再結合前の重力波による初期暗黒エネルギーの抑制
ハッブル張力に対する可能な解決策として最近提案された超軽量スカラーのアーベルゲージボソンへの非摂動的減衰が、宇宙マイクロ波背景によって制約される重力波の確率的背景を生成することを示します。共鳴する暗い光子生成と関連する重力波生成の完全な非線形ダイナミクスをシミュレーションし、検討するパラメーター空間全体の制約を超える信号を見つけます。私たちの調査結果は、初期暗黒エネルギーの崩壊からの重力波の生成がこれらのモデルのユニークなプローブを提供するかもしれないことを示唆しています。
深層学習によるローカルコスミックウェブの解明
| Title |
Revealing_the_Local_Cosmic_Web_by_Deep_Learning |
| Authors |
Sungwook_E._Hong,_Donghui_Jeong,_Ho_Seong_Hwang,_and_Juhan_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01738 |
宇宙の物質の80％は、宇宙物質と呼ばれる大規模構造の骨格を構成する暗黒物質の形をしています。宇宙ウェブが銀河と銀河間物質のすべての物質の重力による動きを指示するとき、暗黒物質の分布を知ることは大規模構造を研究するために不可欠です。しかし、どちらも追跡するのが難しい暗黒物質と暖かくて熱い銀河間メディアに支配されているため、宇宙ウェブの詳細な構造は不明です。ここでは、畳み込みニューラルネットワークベースの深層学習アルゴリズムを使用して、銀河分布から宇宙ウェブを再構築できることを示します。最先端の宇宙銀河シミュレーションIllustris-TNGの結果を使用して、銀河と宇宙ウェブの位置と速度の間のマッピングを見つけます。EAGLEシミュレーションに適用してマッピングを確認します。最後に、Cosmicflows-3のローカル銀河サンプルを使用して、ローカルユニバースの暗黒物質マップを見つけます。ローカルのダークマターマップは、ダークマターの性質とローカルグループの形成と進化の研究を照らすと予想しています。高解像度シミュレーションと局所銀河までの正確な距離測定により、暗黒物質マップの精度が向上します。
$ \ Lambda $ CDMからの偏差を抑制するためのPlanck TTパワースペクトルの分解
| Title |
Deconstructing_the_Planck_TT_Power_Spectrum_to_Constrain_Deviations_from_$\Lambda$CDM |
| Authors |
Joshua_A._Kable,_Graeme_E._Addison,_Charles_L._Bennett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01785 |
\lcdm\予測と現在の宇宙論的データセットとの整合性チェックは、宇宙論的緊張を解決するために必要な変更のタイプを明らかにする場合があります。このため、CLASSBoltzmannコードを変更して、Sachs-Wolfe、Doppler、初期の統合Sachs-Wolfe（eISW）、およびCMB温度異方性への偏波寄与のレンズ振幅パラメーター$A_L$と同様の現象論的な振幅を作成します。、次に、これらの追加の振幅を\planck\TTパワースペクトルへの近似に含めます。これらの振幅の1つを一度に変更できるようにしても、\lcdm\だけではほとんど改善されず、現在のレベルの精度ではこれらの各物理的影響が正しく考慮されていることがわかります。さらに、\planck\温度データへの適合を大幅に改善する現象論的な振幅の唯一のペアは、Sachs-Wolfe効果とDoppler効果の振幅を同時に変化させた結果であることがわかります。ただし、このモデルが本当に\lcdm\+$A_L$ソリューションを洗練しているだけであることを示しています。$N_{\textrm{eff}}$、$Y_{\textrm{He}}$、および$n_{\textrm{run}}$と同様に現象論的な振幅を\lcdm\+$A_L$に追加することをテストしますそして、これらのモデル拡張のいずれも、\planck\温度データをフィッティングするときに\lcdm\+$A_L$を大幅に改善することはありません。最後に、各効果からの現象論的な振幅を変化させることにより、\planck\温度データからの物理的物質密度の制約に対するeISW効果とレンズ効果の両方の寄与を定量化します。これらの効果は比較的小さな役割を果たすことがわかり（不確実性はそれぞれ$3.5\％$と$16\％$増加します）、フォトンエンベロープ全体が最大の抑制力を持っていることを示唆しています。
宇宙論的一次相転移における気泡壁間の統計的関係を研究します。壁の異なるポイントの条件付き確率と結合確率は、特定の時間に衝突しないように考慮されます。これらの結果を使用して、遷移の結果に関連する表面相関について説明します。私たちの統計処理では、気泡の核形成と成長の運動学は、時間の関数としての核形成速度と壁速度によって特徴付けられ、これら2つの量の観点から一般式を取得します。具体的な例として、核生成と等速が同時に発生するモデルを考えます。
マグネターPSR J1745-2900を使用したアキシオニックダークマターの検索
KarlG.Jansky超大型アレイから取得したスペクトルを使用して、銀河中心マグネターPSRJ1745-2900の磁気圏からの暗黒物質のアキシオン変換光子の検索について報告します。有意なスペクトル特徴は検出されません。PSRJ1745-2900のハイブリッドモデルと暗黒物質密度プロファイルに関する標準的な仮定を使用して、アキシオン-光子結合$g_{a\gamma\gamma}$>4-20x10$^{-12}のアキシオンモデルを除外します$GeV$^{-1}$、質量範囲4.2〜8.4、18.6〜26.9、33.0〜41.4、53.7〜62.1、および126.0〜159.3$\mu$eVで95％の信頼性。ダークマターカスプがある場合、制限は$g_{a\gamma\gamma}$>4-20x10$^{-14}$GeV$^{-1}$に減少します。観測された質量範囲>33$\mu$eV。これらの制限は、アキシオン光子変換プロセスを後押しすることができる誘導放出をモデル化することによって改善される可能性があります。
暗黒エネルギーのプローブとしてのハロースピン転移
| Title |
The_Halo_Spin_Transition_as_a_Probe_of_Dark_Energy |
| Authors |
Jounghun_Lee_(1),_Noam_I_Libeskind_(2_and_3)_((1)_Seoul_National_University,_(2)_Leibniz-Institut_f\"ur_Astrophysik_Potsdam,_(3)_University_of_Lyon) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02121 |
局所的な潮汐場の中間からマイナー主方向へのハロースピンの向きの質量依存性遷移は、原則として暗黒エネルギーモデルの有用な弁別子となり得るという主張を裏付ける数値的証拠を提示します。最初に、{\itスピン遷移ゾーン}をハローの質量範囲$\Deltam_{t}$として定義します。これに対して、マイナータイダル主方向との固有のスピン配列は、中間主方向と同じくらい強くなります。次に、WMAP7$\Lambda$CDM、ファントムDE、およびクインテッセンスモデルに対して個別に実行されたDEUSシミュレーションからのハローサンプルを利用して、3つの異なるダークエネルギーモデルが$\Deltam_{t}$で異なるかどうか、およびどのように異なるかを調査します。3つの暗黒エネルギーモデル間の$\Deltam_{t}$の違いは、モデルを互いに区別するのに十分なほど大きく、潮汐場と赤方偏移の平滑化スケールの変動に対してロバストであることが示されています。狭いスピン遷移ゾーンは暗黒エネルギーのプローブとしてより強力であることに注意してください。また、フィラメント遷移環境で、高潮位が高くなるとスピンスケール遷移ゾーンが狭くなることを示します。私たちの結果は、$\Deltam_{t}$が主に潮汐場の非線形進化の進行速度によって決定されるシナリオと一致しており、潮汐場の進行は背景の宇宙論に敏感に依存します。
21cm強度マップ用の赤方偏移空間の全天バイスペクトル
| Title |
Full-sky_bispectrum_in_redshift_space_for_21cm_intensity_maps |
| Authors |
Ruth_Durrer,_Mona_Jalilvand,_Rahul_Kothari,_Roy_Maartens,_Francesco_Montanari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02266 |
再イオン化後、21cm強度マッピングのツリーレベルのバイスペクトルを計算します。私たちは直接観測可能な角度と赤方偏移の空間で働いています。通常は結果を支配する赤方偏移空間の歪みからの寄与の重要性を示します。また、CMBと同様に、さまざまな理由により、レンズ効果がツリーレベルのバイスペクトルに寄与しないことも示しています。望遠鏡のビームと前景のクリーニングの影響を考慮して、信号対ノイズを推定し、特に各レンジの低い赤方偏移で、バイディスペクトラムがシングルディッシュモードのSKAと干渉計モードのHIRAXの両方で検出可能であることを示します。
惑星形成のサイトとしての原始惑星円盤リング
| Title |
Protoplanetary_Disk_Rings_as_Sites_for_Planetesimal_Formation |
| Authors |
Daniel_Carrera,_Jacob_B._Simon,_Rixin_Li,_Katherine_A._Kretke,_Hubert_Klahr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01727 |
軸対称ダストリングは、若い原始惑星系円盤の至る所にある特徴です。これらのリングは、ガスプロファイルの圧力バンプによって引き起こされる可能性があります。小さな隆起はダスト密度に交通渋滞のようなパターンを引き起こす可能性がありますが、大きな隆起は放射状のダストドリフトを完全に停止させる可能性があります。SI自体が初期濃度を必要とするため、結果として生じるダスト濃度の増加は、ストリーミング不安定性（SI）による惑星形成を引き起こす可能性があります。ここでは、アルマ望遠鏡によって観測されたものを特にモデル化した圧力隆起の存在下での惑星形成の最初の3Dシミュレーションを示します。特に、大規模な3Dせん断ボックスの中央に圧力バンプを配置し、$Z=0.01$の初期の固体とガスの比率を設定し、粒子の逆反応と粒子の自己重力の両方を含めます。mmサイズとcmサイズの両方の粒子を個別に検討します。cmサイズの粒子を使用したシミュレーションでは、小さな圧力バンプでもストリーミングの不安定性を介して微惑星の形成につながることがわかります。圧力バンプは、SIが効率的になるために放射状の粒子ドリフトを完全に停止する必要はありません。さらに、圧力バンプの集中による純粋な重力崩壊（十分な高濃度で発生し、ストリーミングの不安定性がない場合など）は、惑星形成の原因ではありません。mmサイズの粒子の場合、微惑星形成が発生しないという仮の証拠が見つかりました。この結果は、それがより高い解像度で、より広い範囲のパラメーターに対して成り立つ場合、原始惑星系円盤内の惑星が形成される場所に強い制約を課す可能性があります。ただし、結局のところ、我々の結果は、cmサイズの粒子の場合、圧力隆起における微惑星形成は非常に堅牢なプロセスであることを示唆しています。
宇宙関連氷の真空紫外光吸収分光法：窒素および酸素に富む氷の1keV電子照射
| Title |
Vacuum_ultraviolet_photoabsorption_spectroscopy_of_space-related_ices:_1_keV_electron_irradiation_of_nitrogen-_and_oxygen-rich_ices |
| Authors |
S._Ioppolo,_Z._Kanuchov\'a,_R._L._James,_A._Dawes,_N._C._Jones,_S._V._Hoffmann,_N._J._Mason,_and_G._Strazzulla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01783 |
分子酸素、窒素、およびオゾンが太陽系で検出されました。それらはまた、星形成領域内の氷粒マントルに存在すると予想されます。氷のエネルギー処理（イオン、光子、電子）をシミュレートする実験室実験は、将来の天文観測を解釈および指示するために不可欠です。エネルギー処理された窒素と酸素が豊富な氷のVUV光吸収分光データを提供します。これは、太陽系の氷のオブジェクトと星間物質の氷粒マントルで観測された吸収帯やスペクトル勾配を特定するのに役立ちます。冷凍O2とN2のVUV光吸収スペクトル、両方の1：1混合物、および純粋で混合した窒素酸化物氷の新しい系統的なセットを示します。スペクトルは、氷試料の1keVの電子衝撃の前後22Kで得られました。次に、氷をより高い温度にアニーリングして、それらの熱進化を研究しました。さらに、フーリエ変換赤外分光法を分子合成の二次プローブとして使用し、物理的および化学的プロセスをより適切に特定しました。私たちのVUVデータは、オゾンとアジドラジカル（N3）が、それぞれ純粋なO2とN2の氷に電子を照射した後の実験で観察されたことを示しています。O2：N2=1：1の氷混合物のエネルギー処理により、一連の窒素酸化物とともにオゾンが形成されます。純粋な混合物中の固体窒素酸化物の電子照射は、O2、N2、および初期の氷には存在しない他の窒素酸化物などの新しい種の形成を誘導します。結果は、さまざまな天体物理学環境との関連性を考慮して、ここで説明されています。最後に、固体NO2と水のVUVスペクトルが、エンケラドス、ディオネ、レアの冷たい表面の観測VUVプロファイルを再現できることを示し、氷の土星の表面に窒素酸化物の存在を強く示唆しています。
