赤方偏移分布$n（z）$の信頼できる推定は、弱い重力レンズ効果と銀河カタログの大規模構造を使用して宇宙論を研究するために重要です。薄暗い多数の銀河の分光赤方偏移は利用できなくなると予想され、測光赤方偏移（photo-$z$）確率密度関数（PDF）は、影響を与える重要な体系を包括的にカプセル化するための次善の代替案になります。photo-$z$ポイントの推定。$n（z）$の確立された積み重ねられた推定量は、写真$z$PDFをポイント推定に削減することを避けますが、信号対ノイズの減少、写真がまさに存在する領域で悪化する$n（z）$の系統的にバイアスされた推定を生成します-$z$PDFが最も必要です。従来の手順で生成された$n（z）$の最適フィット推定量を超えて赤方偏移不確実性情報を正確に伝播する赤方偏移依存測光の統計的に厳密な確率的グラフィカルモデルである確率論的測光赤方偏移（CHIPPR）による宇宙階層推論を導入します。おそらく、写真-$z$PDFから$n（z）$を復元するための唯一の一貫した方法です。$\texttt{chippr}$プロトタイプコードを提示し、数学的に正当化できるアプローチでは計算コストが発生することに注意してください。CHIPPRアプローチは、事後確率を生成するために使用された事前確率密度が明確にわかっている場合、確率変数の任意の1点統計に適用できます。一般的な写真$z$手法の場合のように、事前分布が暗黙的である場合、結果の事後PDFは科学的推論に使用できません。したがって、photo-$z$コミュニティは、直接または既知の事前確率密度を介して、すべての赤方偏移をサポートし、photo-$z$の可能性の回復を可能にする方法論の開発に焦点を当てることをお勧めします。
| Title |
Qualitative_dynamics_of_interacting_vacuum_cosmologies |
| Authors |
Chakkrit_Kaeonikhom_(1),_Phongsaphat_Rangdee_(2),_Hooshyar_Assadullahi_(1),_Burin_Gumjudpai_(3_and_4),_Jascha_A._Schewtschenko_(1),_David_Wands_(1)_((1)_Institute_of_Cosmology_and_Gravitation,_University_of_Portsmouth,_United_Kingdom,_(2)_Department_of_Physics,_School_of_Science,_University_of_Phayao,_Thailand,_(3)_The_Institute_for_Fundamental_Study_"The_Tah_Poe_Academia_Institute",_Naresuan_University,_Thailand,_(4)_Thailand_Center_of_Excellence_in_Physics,_Ministry_of_Higher_Education,_Science,_Research_and_Innovation,_Bangkok,_Thailand) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12181 |
暗黒物質が真空成分とエネルギーを交換する定性的ダイナミクス宇宙論の位相空間分析を提示します。異なる成分が全エネルギー密度の一定の割合のままであり、消滅しないエネルギー移動を伴う任意の固定小数点の存在条件が与えられている場合、べき則解に対応する固定小数点を見つけます。一部の相互作用モデルでは、放射などの状態方程式が一定である3番目の非相互作用流体の存在下で、新しい固定点が見つかります。相互作用する真空+物質は、以前に見つかったトラッカーソリューションと同様に、3番目の流体の進化を追跡します。自己相互作用スカラーフィールド。非相互作用の放射線の存在を含む相互作用する真空と暗黒物質について、単純な線形相互作用モデルの場合の状態方程式と固定点の安定性を決定する、位相平面の振る舞いを示します。相互作用パラメータが小さい場合、物質または真空が支配的な解における状態方程式の近似解を与えます。
コマ星団周辺の全景
ほぼ完全な方位角範囲でビリアル半径までクラスターをカバーする、近くのコマクラスターの新しい拡張XMM-ニュートンモザイクを提示します。この大きなモザイクをPlanckSunyaevZel'dovich効果観測と組み合わせて、方位角平均プロファイルと36の角度セクターでクラスター内媒質の熱力学的特性を回復し、銀河団の周辺の熱力学の最高の空間解像度ビューを生成します。その全体。$r_{500}$を超えると、乱れの少ない方向に沿ったクランプ補正エントロピー測定値は、非放射シミュレーションによって予測されたべき乗則エントロピープロファイルと統計的に一致し、ガス質量分率は平均宇宙バリオン分率と一致します。ただし、南西部の郊外には明らかなエントロピーの不足があり、Comaがエイベル1367につながる宇宙ウェブフィラメントに接続している場所と一致しています。南西部への低いエントロピーは、0.5〜1.0$r_{200}$から伸びています。そして、宇宙のウェブから物質を付加し続けるので、クラスターに侵入するフィラメント状のガス流のシミュレーションから期待されるものと一致しています。また、回収された量の放射状プロファイルは、特により乱れた方向に沿って、宇宙シミュレーションの予測と一致して、周辺でますます非対称になることがわかります。
高赤方偏移における豊富な大量の銀河からの動的暗黒エネルギーモデルに対する制約
| Title |
Constraints_on_Dynamical_Dark_Energy_Models_from_the_Abundance_of_Massive_Galaxies_at_High_Redshifts |
| Authors |
N._Menci,_A._Grazian,_M._Castellano,_P._Santini,_E._Giallongo,_A._Lamastra,_F._Fortuni,_A._Fontana,_E._Merlin,_T._Wang,_D._Elbaz,_N.G._Sanchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12453 |
高赤方偏移z=4-7でさまざまな動的暗黒エネルギー（DDE）モデルで予測された大規模システムの最大存在量を、そのような赤方偏移ですでに配置されていることが観測された最も重い銀河の実測存在量と比較します。目的は、既存のプローブを補足する暗状態エネルギー方程式パラメーターwの進化に対する制約を導き出すことです。ローカル値w_0と状態方程式のルックバック時間導関数w_aの観点から、DDEの進化に標準のパラメーター化を採用します。3つの異なる独立したプローブを使用して、さまざまなDDEモデルの組み合わせ（w_0、w_a）の制約を導出します。（i）CANDELS調査から導出されたz=6での大規模オブジェクトの観測された恒星質量関数。（ii）z=4のサブミリメートル範囲で検出された大量の星形成銀河の観測から導き出された大量のハローの推定体積密度。（iii）南極望遠鏡（SPT）の調査で最近検出された遠赤外線発光物体であるz=7で観測された最も大規模なシステム（推定ガス質量が310^11M_sunを超える）の希少性。最後に、上記の3つのプローブからの結果の組み合わせは、既存のプローブによって現在許可されている（または支持されている）DDEパラメータ空間w_a>-3/4-（w_0+3/2）のかなりの部分を除外することを示します。
ホルストとニーヤンの用語によるヒッグスインフレ
| Title |
Higgs_inflation_with_the_Holst_and_the_Nieh-Yan_term |
| Authors |
Miklos_L{\aa}ngvik,_Juha-Matti_Ojanper\"a,_Sami_Raatikainen_and_Syksy_Rasanen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12595 |
ループ量子重力の作用には、リッチスカラーに加えて、ホルスト項および/またはニー・ヤン項が含まれます。これらの用語は、非最小でヒッグスと結びつくことが期待されています。したがって、ホルストとニー-ヤンの項は古典的な運動方程式に寄与し、それらはインフレに大きな影響を与える可能性があります。次元4までの項を含む非最小カップリングのパラメーター空間でインフレ予測を導き出します。リッチスカラーのゼロまたは負のカップリングでも、インフレは成功する可能性があります。特に、非最小結合ホルスト項のみでサポートされるインフレは、元のメトリック定式プラトーヒッグスインフレとほぼ同じ観測値を与えます。非最小結合ニー-ヤン用語だけではインフレを成功させることはできません。3つの項すべてを考慮すると、スペクトルインデックスとテンソルとスカラーの比率の予測は、今後の実験で調べられるほぼ全範囲に及びます。これは、スペクトルインデックスの実行には当てはまりません。多くの場合、高度に調整されています。
クェーサーとCMBレンズを使用して、赤方偏移$ z \ sim 1.5 $で宇宙スケールで一般相対性理論をテストする
| Title |
Testing_General_Relativity_on_cosmological_scales_at_redshift_$z_\sim_1.5$_with_quasar_and_CMB_lensing |
| Authors |
Yucheng_Zhang,_Anthony_R._Pullen,_Shadab_Alam,_Sukhdeep_Singh,_Etienne_Burtin,_Chia-Hsun_Chuang,_Jiamin_Hou,_Brad_W._Lyke,_Adam_D._Myers,_Richard_Neveux,_Ashley_J._Ross,_Graziano_Rossi,_Cheng_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12607 |
宇宙論的なスケール$19-190\、h^{-1}{\で重力のプローブである統計$E_G$を推定することにより、有効な赤方偏移$\bar{z}\sim1.5$で一般相対性理論（GR）をテストしますrmMpc}$。これは、これまでの$E_G$の最高赤方偏移および最大規模の推定です。スローンデジタルスカイサーベイIVの拡張バリオン振動分光法調査（eBOSS）データリリース16（DR16）からの赤方偏移$0.8<z<2.2$のクエーサーサンプルを、角パワースペクトルの大規模構造（LSS）トレーサーとして使用します。$C_\ell^{qq}$と赤方偏移空間歪み（RSD）パラメータ$\beta$が推定されます。$\textit{Planck}$2018コズミックマイクロ波背景（CMB）レンズマップと相互相関させることにより、角度クロスパワースペクトル$C_\ell^{\kappaq}$信号を$12\、\sigma$の有意性で検出します。ジャックナイフのリサンプリングとシミュレーションの両方を使用して、異なるスケールをカバーする$5$ビンでの$E_G$の共分散行列（CM）を推定します。後者は、共分散に対するより優れた制約のために推奨されます。$E_G$の推定値は、これらすべてのスケールで$1\、\sigma$レベルのGR予測と一致することがわかります。$300$シミュレーションで推定されたCMで、GR予測$E_G^{\rmと一致する$E_G（\bar{z}）=0.30\pm0.05$の最適なスケール平均推定値を報告しますGR}（\bar{z}）=0.33$、$\textit{Planck}$2018CMB+BAO物質密度分率$\Omega_{\rmm}=0.31$。同様の赤方偏移での将来のLSS調査での$E_G$の統計的誤差は1桁減少し、修正された重力モデルを制約することが可能になります。
高精度の動径速度測定における未解決の磁気スポットの影響
| Title |
The_impact_of_unresolved_magnetic_spots_on_high_precision_radial_velocity_measurements |
| Authors |
Maksym_Lisogorskyi,_Susdeshna_Boro_Saikia,_Sandra_V._Jeffers,_Hugh_R._A._Jones,_Julien_Morin,_Matthew_Mengel,_Ansgar_Reiners,_Aline_A._Vidotto,_Pascal_Petit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12193 |
太陽系外惑星検出のドップラー法は非常に成功していますが、恒星活動による汚染ノイズに悩まされています。この作業では、K2星の形状に基づく磁場を備えた回転星のモデル、イプシロンエリダニが提示され、シミュレートされた半径方向速度測定への影響を推定するために使用されます。未解決の磁気スポットの多くの異なる分布が、8年間の分光偏光測定から得られた観測された大規模磁気マップの上にシミュレーションされました。磁気スポットによる半径方向の速度信号の振幅は最大10ms$^{-1}$であり、太陽型星の温帯における20地球質量以下の惑星の検出を防ぐのに十分な高さです。ラジアル速度がスポット分布に大きく依存することを示します。私たちの結果は、恒星の磁気活動とスポット分布を理解することは、地球の類似体を検出するために重要であることを強調しています。
