宇宙論シミュレーションにおけるハロー特性はどのようにバイアスされているか？
宇宙論的N体シミュレーションは、何十年にもわたって理論家の主要なツールでしたが、これらのシミュレーションが直面する数値問題の多くはまだ調査されていません。この論文では、暗黒物質ハローの特性に影響を与えるこれらの大規模な暗黒物質のみのシミュレーションにおける数値的バイアスを測定します。これらのバイアスを軽減するのに役立つシミュレーターとアナリストのためのいくつかのツールを提供するために、多くのシミュレーションスイートを比較します。テストの文献では従来見過ごされてきたハロ特性を含む、幅広いハロ特性に適用できる実用的な「収束限界」との比較を要約します。また、さまざまなシミュレーションで予測されたハロープロパティが、予想外に高い解像度で互いに発散する可能性があることもわかりました。多くのハロープロパティが力の軟化スケールに強く依存し、この依存性がシミュレーション間で測定された発散の多くにつながることを示します。ハロー集団の回転曲線に対するそのような影響の影響を推定するための経験的モデルを提供します。このモデルは、他のハロープロパティのバイアスの将来の経験的モデルのテンプレートとして使用できます。
ハロースピンバイアスの観測プローブとしての運動論的Sunyaev-Zel'dovich効果について
| Title |
On_the_kinetic_Sunyaev-Zel'dovich_effect_as_an_observational_probe_for_halo_spin_bias |
| Authors |
Antonio_D._Montero-Dorta,_M._Celeste_Artale,_L._Raul_Abramo,_Beatriz_Tucci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08607 |
固定ハロー質量でのハロースピンへのハロークラスターの2次依存性であるハロースピンバイアスの将来の観測プローブの基礎として、キネティックSunyaev-Zel'dovich（kSZ）効果の可能性を探ります。IllustrisTNG電磁流体力学宇宙シミュレーションを使用して、ハローの質量範囲$11<\log_{10}（{\rmM_{内の50,000以上のハローのバリオン含有量によって生成されるkSZおよび熱SZ（tSZ）効果の両方を測定しますvir}}/h^{-1}{\rmM_{\odot}}）\lesssim14.5$。まず、両方の影響の大きさがハローの総ガスとビリアルの質量に強く依存し、統合されたkSZ信号が、特に大規模なハローの場合、ハロー内ガスの角運動量と有意な相関を示すことを確認します。第2に、大きなkSZ信号が存在する場合でも、統合されたkSZ信号と、統合されたkSZ信号とtSZ信号の比率の両方が全ハロースピンをトレースすることを示します。最後に、観測と計測の不確実性がない場合、これらのSZ関連の統計を使用して、基礎となるIllustrisTNGハロースピンバイアス信号のほとんどを回復できることを示します。私たちの分析は、ハロースピンバイアスの将来の観測プローブを開発し、二次バイアス効果を測定するための代替ルートを提供する最初の試みを表しています。
スカラー-テンソル理論は、スクリーニングメカニズムが存在する場合、つまり、スカラーと通常の物質の間の許容できないほど大きな結合を抑制するために、第5の力の制約にのみ一致することがよくあります。ここでは、Horndeski理論のどのサブセットがこのようなスクリーニングメカニズムを引き起こさないか、または必要としないかを正確に調査します。これらのサブセットを詳細に調査し、それらの形式を導き出し、重力波の速度、太陽系のテスト、および宇宙の観測値から追加の境界を課すことでどのように制限されるかについて説明します。最後に、準静的限界における標準（線形化）$\Lambda\text{CDM}$宇宙論の予測を正確に回復するスカラーテンソル理論のサブセットを特定します。
| Title |
Nonlinear_Redshift-Space_Distortions_in_the_Harmonic-space_Galaxy_Power_Spectrum |
| Authors |
Henry_S._Grasshorn_Gebhardt,_Donghui_Jeong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08706 |
将来の高分光解像度の銀河調査では、ほぼ全天のフットプリントを持つ銀河が観測されます。したがって、これらの調査の銀河クラスタリングのモデル化には、狭い赤方偏移ビニングによる広角効果を含める必要があります。特に、赤方偏移ビンのサイズが典型的な特異な速度場に匹敵する場合、非線形赤方偏移空間歪み（RSD）効果が重要になります。フーリエ空間RSDモデルの球面調和空間への素朴な投影は、発散式につながります。この論文では、高次RSD項を球面調和空間に射影する一般的な形式を示します。指の神（FoG）を含む非線形RSD効果は、放射状ウィンドウ関数の変更に完全に起因する可能性があることを示します。3次元の場合とは異なり、線形RSDが調和空間パワースペクトルを強化する一方で、小さな角度スケールでは強化が減少することがわかります。ビンのサイズが$\Deltar\lesssim\pi\sigma_u$より小さい場合、fingers-of-Godはすべての横軸スケールで角度パワースペクトルを抑制します。たとえば、数百のスペクトル解像度$R=\lambda/\Delta\lambda$に対応する放射状のビンサイズは、条件を満たす。また、計算全体をサブパーセント精度で再現するフラットスカイ近似も提供します。
