分解能は約1.5nmです。これにより、異なる励起条件を持つ輝線に銀河系と銀河系外の星雲の画像を作成し、ガスのイオン化状態の診断を行うことができます。観測、データキャリブレーション、および削減の主な手順は、さまざまな輝線オブジェクトの例によって示されています。銀河のHII領域、惑星状星雲、拡張されたフィラメントを持つアクティブな銀河、スターバースト銀河、およびペルセウス銀河クラスターです。
変光星VIIIのASAS-SNカタログ：ループス星形成領域の「ディッパー」星
| Title |
The_ASAS-SN_Catalog_of_Variable_Stars_VIII:_"Dipper"_Stars_in_the_Lupus_Star-Forming_Region |
| Authors |
J._W._Bredall,_B._J._Shappee,_E._Gaidos,_T._Jayasinghe,_P._Vallely,_K._Z._Stanek,_C._S._Kochanek,_J._Gagn\'e,_K._Hart,_T._W.-S._Holoien,_J._L._Prieto,_J._Van_Saders |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14201 |
Tタウリのような「ディッパー」星のようないくつかの若い恒星天体は、恒星周囲のダストによる一時的な部分的掩蔽のために変化します。この現象の観測により、これらの星に近い惑星形成ゾーンの状態がわかります。多くの北斗七星の星は$Kepler$/$K2$などの宇宙ミッションで識別されていますが、地上の望遠鏡はより長期の多波長の展望を提供します。SuperNovaeの全天自動調査（ASAS-SN）からのデータで、ループス星形成領域の11個のひしゃく星を特定し、LasCumbres全球天文台望遠鏡（LCOGT）と通過する太陽系外惑星観測衛星による観測を使用して、これらをさらに特徴付けました$TESS$、および他のミッションのアーカイブデータ。北斗七星は、近くの若い星のカタログから特定され、ASAS-SN光度曲線の統計的有意性、非対称性、および変動の準周期性または非周期性に基づいて選択されました。すべての11個の星は、ゼロエイジのメインシーケンスの上または赤い方にあり、完全な星状円盤の存在を示す過剰な赤外線があります。ASAS-SN-$TESS$とLCOGT測光を組み合わせて使用することで、7つの星の変動性について赤化消光関係を取得します。すべての場合において、勾配はISM値を下回っており、より大きな粒子を示唆しており、勾配（粒子サイズ）と$\text{K}_\text{s}-[22\：\mu\text{m}]$赤外線の色は、ディスクの進化状態のプロキシと見なされます。
若い変光星RZ Pscの低質量恒星
| Title |
A_low-mass_stellar_companion_to_the_young_variable_star_RZ_Psc |
| Authors |
Grant_M._Kennedy,_Christian_Ginski,_Matthew_A._Kenworthy,_Myriam_Benisty,_Thomas_Henning,_Rob_G._van_Holstein,_Quentin_Kral,_Fran\c{c}ois_M\'enard,_Julien_Milli,_Luis_Henry_Quiroga-Nu\~nez,_Christian_Rab,_Tomas_Stolker,_Ardjan_Sturm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14203 |
RZPscは、太陽のような若い星で、明るく暖かい赤外線が過剰にあり、時々、星周囲のダスト構造によってかなり暗くなっています。光学的奥行きの引数は、減光イベントが星間塵を通過する典型的な視線を探査せず、代わりに光学的に厚い中央平面の上に現れる構造によって引き起こされることを示唆しています。したがって、このシステムは、外側のディスクが星に近い物質によって影付けされているシステムに似ています。ここでは、RZPscが23auの予測距離で0.12$M_\odot$コンパニオンをホストしているという発見を報告します。円盤は主星を周回する必要があると結論付けます。軌道運動は検出しませんが、プライマリの直線偏光の角度と、コンパニオンの空の位置角度を比較すると、コンパニオンとディスクが同じ軌道面を共有していない場合があるという状況証拠が得られます。コンパニオンがディスクをひどく破壊するか、それを切り捨てるか、またはまったく効果がないかにかかわらず、コンパニオンとディスクの両方をさらに観察する必要があります。