| Title |
The_Hubble_Space_Telescope's_near-UV_and_optical_transmission_spectrum_of_Earth_as_an_exoplanet |
| Authors |
Allison_Youngblood,_Giada_N._Arney,_Antonio_Garc\'ia_Mu\~noz,_John_T._Stocke,_Kevin_France,_Aki_Roberge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01837 |
2019年1月の皆既月食をハッブル宇宙望遠鏡のSTIS分光器で観察し、通過する太陽系外惑星としての地球の最初の近紫外（1700〜3200$\r{A}$）観測を取得しました。exo-Earthの透過分光法を実行できる観測所と機器は計画され始めており、地球の透過スペクトルを特徴付けることは、主要なスペクトル特徴（例えば、オゾンまたはO$_3$）が適切であることを保証するために不可欠ですミッションコンセプトの研究で捕獲されました。O$_3$は、今日の地球での優勢な代謝の産物であるO$_2$から光化学的に生成され、太陽系外惑星での生命の重要な証拠として将来の観測で求められます。月食の地上観測は、光学および近赤外波長で地球の透過スペクトルを提供しましたが、最も強いO$_3$の特徴は近紫外域にあります。ハッブル月食スペクトルから透過スペクトルを抽出するために使用された観測と方法について説明し、地球モデルと比較して、地球の透過スペクトルの3000-5500\r{A}領域におけるO$_3$およびレイリー散乱のスペクトル特性を特定します。これには、月食中の地球大気での屈折効果が含まれます。私たちの近紫外スペクトルは特徴がなく、非常に強いO$_3$吸収のために近紫外太陽光が地球の大気を通じて完全に減衰されず、日光が月面に送信される場合、日食中に狭い時間間隔を逃す結果高度ではなく、O$_3$レイヤーを通過する高度。
2010年以降のCassini Divisionの埃っぽいリングレットの変更
「チャーミングリングレット」としても知られるR/2006S3と呼ばれるほこりっぽいリングレットは、カッシーニディビジョンのラプラスギャップ内の土星の中心から約119,940kmに位置しています。2010年以前は、リングレットは単純な放射状のプロファイルと予測可能な偏心形状をしており、1つは太陽放射圧によって強制され、もう1つは惑星の周りを自由に歳差運動していました。しかし、2012年後半以降にカッシーニ宇宙船によって行われた観測により、以前の観測では存在しなかったリングレットから内側に伸びる材料の棚が明らかになりました。2012年以降に得られた画像を詳しく検査すると、2010年から2012年の間に、リングレットの離心率の自由歳差成分が50％以上増加し、2012年以降少なくとも3年間、リングレットは、惑星の周りを回転する長手方向の明るさの変動があった軌道準主軸の約60kmに対応する速度の範囲。そのため、2010年から2012年後半の間に、いくつかのイベントがこのリングレットを妨害しました。
首尾一貫したシミュレートされた太陽系外惑星の大気のライブラリ
| Title |
A_Library_of_Self-Consistent_Simulated_Exoplanet_Atmospheres |
| Authors |
Jayesh_M._Goyal,_Nathan_Mayne,_Benjamin_Drummond,_David_K._Sing,_Eric_H\'ebrard,_Nikole_Lewis,_Pascal_Tremblin,_Mark_W._Phillips,_Thomas_Mikal-Evans,_Hannah_R._Wakeford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01856 |
放射対流平衡圧力-温度（$P$-$T$）プロファイルが平衡化学存在量と完全に一致するモデル大気の公的に利用可能なライブラリーと、0.2$でR$\sim$5000の対応する放出および透過スペクトルを提示します\mu$mは30$\mu$mでR$\sim$35に減少し、89個の熱い木星系外惑星の場合、4つの再循環因子、6つの金属性、6つのC/O比。凝縮プロセスの選択（ローカル/レインアウト）によって$P$-$T$プロファイルが変更され、それによってスペクトルが大幅に変化し、JWSTによって検出される可能性があることがわかります。H$^-$不透明度は、C/O比$\geq$1の超高温木星で強い温度反転を形成するのに寄与し、透過スペクトル機能を光学的にフラットにすることができるとともに、発光スペクトル全体を変更できることがわかります。熱イオン化、不透明度、ラインウィングプロファイル、およびC/O比を変化させる方法など、さまざまなモデルの選択が$P$-$T$構造とスペクトルにどのように影響するかを強調します。大気中の一次/二次反転を形成するためのFe不透明度の役割を示します。WASP-17bとWASP-121bをテストケースとして使用し、全範囲にわたるグリッドパラメーターの影響を示しながら、全体的な大気構造、化学遷移レジーム、およびそれらの観測値に関するいくつかの重要な調査結果を強調します。最後に、このライブラリをWASP-121bの現在の透過および発光スペクトル観測に適用します。これは、H$_2$Oと四肢のVOの暫定的な証拠、および昼間の反転を示すH$_2$O発光機能を示します。非常に低いエネルギー再分布で、透過および発光スペクトルの観測を計画および解釈するためのライブラリの適用性を実証します。
トロイの木馬小惑星（3548）エウリバテスの衛星の検出-ルーシーミッションターゲット
| Title |
Detection_of_a_Satellite_of_the_Trojan_Asteroid_(3548)_Eurybates_--_A_Lucy_Mission_Target |
| Authors |
K._S._Noll,_M._E._Brown,_H._A._Weaver,_W._M._Grundy,_S._B._Porter,_M._W._Buie,_H._F._Levison,_C._Olkin,_J._R._Spencer,_S._Marchi,_T._S._Statler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01858 |
ハッブル宇宙望遠鏡で得られた画像で、トロイの木馬の小惑星（3548）エウリバテスの衛星の発見について説明します。衛星は、2018年9月に2回、2020年1月に1回の3つのエポックで検出されました。衛星は、有効直径d2=1.2+/-0.4kmと一致する3つのエポックすべてで明るさを持っています。エウリバテスからの予測される距離はs〜1700-2300kmであり、位置がさまざまであり、広範囲の可能な軌道と一致していた。エウリバテスはルーシーディスカバリーミッションのターゲットであり、衛星の早期発見はこの遭遇からの科学的リターンの大幅な拡大の機会を提供します。
MSL Curiosityローバーナビゲーションカメラで取得した2018 /
MY34火星のグローバルダストストーム中のダストの粒子サイズ、形状、および光学深度
| Title |
Dust_particle_size,_shape,_and_optical_depth_during_the_2018/MY34_Martian_Global_Dust_Storm_retrieved_by_MSL_Curiosity_rover_navigation_cameras |
| Authors |
Hao_Chen-Chen,_Santiago_Perez-Hoyos,_Agustin_Sanchez-Lavega |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01968 |
火星の惑星を取り巻くダストストームまたはグローバルダストストーム（GDS）は、ローカルストームと地域ストームの複合的な影響から発生する珍しい非周期的現象です。平均頻度は3〜4MYに1回であり、数週間から数か月続き、大気の特性、エネルギー収支、地球規模の循環に大きな影響を与える大気中のダストの負荷。L_S=185$^\circ$（2018年5月30〜31日）に開始された2018/MY34の世界的なダストストームの間に、火星科学研究所（MSL）のローバーが集中的な大気科学キャンペーンを実施し、ゲイルクレーター。ダストの不透明度を抑制し、エアロゾル粒子の特性を特徴付けるために、サイズ、形状、単一散乱位相関数を特徴付ける独立した検索を使用して、以前の研究に貢献します。2018/MY34GDS中にMSLナビゲーションカメラ（Navcams）によって観測された前方および後方散乱領域での空の放射輝度の角度分布に最適なエアロゾルパラメーターを決定するために、反復放射伝達検索手順が実装されました。
モロッコの野外キャンペーンデータでの局所的な風食と粉塵堆積の新しいモデルのテスト。火星のモデルの適応
| Title |
Testing_a_new_model_of_local_wind_erosion_and_dust_deposition_on_field_campaign_data_in_Morocco._Adaptation_of_the_model_for_Mars |
| Authors |
N.Deniskina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02082 |
グローバルモデルとメソスケールモデルは、火星の背景（ゆっくりと変化する）の風を表しますが、短いタイムスケールの風の変動性は明示されていません。局所的な風食およびダスト堆積モデルは、火星でのより正確な局所的な風の摩擦、風の摩擦のしきい値、水平方向の砂フラックスおよび垂直方向のダストフラックスのモデリングに役立ちます。この記事では、Zender\cite{Zender}のモデルに基づくモデルを提案します。これには、しきい値の風摩擦推定のさまざまな方法が含まれており、砂やダストの上昇プロセスに対する大気電場の影響を考慮に入れています。地球用にパラメーター化されたモデルは、モロッコのフィールドキャンペーン2013〜2014（Espositoetal。）\cite{Esposito}、\cite{Esposito2}で取得したデータでテストされました。風速、風速、風速、風向、気温、気圧、湿度、日射量、表面粗さなどのフィールドで測定された入力を使用して、風の摩擦、風の摩擦の閾値、水平砂フラックス、垂直ダストフラックスをシミュレーションしました。同じ入力が火星のDREAM装置によって測定されることになっています（ヘブラード\cite{Hebrard}の方法に従って火星について推定できる表面粗さの長さを除く）。シミュレーション値と実験値は良好な一致を示しています。モデルは火星の条件に適合され、バイキング着陸船のデータに適用されました。火星用にパラメータ化された局所的な風食と塵の堆積モデルは、1）局所着陸船/探査車のデータを分析するのに役立ちます、2）MGCM（火星グローバル循環モデル）。
SUPER-II：z〜2 AGNホスト銀河における空間分解イオン化ガス運動学とスケーリング関係
| Title |
SUPER-II:_Spatially_resolved_ionized_gas_kinematics_and_scaling_relations_in_z~2_AGN_host_galaxies |
| Authors |
D._Kakkad,_V._Mainieri,_G._Vietri,_S._Carniani,_C._M._Harrison,_M._Perna,_J._Scholtz,_C._Circosta,_G._Cresci,_B._Husemann,_M._Bischetti,_C._Feruglio,_F._Fiore,_A._Marconi,_P._Padovani,_M._Brusa,_C._Cicone,_A._Comastri,_G._Lanzuisi,_F._Mannucci,_N._Menci,_H._Netzer,_E._Piconcelli,_A._Puglisi,_M._Salvato,_M._Schramm,_J._Silverman,_C._Vignali,_G._Zamorani,_L._Zappacosta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01728 |
物理学と放射フィードバックの影響（SUPER）を明らかにするためのSINFONI調査は、z$\sim$2のX線で選択されたアクティブ銀河核（AGN）の統計サンプルにおけるイオン化ガスの流出と星形成への影響の追跡と特性評価を目的としています。ボロメータ光度の広い範囲にわたる21のタイプ1AGNのサンプルの最初のSINFONI結果を示します（log$\mathrm{L_{bol}}$=45.4-47.9erg/s）。この論文の主な目的は、イオン化ガスの広がりを決定し、AGN駆動の流出の発生を特徴付け、そのような流出の特性をAGNの特性と関連付けることです。[OIII]5007ラインを使用して、細長いライン領域の電離ガスを追跡するために、適応光学支援のSINFONI観測を使用します。[OIII]ラインのノンパラメトリック速度$\mathrm{w_{80}}$が600km/sより大きい場合、ターゲットを流出のホストとして分類します。ブロードラインリージョンに由来するバルマーラインからのPSFをモデル化した後、専用の点像分布関数（PSF）観測を使用して拡張放出の存在を調べます。統合されたスペクトルからの$\mathrm{w_{80}}$値に基づいて、すべてのType-1AGNサンプルで流出を検出します。これは、650〜2700km/sの範囲です。$\mathrm{w_{80}}$とAGNボロメトリック光度（99％の相関確率）の間には明確な正の相関がありますが、ブラックホールの質量（80％の相関確率）との相関は弱いです。PSFと[OIII]放射状プロファイルを比較すると、[OIII]放出はタイプ1サンプルの$\sim$35％で空間的に分解され、流出は最大$\sim$6kpcの拡張を示しています。最大速度とボロメータの光度の関係は、AGN駆動の流出による衝撃のモデル予測と一致しています。ほとんどの銀河では、この割合は10％未満ですが、AGNの明度とともに、流出するガスの脱出割合が増加します。
