クエーサー近接ゾーンサイズの分布と進化
この論文では、コンピューターによる宇宙再イオン化（CROC）シミュレーションの後処理によって得られた合成クエーサー吸収スペクトルでクエーサー近接ゾーンのサイズを調べます。CROCシミュレーションは比較的大きなボックスサイズと高い空間分解能の両方を備えているため、クエーサー吸収スペクトルのモデリングに重要なライマンリミットシステムを解決できます。再イオン化の前に、ほとんどのクエーサー近接ゾーンサイズは$\sim10$Myrで着実に増加しているのに対し、再イオン化後は急速に増加しますが、$\sim0.1$Myrでのみ増加します。また、ターンオン赤方偏移が減少し、$R_{\rmobs}$のゆっくりとした増加も見られます。さらに、古いクエーサーの$\sim1-2\％$（$30$Myrold）は非常に小さな近接ゾーンサイズ（$<1$適切なMpc）を表示しますが、その大部分は視線に沿った減衰されたLy$\alpha$吸収体（DLA）またはLyman制限システム（LLS）。これらのDLAおよびLLSは金属で汚染されているため、若いクエーサーの通常の近接ゾーンと区別することができます。
ギャラクシーハロー接続のモデルへの拡張
銀河とハローの接続に広く使用されている2つの経験的モデル、サブハロー存在量マッチング（SHAM）とハロー占有分布（HOD）を探索し、それらの予測を、流体力学シミュレーションIllustrisTNG（TNG）と比較して、銀河の分布を定量化する一連の統計を作成します。$n_{\rmgal}\約1.3\times10^{-3}\、[{\rmMpc}/h]^{-3}$にあります。最も単純な実装では、どちらのモデルもTNGで測定された2点クラスタリングを再現できないことがわかります。どちらのモデルも適切に1ハロクラスタリング。総サンプルをサブ母集団に分割すると、SHAMは、高質量、青色、星形成、および後期形成銀河のクラスタリングを予測しすぎ、低質量、赤、静止、および初期形成銀河のクラスタリングを予測しすぎます。また、さまざまなバリオン効果を調べて、暗黒物質のみのシミュレーションのサブハローには、完全物理の対応物よりもSHAMプロキシプロパティの値が一貫して高いことを発見しました。次に、二次パラメーター（環境、速度異方性、$\sigma^2R_{\rmhalfmass}$、および総ポテンシャル）で増強され、2点クラスタリングに一致するように調整されたHODモデルの2次元実装を検討します。大規模なIllustrisTNG銀河の。私たちはこれらの銀河集団を、銀河-銀河レンズ、ボイド-銀河相互相関、平滑化密度場のキュムラントなどの代替統計ツールを採用して分析し、流体力学的銀河分布が$\sigma^2R_{\rmhalfmass}$環境と速度の異方性サンプルは、調査されたすべての統計プローブ全体の物理と一致していますが、二次パラメータとしての総ポテンシャル。
21センチメートルの観測による宇宙の夜明けの離散銀河のマッピング
| Title |
Mapping_discrete_galaxies_at_cosmic_dawn_with_21-centimeter_observations |
| Authors |
Itamar_Reis,_Rennan_Barkana,_and_Anastasia_Fialkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04914 |
宇宙の夜明けに、銀河間水素からの21センチメートルの信号は、いくつかの最も初期の星からのLyman-$\alpha$光子によって駆動され、その時の銀河の分布を反映する空間パターンを生成しました。前景が大きいため、赤方偏移20付近では、21cmの変動を統計的に検出することは観測的にのみ可能であり、初期の銀河の限られた間接的なプローブが生成されると考えられています。ここでは、宇宙の夜明けにある21cmの画像が、個々の銀河を取り囲む大きな（数十の動くメガパーセク）、高コントラストの泡によって実際に支配されるべきであることを示します。この時代に予想される小さな銀河の形成と21cmの影響を現実的に捉えた、大幅にアップグレードされた半数値シミュレーションコードを使用して、これを実証します。初期銀河の希少性に関連する少数の統計と、Lyman-$\alpha$ラインの青い翼での光子の多重散乱との組み合わせにより、大きな泡が作成され、21cmのパワースペクトルが2倍に強化されます。--7そして銀河の典型的な明るさを測定する機能をそれに追加します。離散初期銀河のこれらのさまざまなシグネチャは、正方形のキロメーターアレイや再イオン化アレイの水素エポックなどの計画された実験で、初期の星が暗黒物質ハローで形成され、質量が$10^8\程度の場合でも検出できる可能性があります。M_\odot$、天の川ハローより1万分の1小さい。
観測可能なスケールでのBAOのフェーズ
バリオン音響振動（BAO）は、初期の宇宙と後期の膨張の歴史との間に重要な橋渡しをします。BAOは主に標準の定規として使用されてきましたが、BAO機能でのニュートリノ誘発位相シフトの最近の測定で示されているように、組換え時代の物理学もエンコードしています。原則として、これらの測定は、バリオンのデカップリング時に物理学に新しいウィンドウを提供します。ただし、BAO機能の分析的な理解は、特に調査で測定されたフーリエモードの範囲については限られています。その結果、BAOフェーズが宇宙マイクロ波背景（CMB）からすでにわかっていることを超えて、初期宇宙について何を教えているかは不明です。このペーパーでは、観測に関連するスケールでBAOのより完全な（半）分析処理を提供します。特に、密結合レジームやバリオンのデカップリング中に発生する高次効果から生じるBAO機能の周波数と位相の補正を計算します。私たちが見つけた合計位相シフトは、BAOスケール（周波数）の数パーセントのシフトに匹敵するため、現在のデータに関連しています。私たちの結果には、CMBとBAOの測定で使用される数値的に決定されたテンプレートと密接に一致するニュートリノ誘発位相シフトテンプレートの改善された分析計算が含まれます。
木星の移動が金星の大気進化を加速させたのでしょうか？
| Title |
Could_the_Migration_of_Jupiter_have_Accelerated_the_Atmospheric_Evolution_of_Venus? |
| Authors |
Stephen_R._Kane,_Pam_Vervoort,_Jonathan_Horner,_Francisco_J._Pozuelos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04927 |
惑星の居住性と地球の大気進化の研究では、金星と地球の表面状態の相違は依然として活発な研究の領域です。金星の気候史への内的および外的影響には、変動する入射流束と潮汐加熱の両方の結果をもたらす巨大惑星の移動による軌道の変化があります。ここでは、金星の軌道パラメーターに対するジュピターの位置の影響と、その後の潜在的な水分喪失シナリオを調査する研究の結果を示します。私たちの動的シミュレーションは、木星の移動のさまざまなシナリオが金星の軌道の離心率を0.31と高くした可能性があることを示しています。潮汐エネルギー、表面エネルギーフラックス、およびかすかな若い太陽から予想される可変日射フラックスを含む、偏心の増加の影響を定量化します。潮汐循環のタイムスケール計算は、金星の離心率を現在の値に下げるには比較的高い潮汐消散係数が必要であることを示しています。さらに、高軌道離心率が水損失に及ぼす影響を推定し、軌道強制の結果として、水損失率が円軌道の場合と比較して少なくとも$\sim$5\％増加した可能性があると推定します。若い金星のこれらの偏心変動は、金星の大気の進化を加速して、暴走する温室状態への大気の必然的な崩壊に向かっていたと主張します。太陽系外惑星系における巨大惑星の存在は、同様にそれらの系における金星アナログの予想される率を増加させるかもしれません。
フラックス変動が地球のような周惑星の表面温度に及ぼす影響
| Title |
Effects_of_Flux_Variation_on_the_Surface_Temperatures_of_Earth-like_Circumbinary_Planets |
| Authors |
Srisurya_Karthik_Yadavalli_and_Billy_Quarles_and_Gongjie_Li_and_Nader_Haghighipour |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04992 |
ケプラー宇宙望遠鏡は、星のペアを周回し、恒星フラックスの2つの発生源を経験する約13の周惑星（CBP）を発見しました。中央の連星と地球のようなCBPアナログとの間の軌道の短期ダイナミクスに関連して、大気の上部のフラックスと表面温度の進化を特徴付けます。地球のようなCBPのフラックスと表面温度の微分進化を、同等のシングルスター（ESS）システムの微分進化と比較して、惑星の潜在的な居住性が変化する程度を明らかにします。太陽のようなプライマリーの場合、動的質量比がG-Kスペクトルバイナリの約0.3のときに、単一の惑星軌道上のフラックス変動が最大になることがわかります。緯度のエネルギーバランスモデルを使用して、流束の再分配（傾斜による）と総流束の変化（バイナリジャイレーションによる）の相互作用により、氷のアルベドフィードバックが地球のようなCBPの居住性に大きな役割を果たすことを示します。私たちは、ハビタブルゾーンCBPの地球のような類似体（4ケプラーと1つの仮想システム）のフラックスと表面温度の微分進化を調べ、これらの類似体は通常、ESSの対応物よりも暖かいことを見つけます。
Microsat-R衛星に対するインドのアンチサテライトテストのデブリクラウド
対衛星テストで生成されたデブリ雲の動きを理解することで、これらのテストの危険性を知ることができます。この研究は、CelesTrakによって観測され、インドの衛星のNORADの2行要素セットで示された57個のフラグメントの軌道状態を示しています。これらの観測されたフラグメントの10個があり、1000.0kmを超える遠地点の標高があり、最大のものは1725.7kmです。また、デブリの数を数値で計算した結果、直径が0.2mより大きいデブリの数は14、直径が0.01mより大きいデブリの数は6587、直径が大きいデブリの数であることがわかりました。0.001m以上は7.22e+5です。破片の2次衝突の結果、スペース内により多くの破片が生成されます。フラグメントの寿命は、初期軌道パラメーターとデブリのサイズに依存します。
オーミック散逸による天王星と海王星の風の深さの制約
太陽系の外惑星における大気風の深さを決定することは、惑星科学の重要なトピックです。帯状流と惑星磁場の相互作用により、天王星と海王星のこれらの深さに対する制約は、誘導された全オーミック散逸を介して提供されます。内部のエネルギーとエントロピーフラックスを介した誘導散逸に上限を設定できます。誘導されたオーミック散逸は、流れに関与する材料の導電率プロファイルに直接リンクされています。abinitioシミュレーションの結果を使用して、惑星条件下でのイオン伝導水素-ヘリウム-水混合物の電気伝導度プロファイルを計算する方法を提示します。この処方は、文献で利用可能ないくつかの氷の巨大な内部構造モデルに適用されます。このモデルでは、すべての重元素が水で表されます。エネルギー（エントロピー）フラックスバジェットによれば、天王星の最大侵入深度は$0.93R_{\mathrm{\scriptscriptstyle{U}}}$（$0.90R_{\mathrm{\scriptscriptstyle{U}}}$）以上であり、$0.95R_{\mathrm{\scriptscriptstyle{N}}}$（$0.92R_{\mathrm{\scriptscriptstyle{N}}}$）を超える海王星浸透深度のこれらの結果は上限であり、重力場への帯状風の寄与に基づく以前の推定と一致しています。予想どおり、外側の領域で水分量が多い内部構造モデルも電気伝導率が高いため、浅い領域でオーミック限界に達します。したがって、私たちの研究では、天王星と海王星に深い風が当たる可能性が、外層に水の存在があると大幅に低下することを示しています。
GALAHサーベイ：銀河考古学を使用してTESSターゲットスターに関する知識を向上させる
| Title |
The_GALAH_Survey:_Using_Galactic_Archaeology_to_Refine_our_Knowledge_of_TESS_Target_Stars |
| Authors |
Jake_T._Clark,_Mathieu_Clerte,_Natalie_R._Hinkel,_Cayman_T._Unterborn,_Robert_A._Wittenmyer,_Jonathan_Horner,_Duncan_J._Wright,_Brad_Carter,_Timothy_D._Morton,_Lorenzo_Spina,_Martin_Asplund,_Sven_Buder,_Joss_Bland-Hawthorn,_Andy_Casey,_Gayandhi_De_Silva,_Valentina_D'Orazi,_Ly_Duong,_Michael_Hayden,_Ken_Freeman,_Janez_Kos,_Geraint_Lewis,_Jane_Lin,_Karin_Lind,_Sarah_Martell,_Sanjib_Sharma,_Jeffrey_Simpson,_Dan_Zucker,_Tomaz_Zwitter,_Christopher_G._Tinney,_Yuan-Sen_Ting,_Thomas_Nordlander_and_Anish_M._Amarsi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05372 |
これまでにない数の太陽系外惑星が通過中の太陽系外惑星観測衛星（TESS）によって発見されています。これらの太陽系外惑星の軌道パラメータ、特にそれらの質量と半径を決定することは、それらのホスト星の測定された物理的特性に大きく依存します。GALAHデータリリース2、TESS入力カタログ、およびGaiaデータリリース2の分光、測光、および天文学データを相互に一致させて、47,285個の星の物理的および化学的特性のキュレーションされた自己矛盾のないカタログを作成します。これらのデータを使用して、5\％以内の精度の等時質量と半径を導き出しました。確認済みの3つのTESS惑星系の12候補のパラメーターを修正しました。これらの結果は、CTOI-20125677が実際に惑星系であるかどうかに疑問を投げかけています。修正された惑星の半径は現在、恒星サイズに匹敵するからです。当社のGALAH-TESSカタログには、最大23の元素が豊富に含まれています。$R_p<4R_\oplus$の惑星の組成と構造の決定を支援するために、C/O、Mg/Si、Fe/SiおよびFe/Mgのモル比を具体的に分析しました。これらの比率から、36％は太陽/地球の値の2シグマ以内に収まることから、これらの星は、私たちの太陽系内にある惑星と同様の地質学的組成を持つ岩石質の惑星をホストしている可能性があります。
ケック時間分解分光測光法による一時的に捕捉されたMinimoon 2020 CD $ _3 $の特性評価
| Title |
Characterization_of_Temporarily-Captured_Minimoon_2020_CD$_3$_by_Keck_Time-resolved_Spectrophotometry |
| Authors |
Bryce_T._Bolin,_Christoffer_Fremling,_Timothy_R._Holt,_Matthew_J._Hankins,_Tom\'as_Ahumada,_Shreya_Anand,_Varun_Bhalerao,_Kevin_B._Burdge,_Chris_M._Copperwheat,_Michael_Coughlin,_Kunal_P._Deshmukh,_Kishalay_De,_Mansi_M._Kasliwal,_Alessandro_Morbidelli,_Josiah_N._Purdum,_Robert_Quimby,_Dennis_Bodewits,_Chan-Kao_Chang,_Wing-Huen_Ip,_Chen-Yen_Hsu,_Russ_R._Laher,_Zhong-Yi_Lin,_Carey_M._Lisse,_Frank_J._Masci,_Chow-Choong_Ngeow,_Hanjie_Tan,_Chengxing_Zhai,_Rick_Burruss,_Richard_Dekany,_Alexandre_Delacroix,_Dmitry_A._Duev,_Matthew_Graham,_David_Hale,_Shrinivas_R._Kulkarni,_Thomas_Kupfer,_Ashish_Mahabal,_Przemyslaw_J._Mr\'oz,_James_D._Neill,_Reed_Riddle,_Hector_Rodriguez,_Roger_M._Smith,_Maayane_T._Soumagnac,_Richard_Walters,_Lin_Yan,_and_Jeffry_Zolkower |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05384 |