赤い巨人のリチウム濃縮メカニズムの診断としてのリチウム-6について
巨人におけるリチウム-7（$\mathrm{^7Li}$）の豊富さは、星に影響を与える非標準の物理的プロセスを示しています。このシグネチャを生成するメカニズムには、惑星などの外部ソースからの汚染、または内部生成とその後の恒星表面への混合が含まれます。ただし、ソリューションの異なるファミリを区別することは困難であることが証明されており、すべてのデータを説明する現在のコンセンサスモデルはありません。リチウム6（$\mathrm{^6Li}$）の存在量は、相対的な$\mathrm{^6Li}$と$\mathrm{^7Li}$の存在量が異なる場合、濃縮は、内部生産または飲み込みからもたらされました。この研究では、星間質量の伴侶を飲み込んだ後、さまざまな巨人の$\mathrm{^6Li}$と$\mathrm{^7Li}$の存在量をモデル化します。$\mathrm{^6Li}$は$\mathrm{^7Li}$よりも銀河系の化学進化の影響を強く受けるため、$\mathrm{^6Li}$は、予想される低金属性では良い判別式ではありません。星と惑星の両方で低くなります。モデル化された金属性（[Fe/H]$>-0.5$）の場合、太陽の値に等しい「最適な」初期$\mathrm{^6Li/^7Li}$比を使用します。$\mathrm{^6Li}$は、仲間の飲み込み後に大幅に増加します。しかし、太陽に近い金属以上では、$\mathrm{^6Li}$信号は恒星表面で長くは続きません。このように、金属に富んだ赤い巨人の表面$\mathrm{^6Li}$の検出は、惑星の飲み込み以外の$\mathrm{^6Li}$-enrichmentのメカニズムの作用を示している可能性が高いです。同時に、$\mathrm{^6Li}$を使用して、$\mathrm{^7Li}$が豊富な巨人の飲み込みの仮説を却下したり、特定の$\mathrm{^7Li}$-をサポートしたりしないでください。強化メカニズム。
Wolf-Rayetタイプの中心星を持つ惑星状星雲-I.高励起NGC 2371の場合
| Title |
Planetary_nebulae_with_Wolf-Rayet-type_central_stars_--_I._The_case_of_the_high-excitation_NGC_2371 |
| Authors |
V._M._A._G\'omez-Gonz\'alez,_J._A._Toal\'a,_M._A._Guerrero,_H._Todt,_L._Sabin,_G._Ramos-Larios_and_Y._D._Mayya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14294 |
[Wolf-Rayet]（[WR]）星WD0722$+$295の周りの惑星状星雲（PN）NGC2371の分析を示します。私たちのアイザックニュートン望遠鏡（INT）中間分散分光器（IDS）スペクトルは、アーカイブの光学画像とUV画像と共に、NGC2371の高イオン化を前例のない詳細で明らかにします。バレル状の中央空洞から、中央空洞内に埋め込まれた対称軸とミスアライメントされた高密度の低イオン化ノットのペア、および主にHeIIで検出された高励起ハロー。バレルのような中央空洞と密な結び目からの存在量は、[WR]タイプのCSPNeを使用する他のPNeの存在量の決定と一致します。NGC2371内の最も密な結び目は最も古い構造であり、密な赤道構造の残骸であり、主な星雲の殻と外側の葉は、恒星の進化を終わらせた後者の噴出から生じたものです。当社の高品質スペクトルから生成された位置速度図の分析は、NGC2371が双極形状を有し、各葉が樽型の中央領域から突き出ている二重構造を提示していることを示唆しています。WD0722$+$295のスペクトルの分析は、以前に報告されたものと同様の恒星パラメーターをもたらします。スペクトルサブタイプが[WO1]タイプに対応することを確認します。
X線光蒸発と分析MHDモデルからの原始惑星系円盤風診断線の解釈
| Title |
The_interpretation_of_protoplanetary_disc_wind_diagnostic_lines_from_X-ray_photoevaporation_and_analytical_MHD_models |
| Authors |
Michael_L._Weber,_Barbara_Ercolano,_Giovanni_Picogna,_Lee_Hartmann,_Peter_J._Rodenkirch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14312 |
