フライバイ、軌道、スプラッシュバック：サブハロとハロ境界の重要性
孤立したホストまたはサブハローとしての暗黒物質ハローの分類は、構造形成と銀河ハロー接続を理解するために重要です。最も一般的には、サブハローはビリアル半径などの球形の過密度境界内に存在するように定義されています。結果として生じるホストとサブハロの関係は、やや恣意的な過密度のしきい値に敏感に依存しますが、この依存の影響が定量化されることはほとんどありません。最近提案されたスプラッシュバック半径は、最大の球形の過密度境界よりも大きく、サブハロを多く含む傾向があります。半径の定義に対するサブハロの割合の依存性を体系的に調査し、異なる球形の過密度の定義の間で1の因子によって変化する可能性があることを示します。スプラッシュバック半径を使用すると、ビリアルの定義に比べてサブハロの量が2倍になります。また、過去にサブハローであったホストである、フライバイ（またはバックスプラッシュ）ハローの存在量を定量化します。これらのオブジェクトの大部分は、スプラッシュバック半径を使用すると、サブハロとして自然に分類される誤ってラベル付けされた衛星であることを示しています。結果を自己相似宇宙と比較して、サブハローとフライバイのフラクションが赤方偏移と宇宙論で普遍的ではないことを示します。
測定のバイアスによって説明される暗黒エネルギー
典型的な宇宙論モデルは、宇宙がその空間次元において均一で等方性であるという仮定に基づいています。ただし、スペースは完全に均一ではなく、密度の高い領域が含まれているため、物質が集中し、他の密度の低い領域はほとんど空になります。宇宙のスケールファクターの進化は、SNIaの測定から確立されました。このようなイベントは地域で発生することが問題であったため、観測されたSNIaのほとんどが過密地域にあると予想されます。これは、これらの過密地域からの情報のみを考慮し、過密地域からの情報を除外することにより、スケールファクターの進化が偏った方法で確立されたことを意味します。この記事では、このバイアスの影響を分析するための簡単なモデルを開発しました。同定されたバイアスが、宇宙の膨張の見かけの加速を説明できる新しい項のフリードマン方程式の出現につながることを示します。さらに、この項は宇宙定数の特性を表すこと、特に定数が一定になる傾向があり、見かけの負圧に関連していることを示します。
タイプIa超新星（SNeIa）は、距離インジケーターとして使用され、宇宙の膨張履歴を指定する宇宙論的パラメーターを推測します。パラメータの推論は、分析SNサンプルが選択される基準によって異なります。最も単純な選択基準と母集団モデルについてのみ、可能性を分析的に計算できます。そうでない場合は、本質的にエラーのあるプロセスである数値を決定する必要があります。尤度の数値エラーは、パラメーター推論のエラーにつながります。この記事では、1つの赤方偏移で一連のSNeが与えられた場合に距離係数が推定されるおもちゃの例を紹介します。パラメータ推定量とその不確実性は、モンテカルロ法を使用して計算されます。モンテカルロ実現回数と数値誤差の関係を示します。この手順は、より現実的なモデルに適用でき、非定常分析パイプラインの計算要件とデータ管理要件を決定するために使用できます。
| Title |
A_Measurement_of_the_Hubble_Constant_using_Gravitational_Waves_from_the_Neutron-Star_Black-Hole_Candidate_GW190814 |
| Authors |
Sergiy_Vasylyev,_Alex_Filippenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11148 |
最初の最初の高確率中性子星ブラックホール（NS-BH）レーザー干渉計重力波天文台（LIGO）と乙女座干渉計によって検出された合併候補。この方法のベースラインテストをバイナリ中性子星（BNS）統合GW170817に適用し、H$_0=70^{+35.0}_{-18.0}$kms$^{-1}$Mpc$^{-を見つけます銀河の$B$バンドの光度しきい値が$L_B\geq0.001L_B^*$で、カタログの不完全性が修正された1}$（最大事後確率および68.3％の最も高い事後間隔）。GW190814の計算を繰り返すと、H$_0=67^{+41.0}_{-26.0}$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$およびH$_0=71^{+34.0}_{-30.0}$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$for$L_B\geq0.001L_B^*$and$L_B\geq0.626L_B^*$。両方のイベントの事後を組み合わせると、H$_0=70^{+29.0}_{-18.0}$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$が得られ、複数の重力を使用する場合の制約の改善が示されます波のイベント。また、この方法を採用した他の研究の結果を確認します。$L_B$しきい値を増やすと、事後構造が強化され、分布のピークが少し高いH$_0$値にシフトすることを示しています。低スピンPhenomPNRTと結合された（SEOBNRv4PHM+IMRPhenomPv3HM）事後サンプルをそれぞれGW170817とGW190814に使用して共同推論を繰り返し、H$_0=69^{+29.0}_{-14.0}$kmsのより厳しい制約を達成します。$^{-1}$Mpc$^{-1}$。
視線が異なる模擬銀河カタログからのRedshiftの空間歪み測定の分散の低減
| Title |
Reducing_the_Variance_of_Redshift_Space_Distortion_Measurements_from_Mock_Galaxy_Catalogues_with_Different_Lines_of_Sight |
| Authors |
Alex_Smith,_Arnaud_de_Mattia,_Etienne_Burtin,_Chia-Hsun_Chuang,_Cheng_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11417 |
正確な模擬カタログは、大規模な銀河調査の宇宙論的分析における体系を評価するために不可欠です。同じシミュレーションからの異方性2点クラスタリング測定は、異なる見通し線（LOS）で多少のばらつきを示していますが、宇宙の分散のため、平均して同じです。これにより、測定された宇宙論的パラメーターにばらつきが生じます。OuterRimNボディシミュレーションハローカタログを使用して、3つのシミュレーション軸をLOSとして検討します。2点統計の四重極はLOSの変化に特に敏感であり、速度分布のサブパーセントレベルの違いにより、大規模なスケールで約1.5$\sigma$シフトが発生します。複数のLOSを平均化すると、宇宙の変動の影響を減らすことができます。ショットノイズを含む任意の2つのLOSについて、パワースペクトル多重極測定間のガウス相互共分散の式、および平均測定における分散の対応する減少を導出します。四重極測定は反相関であり、3つの直交LOSの場合、平均測定の分散は1/3以上減少します。フィッシャー分析を実行して、対応する宇宙パラメーター測定の精度の向上を予測します。これは、300の拡張バリオン振動分光測量（eBOSS）輝線銀河（ELG）EZmocksのセットと比較します。構造の成長を測定する$f\sigma_8$の増加も、1/3より優れています。将来の模擬課題で複数のLOSを平均化すると、RSDモデルをCPU時間の3倍未満の同じ系統誤差で制約できます。
若い太陽の周りの2つの直接画像化された広軌道巨大惑星、太陽アナログTYC 8998-760-1
| Title |
Two_Directly_Imaged,_Wide-orbit_Giant_Planets_around_the_Young,_Solar_Analog_TYC_8998-760-1 |
| Authors |
Alexander_J._Bohn,_Matthew_A._Kenworthy,_Christian_Ginski,_Steven_Rieder,_Eric_E._Mamajek,_Tiffany_Meshkat,_Mark_J._Pecaut,_Maddalena_Reggiani,_Jozua_de_Boer,_Christoph_U._Keller,_Frans_Snik_and_John_Southworth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10991 |
過去数十年で数十の直接画像化されたコンパニオンが発見されましたが、直接確認された多惑星システムの数はまだ少ないです。これらのシステムの動的分析は、これらの広軌道コンパニオンの形成メカニズムに重要な制約を課します。YoungSunsExoplanetSurvey（YSES）の一環として、17の古く、太陽型の星TYC8998-760-1の周りにある2番目の惑星質量の伴星の検出を報告します。蠍座-ケンタウロス協会。コンパニオンは320auの予測物理的分離を持ち、1.1〜3.8ミクロンのいくつかの個別の測光測定は、コンパニオンの質量を$6\pm1\、M_\mathrm{Jup}$に制限します。これは、質量比$q=0.57に相当します。プライマリに対して\pm0.10\％$。以前に検出された$14\pm3\、M_\mathrm{Jup}$コンパニオンがプライマリーを160auで周回しているため、TYC8998-760-1は、若い太陽アナログの周りで検出された最初の直接イメージングされた多惑星システムです。円軌道は安定していますが、どちらか/両方の成分（$e>0.1$）の穏やかな偏心軌道がGyrタイムスケールでカオス的であり、その場での形成または目に見えない3番目の伴星による非常に特異的な放出を示唆しています。コンパニオンの幅広い分離により、TYC8998-760-1は、JamesWebb宇宙望遠鏡などの宇宙ベースの観測所での分光および測光のフォローアップに最適なシステムです。
裸眼の星を周回する既知の惑星の通過
| Title |
Transits_of_Known_Planets_Orbiting_a_Naked-Eye_Star |
| Authors |
Stephen_R._Kane,_Sel\c{c}uk_Yal\c{c}{\i}nkaya,_Hugh_P._Osborn,_Paul_A._Dalba,_Louise_D._Nielsen,_Andrew_Vanderburg,_Teo_Mo\v{c}nik,_Natalie_R._Hinkel,_Colby_Ostberg,_Ekrem_Murat_Esmer,_St\'ephane_Udry,_Tara_Fetherolf,_\"Ozg\"ur_Ba\c{s}t\"urk,_George_R._Ricker,_Roland_Vanderspek,_David_W._Latham,_Sara_Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Romain_Allart,_Jeremy_Bailey,_Jacob_L._Bean,_Francois_Bouchy,_R._Paul_Butler,_Tiago_L._Campante,_Brad_D._Carter,_Tansu_Daylan,_Magali_Deleuil,_Rodrigo_F._Diaz,_Xavier_Dumusque,_David_Ehrenreich,_Jonathan_Horner,_Andrew_W._Howard,_Howard_Isaacson,_Hugh_R.A._Jones,_Martti_H._Kristiansen,_Christophe_Lovis,_Geoffrey_W._Marcy,_Maxime_Marmier,_Simon_J._O'Toole,_Francesco_Pepe,_Darin_Ragozzine,_Damien_S\'egransan,_C.G._Tinney,_Margaret_C._Turnbull,_Robert_A._Wittenmyer,_Duncan_J._Wright,_Jason_T._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10995 |
最も科学的に価値のある通過惑星のいくつかは、放射速度（RV）調査から既に知られているものです。これは主に、軌道がよく特徴付けられており、RV調査のターゲットである明るい星を優先的に軌道に乗せるためです。TransitingExoplanetSurveySatellite（{\itTESS}）は、既知のほとんどの太陽系外惑星システムを体系的に調査して、惑星の可能な通過を検出する機会を提供します。HD〜136352（Nu$^2$〜Lupi）は肉眼（$V=5.78$）のG型主系列星で、軌道周期が11.6、27.6、108.1日の3つの惑星をホストすることが発見されました。HARPSスペクトログラフによるRVモニタリング。HD〜136352システムの2つの内部惑星の通過の検出と特性評価を提示し、半径が$1.482^{+0.058}_{-0.056}$〜$R_\oplus$および$2.608^{+0.078}_{であることを明らかにします-0.077}$〜$R_\oplus$はそれぞれ惑星bとcに対応します。新しいHARPS観測と、セクター12からの{\itTESS}測光とともに、Keck/HIRESおよびAATからのRVデータを組み合わせて、システムパラメーターの完全な分析を実行します。結合されたデータ分析の結果、抽出されたかさ密度値は$\rho_b=7.8^{+1.2}_{-1.1}$〜gcm$^{-3}$および$\rho_c=3.50^{+0.41}_{-0.36}$〜gcm$^{-3}$はそれぞれ惑星bとcのため、半径の谷の両側に配置されます。マルチトランジット惑星システム、明るいホスト星、および惑星の内部と大気の多様性の組み合わせは、これが小さな世界の大気と軌道の特徴付けのための礎石システムになる可能性が高いことを意味します。
誕生時の惑星人口の発表
小型で近接する太陽系外惑星の半径分布は、最近、二峰性であることが示されています。光蒸発モデルはこの二峰性を予測した。光蒸発のシナリオでは、原始H/He雰囲気が完全に取り除かれた惑星もあれば、それらを保持している惑星もあります。光蒸発モデルと観測された惑星個体群との比較は、コア質量分布やコア組成などの標準的な観測ではアクセスできない惑星個体群の詳細を明らかにする力を持っています。この作業では、光蒸発進化のフォワードモデルを使用して、近接する太陽系外惑星の分布に関する階層推論分析を示します。このモデルを使用して、コア組成、コア質量、および初期大気質量分率の惑星分布を制約します。コア質量分布にピークがあり、平均質量が$\sim6$M$_\oplus$であることがわかります。バルクコアの組成は、氷が少なく「地球のような」岩石と鉄の混合物と一致しています。コア組成の広がりは狭く（2$\sigma$レベルでの鉄質量分率の$\lesssim16\％$変動）、一貫したゼロであることがわかります。この結果は、水/氷の乏しい環境でのコア形成に有利です。大部分の惑星は、典型的な質量分率が$\sim4\％$のH/Heエンベロープを付加していることがわかります。ほんのわずかな部分だけが大量のH/Heを付加せず、「生まれながらの岩」でした。大きなH/He雰囲気なしで形成されたものの4倍の数の超地球が光蒸発によって形成されたことがわかります。最後に、コア降着理論は、追加の質量損失メカニズム（たとえば、「ボイルオフ」）またはコアへの変更を示す$\sim5$の係数によってH/Heコアの量が増加すると予測しすぎていることがわかります-降着理論。
近赤外におけるフォワードモデリング手法による精密半径速度測定
| Title |
Precision_Radial_Velocity_Measurements_by_the_Forward_Modeling_Technique_in_the_Near_Infrared |
| Authors |
Teruyuki_Hirano,_Masayuki_Kuzuhara,_Takayuki_Kotani,_Masashi_Omiya,_Tomoyuki_Kudo,_Hiroki_Harakawa,_S\'ebastien_Vievard,_Takashi_Kurokawa,_Jun_Nishikawa,_Motohide_Tamura,_Klaus_Hodapp,_Masato_Ishizuka,_Shane_Jacobson,_Mihoko_Konishi,_Takuma_Serizawa,_Akitoshi_Ueda,_Eric_Gaidos,_Bun'ei_Sato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11013 |
近赤外線での正確な半径方向速度（RV）測定は、低質量の星またはより高い磁気活動を持つ若い星の周りの太陽系外惑星を検出して特徴付ける強力なツールです。ただし、時間の経過とともに大きく変化する強い赤外線吸収線と輝線が近赤外に存在すると、これらのスペクトルから、テルル線を無視またはマスクするRV情報が抽出されない場合があります。フォワードモデリング手法を使用して、近赤外スペクトルから精密RVを導出するための方法論とパイプラインを示します。これを、すばる8.2m望遠鏡の赤外線ドップラー（IRD）分光器で取得した広い波長範囲（Y、J、Hバンドを同時に）のスペクトルに適用しました。私たちのパイプラインは、恒星光と同時に分光器に注入されるレーザー周波数コムの参照スペクトルに基づいて、各スペクトルセグメントの分光器の瞬間的な機器プロファイルを抽出します。これらのプロファイルを使用して、固有の恒星テンプレートスペクトルが導き出されます。これには、機器の広がりや地形の特徴がなく、RV分析で個々の観測されたスペクトルをモデル化してフィットします。IRDデータを模倣する理論的スペクトルを使用して一連の数値シミュレーションを実装し、パイプラインをテストして、IRDがシグナルからシグナルまでのゆっくりと回転する中期から後期のM矮星に対して<2ms$^{-1}$の精度を達成できることを示します-1000nmでのピクセルあたりのノイズ比$>100$。さまざまな恒星パラメータ（たとえば、$T_{\rmeff}$、$v\sini$、[Fe/H]）に対するRV精度の依存性、およびRV精度に対するテルル線のブレンドの影響は、モックを通じて説明されていますスペクトル分析。また、RV分析パイプラインをGJ699とTRAPPIST-1の観測されたスペクトルに適用し、スペクトログラフとパイプラインが少なくとも時間スケールで<3ms$^{-1}$のRV精度を実現できることを示しています数か月のうち。
固体降着惑星が感じるトルク
原始惑星系円盤の固体材料は、ダストとガスの相互作用と惑星の引力の複合効果により、低質量惑星（M_p<=10M_Earth）の周りに非対称パターンを形成します。最近、原始惑星系円盤内のガスの総質量に比べて総固体質量は無視できるが、特定のサイズの固体種によって正のトルクが発生する可能性があることが示されています。トルクの大きさは、外向きの遊星移動を引き起こす可能性のあるガスの大きさを克服できます。この研究では、惑星による固体種の付着が、固体トルクの大きさが正または負であることを示しています。私たちは、原始惑星系円盤に埋め込まれた低質量惑星の2次元の高解像度（1.5Kx3K）グローバル流体力学的シミュレーションを実行します。固形物は無圧流体として扱われます。M_p<0.3M_Earth原始惑星による適切に結合された固体種の強い降着は、正の固体トルクがガスのそれを2倍超えることができる、惑星の近くに非常に非対称な固体パターンを形成します。ただし、ペブル領域で固体が付着すると、原始惑星が感じる負のトルクが大きくなり、地球と質量の惑星の正のトルクが強くなります。M_p>=3M_地球惑星の場合、固体トルクの大きさは正ですが、調査された降着強度とは無関係です。固体降着惑星の移動は、標準的なタイプI予測から実質的に逸脱する可能性があると結論付けます。