潮汐荷重の太陽系外惑星の熱、軌道、および回転のダイナミクスは、複雑なフィードバックによって相互接続されています。惑星のレオロジー構造は、潮汐変形への感受性を決定し、その結果、その軌道の形成に参加します。逆に、軌道パラメータとスピン状態は、潮汐消散の速度を制御し、内部の実質的な変化につながる可能性があります。アンドラード粘弾性レオロジーによって支配される分化した岩石系外惑星の結合熱軌道進化を調査します。連成進化は、半解析モデル、1dパラメータ化された熱伝達、および自己矛盾なく計算された潮汐散逸によって処理されます。最初に、レオロジー特性、惑星のサイズ、および潮汐のロックと散逸に対する軌道の離心率の影響を調査して、いくつかのパラメトリック研究を実施します。これらのテストは、高スピン軌道共鳴への潮汐ロッキングの役割が低偏心軌道で最も顕著であり、同期回転よりも実質的に高い潮汐加熱をもたらすことを示しています。次に、軌道の離心率がゼロではなく、離心率が存在しないか不明な3つの現在知られている低質量の太陽系外惑星（すなわち、GJ625b、GJ411b、およびプロキシマケンタウリb）の長期進化を計算します。潮汐モデルには、安定したマグマオーシャンの形成と常に変化するスピン速度が組み込まれています。熱状態は偏心とスピン状態の進化に強く影響され、一連の熱平衡として進行することがわかります。最終的に同期回転に脱回転すると、軌道の進化が遅くなり、長期的に安定した軌道偏心を維持するのに役立ちます。
すべての高度で火星の気温が高くなると、D / H分別と水分損失が促進されます
| Title |
Higher_Martian_atmospheric_temperatures_at_all_altitudes_lead_to_enhanced_D/H_fractionation_and_water_loss |
| Authors |
Eryn_M._Cangi,_Michael_S._Chaffin,_Justin_Deighan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12589 |
かつて火星の表面を流れていた水の多くはずっと前に宇宙に失われ、失われた総量は不明のままです。失われた量の手がかりは、水素（H）とその同位体重水素（D）を研究することでわかります。これらはどちらも、大気中の水分子H$_2$OとHDOが解離したときに生成されます。解放されたH原子とD原子は、質量が異なるために異なる速度で空間に逃げ、D/H比が向上します。D/Hの変化率は、分数係数$f$と呼ばれます。水の損失を推定するには、D/H比と$f$の両方が必要です。したがって、$f$の範囲を制限できれば、水の損失をより正確に見積もることができます。この研究では、火星の大気の1D光化学モデルを使用して、$f$が想定温度と水蒸気プロファイルにどのように依存するかを決定します。ほとんどの火星の大気条件では、$f$は$10^{-1}$から$10^{-5}$の間で変動することがわかります。標準の火星の大気の場合、$f=0.002$はサーマルエスケーププロセスに、$f\approxeq0.06$はサーマルエスケープと非サーマルエスケープの両方を考慮した場合です。これらの結果を使用して、火星は少なくとも66〜123mGELの水を失ったと推定します。私たちの結果は、$f$の値がDの非熱的エスケープの量によってほぼ完全に制御され、分別を含む光化学モデリング研究が大気中のニュートラルプロセスとイオンプロセスの両方をモデリングする必要があることを示しています。
平衡潮汐流に作用する対流乱流粘度：有効粘度の新しい周波数スケーリング
| Title |
Convective_turbulent_viscosity_acting_on_equilibrium_tidal_flows:_new_frequency_scaling_of_the_effective_viscosity |
| Authors |
Craig_D._Duguid,_Adrian_J._Barker,_Chris_A._Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12624 |
乱流対流は、星や巨大惑星の潮汐流を減衰させる有効な粘性（$\nu_E$）として機能すると考えられています。ただし、このメカニズムの効率は、特に潮汐頻度（$\omega$）が優勢対流渦（$\omega_c$）のターンオーバー頻度を超える場合、特に高速潮汐の領域で長い間議論されてきました。流体力学シミュレーションの結果を提示して、対流帯の小さなパッチ内の潮流と対流の間の相互作用を研究します。これらのシミュレーションは、より大きな水平ボックスでより乱流の対流をシミュレートすることにより、以前の作業を基に構築されています。ここでは、より広範囲のパラメーターを探索します。いくつかの新しい結果が得られます。1）$\nu_E$は周波数依存であり、$\omega/\omega_c\lesssim1$のとき$\omega^{-0.5}$としてスケーリングし、次の場合にのみ最大の定数値を達成するようです。非常に小さい周波数（$\omega/\omega_c\lesssim10^{-2}$）。低周波数の潮汐力に対するこの周波数低下は、これまでに観察されていません。2）$\nu_E$の周波数依存性は、低周波数と中間周波数のエネルギー（またはレイノルズ応力）の周波数スペクトルと同じスケーリングに従うようです。3）高周波（$\omega/\omega_c\gtrsim1-5$）の場合、$\nu_E\propto\omega^{-2}$。4）エネルギー的に支配的な対流モードは、コルモゴロフカスケードの共鳴渦ではなく、常に$\nu_E$に最も寄与するように見えます。これらの結果は、星や惑星の対流帯における潮汐散逸に重要な影響を与え、星や巨大惑星における平衡潮流の古典的な潮汐理論を再検討する必要があることを示しています。進化する星の周りの惑星軌道崩壊の影響について簡単に触れます。
（486958）アロコスの昇華進化
| Title |
The_Sublimative_Evolution_of_(486958)_Arrokoth |
| Authors |
Jordan_K._Steckloff,_Carey_M._Lisse,_Taylor_K._Safrit,_Amanda_S._Bosh,_Wladimir_Lyra,_Gal_Sarid |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12657 |
ニューホライズンターゲット（486958）アロコスの歴史を、その昇華的進化の文脈で検討します。太陽の原始惑星系円盤（PPD）が晴れた直後に、新しく強烈な日光がアロコスの初期の歴史において昇華期を引き起こし、それは10〜100万年も続きました。この昇華は弱すぎてアロコスのスピン状態を大幅に変えることはできませんでしたが、表面の周りの大量輸送を駆動して、長さスケールが10〜100mの地形的特徴を消去することができました。これには、直径が最大50〜500mのクレーターが含まれます。これは、アロコスのクレーターの大部分が原始的ではない可能性があることを示唆しています（アロコスのローブの合併に起因）。その後、アロコスは休止期に入り（現在まで続く）、揮発性生成速度は、ニューホライズンズ宇宙船の〜10^24分子/秒の検出限界よりも少なくとも13桁低い（Lisseetal。2020）。これは、大量輸送または昇華トルクを駆動するには不十分です。これらの結果は、観察されたアロコスの表面が原始的ではなく、むしろ静止期に由来することを示唆しています。対照的に、昇華トルクがアロコスの回転状態を有意に変更できないことは、その形状が実際に原始的であり、その観測された回転が形成後のスピン状態を表すことを示唆しています。
二峰性の化学物質の存在量分布から制約された天の川のバルジスター形成の歴史
| Title |
The_Milky_Way's_bulge_star_formation_history_as_constrained_from_its_bimodal_chemical_abundance_distribution |
| Authors |
Jianhui_Lian,_Gail_Zasowski,_Sten_Hasselquist,_David_M._Nataf,_Daniel_Thomas,_Christian_Moni_Bidin,_Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_D._A._Garcia-Hernandez,_Richard_R._Lane,_Steven_R._Majewski,_Alexandre_Roman-Lopes,_Mathias_Schultheis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12179 |
恒星[Fe/H]および[Mg/Fe]分布関数の拘束力を利用して、天の川バルジの星形成履歴（SFH）の定量分析を行います。APOGEEデータを使用して、内部銀河の3kpc内で以前に確立されたバイモーダル[Mg/Fe]-[Fe/H]分布を確認します。太陽の近くのそれと比較して、ふくらみの高い$\alpha$人口は低い[Fe/H]でピークに達します。これらの観測に合わせるために、ガスの降着と星形成の2つの異なる段階を想定したシンプルで柔軟な星形成フレームワークを使用し、幅広い多次元パラメーター空間を体系的に評価します。データは、初期のスターバーストからなる三相SFHを支持し、その後に急速な星形成消光エピソードと、長く静止した長期進化相が続くことがわかります。金属に乏しい、高$\alpha$バルジスター（[Fe/H]<0.0および[Mg/Fe]>0.15）は、スターバーストの初期に急速に（<2Gyr）形成されます。高および低$\alpha$シーケンス間の密度差は、消光プロセスによるものです。その後、金属に富み、低$\alpha$母集団（[Fe/H]>0.0および[Mg/Fe]<0.15）は、長期的な段階で非効率的な星形成によって徐々に蓄積されます。これは、内部ディスクの初期のSFHと質的に一致しています。このシナリオでは、若い星のかなりの割合（5歳未満）がふくらみで存続すると予想されます。銀河系外の観測と組み合わせて、これらの結果は、急速な星形成消光プロセスが天の川の星の集団と一般的な銀河の集団の両方で二峰性の分布の原因であり、したがって銀河の進化に重要な役割を果たすことを示唆しています。
局所星間環境の形成と進化：元素合成データとX線データからの結合制約
| Title |
Formation_and_evolution_of_the_local_interstellar_environment:_combined_constraints_from_nucleosynthetic_and_X-ray_data |
| Authors |
Yusuke_Fujimoto,_Mark_R._Krumholz,_Shu-ichiro_Inutsuka,_Alan_P._Boss,_Larry_R._Nittler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12180 |
いくつかの観測は、太陽系が少なくとも数マイアの大規模な恒星フィードバックの影響を受けた地域に位置していたことを示唆しています。これらには、深海のアーカイブや南極の雪でのライブ$^{60}\text{Fe}$の検出、全天で見られる銀河面の周りの$^{26}{\rmAl}$の広角分布が含まれます$\gamma$-rayマップ、および全天の軟X線背景。ただし、銀河円盤内での私たちの位置は、この環境を完全に特徴付けることを困難にし、限られた時間ベースラインは、その形成履歴または大規模な銀河力学との関係についての情報を提供しません。天の川のような銀河の$N$-body+hydrodynamicsシミュレーションを使用してこれらの質問を探索し、太陽のような軌道上の星が、その環境が観察するものと一致する条件を生成することを確認します。そのような星は珍しいですが、例外的に珍しくはありません。これらの星は、主にらせん状の腕の端の近くにあり、腕での星の形成の複数の世代によって作成されたkpcスケールの泡の中にあります。星の軌道を調査したところ、バブルにとどまっている期間は20ミリから90ミリであることがわかりました。持続時間は、らせん状の腕を横切る星の交差時間によって決まります。これは通常、アームの環境によって提供される継続的なガス供給の結果として、泡の寿命（$\sim100$Myr）よりも短くなります。
AStroLens：X線で選択された銀河クラスターの自動強力レンズモデリング
AStroLensは、クラスター銀河の幾何学的および測光情報にのみ依存する新開発の重力レンズモデリングコードを使用して、強いレンズ領域をマッピングし、$z=0.5$-$0.9の96個の銀河クラスターのレンズ強度を推定します。$。すべてのクラスターは、X線フラックスと光学的外観に基づいて、大規模クラスター調査（eMACS）中に特定されました。銀河団の発光物質と暗黒物質の両方の分布は光の分布によってほぼ追跡されるという十分にテストされた仮定に基づいて構築されます。つまり、光は質量を追跡し、AStroLensは3つのグローバルパラメータを使用して、強い重力レンズ効果からの偏向を自動的にモデル化します。この多様なサンプルのすべての銀河団。2つの通過帯域内の浅い光学画像からのみ得られたAStroLens推定を2つのよく研究されたeMACSクラスターの詳細なレンズモデリングの結果と比較することにより、コードの堅牢性をテストし、サイズとサイズの両方に関して良好な一致を見つけますそれぞれの重要な線で描写された強力なレンズ領域の形状。私たちの調査では、有効なアインシュタイン半径（$\theta_{E}$）が20インチを超える31個のeMACSクラスターが見つかり、8個が$\theta_{E}>$30"の8個のeMACSクラスターが見つかり、検出のためのX線選択の価値を強調していますMACSJ0717のような巨人を補完する強力なクラスターレンズのセット。AStroLensによれば、eMACSサンプルの一般公開に向けた最初の記事として、10個のキャリブレーションクラスターと10個の最も強力なeMACSクラスターレンズの物理的特性をリストしています。
| Title |