暗黒エネルギー調査1年目のWaZP銀河団サンプル
| Title |
The_WaZP_galaxy_cluster_sample_of_the_Dark_Energy_Survey_Year_1 |
| Authors |
M._Aguena,_C._Benoist,_L.N._da_Costa,_R.L._Ogando,_J._Gschwend,_H._Sampaio_dos_Santos,_M._Lima,_M.A._Maia,_S._Allam,_S._Avila,_D._Bacon,_E._Bertin,_S._Bhargava,_D._Brooks,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_M._Costanzi,_J._De_Vicente,_S._Desai,_H.T._Diehl,_P._Doel,_S._Everett,_A._Evrard,_I._Ferrero,_A._Fert\'e,_B._Flaugher,_P._Fosalba,_J._Frieman,_J._Garcia-Bellido,_P._Giles,_R._Gruendl,_G._Gutierrez,_S._Hinton,_D.L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._James,_T._Jeltema,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_O._Lahav,_P._Melchior,_R._Miquel,_R._Morgan,_A._Palmese,_F._Paz-Chinchon,_A._Plazas_Malag\'on,_K._Romer,_E._Sanchez,_B._Santiago,_M._Schubnell,_S._Serrano,_I._Sevilla,_M._Smith,_M._Soares-Santos,_E._Suchyta,_G._Tarle,_C._To,_D._Tucker,_R._Wilkinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08711 |
DES初年度（Y1A1）データに適用されたウェーブレットZフォトメトリック（WaZP）と呼ばれるフォトメトリック赤方偏移に基づく新しい（2+1）D銀河クラスターファインダーを提示します。結果は、南極望遠鏡（SPT）調査によって検出されたクラスターと比較されます。後者は、同じ測光データに基づくredMaPPerクラスターファインダーです。WaZPは、クラスター銀河の母集団を想定せずに、フォトメトリック赤方偏移空間で選択された銀河のウェーブレットベースの密度マップでクラスターを検索します。他のクラスターサンプルとの比較は、クラスターの角度近接度と赤方偏移差に基づくマッチングアルゴリズムを使用して実行されました。これは、誤った関連付けを最小限に抑えるための反復的なアプローチに従って、2つの光学クラスターサンプルを一致させる新しいアプローチの開発につながりました。DESY1A1銀河調査（1,511deg2からi=23等）に適用されたWaZPクラスターファインダーは、赤方偏移が0.05<z<0.9でリッチNgals>5の60,547銀河クラスターを検出しました。DESY1A1とSPTクラスター調査の間の重複領域と赤方偏移範囲を考慮すると、すべてのSZベースのSPTクラスターはWaZPサンプルによって回復されます。WaZPとredMaPPerクラスターサンプルの比較は、豊富なNgals（{\lambda}redMaPPerの場合）25（20）を超え、両方向で95％の回復。クラスタのクロスマッチに基づいて、2つのクラスタサンプルの相対的な断片化を調査し、一致しないクラスタの可能なシグネチャを調査します。
DGPブレーンワールド宇宙論における球面崩壊
DGP（Dvali、Gabadaze、Porrati）のブレーンワールド宇宙論は、暗黒エネルギーに代わるものを提供します。DGP宇宙論では、主張されている宇宙加速は、重力理論の修正によって生成されます。DGPブレーンワールド宇宙論における物質密度コントラストの非線形進化は、現在の研究で研究されています。物質の高密度の球状崩壊の半分析的アプローチは、現在の文脈で採用されて、非直線的進化を研究している。さらに、赤方偏移に沿った銀河クラスターの数のカウントが、プレス・シェクターおよびシェス・トーメンの質量関数形式を使用してDGP宇宙論について研究されています。同じ値の宇宙論的パラメーターに対して、DGPモデルは標準の$\Lambda$CDMシナリオと比較して銀河クラスターの数を向上させることが観察されています。