チェリャビンスクコンドライトにおけるリン-かんらん石-群集の形成と変形
| Title |
Formation_and_deformation_of_Phosphorus-Olivine-Assemblages_in_the_Chelyabinsk_chondrite |
| Authors |
Craig_R._Walton,_Ioannis_Baziotis,_Ana_\v{C}ernok,_Oliver_Shorttle,_Paul_D._Asimow,_Ludovic_Ferri\`ere_and_Mahesh_Anand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11137 |
コンドライトリン酸塩鉱物の地球化学とテクスチャーの関連付けは、親小惑星の地質史に洞察を提供することができますが、それらの形成と変形を支配するプロセスは不十分に制約されたままです。ここでは、走査型電子顕微鏡、電子マイクロプローブ、陰極線ルミネセンス、および電子後方散乱回折を使用して、チェリャビンスク（LL5）の通常のコンドライトの3つのさまざまに衝撃を受けた岩相（明るい、暗い、および融解）のリン含有鉱物組織の定量的評価を示します。テクニック。リン酸塩の相会合、マイクロテクスチャ、および微細構造は、チェリャビンスク隕石で調査された、異なる衝撃を与えられた岩相学内およびその間で非常に変動します。ひずみのあるリン酸塩集団とひずみのないリン酸塩集団を継続的に観察します。ひずみのない（再結晶化およびアニールされた）粒子は、より強い衝撃を受けた暗い岩相にのみ存在し、チェリャビンスクのリン酸塩の成長が一次衝撃変成テクスチャーの発達よりも古いことを示しています。この破壊イベントは、隕石の一部が完全に溶けて、リンに富むかんらん石粒子の集団が含まれている衝撃溶融岩相を生成することによっても記録されます。テクスチャーと相の関連付けをチェリャビンスクが交代作用によるかんらん石置換による初期のリン酸塩の成長に続いて、初期の衝撃融解の影響とそれに続くマイナーなイベントの間に大きな変形が続くと解釈します。このマイナーイベントは、明るい岩相と暗い岩相の両方で、斑状のCLテクスチャを表示するリン酸塩の部分母集団を生成したようです。最後に、衝撃変成イベントの分類と関連する物理化学的プロセスの定義に使用できるさまざまなタイプのリン-かんらん石-アセンブリ（タイプI-IIIPOA）を説明する新しい分類スキームを提案します。
急速に回転する水惑星の雪玉気候の開始に対する海氷ドリフトの影響
以前の研究は、海氷の漂流が古地球と低質量星の周りの潮汐で閉じ込められた惑星の地球規模の氷に覆われた雪玉気候の開始を効果的に促進することを示しました。ここでは、海氷のドリフトが、太陽のような星の周りで急速に回転する水惑星に発生する雪玉気候の恒星フラックスしきい値に影響を与えるかどうかを調査します。完全に結合された大気-陸-海-海氷ドリフトをオンまたはオフにした海氷モデルを使用して、偏心のない円軌道（e=0）と偏心軌道（e=0.2）を調べます。海氷のドリフトがオフになっている場合、雪玉の開始に対する恒星流束のしきい値は、e=0および0.2の場合、それぞれ1250--1275および1173--1199Wm^-2です。違いは主に、惑星が偏心軌道の近日点に近いときに、海氷と雪の端が極方向に後退するためです。海氷ドリフトがオンの場合、それぞれの恒星流束のしきい値は1335〜1350および1250〜1276Wm^-2です。これらは、海氷ドリフトが雪玉の開始しきい値をe=0と0.2の両方で約80Wm^-2増加させ、雪玉気候状態の形成を促進することを意味します。さらに、海洋ダイナミクスが雪玉の開始しきい値にわずかな影響（<26Wm^-2）を与えることを示します。これは、海氷の端が赤道に近づくにつれて、海洋の熱輸送がますます弱くなるためです。これらの結果は、海氷のダイナミクスが居住可能ゾーンの外縁に近い惑星の気候にとって重要であるが、海洋の熱輸送はそれほど重要ではないことを示唆しています。
測光と分光法で通過する惑星の偏平を制限する
| Title |
Constraining_the_oblateness_of_transiting_planets_with_photometry_and_spectroscopy |
| Authors |
B._Akinsanmi,_S._C._C._Barros,_N._C._Santos,_M._Oshagh_and_L._M._Serrano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11221 |
急速な惑星の回転により、惑星の平衡形状が偏る可能性があります。惑星の偏角は、主に測光通過光曲線の微妙な進入と退出の特徴を調べることによって調べられていますが、分光ロシター-マクラフリン（RM）信号に対する偏角の影響を調査します。惑星と星の半径比が0.15、土星のような扁平率が0.098の巨大惑星が、最大1.1ms$^{-1}$の振幅で分光シグネチャを引き起こし、高精度のスペクトログラフで検出できることを発見しましたESPRESSOなど。また、急速に回転する星を通過するトランジットや、スピン軌道の不整合がある惑星では、分光偏波信号が特に増幅され、トランジットの向きによっては、測光信号よりも目立つようになります。測光と分光法での偏角の検出可能性を比較し、主にそれらがより高いケイデンスでサンプリングされて偏角の進入と退出の異常をよりよくプローブできるため、測光光度曲線は分光RM信号よりも偏角の検出により敏感であることを発見しました。しかし、通過する惑星の光度曲線とRM信号の共同分析は、惑星の偏平のより正確で正確な推定を提供します。そのため、ESPRESSOは、TESS、CHEOPS、PLATO、JWSTなどの現在および今後の測光機器とともに、惑星の偏角の測定に非常に役立ちます。
熱い木星系における軌道周期変調
角運動量を軌道から惑星の回転に、またはその逆に転送するスピン軌道結合に基づく、近接する巨大惑星を含むシステムでの軌道周期変調のモデルを紹介します。結合は、惑星の固体コアに存在すると想定される永続的な非軸対称の重力四重極モーメントによって生成されます。惑星の内部回転の2つのレジームを調査します。つまり、惑星が剛体回転する場合と、その深い内部の回転が、外殻の動揺または断続的な対流の結果として時間依存である場合です。モデルは、非常に暑い木星のサンプルに適用され、剛体回転の場合の約50秒の一定周期の天体暦からの最大通過時間偏差を予測します。WASP-12の通過時間変動は、現在一定でない期間の証拠を示す唯一のシステムであり、厳密な回転を仮定して説明することはできませんが、時間依存の内部回転レジームでモデル化できるため、それらの解釈の代替手段を提供します惑星軌道の潮汐減衰の観点から。
惑星赤外線の過剰を使用して太陽系外惑星の大気を研究するための新しい方法
今日まで、観測者が太陽系外惑星の大気の組成または熱構造を明らかにする能力は、高コントラスト直接イメージングと通過する太陽系外惑星の時系列観測という2つの手法にかかっています。前者は現在、若い大規模な物体の特徴付けに限定されていますが、後者はほぼ90度の軌道傾斜を必要とするため、大気研究は全系外惑星の人口のごく一部に限定されます。ここでは、同時の広波長スペクトルを取得し、恒星スペクトルから惑星の赤外線放射を解決することに依存する非遷移型太陽系外惑星の大気を研究するための観測および分析手法を紹介します。この方法は、疎にサンプリングされた位相曲線観測を使用して太陽系外惑星の大気ダイナミクスを研究するための効率的な手段、または最も近いM矮星（ProximaCentauriなど）を周回する非遷移型太陽系外惑星の生命の兆候を検索するメカニズムを提供できます。ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）の観測で効果的であることが示された場合、惑星の赤外線の過剰（PIE）を測定する方法は、大気の特性評価のために近くの非通過性太陽系外惑星の大規模な個体群を開きます。
ヨーロッパの測光の地域研究
エウロパの表面は地質学的に若く、現在の活動の兆候を示しています。測光の観点からそれを研究すると、その物理的状態についての洞察が得られます。VoyagerのImagingScienceSystemとNewHorizonsのLONGRangeReconnaissanceImagerからの57枚の画像のコレクションを使用し、幾何学的メタデータを修正してすべてのピクセルを投影し、測光情報（反射率と観測のジオメトリ）を計算しました。Europaの表面全体に散在する20の領域を調べ、微物理状態を推定するために、Hapke放射伝達モデルとベイズフレームワークを使用して測光動作を推定しました。それらのほとんどは、既に地球規模で観測されているエウロパの明るい後方散乱挙動と一致しており、宇宙風化によって成熟した粒子の存在を示しています。しかし、最近の極低温火山活動や噴流に起因する可能性のある新鮮な堆積物の存在をおそらく示している狭い前方散乱を示す非常に明るい領域を特定しました。全体として、エウロパの表面の測光は以前に考えられていたよりも多様であり、その微物理状態も同様であることを示しました。
スピンによる高離心率の小惑星のGyrタイムスケールの破壊と2006年のHY51が免れた理由
| Title |
Gyr-timescale_destruction_of_high-eccentricity_asteroids_by_spin_and_why_2006_HY51_has_been_spared |
| Authors |
Valeri_V._Makarov,_Alexey_Goldin,_Dimitri_Veras |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11487 |
小惑星や他の小さな天体は著しく扁平な形状をしており、高度に偏心した軌道での中心中心通過中に加えられる摂動3軸トルクは、無秩序な回転の状態を引き起こし、維持します。慣性の主軸周りの順行スピン速度は上から制限されていないため、偶発的に回転ブレークアップに対応するしきい値に達する可能性があります。このプロセスのこれまでの調査は、運動方程式が固いため、$\sim10^3$軌道の積分に限定されていました。ここでは、このスピンレートの進化を$\sim10^9$軌道上で計算する高速1Dシミュレーション方法を紹介します。この方法を既知の最も偏心した太陽系小惑星2006HY51（$e=0.9684$）に適用し、合理的に予想される形状パラメーターの場合、分解速度まで加速することはできません。ただし、より偏心した軌道にある原始太陽系の小惑星は、このタイプの回転分裂から既に分裂している可能性があります。この方法は、白色矮星惑星系で一般的であると考えられている、極端に偏心した3軸系エキソ小惑星（$e>0.99$）の長期的な進化を調査する有望な機会でもあります。
超星$ \ pi $ Men cとその星のスピンの軌道のずれ
| Title |
Orbital_misalignment_of_the_super-Earth_$\pi$_Men_c_with_the_spin_of_its_star |
| Authors |
Vedad_Kunovac_Hod\v{z}i\'c,_Amaury_H.M.J._Triaud,_Heather_M._Cegla,_William_J._Chaplin_and_Guy_R._Davies |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11564 |
惑星間散乱イベントは、惑星の移動履歴の観測可能な痕跡を、恒星のスピン軸に対する軌道のミスアライメントの形で残す可能性があります。これは、通過中に取得された分光時系列から測定可能です。近接超地球$\pi$男性cのESPRESSOで観測された高解像度分光トランジットを提示します。このシステムには、幅の広い偏心軌道にある外側の巨大惑星も含まれています。最近、内側の惑星軌道に対して傾いていることがわかりました。これらの特徴は、過去の動的相互作用を連想させます。通過中に惑星オカルト光を正常に取得し、$\pi$Mencの軌道が$\lambda=-24.0^\circ\pm4.1^\circ$（$\psi=26.9^{\circ+5.8^\circ}_{\、-4.7^\circ}$）。これは、超地球の$\pi$Mencが高離心率の移動に続いて潮汐循環を追跡したこと、および超地球が星から遠く離れて形成される可能性があることのヒントと一致しています。また、ESPRESSOのラジアル速度時系列内で太陽のような振動の明確なシグネチャを検出し、${\sim}20$cm/sのラジアル速度の精度に達しています。ガウス過程を使用して振動をモデル化し、最大振動の周波数$\nu_\text{max}=2771^{+65}_{-60}$$\mu$Hzを取得します。これらの振動により、従来の方法を使用してRossiter-McLaughlin効果を検出することが困難になります。ただし、リロードされたRossiter-McLaughlinアプローチを使用して成功しています。最後に、付録では、TESSCycle1の全データのガウスプロセス通過解析から得られた$\pi$Mencの更新された物理パラメーターとエフェメライドも示します。
HD 169142のシャドウとプレッシャーバンプの移動について
| Title |
On_moving_shadows_and_pressure_bumps_in_HD_169142 |
| Authors |
Gesa_H.-M._Bertrang,_Mario_Flock,_Miriam_Keppler,_Trifon_Trifonov,_Anna_B._T._Penzlin,_Henning_Avenhaus,_Thomas_Henning,_Matias_Montesinos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11565 |
若い惑星の探索は、降着する惑星PDS70bを検出することで、最初の進歩を遂げました。惑星の形成、特にHR8799や太陽系などのシステムへの理解を広げるために、それらの形成中にそれらのシステムを研究することは避けられません。最も近いHerbig星の1つであるHD169142に関するこれまでの研究は、影付け原始惑星候補（Bertrang+2018）を指しています。ここでは、以前に提案した仮説を検証するためのフォローアップ観察を示します。動く影をテストするために、このデータセットは、以前の観測と可能な限り比較できる必要があります。したがって、以前と同じ方法で偏光解析画像（PDI）を使用してSPHERE/ZIMPOL観測を取得します。次に、6年間のディスクの構造変化を追跡するために、新しいデータを以前の観測との関連で設定しました。3つのエポックにわたるHD169142の構造を比較すると、内部リングの前述の表面輝度ディップの位置の空間的に解決された系統的な変化が明らかになります。さらに、リングに沿った方位角方向の輝度構造の変化を見つけます。そして最後に、SPHERE/ZIMPOLデータと最近のALMA観測を比較すると、明るいリングの波長依存の放射状プロファイルがわかります。リングの表面の明るさの変化が発生する時間スケールは、それらが塵に囲まれた1-10Mjの惑星によって投じられた影によって引き起こされたことを示唆しています。シャドウキャスティング候補の軌道は、星から約12auに位置しているため、私たちの太陽系の巨大惑星の軌道に匹敵します。さらに、リングの温度によって引き起こされた不安定性の最初の兆候を見つけます。そして最後に、4.5auの幅で、初めて空間的に解決された圧力最大値をトレースします。（略称）
銀河円盤における星の空間的および運動学的クラスタリング
| Title |
Spatial_and_Kinematic_Clustering_of_Stars_in_the_Galactic_Disk |
| Authors |
Harshil_Kamdar,_Charlie_Conroy,_Yuan-Sen_Ting,_Kareem_El-Badry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10990 |
銀河円盤は、星の形成と銀河のポテンシャルの非軸対称性の両方のために、空間的、運動学的、および化学的に多くのスケールでクラスター化されることが期待されています。この作業では、太陽の1kpc内の$1.7\times10^6$星のサンプルを使用して、空間および運動学的2点相関関数を計算します。6D位相空間情報は\textit{Gaia}DR2から入手できます。クラスタリングは、1〜300pcの空間スケールと少なくとも15kms$^{-1}$の速度スケールで検出されます。バインドされた構造が含まれている場合、データは、ほとんどの空間スケールで$\gamma\approx-2$のべき乗則インデックス（$\xi（\Deltar）\propto\Deltar^{\gamma}$）を持ちます。理論的な予測に沿って。バインドされた構造を削除すると、データは$<100$pcの場合は$\gamma\approx-1$、$>100$pcの場合は$\gamma\lesssim-1.5$のべき乗指数を持ちます。これらの結果は、星が渦巻状の腕、棒、GMCを含む現実的なポテンシャルで軌道を回るクラスターで生まれる銀河の新しい星ごとのシミュレーションの助けを借りて解釈します。シミュレーションは、すべての空間的および運動学的スケールでの観測（2〜3倍以内）とほぼ一致していることがわかります。詳細には、シミュレーションの相関関数は、$<20$pcスケールのデータよりも浅く、$>30$pcスケールのデータよりも急勾配です。また、シミュレーションに存在しない大きな$\Deltav$（$>5$kms$^{-1}$）のデータの運動学的相関関数に永続的なクラスタリング信号が見つかりました。観測とシミュレーションの間のこの不一致は、シミュレーションに含まれていない2つのプロセス（階層的な星の形成と過渡的なスパイラルアーム）が原因であると推測しています。また、シミュレーションを使用して、クラスター化信号をペアワイズの金属性と年齢分離の関数として予測します。$50\％$および$0.05$dexの精度で測定された年齢と金属性は、クラスタリング信号を強化するために必要です。
TNG50星形成銀河の気相金属性勾配
| Title |
Gas-phase_metallicity_gradients_of_TNG50_star-forming_galaxies |
| Authors |
Z._S._Hemler,_Paul_Torrey,_Jia_Qi,_Lars_Hernquist,_Mark_Vogelsberger,_Xiangcheng_Ma,_Lisa_J._Kewley,_Dylan_Nelson,_Annalisa_Pillepich,_R\"udiger_Pakmor,_Federico_Marinacci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10993 |