Black_hole_--_galaxy_co-evolution_in_FIRE:_the_importance_of_black_hole_location_and_mergers |
| Authors |
Onur_\c{C}atmabacak_(1),_Robert_Feldmann_(1),_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar_(2,3),_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere_(4),_Philip_F._Hopkins_(5),_Du\v{s}an_Kere\v{s}_(6)_((1)_Institute_for_Computational_Science,_University_of_Zurich,_Zurich,_Switzerland,_(2)_Department_of_Physics,_University_of_Connecticut,_Storrs,_CT,_USA,_(3)_Center_for_Computational_Astrophysics,_Flatiron_Institute,_New_York,_NY,_USA,_(4)_Department_of_Physics_and_Astronomy_and_CIERA,_Northwestern_University,_Evanston,_IL,_USA,_(5)_TAPIR,_California_Institute_of_Technology,_Pasadena,_CA,_USA,_(6)_Department_of_Physics,_Center_for_Astrophysics_and_Space_Sciences,_University_of_California_at_San_Diego,_La_Jolla,_CA,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12185 |
ホスト銀河との超大質量ブラックホール（SMBH）の共進化は、特に高赤方偏移で完全に調査されていません。AGNフィードバックによる自主規制の結果として理解されることが多いですが、これは別のSMBH降着モデルでも説明できます。ここでは、フィードバックの現実的な環境（FIRE）プロジェクトの一部である宇宙論的ズームインシミュレーション（\textsc{\small{MassiveFIRE}}）の大規模なスイートの助けを借りて、SMBHの成長を研究することにより、以前の研究を拡張します。。SMBHの成長は、さまざまな降着モデル、配置、およびマージ処理による後処理でモデル化され、オンザフライ計算と比較することで検証されます。重力トルク駆動型降着（GTDA）モデルによって予測されるスケーリング関係は、降着率がSMBH質量に強く依存するモデルとは対照的に、AGNフィードバックの必要性が低い赤方偏移\emph{なし}での観測と一致します。赤方偏移が高い場合、以前の結果に沿って、局所的なスケーリング関係からの逸脱が見られます。特に、SMBHは大規模ではありませんが、おそらく恒星のフィードバックが原因ですが、ホスト銀河が$M_*\sim10^{10}M_{\odot}$に達すると効率的に成長し始めます。これらの調査結果を分析し、簡単な分析モデルのコンテキストで説明します。最後に、予測されるスケーリング関係がSMBHマージの効率に敏感に依存することを示します。これらの調査結果は、SMBH銀河のスケーリング関係の進化を理解して、宇宙史全体のSMBH合併からの重力波信号の割合を予測することの関連性を強調しています。
$ 1.3
| Title |
Rest-frame_UV_spectroscopy_of_extreme_[OIII]_emitters_at_$1.3 |
| Authors |
Mengtao_Tang,_Daniel_Stark,_Jacopo_Chevallard,_St\'ephane_Charlot,_Ryan_Endsley,_and_Enrico_Congiu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12197 |
再イオン化時代の銀河のディープスペクトロスコピーは、強いCIII]およびCIV線放出（EW$>15-20$\r{A}）を明らかにしました。$z>6$で出現する星雲の放出を解釈するために、1.3ドル<z<3.7$の大きな特定の星形成率（sSFR）を持つ銀河のレストフレームUV輝線をターゲットにし始めました。[OIII]+H$\beta$EW$>1500$\r{A}の大きなsSFR銀河でのみ、CIII]が$z>6$で見られるEWに到達することがわかります。以前の研究とは対照的に、強い[OIII]を持つ多くの銀河は弱いCIII]放射（EW$=5-8$\r{A}）を持っていることがわかり、若い恒星の集団に関連する放射線場では十分ではないことが示唆されています力強いCIII]。光イオン化モデルは、大きなsSFRを持つシステム間でのCIIIの広がり（[OIII]+H$\beta$EW$>1500$\r{A}）が、CIIIの極端な感度の結果である金属性の変動によって駆動されることを示しています]電子温度に。$z>6$（EW$>15$\r{A}）で見られる強いCIII]放出には金属貧ガス（$\simeq0.1\Z_\odot$）が必要であるのに対し、私たちのサンプルは中程度の金属性で見られる傾向があります（$\simeq0.3\Z_\odot$）。$z\simeq1-3$サンプル内のCIII]エミッターの光度分布は、一貫した状況を示しています。強い発光は、一般的に低光度システム（$M_{\rm{UV}}>-19.5$）に関連付けられており、金属度が低い可能性が高いです。強力なCIII]およびCIVエミッターの割合を$z\simeq1-3$で定量化し、$z>6$サンプルと比較するためのベースラインを提供します。大規模なsSFR（$>200$Gyr$^{-1}$）と低金属性（$で初期銀河集団のかなりの部分が見つかった場合、$z>6$での最初のUVライン検出を説明できることをお勧めします<0.1\Z_\odot$）。
自己較正HaloベースのGalaxy Group Finder：アルゴリズムとテスト
| Title |
A_Self-Calibrating_Halo-Based_Galaxy_Group_Finder:_Algorithm_and_Tests |
| Authors |
Jeremy_L._Tinker_(New_York_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12200 |
ハローベースの銀河グループ検索アルゴリズムの拡張について説明します。中心となる銀河と衛星である銀河をより正確に決定し、ハロー質量の不偏推定を提供するために、アルゴリズムに自由度を追加します。星形成銀河と静止銀河の銀河ハロー関係の決定に焦点を当てます。グループ検索アルゴリズムに追加された自由度は、色に依存する銀河クラスタリングの観測、および分光中心銀河のスタックされたサンプルL_satの周囲のディープイメージングデータにおける衛星の全光度の測定値を使用して自己較正されます。UniverseMachineの結果から作成された1つのモックを含む、銀河とハローの接続を変化させる一連のモックでこのアプローチをテストします。私たちの自己較正アルゴリズムは、銀河の色に依存する衛星の割合を推定する際に、以前の方法に比べて著しい改善を示しています。中心銀河のlogM_haloのエラーを2倍以上、<〜0.2dexに減らします。L_satデータを使用すると、分光要素が1つしかないグループの場合でも、星形成銀河と静止銀河の光度とハローの質量関係の違いを定量化できます。以前のアルゴリズムは固定M_haloでのL_galの散乱を抑制できないのに対し、自己校正手法はこの散乱にロバストな下限を提供できます。
局所および高赤方偏移銀河の拡散星間媒質の物理的条件：H $ _2 $回転およびCI微細構造レベルの励起に基づく測定
| Title |
Physical_conditions_in_diffuse_interstellar_medium_of_local_and_high_redshift_galaxies:_measurements_based_on_excitation_of_H$_2$_rotational_and_CI_fine-structure_levels |
| Authors |
V.V._Klimenko,_S.A._Balashev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12231 |
局所および高赤方偏移銀河の冷たいH$_2$を含む星間媒質の物理的条件（数密度、UVフィールドの強度、運動温度）の分析結果を提示します。PDRMeudonコードで計算された数値モデルのグリッドの助けを借りて、H$_2$回転レベルとCI微細構造レベルの観測された母集団への適合に基づく測定。低H$_2$回転レベルとCI微細構造レベルの共同分析により、$I_{UV}-n_{\rm{H}}$平面の縮退を解消し、数密度とUVフィールドの強度。VLT/UVES、KECK/HIRES、HST/STIS、FUSE望遠鏡からのアーカイブデータを使用して、クエーサースペクトルで12の高赤方偏移減衰Ly$\alpha$システム（DLAs）と視線に沿って14H$_2$吸収システムを選択しました天の川銀河とマゼラン雲の銀河の星に向かって。これらのシステムには、列密度が$\logN（{\rm{H_2}}）/{\rm{cm}}^{-2}>18$および関連するCI吸収を持つ強いH$_2$コンポーネントがあります。高赤方偏移DLAとローカル銀河のH$_2$を含む媒体は、動的温度$T_{\rm{kin}}\sim100$Kと数密度$10-500$cm$^{-3}ドル。ただし、DLAでの入射UV放射の強度は広い範囲（Matisフィールドの$0.1-100$単位）で変化しますが、MilkyのH$_2$システムでは$\sim0.1-3$単位のMathisフィールドです。-WayおよびLMCおよびSMC銀河。DLAで測定されたUVフラックスの大きな分散は、恐らくDLAサンプルが高zで銀河全体から選択された銀河を探査する結果であり、したがって広範囲の物理的条件に対応します。
W51 Aの超コンパクトHII領域からの組換え線と分子ガス
| Title |
Recombination_Lines_and_Molecular_Gas_from_Hypercompact_HII_regions_in_W51_A |
| Authors |
Rudy_Rivera-Soto,_Roberto_Galv\'an-Madrid,_Adam_Ginsburg,_Stan_Kurtz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12276 |
サブアークセカンドVLAとALMAの観測を使用して、W51Aのコンパクトなラジオ連続線源の母集団の詳細な特性を示します。2cmの連続体、再結合ライン（RL）H77$\alpha$およびH30$\alpha$、および$\rmH_{2}CO（3_{0,3}-2_{0、2}）$、$\rmH_{2}CO（3_{2,1}-2_{2,0}）$、および$\rmSO（6_{5}-5_{4}）$。$D\sim10^{-3}$から$\sim10^{-2}$pcの範囲の10/20ソースの直径を導出し、超コンパクトHII領域（HCHII）の領域に配置します。それらの連続体に由来する電子密度は$n_{\rme}\sim10^4$から$10^5$cm$^{-3}$の範囲にあり、HCHIIで通常考えられる値よりも低くなっています。RLの測定値と独立して導出された$n_{\rme}$を組み合わせて、2つの方法の間の個々の測定値について、同じ値の範囲であるが有意なオフセットを見つけました。サンプルのソースのほとんどが初期のB型星によってイオン化されていることがわかりました。$n_{\rme}$と$D$を比較すると、超コンパクト（UC）とコンパクトなHII。決定されると、イオン化ガスの運動学は常に（7/7）流出を示します。同様に、まだコンパクトコアに埋め込まれている8つのHCHIIのうち5つと3つは、それぞれ分子ガスの膨張と落下運動の証拠を示しています。2つの異なるタイプの$hypercompact$（$D<0.05$pc）HII領域が存在する可能性があると仮定します。これらは本質的に小さく、UCHIIを拡大します。また、これらが$hyperdense$（$n_{\rme}>10^6$cm$^{-3}$）である場合、それらの形成または初期の生命の特定の段階のO型星に関連付けられている可能性があります。
気相存在量勾配に対するバー効果。 I.データサンプルと化学物質の存在量
| Title |
Bar_effect_on_gas-phase_abundance_gradients._I._Data_sample_and_chemical_abundances |
| Authors |
A._Zurita,_E._Florido,_F._Bresolin,_E._P\'erez-Montero,_I._P\'erez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12289 |