接近惑星の高傾斜の起源としてのディスク駆動型共鳴
| Title |
A_disk-driven_resonance_as_the_origin_of_high_inclinations_of_close-in_planets |
| Authors |
Cristobal_Petrovich,_Diego_J._Mu\~noz,_Kaitlin_M._Kratter,_Renu_Malhotra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08587 |
通過する近接惑星の最近の特徴付けにより、ホスト星の赤道に対して高度に傾斜し、極軌道さえも備えたサブネプチューンの興味深い集団が明らかになりました。これらの近接した極惑星の起源についての実行可能な理論は、（1）観測された恒星の傾斜、（2）実質的な離心率、および（3）大きな相互傾斜を持つ木星の伴侶の存在を説明する必要があります。この研究では、潮汐散逸や大きな原始傾斜を引き起こすことなく、これらの要件を満たす理論モデルを提案します。代わりに、傾斜は惑星形成の後期の段階での原始惑星系円盤の分散によって促進され、共鳴掃引とパラメトリック不安定性のプロセスを開始します。このメカニズムは2つのステップで構成されます。第1に、節の経年変化共鳴は大きな値への傾向を刺激します。次に、傾斜が臨界値に達すると、線形の偏心不安定性がトリガーされ、共振がデチューンされ、傾斜の成長が終了します。臨界傾向は一般相対論的歳差運動によって高い値に押され、極軌道を本質的にニュートン後の結果にします。私たちのモデルは、低恒星の傾斜軌道で、極近傍の海王星下が冷たい木星と共存することを予測しています。
あらゆる斜面で可能な安定した部分的な氷の覆い：氷の覆いのダイナミクスに対する傾斜、アルベド、および熱輸送の影響
| Title |
Stable_Partial_Ice_Cover_Possible_for_Any_Obliquity:_Effects_of_Obliquity,_Albedo,_and_Heat_Transport_on_Ice_Cover_Dynamics |
| Authors |
Ekaterina_Landgren_and_Alice_Nadeau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08671 |
スノーボール状態とは、惑星が完全に、またはほぼ完全に氷に覆われている状態を指します。地球は、歴史の中でいくつかのスノーボールイベントを通過した可能性があります。これは、生命の複雑さを増すために重要であった可能性があります。太陽系の外に住むことができる惑星に焦点を合わせると、次にどの惑星の特性がSnowball状態を許容し、それらがこの状態の深刻さにどのように影響するかという疑問が生じます。惑星の氷の被覆を決定する1つの要因は、惑星の傾斜に依存する、平均年間入射太陽放射の分布です。この研究では、部分的な氷のカバーから安定したスノーボール状態への壊滅的な遷移の確率を研究するために、傾斜に明示的に依存する分析エネルギーバランスモデルを使用します。雪だるま状態への遷移はより深刻ですが、アルベドコントラストと緯度を横切るエネルギー輸送の値が高くなる可能性は低く、どのような傾斜でも安定した部分的な氷の覆いが可能であることを示しています。さらに、この研究は、急速に回転する惑星に適用するのに十分一般的であり、他の星の居住可能領域内の惑星でのスノーボール遷移の可能性を研究するために使用できます。
月、火星、そしてその向こうの表面下の液体水生化学の可能性
| Title |
Potential_For_Liquid_Water_Biochemistry_Deep_Under_The_Surfaces_Of_The_Moon,_Mars_And_Beyond |
| Authors |
Manasvi_Lingam_and_Abraham_Loeb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08709 |
私たちは、月と火星の表面下の居住可能な条件の過去または現在の存在、ならびに一般的な束縛され自由に浮かぶ太陽系外の岩のオブジェクトの見通しを調査します。寿命の熱制限、および特定のオブジェクトのサイズ、表面温度、相対放射性核種の存在量を考慮に入れ、地下の居住可能領域の空間範囲を算出する単純なモデルを構築します。また、住みやすさに対する圧力によって課せられた制約を調査し、それが生活の見通しを完全に除外する可能性は低いことを示しています。エネルギーの観点から、前述のパラメーターの関数として、深い地下環境で持続可能な可能性がある最大のバイオマスを推定します。理想的な状況下では、地球の地下生物圏の数パーセントであり、地球の全球バイオマスよりも3桁小さい可能性があることがわかります。我々は、深い生物圏を伴う岩の多い物体の有病率の簡単な説明と、月と火星を訪問する次のミッションを通じて生物活動のシグネチャを検出する方法について結論付けます。