赤方偏移$z=$0--3で測定されたTNG50星形成銀河集団の放射状気相、質量加重金属性プロファイルおよび勾配を示します。勾配の赤方偏移の進展を調査し、勾配の急峻さと銀河の特性との関係を調べます。これらの負の勾配の間に有意な多様性が観察されますが、TNG50勾配は主にすべての赤方偏移で負であることがわかります。すべての銀河の勾配の急峻さは、ほぼ一定の速度で赤方偏移とともにほぼ単調に増加することを決定します。この速度は銀河の質量によって大きく変化しません。赤方偏移$z\leq2$で、勾配の急勾配と銀河の恒星の質量の間に弱い負の相関関係が見られます。ただし、銀河の星の形成分布によって定義される特徴的な半径によって勾配を正規化すると、これらの正規化された勾配は恒星の質量と赤方偏移の両方で不変のままであることがわかります。結果を以前のシミュレーションのコンテキストに配置し、TNG50の高赤方偏移勾配がバースト性フィードバックを備えたモデルのものより急であることを示します。これにより、高赤方偏移勾配が銀河形成モデルの重要な判別子としてさらに強調される場合があります。また、赤方偏移$z=0$および$z=0.5$TNG50の勾配は、これらの赤方偏移で銀河で観測された勾配と一致していることがわかりますが、赤方偏移$z\gtrsim1$銀河で観測された平坦な勾配はTNG50では存在しません。今後のJWSTとELTの観測によりこれらの平坦な勾配が検証される場合、乱流や強い風を介して、ISM内でより強力な放射状ガス混合を実装するシミュレーションモデルの必要性を示す可能性があります。
$ \ beta $ Pictoris移動グループの動的トレースバック年齢
| Title |
Dynamical_traceback_age_of_the_$\beta$_Pictoris_moving_group |
| Authors |
N._Miret-Roig,_P.A.B._Galli,_W._Brandner,_H._Bouy,_D._Barrado,_J._Olivares,_T._Antoja,_M._Romero-G\'omez,_F._Figueras_and_J._Lillo-Box |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10997 |
コンテキスト：$\beta$Pictoris移動グループは、ソーラー地区で最もよく知られている若い団体の1つであり、いくつかのメンバーは、星間円盤、惑星、彗星をホストしていることが知られています。その年齢を正確に測定することは、年齢に強く依存する惑星形成や円盤進化などのいくつかの天体物理学的プロセスを研究するための基本です。目的：$\beta$Pictoris移動グループの正確かつ正確な動的トレースバック年齢を特定することを目的としています。方法：私たちのサンプルは、非常に正確なガイアDR2天文測定と、均一な方法で測定された地上ベースの放射速度を組み合わせています。アルゴリズムの更新版を使用して動的年齢を決定します。新しいアプローチは、サンプル選択プロセスを改善し、トレースバック分析を実行するために、関連の空間的および運動学的共分散行列のロバストな推定を考慮に入れます。結果：$\beta$Pictoris移動グループの動的年齢は$18.5_{-2.4}^{+2.0}$Myrと推定されます。誕生時に関連の空間的下部構造を調査し、より集中した星のコアの存在を提案します。また、$\beta$Picの81人のメンバーの正確な半径方向速度測定を提供します。これには、10個の星を含み、最初に半径速度が決定されます。結論：動的トレースバック年齢は、以前のトレースバック年齢推定値よりも3倍正確であり、さらに重要なのは、初めて、トレースバック年齢を他の動的、リチウム枯渇境界、および等時性年齢の最新の推定値と調整することです。これは、天文学と分光の優れた精度、サンプルの均一性、およびバイナリとメンバーシップの詳細な分析のおかげで可能になりました。
天の川のハロー外縁の小人：最初の落下衛星かバックスプラッシュ衛星か？
| Title |
Dwarfs_in_the_Milky_Way_halo_outer_rim:_first_in-fall_or_backsplash_satellites? |
| Authors |
Matias_Bla\~na_(MPE,_LMU),_Andreas_Burkert_(LMU,_MPE),_Michael_Fellhauer_(UDEC),_Marc_Schartmann_(LMU,_MPE),_Christian_Alig_(LMU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11001 |
レオTは、天の川（MW）から414kpc$（1.4R_{\rmvir}）$の距離にあるガスに富む矮星であり、現在、最初のアプローチであると想定されています。ここでは、新しいコード{\scdelorean}を使用して、小人の時間を遡って計算された軌道の分析を提示し、体系的な不確実性の範囲を調査します。MWビリアルの質量と降着、M31ポテンシャル、宇宙の膨張。$|\vec{u}_{\rmt}^{\rmGSR}|\！\leq\！よりも低い銀河系の静止基準フレームでの接線速度の軌道を発見しました。63^{+47}_{-39}{\rm\、km\、s^{-1}}$は、バックスプラッシュソリューション、つまり過去にMW暗黒物質ハローに出入りした軌道とその速度をもたらします$|\vec{u}_{\rmt}^{\rmGSR}|\！\geq\！21^{+33}_{-21}{\rm\、km\、s^{-1}}$は、最小軌道中心範囲が$D_{\rmmin}\！\geq\！38^{+26}_{-16}{\rm\、kpc}$の広い軌道のバックスプラッシュソリューションをもたらします。この衛星はガスストリッピングと潮汐破壊に耐えることができます。さらに、新しい適切なモーション推定は、バックスプラッシュソリューションの領域と一致します。これは、LeoTが初期のシステムである可能性が高いことを示唆しています。私たちはこの方法を他の遠方のMW衛星に適用し、ガスのないCetusとEridanusIIのガスストリップされたバックスプラッシュソリューションの範囲を見つけ、それらの冷たいガスの欠如について考えられる説明を提供しました。こんにちは豊富なフェニックスI。また、非膨張シナリオと比較すると、宇宙の膨張が最初の中心中心通過を遅らせる可能性があることもわかります。この研究は、これらの遠い小人の起源を探求し、それらの進化と現在の特性を形作った環境と内部プロセスに制約を提供します。
z = 3.5までの銀河におけるブラックホール降着と星形成の共進化
| Title |
Co-evolution_of_black_hole_accretion_and_star_formation_in_galaxies_up_to_z=3.5 |
| Authors |
R._Carraro,_G._Rodighiero,_P._Cassata,_M._Brusa,_F._Shankar,_I._Baronchelli,_E._Daddi,_I._Delvecchio,_A._Franceschini,_R._Griffiths,_C._Gruppioni,_E._L\'opez-Navas,_C._Mancini,_S._Marchesi,_M._Negrello,_A._Puglisi,_E._Sani,_H._Suh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11002 |
ブラックホールの降着率（BHAR）と星形成率（SFR）のさまざまな銀河のライフフェーズでの共進化を研究します。主なシーケンスの星形成銀河、さまざまな宇宙時代の静止銀河とスターバースト銀河。私たちは、ChandraCOSMOS-Legacy調査からのX線データと、COSMOS2015カタログに示されているCOSMOSフィールドでの広範な多波長補助観測を利用します。X線スタッキング分析を実行し、広い赤方偏移間隔（$0.1<z<3.5$）でそれを検出された線源と組み合わせます。X線の明度はBHARの予測に使用され、遠赤外線ハーシェルマップでの同様のスタッキング分析は、対応するSFRの測定に使用されます。私たちは、平均SFR-恒星質量（M*）関係の進化に焦点を当て、BHAR-M*関係と比較します。BHARとSFRの比率は、恒星の質量に依存しますが、赤方偏移では進化しないことがわかります。星を形成する集団の場合、M*へのこの依存性は$\sim0.6$の対数勾配を持ち、$\sim0.4$のスターバーストサンプルでは、どちらも一定のままの静止ソース（$\log（\rm{BHAR}/{\rmSFR}）\sim-3.4$）。特定のBHARと特定のSFRを調査することにより、M*とブラックホールの質量（M$_{\rmBH}$）の両方の小型化の兆候を発見しました。そして、スターバースト銀河はより最近まで持続する降着を持っていました。私たちの結果は、同じ物理的プロセスが星形成とブラックホール降着の両方に影響を与え、維持するという考えを裏付けています。すべての赤方偏移におけるM*-M$_{\rmBH}$関係の私たちの統合された推定値は、ローカルM*-M$_{\rmBH}$関係の独立した決定と一致しているため、弱い証拠に重要な証拠が追加されますBHAR/SFRの進化、およびローカルの動的M*-M$_{\rmBH}$関係と比較した低い正規化。
S2ストリーム：原始的な矮小銀河の断片
| Title |
The_S2_Stream:_the_shreds_of_a_primitive_dwarf_galaxy |
| Authors |
David_S._Aguado,_G._C._Myeong,_Vasily_Belokurov,_N._W._Evans,_Sergey_E._Koposov,_Carlos_Allende_Prieto,_Gustavo_A._Lanfranchi,_Francesca_Matteucci,_Matthew_Shetrone,_Luca_Sbordone,_Camila_Navarrete,_Jonay_I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_Julio_Chanam\'e,_Luis_Peralta_de_Arriba,_Zhen_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11003 |
高解像度と低解像度の両方の分光法を使用して、金属に乏しいS2ハローストリーム内の星の複数機器の化学分析を提示し、アーカイブデータの再分析で補完して62S2メンバーの合計サンプルを取得します。当社の高解像度プログラムは、アルファ元素（C、Mg、Si、Ca、Ti）、鉄ピーク元素（V、Cr、Mn、Fe、Ni）、nプロセス元素（Sr、Ba）およびその他の元素を提供しますS2オブジェクトのサブサンプルのLi、Na、Al、Sc。S2ストリームが破壊された矮小銀河によって生成されたことを確認する、大きな金属性の広がり（〜1dex）にわたるコヒーレントな存在パターンを報告します。S2のアルファ要素は、[Fe/H]<-2で「膝」と解釈できる、金属性の増加とともに緩やかな減少傾向を示します。ただし、[Fe/H]の上限でも、S2の[alpha/Fe]比はハロー高原から下がらず、先史時代の濃縮パターンを最小限のSNIa寄与で示しています。低金属性の端では、S2のn捕獲元素はrプロセス生成によって支配されます。いくつかの星はBaで強化されていますが、Srでは異常に極端に貧弱です。さらに、低[Fe/H]星のいくつかはカーボン強化。適度な星形成効率と低風効率の必要性を示す化学進化モデルの助けを借りて、観測された存在パターンを解釈し、S2の始祖が原始的な矮小銀河であることを確認します。
レゴII：天の川ディスク内で最も活発に星を形成する部分の100個をカバーする3 mm分子線の研究
| Title |
LEGO_II:_A_3_mm_molecular_line_study_covering_100_pc_of_one_of_the_most_actively_star-forming_portions_within_the_Milky_Way_Disc |
| Authors |
A.T._Barnes,_J._Kauffmann,_F._Bigiel,_N._Brinkmann,_D._Colombo,_A.E_Guzm\'an,_W.J._Kim,_L._Sz\H{u}cs,_V._Wakelam,_S._Aalto,_T._Albertsson,_N.J._Evans_II,_S.C.O._Glover,_P.F._Goldsmith,_C._Kramer,_K._Menten,_Y._Nishimura,_S._Viti,_Y._Watanabe,_A._Weiss,_M._Wienen,_H._Wiesemeyer,_and_F._Wyrowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11005 |
現在の世代の（サブ）mm望遠鏡は、分子線放出が銀河系外の物理的、運動学的、および化学的特性を研究するための主要なツールになることを可能にしました。仕方。この論文では、W49の大規模な星形成領域（$\sim$100$\times$100pcat11kpc）、これは「LEGO」IRAM-30mの大規模プロジェクトの一部として採用されました。分子線遷移の空間範囲または明るさは、それらの臨界密度と十分に相関していないことがわかります。線の放出特性を推定するときは、存在量と光学深度を強調する必要があります。ラインエミッションの総エミッションとエミッション効率（つまり、H$_{2}$カラム密度あたりのライン輝度）が、分子水素カラム密度とダスト温度の関数としてどのように変化するかを調査します。すべての種について、最も明るく最も効率的に放出されるガスの原因となるこのパラメーター空間の単一の領域はないことがわかりました。たとえば、HCN遷移は、高いカラム密度（$10^{22}$cm$^{-2}$）と適度な温度（35K）で高い放出効率を示すことがわかります。N$_2$H$^+$は、低温に向かって最も効率的に放出します（$10^{22}$cm$^{-2}$;<20K）。$X_{\mathrm{CO}（1-0）}\sim0.3\times10^{20}\mathrm{cm^{-2}（Kkms^{-1}）^{-1}}$を決定します、および$\alpha_{\mathrm{HCN}（1-0）}\sim30\mathrm{M_\odot（Kkms^{-1}pc^2）^{-1}}$はどちらも大幅に異なります一般的に採用されている値。全体として、これらの結果は、分子線の放出を解釈するときに注意が必要であることを示唆しています。
遠赤外線測光レッドシフト：非常に不確実な企業への新しいアプローチ
| Title |
Far-Infrared_Photometric_Redshifts:_A_New_Approach_to_a_Highly_Uncertain_Enterprise |
| Authors |
Caitlin_M._Casey_(University_of_Texas_at_Austin) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11012 |
ミリ波の波長での静止フレーム遠赤外線でのダストからの再処理された放出に基づいて銀河の遠赤外線フォトメトリック赤方偏移を導出する新しいアプローチを提示します。遠赤外線フォトメトリック赤方偏移（"FIR-$z$"）は、過去10年間に使用され、光学/近赤外線などの他の波長での光度測定に欠けている非常に不明瞭な銀河の赤方偏移の制約を導き出しました。ほとんどの文献FIR-zフィットは、単一の銀河の遠赤外線テンプレートスペクトルエネルギー分布（SED）への$\chi^2$最小化を通じて実行されます。単一の銀河テンプレート、またはテンプレートの控えめなセットを使用すると、実際の銀河は固有のダストSEDで広範囲を表示するため、FIR-$z$の不確かさを人為的に低く見積もることができます。銀河SEDの観測された分布を使用して（$0<z<5$全体にわたって十分に制約されたサンプルの場合）、MMpzと呼ばれる新しい遠赤外線からミリメートルのフォトメトリック赤方偏移技術を動機付けます。MMpzアルゴリズムは、銀河はレストフレームのピーク波長$\lambda_{\rmpeak}$と合計IR光度L$_{\rmIR}$の間の経験的に観察された関係から引き出されている可能性が最も高いと主張しています。導出された測光赤方偏移は、推定されたL$_{\rmIR}$でのSEDの測定の不確実性と固有の変動、および$z>5$でのCMBからの加熱を説明します。MMpzアルゴリズムの精度は$\sigma_{\Deltaz/（1+z）}\approx0.3-0.4$で、シングルテンプレートフィットと同様ですが、FIR-$z$不確実性のより正確な推定を提供します別の遠赤外線測光赤方偏移法（$\mathcal{O}（\chi^2_{を使用）と比較して、次数のカイ二乗$\mathcal{O}（\chi^2_{\nu}）=1$を削減\nu}）\approx10-10^{3}$）。
銀河系外銀河系における宇宙線に対するガンマ線および電波バックグラウンドの制約
| Title |
Gamma-ray_and_radio_background_constraints_on_cosmic_rays_in_Milky_Way_circumgalactic_medium |
| Authors |
Ranita_Jana,_Manami_Roy_and_Biman_B._Nath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11015 |
宇宙線（CR）と天の川（MW）銀河の拡散周囲銀河ガスとの相互作用を調べ、ハドロン的な$\gamma-$ray放射と電波放射光を放射します。観測された等方性$\gamma$-rayバックグラウンド（IGRB）と電波連続体の助けを借りて、銀河系周囲の媒体（CGM）のCR数を制限することを目指しています。$\eta\equivP_{\rmCR}/P_{\rmth}$でパラメーター化された宇宙線の母集団を含めることにより、文献で説明されている静水圧平衡のCGMガスのさまざまなモデルを変更します。最も単純な等温モデルの場合、IGRBは$\eta\lesssim1$のみを許可します。一方、CGMガスの冷却が冷却時間と自由落下時間の最適な比率で調整される降水量モデルでは、IGRBは$\eta\lesssim230$を許可します。境界条件を変更することで回避できる$\eta\sim1$の近くに小さな禁止範囲があります。また、MWにおける太陽系の中心からずれた位置にあるため、CGMからの$\gamma$線放出における異方性の重要性についても説明します。この考慮は、フラックス制限が満たされている場合でも、CRが支配するCGMのモデルに問題を引き起こす可能性があります。電波連続体は降水モデルの$\eta\lesssim400$を制限し、等温モデルを制約しませんが、これらの制約は、シンクロトロン損失時間がCR拡散時間スケールに匹敵することによって緩和されます。これらの境界は、MW質量の銀河のCGMにおける有意なCR母集団を示す現在の数値シミュレーションに関連しています。
構造成長のアセンブリ適合性：化石と通常の銀河群
グローバルな星形成履歴と$z=0$での恒星の質量関数に合わせて調整された半解析的手法を使用して、最も恒星が不足している銀河群を理解しようとします。私たちはそのようなグループは一種の化石グループ（FG）であると主張します-銀河の通常のグループと比較して、それらはハローと恒星の両方の質量を早く組み立てます。これらのFGと通常のグループの間に中心銀河と衛星の一致があることがわかります。前者の形式の中心と衛星は、後者の対応するものよりも早く、恒星が不足しています。この効果を暗黒物質ハローの「アセンブリ適合性」と呼びます。この効果は、FGと通常のグループ間の恒星含有量の違いの約70％を占めています。グループの星形成率のピーク赤方偏移で分割すると、ピーク赤方偏移のいずれかの側にある衛星ハローの質量関数は、FGと通常のグループの間で区別できないことがわかり、ハローアセンブリの自己相似性を示します。ピーク。ラム圧とガス加熱による「バリオン環境」効果は、恒星含有量の違いの約30％を占めます。FGの全恒星の質量は通常のグループのそれよりも低いですが、FGの最も明るい中心銀河の質量は、平均して、通常のグループの質量よりも大きいと予測しています。また、FGの中心銀河では、中心から外側に向かって負の恒星年齢勾配があり、正常なグループの銀河ではその反対が予想されます。