典型的な風診断の高解像度スペクトル（[OI]6300\r{A}およびその他の禁止された輝線）は、複数の成分に分解されることがよくあります。通常、最大100km/sのブルーシフトを持つ高速成分は高速ジェットに起因します。ナロー（NLVC）およびブロード（BLVC）の低速コンポーネントは、遅いディスク風をたどると考えられています。線の広がりがケプラー回転によって支配されているという仮定の下で、BLVCは0.05から0.5auの間で発射されたガスを追跡する必要があり、BLVCとNLVCの特性の間の相関は、拡張を追跡する放出の証拠として解釈されているMHD風であり、光蒸発風ではありません。X線光蒸発モデルと単純なMHD風モデルの詳細な光イオン化計算から得られた合成ラインプロファイルを計算し、さまざまな診断ラインの放出領域と結果のスペクトルプロファイルを分析しました。光蒸発モデルは、観測されたNLVCのほとんどを再現しますが、BLVCまたはHVCは再現しません。MHDモデルはすべてのコンポーネントを再現できますが、めったに観測されない平均傾斜でケプラーダブルピークを生成します。MHDと光蒸発風の組み合わせにより、この問題を解決できます。私たちの結果は、ガウス分解ではさまざまな風の地域からのフラックスを明確に区別できないこと、およびラインの広がりはケプラーの回転ではなく流出の速度勾配によって支配されることが多いことを示唆しています。BLVCとNLVCの間に観測された相関関係が、拡張MHD風の共通の起源を必ずしも意味しないことを示します。
SUNRISE / IMaXベクトルマグネトグラムに基づくAR11768の静磁気モデリング
環境。高解像度の磁場測定は通常、太陽の光球でのみ行われます。彩層やコロナのようなより高い層は、光球磁場を上向きに外挿することによってモデル化できます。太陽コロナでは、プラズマ力は無視でき、ローレンツ力は消えます。これは、磁力と非磁力が等しく重要である上部の光球と彩層では当てはまりません。この問題に対処する1つの方法は、静磁場（MHS）モデルを使用してプラズマと磁場を首尾一貫して計算することです。ねらい。新しく開発された外挿法をSUNRISE/IMaXデータに適用することにより、AR11768の磁場、プラズマ圧力、および密度を導出することを目指しています。メソッド。MHSモデリングには最適化手法が使用されます。初期条件は、非線形の力のない場（NLFFF）と重力成層大気で構成されます。結果。新しいコードによって空間的に解決される非力のない層では、ローレンツ力は、ガス圧力勾配力と重力によって効果的にバランスが取れています。観測と一致する、強いフィールド領域では圧力と密度が減少します。しかしながら、より高密度のプラズマは、活性領域の縁のいくつかの部分でも観察される。彩層では、フィブリル状のプラズマ構造が磁場をうまくトレースします。SUNRISE/SuFI3000{$\AA$}画像の輝点には、プラズマ圧力と電流濃度が伴うことがよくあります。さらに、MHSの磁力線と選択された彩層フィブリルの間の角度の平均は$11.8^\circ$であり、これはNLFFFモデル（$15.7^\circ$）および線形MHSモデル（$20.9^\circ$）から計算されたものよりも小さい）。これは、MHSソリューションが彩層内の磁場をより適切に表現していることを示しています。
LAMOST DR4の化学的に特異な磁性磁性星の数々
| Title |
A_plethora_of_new,_magnetic_chemically_peculiar_stars_from_LAMOST_DR4 |
| Authors |
Stefan_Huemmerich,_Ernst_Paunzen,_Klaus_Bernhard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14444 |