Earth-Moonシステムの重力場によって一時的に捕捉されることが知られている2番目の小惑星であるミニムーン2020CD$_3$の時間分解可視分光光度法を提示します。分光光度計は、2020年にEarth-Moonシステムを離れるときに、$B$、$g$、$V$、$R$、$I$、およびRG850フィルターで、波長434nmと912nmの間のKeckI/LRISで撮影されました。3月23日UTC。2020CD$_3$の分光光度法は、V型小惑星のスペクトルと、$g$の色に対応する434nmから761nmの間で〜18$\％$/100nmの赤みがかったいくつかの月面岩石サンプルに最もよく似ています。-$r$=0.62$\pm$0.08、$r$-$i$=0.21$\pm$0.06、および$i$-$z$=-0.54$\pm$0.10に対応する〜900nmの吸収帯。測定した31.9$\pm$0.1の絶対等級とV型小惑星の典型的な0.35のアルベドを組み合わせて、2020CD$_3$の直径を〜0.9$\pm$0.1mに決定し、最初のミニムーンとスペクトル的に研究される最小の小惑星。時系列の測光を使用して、周期的なライトカーブの変動を検出します。ライトカーブの周期が〜573秒、ライトカーブの振幅が〜1magに相当する$<$10$^{-4}$の誤警報確率は、2020CD$_3$を意味します。約2.5の$b/a$軸比を持っています。さらに、2020CD$_3$の観測範囲を、2020年2月15日UTCから2020年3月23日UTCまでの37日間に延長します。2020CD$_3$の改善された軌道解から、その捕捉期間は約2年と推定され、面積対質量比が次のように、放射圧によるその軌道の非重力摂動が測定されます。6.9$\pm$2.4$\times$10$^{-4}$m$^2$/kgは、2.3$\pm$0.8g/cm$^3$の密度を意味し、他のメータースケールの密度と広く互換性があります小惑星と月の岩。2018年10月までさかのぼって、ZTFアーカイブで2020CD$_3$のディスカバリー前の検出を検索しましたが、ポジティブな検出を見つけることができませんでした。
SPIRouによる初期の科学：惑星をホストしている星HD 189733の近赤外放射速度と分光偏光測定
| Title |
Early_science_with_SPIRou:_near-infrared_radial_velocity_and_spectropolarimetry_of_the_planet-hosting_star_HD_189733 |
| Authors |
Claire_Moutou,_Shweta_Dalal,_Jean-Francois_Donati,_Eder_Martioli,_Colin_P._Folsom,_Etienne_Artigau,_Isabelle_Boisse,_Francois_Bouchy,_Andres_Carmona,_Neil_Cook,_Xavier_Delfosse,_Rene_Doyon,_Pascal_Fouque,_Guillaume_Gaisne,_Guillaume_Hebrard,_Melissa_Hobson,_Baptiste_Klein,_Alain_Lecavelier_des_Etangs,_and_Julien_Morin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05411 |
SPIRouは、ハワイ州マウナケアのカナダ-フランス-ハワイ望遠鏡に最近設置された最新の分光偏光計および高精度速度計です。それは近赤外で動作し、同時に高スペクトル分解能で0.98〜2.35{\mu}mドメインをカバーします。SPIRouは、太陽系外惑星の探査と動径速度法による特性評価、および恒星線の偏光測定とその後の磁場研究に最適化されています。通過する高温のJupiterHD189733bのホストは、初期の科学の実行中に観察されました。SPIRouによって惑星の軌道全体と2つのトランジットシーケンスで測定された、惑星をホストする星の最初の近赤外分光偏光観測と星の半径速度を提示します。惑星軌道とロッシター-マクラフリン異常の両方が調査され、モデル化されています。軌道パラメータと傾斜はすべて、光学系にある値と互換性があります。得られた動径速度の精度は、これらの条件下でのK2星のフォトンノイズ推定の約2倍と互換性があります。軌道の周りの追加の散乱（約8m/s）は、活動に起因する散乱が主要な要因であることを示した以前の結果と一致します。偏光信号、ゼーマン広がり、および1083nmHeIや1282nmPa\b{eta}ラインなどの彩層活動トレーサーを分析して、恒星活動を調査しました。FeI線のゼーマン広がりからの平均の符号なし磁束の最初の推定は、290+-58Gの磁束を与え、大規模な縦磁場は数ガウスの典型的な値を示します。これらの観察は、太陽系外惑星の特性評価と磁気および恒星活動の研究のためのSPIRouの可能性を示しています。
13回の地上輸送観測からの地球外惑星LHS 3844bの光透過分光法
| Title |
Optical_Transmission_Spectroscopy_of_the_Terrestrial_Exoplanet_LHS_3844b_from_13_Ground-Based_Transit_Observations |
| Authors |
Hannah_Diamond-Lowe,_David_Charbonneau,_Matej_Malik,_Eliza_M.-R._Kempton,_Yuri_Beletsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05444 |
分光学的にアクセス可能な地球外惑星の大気研究は、これらの世界と太陽系地球惑星間の比較惑星学の基礎を築きます。LHS3844bは、高度に照射された地球外惑星（R=1.303+/-0.022R_Earth）で、中Mの矮星から15パーセク離れています。近赤外線スピッツァー位相曲線に基づく作業により、この惑星の表面圧力が10バール以上の大気は除外されました。マゼランクレイ望遠鏡と620-1020nmをカバーするLDSS3Cマルチオブジェクトスペクトログラフで撮影したLHS3844bの13のトランジット観測を示します。ガウスプロセス回帰を使用して13のデータセットのそれぞれを個別に分析し、白色と分光光度曲線の両方を表示します。結合された白色光の曲線では、10分間のビニング時に65ppmのRMS精度を達成しています。（Rp/Rs）^2の平均白色光曲線値は0.4170+/-0.0046％です。透過スペクトルを構築するために、白色光の曲線を20の分光測光バンドに分割し、各バンドを20nmに広げ、各バンドの（Rp/Rs）^2の平均値を計算します。透過スペクトルを2セットの大気モデルと比較します。表面圧力が0.1バール以上、5.2シグマの信頼度で、透明な太陽の組成の大気（mu=2.34）は好ましくありません。表面圧力が0.1バール以上の透明なH2O蒸気雰囲気（mu=18）は、信頼度が低い（2.9シグマ）のが嫌いです。私たちの観測した透過スペクトルはフラットラインを支持しています。表面圧力が1バール以上の太陽組成の大気の場合、雲頂圧力が0.1バール（5.3シグマ）の雲は除外されますが、それより低い圧力の高高度雲には対処できません。私たちの結果は、LHS3844bに大気がないことをさらに裏付けています。
宇宙銀河系における熱不安定性への宇宙線の影響
| Title |
The_Impact_of_Cosmic_Rays_on_Thermal_Instability_in_the_Circumgalactic_Medium |
| Authors |
Iryna_S._Butsky,_Drummond_B._Fielding,_Christopher_C._Hayward,_Cameron_B._Hummels,_Thomas_R._Quinn,_Jessica_K._Werk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04915 |
冷たい（〜10^4K）ガスの大規模な貯留層は、すべてのタイプの銀河の銀河系周囲の媒体（CGM）のビリアル半径の外と外に存在します。光イオン化モデリングは、冷たいCGMガスの密度が、熱いCGMガスとの熱圧力平衡に基づく理論的予測によって予想される密度よりも大幅に低いことを示唆しています。この研究では、熱不安定性による冷たいガスの形成に対する宇宙線物理学の影響を調査します。理想的な3次元電磁流体シミュレーションを使用して、重力成層媒質内の熱的に不安定なガスの進化を追跡します。宇宙線の圧力によって密度が低下し、熱的不安定性によって形成される冷たいガス雲のサイズが大きくなることがわかります。コールドクラウドのサイズとコールドガスとホットガスの相対密度が宇宙線の圧力にどのように依存するかについて、単純なモデルを開発します。宇宙線圧力は、重力に対抗して冷たいガスをCGM内に長く保つのに役立ち、それによって予測される冷たい質量分率が増加し、予測される冷たいガスの流入率が減少します。ストリーミングまたは拡散によって効率的な宇宙線輸送は、冷たいガスからバックグラウンド媒体に宇宙線圧力を再分配し、非効率的な輸送を伴うシミュレーションと宇宙線なしのシミュレーションによって予測されたものの中間にある冷たいガスの特性をもたらします。宇宙線が銀河の降着率を大幅に低下させ、理論モデルと冷たいCGMガスの特性に対する観測上の制約の間の緊張を解決できることを示します。
銀河系の星間硫黄同位体：放射状の$ ^ {32} $ S $ / $$ ^ {34} $ S勾配？
| Title |
Galactic_interstellar_sulfur_isotopes:_A_radial_$^{32}$S$/$$^{34}$S_gradient? |
| Authors |
H.Z._Yu,_J.S._Zhang,_C._Henkel,_Y.T._Yan,_W._Liu,_X._D._Tang,_N._Langer,_T.C._Luan,_J.L._Chen,_Y.X._Wang,_G.G._Deng,_Y.P._Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04916 |
$^{12}$C$^{32}$S、$^{12}$C$^{34}$S、$^{13}$C$^{32}$S、および$の観測結果を示します^{12}$C$^{33}$SJ=2$-$1ラインは、アリゾナ電波天文台の12m望遠鏡とIRAM\、30-mを使用して、大規模な星形成領域の大きなサンプルに向かっています。炭素の$^{12}$C/$^{13}$C比の新しい測定値を取得し、統合された$^から$^{32}$S$/$$^{34}$S同位体比を決定しましたサンプルの{13}$C$^{32}$S/$^{12}$C$^{34}$Sライン強度比。私たちの分析は、内側の銀河からガラクトセントリック距離12\、kpcまでの$^{32}$S$/$$^{34}$S勾配を示しています。私たちのデータに適合する重み付けされていない最小二乗は$^{32}$S$/$$^{34}$S=（1.56$\pm$0.17）$\rmD_{\rmGC}$+（6.75$\pm$1.22）0.77の相関係数。エラーは1$\sigma$標準偏差を表します。この結果をテストするには、（a）銀河中心領域を除外する、（b）C$^{34}$S不透明度が$>$0.25のすべての光源を除外する、（c）データと以前の調査の古いデータを組み合わせる、および（d）炭素同位体比の異なるセットを使用すると、観測された$^{32}$S$/$$^{34}$S勾配はアーティファクトではないが、サンプルと炭素同位体データの選択に関係なく持続するという結論につながります。ガラクトセントリックな半径の関数として$^{32}$S$/$$^{34}$S値が上昇する勾配は、太陽系の比率が局所的な星間物質の比率よりも大きくなることを意味します。新しい炭素同位体比を使用すると、$^が減少した場合に予想されるように、実際には太陽系よりも約10$\％$低いローカル$^{32}$S$/$$^{34}$S同位体比が得られます時間とともに{32}$S$/$$^{34}$S比率と恒星処理の増加。しかし、より少ない量のデータに基づいて古い炭素同位体比を採用すると、そのような減少は見られません。ガラクトセントリック距離に沿った$^{34}$S$/$$^{33}$S比率の系統的な変動は見つかりませんでした。
巨大な銀河から銀河団までの降水量が制限されたホットハローの制約
| Title |
Constraints_on_precipitation-limited_hot_halos_from_massive_galaxies_to_galaxy_clusters |
| Authors |
Priyanka_Singh,_G._M._Voit,_Biman_B._Nath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04917 |
ハロー質量（$M_{500}\sim10^{12.5}-10^{14.5}M_{\odot}の2桁にわたるフィットから導き出された高温拡散ハローガスの単純な解析モデルに対する制約を提示します$）。モデルは、観測された降水限界の有病率によって動機付けられ、その主な自由パラメーターは、ガス冷却タイムスケールと自由落下タイムスケールの中心比率です（$t_{\rmcool}/t_{\rmff}$）。積み重ねられたX線と熱スンヤエフゼルドビッチ観測を使用して、大規模な銀河、銀河グループ、クラスターの周囲の環境を観察し、最適なモデルパラメーターを取得します。$t_{\rmcool}/t_{\rmff}\sim50-110$が見つかります。これは、ハロービリアル半径を超えるモデルの外挿と、フィッティング分析で使用されるデータセットに存在するバイアスに依存します。モデルは、モデルの予測を体系的に下回る中間の質量ハロー（$M_{500}\sim10^{13.5}M_{\odot}$）を除いて、質量範囲全体を適切に記述します。ただし、$t_{\rmcool}/t_{\rmff}$の最適値は、個々のシステムのX線観測から通常得られる値（$t_{\rmcool}/t_{\rmff}を大幅に超えています\sim10-30$）。X線の選択バイアスや、X線の光度と中心銀河の恒星の質量との潜在的な反相関など、これらの不一致のいくつかの説明を検討します。
流出運動学と星形成率の相関-AGNにおけるガス流出。 VI
| Title |
The_correlation_of_outflow_kinematics_with_star_formation_rate_--_Gas_outflows_in_AGNs._VI |
| Authors |
Jong-Hak_Woo,_Donghoon_Son,_Suvendu_Rakshit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04919 |
遠赤外線検出または星形成率（SFR）推定値を使用してタイプ1および2のAGNの大規模なサンプルを使用して、イオン化ガスの流出と星形成活動の関係を調査します。\OIII\輝線の速度分散と速度シフトによって測定されたイオン化ガス流出の強度は、SFRとの相関関係を明確に示しています。特定の星形成率（sSFR）と\OIII\ガス速度分散の間の関係は、より強い流出を伴うAGNがより高いSFRをもつ銀河によってホストされていることを示しています。メインシーケンスの星形成銀河と比較して、タイプ1とタイプ2の両方のAGNは、非AGN銀河と同様のsSFRを示し、瞬間的なAGNフィードバックがないことを示します。主系列銀河よりも。これらの結果は、遅延AGNフィードバックシナリオと一致しています。ただし、ガスフラクションの減少/増加が、AGNフィードバックなしで相関を引き起こす可能性もあります。
MOSDEF調査：$ z \ sim 2.3 $の星形成銀河の輝線特性の解明
| Title |
The_MOSDEF_Survey:_Untangling_the_Emission-line_Properties_of_$z\sim_2.3$_Star-forming_Galaxies |
| Authors |