高エネルギー源が豊富な分子雲の巨大な星：NGC 6334のG332.809-0.132とCS 78の橋
| Title |
Massive_Stars_in_Molecular_Clouds_Rich_in_High-energy_Sources:_The_Bridge_of_G332.809-0.132_and_CS_78_in_NGC_6334 |
| Authors |
Maria_Messineo_(University_of_Science_and_Technology_of_China),_Karl_M._Menten_(Max-Planck-Institut_fuer_Radioastronomie),_Donald_F._Figer_(Rochester_Institute_of_Technology),_and_J._Simon_Clark_(The_Open_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11074 |
NGC6334のHII領域CS78およびG332.809-0.132の方向にある大質量星の検出をここに示します。G332.809-0.132複合体によってカバーされる領域は、RCW103恒星協会と一致します。2MASS、DENIS、およびGLIMPSEデータを使用して、そのコア（半径40フィート）で、約110のOB候補星（Ks<10magおよび0.4<AKs<1.6mag）が特定されました。この数のOBスターは、この地域で観測されたライマン連続体光子の数の50％以上を占めています。中解像度のKバンドスペクトルは、1つのWN8スターと1つのOfpe/WN9スターを含む7つの初期タイプで取得されました。後者はRCW103の残骸の近くにあり、その光度は約3kpcの距離と一致しています。分析された領域には、以前にRCW103で知られている34個のOBスターのうち9個、およびIRAS16115-5044が含まれており、これらは候補の明るい青色の変数として再分類されます。視線は特に興味深いもので、3つのらせん状の腕を交差しています。-50（Scutum-CruxアームにRCW103）の分子雲と-90kms-1（Normaアーム）に別の分子雲が検出され、どちらも巨大な星と超新星残骸が豊富です。また、CS78、2MASSJ17213513-3532415の主要なイオン化源としてのB超巨星の検出についても報告します。中解像度のHおよびKバンドスペクトルは、HIおよびHeIライン、およびFeIIラインを表示します。1.35kpcの距離を仮定することで、スーパージャイアントに典型的な-6.16のボロメータの大きさを推定します。
シミュレートされた天の川アナログのスパイラルアームトレーサーの合成観察
| Title |
Synthetic_observations_of_spiral_arm_tracers_of_a_simulated_Milky_Way_analog |
| Authors |
Stefan_Reissl,_Jeroen_M._Stil,_En_Chen,_Robin_G._Tre{\ss},_Mattia_C._Sormani,_Rowan_J._Smith,_Ralf_S._Klessen,_Megan_Buick,_Simon_C._O._Glover,_Russell_Shanahan,_Stephen_J._Lemmer,_Juan_D._Soler,_Henrik_Beuther,_James_S._Urquhart,_L.D._Anderson,_Karl_M._Menten,_Andreas_Brunthaler,_Sarah_Ragan,_and_Michael_R._Rugel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11084 |
コンテキスト：ファラデー回転測定（RM）は、天の川のイオン化媒体内の磁場の強さと方向を研究するためによく使用されます。観測結果は、一般に想定されている範囲を超えるスパイラルアームのRMを示しています。これは、スパイラルアームがこのような強力なRMを作成する条件の下で問題を提起します。目的：星間物質（ISM）の衝撃圧縮により、銀河系のRMへのスパイラルアームの影響を調査します。最近、射手座スパイラルアームがRMに強いピークを作成し、見通し線（LOS）がアームに接していること、および強化されたRMが交差LOSに沿って続くことが示唆されています。この影響を引き起こす物理的条件と、ジオメトリを表示する役割を理解しようとしています。方法：銀河系の多相ISMのMHDシミュレーションを放射伝達と組み合わせてスパイラルアーム構造のさまざまなトレーサーを評価するために適用します。ディスクに埋め込まれた観測者の場合、ダスト強度、シンクロトロン放射、および分子ガス観測の運動学が、スパイラルアームタンジェントを識別するために導出されます。RMはディスクを介して計算され、さまざまなオブザーバーの位置について評価されます。オブザーバーの視点は、オブザーバーを囲むローカルバブルのパラメーターに関連しています。結果：天の川と同様に、らせん状の腕あたり約$6^\circ$の異なるトレーサーの接点の散乱を再現します。RMに関しては、モデルは、ISMの圧縮と関連するスパイラルアーム内の磁場の増幅が、ディスクの平均寄与率に加えて、RMを数百ラド$m^{-2}$強化することを示しています。LOSに沿ったRMでの腕と腕のコントラストは、内側の銀河では約10で、外側の銀河では2に減衰します。RM天の川観測でのフカヒレのようなパターンと、スパイラルアームに特徴的な合成データを特定します。
原始星エンベロープの分子分布とIRAS 15398-3359の流出：主成分分析
| Title |
Molecular_Distributions_of_the_Protostellar_Envelope_and_the_Outflow_of_IRAS_15398-3359:_Principal_Component_Analysis |
| Authors |
Yuki_Okoda,_Yoko_Oya,_Nami_Sakai,_Yoshimasa_Watanabe,_and_Satoshi_Yamamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11106 |
ALMAを使用して、クラス0の原始星源IRAS15398-3359の周りの15の分子線放出とダスト連続体放出を画像化しました。流出構造は、主にH2CO（K_a=0および1）、CCH、およびCSエミッションによって追跡されます。これらの線は、原始星の周りのディスク/エンベロープ構造もトレースします。H2CO（K_a=2および3）、CH3OH、およびSOの放出は原始星に集中しますが、DCN放出は原始星の周囲に広がります。これらの分布について、流出とディスク/エンベロープ構造という2つの異なるスケールで主成分分析（PCA）を実行しました。後者の場合、分子線分布は、第2主成分の寄与に従って2つのグループに分類されます。1つは原始星の周りにコンパクトな分布を持ち、もう1つはエンベロープ全体にかなり広がった分布を示します。さらに、第2主成分値は、H2COの量子数（K_a=0、1、2、および3）の増加に伴って増加する傾向があり、励起条件を反映します。より高い励起線では、分布がよりコンパクトになります。これらの結果は、PCAがプロトスター周辺の分子線分布の特徴を公平に抽出するのに効果的であることを示しています。さらに、H2COラインの流出構造で4つの塊を特定します。これらの一部は、CH3OH、CS、CCH、およびSO排出でも確認できます。H2COラインから導出されるガス温度は43Kから63Kの範囲であり、これは、周囲ガスの塊への流出の局所的な影響による衝撃を示唆しています。
PAU調査：COSMOSフィールドの改良された写真$ z $サンプル
| Title |
The_PAU_Survey:_An_improved_photo-$z$_sample_in_the_COSMOS_field |
| Authors |
Alex_Alarcon,_Enrique_Gaztanaga,_Martin_Eriksen,_Carlton_M._Baugh,_Laura_Cabayol,_Ricard_Casas,_Jorge_Carretero,_Francisco_J._Castander,_Juan_De_Vicente,_Enrique_Fernandez,_Juan_Garcia-Bellido,_Hendrik_Hildebrandt,_Henk_Hoekstra,_Benjamin_Joachimi,_Giorgio_Manzoni,_Ramon_Miquel,_Peder_Norberg,_Cristobal_Padilla,_Pablo_Renard,_Eusebio_Sanchez,_Santiago_Serrano,_Ignacio_Sevilla-Noarbe,_Malgorzata_Siudek,_Pau_Tallada-Cresp\'i |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11132 |
$i_{\mathrm{AB}}\leq23$を持つオブジェクトの$2\mathrm{deg}^2$COSMOSフィールドに正確で正確な測光赤方偏移を提示し、公開します。赤方偏移は、PAUSからの狭帯域測光の組み合わせを使用して計算されます。これは、$4500\r{A}$から$8500\r{A}$の範囲をカバーする$100\r{A}$間隔で配置された40の狭帯域の調査です。COSMOS2015カタログのUV、可視、近赤外スペクトルをカバーする26の広帯域、中間、狭帯域。スペクトルエネルギー分布（SED）を連続体と輝線のテンプレートの線形結合としてモデル化し、そのベイズ証拠を計算する新しい方法を紹介し、線形結合を統合します。UV光度とOII線の間の相関は、zCOSMOS分光サンプルで66の利用可能なバンドを使用して測定され、連続体と輝線テンプレートの間の相対フラックスを制約する先行として使用されます。OIIラインと$\mathrm{H}_{\alpha}$、$\mathrm{H}_{\beta}$、および$\mathrm{OIII}$の間の流束比も同様に測定され、放出を生成するために使用されますラインテンプレート。量$\Delta_z\equiv（z_{\mathrm{photo}}-z_{\mathrm{spec}}）/（1+z_{\mathrm{spec}}）$を介した公共の分光測量と比較すると、$\sigma_{68}（\Delta_z）\約（0.003、0.009）$で、等級$i_{\mathrm{AB}}\sim18$と$i_{\mathrm{AB}}\sim23$はそれぞれ、COSMOS2015よりも$3\times$および$1.66\times$密です。さらに、赤方偏移は平均して非常に正確であることがわかり、考慮されたすべての赤方偏移と光度で$|\mathrm{median}（\Delta_z）|\leq0.001$と互換性のある$\Delta_z$分布の中央値が得られます。追加されたPAUSデータと新しい方法論の両方が、改善された結果に大きく貢献しています。
Alpha Persei星団と近くの恒星流との関係
| Title |
The_relation_of_the_Alpha_Persei_star_cluster_with_the_nearby_stellar_stream |
| Authors |
Victoria_V._Nikiforova,_Maxim_V._Kulesh,_Anton_F._Seleznev_and_Giovanni_Carraro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11211 |
GaiaDR2から抽出され、AlphaPerseiを中心とする側面の100度の地図は、2つの異なる構造を明らかにします|最近の文献で広く文書化されているように、アルファペルセイスタークラスターと目立つ星の流れ。この作業では、DBSCANを使用して個々の星のメンバーシップを評価し、クラスターおよびストリームに属する星を一般的なフィールドから分離しようとします。次に、ストリームを特徴付け、クラスターとの関係を調査します。ストリームの数は、クラスターよりもかなり古く（5+/-1Gyr）、バックグラウンドでクラスターから約90pc離れて配置されていることがわかりました。ストリームは、視線の方向に約180pcのかなりの厚さを示します。最後に、小川には顕著な白色矮星の集団があります。ストリーム質量の上限は約6000太陽質量ですか？したがって、ストリームは比較的大規模な古いクラスターの残り物になります。AlphaPerseiの表面密度マップは、潮汐の尾の存在を示しています。それらを破壊している古い星団との相互作用に帰するのは魅力的ですが、保守的に、それらは銀河系起源であると信じたいと思います。
恒星連合の起源について
このレビューでは、天の川におけるOBアソシエーションの形成のさまざまな理論について説明し、それらをサポートする観測的証拠を提供します。実際、ガイアの天文データの2番目のリリース（2018年4月）は、フィールドに革命を起こしています。正確な距離と確実なメンバーシップ評価を提供することにより、これまでにない詳細で恒星の関連付けの3D構造と運動学を解明できるからです。例として、3つのOB関連付けに関するいくつかの最近の研究を要約します。CygnusOB2、VelaOB2、およびScorpiusOB1は、ScoOB1にさらに詳細に焦点を当てています。多波長研究は、GaiaDR2からの天文学および運動学データと並行して、少なくともこの場合、星の形成がモノリシックではないシナリオをサポートするように思われます。実際には、1つの目立つ星団NGC6231と非常にまばらな星団Trumpler24に加えて、若いOBとプリメインシーケンススターの小さなグループがいくつか協会全体に存在し、星の形成が高度に構造化されていることを示しています。優先スケールなし。待望のガイアデータの3番目のリリースで、新しい革命が期待されています。
AFGL 2591およびAFGL 2136の高温分子ガスの高解像度赤外分光法：巨大な若い恒星天体の周りのディスクの内部領域に降着
| Title |
High_Resolution_Infrared_Spectroscopy_of_Hot_Molecular_Gas_in_AFGL_2591_and_AFGL_2136:_Accretion_in_the_Inner_Regions_of_Disks_Around_Massive_Young_Stellar_Objects |
| Authors |
Andrew_G._Barr,_Adwin_Boogert,_Curtis_N._DeWitt,_Edward_Montiel,_Matthew_J._Richter,_John_H._Lacy,_David_A._Neufeld,_Nick_Indriolo,_Yvonne_Pendleton,_Jean_Chiar,_Alexander_G._G._M._Tielens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11266 |
搭載されたエシェロンクロスエシェルスペクトログラフ（EXES）を利用して、大規模なプロトスターAFGL2591およびAFGL2136に関連する高温分子ガスの高解像度4-13${\mu}m$スペクトル調査を行いました。成層圏天文台（SOFIA）、およびiSHELL装置と、NASA赤外線望遠鏡施設（IRTF）のテキサスエシェロンクロスエシェルスペクトログラフ（TEXES）。ここでは、この調査の結果を示し、CO、HCN、C$_2$H$_2$、NH$_3$、CSを分析し、各種の物理的条件を導き出します。IRTFからも、AFGL2591の3${\mu}m$でのiSHELLデータが表示され、HCNとC$_2$H$_2$の放出が示されています。EXESおよびTEXESデータでは、すべての種が吸収で検出され、温度と存在量が高くなっています（それぞれ600Kおよび10$^{-6}$）。HCNとC$_2$H$_2$について、同じ基底状態レベルをトレースする遷移の存在量の最大1桁の違いが測定されます。中赤外の連続体は円盤で発生することが知られているため、赤外吸収が円盤の光球で発生することに起因します。吸収線には外向きに減少する温度勾配が必要であるため、ディスクは降着による粘性加熱によって中央平面で加熱されていると結論付けます。近赤外輝線は、ディスク光球の上層の分子による散乱に起因します。吸収線は、高温気相化学が行われている50AUでのディスクの特性をトレースします。存在量はHerbigディスクの内部ディスクの化学モデルと一致しています。
近くの活発な銀河における星形成とブラックホール降着の間の相互作用
| Title |
The_Interplay_Between_Star_Formation_and_Black_Hole_Accretion_in_Nearby_Active_Galaxies |
| Authors |
Ming-Yang_Zhuang,_Luis_C._Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11283 |
ブラックホール降着は銀河の星形成に影響を与えると広く考えられていますが、星形成率（SFR）と活動銀河核（AGN）の特性との物理的相関に関する経験的証拠は、非常に議論の余地があります。[OII]$\lambda3727$および[OIII]$\lambda5007$輝線に基づいて最近開発されたSFR推定量を利用して、5,800タイプ1および7,600タイプ2AGNのホスト銀河のSFRを調査します$z<0.35$です。明度と赤方偏移を一致させた後、タイプ1とタイプ2のAGNには類似した内部赤化の分布があることがわかります。これは重要であり、冷たい分子ガスの$\sim10^9\、M_\odot$に対応します。それらの同等のガス含有量にもかかわらず、恒星の質量、エディントン比、赤方偏移または分子ガス質量に関係なく、タイプ2のAGNは、従来のAGN統合モデルとは明らかに異なる、タイプ1のAGNよりも本質的に強い星形成活動を示します。AGNの光度（降着率）とSFRの間には密接な線形関係が見られます。SFRは、物理スケールが小さいほど重要になります。これは、AGNと星形成の間のリンクが中央のkpcスケール領域で発生することを示唆しています。これは、スーパーエディントン降着の体制におけるSFRとエディントン比の相関関係とともに、AGNからの正のフィードバックによって星形成が影響を受ける証拠として解釈できます。
ブラックホールの降着は星形成率および星形成効率と相関している
| Title |
Black_Hole_Accretion_Correlates_with_Star_Formation_Rate_and_Star_Formation_Efficiency |
| Authors |
Ming-Yang_Zhuang,_Luis_C._Ho,_Jinyi_Shangguan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11285 |