複雑な大気は、原子拡散、磁場、恒星の回転などの多様な現象間の相互作用の調査に完全に適しているため、磁性化学的に特異な（mCP）星は天体物理学にとって重要です。現在の作業は、大天空領域の多目的ファイバー分光望遠鏡（LAMOST）によって収集されたスペクトルを使用して、新しいmCP星を識別することを目的としています。LAMOSTDR4スペクトルから、特徴的な5200Aフラックス低下の存在を検索することにより、適切な候補が選択されました。スペクトル分類は、MKCLASSコードの修正バージョンを使用して実行され、分類の精度は、手動分類の結果と文献との比較によって推定されました。ガイアDR2からの視差データと測光を使用して、サンプルの星の空間分布と色の大きさの図におけるそれらの特性を調査しました。私たちの最後のサンプルは1002mCPの星で構成されており、そのほとんどは新しい発見です（以前は59個しか知られていない）。従来のmCPスターの特異性は36を除くすべてのスターで特定されており、コードの特異性同定機能の効率性が強調されています。導出された温度と特性のタイプは、手動で導出された分類と文献と一致しています。私たちのサンプル星は100ミリアールから1ギル歳で、大部分は2M（日）と3M（日）の質量を持っています。私たちの結果は、低質量（M<3M（Sun））mCPスター間の不均一な年齢分布の強力な証拠と見なすことができます。私たちはいくつかの天体物理学的に興味深いオブジェクトを特定しました。2つのmCPスターには、ハロースターと一致する距離と運動学的特性があります。mCPスターコンポーネントをホストする、食のバイナリシステム。SB2システムは、mCPスターと超巨大コンポーネントで構成される可能性があります。
静かな太陽の3Dシミュレーションにおける加速粒子ビーム
観測的および理論的な証拠は、加速された粒子のビームが、Xクラスのフレアからナノフレアまで、太陽大気のあらゆるサイズのフレアイベントで生成されることを示唆しています。フレアループ内のこのような粒子の現在のモデルは、孤立した1D大気を想定しています。加速粒子をモデリングするためのより現実的な環境は、3D放射電磁流体力学コードによって提供できます。ここでは、対流ゾーンからコロナまで広がる静かな太陽大気の3Dシミュレーションのコンテキストで、粒子の加速と伝播の簡単なモデルを示します。次に、粒子ビームによって導入される追加のエネルギー輸送を調べます。磁気トポロジーの変化を検出することにより、磁気再結合に関連する粒子加速の位置が特定されます。各場所で、加速された粒子分布のパラメータは、局所的な条件から推定されます。粒子の分布は磁場に沿って伝播し、周囲のプラズマとのクーロン衝突によるエネルギー蓄積が計算されます。粒子ビームはコロナ全体に分布する拡張された加速領域で発生することがわかります。遷移領域に到達すると、それらは収束し、彩層を貫通する激しい加熱のストランドを生成します。これらのストランド内では、ビーム加熱が常に遷移領域の底部の下の伝導加熱を支配します。これは、粒子ビームがアクティブな領域の外でもエネルギー輸送を質的に変化させることを示しています。
LAMOSTによる恒星活動。 III。プレアデス、プレセペ、ハイアデスの時間的変動パターン
| Title |
Stellar_activity_with_LAMOST._III._Temporal_variability_pattern_in_Pleiades,_Praesepe,_and_Hyades |
| Authors |
Xiang-Song_Fang,_Christian_Moni_Bidin,_Gang_Zhao,_Li-Yun_Zhang_and_Yerra_Bharat_Kumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14665 |
若い後期型星における恒星活動の時間変動の系統的研究からの結果を提示します。3つの若いオープンクラスター：プレアデス、プレセペ、ハイアデスで、300を超えるメンバー候補のマルチエポックLAMOST低解像度スペクトルを使用しました。7050{\AA}（TiO2）に近いTiOバンド強度のスペクトル測定値とH{\alpha}ラインの同等の幅（EWH{\alpha}）は、それぞれクールスポットカバレッジと彩層放出強度のトレーサーとして使用されます。。これら2つのトレーサーの時間変動パターンの分析は、TiO2とEWH{\alpha}に検出可能な変動が存在することを示唆しており、それらの時間スケールは数日から数年の広い範囲にあります。結果は、より活動的な星、若い回転子および高速回転子は、活動の変動が大きい傾向があることを示しました。TiO2とEWH{\alpha}の時間的変動の間には反相関の傾向があります。また、H{\alpha}放出とK2明るさの間の回転位相におけるかなりの反相関が一部のM矮星で検出され、クールなスタースポットとプラージュの空間的なコロケーションを示していますが、クールな星は常にそのようなコロケーション機能。さらに、スポットカバレッジとH{\alpha}放出は、いくつかのM矮星のすべての回転フェーズで明らかであり、おそらく大気中の多くの小さくランダムに配置された活動領域による活動の基本レベルを示しています。
宇宙論的フォノン：サブホライズンスケールの対称性と振幅