小惑星レベルの重力条件下でのレゴリスの振る舞い：mmおよびcmサイズの粒子ターゲットへの低速の影響
| Title |
Regolith_behavior_under_asteroid-level_gravity_conditions:_Low-velocity_impacts_into_mm-_and_cm-sized_grain_targets |
| Authors |
J._Brisset,_C._Cox,_S._Anderson,_J._Hatchitt,_A._Madison,_M._Mendonca,_A._Partida,_and_D._Remie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08720 |
小惑星のその場観察は、岩や粗い地形で覆われた表面がそのような天体で頻繁に見られることを示しています。レゴリスの粒子サイズには約mmとcmのスケールの分布があり、小さな体表面の非常に低重力の環境でのそのような大きな粒子の挙動は、その形態と進化を決定付けます。自然のプロセス（インパクトイジェクタの再捕捉など）または宇宙船によって引き起こされた相互作用（たとえば、小さな着陸船の運命）の理解をサポートするために、非常に粗いターゲットサーフェスの応答を実験的に調査する低速の影響（2m/s未満）。不規則なmmおよびcmサイズの粒子で構成されるシミュレートされたレゴリスのベッドへのcmサイズの球形発射体の86低速衝撃の結果を示します。これらの影響は、真空および微小重力条件下で実行されました。私たちの結果には、弾丸の反発係数と浸透深さの測定、噴出量、速度、および質量推定が含まれます。衝突の結果には、衝突時にターゲットサーフェス上で頻繁に発射物が跳ね返ったり接線方向に回転したりすることが含まれることがわかります。エジェクタは、約12cm/sを超える衝撃速度で製造されます。エジェクタ速度は、発射体に合わせて調整され、粒径比と衝撃速度を目標とします。排出された質量の推定は、粒子サイズが大きくなると排出物の生成がますます困難になることを示しています。跳ね返る発射体の反発係数は、最大侵入深度とは異なり、標的の粒子サイズへの依存性を示しません。これは、発射体と標的の粒子サイズの比率でスケーリングできます。最後に、小惑星リュウグウの表面に着陸する「はやぶさ2」のマスコットに関する宇宙船のデータや数値計算と実験的測定値を比較します。
出生環境における惑星系が関与する出会い：連星の重要な役割
| Title |
Encounters_involving_planetary_systems_in_birth_environments:_the_significant_role_of_binaries |
| Authors |
Daohai_Li,_Alexander_J._Mustill,_Melvyn_B._Davies |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08842 |
ほとんどの星はクラスター環境で形成されます。単一星と連星の両方が、このような混雑した環境で惑星系に遭遇することがあります。連星の遭遇率は、10から20％の低い連星の分数であっても、単一の星よりも高い場合があります。この研究では、太陽とジュピターのペアと、若い星団の場合のように連星と単星の両方の間の散乱を調査します。最初に、広範囲の連星と単一の星が関与する遭遇の一連のシミュレーションを実行します。広い連星は、惑星の噴出に対して大きな断面積を持っていることがわかります。次に、現実の母集団におけるそのような散乱を考慮し、観測された母集団から連星と単一星のパラメーターを描画します。飛び散る結果は、排出、捕獲/交換、衝突など、さまざまです。連星は、惑星の放出と衝突を引き起こす際に、単一の星よりも数倍以上効果的です。したがって、クラスターでは、バイナリの割合が約10％より大きい限り、バイナリはこれら2つの結果の点で散乱を支配します。星の密度が50pc$^{-3}$、寿命が100Myr、バイナリー分数が0.5の散開星団の場合、木星の1％程度が放出され、0.1％がスター、0.1％の所有権の変更、および太陽とジュピターのペアの10％が、散乱中に恒星の仲間を獲得します。これらのコンパニオンは通常、数千のau離れており、ケースの半分（つまり、すべての太陽と木星のペアの5％）で、後で遭遇する前にKozai--Lidovメカニズムによって惑星の軌道を刺激することができます。私たちの結果は、太陽系がかつてその誕生クラスターに仲間を持っていた可能性があることを示唆しています。
大気影響データを使用した流星の接近遭遇のモデル化
| Title |
Using_Atmospheric_Impact_Data_to_Model_Meteoroid_Close_Encounters |
| Authors |
P.M._Shober,_T._Jansen-Sturgeon,_P.A._Bland,_H.A.R._Devillepoix,_E.K._Sansom,_M.C._Towner,_M._Cup\'ak,_R.M._Howie,_and_B.A.D._Hartig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08848 |