MUSEで明らかにされたCR7の性質：z = 6.6で拡張されたLyman-$ \ alpha $放出に電力を供給する若いスターバースト
| Title |
The_nature_of_CR7_revealed_with_MUSE:_a_young_starburst_powering_extended_Lyman-$\alpha$_emission_at_z=6.6 |
| Authors |
Jorryt_Matthee,_Gabriele_Pezzulli,_Ruari_Mackenzie,_Sebastiano_Cantalupo,_Haruka_Kusakabe,_Floriane_Leclercq,_David_Sobral,_Johan_Richard,_Lutz_Wisotzki,_Simon_Lilly,_Leindert_Boogaard,_Raffaella_Marino,_Michael_Maseda,_Themiya_Nanayakkara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01731 |
CR7は、$z=6.6$で知られている最も明るいLyman-$\alpha$エミッター（LAE）の1つであり、Lyman-$\alpha$（Ly$\alpha$）発光に囲まれた少なくとも3つのUVコンポーネントで構成されています。以前の研究は、それが極端な電離源をホストするかもしれないことを示唆しました。ここでは、VLT/MUSEを使用したCR7の深い積分フィールド分光法を紹介します。$z\約5$で、典型的なLAEと同様のハロースケール長で拡張放出を測定します。CR7のLy$\alpha$ハローは、複数のコンポーネントを結ぶ方向に沿ってはっきりと伸びており、下にあるガスの分布をたどっている可能性があります。Ly$\alpha$発光は、ほとんどが最も明るいUVコンポーネントから発生しますが、より暗いコンポーネントの近くにある、運動学的に区別できるかすかなLy$\alpha$発光領域も特定します。MUSEデータは、新しい近赤外線データと組み合わせると、レストフレームのLy$\alpha$に相当する幅（EW）が$\約100${\AA}であることを示しています。これは、慎重に一致したLy$\alpha$プロファイル（したがって、間違いなくHIカラム密度）の低い赤方偏移アナログで測定されたEWよりも4倍高い係数ですが、このEWは星形成によって説明できます。AGN給電を必要とする代替シナリオも、他のLy$\alpha$ブロブのあいまいなAGNと比較して、Ly$\alpha$スペクトルが狭くて急勾配であり、IRとUVの比率がはるかに小さいため、好まれません。CR7のLy$\alpha$放出は、非常に明るくはありますが、赤方偏移が低い一般的なLAEの放出に非常によく似ており、若い金属の貧弱なスターバーストによって駆動されている可能性があります。
Ly $ \ alpha $エミッターの分布と、Subaru / Hyper Suprime-Camによってマップされた$ z \
sim2.2 $でのIGM HIの間の統計的相関
| Title |
Statistical_correlation_between_the_distribution_of_Ly$\alpha$_emitters_and_IGM_HI_at_$z\sim2.2$_mapped_by_Subaru/Hyper_Suprime-Cam |
| Authors |
Yongming_Liang,_Nobunari_Kashikawa,_Zheng_Cai,_Xiaohui_Fan,_J._Xavier_Prochaska,_Kazuhiro_Shimasaku,_Masayuki_Tanaka,_Hisakazu_Uchiyama,_Kei_Ito,_Rhythm_Shimakawa,_Kentaro_Nagamine,_Ikkoh_Shimizu,_Masafusa_Onoue,_Jun_Toshikawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01733 |
銀河間媒質（IGM）の中性水素（HI）と銀河の間の相関関係は、今大きな関心を集めています。SDSS/（e）BOSSデータベース全体からのバックグラウンドクエーサーを使用して検出された$z\sim2.2$でのいくつかのコヒーレントに強いLy$\alpha$吸収システムを含む4つのフィールドを選択します。すばる望遠鏡のHyperSuprime-Camを使用して、ディープナローバンドおよび$g$バンドのイメージングが実行されます。$z=2.177\pm0.023$から$L_{\text{Ly}\alpha}\約2\回のLy$\alpha$光度までの2,642個のLy$\alpha$エミッター（LAE）候補を選択します10^{42}{\rmerg〜s}^{-1}$は5.39deg$^2$の有効面積をカバーする銀河の高密度マップを構築します。サンプルを64（e）BOSSクエーサースペクトルから推定されたLy$\alpha$吸収と組み合わせると、LAEの高密度$\delta_{\rmLAE}$と有効な光学的深さ$\tau_{の間に中程度から強い相関があることがわかります\rmLoS}$見通し内、$P$-value$=0.09\％$（$<0.01\％$）、有意なクエーサーの高密度を含むフィールドが含まれている場合（含まれていない場合）。相互相関分析はまた、最大$4\pm1$pMpcのLAEが、高い$\tau_{\rmLoS}$で示されるHIガスが豊富な領域に集まり、低い$\tau_を回避する傾向があることも明確に示唆しています{\rmLoS}$HIガスが不足している地域。$\tau_{\rmLoS}$をLAEへの投影距離（$d$）の関数として平均すると、$d<200$pkpcの$2\sigma$レベルで$30\％$過剰信号が見つかります。銀河系周囲の媒体で高密度のHIを示し、IGMレジームで$400<d<600$pkpcで暫定的に超過し、約$0.5$pMpcで検出された相互相関信号を裏付けています。これらの統計分析は、galaxy$-$IGMHI相関が$z\sim2.2$で数百pkpcから数pMpcの範囲のスケールで存在することを示しています。
| Title |
Substructure_in_the_Globular_Cluster_Populations_of_the_Virgo_Cluster_Elliptical_Galaxies_M84_and_M86 |
| Authors |
Ryan_A._Lambert,_Katherine_L._Rhode,_Enrico_Vesperini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01737 |
おとめ座銀河団の2つの巨大楕円銀河であるM84（NGC4374）とM86（NGC4406）の球状星団システム内の下部構造の検索を実行しました。広視野（36分角x36分）、マルチカラーブロードバンドイメージングを使用して、これらの2つの銀河と他のいくつかの低質量銀河の球状星団候補を特定します。球状星団候補の空間的位置の分析により、以下を含むいくつかのサブ構造が明らかになります。M86の球状星団の投影数密度のピーク。システム中心からオフセットされており、少なくとも一部には矮小楕円の存在が原因である銀河NGC4406B;M84とM86の球状クラスターシステムを接続するブリッジ。M86球状星団システムの南東側に沿った箱型の等密度コンター。サンプルを赤（金属に富む）と青（金属に乏しい）の球状クラスター候補に分割し、2つの母集団の空間分布の違いを調べ、青のクラスター候補がそれぞれの部分構造の主要な母集団であることを確認します識別します。また、領域内の球状星団の2つの放射状速度調査からの測定値を組み込み、橋の下部構造がM86およびM84のいずれかと一致する速度の混合を伴う球状星団によって占められていることを発見しました。2つの銀河。
ArchesおよびQuintupletクラスターの絶対的な適切な動き
ArchとQuintupletは、銀河中心近くに投影された2つの若い巨大なクラスターです。今日まで、その起源の理解に焦点を当てた研究は、クラスターの参照フレームで導出された適切なモーション（PM）に基づいており、それらの3Dモーションについていくつかの仮定が必要でした。このペーパーでは、これらのクラスターのパブリックPMカタログをGaiaDR2カタログと組み合わせ、初めて、ArchesおよびQuintupletクラスターの相対PMを絶対参照システムに変換します。アーチの絶対PMは$（\mu_\alpha\cos\delta、\mu_\delta）$$=$$（-1.45\\pm\0.23、-2.68\\pm\0.14）$massであることがわかりますyr$^{-1}$、およびQuintupletのそれは$（\mu_\alpha\cos\delta、\mu_\delta）$$=$$（-1.19\\pm\0.09、-2.66\\pm\0.18）$年$${{}}$。これらの値は、これらのシステムが銀河面にほぼ平行に動いていることを示唆しています。クラスターの距離の測定は、クラスターの軌道を意味のある形で制約し、アーチと五重奏の原点に光を当てるために、依然として必要です。
銀河M51 IIにおける[CII]のSOFIA調査。 [CII]とスパイラルアーム間のCOキネマティクス
| Title |
A_SOFIA_Survey_of_[CII]_in_the_galaxy_M51_II._[CII]_and_CO_kinematics_across_spiral_arms |
| Authors |
Jorge_L._Pineda,_Juergen_Stutzki,_Christof_Buchbender,_Jin_Koda,_Christian_Fischer,_Paul_F._Goldsmith,_Simon_C._O._Glover,_Ralf_S._Klessen,_Carsten_Kramer,_Bhaswati_Mookerjea,_Rowan_Smith,_Robin_Tress,_and_Monika_Ziebart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01745 |
SOFIAのupGREAT装置で観測されたM51グランド設計渦巻銀河の最初の完全な速度分解[CII]158um画像を示します。[CII]は、イオン化ガス、中性原子、拡散分子領域など、星間物質（ISM）のさまざまなフェーズの重要なトレーサーです。[CII]データをHI、CO、24umダスト連続体、FUV、および近赤外線Kバンド観測と組み合わせて、位置-位置および位置-速度空間の両方でM51のスパイラルアーム全体のISMの進化を調べます。私たちのデータは、上流の分子ガス（12COによってトレース）と下流の間の位置速度空間に明確なオフセットがある恒星アーム（Kバンドデータによってトレース）の場所でのHI、12CO、および[CII]の強い速度勾配を示しています星の形成（[CII]で追跡）。観測された位置-スパイラルアーム全体の速度マップを、スパイラルアームの位置での接線速度と半径方向速度の両方を予測する動的および準定常定常スパイラルアームの両方を備えた銀河の数値シミュレーションからの合成観測と比較します。観測された速度勾配とそれに関連するCOと[CII]間のオフセットに基づく観測は、M51の内部の渦巻腕と、伴銀河M51bを接続する腕の衝撃の存在と一致していることがわかります。M51の外側のパーツ。
Arepo-MCRT：移動メッシュ上のモンテカルロ放射流体力学
| Title |
Arepo-MCRT:_Monte_Carlo_Radiation_Hydrodynamics_on_a_Moving_Mesh |
| Authors |
Aaron_Smith,_Rahul_Kannan,_Benny_T.-H._Tsang,_Mark_Vogelsberger_and_Ruediger_Pakmor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01750 |
非構造化移動メッシュコードArepoの新しいモンテカルロ放射伝達（MCRT）放射流体力学（RHD）ソルバーであるArepo-MCRTを紹介します。私たちの方法は、光学的に薄い条件と厚い条件の両方での一般的な多重散乱問題用に設計されています。多くの効率改善とノイズ低減スキームを組み込んで、通常は収束を阻害する効率の障壁を克服します。これらには、連続的な吸収とエネルギー蓄積、光子の重み付けと光度のブースティング、ローカルパケットのマージと分割、パスベースの統計的推定量、保守的な（面中心の）運動量結合、時間ステップ間の適応型収束、熱の陰的モンテカルロ（IMC）が含まれます放出、および新しい移流スキームを含む、未解決の散乱に対する離散拡散モンテカルロ（DDMC）。私たちは主に、実装の独自の側面と、さまざまな天体物理学のコンテキストにおけるメソッドの利点と欠点の議論に焦点を当てています。最後に、トラップされたIR放射によるガスの光学的に厚い層の浮上を含むいくつかのテストアプリケーションを検討します。RHDメソッドの精度とシミュレーションの解像度がそれぞれガスの長期的な動作に重要な痕跡を残すように、初期加速フェーズと活性化された第2風がRHDカップリングの自己調整を介して接続されていることがわかります。