質量のないスピニング粒子とは対照的に、スカラーはユニタリ性とローカリティによって大きく制約されません。オフシェル、ゲージ対称性は明らかにローカル理論を書き留める必要はありませんが、オンシェルの一貫した因数分解は簡単です。代わりに、スカラーの有用な分類スキームは、非線形で実現できる対称性に基づいています。宇宙論におけるローレンツブーストの破壊を動機として、この論文では、インフレのEFTのように、ローレンツブーストを非線形に実現すると想定されるシフト対称スカラーの可能な対称性を分類します。私たちの分類方法は代数的です。剰余類の構築と逆ヒッグス制約によって導かれます。超流動およびガリレイドクラス内のいくつかの既知のフォノン理論を再発見し、$\textit{extendedgalileid}$と呼ぶ新しいガリレイド理論を発見します。ジェネリックガリレイドはガリレオンスカラーEFTの壊れた位相に対応し、拡張ガリレイドは、各ガリレオンカップリングが追加の対称性によって固定される特別なサブセットに対応します。また、Poincar\'{e}不変真空の周りの摂動理論を認める理論の破れた相について議論し、いわゆる例外的なEFT、DBIスカラーと特殊なガリレオンがそのような破れた相を認めないことを示します。DBIに焦点を当てて、インフレのEFTで使用される超流動バックグラウンドの周りで理論を拡張すると、散乱振幅が密かにポアンカル\'{e}不変であることを示すこの詳細な説明を提供します。DBIは、宇宙相関器の全エネルギー極の残差が振幅に比例するという一般的な知識の例外であることを指摘します。また、ブーストが自発的に破れた場合の$2\rightarrow2$散乱振幅の極の不可避性についても説明します。つまり、このような理論では、シフト対称性が存在する場合でもアドラーのゼロと一般化を認めません。
一水酸化カルシウムラジカル（CaOH）の測定された高解像度回転振動スペクトルのMARVEL分析
| Title |
MARVEL_analysis_of_the_measured_high-resolution_rovibronic_spectra_of_the_calcium_monohydroxide_radical_(CaOH) |
| Authors |
Y._Wang,_A._Owens,_J._Tennyson,_S._N._Yurchenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14194 |
一水酸化カルシウムラジカル（CaOH）は、他の天文学的な環境の中で、冷たい星や岩のような太陽系外惑星に関連する重要な天体物理学的分子です。ここでは、最も低い5つの電子状態（$\tilde{X}\、^2\Sigma^+$、$\tilde{A}\の一貫した非常に正確な回転振動（回転振動電子）エネルギーレベルのセットを示します。、^2\Pi$、$\tilde{B}\、^2\Sigma^+$、$\tilde{C}\、^2\Delta$、$\tilde{D}\、^2\Sigma^+$）のCaOH。このシステムに関する公開された分光学的文献の包括的な分析により、1955年のエネルギーレベルを、3204個のrovibronic実験遷移から決定できるようになりました。データセットは、29\、000〜cm$^{-1}$未満の分子状態の$J=62.5$までの回転励起をカバーしています。分析は、分光ネットワークの理論に基づいた堅牢な手順であるMARVELアルゴリズムを使用して実行されました。提供されるデータセットは、CaOHの将来の星間、星間、および大気の検出を大幅に支援するだけでなく、超低温分子研究および基本物理学の精密テストにおける効率的なレーザー冷却スキームの設計を支援します。
データ分析レシピ：ベイズ推論における多変量ガウスの積
| Title |
Data_Analysis_Recipes:_Products_of_multivariate_Gaussians_in_Bayesian_inferences |
| Authors |
David_W._Hogg_(NYU)_(MPIA)_(Flatiron),_Adrian_M._Price-Whelan_(Flatiron),_Boris_Leistedt_(Imperial)_(NYU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14199 |