453$z\approx0.3$タイプ1の活動銀河核（AGN）のサンプルにおけるブラックホール降着と星形成の関係を調査します。利用可能なCO観測値を使用して、星雲ダストの消滅と金属性の組み合わせがタイプ1のAGNのホスト銀河に対しても分子ガス質量の信頼できる推定を提供することを示します。他の類似するが大幅に小さいサンプルと一致して、強力なAGNは近くの星形成銀河と同等のガス含有量を持ち、AGNフィードバックは冷たいガスのホストを瞬時に使い果たしないという概念を再確認します。星形成率とブラックホール降着率の間の強い相関は、分子ガス質量に対するこれらのパラメーターの相互依存性によって部分的に駆動されますが、星形成率とブラックホール降着率は、分子ガス質量に対する星形成率。これは、星形成効率とブラックホール降着率の間の正の相関とともに、正のAGNフィードバックの証拠と解釈できます。
クエーサーホスト銀河のAGNフィードバックと星形成：分子ガスからの洞察
| Title |
AGN_Feedback_and_Star_Formation_of_Quasar_Host_Galaxies:_Insights_from_the_Molecular_Gas |
| Authors |
Jinyi_Shangguan,_Luis_C._Ho,_Franz_E._Bauer,_Ran_Wang,_Ezequiel_Treister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11286 |
分子ガスは、活動銀河核（AGN）のホスト銀河におけるブラックホール降着と星形成の間の複雑な相互作用の重要なプローブとして機能します。新しいALMA調査からのCO（2-1）観測を文献測定と組み合わせて使用して、分子ガスの最大かつ最も敏感な研究である40z<0.3パロマーグリーンクエーサーの代表的なサンプルの分子ガス特性を調査します。近くのクエーサーの現在までの放出。AGNの光度がCOの光度とブラックホールの質量の両方と相関していることがわかります。これは、AGNの活動がホストの冷たいガス貯留層に疎結合されていることを示唆しています。ホスト銀河の全赤外光度とAGN光度の間で観測された強い相関は、分子ガスへのそれらの共通の依存から生じます。少なくとも低赤方偏移のクエーサーについては、全赤外光度を使用して、ホスト銀河の信頼できる星形成率を導き出すことができると私たちは主張します。低赤方偏移のクエーサーのホスト銀河は、匹敵する恒星の質量の星形成銀河のそれと同様の分子ガス含有量を持っています。さらに、COタリー-フィッシャーの関係と検出可能な分子の流出が敏感な限界に達していないことから明らかなように、それらは同様のガス運動学を共有しています。AGNフィードバックがサンプル内のクェーサーの星形成を抑制する兆候はありません。それどころか、豊富なガス供給は、スター形成メインシーケンスの上にそれらのほとんどを配置するレートで、スターバーストシステムに匹敵する効率で、驚異的にスターを形成します。
近くの銀河団の中心部の内部ガス質量温度プロファイル
| Title |
The_inner_gas_mass-temperature_profile_in_the_core_of_nearby_galaxy_clusters |
| Authors |
Haonan_Liu,_Andrew_Fabian_and_Ciro_Pinto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11385 |
クールなコアクラスターの小さなサンプルの中央10kpc内のガスの質量温度プロファイルを示します。1.5および0.7keVの最も高温の気相の質量は、XMM反射型格子分光計からのX線スペクトルから決定されます。部分的にイオン化された原子および分子相の質量は、公開されているH$\alpha$およびCO測定から取得されます。クラスタ内の0.7keVのガスの質量は、分子ガスの質量と非常に似ていることがわかります。相間の圧力平衡を仮定すると、これはそれらが$10^5$だけ異なるボリュームを占めることを意味します。分子ガスは、多くの場合フィラメント状であり、軟X線放出ガスと半径方向および位置角で一致するHU星雲内にあります。
シミュレートされた矮小銀河の「観測」：色彩図からの星形成履歴
| Title |
"Observations"_of_simulated_dwarf_galaxies:_Star-formation_histories_from_color-magnitude_diagrams |
| Authors |
Shivangee_Rathi,_Michele_Mastropietro,_Sven_De_Rijcke,_Carme_Gallart,_Edouard_Bernard,_and_Robbert_Verbeke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11413 |
観測とシミュレーションからの矮小銀河の特性間に明らかな偏差が存在することが知られています。たとえば、「不足している矮星」問題、大きすぎて故障しない問題、カスプコア問題などです。最近の研究では、これらの問題は、シミュレーションと観察の系統的な違いを考慮することで、少なくとも部分的に解決できることが示されています。この作業は、シミュレーションと観測値の比較に影響を与える体系的な違いを調査して対処することを目的としています。この目的のために、観測的に動機付けされた方法で、24個の現実的にシミュレートされたMoRIA（動作中の現実的な矮星のモデル）矮小銀河のセットを分析しました。最初に、一般的に使用されるVバンドとIバンドでシミュレートされた矮小銀河の「観測された」カラーマグニチュードダイアグラム（CMD）を作成しました。次に、CMDフィッティング法を使用して、観測されたCMDから星形成履歴（SFH）を復元しました。次に、これらの解決済みSFHを、主に星形成率（SFR）と年齢-金属量関係（AMR）の観点から、シミュレーションの星粒子データからの真のSFHと直接比較しました。星形成領域でダストの影響を受ける観測されたCMDを生成するために、シミュレーションデータにダスト消去処方を適用しました。JWSTやE-ELTなどの将来の施設は、光学ではなく近赤外に焦点を当てるので、IおよびHバンドを使用してCMDを構築および分析しました。V-I対IおよびI-H対HCMDの合成CMD分析から、サンプル内のすべてのシミュレートされた矮小銀河の回復したSFHと真のSFHの間に非常に良い一致が見られます。ほこりは、過去数億年の間にSFRの過小評価につながります。全体的に、私たちの分析は、銀河の測光観測から得られたSFRやAMRのような量は、シミュレートされた対応物と直接比較できることを示しています。
幅広いMgII、H $ {\ alpha} $およびH $ {\ beta} $ラインの偏光を使用したAGNの超大質量ブラックホール質量の推定
| Title |
Estimating_supermassive_black_hole_masses_in_AGNs_using_polarization_of_broad_MgII,_H${\alpha}$_and_H${\beta}$_lines |
| Authors |
{\DJ}or{\dj}e_Savi\'c,_Luka_\v{C}._Popovi\'c,_Elena_Shablovinskaya_and_Viktor_L._Afanasiev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11475 |
赤道散乱がブロードライン偏極機構として支配的であるタイプ1のアクティブ銀河核（AGN）の場合、偏極面の位置角度を横切ってケプラー運動を追跡することにより、超大質量ブラックホールの質量を測定できます。これまでのところ、この方法は30個のオブジェクトに使用されていますが、H${\alpha}$輝線にのみ使用されています。私たちは、MgII${\lambda}$2798AAスペクトル線に初めて適用することにより、幅広い輝線の偏光を使用してSMBH質量を決定するこの方法の可能性を探ります。H${\alpha}$、H${\beta}$およびMgIIラインの赤道散乱の同時モデリングには、3Dモンテカルロ放射伝達コードストークスを使用します。垂直流入と流出を、MgIIブロードライン領域（BLR）に含めました。H${\alpha}$およびH${\beta}$線の偏光状態はほぼ同じで、SMBH質量推定値は7％異なることがわかりました。MgII線の場合、偏光角${\varphi}$は定数${\varphi}$の追加の「プラトー」を示し、これは純粋なケプラーの動きで予想されるプロファイルよりも逸脱していることがわかります。MgIIラインを使用したSMBH質量推定値は、H${\alpha}$およびH${\beta}$ラインから取得されたものよりも最大35％高くなります。私たちのモデルは、ケプラー速度よりも高い、または同等のBLR内の垂直流入および流出の場合、この方法がSMBH質量を取得するための最初の近似として適用できることを示しています。
私たちの銀河コアのフェルミオン暗黒物質の性質のテストとしてのS2とG2の測地線運動
| Title |
The_geodesic_motion_of_S2_and_G2_as_a_test_of_the_fermionic_dark_matter_nature_of_our_galactic_core |
| Authors |
E._A._Becerra-Vergara,_C._R._Arguelles,_A._Krut,_J._A._Rueda,_R._Ruffini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11478 |
[要約]銀河の中心（SgrA*）の周りのSスターの動きは、約$4\times10^6M_\odot$の質量を持つコンパクトな光源が存在することを意味します。）。どのモデルにとっても重要なのは、S2と挑戦的なG2の複数年にわたる正確な天文データの説明です。そのポスト周辺中心速度は、推定BHの周りのケプラー軌道から予想よりも速く減速します。これは、G2に降着流による抗力を作用させることにより、文献で調整されています。あるいは、S2とG2の運動は、完全相対論的なRuffini-Arg\"uelles-Rueda（RAR）モデルの"core-halo"フェルミオン暗黒物質（DM）プロファイルによって説明されることを示します。48-345keVのフェルミオンでは、ミルキーウェイハローの回転曲線に正確に適合します。ここでは、56keVのフェルミオン質量の場合、位置（軌道）と光の質量の時間依存データを説明します。S2とG2の視力ラジアル速度（赤方偏移関数$z$）、後者は抗力なし。RARモデルはデータによりよく適合していることがわかります。軌道のカイ二乗平均と$z$データの平均は、S2の場合、$\langle\bar{\chi}^2\rangle_{\rmS2、RAR}\約3.1$および$\langle\bar{\chi}^2\rangle_{\rmS2、BH}\約3.3$、G2の場合、$\langle\bar{\chi}^2\rangle_{\rmG2、RAR}\約20$および$\langle\bar{\chi}^2\rangle_{\rmG2、BH}\約41$。S2の場合、$z$データの近似は同等です。$\bar{\chi}^2_{z、\rmRAR}\約1.28$および$\bar{\chi}^2_{z、\rmBH}\約1.04$、G2RARモデルのみが適合します。$\bar{\chi}^2_{z、\rmRAR}\約1.0$および$\bar{\chi}^2_{z、\rmBH}\約26$です。さらに、縮退した56keVフェルミオンDMコアの重力崩壊によるBHへの臨界質量は$\sim10^8M_\odot$です。これは、M87などのアクティブな銀河。
広域電波銀河3C 120のロボット残響マッピング
| Title |
Robotic_reverberation_mapping_of_the_broad-line_radio_galaxy_3C_120 |
| Authors |
Michael_Hlabathe,_David_Starkey,_Keith_Horne,_Encarni_Romero-Colmenero,_Steven_Crawford,_Stefano_Valenti,_Hartmut_Winkler,_Aaron_Barth,_Christopher_Onken,_David_Sand,_Tommaso_Treu,_Aleksandar_Diamond-Stanic,_Carolin_Villforth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11522 |
着陸の残響マッピングに関するLCOAGNキープロジェクトの一環として、2016年12月から2018年4月まで、ラスカンブレス天文台（LCO）グローバルロボット望遠鏡ネットワークを使用して、よく研究された広域電波銀河3C120の測光および分光観測を行いました流れ。ここでは、分光と測光の両方の残響マッピングの結果を示します。内挿相互相関関数（ICCF）を使用して、3C120で複数ラインラグ測定を実行しました。H$\gamma$、HeII$\lambda4686$、H$\beta$およびHeI$\lambdaが見つかりました$\tau_{\text{cen}}の5876$ラグ=18.8_{-1.0}^{+1.3}$、$2.7_{-0.8}^{+0.7}$、$21.2_{-1.0}^{+Vバンドの連続体と比較して、1.6}$および$16.9_{-1.1}^{+0.9}$日。H$\beta$輝線の測定されたラグとrms速度幅を使用して、3C120のブラックホールの質量を$M=\left（6.3^{+0.5}_{-0.3}\rightと決定します）\times10^7\、（f/5.5）$M$_\odot$。私たちのブラックホールの質量測定は、3C120に関する同様の以前の研究と一致していますが、不確実性はわずかです。さらに、3C120の速度分解ラグは、H$\beta$ライン全体で対称的なパターンを示し、ラインの中心で25日が$\pm4000$kms$^{-1}$のラインウィングで17日に減少します。。また、3C120のバンド間連続ラグを調査し、幾何学的に薄く、光学的に厚い降着円盤から予測された$\tau\propto\lambda^{4/3}$と一般的に一致していることを発見しました。連続体の遅れから、$\lambda_{\rm0}=5477$Aで最適値$\tau_{\rm0}=3.5\pm0.2$日を測定します。これは、ディスクサイズが$L/L_{\rmEdd}=0.4$の標準ディスクモデルからの予測よりも$1.6$倍大きいことを意味します。これは、予想よりも大きいディスクサイズが測定された以前の研究と一致しています。
VEGAS調査によるHydra Iクラスターでの超拡散銀河の最初の検出
| Title |
The_first_detection_of_ultra-diffuse_galaxies_in_the_Hydra_I_cluster_from_VEGAS_survey |
| Authors |
E._Iodice,_M._Cantiello,_M._Hilker,_M._Rejkuba,_M._Arnaboldi,_M._Spavone,_L._Greggio,_D._A._Forbes,_G._D'Ago,_S._Mieske,_C._Spiniello,_A._La_Marca,_R._Rampazzo,_M._Paolillo,_M._Capaccioli,_P._Schipani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11533 |
この論文では、27の低表面輝度銀河の発見について報告します。そのうちの12は、VST初期型銀河調査の一部として行われた深い観測に基づいて、HydraIクラスターの候補の超拡散銀河（UDG）です（VEGAS）。HydraIクラスターのUDG候補のこの最初のサンプルは、確認されたUDGの数を増やすことを目的としたプロジェクトの重要なステップを表しており、統計的に関連するサンプルの調査を通じて、UDGの性質と形成を抑制します。この研究では、ハイドラIクラスター内のこのクラスの銀河の主な特性を示しています。すべてのUDGについて、光と色の分布を分析し、それらの周りの球状星団（GC）システムの調査を提供します。2つの比較的近い光学バンドのみに基づく信頼性の高いGC選択の制限を考えると、UDG候補の半分は、GCの総数がゼロと一致していることがわかります。残りの半分のうち、2つの銀河の総人口は2$\sigma$レベルでゼロより大きいです。恒星の質量、GCの総数、およびGC固有の頻度（$S_N$）を推定します。ほとんどの候補者は$10^7-10^8$〜M$_{\odot}$の恒星の質量の範囲にまたがっています。これらの新しく発見されたUDGのGC母集団に基づいて、これらの銀河のほとんどが標準または低暗黒物質を含み、ハロー質量が$\leq10^{10}$〜M$_{\odot}$であると結論付けます。
銀河系外高速電波バーストの分散測定への銀河の寄与
| Title |
Galactic_contribution_to_the_dispersion_measure_of_extragalactic_fast_radio_bursts |
| Authors |
Sanskriti_Das,_Smita_Mathur,_Anjali_Gupta,_Fabrizio_Nicastro,_Yair_Krongold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11542 |
72の視線に沿った銀河系外高速電波バーストへの銀河分散測定値（$DM_{Gal}$）の経験的なリストを提供します。これはGalaxyのモデルとは無関係です。つまり、ディスクまたはハローの密度、ハローの空間範囲、バリオン質量コンテンツ、または$DM_{Gal}$を測定するためのそのような外部制約を想定していません。21cmのUV、EUV、およびX線のデータを使用してさまざまな位相を考慮し、$DM_{Gal}$がX線によって検出された高温の位相によって支配されていることを確認します。中央値$DM_{Gal}=64^{+20}_{-23}$cm$^{-3}$pc、68％（90％）信頼区間は33-172（23-660）cm$^{-3}$pc$DM_{Gal}$は銀河の経度または緯度の傾向に従っていないようで、単純なdisk$+$haloモデルによって予測された値の周りに大きなばらつきがあります。私たちの測定値は、以前の研究と比較して、銀河DMの補完的な（より良くない場合でも）推定値を提供します。空にローカライズされたFRBの$DM_{Gal}$を取得するためのテーブルとコードを提供します。
NGC 1938への異常な絶滅
クラスタNGC1938およびNGC1939を含む大マゼラン星雲（LMC）の50x50pc^2領域の星の色の大きさ図を横切って伸びる拡張された赤い巨大な塊（RC）に興味をそそられ、恒星を研究しましたこの領域の星間物質（ISM）の特性について学ぶ集団。拡張されたRCは、フィールド全体にわたる大量の不均一な消滅によって引き起こされます。その勾配は、Av/E（BV）=4.3の異常な消光特性を示します。これは、フィールド内の全消光の約30％に寄与し、大きな粒子が約2倍存在することを必要とする大きな粒子を必要とする追加の灰色成分の存在を示します。拡散ISMで。これは、約120マイアの古いNGC1938の寿命中に発生したと推定される約70のSNII爆発によって周囲のISMに注入された大きな粒子の量と一致しているようです。このクラスターは今日比較的小さく見え、M31の距離を超えて検出すると、推定初期質量は約4800です。MsunNGC1938は、広範囲の消滅特性を大幅に変更したようです。これは、近くと初期宇宙の両方の星形成銀河の光度と質量の解釈に重要な意味を持っています。
豊富で現実的な構造を持つ恒星TDE（STARS）：フォールバック率のライブラリ
| Title |