z = 5.7のプロトクラスター：MultiDark銀河からのビュー
| Title |
Protoclusters_at_z=5.7:_A_view_from_the_MultiDark_galaxies |
| Authors |
Weiguang_Cui,_Jiaqi_Qiao,_Romeel_Dave,_Alexander_Knebe,_John_A._Peacock,_and_Gustavo_Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01816 |
より低い赤方偏移で銀河クラスターを生成するプロトクラスターは、銀河クラスターの形成に関する貴重な情報を提供できます。ただし、特に高赤方偏移では、観測で銀河団の前駆細胞を特定することは簡単な作業ではありません。プロトクラスターの位置をマークすると考えられる過密領域を推定するために、さまざまな事前分布が使用されています。このペーパーでは、模倣されたLy$\alpha$放出銀河を$z=5.7$で使用して、3つの異なる半分析モデルを1$Gpch^{-1に適用することで生成されるMultiDark銀河のプロトクラスターを特定します。}$MultiDarkPlanck2シミュレーション。観測結果と比較するために、基準1（Ly$\alpha$光度制限サンプル）を基準2（観測された平均銀河数密度への一致）に拡張します。この方法の発見効率をさらに統計的に調査するために、特定したプロトクラスターサンプル（基準3）を$z=5.7$で約3500に拡大し、最終的な質量分布を調査します。過密領域の数とその選択確率は、半解析モデルに依存し、3つの選択基準（一部は設計による）に強く依存します。基準1で識別されたプロトクラスターは、$2.82\pm0.92\times10^{15}M_\odot$の典型的な最終クラスター質量に関連付けられています。これは、予測（$\pm1\sigma$内）と一致しています$z=5.7$で大規模なプロトクラスターが観測されました。より多くのプロトクラスターを特定することで、この方法の効率を調査できます。これは、最も大規模なクラスターを特定するのにより適しています。さらに、高純度（$\mathbb{P}$）と完全性を同時に実現するのは難しいことがわかりました。
銀河における暗黒物質の代替案：I.理論的考察
| Title |
A_Suggested_Alternative_to_Dark_Matter_in_Galaxies:_I._Theoretical_Considerations |
| Authors |
Hanna_A._Sabat_(1),_Raed_Z._Bani-Abdoh_(2)_and_Marwan_S._Mousa_(2)_((1)_Regional_Center_for_Space_Science_&_Technology_Education_for_Western_Asia_(RCSSTE-WA),_Amman,_Jordan,_(2)_Mutah_University,_Department_of_Physics,_Karak,_Jordan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01819 |
暗黒物質は、とりわけ、銀河の回転速度を上げるための解決策として、天体物理学と宇宙論で一般に受け入れられているパラダイムです。しかし、この規模での標準的な暗黒物質パラダイムがまだいくつかの問題に直面しているため、MilgromのMONDと同様の代替ソリューションを使用しました。ここでは、次のことを想定しています。（i）重力定数Gは距離の関数（スケール）：G=G（r）、または（ii）重力と慣性の質量比、mg/miは距離（スケール）の関数です：f（r）。各関数の線形近似を使用しました。そこから、2つの新しいパラメーターを決定する必要があります。G1は重力結合の1次係数、C1は重力と慣性の質量比の1次係数です。この研究の現在の部分では、パラメーターを変化させることにより、銀河の単純化された理論上の回転曲線を生成しました。私たちのモデルは、銀河回転曲線の定性的および定量的に許容可能な動作を提供すると結論付けました。銀河回転曲線の量的に許容可能な説明を与える1次係数の値は次のとおりです。G1は約10^-31〜10^-30m^2s^-2kg^-1です。そして、C1は10^-21から10^-20m^-1の間です。さらに、私たちのモデルは、MOND効果が臨界加速度ではなく重要になる臨界距離の存在を意味します。実際、臨界加速度が定数ではなく、質量の線形関数である場合、MilgromのMONDはモデルと収束します。
eROSITAによる次世代X線銀河調査
| Title |
The_Next_Generation_X-ray_Galaxy_Survey_with_eROSITA |
| Authors |
Antara_R._Basu-Zych,_Ann_E._Hornschemeier,_Frank_Haberl,_Neven_Vulic,_Jorn_Wilms,_Andreas_Zezas,_Konstantinos_Kovlakas,_Andrew_Ptak_and_Thomas_Dauser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01870 |
2019年7月13日に発売されたeROSITAは、約30年間で、軟X線および中X線バンドでの最初の全天サーベイを完了します。2023年後半に終了するこの4年間の調査は、天体物理学コミュニティ全体に豊かな遺産を提供し、今後の多波長調査（たとえば、大規模総観調査望遠鏡や暗黒エネルギー調査）を補完します。アクティブな銀河核（AGN）と銀河クラスターを研究するという主要な科学的目的に加えて、eROSITAは通常の（つまりAGNではない）銀河のX線研究に大きく貢献します。多波長カタログから始めて、50〜200Mpcの距離に制約された60の212銀河の星形成率と恒星の質量を測定します。私たちはこの距離範囲を選択して、ローカル宇宙の外の比較的未踏のボリュームに焦点を当てました。銀河は主に空間的に未解決であり、低光度および/または非常に不明瞭なAGN母集団と重複するX線光度の範囲を調査します。最新のX線スケーリング関係と軌道上のeROSITA装置のパフォーマンスを使用して、XRBからのX線放出と高温ガスの拡散を予測し、分析予測とエンドツーエンドシミュレーションの両方を使用して、ミッションシミュレーションソフトウェア、SIXTE。隠されたAGNからの潜在的な寄与を検討し、AGN光度関数のかすかな端の測定に対する通常の銀河の影響についてコメントします。eROSITAの4年間の調査では、50-200Mpcで$\gtrsim$15000銀河（3$\sigma$の有意性）が検出されると予測しています。。
ステファンの五重奏に関連する大規模な規則的な銀河間磁場？
| Title |
A_large-scale,_regular_intergalactic_magnetic_field_associated_with_Stephan's_Quintet? |
| Authors |
B{\l}a\.zej_Nikiel-Wroczy\'nski,_Marian_Soida,_George_Heald,_and_Marek_Urbanik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01881 |
規則的な磁場は銀河の内外で頻繁に見られますが、それらの存在、特性、および起源は銀河グループではまだ確立されていません。ウェスターボルク合成電波望遠鏡（WSRT）による広帯域電波偏光イメージングに基づいて、回転測定合成を利用して、ステファンの内部、背後、または周辺にあるいくつかの偏光電波源のさまざまなスケールの磁場からの寄与を解きましたクインテット（HCG92、SQ）。Quintet自体に制約されているように見える、大規模な、真に規則的な、磁化された画面の署名を認識します。天の川からの寄与を除外することはできませんが、私たちの分析では、SQシステム内の磁気構造を支持しています。実際に問題の銀河グループに関連付けられている場合、それは少なくとも$60\、\times\、40\、\times\、20\、\mathrm{kpc}$のボリュームに広がり、少なくとも同じくらいの強度を持ちます。以前に大きな渦巻銀河内で検出されたもの。このフィールドは、他の既知の銀河系の通常の磁場の範囲を超え、数マイクロガウスというかなりの強さを持ち、銀河ペア以外の銀河系におけるそのような構造の最初の既知の例になります。他のいくつかの説明も提示され、評価されます。
超大質量ブラックホール近くの若い恒星クラスターの希釈：近隣の分離に対するベクトル共鳴緩和の影響
| Title |
Young_stellar_cluster_dilution_near_supermassive_black_holes:_the_impact_of_Vector_Resonant_Relaxation_on_neighbour_separation |
| Authors |
Juan_Giral_Mart\'inez_and_Jean-Baptiste_Fouvry_and_Christophe_Pichon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02007 |
超大質量ブラックホールの近くにある若い星団の軌道配向の希釈率を調査します。ベクトル共鳴緩和の枠組みの中で、我々は恒星軌道面方位の2点相関関数の時間発展を、それらの初期角度分離と軌道パラメータ（準主軸、偏心）の多様性の関数として予測します。予想どおり、初期配向と軌道パラメータの広がりが大きいほど、特定の共評価星のセットの希釈が効率的になり、バックグラウンドポテンシャル変動のコヒーレンス時間によって設定される特徴的なタイムスケールが得られます。数値シミュレーションと一致するマルコフ処方により、SgrA*の1秒以内に観測された恒星円盤によって課された特定の希釈効率との整合性を要求するときに、未解決の核の基礎となる運動学的特性を効率的に調べることができます。概念の証明として、半希釈主軸カスプインデックスと、古い背景の星団の中間質量ブラックホールの割合の関数として、一定の希釈時間のマップを計算します。この計算は、ベクトルの共鳴緩和が星の年齢に匹敵するタイムスケールの方向に影響を与えるため、このコンテキストで有用であることを証明する必要があることを示唆しています。
Fairall 9の強力なディスク残響マッピング：Swift＆LCOモニタリングの初年度
| Title |
Intensive_disc-reverberation_mapping_of_Fairall_9:_1st_year_of_Swift_&_LCO_monitoring |
| Authors |
J._V._Hern\'andez_Santisteban,_R._Edelson,_K._Horne,_J._M._Gelbord,_A._J._Barth,_E._M._Cackett,_M._R._Goad,_H._Netzer,_D._Starkey,_P._Uttley,_W._N._Brandt,_K._Korista,_A._M._Lohfink,_C._A._Onken,_K._L._Page,_M._Siegel,_M._Vestergaard,_S._Bisogni,_A._A._Breeveld,_S._B._Cenko,_E._Dalla_Bont\`a,_P._A._Evans,_G._Ferland,_D._H._Gonzalez-Buitrago,_D._Grupe,_M._D._Joner,_G._Kriss,_S._J._LaPorte,_S._Mathur,_F._Marshall,_M._Mehdipour,_D._Mudd,_B._M._Peterson,_T._Schmidt,_S._Vaughan,_and_S._Valenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02134 |
Fairall9集中型ディスク反響キャンペーンの最初の年の時系列分析の結果を示します。SwiftとLasCumbresObservatoryのグローバル望遠鏡ネットワークを使用して、Fairall9をX線から近赤外線まで、毎日から毎日のペースで継続的に監視しました。バンド間の相互相関関数は、光学的に厚く、幾何学的に薄い黒体降着円盤に期待される$\tau\propto\lambda^{4/3}$スケーリングと一致するラグスペクトルの証拠を提供します。フラックスを一定成分と可変成分に分解すると、可変成分のスペクトルエネルギー分布は、標準の降着円盤予測よりもわずかに急になります。広域領域での再処理から生じる可能性のある追加の境界のない連続体の寄与について、ラグスペクトルとフラックススペクトルの両方でバルマーエッジの証拠を見つけます。推論されたドライビングライトカーブは、X線の再処理から生じる急速に変化する（$<4$日）コンポーネントと、反響信号に対して反対の遅れを持つよりゆっくりと変化する（$>100$日）コンポーネントの2つの異なるコンポーネントを示唆しています。
拡張硬X線放出はコンプトン厚AGNの至る所にありますか？
| Title |
Is_extended_hard_X-ray_emission_ubiquitous_in_Compton-thick_AGN? |
| Authors |
Jingzhe_Ma,_Martin_Elvis,_G._Fabbiano,_Mislav_Balokovic,_W._Peter_Maksym,_Mackenzie_L._Jones,_Guido_Risaliti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02175 |