2つのガウス（または正規分布）の積は別のガウスです。それは貴重で有用な事実です！ここでは、多変量ガウスの一般的な積のリファクタリングを導出するためにそれを使用します。ガウス尤度とガウス事前確率の積。これらのパラメータの一部またはすべてが平均のみで線形にのみ尤度を入力します。つまり、線形、ガウス、ベイジアンモデルです。この確率と以前のpdfの積は、周辺化された尤度（またはベイジアンエビデンス）と事後pdfの積にリファクタリングできます（この場合、これらの両方ともガウス型です）。リファクタリングされたガウシアンの平均と分散テンソルは、閉形式の式として取得するのは簡単です。ここでは、これらの表現を議論とともに提供します。閉形式の式を使用すると、ガウス事前分布を持つ線形パラメーターを含む推論の速度を上げ、精度を向上させることができます。これらの方法を、物理学や天文学で頻繁に発生する推論に関連付けます。答えが必要な場合は、質問はセクション3の冒頭で提起され、回答されます。2つのおもちゃの例をセクション4に練習問題の形で示します。このノートのソリューション、ディスカッション、および練習は、ベイジアン推論と確率の基本的な考え方にすでに精通している人に。
超新星における高速フレーバー変換：ミュータウニュートリノの台頭
| Title |
Fast_flavor_conversions_in_supernovae:_the_rise_of_mu-tau_neutrinos |
| Authors |
Francesco_Capozzi,_Madhurima_Chakraborty,_Sovan_Chakraborty,_Manibrata_Sen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14204 |
コア崩壊超新星のニュートリノは、フレーバー変換が高速に行われ、爆発のメカニズムと元素合成に影響を与える可能性があります。3つのニュートリノフレーバーの存在下で高速変換の最初の非線形シミュレーションを実行します。ミューオン生成を伴う最近の超新星シミュレーションでは、標準の$\nu_{\mu、\tau}=\bar{\nu}_{\mu、\tau}$（2フレーバー）の仮定が緩和されるため、このような分析が必要です。。私たちの結果は、ミューオンとタウレプトン数の角度分布と、従来の電子レプトン数の分布の重要性を示しています。実際、3フレーバーの結果は、2フレーバーの結果とは大きく異なる可能性があります。これらの結果は、ミューとタウのニュートリノの縮退を含む超新星シミュレーションデータでの高速変換の発生をさらに調査する必要性を強めます。
強く結合したクォーク物質での輸送
| Title |
Transport_in_strongly_coupled_quark_matter |
| Authors |
Carlos_Hoyos,_Niko_Jokela,_Matti_Jarvinen,_Javier_G._Subils,_Javier_Tarrio,_Aleksi_Vuorinen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14205 |
閉じ込められたクォーク物質は、大規模な中性子星のコアに存在する可能性があり、さらに、バイナリの中性子星の合併で生成されると予想されます。媒体のバルク熱力学的特性は遷移密度で穏やかな変化しか受けないかもしれませんが、輸送特性は核とクォーク物質の相で質的に異なり、おそらく観察可能な効果につながると予想されます。中性子星観測の最近の進歩に動機付けられて、ホログラフィーを使用して、密な不対クォーク物質におけるバルクおよび剪断粘度、ならびに熱および電気伝導率の最初の体系的な研究を行います。ボトムアップのV-QCDモデルで作業し、その結果をトップダウンのD3-D7システムの予測と比較すると、摂動QCDから利用可能な先行順序予測と定性的に一致しない結果が得られます。私たちの調査結果は、弱く相互作用するシステムと強く相互作用するシステムの異なる輸送特性を強調し、中性子星アプリケーションでの摂動結果の使用には注意が必要です。
シュヴァルツシルトメトリックの最大拡張：Painlev \ 'e-GullstrandからKruskal-Szekeresへ
| Title |
Maximal_extension_of_the_Schwarzschild_metric:_From_Painlev\'e-Gullstrand_to_Kruskal-Szekeres |
| Authors |
Jos\'e_P._S._Lemos,_Diogo_L._F._G._Silva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14211 |