過去10年間に発表されたスパイラル内の気相の放射状金属性プロファイルの研究により、プロファイルを混合および平坦化するエージェントとしての銀河バーの重要性が減少し、1990年代に得られた結果と矛盾しています。棒が渦巻き状の金属の放射状金属分布に影響するかどうかの問題を再検討する目的で、棒の有無にかかわらずオブジェクトを含む、近くの51の銀河における2831の公開されたHII領域輝線フラックスの大きなサンプルを収集しました。2つのシリーズのこの最初の論文では、銀河とHII領域のサンプルを紹介します。方法論はデータサンプル全体で均一であり、HII領域の化学的存在量の導出、バーとディスクの構造パラメーター、ガラクトセントリック距離、および放射状存在量プロファイルが含まれます。O/HおよびN/O存在比は、610領域のサブサンプルのTeベース（直接）メソッドから、およびHII領域サンプル全体のさまざまな強線法から取得しました。強線法は、個々のHII領域の派生O/HとN/Oの存在量の比較、および両方の方法論から派生した存在量の勾配の比較の両方から、Teベースの方法と比較して評価されています。勾配分布の中央値と標準偏差は豊度法に依存し、O3N2インジケーターに基づくものは最も急なプロファイルを平坦化する傾向があり、観測された勾配の範囲が減少します。禁止銀河と非銀河銀河の導出されたO/HおよびN/O放射状アバンダンスグラディエントとy切片の詳細な分析と説明は、関連論文IIに示されています。輝線フラックス、位置、および生成された存在量を含むHII領域カタログ全体が、すべての銀河の放射状存在量勾配とともに、CDSVizieR施設で公開されています。
気相存在量勾配に対するバー効果。 II。輝度依存の平坦化
| Title |
Bar_effect_on_gas-phase_abundance_gradients._II._Luminosity-dependent_flattening |
| Authors |
A._Zurita,_E._Florido,_F._Bresolin,_I._P\'erez,_E._P\'erez-Montero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12292 |
ここでは、渦巻銀河の気相における金属の放射状分布に対する棒効果の問題に関する論争を解決することを目的としたプロジェクトの第2部を紹介します。論文Iでは、51の近くの銀河に属する2800以上のHII領域の集まりを提示しました。そのため、均一な方法論から化学物質の存在量と放射状の存在量のプロファイルを導き出しました。この論文では、棒銀河と非銀河銀河について、12+log（O/H）とlog（N/O）の導出された気相放射状存在量プロファイルを個別に分析し、棒銀河と非銀河銀河間の勾配の違いが異なることを確認します。銀河の光度について。これは、2つのタイプの銀河の光度に対する存在度勾配（dex/kpc単位）の異なる依存性によるものです。銀河のサンプルでは、全光度範囲の強い銀河では、勾配がかなり浅く見えると考えています。一方、非銀河のプロファイルスロープは、光度が低下するにつれて急勾配になります。したがって、光度が低い（質量が小さい）銀河（M_B>〜-19.5またはM_*<〜10^{10.4}M_sun）の勾配の違いのみを検出します。バーとスパイラルアームによって引き起こされるディスクの進化と放射状の混合の観点から結果を説明します。私たちの結果は、サンプル銀河の光度（質量）分布と、おそらくは使用された豊富度診断によってバイアスされた以前の矛盾した発見を調整します。
空間的に分解された惑星状星雲のH $ _2 $ 1-0〜S（1）対Br $ \ gamma $線比に対するスリット構成の影響
| Title |
The_Effect_of_the_Slit_Configuration_on_the_H$_2$_1-0~S(1)_to_Br$\gamma$_Line_Ratio_of_Spatially_Resolved_Planetary_Nebulae |
| Authors |
Isabel_Aleman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12310 |
H$_2$1-0〜S（1）/Br$\gamma$比（R（Br$\gamma$））は、惑星状星雲（PNe）の分子内容の多くの研究で使用されています。これらのラインは異なる領域で生成されるため、分光観測で使用されるスリット構成は、それらの比率に重要な影響を与える可能性があります。この作業では、観測と数値シミュレーションを使用して、PNeにおけるそのような効果を実証および定量化します。この研究は、観察結果の解釈とモデルとの比較を支援することを目的としています。分析は、スリットが星雲全体を取り囲んでいる場合、観測されたR（Br$\gamma$）比が0.3までの値にのみ到達することを示しています。それより高い値は、スリットがH$_2$ピーク放出の周りの制限された領域をカバーし、Br$\gamma$放出が最小化される場合にのみ取得されます。提示された数値シミュレーションは、スリット構成の影響を考慮に入れると、光イオン化モデルがPNeで観測されたR（Br$\gamma$）の全範囲と上記の動作を再現できることを示しています。したがって、R（Br$\gamma$）のより高い値を説明するためにショックが必要であるという議論は無効です。したがって、この比率は、文献で示唆されているH$_2$励起メカニズムの良い指標ではありません。
VANDELS調査：z> 2における銀河の巨大な高密度の発見
| Title |
The_VANDELS_survey:_Discovery_of_massive_overdensities_of_galaxies_at_z>2 |
| Authors |
L._Guaita,_E._Pompei,_M._Castellano,_L._Pentericci,_O._Cucciati,_G._Zamorani,_A._Zoldan,_F._Fontanot,_F._E._Bauer,_R._Amorin,_M._Bolzonella,_G._de_Lucia,_A._Gargiulo,_N._P._Hathi,_P._Hibon,_M._Hirschmann,_A._M._Koekemoer,_R._McLure,_L._Pozzetti,_M._Talia,_R._Thomas,_and_L._Xie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12314 |
Lyalphaエミッションを使用して環境プロパティに関する情報を取得できるかどうか、およびLyalphaエミッターが環境の関数として異なる特性を示すかどうかを調査したいと思います。VANDELSChandraDeepField-South（CDFS）およびUKIDSSUltraDeepSurvey（UDS）フィールドの局所密度を、RA-dec-redshift空間で機能する3次元アルゴリズムを使用して推定しました。環境密度に関して偏りのない131個のLyalpha放出銀河（EW（Lyalpha）>0A）のサンプルを選択し、密度の高い環境または密度の低い環境に関するそれらの位置を調査しました。VANDELSおよびすべての利用可能な文献からの測光および分光赤方偏移に基づいて、CDFSで13（プロト）クラスター候補、UDSで9<2<z<4で候補を識別します。識別された過密度内にあるフィールドと銀河の間のレストフレームU-Vカラーに有意差は観察されません。VANDELSからの分光学的赤方偏移を伴う銀河の大部分として、VANDELSLyalphaエミッター（LAEV）が優先的に高密度領域の外側にあることがわかります。過密地域のLAEVは、Lyalphaに相当する幅が狭く、特定のSFRが低い傾向があり、フィールドのLAEVよりも大きい傾向があります。それらの積み重ねられたLyalphaプロファイルは、支配的な赤いピークと青いピークのヒントを示しています。私たちの結果は、LAEVは環境の影響を受ける可能性が高く、高密度領域の銀河の低膨張速度と高HIカラム密度の流出のシナリオを支持することを示しています。膨張速度が遅い流出は、銀河が高密度領域で星を形成している方法に関連している可能性があります。高HIカラム密度は、過密度の重力ポテンシャルの結果である可能性があります。したがって、Lyalpha放出銀河は、それらが存在する環境に関する有用な洞察を提供できます。
重水素分率の高い分子雲コア：野辺山単一指向調査
| Title |
Molecular_Cloud_Cores_with_High_Deuterium_Fraction:_Nobeyama_Single-Pointing_Survey |
| Authors |
Gwanjeong_Kim,_Kenichi_Tatematsu,_Tie_Liu,_Miss_Hee-Weon_Yi,_Jinhua_He,_Naomi_Hirano,_Sheng-Yuan_Liu,_Minho_Choi,_Patricio_Sanhueza,_L._Viktor_Toth,_Neal_J._Evans,_Siyi_Feng,_Mika_Juvela,_Kee-Tae_Kim,_Charlotte_Vastel,_Jeong-Eun_Lee,_Quang_Nguyn-Lu'o'ng,_Miju_Kang,_Isabelle_Ristorcelli,_O._Feh\'er,_Yuefang_Wu,_Satoshi_Ohashi,_Ke_Wang,_Ryo_Kandori,_Tomoya_Hirota,_Takeshi_Sakai,_Xing_Lu,_Mark_A._Thompson,_Gary_A._Fuller,_Di_Li,_Hiroko_Shinnaga,_Jungha_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12319 |
5つの異なる環境（$\lambda$Orionis、OrionA、B、銀河面、および高緯度）に分散されたPlanck銀河冷たい塊に埋め込まれた207個の高密度コアの単一ポイント調査の結果を提示して、星形成の初期条件の研究のための星形成の縁。野辺山45m望遠鏡を使用して、これらのコアを8つの分子線で76〜94GHzで観察しました。初期タイプの分子（CCSなど）の検出率が低く、後期タイプの分子（N$_2$H$^+$、cC$_3$H$_2$など）と重水素化分子（たとえば、N$_2$D$^+$、DNC）は検出率が高く、ほとんどのコアが化学的に進化していることを示唆しています。重水素分率（D/H）は距離が増加するにつれて減少することがわかり、これは、遠いコア（$>$1kpc）のD/Hペアのライン間のビーム希釈の差に悩まされていることを示しています。$\lambda$Orionis、OrionA、Bが同様の距離にある場合、D/Hに有意差はなく、これら3つの領域間で観察された化学的性質に系統的な違いがないことを示唆しています。オリオン地域で少なくとも8つの高D/Hコアと、高緯度で2つを識別します。これらは、星形成の開始に最も近い可能性が高いです。スターレスフェーズ中の乱流の進化的変化の明確な証拠はなく、0.04pcのビームサイズの観測から判断すると、乱流の散逸は星形成の始まりの主要なメカニズムではないことを示唆しています。
z = 6.003クエーサーSDSS J2310 + 1855のイオン化および原子間星間物質
| Title |
Ionized_and_atomic_interstellar_medium_in_the_z_=_6.003_quasar_SDSS_J2310+1855 |
| Authors |
Jianan_Li,_Ran_Wang,_Pierre_Cox,_Yu_Gao,_Fabian_Walter,_Jeff_Wagg,_Karl_M._Menten,_Frank_Bertoldi,_Yali_Shao,_Bram_P._Venemans,_Roberto_Decarli,_Dominik_Riechers,_Roberto_Neri,_Xiaohui_Fan,_Alain_Omont,_and_Desika_Narayanan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12339 |
$z\gtrsim6$クェーサーのホスト銀河で星間物質（ISM）を観測することは、超巨大ブラックホールとそのホスト間の共進化を理解するために不可欠です。ガスの物理的条件を調査し、ISM上のアクティブ銀河核（AGN）の痕跡を検索するために、$\rm[N\II]_{122\mum}$と$\rm[O\I]_{146\mum}$行と、$z=6.003$クエーサーSDSSJ231038.88+185519.7からの基礎となる連続体。以前の$\rm[C\II]_{158\mum}$と$\rm[O\III]_{88\mum}$の観測結果とともに、これらの微細構造線の比率を使用して調査しますISMプロパティ。他の高$z$システムと同様に、このオブジェクトは$\rm[C\II]_{158\mum}$/$\rm[O\I]_{146\mum}$に相当する比率を示しますローカル（超）発光赤外線銀河で見つかった最低値。これは、典型的なローカルシステムと比較して、「暖かく」かつ「密度の高い」ガス成分を示唆しています。$\rm[O\III]_{88\mum}$/$\rm[O\I]_{146\mum}$の比率は、他のローカルシステムや高$z$システムの比率よりも低く、このクエーサーのイオン化ガスの割合が小さいことを示しています。$\rm[O\III]_{88\mum}$/$\rm[N\II]_{122\mum}$の比率はローカルシステムのそれに匹敵し、$Zの金属性を示唆しています/Z_{\odot}$=1.5$-$2.1。$\rm[N\II]_{122\mum}$検出に基づいて、$\rm[C\II]_{158\mum}$放出の$17\％$は電離ガス。$\rm[N\II]_{122\mum}$行は、ローカルシステムに匹敵する「フラックス不足」を示しています。$\rm[O\I]_{146\mum}$ライン、予想より$\rm[O\I]_{146\mum}$/FIR比$\ge2\times$ローカルな関係は、$\rm[O\I]_{\rm146\mum}$の不足がないことを示します。低い$\rm[C\II]_{158\mum}$/$\rm[O\I]_{146\mum}$の比率と高い$\rm[O\I]_J2310+1855の{146\mum}$/FIR比は、暖かくて密度の高いガスがISMへのAGN加熱の結果である可能性が高いことを明らかにしています。
外部銀河における炭素分別の化学的研究
| Title |