Jordan_N._Runco,_Alice_E._Shapley,_Ryan_L._Sanders,_Michael_W._Topping,_Mariska_Kriek,_Naveen_A._Reddy,_Alison_L._Coil,_Bahram_Mobasher,_Brian_Siana,_William_R._Freeman,_Irene_Shivaei,_Mojegan_Azadi,_Sedona_H._Price,_Gene_C._K._Leung,_Tara_Fetherolf,_Laura_de_Groot,_Tom_Zick,_Francesca_M._Fornasini,_Guillermo_Barro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04924 |
完全なMOSFIREディープエボリューションフィールド（MOSDEF）調査で、$z\sim2.3$星形成銀河の残りの光学輝線スペクトルを分析します。[OIII]5008/H$\beta$と[NII]6585/H$\alpha$の高赤方偏移と局所銀河のシーケンス間の既知のオフセットの起源を調査する際に（"[NII]BPT"）図では、$z\sim2.3$MOSDEF銀河の2つの母集団を定義しています。これらには、ローカルのSDSSシーケンスと[低い]母集団に関して[OIII]5008/H$\beta$および/または[NII]6585/H$\alpha$に向かってオフセットされる「高い」母集団が含まれますSDSSシーケンスと重複しています。これらの2つのグループは、[OIII]5008/H$\beta$と[SII]6718,6733/H$\alpha$および[OIII]4960,5008/[OII]3727にも分離されています。3730（O$_{32}$）対（[OIII]4960,5008+[OII]3727,3730）/H$\beta$（R$_{23}$）の図。定性的によりオフセットされた銀河の星形成領域は、固定された星雲の酸素量でのより硬い電離スペクトルによって特徴付けられます。また、分割したサンプルの多くの銀河の特性を調査したところ、「高い」サンプルは、平均してサイズが小さく、質量も小さいが、特定の星形成率と星形成率の表面密度の値があり、比較するとわずかに若いことがわかりました。「低い」人口に。Cloudy+BPASSの光イオン化モデルから、「高」の母集団は恒星の金属性が低い（つまり、より硬い電離スペクトル）が、「低」の母集団に比べてわずかに高い星雲の金属性と高いイオン化パラメーターがあると推定します。「高い」母集団は「低い」母集団よりも$\alpha$強化（つまり、より高い$\alpha$/Fe）ですが、両方のサンプルは、ローカルの星形成銀河と比較して大幅に$\alpha$強化されています。同様の残りの光回線比。これらの違いは、ローカルの励起シーケンスからの「オフセット」だけでなく、すべての高赤方偏移の星形成銀河で説明する必要があります。
ヘスティアプロジェクト：ローカルグループのシミュレーション
| Title |
The_Hestia_project:_simulations_of_the_Local_Group |
| Authors |
Noam_I._Libeskind,_Edoardo_Carlesi,_Rob_J._J._Grand,_Arman_Khalatyan,_Alexander_Knebe,_Ruediger_Pakmor,_Sergey_Pilipenko,_Marcel_S._Pawlowski,_Martin_Sparre,_Elmo_Tempel,_Peng_Wang,_Helene_M._Courtois,_Stefan_Gottloeber,_Yehuda_Hoffman,_Ivan_Minchev,_Christoph_Pfrommer,_Jenny_G._Sorce,_Volker_Springel,_Matthias_Steinmetz,_R._Brent_Tully,_Mark_Vogelsberger,_Gustavo_Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04926 |
Hestiaシミュレーションスイートを提示します。ローカルグループの宇宙論的シミュレーションのセットである、「即時領域の高解像度環境シミュレーション」。近くの銀河の観測された固有の速度によって制約された初期条件は、ローカルコスモグラフィーを正確にシミュレートするために使用されます。ローカルグループに似たHaloペアは、低解像度の制約付き暗黒物質のみのシミュレーションで見つかり、Arepoコードを使用した高解像度の磁気流体力学シミュレーション用に選択されています。バリオン物理学は銀河形成のオーリガモデルに従います。シミュレーションには、正しい宇宙景観に埋め込まれたローカルグループの中点から半径3〜5Mpcの高解像度領域が含まれています。この領域内では、天の川とアンドロメダ状の銀河の形で構成されるシミュレートされたローカルグループがあり、その説明は観測と非常によく一致しています。シミュレートされたローカルグループ銀河は、ハロー質量、質量比、恒星円盤の質量、形態分離、相対速度、回転曲線、バルジ円盤形態、衛星銀河恒星質量関数、衛星半径分布、およびオブジェクトのようなマゼラン雲の存在。これらのシミュレーションは、宇宙のコンテキストでローカルグループを適切にモデル化しているため、環境が重要な役割を果たすと考えられる質問に対するテストの土台を提供します。
COBE / DIRBEで観測された等方性惑星間塵雲と近赤外線銀河外背景光
| Title |
The_isotropic_interplanetary_dust_cloud_and_near-infrared_extragalactic_background_light_observed_with_COBE/DIRBE |
| Authors |
Kei_Sano_(1_and_2),_Shuji_Matsuura_(2),_Kazuma_Yomo_(2_and_3),_Aoi_Takahashi_(4)_((1)_College_of_Science_and_Engineering,_School_of_Mathematics_and_Physics,_Kanazawa_University,_(2)_Department_of_Physics,_School_of_Science_and_Engineering,_Kwansei_Gakuin_University,_(3)_Department_of_Aerospace_Engineering,_Tohoku_University,_(4)_Astrobiology_Center) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04932 |
宇宙背景探査機（COBE）宇宙船に搭載された拡散赤外線背景実験（DIRBE）の赤外線（IR）マップを分析して、等方性惑星間塵（IPD）の観測を報告します。等方性IPDを検索するには、等方性IPDからの黄道帯光（ZL）の強度が$\epsilon$の関数として減少すると予想されるため、太陽の延長角度（$\epsilon$）の観点から新しい分析を実行します。$64^\circ\lesssim\epsilon\lesssim124^\circ$をカバーするDIRBE週平均マップを使用し、従来のZLコンポーネントを差し引いた後の残差強度の$\epsilon$依存性を調べます。残差の$\epsilon$依存性がわかり、等方性IPDの存在を示します。ただし、中赤外域の$\epsilon$依存性は、$\epsilon\gtrsim90^\circ$での等方性IPDモデルの依存性とは異なり、$\epsilon$の関数として残留強度が増加します。観測された$\epsilon$依存性を説明するために、太陽から離れるほど密度が高くなる回転楕円体IPD雲を想定します。$12\、{\rm\mum}$の残留輝度からスペクトルエネルギー分布を仮定して、回転楕円体成分を差し引くことにより、近赤外の銀河外背景光（EBL）の強度を推定します。EBL強度は$45_{-8}^{+11}$、$21_{-4}^{+3}$、および$15\pm3\、{\rmnWm^{-2}sr^{として導出されます-1}}$はそれぞれ$1.25$、$2.2$、$3.5\、{\rm\mum}$です。EBLは、通常の銀河の統合光よりも数倍大きいため、説明されていない銀河系外の光源の存在を示唆しています。
局所宇宙における光学および赤外線選択AGNの暗黒物質ハローについて
SDSSMainGalaxySampleのアクティブな銀河核の周りの暗黒物質ハローを調べるために、衛星の全光度L_satの手法を使用します。私たちの結果は、ハローの中心銀河である銀河とAGNに焦点を当てています。私たちの2つのAGNサンプルは、光輝線診断とWISE赤外線カラーから構成されています。光学的に選択されたAGNとWISEで選択されたAGNの両方のL_sat値は、恒星の質量と平均恒星の年齢を制御する場合、非アクティブな銀河のサンプルの2倍です。これは、ハローが2倍の大きさであることを意味しますが、L_satの増加は、同じ質量の若いハローに存在するこれらのAGNによるものであることを排除できません。ホスト銀河の恒星の質量のみを制御する場合、WISEで選択されたAGNは、2レベルの係数で光学AGNよりも高いL_sat値もあり、隠されたAGNと隠されていないAGNのクラスタリングを比較する以前の結果と一致します。ただし、ホスト銀河の2つの母集団で恒星の年齢を制御すると、この差の半分が削除され、差の統計的有意性が低下します。順列検定を実行して、各サンプルのハロー集団の違いを定量化します。ただし、星形成特性の違いは、2つのAGN集団の違いを完全に説明するものではありません。AGN明度は平均恒星年齢と相関していますが、WISEと光学サンプル間の恒星年齢の違いは、AGN光度分布の違いによって完全に説明することはできません。
銀河の小さな合併における恒星の運命
銀河のマイナーな合併は、銀河の進化段階でよく見られます。ここでは、合併の残党の恒星バーの最終的な運命に及ぼす小さな合併（質量比1:10）イベントの動的な影響を調査します。それを実現するために、私たちは、銀河の合併シミュレーションの公に利用可能なGalMerライブラリからマイナーな合併モデルのセットを選択します。モデルは、軌道エネルギー、軌道スピンベクトルの方向、衛星銀河の形態（円盤状/回転楕円体）が異なります。最初にホスト銀河に存在する中央の恒星バーが、衛星の各中心部通過後に一時的なバー増幅フェーズを受けることを示します。潮の出会いによるバーの興奮の過去の研究と一致して。ただし、合併が発生すると、中心の星のバーが大幅に弱まり、一部のモデルでは残存するバーのバーが完全に破壊されます。統合残党の中央地域における衛星の星の蓄積は、弱体化/破壊プロセスにおいて重要な役割を果たします。中心質量濃度および特定の角運動量含有量の正味の増加を引き起こします。合併残骸の中央部での衛星からの質量蓄積の効率は、軌道パラメータと衛星の形態に依存することがわかります。その結果、異なるマイナーマージモデルは、異なる程度のバーの弱化/破壊（部分的または完全）イベントを表示します。これは、銀河の小さな合併が円盤銀河のバーの弱体化/破壊のためのもっともらしい道であることを示しています。
赤方偏移が低いセイファート1銀河におけるAGN風の遍在性
| Title |
The_ubiquity_of_AGN_winds_in_Seyfert_1_galaxies_at_low_redshift |
| Authors |
Juan_Pablo_Torres-Papaqui,_Roger_Coziol,_Fernando_J._Romero-Cruz,_Aitor_C._Robleto-Or\'us,_Gabriela_Escobar-V\'asquez,_Abd\'ias_Morales-Vargas,_J._J._Trejo-Alonso,_Marcel_Chow-Mart\'inez,_and_Karla_A._Cutiva-Alvarez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04976 |
z<0.4のWISEで検出された3,896Seyfert〜1（Sy1）銀河の光学スペクトルを分析し、流出の証拠を調べました。Sy1の37％で、流出は[OIII]5007の広いブルーシフトのように見え、AGN風と一致する平均最大速度V_max〜1014km/s$を示します。各Sy1について、ブラックホール（BH）の質量、ボロメータの明度、連続体のエディントン比およびべき乗則指数を推定し、これを星形成率（SFR）およびホストの形態と比較しました。サンプルを2つの分光サブグループに分割しました。Sy1は、広いバルマー線（Sy1B）のみと狭い線と広い線（Sy1N）の両方を持ち、流出として示される線（Sy1BwとSy1Nw）を区別して、次の違いを報告します。1）BH質量は系統的に高く、Sy1N-Sy1NwよりもSy1B-Sy1Bwのべき乗則急勾配、2）V_maxは、Sy1Bwの方がSy1Nwよりも高く、両方のグループでBH質量およびボロメータ光度と相関しています3）エディントン比とSFRは、流出を伴うSy1で高く、4）Sy1の特定の星形成率（sSFR）は、その形態と質量で正常です。急冷状態から遠く離れた緑の谷の初期型渦巻銀河に典型的な。これらの結果から、Sy1sのAGN風はより高い降着率によって引き起こされ、おそらく放射状に発射され、星形成への影響の明確な証拠はないと結論付けます。
| Title |
Machine_Learning_the_Fates_of_Dark_Matter_Subhalos:_A_Fuzzy_Crystal_Ball |
| Authors |
Abigail_Petulante,_Andreas_A._Berlind,_J._Kelly_Holley-Bockelmann,_and_Manodeep_Sinha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05001 |
暗黒物質のみのシミュレーションにおける暗黒物質ハローの進化は、純粋にニュートン重力によって支配され、どのハロー特性がその運命を動かすかを決定するためのクリーンなテストベッドを作成します。機械学習を使用して、生存、質量損失、最終位置、およびマージ時間を予測します宇宙論的N体シミュレーション内のサブハローの比較。ハロー、相互作用、環境の瞬間的な初期特徴が最も重要であることに焦点を当てています。生存率は十分に予測されており、最初の相互作用から3つのモデル入力のみを使用して96.5％の精度を達成していますが、質量損失、最終位置、およびマージ時間は、より確率論的なプロセスであり、真と予測の間にかなりの誤差があります多くのサンプルの数量。赤方偏移、衝突角度、相対速度、およびホストとサブハロの質量は、サブハロの進化を決定するための唯一の関連する初期入力です。一般に、赤方偏移の中間範囲（通常はz=0.67-0.43）でホストに入るサブハローは、最終結果のすべてにわたって予測を行うのが最も困難です。ホストに対してより垂直になるサブハロ軌道も、混乱が予測される場合を除いて、予測が容易です。N体シミュレーション内の個々のサブハローの詳細な進化を予測するのは非常に困難であり、マージプロセスの確率論を指摘します。シミュレーションと観察の両方に対する影響について説明します
NIBLES 2変量明度-アレシボ追跡観察を使用して改訂されたHI質量分布関数
| Title |
The_NIBLES_bivariate_luminosity--HI_mass_distribution_function_revised_using_Arecibo_follow-up_observations |
| Authors |
Zhon_Butcher,_Wim_van_Driel,_Stephen_Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05077 |