Stellar_TDEs_with_Abundances_and_Realistic_Structures_(STARS):_Library_of_Fallback_Rates |
| Authors |
Jamie_A.P._Law-Smith,_David_A._Coulter,_James_Guillochon,_Brenna_Mockler,_Enrico_Ramirez-Ruiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10996 |
STARSライブラリーを提示します。これは、潮汐破壊イベント（TDE）シミュレーションのグリッドを補間して、星の質量、恒星の年齢、および影響の主系列星のブラックホールに質量のフォールバック率（$dM/dt$）を提供するために補間されます。パラメータ。1D恒星進化コードを使用して、正確な恒星構造と化学的存在量で星を構築し、次に前例のない解像度でヘルムホルツ状態方程式を使用して3D適応メッシュ流体力学コードで潮汐破壊シミュレーションを実行します：直径全体で131から524セル星の。フォールバック率の補間されたライブラリは公開されており、星の質量、星の年齢、および影響パラメータについてライブラリを照会できます。重要な破壊量（$\beta_{\rmcrit}、\DeltaM、\dotM_{\rmpeak}、t_{\rmpeak}、n_\infty$）の新しいフィッティング式を恒星の質量の関数として提供します、恒星年齢、および影響パラメーター。これらの量はそれぞれ、恒星の質量と恒星の年齢によって大幅に異なりますが、すべてのシミュレーションを、単一のパラメーター$\rho_c/\bar\rho$によって特徴付けられる恒星の構造のみに依存する単一の関係に減らすことができます。影響パラメーター$\beta$。また、一般的に、中心に集中している星ほど、$dM/dt$の上昇勾配が小さく、崩壊勾配が浅いことがわかります。同じ$\DeltaM$の場合、$dM/dt$の形状は恒星の質量によって大きく異なり、TDEの光度曲線のみから恒星の特性を決定できる可能性があります。フォールバック率曲線の形状は、恒星の構造とある程度の恒星の質量に強く依存します。つまり、このライブラリを使用してTDEをフィッティングすると、破壊された星とブラックホールの性質を特定する機会が増えます。
中性子星とGW190814の最大質量について
バイナリマージGW190814で質量が$2.5{-}2.67\、\mathrm{M}_\odot$の範囲にあるコンパクトオブジェクトが最近発見されたことをきっかけに、中性子星（NSs）の最大質量の問題を再検討します。マルコフ連鎖モンテカルロアプローチを使用して、約200万の現象論的な状態方程式を生成します。クラスト状態方程式を修正し、より高い密度でのみ因果関係を仮定します。基準NSの半径や潮汐変形能など、NSのバルクプロパティに依存するNSの最大質量の厳密な上限を導出します。GW190814にNSが存在することは、NS状態方程式に対する現在の天文学的な制約と矛盾しないことがわかりますが、近未来のNICER観測やLIGO/Virgo観測では除外できない可能性があります。
磁化された中性子星の外層における三次元熱伝達効果
| Title |
Three-dimensional_heat_transfer_effects_in_external_layers_of_a_magnetized_neutron_star |
| Authors |
Ilya_A._Kondratyev,_Sergey_G._Moiseenko,_Gennady_S._Bisnovatyi-Kogan,_Maria_V._Glushikhina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11035 |
中性子星（NS）表面の磁場構造の決定は、現代の天体物理学の重要な問題です。強い磁場が存在する場合、縮退した物質の熱伝導率は異方性です。この論文では、磁化されたNSの外層における3D異方性熱伝達シミュレーションを提示し、合成熱光曲線を作成します。チャップマン-エンスコーグ法によるボルツマン方程式の解析解から導き出された、電子のテンソル熱伝導係数とこれまでの作品とは異なるものを使用しました。双極子プラス四重極磁場が存在する場合のNS表面温度分布を取得しました。磁場の双極子成分と四極子成分の磁軸が揃っていない場合を考えます。このようなフィールドの観測的兆候を調べるために、複合黒体モデルを使用して、取得した温度分布の熱光曲線を生成しました。最も単純な（四重極コンポーネントのゼロ次球面関数のみ）非同軸双極子+四重極磁場分布は、熱光曲線に大きな影響を与え、パルスプロファイルを非対称にして、脈動を増幅することが示されています。純粋双極子場。
Microquasars GRS 1758-258および1E 1740.7-2942付近のJet-ISM相互作用
| Title |
Jet-ISM_Interactions_near_the_Microquasars_GRS_1758-258_and_1E_1740.7-2942 |
| Authors |
A.J._Tetarenko,_E.W._Rosolowsky,_J.C.A_Miller-Jones,_and_G.R._Sivakoff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11085 |
ブラックホールX線連星GRS1758$-$258と1E1740.7$-$2942の近くのジェット-ISM相互作用ゾーン候補のAtacamaLargeMillimeter/Sub-millimeterArrayの観測結果を示します。これらのデータを使用して、分子線の放出を領域にマッピングし、HCN[$J=1-0$]、HCO$^+$[$J=1-0$]、SiO[$J=2]からの放出を検出します-1$]、CS[$J=2-1$]、$^{13}$CO[$J=1-0$]、C$^{18}$O[$J=1-0$]、HNCO[$J=4_{0,4}-3_{0,3}$]、HNCO[$J=5_{0,5}-4_{0,4}$]、CH$_3$OH[$J=2_{1,1}-1_{1,0}$]分子遷移。この放出の形態学的、スペクトル的、運動学的特性を調べることにより、これらのシステムを取り巻くガス中のジェット駆動空洞を追跡できる分子構造を特定します。特にGRS1758$-$258地域からの結果は、この地域の深い電波連続体マップにジェットブローンの繭構造が存在すると仮定した最近の研究と一致しています。これらの新しく発見された分子構造を熱量計として使用して、これらのシステムからの時間平均ジェットパワーを推定し、$0.12を超える$（1.1-5.7）\times10^{36}{\rmerg\、s}^{-1}$を求めます0.31$MyrforGRS1758$-$258および$（0.7-3.5）\times10^{37}{\rmerg\、s}^{-1}$over$0.10-0.26$Myrfor1E1740.7$-$2942。さらに、検出された放射のスペクトル線特性により、これらの分子構造が銀河の中心分子ゾーンに配置されるため、ブラックホールX線バイナリまでの距離が$8.0\pm1.0$kpcに制限されます。全体的に、私たちの分析は分子線の診断能力を固め、宇宙化学がジェットISM相互作用ゾーンを特定し、銀河X線バイナリからのジェットフィードバックをプローブする方法を強調しています。
質量が制約された（$10^{-17}-10^{-11}$太陽質量）原始ブラックホール（PBH）が重い成分（スパイラルフォールドなど）にスパイラルフォールするバイナリブラックホール（BH）天体物理学シナリオ超大質量ブラックホール（SMBH））は、強力なガンマ線放出イベントとして説明されています。落下するBHがコンパニオンのSchwarschild表面に近づくと、中央のBHの地平線に到達する前に完全な蒸発が発生するまで、SMBHに向かうPBHブルーシフト放出により、PBHの蒸発率がさらに強くなります。したがって、数値計算されたPBHフラックス密度$F_{\nu}$および$\nuF_{\nu}$フルエンススペクトルは、熱優勢ガンマ線バースト（GRB）の最初の瞬間と一致する増加するプランクのようなスペクトル依存性を示します）、そのような低質量の原始的な超コンパクトオブジェクトのもっともらしい確認を提供します。
| Title |
Radio_activity_of_supermassive_black_holes_with_extremely_high_accretion_rates |
| Authors |
Xiaolong_Yang_(KIAA-PKU),_Su_Yao_(MPIfR),_Jun_Yang_(OSO),_Luis_C._Ho_(KIAA-PKU),_Tao_An_(SHAO),_Ran_Wang_(KIAA-PKU),_Willem_A._Baan_(XAO),_Minfeng_Gu_(SHAO),_Xiang_Liu_(XAO),_Xiaofeng_Yang_(XAO),_Ravi_Joshi_(KIAA-PKU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11327 |
高および超エディントン降着活動銀河核（AGN）からの電波放射には、永続的なジェット、磁化されたコロナ、風のような流出など、さまざまな原因があります。観測された電波放射の原因となる主要なメカニズムと、電波放射がエディントン比やブラックホールの質量などの他の特性パラメーターにどのように関連しているかは、まだ不明です。この論文では、狭帯域のセイファート1銀河からの25個の非常に高いエディントン降着超大質量ブラックホール（EESBH、1つに近いまたはそれ以上のエディントン比）のサンプルの5GHz超大アレイ（VLA）観測結果を示します。22のソースが検出されます。EESBHのほとんどは、数百パーセクから1キロパーセクスケールまでのコンパクトな無線構造を示しています。観測された電波放射を生成するために必要な最低の星形成率の表面密度を推定し、それが核周囲のスターバースト銀河で以前に検出された最大値よりも高いことを発見しました。比較サンプルとともに、全体的な逆ラジオラウドネスとサブエディントン比からスーパーエディントン比までのエディントン比の相関関係がわかります。高エディントンおよび軽度の超エディントンAGN（-0.5<loglambda_Edd<0.6）は、X線に対する光度比がL_R/L_X〜10^-5から10^-4であり、急峻な電波スペクトルを持っています。電波放射はコロナの一時的な放出物（流出）からのものですが、ジェットの寄与を完全に排除することはできません。私たちの非常にスーパーエディントンのソース（loglambda_Edd>〜0.6）は、ラジオスペクトルがフラットで、電波輝度が低い：L_R/L_X〜10^-5引き起こされたジェットもこの論文で提案されている。
激変変数（CV）は、白色矮星（WD）プライマリを持つコンパクトなバイナリです。CVおよびその他の付加WDバイナリ（AWB）は、降着流、ガス力学、流出、過渡爆発、および異なる天体プラズマ条件下での爆発性核燃焼を研究するための有用な実験室です。それらは何十年にもわたって研究されてきており、銀河系のX線源の集団研究にとって重要です。最近の調査に加えて、最近の宇宙および地上ベースの高解像度のスペクトルおよびタイミングの研究は、まだ答えられていない観測的および理論的な複雑さがあることを示しています。X線観測の観点から、非磁性AWBの付着をレビューします。ドワーフ新星とディスクバースト、新星のようなシステムでの降着のX線診断、および非磁性CVでのディスク風と流出に関する研究の状態を、比較および古典的および再帰的な新星システムとの関係とともに提示します。AMCVnsおよび共生システム。非磁性CVの降着円盤の内部領域（境界層ゾーンとマージされた）の移流ホット降着流（ADAFのような）が、X線観測で遭遇したほとんどの不一致と複雑さをどのように説明するかについて説明します。CVの時間的変動とスペクトル変動がLMXBとAGNの変動とどのように関連しているかとともに、光からX線までのちらつき変動の研究がどのようにして降着履歴とディスク構造を決定するプローブになるかを強調します。最後に、ADAFのような降着流の観点から非磁性WDの降着の性質について説明し、それによってもたらされるソリューションとその複雑さについて詳しく説明し、このフロータイプをディスクに導入する新しい理論計算を動機付ける観測フレームワークを構築し、流出します。風のモデルと、一般にAWBとWDの物理学におけるバーストと新星のバーストのディスク不安定性モデル。
NICERによるMAXI J1727-203のX線スペクトルおよびタイミングの進化
| Title |
X-ray_Spectral_and_Timing_evolution_of_MAXI_J1727-203_with_NICER |
| Authors |
K._Alabarta_(1_and_2),_D._Altamirano_(1),_M._M\'endez_(2),_V._A._C\'uneo_(3_and_4),_L._Zhang_(1),_R._Remillard_(5),_A._Castro_(1_and_6),_R._M._Ludlam_(7),_J._F._Steiner_(8),_T._Enoto_(9_and_10),_J._Homan_(11_and_12),_Z._Arzoumanian_(14),_P._Bult_(13_and_14),_K._C._Gendreau_(14),_C._Markwardt_(14),_T._E._Strohmayer_(14),_P._Uttley_(15),_F._Tombesi_(13,_14,_16),_D.J.K._Buisson_(1)_((1)_School_of_Physics_and_Astronomy_University_of_Southampton,_Southampton,_UK,_(2)_Kapteyn_Astronomical_Institute,_University_of_Groningen,_Groningen,_The_Netherlands,_(3)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_Tenerife,_Spain,_(4)_Departamento_de_Astrof\'isica,_Universidad_de_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(5)_MIT_Kavli_Institute_for_Astrophysics_and_Space_Research,_MIT,_Cambridge,_USA,_(6)_Consorcio_de_investigaci\'on_del_Golfo_de_M\'exico,_CICESE,_Ensenada,_M\'exico,_(7)_Cahill_for_Astronomy_and_Astrophysics,_California,_USA,_(8)_Center_for_Astrophysics,_Harvard_&_Smithsonian,_Cambridge,_USA,_(9)_Extreme_Natural_Phenomena_RIKEN_Hakubi_Research_Team,_RIKEN_Cluster_for_Pioneering_Research,_Saitama,_Japan,_(10)_The_Hakubi_Center_for_Advanced_Research,_Kyoto_University,_Kyoto,_Japan,_(11)_Eureka_Scientific,_Inc.,_Oakland,_USA,_(12)_SRON,_Netherlands_Institute_for_Space_Research,_Utrecht,_The_Netherlands,_(13)_Department_of_Astronomy,_University_of_Maryland,_USA,_(14)_Astrophysics_Science_Division,_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_Greenbelt,_USA,_(15)_Anton_Pannekoek_Institute_for_Astronomy,_University_of_Amsterdam,_Amsterdam,_The_Netherlands,_(16)_Department_of_Physics,_University_of_Rome_"Tor_Vergata",_Rome,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11373 |
NICER観測を使用したMAXIJ1727-203の2018年の全バーストの詳細なX線スペクトルおよび変動性研究を提示します。爆発は約4ヶ月続きました。0.3-10keVバンドのスペクトルモデリングでは、軟熱コンポーネントと硬Comptonizedコンポーネントの両方の存在を示しています。これらのコンポーネントの分析は、MAXIJ1727-203がバースト中にソフト、中間、ハードのスペクトル状態を経て進化したことを示しています。ソフト（ディスク）コンポーネントは、バースト全体のほぼ全体で検出され、温度が最大光度の瞬間で約0.4keVからバーストの終わり近くまで約0.1keVの範囲で検出されました。ハード状態と中間状態のパワースペクトルは、20Hzまでの広帯域ノイズを示し、準周期的な振動の形跡はありません。また、このソースの0.3〜10keVにおける広帯域ノイズのrmsスペクトルを調べます。分数rmsは、ハードステート中を除いて、ほとんどのバーストでエネルギーとともに増加します。ハード状態では、分数rmsはエネルギーとともにほぼ一定です。また、3keV未満では、フラクショナルrmsは、一般に3keVを超えるエネルギーで観測されるのと同じ傾向に従うことがわかります。中性子星を除外することはできませんでしたが、硬度-強度、硬度-rms、およびrms-強度図によってパラメーター化されたMAXIJ1727-203のスペクトルおよびタイミングの進化は、システムがブラックホールをホストしていることを示唆しています。
銀河系外ジェットの異なるフレーバー：相対論的流れ減速の役割
| Title |
The_different_flavors_of_extragalactic_jets:_the_role_of_relativistic_flow_deceleration |
| Authors |
P._Rossi,_G._Bodo,_S._Massaglia,_A._Capetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11423 |
エントレインメントとそれに伴う減速の影響を研究するために、相対密度（ローレンツ係数が10）の3次元数値シミュレーションを実行し、均一な密度環境で伝播する非磁化ジェットを使用します。私たちのシミュレーションでは、減速がより効率的に発生する可能性が最も高い銀河コア内部のジェット伝播を調査します。低密度ジェットが効率的に減速され、600のジェット半径の長さにわたって高相対速度から準相対論的速度に減速する準定常状態に到達することを発見する、周囲の媒体に関して異なる密度と圧力比のケースを比較します。反対に、より高密度のジェットは、同じ長さにわたって非常に相対論的な速度を維持します。これらの結果については、FaranofRiley（FR）の電波源分類との関連で説明します。密度の低いジェットはFR0およびFRIの電波源を発生させる可能性があると推測しますが、密度の高いジェットはFRIIの電波源に接続される可能性があります。
高温高密度物質中の核パスタとその天体物理学シミュレーションの状態方程式への影響
| Title |