A_chemical_study_of_carbon_fractionation_in_external_galaxies |
| Authors |
Serena_Viti,_Francesco_Fontani,_Izaskun_Jimenez-Serra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12405 |
星間媒体では、炭素は2つの安定同位体$^{12}$Cと$^{13}$Cの形で存在し、それらの比率は銀河における元素合成の優れた指標です。ただし、化学分別はこの比率を潜在的に大幅に変更する可能性があり、実際には同じ銀河内の炭素分別の観察結果は種ごとに異なることがわかっています。この論文では、外部銀河における$^{12}$C/$^{13}$C比の広がりにつながる可能性のある条件を特定するために、選択した豊富な炭素含有種の炭素分別を理論的に調査します。炭素の分別は、調査したほとんどすべての物理的条件に敏感であり、COを除くすべての種で時間とともに大きく変化し、種間の顕著な違いを示しています。最後に、ローカルおよびより高い赤方偏移の両方の銀河における$^{12}$C/$^{13}$C比のいくつかの観測のコンテキストで理論上の結果について説明します。
相対論的ジェット二分法とブレザーシーケンスの終わり
| Title |
The_Relativistic_Jet_Dichotomy_and_the_End_of_the_Blazar_Sequence |
| Authors |
Mary_Keenan,_Eileen_T._Meyer,_Markos_Georganopoulos,_Karthik_Reddy,_Omar_J._French |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12661 |
ジェットAGNの統一に関する私たちの理解は、ジェットサンプルのサイズが大きくなるにつれて大きく進化しました（例：Fossatietal。（1998）のブレザーシーケンスの132ソース、Meyeretal。（2011）のブレザーエンベロープの257））。ここでは、2000以上の十分にサンプリングされたジェットスペクトルエネルギー分布のかつてない最大のサンプルに基づいて、シンクロトロンのピーク周波数（ピーク光度平面）を調べ、ブレザーシーケンスとして知られる反相関が存在しないことを確認します。代わりに、効率的または「クエーサーモード」の降着に関連するもの（強いジェット）と非効率的な降着に関連するもの（弱いジェット）の間で、ジェットの二分法の強力な証拠を見つけます。強力なジェットには、高励起電波銀河、フラットスペクトル電波クエーサー（FSRQ）、およびほとんどの低周波ピークBLLacオブジェクトによってホストされているものが含まれます。弱いジェットには、シンクロトロンのピーク周波数が10^15Hzを超える低励起電波銀河とブレーザーによってホストされているジェットが含まれます（ほぼすべてのBLLacオブジェクト）。私たちは、低周波の電波観測から1000以上のソースの総ジェットパワーの推定値を導き出しました。強い/弱いジェットの二分法は、ジェットパワーの分割に対応していないことがわかりました。むしろ、強いジェットは観測されたすべてのジェットパワーでサンプルの最低レベルまで生成されますが、弱いジェットは低から中程度の高いジェットパワーの範囲で、10^43erg/sの明確な上限があります。各クラスのジェット出力の範囲は、10^7-10^9.5太陽質量の質量範囲のブラックホールへの効率的な（すなわち、数百から100％エディントン）または非効率（<0.5％エディントン）降着に期待されるものと正確に一致します。。
Sgr A *の磁気圏ギャップにおける宇宙線加速の抑制
| Title |
Constraining_cosmic-ray_acceleration_in_the_magnetospheric_gaps_of_Sgr_A* |
| Authors |
Grigorios_Katsoulakos,_Frank_Rieger_and_Brian_Reville |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12189 |
射手座A*（SgrA*）は、潜在的なVHEガンマ線および宇宙線源です。SgrA*の磁気圏におけるギャップ型粒子加速の限界を調べ、活動の現在の段階では、PeVエネルギーへの陽子加速が可能であり、環境への注入パワーが通常数10^{36}erg/に制限されていることを示します。s。ギャップ加速電子による周囲の軟光子のコンプトンアップスキャタリングは、検出されたVHEポイントソースと互換性のあるTeV放出をもたらす可能性があります。降着率の変化に対する結果の依存性を調査します。これは、内部降着フロー自体がその構成を変更しない限り、過去のより高いステージでは電力出力が増加する可能性が低いことを示しています。
潮汐破壊イベントのエネルギーインベントリ
潮汐破壊イベント（TDE）は、日または月のタイムスケールで変化する摂食条件下で単一の超大規模ブラックホール（SMBH）を研究するユニークな機会を提供します。ただし、フレア中に明るさを生成するための主要なメカニズムは議論されたままです。観測されたTDEの数が増加しているにもかかわらず、初期フレアのエネルギーのほとんどが重力半径の近くの降着によるものなのか、SMBHから遠く離れた円形の破片によるものなのかは不明です。エネルギー散逸効率は半径の減少に伴って増加するため、放出される総エネルギーを測定し、効率を推定することにより、放出メカニズムの性質についての手がかりを導き出すことができます。ここでは、トランジェント用のモジュラーオープンソースフィッター（{\ttMOSFiT}）を使用して、TDEの統合されたエネルギー、放出タイムスケール、および平均効率を計算します。総エネルギーの私たちの計算は、一般的に以前の見積もりよりも高い値をもたらします。これは主に、光度が質量のフォールバック率に従う場合、TDEが光度曲線のピークのかなり後にエネルギーのかなりの部分を放出するためです。{\ttMOSFiT}を使用して、質量から放射エネルギーへの変換効率を計算します。多くのイベントで、それはアクティブな銀河核で推測される効率に似ています。ただし、効率と崩壊した星の質量との間のモデル縮退により、測定された効率には大きな体系的な不確実性があり、個々のTDEの放出メカニズムを決定的に解決する前にこれらを低減する必要があります。
GW170817の合併残党の運命とジェット構造への刻印
| Title |
The_Fate_of_the_Merger_Remnant_in_GW170817_and_its_Imprint_on_the_Jet_Structure |
| Authors |
Ariadna_Murguia-Berthier,_Enrico_Ramirez-Ruiz,_Fabio_De_Colle,_Agnieszka_Janiuk,_Stephan_Rosswog,_William_H._Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12245 |
重力波GW170817で最初に検出された中性子星連星合体、およびその後の電磁スペクトル全体での放出の検出により、これらのシステムが短い$\gamma$線バースト（sGRB）の実行可能な前駆体であることが示された。GW170817の残光信号は、軸外で見られる構造化されたGRBジェットと一致することがわかっており、大きな角度でかなりの量の相対論的物質を必要とします。この特性は、相対論的ジェットと外部の風媒質との相互作用に起因する可能性があります。ここでは、風と中央エンジンの特性が成功したジェットの構造にどのように影響するかを調査するために、現実的な風環境と相互作用する相対論的ジェットの数値シミュレーションを実行します。ジェットの角エネルギー分布は、主にジェットの寿命と、残りの合併が崩壊するのにかかる時間との比率に依存することがわかります。これらのシミュレーションを利用して、残光の観測から推測されるように、ジェットの角度構造に基づいて、GW170817の残りのマージがブラックホールに崩壊するのにかかる時間を制限します。GW170817の残りの合併の寿命は約0.8〜0.9ドルで、崩壊後、ジェットの形成を引き起こしたと結論付けています。
大マゼラン星雲の超軟X線星雲
スーパーソフトX線源（SSS）は、潜在的なタイプIa超新星（SNIa）前駆細胞として提案されています。そのようなオブジェクトが確かに永続的にX線発光であり、十分に密度の高いISMに埋め込まれている場合、それらは拡張された星雲放射によって囲まれます。これらの星雲は、SNIa爆発後も長時間続くため、再結合と冷却に時間がかかるためです。これを念頭に置いて、LasCampanasObservatoryの6.5mBaade望遠鏡とIMACSカメラを使用して、大マゼランクラウド内の4つのSSSと3つのSNRの周りの星雲[OIII]放出を検索しました。4つのSSS候補のうち、CAL83のみが[OIII]星雲に関連付けられることを確認します。他のオブジェクトの[OIII]明度は、中央光源から6.8pcでCAL83の明度の$\lesssim17\％$に制限されています。光イオン化コードCLOUDYで計算されたモデルは、CAL87、RXJ0550.0-7151、およびRXJ0513.9-6951の環境でのISM密度は、周囲のCAL83よりも大幅に低くする必要があるか、または平均のX線輝度が過去$\lesssim10,000$年間のこれらの線源は、観測された光度の上限と一致するように、現在観測されているよりも大幅に低くする必要があります。私たちが検討している3つのSNR（すべての年齢が$<1000$歳）の場合、[OIII]フラックス測定と既知の周囲のISM密度は、前駆細胞とは無関係に、過去数千年間の前駆細胞の電離光度を強く制約しますチャネル。
弾性は磁気中性子星を安定させますか？
中性子星の内部の磁場の構成は、観測からほとんどわかっていません。内部磁場形状の理論モデルは、数学的複雑さを回避するために過度に単純化される傾向があり、軸対称順圧流体システムに基づく傾向があります。これらの静的磁気平衡構成は、微小な摂動に対して短期間で不安定であることが示されています。この不安定さを考えると、より現実的な中性子星物理学が結果にどのように影響するかを検討することは適切です。特に、摂動に追加の復元力を提供する弾性がシステムを安定させるかどうかを尋ねることは理にかなっています。中性子星クラストの物質がイオン結晶を形成することはよく知られています。結晶化した核間の相互作用により、加えられたひずみに対してせん断応力が発生する可能性があります。摂動平衡構造の動的進化に対する地殻の影響を組み込むために、軸対称磁気星の不安定性に対する弾性の影響を調べます。特に、磁気の不安定性を防ぐために必要な臨界剪断弾性率を決定し、対応する天体物理学的結果を考慮します。
Swift-BAT 70か月カタログからの35の硬X線源の光学分光法による分類
| Title |
Optical_spectroscopic_classification_of_35_hard_X-ray_sources_from_the_Swift-BAT_70-month_catalogue |
| Authors |
E._J._Marchesini,_N._Masetti,_E._Palazzi,_V._Chavushyan,_E._Jim\'enez-Bail\'on,_V._M._Pati\~no-Alvarez,_V._Reynaldi,_A._F._Rojas,_I._Saviane,_I._Andruchow,_L._Bassani,_A._Bazzano,_A._J._Bird,_A._Malizia,_D._Minniti,_L._Monaco,_J._B._Stephen,_P._Ubertini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12609 |
ニールゲールススイフト天文台（以下、スウィフト）に搭載されたBAT装置で発見された硬X線源のかなりの割合（約5分の1）の性質は、特定された長波長の対応物がないため不明です。そのようなフォローアップがなければ、X線カタログの天体物理学的価値は限られています。そのため、2009年以来、地上の望遠鏡の大規模なスイートを使用して、Swiftによって特定された線源の光学特性を明らかにする長期プロジェクトに着手しました。と楽器。この作業では、70か月から取得した35の硬X線源の光学的対応物の特定と分類を目的とした光学分光キャンペーンの結果を提示することにより、未確認または十分に研究されていない硬X線源の特性評価のプログラムを続行します。BATカタログ。（...）6つの異なる望遠鏡で取得した光学スペクトルを使用して、観測されたオブジェクトの主なスペクトル特性（連続体のタイプ、赤方偏移、および輝線または吸収線）を特定し、その性質を決定することができました。位置の不確実性のため、複数の低エネルギー対応物が時々高エネルギー検出に関連付けられることを考えると、35の硬X線源に対応する合計41の光学候補対応物を識別して特徴付けます。観測結果に基づいて、実際の（または少なくとも可能性が最も高い）対応するものについて説明します。特に、サンプルの31個の線源は活動銀河核です。16個はタイプ1（輝線が広く細い）として分類され、13個はタイプ2（輝線が細い場合のみ）として分類されます。もう2つはBLLacタイプのオブジェクトです。また、1つのライナー、1つのスターバースト、および3つの楕円銀河を特定します。残りの5つの天体は銀河の源です。1つは低質量のX線連星であるのに対して、私たちはそれらのうち4つを激変変数として識別します。
$ \ bf {M} _1 $クロージャを使用した多周波数一般相対論的放射流体力学
| Title |