最近のチャンドラの発見により、近くのコンプトン厚（CT）活動銀河核（AGN）で$\sim$kpc-scalehard（$>$3keV）X線放出が発見され、AGNトーラスのモデリングと調査を改善する新しいウィンドウが開かれました中央の超巨大ブラックホールがどのようにホスト銀河と相互作用し、影響を与えるか。これまでのところ検出はほんの一握りなので、CTAGNでの拡張硬X線放出の遍在性を決定する統計サンプルを確立し、この成分の量と範囲を定量化する必要があります。このペーパーでは、Swift-BAT分光AGN調査から選択された近隣の7つの（$0.006<z<0.013$）CTAGNのパイロットチャンドライメージング調査の空間分析結果を示します。7つのCTAGNのうち5つが、チャンドラPSFの$>$3$\sigma$で検出された3-7keVバンドの拡張エミッションを示し、拡張された全エミッションの$\sim$12％から22％を示しています。コンポーネント。ESO137-G034とNGC3281は、バイコニカルイオン化構造を表示します。拡張X線放出は、kpcスケール（直径$\sim$1.9kpcおよび直径3.5kpc）に達します。他の3つは、PSFの上で半径$\sim$360pcまでの拡張硬X線放出を示しています。顕著な拡張硬X線成分を検出するには、0.01cts/sの最小3〜7keVカウントレートと合計超過分$>$20％が必要であるという傾向が見られます。この拡張硬X線コンポーネントは、この均一に選択されたCTAGNサンプルでは比較的一般的であると思われるため、トーラスモデリングとAGNフィードバックの影響についてさらに説明します。
2つのおとめ座の星形成小人における反転金属性勾配：最近の融合の証拠？
| Title |
Inverted_metallicity_gradients_in_two_Virgo_star-forming_dwarfs:_evidence_of_recent_merging? |
| Authors |
M._Grossi,_R._Garc\'ia-Benito,_A._Cortesi,_D._R._Gon\c{c}alves,_T._S._Gon\c{c}alves,_P._A._A._Lopes,_K._Men\'endez-Delmestre,_E._Telles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02212 |
カラルアルト3.5メートル望遠鏡でPMAS/PPakを使用して得られたおとめ座銀河団（VCC135およびVCC324）の2つの星形成矮小銀河の積分フィールド分光観測を提示します。N2経験的キャリブレータを使用して金属性マップを導出します。銀河は、他の小人や渦巻銀河で通常見られるものとは逆に、正のガス金属性勾配を示します。VCC135およびVCC324に対して、それぞれ0.20$\pm$0.06および0.15$\pm$0.03dex/$R_e$の勾配勾配を測定します。このような傾向は、非常に孤立した少数の銀河、またはより高い赤方偏移（$z>$1）でのみ観察されています。おとめ座のような高密度の環境では起こりそうもないメカニズムである銀河間媒体からの金属に乏しいガスの降着と関連していると考えられています。輝線観測とディープオプティカルイメージを組み合わせて、特異な金属勾配の原因を調べます。両方の銀河の弱い基礎構造の存在と形態診断およびイオン化ガスの運動学の分析は、矮星の中央領域への金属に乏しいガスの流入が、ガスに富んだ伴侶との最近の合流イベントに関連している可能性があることを示唆しています。
中性子星の連星における重力波と強く磁化されたプラズマの間の結合によって励起された電磁流体波
| Title |
Magnetohydrodynamic_waves_excited_by_a_coupling_between_gravitational_waves_and_a_strongly_magnetized_plasma_in_binaries_of_neutron_stars |
| Authors |
Adam_S._Gontijo,_Oswaldo_D._Miranda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01762 |
連星中性子星（BNS）の合体は、地上の干渉検出器で検出できる重力波（GW）の発生源の1つです。イベントGW170817は重力および電磁スペクトルで最初に観測され、この共同分析を通じて、このシステムのシグネチャを説明する短いガンマ線バースト（sGRB）のモデルとの特定の互換性を示しました。中性子星の強い磁場により、プラズマ磁気圏は強く磁化されたままであり、プラズマを介したGWの伝播は、アルフベンや磁気音波などの電磁流体力学（MHD）モードを励起できます。MHDモードは、プラズマを通してエネルギーと運動量を運びます。これは、バイナリの合体中に物質を加速するメカニズムを示唆し、sGRBの火球モデルのいくつかの特性を説明します。星のインスパイラルフェーズ中にGW-MHD相互作用によって転送されるエネルギーを決定するために、半分析的な形式を提示します。GW170817の推定物理パラメーターを使用して、プラズマのエネルギーが最大値$\sim10^{35}\、{\rmJ}$（$\sim10^{32}\、{\rmJ}$）は、背景磁場とGW伝搬方向の間に形成される角度が$\theta=\pi/4$の場合のAlfv\'enモード（磁気音波モード）の場合です。特に、$\theta=\pi/2$の場合、磁気音波モードのみがGWと一致しています。この場合、プラズマ内の励起エネルギーは最大値$\sim10^{36}{\rmJ}$に達します。イベントGW170817の前駆細胞の表面の磁場が$\sim2\times10^{9}\、{\rmT}$である場合、GRB170817Aで推定されるエネルギーに匹敵するエネルギーを得ることができます。特に、私たちの半分析的形式主義は、完全な一般相対論的電磁流体力学（GRMHD）シミュレーションを通じて他の著者が得た結果との一貫性を示しています。[要約]
スペクトルインデックスマップを使用してPWNeの隠れた変動を明らかにする
パルサー風星雲（PWNe）は、中性子星の回転エネルギーによって膨張するシンクロトロンの泡です。それらの中で変動を観察することは、以前はかなりの明るさの場合、または一時的な特徴が固有の運動に関して解釈される、またはパルサーからの変動に関連するいくつかの例に制限されていました。ジェットとトーラスの形態も、周囲の星雲との明るさが異なり、視線との位置関係が良好な場合にのみ表示されます。スペクトルマップ分析では、信号制限を満たすために適応アルゴリズムで観測値をビニングし、目的のモデルパラメーターフィットに基づいて結果に色を付けます。したがって、輝度画像だけでは根本的な変化が示唆されない場合でも、スペクトルインデックスのわずかな変化が明らかになります。私たちは、G21.5-0.9、Kes75、G54.1+0.3、G11.2-0.3、および3C58のPWNeのチャンドラX線研究を提示します。ミッション。スペクトルマップ分析手法を使用して、PWNeを表示するための新しいウィンドウを開いて、以前は未知だった変動の証拠を発見します。
GRO J1008-57のスペクトルにおける最高エネルギーの基本サイクロトロン共鳴散乱特性のInsight-HXMTによる確実な検出
| Title |
Insight-HXMT_firm_detection_of_the_highest_energy_fundamental_cyclotron_resonance_scattering_feature_in_the_spectrum_of_GRO_J1008-57 |
| Authors |
M._Y._Ge,_L._Ji,_S._N._Zhang,_A._Santangelo,_C._Z._Liu,_V._Doroshenko,_R._Staubert,_J._L._Qu,_S._Zhang,_F._J._Lu,_L._M._Song,_T._P._Li,_L._Tao,_Y._P._Xu,_X._L._Cao,_Y._Chen,_Q._C._Bu,_C._Cai,_Z._Chang,_G._Chen,_L._Chen,_T._X._Chen,_Y._B._Chen,_Y._P._Chen,_W._Cui,_W._W._Cui,_J._K._Deng,_Y._W._Dong,_Y._Y._Du,_M._X._Fu,_G._H._Gao,_H._Gao,_M._Gao,_Y._D._Gu,_J._Guan,_C._C._Guo,_D._W._Han,_Y._Huang,_J._Huo,_S._M._Jia,_L._H._Jiang,_W._C._Jiang,_J._Jin,_Y._J._Jin,_L._D._Kong,_B._Li,_C._K._Li,_G._Li,_M._S._Li,_W._Li,_X._Li,_X._B._Li,_X._F._Li,_Y._G._Li,_Z._W._Li,_X._H._Liang,_J._Y._Liao,_B._S._Liu,_G._Q._Liu,_H._W._Liu,_X._J._Liu,_Y._N._Liu,_B._Lu,_X._F._Lu,_Q._Luo,_T._Luo,_X._Ma,_B._Meng,_Y._Nang,_J._Y._Nie,_G._Ou,_N._Sai,_R._C._Shang,_X._Y._Song,_L._Sun,_Y._Tan,_Y._L._Tuo,_C._Wang,_G._F._Wang,_J._Wang,_L._J._Wang,_W._S._Wang,_Y._D._Wang,_Y._S._Wang,_X._Y._Wen,_B._B._Wu,_B._Y._Wu,_M._Wu,_G._C._Xiao,_S._Xiao,_S._L._Xiong,_H._Xu,_J._W._Yang,_S._Yang,_Y._J._Yang,_Y._J._Yang,_Q._B._Yi,_Q._Q._Yin,_Y._You,_A._M._Zhang,_C._M._Zhang,_F._Zhang,_H._M._Zhang,_J._Zhang,_T._Zhang,_W._C._Zhang,_W._Zhang,_W._Z._Zhang,_Y._Zhang,_Y._F._Zhang,_Y._J._Zhang,_Y._Zhang,_Z._Zhang,_Z._Zhang,_Z._L._Zhang,_H._S._Zhao,_X._F._Zhao,_S._J._Zheng,_Y._G._Zheng,_D._K._Zhou,_J._F._Zhou,_R._L._Zhuang,_Y._X._Zhu_and_Y._Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01797 |
発生源の2017年のバーストのピーク時にInsight-HXMTによって実行された降着型パルサーGROJ1008-57の観測について報告します。脈動は、93.283（1）秒のスピン周期で検出されます。パルスプロファイルは、軟X線で2つのピークを示し、20keVを超えるピークは1つだけです。スペクトルは、X線パルサーの現象論的モデルによってよく説明されています。参照の連続体および線モデル、HIGHECUTおよびGABSについて、$E_{\rmcyc}=90.32_{-0.28}^{+0.32}$keVの重心エネルギーで非常に高い統計的有意性を持つサイクロトロン共鳴散乱機能が検出されますそれぞれ。検出は、さまざまな連続体モデルに対して非常に堅牢です。ラインエネルギーは、以前の観測から示唆されたものよりも大幅に高く、ラインの非常にわずかな証拠を提供しました。これは、パルサーの付加で観測される基本的なサイクロトロン共鳴散乱機能の重心エネルギーの新しい記録を確立します。また、Insight-HXMT観測中の線源の降着状況についても説明します。
OJ 287の2020年4〜6月のスーパーバーストとSwiftによるその長期多波長光度曲線：バイナリー超大質量ブラックホールとジェット活動
| Title |
The_April-June_2020_super-outburst_of_OJ_287_and_its_long-term_multiwavelength_light_curve_with_Swift:_binary_supermassive_black_hole_and_jet_activity |
| Authors |
S._Komossa,_D._Grupe,_M.L._Parker,_M.J._Valtonen,_J.L._Gomez,_A._Gopakumar,_L._Dey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01826 |
2020年4〜6月にOJ287の非常に明るいX線UV光学バーストの検出を報告します。2015年後半にSwiftの複数年監視を開始して以来、2番目に明るい。爆発は主にジェット放出によって行われていることが示されている。光-UV-X線は密接に相関しており、XMM-ニュートンスペクトルの低エネルギー部分は、シンクロトロンの起源と一致する非常に柔らかい放出成分を示します。NuSTARにより、はるかに硬いX線べき乗則コンポーネント（Gamma-x=2.4、逆コンプトンモデルからの予想と比較すると比較的急勾配）が70keVまで検出されます。吸収線と一致して、Fe領域周辺の再処理の証拠を見つけます。確認された場合、それは約0.1cでの流出の問題を意味します。複数年のSwiftライトカーブは、フレアまたはディッピングの複数のエピソードを示し、変動の合計振幅は、X線では10倍、光学UVでは15倍です。2020年のバーストの観測は、OJ287のバイナリブラックホールモデルによって予測されたアフターフレアと一致しています。そこでは、セカンダリブラックホールのディスクへの影響が、プライマリブラックホールの時間遅延の降着とジェット活動を引き起こします。
Population IIIバイナリブラックホールの結合不安定性質量ギャップの下、上、およびペア内でのマージレート密度
| Title |
Merger_rate_density_of_Population_III_binary_black_holes_below,_above,_and_in_the_pair-instability_mass_gap |