木星系彗星（JFC）の望遠鏡による観測に基づいて、サブキロメートルのサイズのオブジェクトが不足していると予測されています。しかし、いくつかの明るい火の玉といくつかの隕石は、JFCの人口にかすかにリンクされており、この領域にはメートル規模の物体が存在することを示しています。2017年、砂漠の火の玉ネットワーク（DFN）は、流星体をアポロ型の軌道からJFCのような軌道にリダイレクトする放牧の火の玉を観察しました。この研究では、DFNによって収集された軌道データを使用して、サイズ範囲$0.01-100$kgで地球の月間距離（LD）の$1.5$以内にある、地球に近い遭遇の人工データセットを生成しました。このオブジェクトの範囲は通常、望遠鏡による調査では検出するには小さすぎるため、火球観測からの大気影響フラックスデータを使用することは、現在、これらの接近した遭遇を特徴付ける唯一の方法の1つです。このモデルに基づいて、小惑星軌道（$T_{J}>3$）からの考慮サイズ範囲$2.5\times10^{8}$オブジェクト（全流束の$0.1\％$）が毎年送信されると予測しますJFCのような軌道（$2<T_{J}<3$）に、約$8\times10^{13}$オブジェクトの定常状態の母集団で。地球との密接な出会いは、JFC地域に資料を転送する別の方法を提供します。さらに、モデルを使用して、約$1.96\times10^{7}$オブジェクトがAtenタイプの軌道に送信され、$\sim10^{4}$オブジェクトは、地球。
隕石データからの同位体制約を惑星形成の動的モデルと組み合わせると、地球型惑星形成の最良のモデルを特定するのに有利であることが証明されています。以前の研究では、クラシックモデルとグランドタックモデルの両方で、地球と火星の異なる同位体組成を再現する確率は非常に低いことが示されています。グランドタックモデルの枠組みでは、火星が地球と同位体的に異なるためには、火星は非常に特定の条件下で形成されなければなりませんでした。ここでは、かなり新しい未探索のモデル（劣化したディスクモデル）をテストしました。それは、火星の軌道以降の内部原始惑星系円盤の領域が質量が枯渇し、火星がより大きなサイズに成長するのに不十分な物質が残されることを前提としています。私たちの目的は、地球と火星の異なる同位体組成がこのモデルの自然な結果であるかどうかをテストすることです。私たちは、地球型惑星のほとんどが局所的に物質を付加し、十分に異なる摂食帯を持っていることを発見しました。原始惑星系円盤の地球型惑星領域に同位体勾配がある場合、地球と火星、ひいては金星は異なる同位体組成を持つことができます。我々の結果は、地球惑星の摂食帯が物質の混合によりほぼ同一であるグランドタックモデルとは対照的に、内部太陽系内の物質は、潜在的な同位体勾配を均質化する実質的な混合を受けなかった可能性が高いことを示唆しています木星の移動。
微弱流星のレーダーと光学の同時観測に基づくレーダー断面積と光学マグニチュード間の関係
| Title |
Relationship_between_Radar_Cross_Section_and_Optical_Magnitude_based_on_Radar_and_Optical_Simultaneous_Observations_of_Faint_Meteors |
| Authors |
Ryou_Ohsawa,_Akira_Hirota,_Kohei_Morita,_Shinsuke_Abe,_Daniel_Kastinen,_Johan_Kero,_Csilla_Szasz,_Yasunori_Fujiwara,_Takuji_Nakamura,_Koji_Nishimura,_Shigeyuki_Sako,_Jun-ichi_Watanabe,_Tsutomu_Aoki,_Noriaki_Arima,_Ko_Arimatsu,_Mamoru_Doi,_Makoto_Ichiki,_Shiro_Ikeda,_Yoshifusa_Ita,_Toshihiro_Kasuga,_Naoto_Kobayashi,_Mitsuru_Kokubo,_Masahiro_Konishi,_Hiroyuki_Maehara,_Takashi_Miyata,_Yuki_Mori,_Mikio_Morii,_Tomoki_Morokuma,_Kentaro_Motohara,_Yoshikazu_Nakada,_Shin-ichiro_Okumura,_Yuki_Sarugaku,_Mikiya_Sato,_Toshikazu_Shigeyama,_Takao_Soyano,_Hidenori_Takahashi,_Masaomi_Tanaka,_Ken'ichi_Tarusawa,_Nozomu_Tominaga,_Seitaro_Urakawa,_Fumihiko_Usui,_Takuya_Yamashita,_Makoto_Yoshikawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08942 |