修正された光学明度を提示します。新しい、4倍の感度の高いフォローからのデータを含む、Nan\c{c}ay恒星間バリオンレガシー銀河外調査（NIBLES）からのHI線観測に基づいて、HI質量二変量明度関数（BLF）を提示します。アレシボ電波望遠鏡で得られたHIライン観測。フォローアップ観測は、Nan\c{c}ay電波望遠鏡でHIで検出されなかった、またはわずかに検出されたNIBLES銀河の基礎となるHI質量分布を調査するように設計されました。私たちの合計のフォローアップサンプルは234個の銀河で構成され、2600近く（900$<cz<$12,000kms$^{-1}$）のSDSS銀河の親NIBLESサンプルの光度と色の範囲全体に及びます。アレシボのみの分布によってNIBLES未検出分数をスケーリングすることにより、フォローアップデータを2変量分析に組み込みました。低HI質量対光比密度の結果として生じる増加は、ビンに対して約10\％であることがわかります$-1.0\le$log（$\frac{M_{\rmHI}/M_{\odot}}{L_{\rmr}/L_{\odot}}$）$\le-0.5$、これにより、HI質量関数（HIMF）の低い質量勾配が$\alpha=-1.14\pm0.07$になり、わずかに浅くなります最近のブラインドHI調査で得られた$-1.35\pm0.05$の値より。以前の論文から光学的に補正された2変量明度関数に同じ補正を適用すると、結果のHIMFへの影響を最小限に抑えながら、特定の明度の最低HI質量対光比ビンで約0.5から1dexの大きな密度増加が生成されます。質量勾配が低く、ブラインド調査のHIMFと依然として一致しています。これは、HI-mass-to-light比の低い銀河は1次元HIMFにはあまり寄与しないが、それらを含めると2次元分布の密度に大きな影響があることを示しています。
SDSSでの低赤方偏移、大規模中央銀河の恒星質量アセンブリとTNG300シミュレーション
| Title |
The_Stellar_Mass_Assembly_of_Low_Redshift,_Massive,_Central_Galaxies_in_SDSS_and_the_TNG300_simulation |
| Authors |
Thomas_M._Jackson,_A._Pasquali,_C._Pacifici,_C._Engler,_A._Pillepich,_E._K._Grebel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05114 |
銀河の恒星の質量集合は、経年変化と環境変化の両方の影響を受ける可能性があります。この研究では、初めて、SDSSグループカタログ（M$_{\rmStellar}\gtrsim10^{9.5}$M$_{\odot}$、M$_{\rmHalo}\gtrsim10^{12}$M$_{\odot}$）は、恒星とハローの両方の質量の関数として表示されます。恒星の質量の10、50、90％が測光スペクトルエネルギー分布フィッティングから組み立てられた時間の推定値を使用して、単一の恒星の年齢だけよりも完全な調査を可能にします。恒星とハローの両方の質量の傾向を同時に考慮して、両方のすべてのアセンブリ時間の依存関係を見つけます。恒星ハローの質量がより高い恒星の質量をもつ銀河は、銀河の集合に関する以前の研究と同様に、平均して古いルックバック時間を持っていることがわかります。また、（恒星の質量が一定である）より高いハロー質量の銀河は、おそらく星形成のためのガスのより大きな貯留層が原因で、より若いルックバック時間を持っていることがわかります。これの例外は、星とハローの質量比が高いサブサンプルです。これは、巨大なフィールドスパイラルである可能性があります。これらの観測された傾向をTNG300シミュレーションで予測された傾向と比較し、恒星またはハローの質量の関数として全体的に良い一致を見つけます。ただし、中間の恒星の質量（M$_{\rmStellar}\sim10^{11}で顕著に、恒星とハローの質量の両方を同時に検討すると、アセンブリ時間（$\sim3$Gyrまで）にいくつかの違いが現れます$M$_{\odot}$）。これらの不一致は、銀河の消光された割合と、TNG300に実装された運動論モードのAGNフィードバックに関連している可能性があります。
観測およびシミュレートされたAGN宇宙の星形成特性：BAT対EAGLE
| Title |
The_Star-Formation_Properties_of_the_Observed_and_Simulated_AGN_Universe:_BAT_vs_EAGLE |
| Authors |
Thomas_M._Jackson,_D._J._Rosario,_D._M._Alexander,_J._Scholtz,_Stuart_McAlpine,_R._G._Bower |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05115 |
このペーパーでは、{\itSwift}-BAT58か月カタログから取られた、72の低赤方偏移の硬X線選択AGNからのデータを示します。ホスト銀河の特性を推定するために、光学から赤外への測光に適合するスペクトルエネルギー分布を利用します。この観測サンプルを、EAGLE流体力学シミュレーションからのAGNのボリュームとフラックスが一致したサンプルと比較して、シミュレーションで観測されたAGNホスト銀河の特性をどれだけ正確に再現できるかを確認します。EAGLEと以前の観測の間のSFRで既知の+0.2dexオフセットを修正した後、SFRとX線の光度分布に一致が見られます。ただし、EAGLEの恒星の質量は、観測サンプルよりも$0.2-0.4$dex大きいことがわかり、その結果、sSFRが低くなります。これらの結果を高赤方偏移での以前の研究と比較し、観測とシミュレーションの両方で一致を見つけます。これにより、sSFR分布の幅は類似し（$\sim0.4-0.6$dex）、SFR分布の中央値はすべてのサンプルにわたって$\sim0.3-0.5$dexで主シーケンスを形成する星また、EAGLEを使用して赤方偏移が高いおよび低いAGNホスト銀河のサンプルを選択し、$z=8$から$z=0$への特徴的な進化を追跡します。これら2つのサンプル間で同様の動作が見られ、ブラックホールが最も急速に成長する段階を通過すると、星の形成が抑制されます。EAGLEを利用すると、$z\sim0$で選択されたAGNの23\％が高赤方偏移でもAGNであり、それらのホスト銀河はシミュレーションで最も巨大なオブジェクトの1つであることがわかります。全体的に、EAGLEはいくつかの小さな不整合（恒星の質量では$\sim$0.2dexで、sSFRでは$\sim$0.4dex）で観測をうまく再現しています。
$ AKARI $ North Ecliptic Pole WideフィールドのCFHT MegaPrime / MegaCam $ u
$バンドソースカタログ
| Title |
CFHT_MegaPrime/MegaCam_$u$-band_source_catalogue_of_the_$AKARI$_North_Ecliptic_Pole_Wide_field |
| Authors |
T.-C._Huang_(1_and_2),_H._Matsuhara_(1_and_2),_T._Goto_(3),_H._Shim_(4),_S._J._Kim_(3),_M._A._Malkan_(5),_T._Hashimoto_(3_and_6),_H._S._Hwang_(7),_N._Oi_(8),_Y._Toba_(9,_10,_and_11),_D._Lee_(4),_D._J._D._Santos_(3),_and_T._Takagi_(12)_((1)_Graduate_University_for_Advanced_Studies,_SOKENDAI,_(2)_Institute_of_Space_and_Astronautical_Science,_JAXA,_(3)_National_Tsing_Hua_University,_(4)_Kyungpook_National_University,_(5)_UCLA,_(6)_Centre_for_Informatics_and_Computation_in_Astronomy,_NTHU,_(7)_Korea_Astronomy_and_Space_Institute,_(8)_Tokyo_University_of_Science,_(9)_Kyoto_University,_(10)_ASIAA,_(11)_Ehime_University,_(12)_Japan_Space_Forum) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05224 |
$AKARI$赤外線（IR）宇宙望遠鏡は、北黄道極（NEP）フィールドで2つの調査（ディープとワイド）を実施し、赤外線カメラ（IRC）を使用して100,000を超える赤外線源を見つけました。2〜24$\mu$mの波帯を継続的にカバーするIRCの9つのフィルターは、$Spitzer$や$WISE$などの他のIR観測所と比較して、$AKARI$をユニークにします。ただし、$AKARI$NEP-Wideフィールドソースの研究は、紫外（UV）および光学での追跡調査が行われていないため、制限されていました。この作業では、カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡（CFHT）MegaPrime/MegaCam$u$-bandソースカタログ（$AKARI$NEP-Wideフィールド）を紹介します。観測は2015年と2016年に7泊で行われたため、82観測フレームは3.6deg$^2$をカバーしています。データ削減、画像処理、ソース抽出は、\textsc{Elixir}パイプラインと\textsc{AstrOmatic}ソフトウェアを使用して標準的な手順で実行され、最終的に351,635個のソースが抽出されました。総積分時間（4,520秒と13,910秒）の違いにより、データ品質は2つの領域（浅い領域と深い領域）で別々に説明されています。FWHMを見て、5$\sigma$制限等級、および50％の完全性での等級は、それぞれ25.38等級（深い領域で25.79等）、0.82弧秒（0.94弧秒）、25.06等（25.45等）です。uバンドのデータは、$AKARI$宇宙望遠鏡からの貴重な赤外線源の測光赤方偏移とUV推定に対する重要な改善を提供します。
中年および古い星団のStr \ "omgren金属性
Str\"omgren$vby$測光から得られた直接的な星団の金属性は年齢に依存し、今後の使用のために修正する必要があることを示す結果を報告します。この結果は、Strから導出された[Fe/H]値の比較から生じます。\"26の大小のマゼラン雲星団の文献で公開されているそれらの金属性を使用したオムグレン測光。年齢は$\sim$1Gyrからこれらの銀河で知られている最も古い球状星団の年齢までの範囲です。平均星団の金属性を導き出す間、Str\"omgren金属性校正の妥当性レジームに準拠するために、赤い巨大枝候補を徹底的に選択しました。フィールド星、特に星の内側にあるものによる汚染の影響に注意を払いました星団の赤い巨大な枝に沿って分布し、[Fe/H]値が選択された星と同様の範囲をカバーするクラスターの半径。測定されたStr\"omgren金属性は、体系的に公開されたものと、二次的に年齢が変化する関数は、$\sim$0.05dexの全体的な不確実性で相対金属度の値を再現します。最後に、完全に独立したアプローチに基づいて同様の比較を行いました。これは、[Fe/H]値が-2.0から0.0dexまでの古い球状星団の理論的な赤い巨大分岐を標準の分岐として使用することで構成されていました。次に、年齢が1.0〜12.5Gyrの星団の赤い巨大な枝をそれらに重ね合わせ、それらの関連する金属性を補間することによって推定しました。導出された理論的な相対金属量は、星団の観測値から見られたよりも、星団の年齢の関数として同様の傾向に従います。
乱流ISMにおける速度重心異方性とさまざまなMHDモードのシグネチャ
| Title |
Velocity_Centroids_Anisotropy_and_the_Signature_of_different_MHD_Modes_in_the_Turbulent_ISM |
| Authors |
D._Hern\'andez-Padilla,_A._Esquivel,_A._Lazarian,_D._Pogosyan,_D._Kandel,_J._Cho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05393 |
磁場の乱流は、運動の方向が磁場によって制約されるため、異方性です。このような異方性は、分光観測から得られた速度重心で観測できます。電磁流体力学（MHD）シミュレーションを使用して、合成分光観測（位置-位置-速度データ）を生成し、速度重心マップの構造関数の異方性を調べます。シミュレーションの速度をアルフベンモード、低速モード、高速モードに分解し、それぞれが観測された異方性にどのように寄与するかを調べました。見通し線と平均磁場の間の角度が大きい場合、観察された異方性はアルフエンモードによって支配されますが、角度が小さい場合、異方性は媒体の磁化を調べるのに十分な大きさではないことがわかりました、そしてそれはスローモードによって支配されています。私たちの結果は、Kandeletal。（2016,2017）の理論的予測とかなり一致しています。
スピッツァー宇宙望遠鏡で見られる活動的な銀河核
| Title |
Active_Galactic_Nuclei_as_seen_by_the_Spitzer_Space_Telescope |
| Authors |
Mark_Lacy_(1)_and_Anna_Sajina_(2)_((1)_NRAO,_(2)_Tufts_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05424 |
スピッツァー宇宙望遠鏡は、アクティブ銀河核（AGN）の研究に革命をもたらしました。中赤外波長での感度とマッピング速度の組み合わせにより、非常に不明瞭なAGNのかなりの数が明らかになりました。この集団は、より高い放射降着効率を意味し、したがって、ブラックホールのスピンは、光学およびX線の調査で示されるよりも高い可能性があります。Spitzerのユニークな中赤外分光機能は、AGNを取り巻くダストの分布と性質に重要な洞察を与え、AGNとスターバーストコンポーネントの分離、高温ダストからの放出におけるケイ酸塩の特徴の検出、および関連する衝撃を受けたガスの識別を可能にしましたAGNアクティビティを使用します。Spitzerの感度により、X線とラジオで選択されたAGNのサンプルのホスト銀河をほぼ完全に特定できました。ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡を楽しみにしており、スピッツァーの研究から学んだ教訓は、新しく予定されている赤外線設備を備えた観測プログラムに情報を提供します。
Superphotによる2315 Pan-STARRS1超新星の測光分類
| Title |
Photometric_Classfication_of_2315_Pan-STARRS1_Supernovae_with_Superphot |
| Authors |
Griffin_Hosseinzadeh,_Frederick_Dauphin,_V._Ashley_Villar,_Edo_Berger,_David_O._Jones,_Peter_Challis,_Ryan_Chornock,_Maria_R._Drout,_Ryan_J._Foley,_Robert_P._Kirshner,_Ragnhild_Lunnan,_Raffaella_Margutti,_Dan_Milisavljevic,_Yen-Chen_Pan,_Armin_Rest,_Daniel_M._Scolnic,_Eugene_Magnier,_Nigel_Metcalfe,_Richard_Wainscoat,_and_Christopher_Waters |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04912 |
超新星（SNe）の分類と爆発の物理学と前駆細胞の理解への影響は、伝統的に特定のスペクトル特徴の有無に基づいていました。ただし、現在および今後の広域時間領域調査では、新しいイベントごとに単一のスペクトルを取得するだけの能力をはるかに超える一時的な発見率が増加しています。したがって、測光分類に大きく依存する必要があります---SNライトカーブを分光的に定義されたクラスに接続します。ここでは、Villarらの機械学習分類アルゴリズムのオープンソースPython実装であるSuperphotを紹介します。（2019）、それを、分光ホスト銀河の赤方偏移を取得したPan-STARRS1中深度調査からの以前は分類されていなかった2315トランジェントに適用します。私たちの分類子は、最高のクラス（SNeIaと超光輝性SNe）の完全性と純度が80％を超え、82％の全体的な精度を達成します。最悪のパフォーマンスのSNクラス（SNeIbc）では、完全性と純度はそれぞれ37％と21％に低下します。私たちの分類子は、1257の新たに分類されたSNeIa、521SNeII、298SNeIbc、181SNeIIn、および58SLSNeを提供します。これらは、文献で入手可能なSNeの均一に観察される最大のサンプルの1つであり、各クラスの幅広い統計的研究を可能にします。