Nuclear_pasta_in_hot_and_dense_matter_and_its_influence_on_the_equation_of_state_for_astrophysical_simulations |
| Authors |
Fan_Ji,_Jinniu_Hu,_Shishao_Bao,_and_Hong_Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11458 |
超新星物質、つまり、固定された陽子フラクションを持つ有限温度での物質に現れる核パスタの特性を調査します。一連の幾何学的形状を持つパスタ相は、核物質が核子の密な液相と核子と$\alpha$粒子の希薄な気相に分離する圧縮性液滴（CLD）モデルを使用して研究されます。2つの共存する相の平衡条件は、表面とクーロンの寄与を含む総自由エネルギーを最小化することによって導き出されます。これは、有限サイズ効果による相平衡のギブス条件とは明らかに異なります。球形の核のみを考慮した結果と比較して、パスタ相を含めると、均一な物質への移行を遅延させ、相図で不均一な物質の領域を拡大できます。CLDモデルを使用した現在の計算で得られた熱力学的量は、トーマスフェルミ近似を使用した天体物理シミュレーションの現実的な状態方程式テーブルの熱力学量と一致しています。さまざまなパスタ形状の密度範囲は、温度$T$とプロトンの割合$Y_p$の両方に依存することがわかります。さらに、核対称性エネルギーとその密度依存性は、パスタ相の特性を決定する上で重要な役割を果たす可能性があります。私たちの結果は、パスタの相図が対称性エネルギー勾配$L$に最も敏感に依存することを示唆しています。
パルサー磁気圏におけるAlfv \ '{e} n波モード変換
| Title |
Alfv\'{e}n_wave_mode_conversion_in_pulsar_magnetospheres |
| Authors |
Yajie_Yuan,_Yuri_Levin,_Ashley_Bransgrove,_Alexander_Philippov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11504 |
ベラパルサーの2016年のグリッチと一致する電波放射の異常は、Alfv'{e}n波を磁気圏に放出する星の地震によって引き起こされ、元の電波放射領域を妨害している可能性があります。Alfv\'{e}n波の寿命を定量化するために、考えられるエネルギー損失メカニズム、Alfv\'{e}n波の高速磁気音波への変換を調査します。軸対称のフォースフリーシミュレーションを使用して、小振幅の恒星表面からフォースフリーの双極パルサー磁気圏の閉じた領域に発射されたAlfv\'{e}n波の伝播を追跡します。理想的なフォースフリー体制でモード変換が起こっているのを観察します。赤道を最初に通過するAlfv'{e}n波の変換効率は、星から離れて大きな振幅に達したり、Y-ポイント。ただし、その後のパッセージのディフェージングにより変換効率が低下し、閉じた磁力線にかなりの電力が残ります。したがって、高速モードへの漏れが発生する一方で、モード変換だけで短時間のパルサーの再活性化につながるかどうかを説明するために、元の消光を詳細に理解する必要があります。
2003-2019 INTEGRAL SPIによるカニ排出量のモニタリング、またはその逆
カニ星雲は、特に高エネルギーで最も明るい天体の1つであるキャリブレーションソースとして、多くの機器で使用されています。2002年10月から運用されている分光計INTEGRALSPI（20keV-8MeV）は、このソース専用の大規模なデータセットを提供しており、定期的なキャンペーンが年2回計画されています。利用可能なデータを分析して、長期的なスケールでソースの動作を定量化し、時間から年までのタイムスケールで安定性レベルを調べました。その結果、20keV〜400keVのエネルギードメインをカバーする広いバンドでは、ソースフラックスの変動は約20年の平均値の約+/-5％以内に収まるように見えます。スペクトル形状に関して、バンドモデルは、20keVと2.2MeVの間で観測された放出を適切に説明します。平均化されたスペクトル最適パラメーターは、1.99+/-0.01の低エネルギー勾配、-2.32+/-0.02の高エネルギー勾配、および531+/-50keVの特性エネルギーEcに対応し、両方のパワーを結ぶ曲率を表します法律。次に、スペクトルパラメータが回転タイムスケール（約1〜2日）で決定され、それらの安定性により、ソース放出の安定性が確認されます。補足的な結果として、この研究は、SPI装置の効率が17年間の運用後、初期値の5％以内に留まっていることを示しています。
氷の巨大システムの探査：NASAの惑星科学および宇宙生物学の10年調査2023〜2032に関するホワイトペーパー
| Title |
Exploration_of_the_Ice_Giant_Systems:_A_White_Paper_for_NASA's_Planetary_Science_and_Astrobiology_Decadal_Survey_2023-2032 |
| Authors |
Chloe_Beddingfield,_Cheng_Li,_Sushil_Atreya,_Patricia_Beauchamp,_Ian_Cohen,_Jonathan_Fortney,_Heidi_Hammel,_Matthew_Hedman,_Mark_Hofstadter,_Abigail_Rymer,_Paul_Schenk,_Mark_Showalter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11063 |
氷の巨人は、私たちの太陽系で探査されていない唯一の惑星クラスです。これらのシステムについて私たちが現在知っていることの多くは、惑星、リング、衛星、および磁気圏がどのように形成および進化するかについての理解に挑戦しています。大気探査機を備えた氷の巨大旗艦任務は2023年から2032年の10年間の優先事項であると私たちは主張します。
ガンマ線望遠鏡を用いたプレシャワー効果による超高エネルギー光子の探索：CTA-北効率の研究
| Title |
Search_for_ultra-high_energy_photons_through_preshower_effect_with_gamma-ray_telescopes:_Study_of_CTA-North_efficiency |
| Authors |
K\'evin_Almeida_Cheminant,_Dariusz_G\'ora,_David_E._Alvarez_Castillo,_Aleksander_\'Cwik{\l}a,_Niraj_Dhital,_Alan_R._Duffy,_Piotr_Homola,_Konrad_Kopa\'nski,_Marcin_Kasztelan,_Peter_Kovacs,_Marta_Marek,_Alona_Mozgova,_Vahab_Nazari,_Micha{\l}_Niedz\'zwiecki,_Dominik_Ostrog\'orski,_Karel_Smolek,_Jaros{\l}aw_Stasielak,_Oleksandr_Sushchov,_Jilberto_Zamora-Saa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11105 |
チェレンコフ望遠鏡アレイのラパルマサイトの例として、ほぼ水平なエアシャワーのモンテカルロシミュレーションを使用して、超高エネルギー光子によって開始されたプレシャワーを検出する可能性を検討します。私たちは、40EeVの光子と10TeV〜10EeVのエネルギー範囲でシミュレートされた宇宙線が卓越するバックグラウンドによって開始されたプレシャワーイベントを正しく識別する多変量解析の効率を調査します。そのような種類のイベントの有効領域も調査され、さまざまな超高エネルギー光子生成モデルに関連するイベントレート予測が提示されます。30時間の観察に対するUHE光子の拡散放出から予想される事前シャワーの数は、ピエールオージェ天文台によって設定された上限に基づいて約$3.3\times10^{-5}$と推定されますが、この値は$2.7\のレベルです。times10^{-4}$（$5.7\times10^{-5}$）は、UHEフォトンポイントソースのピエールオージェ天文台（望遠鏡アレイ）の上限を考慮した場合です。ただし、UHEフォトン放出は、ガンマ線バーストにより「ブースト」の可能性があり、予報イベントの予想数が最大0.17に増加し、必要な最小フラックス$\sim0.2$$\mathrm{km^{-2}が得られますyr^{-1}}$は、1つのプレシャワーイベントを取得します。これは、ピエールオージェ天文台および望遠鏡アレイによって設定された上限（0.034および0.019$\mathrm{km^{-2}yr^{の約10倍）です。-1}}$、それぞれ）。
Tianlaiシリンダーアレイでの反射と定在波
| Title |
Reflections_and_Standing_Waves_on_the_Tianlai_Cylinder_Array |
| Authors |
Jixia_Li,_Fengquan_Wu,_Shijie_Sun,_Zijie_Yu,_Shifan_Zuo,_Yingfeng_Liu,_Yougang_Wang,_Cong_Zhang,_Reza_Ansari,_Peter_Timbie,_Xuelei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11129 |
21〜cmの強度マッピングでは、前景のスペクトルの滑らかさを利用して、非常に弱い21〜cmの信号から分離します。しかし、機器の滑らかでない周波数応答はこのプロセスを複雑にします。反射と定在波は、周波数応答に変調を生成します。ここでは、Tianlaiシリンダーアレイの信号チャネルのバンドパスにおける定在波の分析を報告します。バンドパスを遅延時間領域にフーリエ変換することにより、望遠鏡で生成されたさまざまな定在波が見つかります。15メートルのフィードケーブルで生成される、約142nsの時間遅延を持つ定常波が最も明確に識別されます。また、$\tau<50\ns$の短い遅延で強いピークが見つかりました。これは、反射器とフィードの間の定在波と4m中間周波数（IF）ケーブルの定在波の混合である可能性があります。また、反射誘導変調を除去することにより、滑らかな周波数応答を部分的に回復できることも示しています。ただし、アンテナの定在波は方向に依存しているため、高精度のキャリブレーションを行うことは困難です。
Chandrayaan-2太陽X線モニター用データ処理ソフトウェア
| Title |
Data_Processing_Software_for_Chandrayaan-2_Solar_X-ray_Monitor |
| Authors |
N._P._S._Mithun,_Santosh_V._Vadawale,_Arpit_R._Patel,_M._Shanmugam,_D._Chakrabarty,_Partha_Konar,_Tejas_N._Sarvaiya,_Girish_D._Padia,_Aveek_Sarkar,_Prashant_Kumar,_Prashant_Jangid,_Aaditya_Sarda,_Manan_S._Shah,_Anil_Bhardwaj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11371 |
インドのChandrayaan-2月面ミッションのソーラーX線モニター（XSM）機器は、軟X線で太陽の広帯域分光法を実行します。XSMは、低バックグラウンド、高時間のケイデンス、高スペクトル分解能などの独自の機能を備えており、低活動期間中であっても、太陽からの一時的な静止X線放射を特徴付ける機会を提供します。X線スペクトルを1秒間隔で記録し、搭載されたデータは他のペイロードのデータとともに定期的にダウンロードされます。地上での前処理中に、XSMデータは分離され、レベル0データはペイロードオペレーションセンター（POC）でより高いレベルの処理に利用できるようになります。XSMデータ分析ソフトウェア（XSMDAS）は、レベル0データの処理をより高いレベルに実行し、ユーザー定義のビニングパラメーターのキャリブレーションされた光度曲線とスペクトルを生成して、さらなる科学分析に適するように開発されています。XSMDASという名前のXSMDASのフロントエンド（XSMQLD）も開発されており、キャリブレーションを適用せずにデータを最初に確認できます。XSMデータ管理監視システム（XSMDMS）は、POCで自動データ処理を実行し、データセットと関連する情報を含むSQLiteデータベースと、データ品質と機器の状態を監視するための内部Webアプリケーションを維持するように設計されています。すべてのXSM生および校正済みデータ製品はFITS形式であり、日ごとのファイルに編成されており、データアーカイブはPlanetaryDataSystem-4（PDS4）標準に準拠しています。XSMデータは、ロックイン期間の後に、ISROScienceDataArchive（ISDA）のXSMDataAnalysisSoftwareとともにIndianSpaceScienceDataCenter（ISSDC）で利用できるようになります。ここでは、XSMデータ処理のためのソフトウェアのすべてのコンポーネントの設計と実装、およびXSMデータアーカイブの内容について説明します。
Omicron：重力波検出器の過渡ノイズを特徴付けるツール
| Title |
Omicron:_a_tool_to_characterize_transient_noise_in_gravitational-wave_detectors |
| Authors |
Florent_Robinet,_Nicolas_Arnaud,_Nicolas_Leroy,_Andrew_Lundgren,_Duncan_Macleod,_Jessica_McIver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11374 |
Omicronソフトウェアは、重力波検出器（LIGO、Virgo、およびKAGRA検出器）からのデータのマルチ解像度時間周波数分析を実行するために開発されたツールです。Omicronは、白色化されたデータストリームからスペクトログラムを生成し、一時的な検出器のノイズと重力波イベントを視覚的に表現します。さらに、これらのイベントは、最適化された解像度でパラメーター化できます。それらをディスクに書き込んで、オフラインのノイズ特性評価と重力波イベントの検証研究を行うことができます。Omicronは、重力波検出器によって記録された数千のデータストリームを並行して処理するように最適化されています。Omicronソフトウェアは、重力波検出候補の検証と過渡ノイズの特性評価に重要な役割を果たします。
低質量星間プローブの群れの中継
地球からの指向性エネルギーによって推進される低質量プローブは、近くの星系を探査するための初期の選択肢です。このような技術の挑戦的な側面は、科学観測データを地球に返すことです。これを実現するために2つの構成を比較します。直接構成では、プローブから大型フォトンコレクターを使用する地上受信機への光伝送を利用します。リレー構成では、等間隔に配置されたプローブが科学データの再生リピーターとして機能し、最終的に最近起動されたプローブから地上の受信機に到達します。リレー構成の多くの利点と欠点について説明します。数値比較では、2つのケースで同じ光送信パワーと同等の合計送信および受信アパーチャ領域を使用して、等しいプローブ質量を概算します。合計ダウンリンクデータレートが等しい場合、リレー構成は、小さい地上受信コレクターのメリットを享受しますが、リレープローブの受信アパーチャ領域の制限により、より高いデータレートを達成するために非常に頻繁な起動も必要です。直接構成では、地上のコレクター領域を増やすことにより、このような頻繁な起動なしでより高いデータレートを実現できます。リレーバイパスモードを導入することで、リレー構成のシングルポイント障害の問題に対処できますが、起動率のさらなる向上またはデータ量の削減、および設計と運用の複雑さの大幅な増加を犠牲にしてのみ対処できます。打ち上げとコレクター領域のコストを考慮に入れると、直接構成では、さまざまなコストパラメータ値とデータレートにわたって広いマージンで全体的なコストを削減できることがわかります。
| Title |
Common-envelope_evolution_with_an_asymptotic_giant_branch_star |
| Authors |
C._Sand,_S._T._Ohlmann,_F._R._N._Schneider,_R._Pakmor,_F._K._Roepke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11000 |
共通エンベロープ位相は、多くのバイナリシステムの進化にとって決定的です。特に興味深いのは、漸近巨大分岐（AGB）主星のケースです。なぜなら、それらはさまざまな天体物理学的過渡現象の前駆細胞であると考えられているからです。移動メッシュコードAREPOを使用した3次元流体力学シミュレーションでは、異なる質量のコンパニオンを持つ$1.0\、M_{\odot}$初期AGBスターの共通エンベロープの進化を調べます。AGBスターの恒星のエンベロープは赤い巨星のそれよりも強く拘束されていませんが、コアバイナリーの軌道エネルギーの放出はエンベロープ質量の約20％以上を放出するには不十分であることがわかります。ただし、膨張するエンベロープで放出されるイオン化エネルギーにより、エンベロープが完全に排出されます。私たちのシミュレーションでは、再結合は主に高い光学的深さで進行するため、この効果は、検討対象のシステムで実際に重要な役割を果たすと考えられます。質量損失の効率とコアバイナリシステムの最終的な軌道分離は、伴星と主星の間の質量比に依存します。私たちの結果は、初期と初期の軌道分離の比率とこのパラメーターの間の線形関係を示唆しています。
乱流ダイナモによる増幅により、磁場は最初の星の形成に潜在的に重要である可能性があります。原始ガスの重力崩壊中のダイナモの振る舞いを調べるために、非線形乱流ダイナモの理論を拡張して重力圧縮の効果を含めます。ダイナモと圧縮の間の相対的な重要性は収縮中に変化し、密度の増加に伴う磁場のダイナモから圧縮が支配的な増幅へと移行します。乱流と磁場の間のスケールごとのエネルギー等分配による磁場増幅の非線形段階では、理想的な電磁流体力学（MHD）乱流における磁場のリコネクション拡散が重要になります。これは、磁束凍結条件の違反を引き起こし、（a）非線形ダイナモの小さな成長率、（b）収縮中の磁気エネルギーの密度への弱い依存、（c）飽和磁気エネルギー、および（d）磁場の相関長が大きい。結果として得られる磁場構造と密度による磁場強度のスケーリングは、磁束凍結の予想とは根本的に異なります。
修正スケールでの新星の光度曲線のレビュー。 II。古典的な新星
| Title |
Review_of_light_curves_of_novae_in_the_modified_scales._II._Classical_novae |
| Authors |
A._Rosenbush_(Main_Astronomical_Observatory_of_NAN_of_Ukraine) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11025 |