惑星間塵のサイズ分布を理解するには、流星のレーダーと光学の同時観測が重要です。ただし、高出力の大口径レーダー観測によって検出されたかすかな流星は、通常10等と暗い。光学では、主に光学観測の不十分な感度のために、光学観測では最近まで検出されていません。この論文では、2つのレーダーと光学的同時観測をまとめました。最初の観測は、2009年から2010年に中高気圧レーダー（MUレーダー）と画像増強CCDカメラを使用して行われました。2番目の観測は、MUレーダーと1.05mの木曽シュミット望遠鏡に搭載されたモザイクCMOSカメラ、友江御前を使用して2018年に行われました。合計で、331の流星が同時に検出されました。レーダー断面積と光学Vバンドの大きさの関係は、線形関数で近似されました。レーダー断面積からVバンドマグニチュードへの変換関数は、散発的な流星に対して導出されました。変換関数は、2009年から2015年にMUレーダーによって検出された約150,000の流星に適用されました。それらの大部分は散発的で、光度関数は$-1.5$-$9.5$等級の範囲で導き出されました。光度関数は、人口指数が$r=3.52{\pm}0.12$の単一のべき乗則関数によってよく近似されました。現在の観測は、MUレーダーが$10^{-5}$-$10^{0}$gの惑星間塵を流星として検出する能力を持っていることを示しています。
垂直せん断不安定性の高解像度パラメーター研究
原始惑星系円盤の理論モデルは、垂直せん断不安定性（VSI）が円盤の不感帯の乱流を説明するための主要な候補であることを示しています。ただし、VSIのシミュレーションでは、圧力と圧力の比$\alpha$などの主要なディスク乱流パラメーターの一貫したレベルをまだ示していません。ディスク密度勾配$p$とアスペクト比$h：=H/R$に焦点を合わせてVSIのパラメーター調査を実行することにより、これらの異なる値を調整することを目指しています。選択した両方のパラメーターのセットに対して、ディスクの完全な2$\pi$3Dシミュレーションを使用します。すべてのシミュレーションは、1時間あたり18セルの解像度で、1000の基準軌道に対して展開されます。従来の$\alphaとは対照的に、シミュレーションの飽和応力/圧力比は、\review{strong}スケーリングが$\alpha\proptoh^{2.6}$のディスクアスペクト比に依存していることがわかります$モデル。粘度は$\nu\propto\alphah^2$として定数$\alpha$でスケーリングされます。また、調査したすべてのパラメータにわたって、大規模な渦の一貫した形成を観察します。渦は、$\chi\約10$の均一なアスペクト比と約1.5$H$の半径方向の幅を示します。私たちの調査結果では、等温モデルと放射流体力学モデルの両方から得られた圧力と圧力の比率について報告されたさまざまな値を調整し、微惑星の形成を支援できるVSIの長期的な進化の影響を示すことができます。
マグマ分離と火山活動モデリングからのリソスフェアの厚さとイオの地形に対する潮汐制御
| Title |
Tidal_controls_on_the_lithospheric_thickness_and_topography_of_Io_from_magmatic_segregation_and_volcanism_modelling |
| Authors |
Dan_C_Spencer,_Richard_F_Katz,_Ian_J_Hewitt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09022 |
潮汐加熱は、木星の火山月イオに重要な非球対称構造を与えると予想されます。空間的に変化する潮汐加熱の兆候は、一般に、表面の熱流束または火山活動の観測で求められます。これは、火山イベントの一時的な性質によって複雑化された調査です。リソスフェアの厚さは、はるかに長いタイムスケールで変化することが予想され、したがって、表面観測と潮汐加熱分布との間に強固なリンクを提供する可能性があります。長波長のリソスフェアの厚さの変動を予測するには、3次元の潮汐加熱計算をマグマ分離と火山噴火の一連の列モデルに結合します。リソスフェアの厚さは、放射状に統合された加熱率と相関するか、弱く反相関することがわかった。リソスフェアの厚さは、マグマ貫入がリソスフェア内で一定の速度で形成される場合、放射状に統合された加熱速度と相関しますが、貫入が火山性導管を通るフラックスに比例する速度で形成される場合、弱く反相関します。単純なプラットのようなアイソスタシー計算を使用して長波長トポグラフィーを予測し、長波長トポグラフィーがリソスフェアの厚さと反相関していることを見つけます。これらの結果は、将来の観測がイオのリソスフェア構造のモデルを批判的に評価することを可能にし、潮汐加熱の分布を抑制することにおけるそれらの使用を可能にします。
FIREシミュレーションからの現実的でバースト性のある星形成履歴の星形成率インジケーターによってプローブされた時間スケール
| Title |
The_time-scales_probed_by_star_formation_rate_indicators_for_realistic,_bursty_star_formation_histories_from_the_FIRE_simulations |