| Authors |
Ataru_Tanikawa,_Hajime_Susa,_Takashi_Yoshida,_Alessandro_A._Trani,_Tomoya_Kinugawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01890 |
ポピュレーション（Pop。）IIIバイナリブラックホール（BH）の合併率密度を、非常に大規模で極端な金属に乏しい星への拡張機能を備えた、広く使用されているバイナリポピュレーション合成コード{\ttBSE}によって提示します。低質量のBH（lBH：$5-50M_\odot$）だけでなく、高質量のBH（hBHs：$130-200M_\odot$）も考慮します。ここで、lBHとhBHはペア不安定質量ギャップ（上下）です（$50-130M_\odot$）、それぞれ。Pop。〜IIIBH-BHは、3つのサブ母集団に分類できます。hBHなしのBH-BH（hBH0s：$m_{\rmtot}\lesssim100M_\odot$）と、1つのhBH（hBH1s：$m_{\rmtot}\sim140-260M_\odot$）、および2つのhBH（hBH2s：$m_{\rmtot}\sim270-400M_\odot$）があり、$m_{\rmtot}$はBHの総質量です-BH。現在の宇宙におけるそれらの合併率密度は、hBH0sの場合$\sim0.1$yr$^{-1}$Gpc$^{-3}$であり、$\sim0.01$yr$^{-1}$Gpc$^です。{-3}$は、悲観的なPop。〜III星形成モデルを使用したhBH1とhBH2の合計です。これらのレートは、初期条件と単一の星モデルにそれほど影響を受けません。hBH1とhBH2の合併は、近い将来発見されるhBHでBH-BHを支配する可能性があります。現在の宇宙では、有効スピンが$\lesssim0.2$低くなっています。hBH2とhBH1の数の比率は高く、$\gtrsim0.1$です。質量ギャップ（最大$\sim85M_\odot$）マージでBHも見つかります。Pop。〜IIIのバイナリが常に広い場合（$\gtrsim100R_\odot$）、およびPop。〜IIIの星が常に化学的に均一な進化に入る場合、これらの合併率をほぼゼロに減らすことができます。最悪のシナリオを回避するには、近いPop。〜IIIバイナリ（$\sim10R_\odot$）の存在が重要です。
X線反射分光法を使用したケプラー円板仮説のテスト
| Title |
Testing_the_Keplerian_disk_hypothesis_using_X-ray_reflection_spectroscopy |
| Authors |
Ashutosh_Tripathi,_Biao_Zhou,_Askar_B._Abdikamalov,_Dimitry_Ayzenberg,_Cosimo_Bambi,_Sourabh_Nampalliwar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01934 |
Novikov-Thorneモデルは、ブラックホールの周りの幾何学的に薄くて光学的に厚い降着円盤を記述するための標準的なフレームワークであり、ブラックホールの降着の電磁スペクトルの研究に広く使用されています。モデルの仮定の1つは、ガスの粒子が赤道面上のほぼ測地線の円軌道上を移動することです。この作業では、X線反射分光法を使用して降着円盤内の粒子のケプラー速度をテストすることを提案します。RELXILLの修正バージョンを提示し、ケプラーの動きからの起こり得る偏差を定量化するために現象論的パラメーター$\alpha$を導入します。このモデルを使用して、ブラックホールバイナリGRS1915+105のすざく観測を適合させます。$\alpha$の推定値はディスクの傾斜角$i$の推定値と相関しており、$i$のロバストで独立した測定の存在下でケプラー円盤仮説をテストできることがわかります。
| Title |
Estimate_of_the_Detectability_of_the_Circular_Polarisation_Signature_of_Supernova_Gravitational_Waves_Using_the_Stokes_Parameters |
| Authors |
Man_Leong_Chan_and_Kazuhiro_Hayama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01984 |
コア崩壊超新星からの重力波の円偏波は、超新星のコア内部の回転と物理的特徴を調査するためのプローブとして提案されています。しかし、重力波の円偏波がどの程度検出できるかについては、まだはっきりしていません。バースト検索パイプラインコヒーレントWaveBurstで機能するストークスパラメータの計算のために、ストークス円偏波アルゴリズムと呼ばれるアルゴリズムを開発しました。波形SFHxとアルゴリズムを使用して、重力波検出器のネットワークで構成される3つの異なる距離2、5、10kpcの空を横切る光源の円偏光シグネチャ（ストークスパラメータのVモード）の検出可能性を推定しました高度なLIGO、高度なVIRGO、およびKAGRAの。ベイズ係数を使用して、2kpcと5kpcの場合、ソースの大部分（それぞれ99.9％と58.2％）はVモードを検出できますが、10kpcの場合、有意なVモードは検出できません。さらに、Vモードシグネチャの重要性は、ネットワークに関する重力波の2つの偏波の回復可能性と一致しています。
大規模な空気シャワーで生成される荷電粒子の横方向分布の変動に対する間伐エネルギー効果
| Title |
Thinning_Energy_Effect_on_the_Fluctuations_of_Charged_Particles_Lateral_Distribution_Produced_in_Extensive_Air_Showers |
| Authors |
Hassanen_Abdulhussaen_Jassim,_A._A._Al-Rubaiee,_Iman_Tarik_Al-Alawy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02081 |
この研究では、さまざまな宇宙線粒子の非常に高いエネルギーでの横方向分布関数（LDF）を推定することにより、広範囲のエアシャワー（EAS）の影響を説明しました。LDFは、非常に高いエネルギー10^16、10^18、10^19eVでの電子と陽電子のペア生成、ガンマ、ミューオン、およびすべての荷電粒子などの荷電粒子についてシミュレーションされました。シミュレーションは、エアシャワーシミュレータシステム（AIRES）バージョン2.6.0を使用して実行されました。EASで生成された荷電LDF粒子に対する一次粒子、エネルギー、間引きエネルギー、および天頂角の影響が考慮されました。電子と陽電子のペア生成やミューオンなどの荷電粒子の推定LDFを、Sciuttoによるシミュレーション結果およびYakutskEAS観測所による実験結果と比較すると、0および10天頂角のエネルギー10^19eVで良好な受け入れが得られます。
天体物理学におけるPIC法：相対論的ジェットのPICシミュレーション
| Title |
PIC_methods_in_astrophysics:_PIC_simulations_of_relativistic_jets |
| Authors |
Kenichi_Nishikawa,_Ioana_Dutan,_Christoph_K\"_ohn,_Yosuke_Mizuno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02105 |
粒子内（PIC）法は、1950年代にオスカーブネマン、チャールズバードサル、ロジャーW.ホックニー、およびジョンドーソンによって開発され、計算能力の進歩に伴い、天体物理学などのいくつかの分野でさらに開発されました。、磁気圏および太陽プラズマ、そして最近では大気およびレーザー物理学にも使用されています。現在、15を超える半公開PICコードが利用可能です。そのアプリケーションは、世界中の高性能コンピューティング施設で利用可能なコンピューティングパワーの増大に伴って大幅に成長しています。これらのシステムは、磁気リコネクション、パルサー、ブラックホールなどの天体プラズマのさまざまなトピックの研究を可能にします。
10年間のANTARESデータで高エネルギー拡散ニュートリノフラックスへのガンマ線バーストの寄与を制限
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Constraining_the_contribution_of_Gamma-Ray_Bursts_to_the_high-energy_diffuse_neutrino_flux_with_10_years_of_ANTARES_data |
| Authors |
ANTARES_Collaboration:_A._Albert,_M._Andr\'e,_M._Anghinolfi,_G._Anton,_M._Ardid,_J.-J._Aubert,_J._Aublin,_B._Baret,_S._Basa,_B._Belhorma,_V._Bertin,_S._Biagi,_M._Bissinger,_J._Boumaaza,_M._Bouta,_M.C._Bouwhuis,_H._Br\^anza\c{s},_R._Bruijn,_J._Brunner,_J._Busto,_A._Capone,_L._Caramete,_J._Carr,_S._Celli,_M._Chabab,_T._N._Chau,_R._Cherkaoui_El_Moursli,_T._Chiarusi,_M._Circella,_A._Coleiro,_M._Colomer-Molla,_R._Coniglione,_P._Coyle,_A._Creusot,_A._F._D\'iaz,_G._de_Wasseige,_A._Deschamps,_C._Distefano,_I._Di_Palma,_A._Domi,_C._Donzaud,_D._Dornic,_D._Drouhin,_T._Eber,_N._El_Khayati,_A._Enzenh\"ofer,_A._Ettahiri,_P._Fermani,_G._Ferrara,_F._Filippini,_L._Fusco,_P._Gay,_H._Glotin,_R._Gozzini,_K._Graf,_C._Guidi,_S._Hallmann,_H._van_Haren,_A.J._Heijboer,_Y._Hello,_J.J._Hern\'andez-Rey,_J._H\"o{\ss}l,_et_al._(73_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02127 |
IceCubeによって観測された天体物理学のニュートリノフラックスの起源に取り組むことは、最も重要です。ガンマ線バースト（GRB）は、p$\gamma$相互作用を介してこのようなニュートリノフラックスに寄与するために必要なエネルギーを達成できる数少ない天体物理学的ソースの1つです。この作業では、ANTARESデータを使用して、2007年から2017年にかけて784個のGRBと時空的に一致するミュオンニュートリノを検索しました。予想されるニュートリノフラックスは、内部衝撃モデルのフレームワークで、各GRBに対して計算されています。ニュートリノフラックス計算における、大部分の発生源の赤方偏移と放出メカニズムの他の固有パラメーター（例えば、最小変動時間スケール、発生源排出のバルクローレンツ係数）に関する知識の欠如の影響が定量化されました。最小変動タイムスケールは、主にGRBニュートリノフラックスの不確実性に影響を与えるパラメーターであることがわかります。選択されたソースについて、ANTARESデータが分析され、拡張最尤法によりスタッキングサンプルの発見確率が最大化されました。モデルに従って、最適化手順で設定された品質カットを通過したニュートリノイベントはなかったため、予想される拡散ニュートリノフラックスの合計に対する90％の信頼レベルの上限（不確実性あり）が導き出されました。100TeV付近で観測された拡散天体物理ニュートリノフラックスに対するGRBの寄与は、10％未満に制限されています。
星周円盤と相互作用するタイプII超新星の初期の光度曲線
ディスク状の星状物質（CSM）と相互作用するタイプII超新星（SNe）は、いくつかの異常なタイプIISNe、たとえばいわゆる「不可能」なSN、iPTF14hlsの説明として提案されています。CSMディスクと相互作用するそのようなSNeには、いくつかの放射流体力学シミュレーションがあります。ただし、そのようなディスク相互作用モデルには、これまでのところ、SNエジェクタのイオン化プロセスと再結合プロセスの影響が含まれていません。つまり、$\sim10$-$\sim100$日の間のタイプIIPSNeの光球が規制されているという事実水素再結合フロント。極方向から見たCSMディスクと相互作用するタイプIIPSNeの光度曲線を計算し、それらのボロメータ光度曲線に対するディスク密度と開口角度の影響を調べます。この作品は、守谷らの衝撃相互作用モデルを組み込んだものです。（2013）Kasen＆Woosley（2009）のTypeIIPSNモデル内で、SNエジェクタでのイオン化と再結合の影響を考慮。このような相互作用するSNeは、エネルギー源の変化に続いて、異なる測光特性と分光特性を持つ3つのフェーズを示します：爆発後の最初の数十日（フェーズ1）、$\sim10-\sim100$日（フェーズ2）、その翌日（フェーズ3）。計算から、そのような隠されたCSMディスクは過剰なタイプIIPSNeを説明できないと結論付けます。フェーズ1とフェーズ2の光度比には、CSMディスクの開口角度に関する情報があることがわかります。したがって、CSMジオメトリを調査するために、相互作用するSNeの初期の測光および分光観測を推奨します。