Multi-Frequency_General_Relativistic_Radiation-Hydrodynamics_with_$\bf{M}_1$_Closure |
| Authors |
Peter_Anninos_and_P._Chris_Fragile |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12195 |
一般的な相対論的放射電磁流体力学コードCosmos++への最近のアップグレードについて報告します。これは、2モーメント$\bf{M}_1$の放射線治療を、灰色からドップラーや重力周波数シフトを含む多周波数輸送に拡張します。ソルバーは、吸収、放出、弾性散乱プロセスを備えたフォトン（Bose-Einstein）またはニュートリノ（Fermi-Dirac）の統計分布関数に対応しています。陰解法は、プリミティブインバージョン問題と放射物質結合ソース項を同時に解決するために実装され、相互作用項が硬くなる可能性のある広範囲の不透明度と光学的深さにわたって安定性を提供します。私たちは定式化と数値的方法について議論し、光学的に薄い領域から厚い領域に及ぶ、フラット、弱く湾曲した、および強く湾曲した時空におけるさまざまなテスト問題に対して私たちの方法を検証します。
MIRC-X：CHARA Arrayの高感度6望遠鏡干渉計イメージャー
| Title |
MIRC-X:_a_highly-sensitive_six_telescope_interferometric_imager_at_the_CHARA_Array |
| Authors |
Narsireddy_Anugu,_Jean-Baptiste_Le_Bouquin,_John_D._Monnier,_Stefan_Kraus,_Benjamin_R._Setterholm,_Aaron_Labdon,_Claire_L_Davies,_Cyprien_Lanthermann,_Tyler_Gardner,_Jacob_Ennis,_Keith_J._C._Johnson,_Theo_ten_Brummelaar,_Gail_Schaefer_and_Judit_Sturmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12320 |
MIRC-X（MichiganInfraRedCombiner-eXeter）は、CHARAアレイに設置された新しい高感度6望遠鏡干渉計イメージャーであり、JおよびHバンド波長（$\tfrac{\lambda}{2B}\sim0.6$ミリ秒角）。オリジナルのMIRC（MichiganInfraRedCombiner）機器をアップグレードして、2フェーズでの感度と波長範囲を改善しました。まず、SAPHIRA検出器に基づく革新的なサブ電子ノイズと高速フレームレートのC-REDONEカメラが設置されました。次に、新世代のビームコンバイナが設計され、（i）感度を最大化し、（ii）波長範囲をJバンドに拡張し、（iii）偏光観測を可能にするように設計されました。低レイテンシで高速フレームレートの制御ソフトウェアにより、CHARAArrayで近々登場する機器の高効率な観測とフリンジ追跡が可能になります。2017年半ば以降、MIRC-Xはコミュニティに提供されており、8.2相関マグニチュードまでの最高のHバンド感度を実証しています。MIRC-Xは、シングルモードファイバーを使用して、6つの望遠鏡の光を同時に像面結合方式でコヒーレントに結合し、1％を超える可視精度と$1^\circ$を超える閉鎖位相精度を提供します。MIRC-Xは、（i）原始惑星系ディスクのイメージング、（ii）正確な天体測定による太陽系外惑星の検出、（iii）近赤外線の前例のない角度分解能での恒星表面とスタースポットのイメージングを目的としています。このホワイトペーパーでは、計器の設計、設置、操作、および天空の結果を示し、バイナリシステム$\iota$PegでのMIRC-Xのイメージングおよび天文測定機能を示します。このホワイトペーパーの目的は、MIRC-Xデータに基づく研究のための確かなリファレンスを提供し、光干渉法における将来の機器を刺激することです。
裏庭のエクソボディ：ミッションから近くの星間物までの科学
| Title |
Exobodies_in_Our_Back_Yard:_Science_from_Missions_to_Nearby_Interstellar_Objects |
| Authors |
T._Marshall_Eubanks,_Jean_Schneider,_Andreas_M._Hein,_Adam_Hibberd_and_Robert_Kennedy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12480 |
明確に双曲線の天体で太陽系を通過する最初に確認された星間天体（ISO）の最近の発見により、2つの既知の天体または将来発見される類似の天体への近い将来のISOミッションの可能性が開かれます。このようなISOは、近い将来に直接アクセスする可能性のある唯一のエキソボディです。この白書は、近くのISOのその場の宇宙船探査から可能な科学に焦点を合わせます。このような宇宙船任務は現在技術的に可能であり、2023年から2032年の十年調査の対象となる期間に適した潜在的な任務です。宇宙船ミッションは、小型のサブプローブインパクターと質量分析計または高分解能UV分光計のいずれかと組み合わせて、近接フライバイ内のISOの構造と化学および同位体組成を決定できます。このテクノロジーは、TransNeptuneオブジェクト（TNO）への高速ミッションや長期彗星にも役立ちます。ISOの探査は、銀河の進化、惑星の形成、および銀河を通しての宇宙生物学的に重要な物質の循環についての知識を大幅に向上させる可能性を秘めています。
OLIMPOバルーンの長期低温システム-実験-設計と飛行中のパフォーマンス
| Title |
The_long_duration_cryogenic_system_of_the_OLIMPO_balloon--borne_experiment:_design_and_in--flight_performance |
| Authors |
A._Coppolecchia_and_L._Lamagna_and_S._Masi_and_P.A.R._Ade_and_G._Amico_and_E.S._Battistelli_and_P._de_Bernardis_and_F._Columbro_and_L._Conversi_and_G._D'Alessandro_and_M._De_Petris_and_M._Gervasi_and_F._Nati_and_L._Nati_and_A._Paiella_and_F._Piacentini_and_G._Pisano_and_G._Presta_and_A._Schillaci_and_C._Tucker_and_M._Zannoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12583 |
銀河のクラスターにおけるスニヤエフ・ゼルドビッチ効果を測定するための分光光度計である、OLIMPOバルーン搭載実験用のクライオスタットと自己完結型$^{3}$He冷蔵庫の設計と飛行中の性能について説明します。$^{3}$He冷蔵庫は、150、250、350、460GHzを中心とする4つの帯域で動作する4つのアレイの動的インダクタンス検出器に0.3Kの動作温度を提供します。クライオスタットは$^{3}$He冷蔵庫に1.65Kの基本温度を提供し、再イメージング光学系とフィルターチェーンを約2Kで冷却します。統合システムは、約15日間の保持時間を実現するように設計されており、計画されたOLIMPO観測に必要な感度であり、2018年7月のOLIMPOの最初の長期成層圏飛行中に正常に動作しました。クライオスタットは、液体窒素用と液体ヘリウム用の2つのタンクを備えています。長い保持時間は、カスタムの剛性G10グラスファイバーチューブサポートによって達成され、低い熱伝導率と顕著な構造剛性を保証します。多層スーパーインシュレーションと蒸気冷却シールドにより、液体ヘリウムタンクへの熱負荷が軽減されます。このシステムは、無人操作で15日を超える実験室でテストされ、その後、成層圏での長時間の気球飛行でテストされました。どちらの場合も、検出器の温度は300mK未満で、熱安定性は$\pm$0.5mKより優れていました。このシステムはまた、長期間の成層圏気球飛行においても正常に作動しました。
GMRT 325 MHzおよび610 MHz Cygnus調査：カタログ
| Title |
The_GMRT_325-_and_610-MHz_Cygnus_survey:_the_Catalog |
| Authors |
Paula_Benaglia,_C._H._Ishwara-Chandra,_Huib_Intema,_Marcelo_E._Colazo_and_Madhuri_Gaikwad |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12679 |
GHz未満の無線連続帯域での観測は、非熱源の性質と特性を調査する際に重要です。これらの周波数では無線放射が最も強いためです。したがって、低無線周波数範囲は、非常に高エネルギー（VHE）のソースに対応する可能性のあるものを見つけるのに最適です。同じ集団の相対論的粒子は、無線および高エネルギーの放射線プロセスに関与する傾向があります。VHEソースに対応するものの一部は恒星ソースである可能性があります。目的：北の空のシグナス領域は、VHEソースに対応する可能性のあるこのタイプのソースの中で最も豊かなものの1つです。私たちは、325と610MHzのバンドでシグナスコンステレーションの中心〜15sqdegを調査しました。角度分解能と感度はそれぞれ10インチと6インチ、ビームは0.5と0.2mJy/ビームです。方法：データは、32MHz帯域幅の巨大気象電波望遠鏡（GMRT）を使用して2013〜2017年の172時間に収集され、SPAMルーチンを使用して調整されました。ソースの抽出はPyBDSFツールを使用して実行され、その後、信頼性を判断するために、すべての推定カタログ候補ソースの目視検査による検証が行われました。結果：この最初の論文では、325MHzで1048個のソースと610MHzで2796個のソースで構成されるソースのカタログを示します。両方の周波数のソースをSIMBADデータベースのオブジェクトとクロスマッチングすることにより、そのうちの143の可能な対応物を見つけました。325MHzのカタログ（993）のほとんどのソースは610MHzの帯域で検出され、それらのスペクトルインデックスalphaはS（nu）〜nu^alphaを採用して計算されました。スペクトルインデックスの分布は、非熱エミッターの特徴であり、おそらく銀河系外の集団を指しているalpha=-1で最大値を示します。
近赤外積分フィールドスペクトルで若い視覚的Mドワーフバイナリを特徴づける
| Title |
Characterising_Young_Visual_M-dwarf_Binaries_with_Near-Infrared_Integral_Field_Spectra |
| Authors |
Per_Calissendorff,_Markus_Janson_and_Micka\"el_Bonnefoy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12183 |
若いM矮星の複数のシステムの7つの近い視覚バイナリペアの積分フィールド分光法研究からの結果を提示します。ターゲットシステムは、アストロメトリックモニタリングAstraLuxプログラムの一部であり、数百のMドワーフシステムを調査して多重度を調べ、軌道制約のアストロメトリックエポックを取得します。私たちの新しいVLT/SINFONIデータは、これらの低質量M矮星バイナリの7つについてJ、H、Kバンドで解決済みのスペクトルタイプ分類を提供します。-バンド。中解像度のKバンドスペクトルにより、個々のコンポーネントの有効温度を導き出すこともできます。調査のすべてのターゲットは若者のいくつかの兆候を示し、一部は若い移動グループに似た運動学、またはJバンドの重力に敏感なアルカリ線の同等の幅を測定することから決定する低い表面重力を持っています。私たちのターゲットからの解決された測光は、理論上の進化モデルからの等時線と比較され、さらに若い年齢を暗示しています。動的質量は、これらのシステムの継続的な監視から提供されます。これは、将来の低質量星の進化モデルのキャリブレーションに使用できる象徴的なバイナリベンチマークと見なすことができます。
Nova Per 2018の持続的な爆発後の輝き、進化した仲間、長い軌道周期
NovaPer2018（=V392Per）は、それが静止より2マグナ明るくなったときに最大からの低下を止め、2019年以降はそのような高原で安定しています。噴出物はすでに完全に星間空間に希釈されています。プラトーフェーズでV392PerのBVRIgrizY測光と光学分光法を取得し、新星爆発の前に収集した同等のデータと比較しました。コンパニオンスターはG9IV/IIIで、軌道周期は3.4118日であり、V392は古典的な新星の既知の最長周期です。理論上の等時線上のV392Perの位置は、古典的な新星と共生連星内で噴火する新星の中間であり、ある意味ではギャップを埋めています。赤化はE（B-V）=0.72と導出され、等時線へのフィッティングは、システムの場合は3.6Gyrエイジ、コンパニオンの場合は1.35Msun、5.3Rsun、15Lsunを返します。イジェクタの巨大なNeの過剰量と、新星の最大値からの非常に速い減少の両方が、巨大な白い矮星（M（WD）>=1.1-1.2Msun）を指します。システムはポールオン状態に近いと見なされ、現在のプラトーフェーズは、まだ表面で燃焼しているWDによるCSの照射によって引き起こされます。
弱電離クロモスフィアにおけるカウリング抵抗の影響