SuperRAENN：Pan-STARRS1中型ディープサーベイ超新星でトレーニングされた半教師付き超新星測光分類パイプライン
| Title |
SuperRAENN:_A_Semi-supervised_Supernova_Photometric_Classification_Pipeline_Trained_on_Pan-STARRS1_Medium_Deep_Survey_Supernovae |
| Authors |
V._Ashley_Villar,_Griffin_Hosseinzadeh,_Edo_Berger,_Michelle_Ntampaka,_David_O._Jones,_Peter_Challis,_Ryan_Chornock,_Maria_R._Drout,_Ryan_J._Foley,_Robert_P._Kirshner,_Ragnhild_Lunnan,_Raffaella_Margutti,_Dan_Milisavljevic,_Nathan_Sanders,_Yen-Chen_Pan,_Armin_Rest,_Daniel_M._Scolnic,_Eugene_Magnier,_Nigel_Metcalfe,_Richard_Wainscoat,_Christopher_Waters |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04921 |
ルビン天文台によって行われた空間と時間のレガシー調査（LSST）などの広視野時間領域調査の次の時代では、光学測光光度曲線情報に基づく超新星（SNe）の自動分類が不可欠です。測光分類により、拡張された多波長フォローアップの興味深いイベントのリアルタイム識別や、アーカイブの人口調査が可能になります。ここでは、Pan-STARRS1中深度調査（PS1-MDS）からの5,243"SNのような"光曲線（グリズ）の完全なサンプルを示します。PS1-MDSは、ケイデンス、フィルター、深度の点で計画されているLSSTWide-Fast-Deep調査に似ており、コミュニティにとって有用なトレーニングセットです。このデータセットを使用して、新しい半教師付き機械学習アルゴリズムをトレーニングし、ホスト銀河分光赤方偏移を含む2,315の新しいSNのような光曲線を測光的に分類します。私たちのアルゴリズムは、ランダムフォレスト教師付き分類ステップと、反復オートエンコーダニューラルネットワーク（RAENN）を導入する新しい教師なしステップで構成されています。SuperRAENNと呼ばれる最終的なパイプラインは、5つのSNクラス（タイプIa、Ibc、II、IIn、SLSN-I）にわたって87％の精度を持っています。TypeIaSNeとSLSNeの精度が最も高く、TypeIbcSNeの精度が最も低いことがわかります。分光学的および測光的に分類された完全なサンプルは、62.0％タイプIa（1839オブジェクト）、19.8％タイプII（553オブジェクト）、4.8％タイプIIn（136オブジェクト）、11.7％タイプIbc（291オブジェクト）、および1.6％タイプISLSNe（54オブジェクト）。最後に、このアルゴリズムをオンラインLSSTデータストリーム用に変更する方法について説明します。
グローバルGRHDシミュレーションでストリームとストリームの相互作用によって形成および供給される潮汐破壊ディスク
| Title |
Tidal_Disruption_Disks_Formed_and_Fed_by_Stream-Stream_and_Stream-Disk_Interactions_in_Global_GRHD_Simulations |
| Authors |
Zachary_L._Andalman_(1,_2_and_3),_Matthew_T.P._Liska_(4_and_5),_Alexander_Tchekhovskoy_(3),_Eric_R._Coughlin_(6_and_7)_and_Nicholas_Stone_(8,_9,_and_10)_((1)_Yale_University,_(2)_Evanston_Township_High_School,_(3)_Northwestern_University,_(4)_Harvard_University,_(5)_University_of_Amsterdam,_(6)_Princeton_University,_(7)_Syracuse_University,_(8)_The_Hebrew_University,_(9)_University_of_Maryland,_(10)_Columbia_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04922 |
星が超大質量ブラックホール（BH）の近くを通過すると、BHの潮汐力によって星が細い流れに引き裂かれ、潮汐破壊イベント（TDE）が発生します。この作業では、GPUで加速されたコードH-AMRを使用して、一般相対論的流体力学（GRHD）におけるTDEの混乱後の段階を研究します。深部浸透TDE（$\beta=7$）の最初のグリッドベースのシミュレーションを、現実的なシステムパラメーターを使用して実行します。ブラックホールと星の質量比$10^6$、放物線状の恒星軌道、およびゼロ以外のBHスピン。また、BHミッドプレーンに対して恒星軌道が傾いている傾斜TDEに対して、このような最初のシミュレーションを実行します。整列したTDEの場合、軌道エネルギーの散逸によって降着円盤が形成されます。これは、最初は激しい自己交差によって支配され、その後、円盤の$\sim20\％$BHに到達する落下材料。自己交差によりストリームが完全に中断され、約12時間離れた5つの異なる自己交差イベントが発生し、降着率が急増します。傾斜したTDEの場合、極歳差による部分的な自己交差のみが見つかります。それらは軌道面からガスを放出しますが、降着円盤は、整列したケースと同様の材料の付着した部分でまだ形成されます。これらの結果は、現実的な潮汐破壊におけるディスク形成に重要な影響を与えます。たとえば、完全なストリームの中断によって引き起こされた降着率の周期性は、SwiftJ1644+57からのフレアリングイベントを説明する可能性があります。
超新星残骸の最初の3Dモルフォ運動学モデル。 VRO 42.05.01（G 166.0 + 4.3）の場合
| Title |
First_3D_Morpho-Kinematic_model_of_Supernova_Remnants._The_case_of_VRO_42.05.01_(G_166.0+4.3) |
| Authors |
Sophia_Derlopa_(1_and_2),_Panos_Boumis_(1),_Alexandros_Chiotellis_(1),_Wolfgang_Steffen_(3),_Stavros_Akras_(4)_((1)_Institute_for_Astronomy,_Astrophysics,_Space_Applications_and_Remote_Sensing,_National_Observatory_of_Athens,_Greece,_(2)_Department_of_Physics,_National_and_Kapodistrian_University_of_Athens,_Greece,_(3)_Instituto_de_Astronomia,_Universidad_Nacional_Autonoma_de_Mexico,_Ensenada,_Mexico,_(4)_Instituto_de_Matematica,_Estatistica_e_Fisica,_Universidade_Federal_do_Rio_Grande,_Rio_Grande,_Brazil) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04958 |
ケーススタディとして銀河系のSNRVRO42.05.01を使用して、超新星残骸（SNR）の最初の3次元（3D）モルフォ運動学（MK）モデルを提示します。広視野イメージングと高解像度分光データを利用した天体物理学コードSHAPEを使用して、その3D形態と運動学を再構築しました。残骸は、「シェル」、「ウィング」、「ハット」という3つの基本的な特徴的なコンポーネントで構成されていることがわかりました。それらの運動学的挙動に関して、「翼」と「シェル」が同様の膨張速度を持っていることがわかりました（Vexp=$115$$\pm5$km/s）。「帽子」は、残骸の最低膨張速度（Vexp=$90$$\pm20$km/s）を示し、「シェル」の上部は、残りの残骸に対して最高速度を示します（Vexp=$155$$\pm15$km/s）。さらに、星雲全体の傾きは、上空に対して〜$3{\deg}-5{\deg}$であり、体速度Vsys=-$17$$\pm3$km/sです。SNRの起源と進化に関するモデル結果の解釈について説明します。VRO42.05.01には、その先祖星の質量流出によって形成される可能性が最も高い不均一な周囲媒質との相互作用履歴があることを示します。
ニュートリノが支配する降着流：コア崩壊超新星における第2の元素合成工場と銀河における鉄市場の規制
| Title |
Neutrino-dominated_accretion_flows:_second_nucleosynthesis_factory_in_core-collapse_supernovae_and_regulation_of_iron_markets_in_galaxies |
| Authors |
Tong_Liu,_Yan-Qing_Qi,_Zhen-Yi_Cai,_Mou-Yuan_Sun,_Hui-Min_Qu,_and_Cui-Ying_Song |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05087 |
宇宙金属は超新星（SNe）とコンパクトオブジェクトの合併によって生成されると広く考えられています。ここでは、コア崩壊SNe（CCSNe）での流出を伴うニュートリノが支配的な降着流（NDAF）の元素合成について議論し、NDAFからの流出が前駆星の質量は約$25-50$$M_\odot$以内です。結果として、SNeあたりの$^{56}$Niの質量は、前駆星にのみ弱く依存します。また、NDSN流出の元素合成を考慮すると、CCSNeの$^{56}$Fe（$^{56}$Niで減衰）の生成率が$\lesssim50\％$増加する可能性があることもわかりました。私たちの結果は、銀河と活動銀河核の化学進化に大きな影響を与える可能性があります。
新しいスケーリング関係から推論されるGRB 200415Aのマグネター巨大フレアの起源
| Title |
Magnetar_giant_flare_origin_for_GRB_200415A_inferred_from_a_new_scaling_relation |
| Authors |
Hai-Ming_Zhang,_Ruo-Yu_Liu,_Shu-Qing_Zhong_and_Xiang-Yu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05097 |
軟ガンマ線リピーター（SGR）は主に銀河系の母集団であり、強い（$B\simeq10^{15}{\rm\G}$）磁場（マグネター）を持つ中性子星に由来します。ときどき（$30〜40$ごとに1回）、巨大なフレアが巨大な強度で発生し、短いハードスパイクを表示し、その後、中性子星の周期を示す弱い振動相が続きます。マグネターの巨大フレアが近くの銀河で発生した場合、弱い振動位相を検出せずに、宇宙の超硬ガンマ線バースト（GRB）として表示されます。最近、GRB200415Aという名前の短いハードなGRBが検出されました。位置はSculptorGalaxy（NGC253）と一致しており、古典的な短いGRBかマゼンタの巨大フレアかという疑問を投げかけています。ここで、マグネタージャイアントフレアが$1\、{\rmkeV}-10\、{\rmMeV}$のスペクトルピークエネルギーと等方性エネルギーの間のスケーリング関係に従うことを示します。つまり、$E_{\rmp}\proptoE_{\rmiso}^{1/4}$、そして$E_{\rmp}-E_{\rmiso}$平面の古典的な短いGRBの平面とは異なる領域に配置します。相対論的に拡大する火球の光球放出から巨大フレアが発生するというモデルでは、この関係をよく理解できます。GRB200415Aは、他の2つの候補の巨大フレア（GRB051103およびGRB070201）と一緒にこの関係に従い、これらのGRBの巨大フレアの起源を強く支持します。\emph{Fermi}/LATによってGRB200415Aから18〜285ドルで検出されたGeV放出も、巨大フレアシナリオで説明できます。GeV放出の総エネルギーは、GRB200415Aの巨大なフレアファイアボールの$\sim10^{23}{\rmg}$のバリオン負荷を意味します。
LISA線源としての超小型X線バイナリの検出可能性
超コンパクトX線バイナリ（UCXB）は、超短軌道周期（通常1時間未満）と低水素のX線バイナリであり、潜在的なLISAソースであると提案されている水素の少ないドナー星です。この作業では、最初にMESAコードを使用して、LISAが検出するUCXBの前駆細胞のパラメーター空間を調べます。私たちのシミュレーションは、分岐周期よりも小さい初期軌道周期の軌道にある中性子星と$0.4-3.3〜M_{\odot}$コンパニオンスターを含む初期連星がUCXBに進化し、その一部が重力波信号を放出することを示していますLISAで検出可能です。ただし、10kpcの距離でUCXB-LISAソースに進化するバイナリの初期軌道周期は非常に狭い範囲にあります。つまり、これらのLISAソースの形成には、初期パラメーターの非常に微調整が必要です。特徴的な汚れと導出された最大検出可能距離に従って、観測された距離を持つ8つのUCXBのうち4つのソースがLISAによって検出されると予想されます。詳細なバイナリ進化モデルとラピッドバイナリスター進化コードによって与えられるパラメーター空間に基づいて、銀河でLISAソースとして表示されるUCXBの出生率は$（2-2.6）\times10^{\rm-6}と推定されます〜\rmyr^{-1}$。球状星団におけるUCXBの寄与を考慮すると、UCXB-LISAソースの数は$240〜320$に達する可能性があります。形成条件は厳しいですが、それらが完全なマルチメッセンジャー調査を追求する機会を提供するので、LISAによるUCXBの検出可能性は依然として楽観的かつ重要です。
ジェット形状遷移領域の特性から導出された活動銀河核の物理的パラメーター
| Title |
Physical_parameters_of_active_galactic_nuclei_derived_from_properties_of_jet_geometry_transition_region |
| Authors |
E._E._Nokhrina_(MIPT),_Y._Y._Kovalev_(Lebedev,_MIPT,_MPIfR),_A._B._Pushkarev_(CrAO,_Lebedev,_MIPT) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05185 |
観測された放物線から円錐形へのジェット境界遷移を観測しました。これは、活動銀河核でおそらく一般的な効果として発見されたものであり、ブラックホール、ジェット、および周囲媒質パラメーターを推定します。先に、ジェットの内部特性の変化の結果としてのジオメトリの遷移について説明しました。つまり、磁気的に支配的な状態から等分割領域への遷移です。この解釈により、11個の活動銀河核の遷移点で観測されたジェット形状のブレーク位置とジェット幅を使用して、ブラックホールスピン、ブラックホール質量、および周囲圧力振幅を推定できます。私たちの方法を使用して得られたブラックホールスピン値は、スピン進化モデリングからの赤方偏移$z<2$を持つソースの低い推定値と一致しています。ブロードライン領域のサイズとその光度との関係に基づくブラックホールの質量を決定する方法では、ジェットの視野角が大きい光源の質量を過小評価する可能性があることがわかります。ブラックホールの質量を決定するための新しい方法を提案します。取得された質量は$10^8-10^{10}\;M_{\odot}$の間隔にあります。周囲圧力の振幅の値の範囲は、サンプル内の発生源の均一な媒体条件を示しており、FRII発生源の周囲の圧力が一時的に高いことが一時的に示されています。
近くの極度の降着とフィードバックシステムPDS 456：複雑な放射性核を見つける
| Title |
The_nearby_extreme_accretion_and_feedback_system_PDS_456:_finding_a_complex_radio-emitting_nucleus |