| Authors |
Jos\'e_A._Flores_Vel\'azquez,_Alexander_B._Gurvich,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_James_S._Bullock,_Tjitske_K._Starkenburg,_Jorge_Moreno,_Alexandres_Lazar,_Francisco_J._Mercado,_Jonathan_Stern,_Martin_Sparre,_Christopher_C._Hayward,_Andrew_Wetzel,_Kareem_El-Badry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08582 |
星が形成される速度を理解することは、銀河形成の研究の中心です。観測では、銀河の星形成率（SFR）は、さまざまな周波数帯の光度を使用して、多くの場合、最近の時間的に安定したSFRの仮定の下で測定されます。私たちは、FIREプロジェクトからの星形成銀河の宇宙シミュレーションから抽出された星形成履歴（SFH）を使用して、H${\alpha}$と遠紫外（FUV）の連続SFRインジケータが敏感である時間スケールを分析します。これらのシミュレーションでは、赤方偏移が高いすべての銀河でSFRは時間的に大きく変動し、矮小銀河では引き続きz=0までバーストします。FIRESFHがバースト相と時間定常相に分割されると、最適なFUV時間スケールは、SFRが時間定常であるときの〜10Myr値から、〜100Myrまで変動します。バースト相。一方、H${\alpha}$の最適な平均化タイムスケールは、一般に、FIREシミュレーションのSFR変動の影響を受けず、常に〜5マイアのままです。これらのタイムスケールは、FUVおよびH${\alpha}$の文献でそれぞれ想定される100Myrおよび10Myrタイムスケールよりも短くなっています。これは、FUV放射が100Myrより古い恒星の集団で持続する一方で、に依存する光度は、若い星に強く支配されています。我々の結果は、H${\alpha}$とFUVを使用して推論されたSFRの比率を使用して、銀河における星形成のバースト性を調査できることを確認しています。
標準キャンドルとしてのクエーサーIII。宇宙論研究のための新しいサンプルの検証
| Title |
Quasars_as_standard_candles_III._Validation_of_a_new_sample_for_cosmological_studies |
| Authors |
E._Lusso,_G._Risaliti,_E._Nardini,_G._Bargiacchi,_M._Benetti,_S._Bisogni,_S._Capozziello,_F._Civano,_L._Eggleston,_M._Elvis,_G._Fabbiano,_R._Gilli,_A._Marconi,_M._Paolillo,_E._Piedipalumbo,_F._Salvestrini,_M._Signorini,_C._Vignali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08586 |
分光学的赤方偏移とチャンドラまたはXMMニュートンのいずれかからのX線観測を備えた、2,400の光学的に選択されたクエーサーの新しいカタログを提示します。このサンプルを使用して、クエーサーのUVとX線の光度の間の非線形関係を調査し、赤方偏移z〜7.5までのハッブル図を作成できます。光学/UVのほこりによって赤くなったり、X線のガスによって遮られたりせず、X線フラックスにフラックス制限関連のバイアスがないソースを選択しました。考えられる体系を確認した後、以前の研究と一致して、（i）X線とUVの関係により、超新星からz〜1.5までの距離に一致する距離の推定値が得られ、（ii）その勾配に赤方偏移がないことを確認しますz〜5までの進化。宇宙論モデルをテストするための方法論の完全な説明を提供し、クェーサーのハッブル図が標準のフラットな$\Lambda$CDMモデルによってz〜1.5-2までよく再現されるという傾向をさらにサポートしますが、強い偏差はより高くなります赤方偏移。無視できないすべての系統的影響を最小限に抑え、高い赤方偏移での$L_{\rmX}-L_{\rmUV}$関係の安定性を証明したので、宇宙の膨張率の進化は高赤方偏移クエーサーに関連するいくつかの系統的（赤方偏移依存）効果ではなく、観測された偏差の可能な説明として考えられます。
チャンドラCOSMOSレガシー調査における超大質量ブラックホールスピンの測定
| Title |
Measuring_Supermassive_Black_Hole_Spin_in_the_Chandra_COSMOS-Legacy_Survey |
| Authors |