| Title |
Effects_of_Cowling_Resistivity_in_the_Weakly-Ionized_Chromosphere |
| Authors |
Mehmet_Sarp_Yalim,_Avijeet_Prasad,_Nikolai_Pogorelov,_Gary_Zank_and_Qiang_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12275 |
太陽クロモスフィアの物理学は、理論的観点とモデリングの観点の両方から複雑です。光球からコロナまでのプラズマ温度は、彩層と遷移領域からわずか10,000kmの距離で、5,000Kから100万Kに上昇します。太陽大気の特定の領域は、弱電離と見なされるほど十分に低い温度と電離率を持っています。特に、これは低彩層で当てはまります。その結果、カウリングの抵抗率は、クーロンの抵抗率よりも桁違いに大きくなっています。したがって、オームの法則には異方性散逸が含まれます。カウリングの抵抗率を評価するには、外部磁場の強さを知り、中性部分をバルクプラズマ密度と温度の関数として推定する必要があります。この研究では、SDO/HMISHARPベクトルマグネトグラムデータと、黒点のMaltby-Mumbralコアモデルからの成層密度および温度プロファイルに基づいて、非力のない場（NFFF）外挿法を使用して磁場トポロジーを決定します。。フレアを生成するアクティブ領域（AR）11166が進化するにつれ、変化と彩層における加熱と磁気再結合に対するカウリング抵抗の影響を調査します。特に、AR11166から発生するC2.0フレアを分析し、0.051の正規化された再接続率を見つけます。
小さなフィラメントの噴火が材料を近くのより大きなスケールのフィラメントに供給する方法
| Title |
How_eruptions_of_a_small_filament_feed_materials_to_a_nearby_larger-scaled_filament |
| Authors |
Hengyuan_Wei,_Zhenghua_Huang,_Zhenyong_Hou,_Youqian_Qi,_Hui_Fu,_Bo_Li,_Lidong_Xia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12301 |
フィラメントは、太陽大気で最も一般的な特徴の1つとして、太陽物理学だけでなく、恒星や実験室のプラズマ物理学でも重要です。ここでは、新しい真空太陽望遠鏡と太陽ダイナミクス天文台を使用して、小さな（30\arcsec）フィラメント（SF）の噴火の多波長観測と、大きな（300\arcsec）フィラメント（LF）。SFの噴火は、SFスレッドとその上にある磁気チャネルとの間の磁気再結合の結果である両側ループジェットを駆動します。噴火の結果、SFの足元での加熱により、近くに根付いたLFの棘が不安定になります。次に、LFのバーブに沿った超音速の彩層プラズマフローが\halpha\通過帯域で観測され、明らかにLFに材料を供給します。それらは、衝撃駆動プラズマフローまたは彩層蒸発であることが示唆されます。どちらも、両側ループジェットに関連する磁気再結合で生成された非熱粒子による彩層の加熱の結果である可能性があります。私たちの観察は、とげのフットポイントの近くの不安定化がフィラメントへの彩層プラズマ供給を駆動できることを示しています。
弱電離クロモスフィアのデータ駆動型MHDモデル
| Title |
A_data-driven_MHD_model_of_the_weakly-ionized_chromosphere |
| Authors |
Mehmet_Sarp_Yalim,_Avijeet_Prasad,_Nikolai_Pogorelov,_Gary_Zank_and_Qiang_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12361 |
太陽クロモスフィアの物理学は、理論的観点とモデリングの観点の両方から複雑です。光球からコロナまでのプラズマ温度は、彩層と遷移領域からわずか10,000kmの距離で、5,000Kから100万Kに上昇します。太陽大気の特定の領域は、弱電離と見なされるほど十分に低い温度と電離率を持っています。特に、これは低彩層で当てはまります。このペーパーでは、弱電離クロモスフィアのデータ駆動型電磁流体力学モデルの概要を示し、ベンチマーク結果を示します。それは、クーロン抵抗よりも桁違いに大きいカウリング抵抗を利用しています。したがって、オームの法則には異方性散逸が含まれます。フレアを生成するアクティブ領域（AR）11166が進化するにつれ、彩層での加熱と磁気再結合に対するカウリング抵抗の影響を調査します。特に、AR11166から発生するC2.0フレアを分析し、正規化された再接続率0.12を見つけます。
十分に研究されていない3つの分離した食連星の絶対物理パラメータ
| Title |
Absolute_physical_parameters_of_three_poorly_studied_detached_eclipsing_binaries |
| Authors |
D.-Y._Yang,_L.-F._Li_and_Q.-W._Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12383 |
3つの二重線の分離した日食のバイナリの測光データと分光データは、測光とスペクトル調査から収集されました。各バイナリシステムの光速度曲線と動径速度曲線は、Wilson-Devinney（WD）コードを使用して同時に分析され、これらのバイナリの絶対物理パラメータと軌道パラメータが導出されました。ASASSN-VJ063123.82+192341.9の両方のコンポーネントの質量は、$M_1=1.088\pm0.016$および$M_2=0.883\pm0.016\M_{\odot}$であることがわかりました。そしてASASJ011416+0426.4のそれらは$M_1=0.934\pm0.046$および$M_2=0.754\pm0.043M_{\odot}$であると決定されました。MWAurの値は、$M_1=2.052\pm0.196$および$M_2=1.939\pm0.193\M_{\odot}$と算出されました。最後に、これらのデタッチされたバイナリの進化状況が、それらの絶対パラメーターと理論的な恒星モデルに基づいて議論されました。キーワード：星：バイナリ：食の$-$星：基本的なパラメーター$-$星：進化$-$星：個別：ASASSN-VJ063123.82+192341.9、ASASJ011416+0426.4およびMWAur
THEMIS、IRIS、SDO / HMI、HINODE、およびシミュレーションによる協調観測からの爆発する顆粒の進化
| Title |
Evolution_of_exploding_granules_from_coordinated_observations_by_THEMIS,_IRIS,_SDO/HMI,_and_HINODE,_and_a_simulation |
| Authors |
T._Roudier,_J.M._Malherbe,_B._Gelly,_R._Douet,_Z._Frank,_and_K._Dalmasse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12438 |
爆発する粒子は、静かな太陽で最も強い水平方向の流れを構成し、離散磁場の大規模な組織を構築する表面水平速度場の構造に寄与します。この作業では、地上のTHEMIS望遠鏡、IRIS、SDO、およびHinode衛星搭載機器の観測を通じて、最後に電磁流体力学シミュレーションを使用して、爆発する顆粒の膨張を探索します。いくつかの波長で、さまざまな空間的および時間的解像度で爆発する顆粒の検出と拡大を評価します。異なる時系列を分析するために、画像セグメンテーションの2つの方法を適用して、顆粒を選択します。1つ目は、THEMIS、IRIS、およびSDOによって同時に観察される爆発する顆粒を個別に追跡することを可能にします。2つ目は、THEMIS、IRIS、SDO、Hinode、およびシミュレーションからの長時間独立したシーケンスを使用します。最初の方法（手動と呼ばれる）では、セグメンテーションにより顆粒の細胞（明るい顆粒と粒間部分）が分離されますが、2番目の方法（統計と呼ばれる）では、顆粒の明るい部分のみが分離されます。2つのセグメンテーション方法を使用した同時または個別の時間観測で得られた結果は、よく一致しています。顆粒領域は、半径とともに減少する膨張速度で直線的に進化します。最初の2分間で速度膨張の急激な減少が観察されます。爆発性顆粒のダイナミクスの検出と測定は、地上および宇宙ベースの機器から実行できます。私たちの研究は、太陽表面全体で爆発する粒子のダイナミクスを研究するための、低い空間分解能でのSDOデータの有用性を明らかにします
2017年8月21日の皆既日食におけるコロナと空の組み合わせの観測における偏光中性点の検出
| Title |
Detection_of_polarization_neutral_points_in_observations_of_the_combined_corona_and_sky_during_the_21_August_2017_total_solar_eclipse |
| Authors |
Frans_Snik,_Steven_P._Bos,_Stefanie_A._Brackenhoff,_David_S._Doelman,_Emiel_H._Por,_Felix_Bettonvil,_Michiel_Rodenhuis,_Dmitry_Vorobiev,_Laura_M._Eshelman,_Joseph_A._Shaw |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12482 |
2017年8月21日、アイダホ州レックスバーグ（米国）からの皆既日食の偏光観測の結果を報告します。0{\deg}、60{\deg}、および120{\deg}に配置された偏光フィルターを備えた3台の同期DSLRカメラを使用して、コロナと周囲の空の高ダイナミックレンジRGB偏光画像を提供します。接線コロナ偏光と垂直スカイ偏光の両方を期待どおりに測定します。これらの観測は、コロナ偏光が空の偏光によってキャンセルされる、日食の日射の上下の偏光中性点の詳細な検出を提供します。これらの特別な偏光中性点は、ミンナートとヴァンドフルストにちなんで名付けられました。
RW Aur B：有名なプライマリーの控えめなUX Oriタイプの仲間
| Title |
RW_Aur_B:_a_modest_UX_Ori_type_companion_of_the_famous_primary |
| Authors |
A._Dodin,_S._Lamzin,_P._Petrov,_B._Safonov,_M._Takami,_and_A._Tatarnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12559 |
有名な若いバイナリRWAurのセカンダリは、プライマリよりもはるかに研究されていません。この欠点を補うために、RWAurBのUBVRIJHKフォトメトリック、VRIポラリメトリック、および光学スペクトル観測の結果をここに示します。星は、振幅$\Deltaの不規則な短い（〜1日）調光を伴う光学バンドのカオス的な明るさの変化を示しますV$は最大$1.3^{\rmm}です。$減光は直線偏光の増加（Iバンドで最大3％）を伴いますが、これはおそらく星周囲の塵による恒星放射の散乱によるものです。つまり、RWAurBはUXOriタイプのスターとして分類できます。$\lambda\lesssim0.45$$\mu$mと長距離$\approx$2$\mu$mで観測された過剰放出、およびHI、HeI、NaID輝線のフラックスとプロファイルの変動性降着過程によるものです。同時に、CaIIラインの放出成分は、RWAurBが強力な彩層を持っていることを示しています。太陽の元素の豊富さを想定すると、星の次のパラメータが見つかりました：$T_{\rmeff}=4100-4200$K、$A_{\rmV}=0.6\pm0.1$（調光イベント外）、$L_*\約0.6$$L_\odot、$$R_*\約1.5$$R_\odot、$$M\約0.85$M$_\odot、$$\dotM_{\rmacc}<5\times10^{-9}$M$_\odot$yr$^{-1}。$最後に、RWAurバイナリコンポーネントの降着活動のさまざまなレベルの考えられる理由について説明し、それらが重力に拘束されているという事実。
| Title |
Gravitational_Deflection_of_Massive_Particles_by_a_Schwarzschild_Black_Hole_in_Radiation_Gauge |
| Authors |
Zonghai_Li,_Xia_Zhou,_Weijun_Li,_Guansheng_He |
| URL |
https://arxiv.org/abs/1906.06470 |
真の放射線ゲージのシュヴァルツシルトブラックホールの正確な測定基準が最近報告されました。この作業では、この重力に基づいて、相対論的質量粒子の4番目までのミンコフスキー次数までの重力偏向を計算します。結果は、4次の寄与を落とす場合と光の偏向の場合の両方について、以前の公式と一致していることがわかります。私たちの結果は、将来の高精度な観測に役立つ可能性があります。
指数関数的成長を抑制する方法-アキシオン背景における光子のパラメトリック共鳴について