NGC 5055の極端な超発光X線源X-1
| Title |
An_extreme_Ultraluminous_X-ray_source_X-1_in_NGC_5055 |
| Authors |
Samaresh_Mondal_(1),_Agata_Rozanska_(1),_Eleonora_Veronica_Lai_(1)_and_Barbara_De_Marco_(1)_((1)_Nicolaus_Copernicus_Astronomical_Center,_Polish_Academy_of_Sciences,_Warsaw,_Poland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02178 |
ねらい超高輝度X線源（ULX）NGC5055X-1のマルチエポックX線データを分析し、最大$2.32\times10^{40}\\rmerg\s^{-1}$の光度で、ソースの物理パラメータを制約するため。メソッド。ChandraとXMM-Newtonの観測のタイミングとスペクトル分析を行いました。放出が降着ブラックホールシステムからであると仮定するスペクトルモデルを使用しました。マルチカラーディスク（MCD）とパワーロー（PL）または熱コンプトン化（NTHCOMP）コンポーネントを組み合わせてデータを適合させ、これらの適合をスリムディスクモデルと比較しました。結果。光源の光度曲線には大きな変動はありません。硬度比（3-10keV/0.3-3keVフラックス）から、光源はスペクトル的に変化しないと推測されます。光子指数は、未吸収の0.3-10keVフラックスと水素カラム密度と密接に、正の相関があることがわかりました。さらに、温度放射率プロファイルは、標準のサブエディントン薄板モデルからの偏差を示しています。ソースは、すべての適合モデルでの光度と内部ディスク温度の逆相関を示しています。結論。私たちの分析では、光源が超発光のソフトな状態であることを支持しています。フォトンインデックスとフラックスの間、およびフォトンインデックスと水素柱密度の間の正の相関は、エディントン比が高いときにソースが降着していることを示し、風の存在を示している可能性があります。すべてのスペクトルモデルの内部ディスク温度との逆光度関係は、放出が光学的に厚い流出によって幾何学的にビーム化されることを示している可能性があります。
SETIで「ビーコン」（私たちを対象とした、私たちの注意を引くことを目的とした送信）を検索する場合、他の種にとって普遍的に明らかな周波数を考慮して、検索する適切な周波数を推測する必要があります。これはゲーム理論でよく知られている概念であり、非通信型協調ゲームのこのような解決策（相互検索など）は「シェルリングポイント」と呼ばれます。したがって、彼の名を冠したユニットを開発するとき、プランクはそれらを「自然な」と呼んだことは注目に値します。なぜなら、それらは「常に、そして地球外および非人間文化にとっても意味のあるものだから」です。ここでは、プランクのエネルギーに微細構造定数の整数倍を掛けて構成された「プランク周波数コム」を使用して、SETIのシェリングポイントのコンテキストでプランクの提案を適用します。このコームには、レーザーおよび無線SETIが通常動作する電磁スペクトルの領域に少数の周波数が含まれています。検索は、電磁スペクトル全体で、櫛の個々の歯、または一度に多数の歯で進行する可能性があります。実際、後者の戦略は、一度に多くの周波数で信号を送りたいという送信機の要望によってさらに正当化され、受信機がそれらの1つを正しく推測する可能性を高めます。このくしの構造には多くの恣意的で人間中心的な選択があり、実際、マイナーで任意の変更のみでいくつかの異なる周波数のくしを構築できます。これは、任意の間隔の周波数コムに到達する信号を検索することが有益である可能性があることを示唆しています。ここで提案されている周波数は提案されている他のものよりも議論の余地なく「より良い」だけですが、「魔法の周波数」のリストにPlanckFrequencyCombを追加しても、地球外ビーコンの検索にしか役立ちません。
| Title |
Venus_as_a_Nearby_Exoplanetary_Laboratory |
| Authors |
Stephen_R._Kane,_Giada_Arney,_Paul_Byrne,_David_Crisp,_Shawn_Domagal-Goldman,_Colin_Goldblatt,_David_Grinspoon,_James_W._Head,_Adrian_Lenardic,_Victoria_Meadows,_Cayman_Unterborn,_Michael_J._Way |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01888 |
宇宙生物学コミュニティの主要な目標は、居住可能である可能性のある地球外の環境を特定し、それらの環境での生命の兆候を探すことです。居住可能な環境と検出可能なシグネチャの限界を理解する基本的な側面は、そのような環境が発生する可能性のある場所の研究です。したがって、居住可能性に敵対的な環境の作成、進化、および頻度を研究する必要性は、宇宙生物学の物語の不可欠な部分です。これらの環境の研究は、惑星体の居住可能な状態と居住不可能な状態の分岐点を理解する機会を提供します。そのような惑星の原型は、地球の兄弟惑星である金星です。これは、完全に住むことのできない環境を作り出し、したがって、生物関連の署名を除外する条件を定義するプロセスを探索するユニークな機会を提供します。私たちは、近隣の惑星の継続的な包括的な研究を提唱し、初期大気のモデル、組成豊富度、現在および将来の太陽系外惑星データからの金星アナログ周波数分析を含めます。批判的に、その場でのデータを提供する金星への新しいミッションは、私たちの現在の理解における主要なギャップに対処し、惑星の居住性を特徴づける次のステップを踏むことを可能にするために必要です。
コア崩壊超新星残骸の幼年期
ニュートリノ駆動超新星（SNe）の3D流体力学シミュレーションをPrometheus-HotBコードで提示し、約1年後に相同膨張フェーズに達するまで、衝撃波ブレイクアウトから非対称に拡張する噴出物を進化させます。私たちの計算は、Wongwathanaratらによる2つの赤いスーパージャイアント（RSG）と2つの青いスーパージャイアント（BSG）の前駆体のシミュレーションを続けています。Wongwathanaratらは、爆発の最初の1秒間に流体力学的不安定性によって生成される爆発の非対称性の成長とレイリーによるその後の断片化を調査しました。-テイラー不安定性。私たちは、$^{56}$Niから$^{56}$Feへの放射性崩壊による加熱と、外部に移動する新しい衝撃によって形成されるエジェクタの遅い時間の加速と膨張に注目します。He/Hシェルインターフェイスからのリバースショックにより、イジェクタの中央部分が圧縮されます。鉄が豊富な噴出物の平均速度は100km/sから350km/s（$\sim$8-30\％）の間で増加し、鉄の最速1％が最大$\sim$1000km/sまで加速します（$\sim$20-25\％）。1Dモデルから知られているこの「Ni気泡効果」は、3Dモデルのニッケルの大部分を加速し、最初に高密度のNiが豊富な塊の膨張を引き起こし、圧縮された高密度のスキンで覆われた、密度の低い拡張指を引き起こします。周囲の問題。また、Niクランプサイズのスペクトルを定量的に特徴付けるために、体積および表面充填係数、ならびに球面調和解析を提供します。私たちの4つのモデルのうち3つは、0.3ドルを超えるボリュームフィリングファクターを提供します。これは、観測によってSN1987Aで示唆されていることと一致しています。
最初の磁気白色矮星の発見に関する考察
私は、50年前の1970年に最初の磁気白色矮星の発見に最も深く関わった6人のうちの1人でした。この出来事を振り返ると、奇妙で曲がりくねった道に沿って一連の幸運な偶然があったために、発見がいつ、どのように行われたのかを発見しました。このホワイトペーパーでは、これらの出来事を思い出しながら思い出し、それらの偶然が偶然に私たちを成功に導いた方法について振り返ります。
オーバーシュート対流と基礎となる双極子磁場の間の動的相互作用について-I.非ダイナモ領域
| Title |
On_the_dynamical_interaction_between_overshooting_convection_and_an_underlying_dipole_magnetic_field_--_I._The_non-dynamo_regime |
| Authors |
Lydia_Korre,_Nicholas_H._Brummell,_Pascale_Garaud_and_Celine_Guervilly |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01857 |
多くの星の内部のダイナミクスに動機付けられて、オーバーシュート対流と放射ゾーンに存在する大規模なポロイダル磁場との相互作用を研究します。最初に双極子場をコンパクトに含む基礎となる安定領域を備えた対流ゾーンで構成される球殻で、一連の3Dブシネスク数値計算を実行しました。対流駆動の強さを変えることにより、乱流の少ない領域では、対流が乱流拡散として作用し、分子拡散のみが行うよりも速く場を取り除くことがわかります。しかし、より乱流の領域では、乱流ポンピングがより効率的になり、乱流拡散を部分的に打ち消し、オーバーシュート領域の下のフィールドの局所的な蓄積につながります。これらのシミュレーションは、双極子場が恒星パラメーターでの非常に乱流の対流運動によって、基礎となる安定領域に閉じ込められる可能性があることを示唆しています。閉じ込めは平均的な意味で大規模なフィールドであり、平均フィールドのアイデアによって合理的にモデル化されていることを示します。私たちの調査結果は、太陽の一定の回転と太陽タコクリンの薄さを同時に説明するために太陽放射ゾーンに閉じ込められる大規模なポロイダル磁場を必要とする特定の太陽モデルで特に興味深いものです。
Tタウリ星（GHOsT）のGIARPS高解像度観測。 II。原始惑星系円盤における原子風と分子風の接続
| Title |
GIARPS_High-resolution_Observations_of_T_Tauri_stars_(GHOsT)._II._Connecting_atomic_and_molecular_winds_in_protoplanetary_disks |
| Authors |
M._Gangi,_B._Nisini,_S._Antoniucci,_T._Giannini,_K._Biazzo,_J._M._Alcala',_A._Frasca,_U._Munari,_A._A._Arkharov,_A._Harutyunyan,_C._F._Manara,_E._Rigliaco,_F._Vitali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01977 |
Tタウリ星のGIARPS高解像度観測（GHOsT）プロジェクトのフレームワークでは、トーラス-アウリガ地域の古典的なTタウリ星（CTT）のサンプルにおける原子風と分子風を特徴付けることを目指しています。TelescopioNazionaleGalileoでHARPSおよびGIANOスペクトログラフを使用して観測された36個のCTTのサンプルで、[OI]630nmおよび$\rmH_2$2.12$\rm\mum$の線を分析しました。ラインプロファイルをさまざまなキネマティックガウスコンポーネントに分解し、最も頻繁に検出されるコンポーネントである狭い低速（v$\rm_p<20$$\rmkm$$\rms^{-1}$）コンポーネント（NLVC）。$\rmH_2$ラインが17個のソース（$\sim50\％$検出率）で検出され、[OI]が1つを除くすべてのソースで検出されたことがわかりました。$\rmH_2$および[OI]放出のNLVコンポーネントは運動学的にリンクされており、2つのラインのピーク速度と半値全幅の間には強い相関があります。ケプラー式の広がりがあると仮定すると、[OI]NVLCは、0.05から20auのディスク領域から発生し、2から20auの領域の$\rmH_2$から発生することがわかりました。$\rmH_2$と[OI]NVLCのv$\rm_p$と外側のディスクの傾きの間に明確な相関関係は見つかりませんでした。この結果は以前の研究と一致しています。私たちの結果は、円盤風における分子および中性原子の放出は重複する可能性のある領域から発生し、円盤における分子風の生存は中心星からの放射へのガス曝露に強く依存することを示唆しています。私たちの結果は、同じ現象の異なる症状のトレーサーをリンクする際の広帯域高解像度分光法の可能性を示しています。
円形リボンフレア中の準周期性の起源
ファンスパイン磁気トポロジを持つソーラーフレアは、円形のリボンを形成できます。Xuらによる2014年3月5日の太陽フレアのH\alphaライン観測に基づく以前の研究。（2017）は、扇風機の背骨の均一かつ連続的な回転を明らかにした。フレア時間プロファイルの予備分析により、硬X線、H\alpha、およびマイクロ波で同様の特性を持つ準周期的脈動（QPP）が明らかになりました。この研究では、観測された周期性がどのプロセスに関連するかを扱います。QPPは、ファンの中心からのH\alphaエミッション（内部リボンR1）、円形リボン（R2）、リモートソース（R3）、およびR2とR3の間にある細長いリボン（R4）で分析されます。相関、フーリエ、ウェーブレット、および経験的モード分解の方法が使用されます。H\alpha放射のQPPは、マイクロ波およびX線放射のQPPと比較されます。約150秒、125秒、および190秒の周期を持つ多波長QPPが見つかりました。150秒の期間は、H\alpha、硬X線、およびマイクロ波放射で共存しており、フレアカーネルR1およびR2に接続できるようになっています。これらの核は、一次フレアエネルギー放出の場所と空間的に一致します。125秒の周期は、細長いリボンR4のH\alpha放射と、減衰フェーズ中の5.7GHzのマイクロ波放射に見られます。リモートソースR3と細長いリボンR4の両方のH\alpha放射のすべてのフレアフェーズ中の放射には、軟X線と4〜8GHzのマイクロ波で190秒の期間が存在します。ファンで発生するすべり再接続メカニズムを使用して、主要な150秒QPPを接続しました。細長いリボンの125秒の期間は、主要な再接続サイトとリモートフットポイントを接続する外部スパインのねじれ振動によって引き起こされる可能性があることを示唆しました。190秒の期間は、3分の黒点振動に関連しています。