Painlev\'e-Gullstrand部分拡張からKruskal-Szekeresの最大拡張に至る特定の座標系が見つかるため、統合された画像でSchwarzschildメトリックの最大拡張を示します。これを行うには、2つの時間座標を採用します。1つは発信時の測地線の合同の適切な時間であり、もう1つは入力時相の測地線の合流の適切な時間であり、どちらも単位質量あたり同じエネルギー$E$でパラメーター化されます。$E$は$1\leqE<\infty$の範囲内にあり、制限$E=\infty$はKruskal-Szekeresの最大拡張をもたらします。したがって、そのような統合された記述を通じて、Kruskal-Szekeresソリューションが$E$によってパラメーター化されたこの拡張ファミリーに属していることがわかります。私たちの拡張のファミリーは、時間的測地線のエネルギー$E$によってパラメーター化されたNovikov-Lema\^itreファミリーとは異なり、Novikov拡張は$0<E<1$を保持し、最大であり、Lema\^itre拡張$1\leqE<\infty$を保持し、最大ではなく部分的であり、さらにその$E=\infty$制限は、クルスカルセーケレス時空で終了するのではなく、ミンコフスキー時空で回避します。
粒子3と4を生成する極値回転軸対称中性汎用ブラックホールの地平線近くの2つの粒子1と2の衝突を考えます。粒子3と4の両方がブラックホールに落ちて、ホワイトホールに移動するシナリオについて説明します。領域。パーティクル1が微調整されている場合、重心のエネルギー$E_{c.m。}$は無限に大きくなります（Ba\〜{n}ados-Silk-West効果）。次に、パーティクル3は、原則として、別の宇宙の平坦な無限大に到達できます。$E_{c.m。}$だけでなく、対応するキリングエネルギー$E$にも制限がない場合、これはいわゆるスーパーペンローズプロセス（SPP）になります。SPP\が実際に可能であることを示します。したがって、ホワイトホールは、ある宇宙から別の宇宙に移動する高エネルギーフラックスの潜在的な発生源であることがわかります。これは、カーメトリックについてPatilとHaradaによって行われた最近の観測を一般化したものです。プロセスの2つの異なるレジームを異なるスケールで分析します。
複数のGPUによるアーベリアンヒッグス宇宙ストリングの進化
トポロジカルな欠陥は、宇宙論的相転移時にキブル機構によって形成されます。宇宙ストリングとスーパーストリングは、特に興味深い天体物理学と宇宙論の結果につながる可能性がありますが、この研究は現在、ハードウェアリソースと計算時間によってボトルネックとなっている正確な数値シミュレーションの可用性によって制限されています。このボトルネックを解消することを目的として、最近の作業で、ローカルアーベリアンヒッグス文字列ネットワーク用のGPU高速化進化コードを導入して検証しました。これにより速度が大幅に向上しますが、それでもグラフィカルアクセラレータで使用できる物理メモリによって制限されます。ここでは、以前のコードの複数のGPU拡張を実装および検証することにより、主な目標に向けてさらに報告し、強力なスケーリングと弱いスケーリングの両方に関して、その優れたスケーラビリティをさらに示します。4096GPUを使用した$8192^3$の本番稼働は、PizDaintスーパーコンピューターで40.4分の実時間で実行されます。
$ ^ {22} $ Ne（$ \ alpha、\ gamma $）$ ^ {26} $ Mgと$ ^ {22} $ Ne（$ \
alpha、n $）$ ^ {25} $の再評価Mg反応率
| Title |
Re-evaluation_of_the_$^{22}$Ne($\alpha,\gamma$)$^{26}$Mg_and_$^{22}$Ne($\alpha,n$)$^{25}$Mg_reaction_rates |
| Authors |
Philip_Adsley,_Umberto_Battino,_Andreas_Best,_Antonio_Caciolli,_Alessandra_Guglielmetti,_Gianluca_Imbriani,_Heshani_Jayatissa,_Marco_La_Cognata,_Livio_Lamia,_Eliana_Masha,_Cristian_Massimi,_Sara_Palmerini,_Ashley_Tattersall,_and_Raphael_Hirschi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14482 |