爆発中に放出された殻の半径の対数目盛と爆発の振幅の目盛での新星の光度曲線の提示は、すべての既知の約500の古典的な新星の光度曲線のレビューを簡略化しました私たちの銀河と大小のマゼラン星雲の。その結果、約250の古典的な新星の修正された光度曲線は、プロトタイプの光度曲線によって定義されたサブグループを持つ7つの典型的なグループにグループ化されました。最大のグループは、メインプロトタイプとしてV1280Scoを持ち、グループ化の鍵となるDQHerグループです。このグループのNovaeには、ダスト凝縮の3つまたは4つのバリアントがあります。小さなGQMusグループの新星は、爆発中に明るいX線源であるかもしれません。CPPup、CPLac、V1974Cyg、およびV1493Aqlは、4つのグループのプロトタイプであり、光度曲線の初期輝度低下フェーズの傾きが近いものです。プロトタイプとしてRRPicを持つグループ（HRDelサブグループを含む）は、最終的な衰退段階の前にいくつかの明るさの変化が存在する、最大の明るさの長期状態を持っています。新星のグループ、または光の曲線の形と、恒星および恒星-連星系環境でのプロセスとの関係については、すぐに説明します。爆発中に放出された材料は、一般的に楕円形の拡張シェルを形成します。Lac、Pup、およびCygグループでは、楕円形を除いて、シェルは顕著な規則的な構造を示しません。塵の凝結を伴う新星の殻（DQHerグループ）は、赤道帯を伴う楕円体の形状をしています。CKVulのユニークなシェル、NovaVul1670は、V1493Sqlグループの他のメンバーのシェルの可能な形状についてのアイデアを提供します。各グループは、よく知られている「絶対最大等級、輝度低下率」の関係に沿って独自の立場を持っています。
アーケードダウンフローの熱力学的進化
アーケードダウンフロー（SAD）は、フレアアーケードに降り注ぐ、暗くて涙の形をした特徴です。それらは磁気再結合の結果であると考えられていますが、SADの詳細な形成メカニズムとフレアエネルギー放出との関係はまだ不明です。この作業では、2011年10月22日の四肢フレアにおけるSADの熱力学的特性を、太陽力学観測所/大気イメージングアセンブリの観測と改善された微分放射測定（DEM）手法を使用して調査します。SADの周囲のさまざまな加熱イベントが識別され、プラズマ加熱の伝播速度が計算されます。最初の加熱イベントは、5MKを超える温度での排出量の増加から始まり、最初に調査されたSADの到着の約2.8分前に行われます。伝播速度は約140km/sで、SADの速度より少し速いです。ただし、他の2つのイベントは700km/s以上の速い伝播速度を持っています。最初の加熱イベントは断熱圧縮で説明できると思われますが、他の原因は異なる可能性があります。さらに、SADが周囲のスパイクを押しのけることができることも確認しました。SADの形成は、再接続の流出が周囲のプラズマを押しのけ、その背後に暗いレーンを残す可能性がある点状およびバースト性の磁気再接続に基づいてさらに説明されます。DEM結果の信頼性、加熱と冷却のメカニズム、およびその他のSADの説明について説明します。
Chempl：星間化学をモデリングするための再生可能なパッケージ
星間分子モデリングは、星間分子の形成と進化を理解し、分子線の分光観測から物理情報を抽出するために必要です。モデリングには通常、化学反応ネットワークの処理と一連の結合非線形常微分方程式の解法が含まれます。これは、伝統的にFortranやC/C++などのコンパイル言語で書かれたコードを使用して行われます。計算は効率的ですが、そのようなアプローチには使いやすさと対話性に改善の余地があります。この作業では、計算効率を維持しながら、最新のPython環境での対話性を強調するChemplという名前の新しいパブリックコードを紹介します。いくつかの天体化学的に関連のある例でその使用法を示します。
潮汐で閉じ込められた巨大な連星の内部循環-二重ブラックホール形成の結果
| Title |
Internal_circulation_in_tidally_locked_massive_binary_stars_--_Consequences_for_double_black_hole_formation |
| Authors |
Ben_Hastings,_Norbert_Langer,_Gloria_Koenigsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11299 |
定常状態の循環電流は、潮汐変形した連星で予測されます。これらは、二重ブラックホールの合併イベントの始祖であると考えられています。この作業は、潮汐でロックされたバイナリシステムのコンポーネントの定常状態の循環電流を定量的に特徴付け、そのような電流が数値モデルに及ぼす影響を調査することを目的としています。単一の回転星と連星の循環を説明する以前の結果は、潮汐でロックされた連星の内部循環の新しい処方を推定するために使用されます。この処方の効果を、25から100太陽質量の間の1次質量を持つバイナリシステムに対して数値的に調査します。単一の回転星と連星の半径方向の循環速度を比較すると、連星の平均循環速度は、単一の回転星の循環速度の向上として説明できることがわかります。この速度向上は、バイナリコンポーネントの質量に依存する単純な関数であり、コンポーネントの質量が等しい場合、約2倍になります。標準循環シナリオと比較して、初期軌道周期が高く、一次質量が低く、質量比が低いシステムでは、効率化により、効率的な混合によって二重ヘリウム星が形成されることがわかります。一次質量、初期期間、および質量比の適切な分布を考慮に入れると、混合が強化されたモデルでは、パラメーター空間で生成されない二重ヘリウムスターが、モデルのないモデルより2.4倍多く予測されます。コンパニオンに起因する循環の影響は、近接するバイナリブラックホールの形成に大きな影響を与えると結論付けています。コンパニオンに起因する循環を考慮すると、予測される検出率が向上するだけでなく、質量比が0.8のダブルブラックホールシステムが形成される可能性があります。
太陽コロナの磁束ロープ：噴火に向けた構造と進化
磁束ロープは、コヒーレントにねじれた磁力線によって特徴付けられます。これらの磁力線は、磁化プラズマに遍在しています。フラックスロープは、太陽大気におけるさまざまな噴火現象の中核構造として、太陽圏と惑星大気に影響を与える太陽噴火の物理的メカニズムを理解するための鍵を握っています。地球の宇宙環境における最も強い妨害は、太陽からの大規模なフラックスロープが地球の磁気圏に衝突することに関連していることが多く、時には壊滅的な宇宙天気の悪影響につながります。ただし、フラックスロープがどのように形成されて噴火に向かって進化するのか、それがどのように構造化されて周囲の場に埋め込まれるのかについては、わかりにくいままです。本論文では、リモートセンシングと現場での検出の両方の観測とモデリングおよびシミュレーションを組み合わせることで達成される、構造と太陽の噴火への初期の進展に重点を置いて、観測者の視点からコロナフラックスロープの現在の理解をレビューすることにより、これらの重要な質問に対処します。これは、現在のシートのプラズモイドが「シード」フラックスロープに合体して、CMEへのその後の進化が標準モデルと一致し、それによってマイクロスケールとマクロスケールのダイナミクス間のギャップを埋める、コロナ質量放出（CME）の開始メカニズムを強調しています。
脈動駆動ショックによるセファイドからの位相変調X線放出
| Title |
Phase-modulated_X-ray_Emission_from_Cepheids_due_to_Pulsation-Driven_Shocks |
| Authors |
Sofia-Paraskevi_Moschou,_Nektarios_Vlahakis,_Jeremy_J._Drake,_Nancy_Remage_Evans,_Hilding_R._Neilson,_Joyce_Ann_Guzik,_John_ZuHone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11545 |
セファイドは、最小半径位相に近いUV波長で周期的な彩層応答を持つ脈動する変光星です。最近、X線変数シグネチャが\emph{最大}半径フェーズの観測でキャプチャされました。このX線の放出は驚きであり、理解されていません。この作業では、現代の天体物理学コードPLUTOを使用して、脈動がセファイドX線放出に及ぼす影響を調査します。観測された位相依存のX線動作を生成する衝撃の能力を調査するために、さまざまな初期条件および境界条件を使用して、流体力学的数値シミュレーションを多数実行します。最後に、X線源のシミュレーション観測（SOXS）パッケージを使用して、各シミュレーションケースの合成スペクトルを作成し、シミュレーションを観測値にリンクします。特定の条件で、セファイドが最大半径にあるときに、位相0.4〜0.8で観測されたX線フラックスを再現できることを示します。私たちの結果は、広範囲の質量損失率、$2\times10^{-13}$-$3\times10^{-8}$$M_\odot$yr$^{-1}$、およびピークX-に及びます光線の明度、$5\times10^{-17}$-$1.4\times10^{-12}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$。セファイドは\textit{2成分放出}を示し、（a）衝撃波が位相依存の可変放出（段階0.2-0.6）の原因であり、（b）別の静止メカニズムが残りの段階の主要な放出メカニズムであると結論付けます。。
シリコンの宇宙線活性化
| Title |
Cosmogenic_activation_of_silicon |
| Authors |
R._Saldanha,_R._Thomas,_R.H.M._Tsang,_A.E._Chavarria,_R._Bunker,_J._Burnett,_S.R._Elliott,_A._Matalon,_P._Mitra,_A._Piers,_P._Privitera,_K._Ramanathan,_R._Smida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10584 |
宇宙線粒子とシリコンの相互作用による$^{3}$H、$^{7}$Be、および$^{22}$Naの生成は、まれなイベントの検索に使用される検出器に放射性バックグラウンドを生成する可能性があります。宇宙線中性子スペクトルを模倣する中性子ビームをシリコンCCDとウェーハに制御して照射し、続いて直接カウントすることにより、海面での宇宙線中性子からの生成率は（$112\pm24$）原子/（kg日）$^{3}$H、（$8.1\pm1.9$）アトム/（kg日）$^{7}$Be、（$43.0\pm7.1$）アトム/（kg日）$^{22}$Na。これらの結果を、中性子以外の宇宙線粒子の活性化断面積の現在の最良の推定値で補完すると、$^の（$124\pm24$）原子/（kg日）の合計海面宇宙線生成率が得られます{3}$H、$^{7}$Beの場合は（$9.4\pm2.0$）原子/（kg日）、$^{22}$Naの場合は（$49.6\pm7.3$）原子/（kg日）。これらの測定は、バックグラウンド推定を抑制し、宇宙のバックグラウンドが次世代のレアイベント検索の感度に影響を与える前に、シリコンベースのディテクターが検出器の製造中にシールドされないままでいられる最大時間を決定するのに役立ちます。
パルサータイミングアレイおよび天文測定におけるサブルミナル確率重力波
パルサータイミングと天文測量による低周波重力波の確率的背景の検出は、一般相対論を超えた重力理論のテストを可能にします。これらの理論は、一般に、光の速度よりも遅く伝播する可能性がある非アインシュタイン偏波モードの重力波を許可します。パルサータイミングアレイに関連するオブザーバブルの角度相関パターンと、スカラー、ベクトル、またはテンソル偏極を伴う内腔重力波の背景から発生する天文学を導出します。内腔の場合、光源の距離に応じて発散するスカラー縦モードのパルサータイミング観測値が有限であることがわかります。さらに、結果を$f（R）$重力に適用します。これには、標準の横方向トレースレスモードに加えて、大規模なスカラー自由度が含まれています。この$f（R）$理論のスカラーモードは、スカラー縦モードとスカラー横モードの線形結合であり、パルサータイミングアレイの場合はモノポールとダイポールのみ、天文学調査の場合はダイポールのみを励起します。
マルチフィールドクインテッセンスで沼地から脱出？
湾曲したフィールド空間を持つマルチフィールドモデルは、沼地の境界を満たす急なポテンシャルの実行可能な真髄モデルを提供できることがすでに示されています。このタイプの最も単純な動的システムは、アインシュタイン重力を湾曲したフィールド空間を持つ2つのスカラーフィールドに結合することによって得られます。この論文では、動的力学関数の一般的な機能依存性とスカラーポテンシャルに対するこの動的システムの自明でない固定点の安定性特性を研究します。平坦なポテンシャルを必要とせずに遅い時間の宇宙加速を引き起こすことができるフィールド空間で鋭い回転率をもつ非測地線の軌跡の存在を見つけます。特に、システムの相図の特性と、速度論的結合の機能依存性を変化させたときの対応する時間発展について説明します。興味深いことに、フィールド値の初期条件を適切に調整すると、宇宙の現在の状態を説明できる軌道が見つかります。これは、明示的な文字列構造に一貫して埋め込むことができれば、湿地から実行可能な真髄モデルを構築するための有望な手段を表す可能性があります。
原始太陽系のガス雲に重力で結合された暗黒物質の小さな混合物は、銀河のハロー密度に匹敵する（またはそれを超える）局所密度で地球横断軌道に断熱的に収縮する可能性があります。結果として得られる「太陽のハロー」のかなりの部分（約25％）が今日も残っており、木星からの摂動や地球との接近に耐え、直接検出実験で観測できる可能性があることを示しています。母集団は、非標準の年間変調や銀河ハローと比較して非常に低い速度分散を含む明確なシグネチャを持ち、アキシオンや暗い光子などの超軽量粒子のコヒーレントまたは共鳴検出の特に興味深いターゲットになります。
$ R = 0 $-スカラー-テンソル理論の動的および静的解
私たちは、スカラー-テンソル理論（STT）の最も宇宙論的に興味深い関連性のあるケースを検討し、新しい通常のファントムの動的および静的なソリューションを導き出します。ビアンキIカスナー指数を決定し、動的解が2つの特異点を結ぶヘテロクリニック軌道であることを示します。特異点に近づくと、純粋に横方向の拡張（半径方向の拡張または崩壊なし）が発生することがあります。
インフレ中の磁気発生の再検討
電磁摂動の確率論的ノイズのダイナミクスを考慮することにより、インフレ中の原始的な磁気発生のメカニズムを再考します。電磁界の関連するランジュバン方程式とフォッカープランク方程式を取得し、解析的に解きます。電場エネルギー密度の逆反応はインフレを早めに損なう可能性がありますが、磁場の通常の減衰挙動が確率的力学の平均反転プロセスに置き換えられるパラメーター空間の領域があります。その結果、磁場は平衡状態に落ち着き、振幅は確率論的ノイズがない場合に得られるものよりも大幅に大きくなります。現在の時間振幅$\sim10^{-13}$ガウスとコヒーレント長${\rmMpc}$の磁場が、電場摂動の逆反応が制御されている間に生成できることを示します。
ソーラーワン：初めての星間宇宙船の提案
この論文では、最初の有人星間移動を行うために使用できる新しいタイプの宇宙船の概念と設計を紹介します。ソーラー1は、3つの短期的な技術、つまり、米国海軍のCFR核融合炉、NASAサンジャマーライトセイルのより大きなバージョン、および一連のDE-STARレーザーシステムを統合します。このアレイの代替として、フレネルレンズと太陽光を使って帆を推進するフレキシブルミラーのシステムが提案されています。1マイルの長さの軽い帆で、ソーラーワンは光の速度の平均22％に到達でき、ブサードスクープの助けを借りて、19年未満で居住可能な潜在的に最も近い太陽系外惑星に到着しました。主要な課題は、連続波レーザーとコンパクトな核融合炉の重量を削減することと、クライオスリープと人工重力を実現することです。
ここで1MeVと約1GeVの間の質量を持つと定義されているライトダークマター（DM）は、理論的および現象的に、DM検索の分野における現在の進歩の最前線の1つで興味深い可能性があります。ガンマ線を介した間接的な検出は、MeV-GeV領域での実験の不足に挑戦されています。したがって、インテグラル望遠鏡からのより低エネルギーのX線データを見て、それらを予測DMフラックスと比較します。他の手法から既存のものと競合する境界を導き出します。重要なのは、銀河の放射フィールドとCMBに対する逆コンプトン散乱からの寄与を含めることです。これは、20MeVを超えるDM質量に関する以前の研究よりもはるかに強い制約につながります。
有限密度でのQCDの低エネルギー限界における超伝導バリオン管の結晶
| Title |
Crystals_of_superconducting_Baryonic_tubes_in_the_low_energy_limit_of_QCD_at_finite_density |
| Authors |
Fabrizio_Canfora,_Marcela_Lagos,_Aldo_Vera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.11543 |
QCDの低エネルギー限界は、有限密度での超伝導バリオン管（の結晶）を認めます。（3+1）次元のMaxwellゲージドSkyrmeモデルから始めます（これは、大きなN展開の主要な順序でのQCDの低エネルギー限界です）。高バリオン電荷のセクター内の7つの結合場方程式を、有効ポテンシャル（明示的に計算できる）の1つの線形シュレディンガーのような方程式に還元できるansatzを構築します。チューブ。ソリューションは、バリオニック電荷の（ほとんどの）バリオニック超伝導チューブの配列された配列を表し、総エネルギーはチューブ状の領域に集中します。それらは、U（1）ゲージフィールドの消失の限界でも、永続的な電流（管の外側で消失）を運びます。このような電流は、トポロジカルチャージに結び付けられているため、連続的にゼロに変形することはできません。次に、Skyrmeモデル（通常は\mathcal{L}_{6}$、$\mathcal{L}_{8}$などと呼ばれる）への'tHooft展開のサブリーディング修正について説明します。驚くべきことに、非常に同じ仮説により、超伝導バリオニック管のこれらの結晶を、'tHooft展開の任意の順序で分析的に構築できます。したがって、サブリーディングタームがいくつ含まれていても、これらのゲージソリトンの配列は同じ仮説によって記述され、その主な特性は普遍的な特徴を表しています。一方、サブリーディングタームは、許容されるバリオン密度の下限を設定する構成の安定性プロパティに影響を与える可能性があります。
ブラックホールの分布を理解することは、天体物理学と量子重力の両方にとって重要です。天体物理学の人口統計の研究は、量子真空からのブラックホールの形成を抑制するためのチャネルとしても提案されています。ここでは、（正確なサロゲートモデルでシミュレートされた）バイナリマージャーの非線形プロパティが分布の空間でアトラクタを生成することを示すために、Gedanken実験を提案します。我々の結果は、スピンの大きさとフラクショナルマスロスの共同分布が、数世代に収束する固定点に進化することを示しています。この固定小数点分布の機能は、初期分布の選択に依存しません。ブラックホールの統合は不可逆的であるため、エントロピーを生成します-おそらく宇宙で最大のエントロピーのソースです。固定小数点分布は等温でも等エントロピーでもなく、最初は熱力学的状態が熱から離れます。最後に、定数に収束する最初の熱分布と非熱分布から、合併ごとの特定のエントロピー生成率を評価します。