| Authors |
Jun_Yang_(1),_Zsolt_Paragi_(2),_Emanuele_Nardini_(3_and_4),_Willem_A._Baan_(5),_Lulu_Fan_(6_and_7),_Prashanth_Mohan_(8),_Eskil_Varenius_(1_and_9),_Tao_An_(8)_((1)_Chalmers_University_of_Technology,_Sweden,_(2)_JIVE,_Netherlands,_(3)_Universita_di_Firenze,_Italy,_(4)_INAF,_Italy,_(5)_ASTRON,_Netherlands,_(6)_University_of_Science_and_Technology_of_China,_(7)_Shandong_University,_China,_(8)_Shanghai_Astronomical_Observatory,_China,_(9)_University_of_Manchester,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05194 |
ブラックホールがエディントン限界に近づくと、天体物理学ジェットは、放射駆動の大口径で穏やかな相対論的風を伴うことがよくあります。強力な風は、衝撃を介して非熱的な電波放射を発生させる可能性があります。近くの重要な降着クエーサーの中で、PDS456は非常に大規模なブラックホール（約10億の太陽質量）を持ち、重要な星形成活動（年間約70の太陽質量）を示し、非常にエネルギッシュなX線風（最大エディントン光度の20％）。この極端な降着とフィードバックシステムの無線活動を調査するために、ヨーロッパのVLBIネットワーク（EVN）と強化された多要素リモートリンク干渉ネットワーク（1.65GHz）でPDS456の非常に長いベースライン干渉（VLBI）観測を行いました（e-MERLIN）。コリメートされたジェットと拡張された非熱的電波放射領域で構成される、めったに見られない複雑な電波放射核を見つけます。拡散放出領域のサイズは約360pcであり、電波輝度は近くの極端なスターバースト銀河Arp220の約3倍です。強力な核無線活動は、特異な形状の遺物ジェット（ほぼ線に沿っている）から発生する可能性があります視界）または、高密度の星形成領域に影響を与える既存の高速風によって自然に形成される拡散衝撃による可能性が高い。
Swift / BATイベントのサンプルで、近くの軸外ガンマ線バーストの無線残骸を検索
| Title |
Search_for_radio_remnants_of_nearby_off-axis_Gamma-Ray_Bursts_in_a_sample_of_Swift/BAT_events |
| Authors |
C._Grandorf,_J._McCarty,_P._Rajkumar,_H._Harbin,_K.H._Lee,_A._Corsi,_I._Bartos,_Z._Marka,_A._Balasubramanian,_S._Marka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05330 |
ガンマ線バースト（GRB）170817AとキロノバAT2017gfoに関連付けられた、重力波（GW）と連星中性子星（NS）の合体GW170817からの光のマルチメッセンジャーの発見は、天体物理学の新しい時代の始まりを示しました。GW170817は、バイナリNS合併が少なくともいくつかの短いGRBの前駆細胞であることを確認しています。軸外れジオメトリに関連する遅延開始を特徴とするGRB170817A無線アフターグローの特有の特性は、標準の短時間スケールの電磁気追跡観測では、いくつかの近くの短いGRBがそのように識別されない場合があることも示しています。この新しい情報に基づいて、近くの（$d_L\lesssim200$Mpc）潜在的なレイトタイムラジオシグネチャを介した軸外GRB候補。以前にカタログ化されていない無線ソースがGRB130626のエラー領域内にあり、$\sim100$Mpcの距離でNS無線フレアと一致する$3-6$GHzの磁束密度を備えています。ただし、GRBに関係のない永続的な無線ソースに関連する原因は、ここで検討した範囲と同じくらいのエラー領域で誤検知が発生する可能性が高いため、除外できません。この放射源の起源をよりよく理解するためには、さらに電波による追跡観測が必要です。
光紫外潮汐破壊イベント
| Title |
Optical-Ultraviolet_Tidal_Disruption_Events |
| Authors |
Sjoert_van_Velzen_(Leiden_University),_Thomas_W.-S._Holoien_(Carnegie_Observatories),_Francesca_Onori_(INAF),_Tiara_Hung_(UC_Santa_Cruz),_and_Iair_Arcavi_(Tel_Aviv_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05461 |
光学的紫外線の潮汐破壊イベント（TDE）の存在は、それらの電磁出力が降着円盤からのX線放出によって支配されると当初予測されていたため、驚くべきものと考えることができます。しかし、過去10年間で、光学的過渡調査の増加により、銀河中心でのみ発生する新しいクラスの光学的過渡現象が特定され、その多くはTDEと見なされています。ここでは、測光と分光の両方のプロパティの共有セットに基づいて識別された、これらのイベントの観測されたプロパティを確認します。ロバストTDEとして分類する34のソースの均一分析を提示します。光学TDE分類基準は、偏りのないサンプルの増加によって通知され、流動的なままです。したがって、新しいイベントが追加されると、TDE分類スキームは拡大することが予想されます。また、光学紫外TDEレートの現在の測定値、および質量関数と光度関数もまとめます。イベントの現在のサンプルに関して、多くの未解決の質問が存在します。答えの検索により、降着物理から銀河の進化まで、さまざまな分野の新しい洞察が明らかになることが期待されます。
分数次アンバーツミ方程式の系の級数解：天文学への応用
| Title |
Series_Solution_of_System_of_Fractional_Order_Ambartsumian_Equations:_Application_in_Astronomy |
| Authors |
Jayvant_Patade |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04904 |
アンバーツミアン方程式は天文学で生じ、天体の表面の明るさの理論で使用されています。この論文では、分数次のアンバーツミ方程式のシステムを紹介し、ピカード反復法を使用してこれらの方程式の級数解を求めます。ソリューションは、すべての現実に収束するべき級数の形で提供されます。このシリーズの収束を証明します。
Zwicky Transient Facility：観測システム
| Title |
The_Zwicky_Transient_Facility:_Observing_System |
| Authors |
Richard_Dekany_(1),_Roger_M._Smith_(1),_Reed_Riddle_(1),_Michael_Feeney_(1),_Michael_Porter_(1),_David_Hale_(1),_Jeffry_Zolkower_(1),_Justin_Belicki_(1),_Stephen_Kaye_(1),_John_Henning_(1),_Richard_Walters_(1),_John_Cromer_(1),_Alex_Delacroix_(1),_Hector_Rodriguez_(1),_Daniel_J._Reiley_(1),_Peter_Mao_(1),_David_Hover_(1),_Patrick_Murphy_(1),_Rick_Burruss_(1),_John_Baker_(1),_Marek_Kowalski_(2),_Klaus_Reif_(3),_Phillip_Mueller_(3),_Eric_Bellm_(4),_Matthew_Graham_(5),_Shrinivas_R._Kulkarni_(5)_((1)_Caltech_Optical_Observatories,_California_Institute_of_Technology,_Pasadena,_CA,_USA,_(2)_Deutsches_Elekronen-Synchrotron,_Zeuthen,_Germany,_(3)_Bonn-Shutter_UG,_Bonn,_Germany,_(4)_Department_of_Astronomy,_University_of_Washington,_Seattle,_WA,_USA,_(5)_Department_of_Astronomy,_California_Institute_of_Technology,_Pasadena,_CA,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04923 |
ZwickyTransientFacility（ZTF）ObservingSystem（OS）は、時間領域での天体物理現象を研究するためのZTFプロジェクトのデータコレクターです。ZTFOSは、南カリフォルニアのパロマー天文台にある48インチ開口のシュミット型設計のサミュエルオシン望遠鏡に基づいています。新しい望遠鏡非球面補正光学系、ドームおよび望遠鏡ドライブ、大判露光シャッター、フラットフィールド照明システム、ロボットバンドパスフィルター交換器、および主要要素：新しい47平方度、600メガピクセルの低温CCDモザイク科学カメラ、およびサポート機器。OSはデジタル化された調査データを収集し、ZTFデータシステム（DS）に配信します。ここでは、ZTFOSの設計、光学的実装、提供される画質、検出器の性能、およびロボット調査の効率について説明します。
望遠鏡以前の星カタログの等級の精度
プトレマイオス（AD137）、スーフィー（964）、ティコブラーエ（1602/27）によるカタログからの歴史的な星の等級は、ジョンソンVマグスケールに変換され、HIPPARCOSカタログの現代の値と比較されます。偏差（または「エラー」）は、3つの異なる観測の影響への依存性についてテストされます。過去と現在のマグニチュードの関係は、ハーンショー（1999）がアルマゲストのデータで以前に示したように、3つのカタログすべてで線形であることがわかります。データセット全体でカラーインデックス（B-V）へのわずかな依存性が示され、as-SufiのデータとBraheのデータも、最高潮の高さが低い（消滅を示す）星の暗い値を示します。3つすべてのカタログで、星の推定等級は、その周囲の明るさの影響を受けています。3つの影響を補正した後、マグニチュードエラー内の残りの分散は、望遠鏡前のマグニチュード推定のおおよその精度と見なすことができます。最終的に変換および修正された等級は、Vizierカタログアクセスツール（Ochsenbein、Bauer、＆Marcout、2000）から入手できます。
POEMMAのコンテキストでSiPM検出器を使用した宇宙ベースの広範な空気シャワーの光学式チェレンコフおよび蛍光測定
| Title |
Space-based_Extensive_Air_Shower_Optical_Cherenkov_and_Fluorescence_Measurements_using_SiPM_Detectors_in_context_of_POEMMA |
| Authors |
John_F._Krizmanic_(for_the_POEMMA_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04984 |
NASAAstrophysicsProbeクラスのミッションとして開発されたProbeofExtremeMulti-MessengerAstrophysics（POEMMA）は、超高エネルギー宇宙線（UHECR）の発生源を特定し、宇宙ニュートリノを観測するように設計されています。POEMMAは、高度525km、傾斜軌道28.5$^\circ$でゆるい編成で飛行する2つの宇宙船で構成されています。各宇宙船は、大きな収集領域と広い視野（FoV）を備えたシュミット望遠鏡をホストしています。大規模なエアシャワー（EAS）からのUV蛍光信号とEASからの光学チェレンコフ信号の両方を観察するために最適化された、新しい焦点面が採用されています。UHECRステレオ蛍光モードでは、POEMMAは、20EeVを超えるUHECRのスペクトル、組成、および全天分布を、UHEニュートリノに対する優れた感度とともに高統計で測定します。POEMMA宇宙船は、目標の機会（ToO）ニュートリノモードにすばやく向きを変え、独自の感度で過渡的な天体物理学のソースを観測するように設計されています。このモードでは、POEMMAは、地球内のタウニュートリノ相互作用から誘発される$\tau$-レプトン崩壊の上方に移動するEASを測定することにより、20PeVを超える宇宙タウニュートリノイベントを検出できます。このホワイトペーパーでは、POEMMAの科学的な目標と機器の設計について、POEMMAでのSiPMの実装に焦点を当て、SiPMによって提供される広い波長感度のコンテキストでのチェレンコフEAS信号の特性について詳しく説明します。SiPMとPOEMMAでの使用が現在計画されているMAPMT間の蛍光応答の比較についても説明し、SiPMがEAS蛍光測定を実行する可能性を評価します。
最初の光が出るまでの1000日：パース・ローウェル望遠鏡施設の建設1968-71
NASAの国際惑星巡視ネットワークのパース天文台にある望遠鏡施設の交渉は1968年1月1日に始まりました。1000日後、望遠鏡は最初の光を見ました。施設は他の観測所との類似点はありません。ドームの内側では、望遠鏡は、ラップアラウンド階段とコンクリート製の脚のある高さ42フィートのコンクリート製の桟橋に設置されています。周囲の森はドームと高さが似ており、そのデザインは直感に反しています。この研究では、パフォーマンスを損なうリスクを負って、標準設計からの脱却があり、意思決定の推進要因を特定する理由を調査しました。展望台の訪問者は、政府の建築家タデウシュアンドレゼジャックが奇抜で連続的に建物の高さを増したことを知りました。代行政府の天文学者、バートランドハリスと共同で設計されましたが、公務員の建築家が科学施設にそのような影響を与える可能性はほとんどありません。振動の改善は、構造に大きな強度と剛性を設計することによって達成されました。シェードフィンや防護壁などの機能を使用して熱膨張と風応力を低減し、地面の熱障害は単に高くすることで対処しました。測定値を見ることは、重要な設計上の考慮事項ではありませんでした。変更の承認が続いているため、施設は現在の床の高さで存在しています。最初のデザインはハリスによるものであり、再デザインの要求は彼から来ましたが、綿密な交渉の中で、未来的な形とプロポーションの構造を望んでいたアンジェジャックがデザインされました。ハリスのデザインは、彼の個人的な英語の背景と、天文学者として働いていた旧パース天文台の影響を受けました。Andrzejaczekのデザインは、彼の誕生都市の展望台、現代のデザイナーとの彼の整合性、および彼の芸術的才能に影響を受けました。
MAYONNAISE：近赤外線での星周円盤と太陽系外惑星イメージングのための形態学的コンポーネント分析パイプライン
| Title |
MAYONNAISE:_a_morphological_components_analysis_pipeline_for_circumstellar_disks_and_exoplanets_imaging_in_the_near_infrared |
| Authors |
Beno\^it_Pairet,_Faustine_Cantalloube,_Laurent_Jacques |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05170 |