競合する$^{22}$Ne（$\alpha、\gamma$）$^{26}$Mgおよび$^{22}$Ne（$\alpha、n$）$^{25}$Mg反応制御巨大なAGB星の弱い$s$プロセスのための中性子の生成。どちらのシステムでも、対応する反応率の比率は中性子の総量に強く影響し、最終的な元素合成に強く影響します。$^{22}$Ne（$\alpha、\gamma$）$^{26}$Mgおよび$^{22}$Ne（$\alpha、n$）$^{25}$Mgの反応率は最近のさまざまな実験的研究によって得られた$^{26}$Mgに関する新たに入手可能な情報を使用して再評価されました。評価された$^{22}$Ne（$\alpha、\gamma$）$^{26}$Mgの反応率は、ロングランド{\itetal。}のそれとほぼ同じままですが、テキサスからの最近の結果も含まれますA\＆M、$^{22}$Ne（$\alpha、n$）$^{25}$Mgの反応率は、天体物理学的に重要な温度範囲では低くなります。NEWTONおよびMESAで計算された恒星モデルは、中性子源としての$^{22}$Neの効率の低下により、弱い分岐$s$プロセスの生成の減少を予測します。MESAモデルで新しい反応率を使用すると、測定値との一致がはるかによくなる$^{96}$Zr/$^{94}$Zrおよび$^{135}$Ba/$^{136}$Ba比が得られますプレソーラーSiC粒子からの比率。
計量とスカラー-テンソル理論のパラティーニ定式化の間のインフレモデルの同等性について
| Title |
On_the_equivalence_of_inflationary_models_between_the_metric_and_Palatini_formulation_of_scalar-tensor_theories |
| Authors |
Laur_J\"arv,_Alexandros_Karam,_Aleksander_Kozak,_Angelos_Lykkas,_Antonio_Racioppi,_and_Margus_Saal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14571 |
場のダイナミクスと観測の予測は一般にこの選択に依存するため、スカラーフィールドが曲率に非最小で結合されると、基礎となるジオメトリと変分重力の原理（メトリックまたはパラティーニ）が重要になり、違いが生じます。本稿では、インフレの計量モデルとパラティーニモデルの両方を含む分類原理について説明します。インフレ観測量は、等角変換とスカラーフィールドの再定義の下で不変のままである特定の量で適切に表現できるという事実を利用しています。これにより、モデルがメトリックとパラティーニの定式化で同等の現象論を生み出すときの特定の条件を解明し、同じオブザーバブルを生成する両方の定式化で異なるモデルを体系的に構築する方法の概要を説明できます。
Astrobots Swarmsのデータ駆動型収束予測
| Title |
Data-Driven_Convergence_Prediction_of_Astrobots_Swarms |
| Authors |
Matin_Macktoobian,_Francesco_Basciani,_Denis_Gillet,_Jean-Paul_Kneib |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2005.14703 |
アストロボットは、観測可能な宇宙のマップを生成するために、その群れが天体物理学の研究で使用されるロボットのアーティファクトです。これらの群れは、さまざまな望ましい観察に関して調整する必要があります。このような調整は非常に複雑であるため、分散型スウォームコントローラは、観測中に取得することが望まれる最小のデータを満たすのに十分な宇宙ロボットを常に調整できるとは限りません。したがって、調整を実行する前に、調整の適合性を確認するための収束検証が必要です。ただし、この目的のための正式な検証方法はありません。この論文では、代わりに機械学習を使用して、宇宙ロボットの群れの収束を予測します。特に、スウォームの初期ステータスとその収束を予測するための観測ターゲットを必要とする、加重$k$-NNベースのアルゴリズムを提案します。私たちのアルゴリズムは、所望の群れの以前の調整から得られた調整データに基づいて予測することを学びます。この方法では、まず距離メトリックに基づいて各宇宙ロボットの収束確率を生成します。次に、これらの確率は、完全または不完全なカテゴリカル結果に変換されます。この方法は、116と487の宇宙ロボットを含む2つの典型的な群れに適用されます。調整の成功の正しい予測は、全体の予測の最大80％になる可能性があることがわかりました。したがって、これらの結果は、予測収束分析戦略の効率的な精度を示しています。