アキシオン-光子相互作用は、周波数がアキシオン質量の半分に近いモードの場合、コールドアキシオンバックグラウンドの存在下でパラメトリック共鳴によって電磁界を増強する可能性があります。この論文では、アキシオン運動量分散の役割と、重力赤方偏移に起因する共鳴をデチューンできるバックグラウンド重力ポテンシャルの影響を研究します。分析および数値計算により、（a）アキシオン運動量の広がりが逆共鳴長よりも小さく、（b）重力離調距離が長い場合にのみ、共鳴が光子場の指数関数的成長につながることを示します共鳴長さより。現実的なパラメータ値の場合、両方の効果が共鳴を強く抑制し、フォトンフィールドの指数関数的な成長を防ぎます。特に、私たちの銀河の重力ポテンシャルによる赤方偏移は、すべての暗黒物質が完全に冷たいアキシオン凝縮体で構成されていると仮定しても、観測可能な周波数範囲の光子に対する共鳴の発達を防ぎます。質量が$\sim10^{-13}\、M_\odot$未満のアキシオン群集の場合、運動量の広がり状態はより制限的ですが、より大きな群集の場合は、赤方偏移状態が支配的です。
移動するカーニューマンブラックホールによる軽い粒子と重い粒子の重力偏向
| Title |
Gravitational_Deflection_of_Light_and_Massive_Particle_by_a_Moving_Kerr-Newman_Black_Hole |
| Authors |
Guansheng_He_and_Wenbin_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08754 |
角運動量に垂直な任意の一定速度で半径方向に移動するカー・ニューマンブラックホールによる光を含むテスト粒子の重力偏向を調べます。調和座標では、テスト粒子の2番目のポストミンコフスキー運動方程式を導出し、高精度の数値計算によってそれらを解きます。次に、重力のソースが2次のたわみに移動することによって引き起こされる運動学的補正について説明します。可動レンズによる2次までの光偏向角の解析式が得られます。相対論的速度で移動する大規模な粒子の場合、以前の研究で報告された2次までのシュワルツシルト偏向角の2つの異なる分析結果、つまり$\alpha（w）=2\left（1+\frac{1}{w^2}\right）\frac{M}{b}+3\pi\left（\frac{1}{4}+\frac{1}{w^2}\right）\frac{M^2}{b^2}$および$\alpha（w）=2\left（1+\frac{1}{w^2}\right）\frac{M}{b}+\left[3\pi\left（\frac{1}{4}+\frac{1}{w^2}\right）+2\left（1-\frac{1}{w^4}\right）\right]\frac{M^2}{b^2}$、ここで$M、$$b、$および$w$は、それぞれレンズの質量、衝撃パラメータ、および粒子の初期速度です。私たちの数値結果は前者と完全に一致しています。さらに、カージオメトリの2次までの大規模な粒子のたわみの分析式が実現されます。最後に、2次のたわみに対する運動の影響を検出する可能性も分析されます。
半径方向に移動するカー・ニューマンブラックホールの赤道面における2次偏向の解析的導出
| Title |
Analytical_Derivation_of_Second-Order_Deflection_in_Equatorial_Plane_of_a_Radially_Moving_Kerr-Newman_Black_Hole |
| Authors |
Guansheng_He_and_Wenbin_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09831 |
この作業では、運動の2次ポストミンコフスキー方程式に基づいて、放射状（または縦方向）のカーニューマンブラックホールの赤道面における相対論的粒子の重力偏向を導出する反復手法を適用します。そして一定の速度。偏向への2次の寄与に対する運動学的補正効果は、非常にコンパクトな形に表現できることがわかります。これは、大規模な粒子と光子の両方に有効です。私たちの結果は、2次の寄与が削除されたときに移動するシュヴァルツシルトブラックホールによって引き起こされる1次の偏向の以前の定式化に減少します。
ブラックホールで生まれた閉じた異方性宇宙としての宇宙
アインシュタイン-カルタン重力理論のブラックホールで形成される宇宙を考えます。シュヴァルツシルトブラックホールの内部は、閉じた異方性宇宙を記述するカントフスキー-サックスメトリックスで表すことができます。このメトリックを使用して、相対論的スピン流体をソースとする場の方程式を導き出します。粒子の生成がせん断よりも支配的である場合、ねじれが特異性を防止し、非特異的バウンスに置き換える可能性があることを示しています。最後のバウンスの後の粒子生成は、有限の膨張期間を生成する可能性があり、その間、宇宙は現在観測されている状態に拡大および等方化します。したがって、私たちの宇宙はブラックホールから生まれたのかもしれません。
| Title |
A_sensitive_search_for_wormholes |
| Authors |
John_H._Simonetti,_Michael_J._Kavic,_Djordje_Minic,_Dejan_Stojkovic_and_De-Chang_Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12184 |
強力な古典重力の領域、そしておそらく量子重力さえも探求されるのを待っています。この手紙では、2つの星と非付加ブラックホールで構成される最近検出されたトリプルシステムについて考察します。このシステムの公開された観察を使用して、ワームホールの反対側にあるオブジェクトによる軌道の摂動を探すことにより、ブラックホールが実際にワームホールであるかどうかについて、これまでで最も敏感なテストを実施します。摂動装置で得られる質量制限は、SgrA*で超大質量ブラックホールを周回するS2の観測よりも$\sim4$桁優れています。また、パルサーの観測結果がパルサーブラックホールバイナリのブラックホールがワームホールであるかどうかをテストする方法についても検討します。S2と同様の軌道のパルサーは、S2の観測よりも$\sim10$桁感度が高くなります。恒星質量の公称パルサーブラックホールバイナリの場合、Hulse-Taylorバイナリパルサーの軌道サイズに似た軌道サイズで、1年間の観測により、観測よりも$\sim6$桁大きい質量制限が摂動子に設定される可能性があります。Sgr〜A*の周りのパルサーの。パルサー-Sgr〜A*とフルス-テイラーのケース間の範囲の限界は、銀河中心近くに存在する可能性のあるパルサーブラックホールバイナリの可能な母集団に対して取得できます。
宇宙の基本要素の1つである暗黒物質の性質はまだ不明です。興味深い可能性の1つは、暗黒物質が自己相互作用するボーズ・アインシュタイン凝縮（BEC）の形で存在する可能性があることです。このモデルにおける暗黒物質の基本的な特性は、粒子の質量と散乱長の2つのパラメーターのみによって決定されます。本研究では、最近公開されたSpitzerPhotomery\＆AccurateRotationCurves（SPARC）データからの173個の銀河を使用して、BEC暗黒物質モデルの銀河回転曲線の特性を2次自己相互作用で調査します。遺伝的アルゴリズムを使用して、ゆっくり回転するBECモデルの回転曲線の理論的予測をSPARCデータに適合させます。回転曲線の図の広範なセットを提供し、BEC暗黒物質ハロー（中心密度、角速度、静的半径）の関連する天体物理学的パラメーターの推定値を取得します。暗黒物質分布の密度プロファイルも取得されます。BECモデルがSPARCデータを適切に説明していることがわかります。凝縮ダークマターの存在は、コア/カスプ問題の解決策を提供することもできます。
カーブラックホールの移動による光と粒子の偏向に対する回転変換効果
光と粒子の一次シュヴァルツシルト偏向における速度効果は、以前の文献で調査されています。この論文では、任意の一定速度で移動する1つのカーのブラックホールによって回転並進運動によって引き起こされる偏向を調査します。回転と並進運動の効果の間の結合は、光と粒子の両方に対して常に存在することが示されています。総曲げ角度に対する回転-並進偏向の寄与について詳しく説明します。この比率は光の上限を取り、巨大な粒子の並進速度の増加に伴って単調に減少します。ブラックホールの特定の並進速度に対して、この比率は粒子の速度とともに増加します。さらに、光子と粒子のポストニュートン力学も表示されます。
スーパーサブストーム中のエネルギーダイナミクス評価のための太陽風エネルギーとアカソフパラメーターの分析
| Title |
Analysis_of_solar_wind_energy_and_the_Akasofu_parameter_for_energy_dynamics_assessment_during_Supersubstorm |
| Authors |
Shailaja_Wasti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12352 |
太陽活動は地球を含む太陽系のメンバーに大きな影響を与えます。地球は独自の磁場を持つ惑星であるため、磁場を伴う太陽放射は地球自体の磁場と相互作用して地磁気擾乱を引き起こします。サブストームとは、主にオーロラ領域に集中し、高緯度での電離層電流の注入によって発生する、持続時間の短い（数時間以下）の地磁気擾乱です。スーパーサブストームは、地磁気指数のピークアクティビティによって識別される激しいサブストームです。この論文では、スーパーサブストーム中のエネルギーダイナミクスを調査し、エネルギー成分と異なる地磁気指数および惑星間磁場（IMF）成分との関係を分析しました。具体的には、太陽風のエネルギーレベルと、赤草風パラメータによって取得された磁気圏に結合されたエネルギーが調査されます。計算されたエネルギーの定性分析と、さまざまな地磁気指数との関係を示します。相関と相互相関分析は、エネルギー成分とインデックス間の関係の性質を洞察するために使用されてきました。これは、例えば、太陽風エネルギーとアカソフパラメーターの間の負の関係を明らかにしました。静穏期と比較したスーパーサブストームイベントの要約分析が行われます。これにより、たとえば、スーパーサブストーム中のより高いエネルギーレベルと、さまざまなスーパーサブストームに存在するさまざまなエネルギー比（赤風パラメーターを太陽風エネルギーで割ったもの）を示す洞察が得られました。
モード不整合に対する高次レーザービームの感度の向上
この原稿は、エルミートガウス光学モードのモード不整合に起因するパワー損失を、モード次数の関数として導出します。明示的な要因は、高次モードでのモード不整合損失をリンクして、基本モードの損失を不整合にするために導出されます。これは、熱波を緩和するために高次光学モードを採用するレーザーが提案されており、量子増強検出器は損失の影響を非常に受けやすい重力波検出器に特に関連しています。この作業により、\textit{Advanced+}および\textit{ThirdGeneration}検出器のモードマッチングと絞り込みの要件が通知されます。
アキシオン様粒子を介して相互作用する隠された光子暗黒物質
| Title |
Hidden_Photon_Dark_Matter_Interacting_via_Axion-like_Particles |
| Authors |
Paola_Arias,_Ariel_Arza,_Joerg_Jaeckel,_Diego_Vargas-Arancibia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12585 |
$Z_{2}$対称性の下で変形する非常に軽い隠された光子から宇宙の暗黒物質が作られるシナリオを調査します。通常の状況とは対照的に、運動混合は対称性によって禁止されており、暗い光子は、「メッセンジャー」として機能する軸性のような粒子を介してのみ標準モデル光子と相互作用します。通常の光子を含むシグネチャに焦点を当てて、現象学の調査には、宇宙論的安定性、CMBの歪み、天体物理学のエネルギー損失、壁を通しての光輝く実験、ヘリオスコープ、太陽X線観測からの限界が含まれます。
M個の小人の居住性は伝統的なSETIの問題です
従来理解されていた電波SETIについて、M-矮星の周りの多くの議論された星周辺の居住可能ゾーンのいくつかの影響を考察します。これらの星のフレアリングの性質は、無線通信の局所的な発展にさらに悪影響を及ぼし、したがって、それらの星の居住可能ゾーンは、他の方法によって優先的に研究されるべきであると私たちは主張します。これは、宇宙生物学的生息地の多様性がいかに文化的進化に偶然性をもたらし、伝統的なSETIの主要な前提の1つとして文化的収束の普遍性を損なうのかを示す明確な例です。これは、物理的環境の詳細が最も広く、最も包括的な意味での文化的進化をどのように強く形成するかについてのもう1つの例です。
SU（N）の（反）対称性からのアクシオン品質
U（1）Peccei-Quinnグローバル対称性が偶発的に発生し、高次元演算子まで尊重される2つのモデルを提案します。これにより、Planck抑制演算子の存在下でも強力なCP問題のアキシオン解が成功します。1つのモデルは、SU$（N）$ゲージと基本波のフェルミオンおよび対称波のスカラーとの相互作用です。アクシオンは自発的な対称性の破れから生じ、SO$（N）$となり、エネルギースケールが低くなります。モデルのAxion品質には$N\gtrsim10$が必要です。SO束縛状態とおそらく単極子は、アクシオンを超えた追加のダークマター候補を提供します。2番目のモデルでは、スカラーは反対称です。SU$（N）$からSp$（N）$に分割すると、$N\gtrsim20$も必要になります。アクシオンおよび/または超重遺物からなる宇宙論的なDMの存在量は、インフレの前（ボルツマン抑制超重遺物の生成）または（平衡状態の超重遺物が部分的に取得された後）にPQ対称性が破れた場合に再現できます。暗い接着剤ボール崩壊によって希釈される）。