近赤外線で星状円盤をイメージングすると、惑星系の形成と進化に関する前例のない情報が得られます。ただし、高コントラストイメージングのための現在の後処理技術は、拡張信号に対する感度が制限されており、その形態は、強い形態学的歪みに悩まされることがよくあります。さらに、2つのコンポーネントが閉じている、または絡み合っているときに、惑星の信号をディスクから解きほぐすことは困難です。さまざまなディスクを検出し、その形状と磁束分布を維持できるパイプラインを提案します。構築により、私たちのアプローチは惑星を円盤から分離します。現在の角度微分画像（ADI）後処理技術によって引き起こされる歪みを分析した後、高コントラスト画像の時系列を構成するさまざまなコンポーネントの直接モデルを確立します。逆問題のフレームワークでは、スターライト残差と、画像に隠されている潜在的な拡張ソースと点ソースを、各信号の複雑度の低い事前分布を使用して共同で推定します。私たちのアプローチのパフォーマンスを検証および推定するために、合成ディスクと惑星を注入したVLT/SPHERE-IRDISデータでテストしました。また、実際のディスクを含む観測にもアプローチを適用しました。私たちの技術は、ホストスターに関して$3\times10^{-6}$を超えるコントラストのADIデータセットからディスクを検出することを可能にします。ディスクの特定の形状は想定されていないため、フェイスオンディスクを含むさまざまなディスクを抽出できます。検出されたディスクの強度分布は正確に保存され、点光源はディスクに近い場合でも区別されます。
宇宙エレベーターの建設は、莫大なコストとリスクを伴う惑星工学の刺激的な偉業となるでしょう。しかし、利益はコストとリスクを上回りますか？正確には、そのような構造を構築する目的は何ですか？たとえば、宇宙用エレベーターが推進剤を使用しない（自由放出）軌道移動を太陽系内およびそれ以降のすべての惑星に毎日提供できるとしたらどうでしょう？私たちの見解では、この利益はコストとリスクを上回る可能性があります。しかし、宇宙エレベーターはそのようなサービスを提供できますか？この原稿では、3層のスペースエレベータ発射システム設計を検討し、そのような設計を利用した宇宙船の軌道力学の詳細な数学的分析を提供します。すべての設計における制限要因は、黄道面への移行の問題であることがわかります。ティア1および2の場合、すべての外惑星への無料リリース転送が可能であり、現在の地球ベースのロケットテクノロジーの能力をはるかに超える速度を実現しますが、惑星の配置によりカバレッジに大きなギャップがあります。ただし、Tier3エレベーターの場合、太陽系内のすべての惑星への高速の無料リリース転送が日常的に可能であることがわかります。最後に、Tier2および3のスペースエレベーターがカウンターウェイトを使用して段階的なスリングショット操作を実行できる可能性があることを示します。これにより、速度の乗数が提供され、外惑星および星間目的地への通過時間が大幅に短縮されます。
ラジオソースの最適な確率的カタログマッチング
| Title |
Optimal_Probabilistic_Catalogue_Matching_for_Radio_Sources |
| Authors |
Dongwei_Fan,_Tam\'as_Budav\'ari,_Ray_P._Norris,_Amitabh_Basu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05276 |
電波測量から他の波長の光源のカタログへのカタログの相互照合は非常に困難です。これは、電波源が拡張されることが多く、空間的に分離された複数のコンポーネントで構成されることが多く、光学/赤外線ホスト銀河と一致する無線コンポーネントがないことが多いためです。従来、相互照合は目視で行われていましたが、これは次世代の無線調査から予想される数百万の無線ソースに対応するものではありません。ホストの銀河の推定位置を使用して試験的な放射源の形態をモデル化する、ベイズ仮説検定を使用した革新的な自動化された手順を提示します。この新しいアルゴリズムは、以前のバージョンとは異なり、より複雑な無線信号源の形態を可能にし、大きなフィールドで同時に近似を実行します。この手法は、教師なしモードでうまく機能することを示しています。
Project Lyra：核熱ロケットを使用して1I / 'Oumuamuaをキャッチする
私たちの太陽系で観測された最初の明確な星間物体は、2017年10月に発見され、その後1I/'Oumuamuaと指定されました。その太陽系外起源に加えて、このオブジェクトの観察と分析は、その場での探査によってのみ説明できるいくつかの異常な特徴を示しています。この目的のために、さまざまな宇宙船迎撃任務が提案されてきました。彼らの推進計画は化学的であり、ジュピターとソーラーオバースマヌーバー（ミッション期間22年）を利用し、地球ベースのレーザーを使用してレーザー帆を推進し（1〜2年）、どちらも2030年に発売されました。ミッション期間は非常に長く、後者の場合、2030年までに必要なレーザーインフラストラクチャが整っていない可能性があります。この研究では、実際のミッションに関する限り具体化されていない核熱推進（NTP）を調べますが、NASARover/NERVAプログラムの研究開発は、実際にはレーザー推進よりもTRLが高くなっています。NASAプログラムから直接派生したエンジン、または提案されたパーティクルベッドNTPシステムなどのより高度なオプションのいずれかを使用して、さまざまな固体原子炉コアオプションが研究されています。NTPは化学ロケットの2倍以上の固有の衝撃があるため、{\Delta}Vの予算を大幅に増やす機会が開かれ、より単純で直接的な時間節約の軌跡を利用できます。たとえば、アップグレードされたNERVA/PeweeクラスのNTPを備えた宇宙船がEarth-Jupiter-1I軌道に沿って移動すると、2031年の打ち上げから14年以内に1I/'Oumuamuaに到達します。1I/'Oumuamuaへのペイロード質量は約2.5になりますメートルトンですが、調査したより高度なNTPオプションのいくつかを使用すると、より大きな質量とより短いミッション期間を達成できます。4つすべての提案されたNTPシステムと5つの異なるトラジェクトリシナリオで検討されます。
ベテルギウスの偉大な調光の空間分解紫外分光法
| Title |
Spatially_Resolved_Ultraviolet_Spectroscopy_of_the_Great_Dimming_of_Betelgeuse |
| Authors |
Andrea_K._Dupree_(1),_Klaus_G._Strassmeier_(2),_Lynn_D._Matthews_(3),_Han_Uitenbroek_(4),_Thomas_Calderwood_(5),_Thomas_Granzer_(2),_Edward_F_Guinan_(6),_Reimar_Leike_(7),_Miguel_Montarg\`es_(8),_Anita_M._S._Richards_(9),_Richard_Wasatonic_(6),_and_Michael_Weber_(2)_((1)_Center_for_Astrophysics |
_Harvard_&_Smithsonian,_Cambridge,_MA,_USA,_(2)_Leibniz-Institut_f\"ur_Astrophysik_(AIP),_Potsdam,_Germany,_(3)_MIT,_Haystack_Observatory,_Westford,_MA,_USA,_(4)_National_Solar_Observatory,_Boulder,_CO,_USA,_(5)_AAVSO,_Cambridge,_MA,_USA,_(6)_Villanova_University,_Villanova,_PA,_USA_(7)_Max-Planck_Institute_for_Astrophysics,_Garching,_Germany_and_Ludwig-Maximilians-Universita\`at,_Munich,_Germany,_(8)_Institute_of_Astronomy,_KU_Leuven,_Leuven,_Belgium,_(9)_Jodrell_Bank_Centre_for_Astrophysics,_University_of_Manchester,_Manchester,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04945 |
明るい超巨星のベテルギウス（アルファオリオニス、HD39801）は、2019年12月と2020年の第1四半期に、2020年2月の歴史的な最低値である2月7ドルから13ドルに達するまで、視覚的な減光を経験しました。2019年9月〜11月の間、光学減光イベントの前に、光球が拡大していました。同時に、ハッブル宇宙望遠鏡/宇宙望遠鏡画像分光器を使用して空間分解された紫外線スペクトルは、星の南半球上の紫外スペクトルと彩層からのMgII線放出の大幅な増加を明らかにしました。さらに、この半球では、スペクトルとCII診断から推定される温度と電子密度も増加しました。これらの変更は、調光イベントの前に行われました。MgIIkラインプロファイルの変化は、2019年9月から2019年11月までのパルスまたは音響衝撃の通過に応答して、材料が外側に移動したことを示唆しています。星からの物質のこの異常な流出は、おそらく対流性の光球要素によって開始されたと思われ、$\sim$400の脈動サイクルのこのフェーズでの外向きの動きとの一致によって強化されたようです。これらの紫外線観測は、光球内の既知の大きな対流セルと、2019年12月に画像化されて南半球でダストクラウドを形成するために冷却された質量放出イベントとの間の接続リンクを提供し、2020年にベテルギウスの例外的な光学調光をもたらしたようです2月。
2つの原始惑星系円盤における低レベルの一酸化炭素線分極：HD 142527およびIM Lup
| Title |
Low_Level_Carbon_Monoxide_Line_Polarization_in_two_Protoplanetary_Disks:_HD_142527_and_IM_Lup |
| Authors |
Ian_W._Stephens,_Manuel_Fernandez-Lopez,_Zhi-Yun_Li,_Leslie_W._Looney,_Richard_Teague |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04952 |
磁場は、星間円板の降着過程で重要な役割を果たすと期待されています。磁場の形態を測定することは困難です。特に、偏光測定（サブ）ミリメートルの連続体観測では、ほとんどのディスクで磁場を追跡できない場合があるためです。Goldreich-Kylafis（GK）効果は、線分極が磁場方向に垂直または平行であることを示唆しています。CO（2-1）、$^{13}$CO（2-1）、およびC$^{18}$O（2-1）の線分極を、HD142527およびIMLupに向かって観察しようとしています。、明るい原始惑星系円盤。空間平均とスペクトル統合を使用して、両方のディスクで信号を検索し、両方のディスクに向かう潜在的なCO（2-1）ストークス$Q$信号を検出します。合計CO（2-1）分極率は、HD142527およびIMLupの場合、それぞれ1.57$\pm$0.18％および1.01$\pm$0.10％です。私たちのモンテカルロシミュレーションは、これらの信号が限界であることを示しています。また、ケプラー回転に基づいてストークスパラメータを積み上げますが、信号は見つかりませんでした。HD142527のほこりでトレースされたディスク全体で、0.5$^{\prime\prime}$（$\sim$80au）解像度での$P_{\text{frac}}$の3$\sigma$上限は通常CO（2-1）と$^{13}$CO（2-1）は3％未満、C$^{18}$O（2-1）は4％未満。IMLupの場合、これらの3行の3$\sigma$の上限は通常、それぞれ3％、4％、12％未満です。スタッキングテクニックに基づく上限は、最大で$\sim$10倍まで低くなりますが、スタッキング領域は、小規模な偏光構造を平均化する可能性があります。また、1.3mmでの連続分極を、以前の研究からの870$\mu$mでの観測と比較します。HD142527の北方ダストトラップの分極は、870$\mu$mと比較して、形態に大きな変化と$P_{\text{frac}}$の増加を示しています。IMLupの場合、1.3mm偏光の方が方位角が大きく、$P_{\text{frac}}$が870$\mu$mの場合よりも高くなります。
広帯域精密光度曲線の分析スポットモデルの情報内容。 II。スポット分布と寿命、グローバルおよびディファレンシャルローテーション
| Title |
The_Information_Content_in_Analytic_Spot_Models_of_Broadband_Precision_Light_Curves._II._Spot_Distributions_and_Lifetimes,_Global_and_Differential_Rotation |
| Authors |
Gibor_Basri_and_Riya_Shah |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04969 |
宇宙ベースの精密測光ミッションの出現により、スタースポットの光度曲線の量と質が大幅に増加しました。このホワイトペーパーでは、1）有用な物理情報を伝達するライトカーブメトリックとメソッドをより適切に決定し、2）物理的なスタースポット分布から結果のライトカーブへの変換の根本的な縮退を理解するために、多数のスタースポットモデルとその結果のライトカーブを示します。その情報を不明瞭にします。（暗い）スポットの数、位置と時間のランダムなスポット分布、成長と減衰のタイムスケール、および回転差を変化させながら、いくつかの傾斜で比較的アクティブな星のモデルを探索します。個々の強度ディップと全体の光度曲線の絶対および差分変動の動作を調べ、複雑なスポットの分布と動作が、通常1回転あたり1つまたは2つのディップのみを示す光度曲線になることを示します。残念ながら、単純化された「1つまたは2つのスポット」または「アクティブな経度」の説明や光度曲線のモデリングは、多くの場合、誤解を招く可能性があります。また、短い「アクティビティサイクル」は、ランダムなプロセスが原因である可能性が高いことも示しています。スポットの寿命と回転差の競合する影響を解明するのは非常に難しいことがわかりますが、ほとんどの状況ではスポットの寿命の方が2つのうちで影響力があります。日付の取得を試みたテクニックの多くは、スポットが多くのローテーションで生きている場合にのみ機能します。これらには、スポットの寿命の自己相関の低下や、グローバル回転と微分回転の両方のピリオドグラムが含まれます。スポットが多くの回転に耐えなければ、微分回転は光の曲線だけから正確に推測することはほぼ不可能です。その年齢以上の太陽と太陽型星は、残念ながら最も難しいタイプのケースです。光度曲線の推定の信頼性を高めるには、さらに作業が必要です。
ゼルドビッチ反応度勾配メカニズムを利用したSN Ia DDT爆発
この作業の目的は、チャンドラセカール質量の白色矮星の精力的な爆発に必要な条件を特定して説明することです。爆燃からデトネーションへの遷移（DDT）が発生すると予想される密度で、炭素/酸素プラズマの核燃焼効果を伴う弱圧縮性乱流モデルを構築して分析します。私たちは、初期に炭素爆燃と一過性炭素爆発の形成を観察します。乱流がますます不均一になるにつれて、ゼルドビッチ反応度勾配メカニズムによって持続的な炭素爆発が開始されます。燃料は、分解乱流渦のサイズに匹敵する波長の圧縮乱流モードの作用によって適切に事前調整されます。このプロセスには音波は含まれません。酸素デトネーションは、反応度勾配または炭素デトネーションの衝突のいずれかによって開始されます。観測された進化のタイムスケールは、上記のプロセスが拡大し、中央で点火された巨大な白色矮星で発生するのに十分短いことがわかっています。DDTの前に生成された不均一な条件は、単一の縮退チャネルからのSNIaの外部排出領域の化学組成に影響を与える可能性があり、提案されたモデルの検証の可能性を提供します。
太陽の円形リボンフレアの加熱と噴火
大気イメージングアセンブリ（AIA）の極端紫外（EUV）画像の微分放射測定（DEM）反転分析によって決定される熱の進化に重点を置いて、円形リボンフレアSOL2014-12-17T04：51を調査しました太陽ダイナミクス天文台（SDO）に搭載された計器。温度と排出量の両方の測定値は、噴火とファン構造の上の熱いハロの形成とともに、フレアよりはるかに早く上昇し始めます。メインフレアフェーズでは、別のリボンのセットが円形のリボンの内側に形成され、ポストフレアアーケードの足元のリボンで期待どおりに拡張します。追加の加熱イベントにより、崩壊フェーズがさらに延長されます。これは、一部の噴火フレアの特徴でもあります。基本的な磁気構成は、多数極性の磁束に囲まれた少数極性パッチに根ざした扇状脊椎トポロジーのようです。ヌルがブレイクアウト電流シートに歪んでいるとき、ヌルポイントでの再接続はインパルス段階のかなり前に開始し、フレアとブレイクアウトの再接続の両方が、この後の局所的な熱進化と噴火活動を説明するために必要であることをお勧めします閉じ込められた磁気構造。ローカルDEMを使用して、ファン表面内のフレア後の温度上昇を発見しました。これは、いわゆるEUV後期段階がフレアループ内の継続的な加熱によるものであることを示しています。