恒星光学スペクトルにおけるTiO同位体の分析
| Title |
Analysis_of_the_TiO_isotopologues_in_stellar_optical_spectra |
| Authors |
Ya._V._Pavlenko_(MAO_NASU),_Sergei_N._Yurchenko_(UCL),_Laura_K._McKemmish_(UNSW),_and_Jonathan_Tennyson_(UCL) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02092 |
この研究は、新しいExoMolTiOrovibronicラインリストを使用して、M-矮星のスペクトルのTiOアイソトポローグの特徴を特定およびモデル化することに基づいています。後期型星の光学スペクトルをモデル化することによってTiOの異なる同位体の電子バンドの計算に関連する問題を調査し、それらのTi同位体存在量を決定して、異なる著者によるラインリストを使用して計算されたTiO同位体スペクトルを比較することを目的としています。理論的な合成スペクトルをTiOの観測された恒星分子バンドに合わせます。2つのM矮星のスペクトルをモデル化します。GJ15A（M1V）とGJ15B（M3V）は、大気中のTi同位体比を決定します。ExoMol{\scToto}ラインリストのTiOのさまざまなアイソトポログの正確性と、多数のスペクトル範囲での正確なTi同位体存在量を決定する可能性を示します。7580--7594の\AA\スペクトル範囲は、FeIの2つの原子線と$^{50}Ti$O、$^{49}Ti$O、$^{48}Ti$の分子バンドヘッドで特に有用であると思われます。O、$^{47}Ti$Oは2つのMドワーフスペクトルではっきりと観測できます。$^{46}Ti$：$^{47}Ti$：$^{48}Ti$：$^{49}Ti$：$^{50}Ti$=7.9の太陽以外のTi同位体比を決定します：5.2：72.8：7.9：6.2（GJ15Aおよび7.4の場合）：4.2：76.6：5.8：6.0（GJ15Bの場合、オーダー$\pm$0.2の精度）。[Ti]=0.040と0.199、精度$\pm$0.10内で、それぞれGJ15AとGJ15Bも測定されました。ExoMol{\scToto}TiOラインリストは次のとおりです。a）ライン位置の細かい詳細とMドワーフスペクトルの強度を、他の利用可能なTiOラインリストよりも適切に記述します。b）Mドワーフスペクトルで観測されたTiOアイソトポログバンドヘッドの位置と強度を正しく再現します。c）は、Mスターの大気中のTi同位体存在量を決定するために使用できます。
太陽ロスビー波に対する緯度微分回転の影響：赤道$ \ beta $平面における臨界層、固有関数、および運動量フラックス
| Title |
Effect_of_latitudinal_differential_rotation_on_solar_Rossby_waves:_Critical_layers,_eigenfunctions,_and_momentum_fluxes_in_the_equatorial_$\beta$_plane |
| Authors |
L._Gizon,_D._Fournier,_M._Albekioni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02185 |
縦波数が3〜15の垂直渦度の逆行波は、古典的な扇形のロスビー波に近い分散関係で太陽で観測されています。観測された渦度固有関数は、緯度で対称であり、赤道でピークを示し、$20^\circ$-$30^\circ$付近でスイッチの符号を示し、より高い緯度で減少します。太陽の緯度差回転を考慮した説明を検索します。赤道面の$\beta$平面で、放物線状帯状せん断流$U=-\overline{U}\\xi^2<0$における線形ロスビー波（位相速度$c<0$）の伝播を調べますここで、$\overline{U}=244$m/sで、$\xi$は緯度の正弦です。非粘性の場合、固有値スペクトルは実数で連続的であり、速度ストリーム関数は$U=c$の臨界緯度で特異です。問題に渦粘性を追加して、波の減衰を考慮します。粘性のある場合、ストリーム関数は、4次の修正Orr-Sommerfeld方程式の解です。固有値は複雑で離散的です。超粒状スケール以上に対応する渦粘性の妥当な値（レイノルズ数$100\leRe\le700$）では、すべてのモードが安定しています。固定縦波数では、最小減衰モードは対称モードであり、実際の周波数は古典的なロスビーモード（Rモードと呼びます）に近いものです。$Re\約300$の場合、減衰と固有関数の実数部は、観測値と定性的に一致します（モデルで振幅がより大きい固有関数の虚数部とは異なります。結論：各縦波数は、太陽微分回転によって低緯度で閉じ込められた緯度対称のRモード粘性モデルでは、Rモードは散逸層から赤道に向かって大きな角運動量を輸送します。
CMFからIMFへ：コア崩壊モデルの失敗
| Title |
From_the_CMF_to_the_IMF:_Failure_of_the_Core-Collapse_Model |
| Authors |
V.-M._Pelkonen_(1),_P._Padoan_(1_and_2),_T._Haugb{\o}lle_(3)_and_{\AA}._Nordlund_(3)_((1)_Institut_de_Ci\`encies_del_Cosmos,_Universitat_de_Barcelona,_(2)_ICREA,_Spain,_(3)_Niels_Bohr_Institute,_University_of_Copenhagen) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02192 |
観測により、星間コア質量関数は、より大きな質量へのオフセットを除いて、IMFに類似していることが示されています。これにより、恒星の質量リザーバー全体が、重力崩壊した恒星コアに含まれるように、コアと星の間に1対1の関係があるという考えが導き出されました。恒星IMFの最近の理論モデル。観測された分子雲に特有の物理的条件下で現実的なIMFを生成する高解像度の星形成シミュレーションで、星の最終的な質量とその前駆体コアの質量を比較することにより、この仮定の有効性をテストします。コア質量関数とIMFは統計的な意味でのみ密接に関連していることがわかります。個々の星については、前駆体コアの質量と最終的な恒星の質量の間に弱い相関があります。特に、高質量星の場合、最終的な恒星質量のごく一部のみが前駆体コアから発生し、低質量星の場合でも、割合は非常に変動しやすく、中央値はわずか約50％です。IMFの起源に関するコア崩壊シナリオと関連モデルは不完全であると結論付けています。
2種類の小規模惑星間フラックスロープにおけるプラズマ特性と組成の比較分析
| Title |
Comparative_Analyses_of_Plasma_Properties_and_Composition_in_Two_Types_of_Small-Scale_Interplanetary_Flux-ropes |
| Authors |
Jin_Huang,_Yu_Liu,_Jihong_Liu,_Yuandeng_Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02256 |
小規模な惑星間磁束ロープ（SIMFR）の起源と、SIMFRと磁気雲（MC）の関係については、まだ議論の余地があります。この研究では、SMIFRの2つの集団、つまり太陽に由来するSIMFR（SIMFR-SUN）と太陽風に由来するSIMFR（SIMFR-SW）が収集されました。私たちは、SIMFR-SUN（SIMFR-SW）を、逆流する超熱電子を含み（含まず）、太陽圏電流シートから（近くに）とどまるSMIFRとして定義しました。力のないフラックスロープモデルでフィッティングした後、1998年2月から2011年8月までにAdvancedCompositionExplorer（ACE）によって観測された52SIMFR-SUNおよび57SIMFR-SWイベントが認定されました。測定をフラックスロープ内の空間的位置に関連付けるアプローチを使用して、プラズマとSIMFRの2つの集団内の組成特性の比較調査を示します。結果は、SIMFRの2つの母集団に明らかな違いがあることを示しています。SIMFR-SWと比較して、SIMFR-SUNはMCに似ており、中心のプロトン密度が低く、Vradが高く、FIP元素の存在量が高く、平均イオン電荷状態と加熱に関連するイオン電荷状態比が高く変動します。低コロナで。さらに、SIMFR-SUN内のイオンの電荷状態分布では、太陽側が地球より高く、これは噴火時のフレア加熱が原因である可能性があります。さらに、SIMFR-SUNとMCの両方が、血漿ベータとHe/P傾向の間に反相関を示しています。これらの特性は、SIMFR-SUNとMCが同一の発信元を持っている可能性が非常に高いことを示しています。この研究は、SIMFRの2つの原因、つまり太陽コロナと太陽風を支持しています。
波動光学におけるバイナリシステムの重力レンズ効果
バイナリシステムの重力レンズ効果における波動光学効果の最初の詳細な計算を示します。フィールドは概念的に豊富であり、古典的な重力レンズで生成された苛性の特異点と量子（波）干渉効果を組み合わせています。新しい技術により、以前の計算の障壁を克服することができました。電波天文学の最近の進展は、まだ未来的であるが、有望に思われる観測の機会を示しています。
曲率と物質の結合を伴う重力の計量理論を使用したMONDの相対論的拡張と、暗い成分のない宇宙の加速された膨張へのそれらの応用
| Title |
Relativistic_extensions_of_MOND_using_metric_theories_of_gravity_with_curvature-matter_couplings_and_their_applications_to_the_accelerated_expansion_of_the_Universe_without_dark_components |
| Authors |
E._Barrientos,_T._Bernal_and_S._Mendoza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01800 |
タリフィッシャースケーリングがさまざまな天体物理学オブジェクトに有効である、修正ニュートンダイナミクス（MOND）の最も単純なバージョンの相対論的一般化を構築するために、曲率と物質のカップリングで重力の計量理論を使用する利点について説明します。これらの提案が、質量のある粒子および質量のない粒子（光子）の軌道の最も弱い摂動次数で有効であることを示します。これらの構成は、曲率と物質のカップリングを使用して、重力のローカルメトリック理論と非ローカルメトリック理論に分けることができます。ダストのFLRW宇宙で最も単純な2つの局所構造を使用して、現在の加速された宇宙のタイプIa超新星観測を説明するために、暗黒物質と暗黒エネルギー成分をフリードマン方程式に導入する必要がないことを示します。時代。
変分重力場を伴う2つの固定中心問題の周期軌道
| Title |
Periodic_orbits_of_the_two_fixed_centers_problem_with_a_variational_gravitational_field |
| Authors |
Fabao_Gao,_Jaume_Llibre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02061 |
ケプラー問題から分岐する2つの固定中心問題の周期軌道の存在を証明します。システムの質量パラメータが十分に小さい場合、これらの周期軌道の解析式を提供します。
バイナリブラックホール分光法：GW190814とGW190412のトゥピーテスト
| Title |
Binary_black_hole_spectroscopy:_a_toupee_test_of_GW190814_and_GW190412 |
| Authors |
Collin_D._Capano_and_Alexander_H._Nitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02248 |
重力波は、極端な条件下で一般相対性理論（GR）をプローブするためのウィンドウを提供します。GW190412およびGW190814の最近の観測は、主要な$\ell=m=2$モードを超える重力波の高調波の観測を可能にする独自の高質量比の合併です。これらのイベントを使用して、サブドミナント高調波から測定されたソースパラメーターをドミナントモードのパラメーターから逸脱させることにより、GRを超えた物理を検索します。すべての結果はGRと一致しています。サブの質量とスピンの両方を許可する場合、$\ell=m=3$モードで測定されたチャープ質量をドミナントモードの$0_{-4}^{+6}\％$内に制限します-逸脱する支配的なモード。質量パラメータのみの逸脱を許可する場合、$\ell=m=3$モードのチャープ質量をGRからの期待値の$\pm1\％$内に制限します。