BVRI測光観測、光度曲線解、BF Pavの軌道周期分析
| Title |
BVRI_Photometric_Observations,_Light_Curve_Solutions_and_Orbital_Period_Analysis_of_BF_Pav |
| Authors |
Atila_Poro,_Mark_G._Blackford,_Fatemeh_Davoudi,_PegahSadat_MirshafieKhozani,_Fahri_Alicavus,_Jabar_Rahimi,_Behjat_Zarei_Jalalabadi,_Farzaneh_Ahangarani_Farahani,_Edwin_Budding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05068 |
この研究では、中食の時間を合成することによる新しいエフェメリスとライトカーブの分析、およびWUMaタイプの食連星として分類されるBFPavの以前の観測を紹介します。また、BVRIフィルターを使用して5日間観察した後、Wilson-Devinneyコードを使用して、このバイナリシステムの周期変化を取得します。私たちの結果は、BFPavが測光質量比q=0.94、およびフィルアウト係数f=13％の接触バイナリシステムであることを示しています。また、距離係数式からBFPavd=150+-27pcの距離を計算しました。これは、GaiaDR2のこのバイナリシステムの視差から得られた距離とよく一致しています。O-C分析から、0.3086634.10^-7日/年の割合で継続的な期間の増加が見つかりました。これは、0.266s世紀^-1の期間の増加に対応しています。2つの異なる方法を使用して、このバイナリシステムの各コンポーネントの質量を決定し、結果を以前の研究の結果と比較しました。
| Title |
Formation_pathway_for_lonely_stripped-envelope_supernova_progenitors:_implications_for_Cassiopeia_A |
| Authors |
Ryosuke_Hirai,_Toshiki_Sato,_Philipp_Podsiadlowski,_Alejandro_Vigna-Gomez_and_Ilya_Mandel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05076 |
剥奪されたエンベロープ超新星前駆体を生成するための新しいシナリオを探索します。私たちのシナリオでは、ストリップエンベロープ超新星はバイナリーの2番目の超新星であり、2番目の超新星は、最初の超新星の影響によって赤い超巨大相の間に削除されました。2D流体力学シミュレーションにより、超新星以前の軌道分離が恒星の半径の$\lesssim5$倍である限り、エンベロープの$\sim$50-90$\％$が解放されることがわかります。再結合エネルギーは、特に比較的大きな質量のシステム（$\gtrsim18M_\odot$）の場合、バインド解除に重要な役割を果たします。非結合質量の半分以上が片側シェルとして2番目の超新星サイトから約$\sim$10-100pc離れた場所に分布する必要があると予測しています。カシオペアA、RXJ1713.7-3946、G11.2-0.3などの既知の超新星残骸への可能なアプリケーションについて説明し、有望な合意を見つけます。予測率は、コア崩壊人口の$\sim$0.35-1$\％$です。この新しいシナリオは、カシオペアAのようなコンパニオンの検出が欠けている、ストリップされたエンベロープまたはタイプIIL超新星のサブクラスの主要なチャネルになる可能性があります。
回転周期によるダイナモサイクル変動について
この論文では、回転周期が1〜30の太陽アナログのダイナモモデルについて、ダイナモサイクル周期、全磁気エネルギーの振幅、表面からのポインティングフラックス光度などの磁気サイクルパラメータの計算結果を報告しています。日々。計算は、非線形平均場ダイナモモデルを使用して行われました。運動学的および非運動学的ダイナモモデルのシミュレーションを行います。非線形の$\alpha$効果と磁気浮力による磁束の損失を考慮した運動学的ダイナモモデルは、恒星の回転周期の減少に伴う磁気サイクルの減少を示しています。回転周期が10日未満の星は、磁気活動の非定常的な長期変動を示します。非運動学的ダイナモモデルでは、対流ゾーン内の大規模な流れと熱輸送に対する磁場フィードバックが考慮されます。それらは回転速度によるダイナモ周期の非単調な変動を示しています。15から30日間の範囲の場合、準等量ダイナモ体制の星は、運動学的ダイナモモデルとの類似性を示します。回転周期が15日から10日に減少すると、運動学的ダイナモ波の周波数に比べてダイナモ周波数が2倍になります。回転周期が10日未満のモデルは、非定常進化を示し、回転速度の増加に伴って一次ダイナモ周期がわずかに増加します。非運動モデルは、回転速度の増加に伴うダイナモ生成磁束の成長が、2日以下の周期で回転する星で飽和することを示しています。磁気活動パラメータの飽和は、差動回転の低下を伴います。
Bifrostシミュレーションによるミリメートル波長での衝撃波信号の特性評価
| Title |
Characterisation_of_shock_wave_signatures_at_millimetre_wavelengths_from_Bifrost_simulations |
| Authors |
Henrik_Eklund,_Sven_Wedemeyer,_Ben_Snow,_David_B._Jess,_Shahin_Jafarzadeh,_Samuel_D.T._Grant,_Mats_Carlsson_and_Mikolaj_Szydlarski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05324 |
ミリメートル波長での観測は、太陽彩層の小規模ダイナミクスを研究するための貴重なツールを提供します。伝播する衝撃波の存在下で大気の物理的条件を評価し、それをmm波長放射の観測可能なシグネチャにリンクして、mm波長観測の基礎となる物理学に貴重な洞察を提供します。3D放射磁気流体力学（MHD）コードBifrostからの現実的な数値シミュレーションは、衝撃波の伝播によって引き起こされる大気の変化を解釈するために使用されます。高ケイデンス（1秒）の時系列の輝度温度（T$_\text{b}$）マップは、波長$1.309$mmと$1.204$mmでAdvancedRadiativeTransfer（ART）コードを使用して計算され、反対側を表しますAtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray（ALMA）のスペクトルバンド〜$6$衝撃波伝播の例を示します。輝度温度は、層の高さが$\sim0.7$から$1.4$Mmの間で大きく変動する強い衝撃波の特徴を示しています。結果は、ミリメートルの輝度温度が中央の彩層で上向きに伝播する衝撃波を効率的に追跡することを示しています。さらに、ALMAバンド$6$内の波長間の輝度温度の勾配が、サンプリングされた層での小規模なダイナミクスを理解するための診断ツールとして潜在的に利用できることを示します。
Affleck-DineおよびInflaton質量項を介したバリオジェネシスへの最小限のアプローチ
宇宙のバリオン（$B$）非対称性の生成への最小限のアプローチを提示します。非対称性は、アフレック・ダイン（AD）を使用して$B$に違反する2次インフロンポテンシャル項を介して複雑なインフロン凝縮体で生成されます。機構。$B$に違反する2次の質量項が、複雑なインフレートン凝縮物に振動非対称を後々に作成することを示します。再加熱時に標準モデルセクターに転送される最終的な非対称性は、$B$振動に対する平均化の効果により、観測された$B$非対称性の大きさに自然に減少します。バリオジェネシスへのこのアプローチは、広範囲のインフレモデルで簡単に実現できます。また、インフレーター質量項を介したADバリオジェネシスには、従来のADメカニズムで必要なフィールドダイナミクスの調整が不要であることも示しています。
数値相対論のための運動量輸送モデルの比較
| Title |
A_comparison_of_momentum_transport_models_for_numerical_relativity |
| Authors |
Matthew_D._Duez,_Alexander_Knight,_Francois_Foucart,_Milad_Haddadi,_Jerred_Jesse,_Francois_Hebert,_Lawrence_E._Kidder,_Harald_P._Pfeiffer,_and_Mark_A._Scheel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05019 |
非真空の数値相対論、コンパクトなバイナリの合併、恒星の崩壊の主な問題には、流体磁気の不安定性と乱流が関係しているため、小規模の運動エネルギーには、大規模な平均効果があり、長期的な進化を促します。これらの効果の中で注目すべきは、運動量輸送です。この輸送効果の2つのモデル、相対論的ナビエストークスシステムと乱流平均応力モデルを調査します。これらは、バイナリ中性子星の合併とその余波に対するサブグリッド効果を扱うためにこれまで試みられてきたすべての処方に類似しています。私たちの調査には、安定性の分析と、星および円盤システムの数値実験の両方が含まれます。また、合併後のシミュレーションに対する粒子と熱輸送の影響の調査も開始します。乱流加熱を正しく処理することは、非物理的な不安定性を回避するために重要である可能性があることがわかりました。このように適切に処理すると、回転速度が異なる星の進化とディスクの降着率は、処方の選択に影響を受けなくなります。ただし、ディスクの流出は、同じ実効粘性強度であっても、方法の選択に影響されやすい場合があります。また、降着円盤の進化における渦拡散の影響を検討し、流出の構成に興味深い影響を与えることができることを示します。
XENON1T実験から無菌ニュートリノに新たな光を当てる
XENON1Tコラボレーションは最近、反跳電子からの過剰なイベントを報告し、おそらく粒子物理学の標準モデル（SM）を超えた新しい領域への洞察を与えます。無菌ニュートリノとSM粒子の間の効果的な相互作用を考慮することにより、この過剰を説明しようとします。この論文では、高エネルギーでのSMゲージ対称4フェルミオン演算子から誘導される低エネルギーでの1粒子既約相互作用頂点に基づく効果的なモデルを提示します。有効な相互作用の強さは、SMの精密測定、天体物理学的および宇宙論的観測によって制約されます。キセノン電子からの無菌ニュートリノ暗黒物質の非弾性散乱によるXENON1Tイベントレートを正常に説明できる、無菌ニュートリノとSMニュートリノの間の新しい効果的な電磁相互作用を紹介します。質量が約$90$keVで、特定の効果的な結合を備えた無菌ニュートリノは、DM制約を維持する最良の適合点があり、おそらく他の実験の異常を説明するXENON1Tデータにうまく適合することがわかります。
暗黒物質検出のための調整可能なスピン軌道ギャップ物質の予測
| Title |
Prediction_of_Tunable_Spin-Orbit_Gapped_Materials_for_Dark_Matter_Detection |
| Authors |
Katherine_Inzani,_Alireza_Faghaninia,_Sin\'ead_M._Griffin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05062 |
低質量暗黒物質直接検出の新しいアイデアは、Dirac半導体などの狭いバンドギャップ材料がmeV暗黒物質の吸収またはkeV暗黒物質の散乱に敏感であることを示唆しています。ここでは、スピン軌道半導体（スピン軌道結合によりバンドギャップが生じる材料）を、〜10meVのバンドギャップにより低質量の暗黒物質ターゲットとして提案します。密度汎関数理論（DFT）を使用してスピン軌道半導体であると予測される3つの材料ファミリを提示し、それらの電子的およびトポロジカルな特徴を評価し、低質量暗黒物質ターゲットとしての使用を評価します。特に、方向性検出を可能にする異方性フェルミ速度を備えた調整可能な範囲のmeVスケールのバンドギャップを持つスズプニクチド化合物が特に適していることがわかります。最後に、トポロジーの臨界点に近いものを含む、ギャップの狭い材料のabinitio予測で考慮しなければならないDFTメソッドの落とし穴に対処します。
任意スピンのWIMPに対する核散乱の有効理論
| Title |
The_effective_theory_of_nuclear_scattering_for_a_WIMP_of_arbitrary_spin |
| Authors |
Paolo_Gondolo_(Utah_U.),_Sunghyun_Kang,_Stefano_Scopel_(Sogang_U.)_and_Gaurav_Tomar_(Sogang_U._and_Technical_U._of_Munich) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05120 |
1核子電流の近似における任意のスピン$j_\chi$のWIMPに対してガリレイ不変性によって許容される最も一般的な非相対論的なWIMP核相互作用を特徴付ける体系的なアプローチを紹介します。5つの核子電流は、自由核子ディラック双線形の非相対論的限界から生じます。私たちの手順は、（1）最大$2j_\chi$WIMPスピンベクトルの$2j_\chi+1$既約演算子積のランクに従ってWIMP電流を整理すること、および（2）各WIMP電流を5つの核子電流のそれぞれ。伝達された運動量$q$は、回転不変性によって固定されたパワーに見えます。スピン$j_\chi$のWIMPの場合、1核子電流の近似で弾性WIMP核散乱を駆動するすべての可能な演算子を使い果たす4+20$j_\chi$独立演算子の基礎を見つけます。完全な演算子ベースを、文献ですでに紹介されている演算子と比較することにより、$j_\chi=1$の後者の一部は独立しておらず、一部は欠落していることがわかります。WIMP直接検出実験で使用されるほとんどのターゲットの文献で利用可能な核応答関数の観点から、二乗散乱振幅の明確な式を提供します。
PIPEでの天体物理学的に関連する原子イオンの光イオン化
ハンブルグのDESYが運営するPETRAIIIシンクロトロン放射源のXUVビームラインP04に恒久的に設置されたエンドステーションである光子イオン合体ビームセットアップPIPEで行われた、天体物理学上の関心のある原子イオンの光イオン化に関する最近の研究をレビューします、ドイツ。Fe+、Fe2+、Fe3+イオンの単一および複数のLシェル光イオン化、およびC-、C+、C4+、Ne+、およびSi2+イオンの単一および複数のKシェル光イオン化に関する私たちの結果は、天体物理学の文脈で説明されています。さらに、これらの実験結果は、世界で最も明るいシンクロトロン光源の1つに光子イオンマージドビーム法を実装することで、イオンによる原子内殻光イオン化プロセスの実験的研究が飛躍的に進んだことを証明しています。。
宇宙は悪い状態ですか？
ローカルのリプシッツ条件の欠如のために初期値問題が適切でない場合の一般相対論的宇宙論モデルの振る舞いの異常な結果について説明します。新しいタイプの「ゼロユニバース」は、常にスケールファクターが消失し、その最初の微分が発生します。何もないところからの創造についてこれが提起するいくつかの質問について簡単に説明します。
沼地の予想とスローロール融解の素晴らしさ
スワンプランドの予想を、一般的なスローロール融解の典型モデルとの関連で検討します。$\lambda\equiv|V^{\prime}（\phi_i）/V（\phi_i）|$および$K\equiv\sqrt{1-4V^{\prime\prime}（\phi_i）/3V（\phi_i）}$、ここで$\phi_i$は$\phi$の初期値であり、観測データと洗練されたdeSitter予想の両方と一致するパラメーター空間の領域を見つけ、そのようなすべてのモデルが距離を満たすことを示します推測。これらの結果を達成するために必要な$\lambda$の微調整の度合いを定量化します。