Mackenzie_Jones_(Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian),_Laura_Brenneman,_Francesca_Civano,_Giorgio_Lanzuisi,_and_Stefano_Marchesi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08588 |
超大質量ブラックホール（SMBH）のスピン測定は、活動銀河核（AGN）に電力を供給する降着プロセス、燃料流出、およびブラックホール成長のトリガーに重要な制約を提供します。ただし、スピン測定は主に、高品質で高S/Nのスペクトル（Chandra、XMM-Newton、Suzaku、NuSTARなど）が利用できる数十の近くのソースに限定されています。ここでは、スペクトルスタッキング分析を使用して、ChandraCOSMOS-Legacy調査で$\sim$1900AGNの平均SMBHスピンを測定します。平均COSMOSスペクトル（ガウス幅$\sigma=0.27\pm0.05$keV）で幅広いFeK$\alpha$ライン放出を見つけ、この放出ラインプロファイルを相対論的ラインモデルで近似することにより、平均ブラックホールを測定しますスピンパラメータ$a=0.62〜\substack{+0.07
若い星団は出生ガスをどれだけ速く放出するのか？：ガス放出の時間スケールの上限の推定
| Title |
How_fast_do_young_star_clusters_expel_their_natal_gas?:_Estimating_the_upper_limit_of_the_gas_expulsion_time-scale |
| Authors |
F._Dinnbier_and_S._Walch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08602 |
埋め込まれた星団内での大規模な星の形成は、それらのフィードバック、流入するガス、恒星のダイナミクスの間の複雑な相互作用を開始します。流体力学的シミュレーションは通常、組み込みクラスターをモデル化するために大幅な簡略化に頼っています。ここでは、内部の星のダイナミクスを完全に無視する単一のシンク粒子によって星団全体を近似する単純化を扱います。内部恒星力学をモデル化するために、流体力学コードFLASHにHermite予測子修正子統合スキームを実装します。テストスイートで示すように、このインテグレーターは現在のうるうカエルスキームを大幅に上回っており、重力の可能性を和らげる必要なしに、小型のコンパクトな恒星系のダイナミクスを追跡できます。クラスター全体を単一のエネルギー源で表すのではなく、個々の大規模な星を分解すると、ガス成分に大きな影響を与えることがわかります。$\lesssim3\times10^3M_{\odot}$未満の質量のクラスターの場合、ガス放出を$\約5$から$\約1$Myrの係数で遅くし、ガス構造を大幅に複雑にします。クラスターの質量が増加すると（最大$\約3\times10^3M_{\odot}$）、ガス排出の時間スケールはわずかに減少します。ただし、より大規模なクラスター（$\gtrsim5\times10^3M_{\odot}$）は、星形成効率（SFE）が$1/である場合にのみ、光電離放射線と恒星風で出生ガスを取り除くことができません。3$。これは、より大規模なクラスターが別のフィードバックメカニズムでクリアされるか、$1/3$を超えるSFEで形成されることを意味します。
銀河の風は銀河の星形成の調節に不可欠です。風中の分子ガスの分布とダイナミクスを調べるために、アタカマラージを使用して、1インチ（$\約100$pc）の解像度で、CO（$J=1\rightarrow0$）の近くのスターバースト銀河NGC1482を画像化しましたミリ/サブミリ配列。分子ガスは、半径3kpcのほぼエッジオンのディスクで検出され、中央の1kpcスターバーストから出て、ディスクに対して垂直に少なくとも1.5kpcまで伸びる双円錐形の流出があります。流出では、COガスは、H$\alpha$および軟X線によって追跡された温かくて熱いイオン化ガスを囲む円筒対称のエンベロープとしてほぼ分配されます。分子流出の速度、質量流出率、運動エネルギーは$v_\mathrm{w}\sim100〜\mathrm{km〜s^{-1}}$、$\dot{M}_\mathrm{w}\sim7〜M_\odot〜\mathrm{yr}^{-1}$、および$E_\mathrm{w}\sim7\times10^{54}〜\mathrm{erg}$です。$\dot{M}_\mathrm{w}$は、星形成率（$\dot{M}_\mathrm{w}/\mathrm{SFR}\sim2$）および$E_\mathrm{wに匹敵します}$は、過去の$1\times10^7〜\mathrm{yr}$で恒星のフィードバックによって放出された総エネルギーの$\sim1\％$です。これは、流出の動的なタイムスケールです。結果は、風がスターバースト駆動であることを示しています。
MOSDEF調査：高RedshiftでのISM物理状態のプローブとしてのネオン
| Title |
The_MOSDEF_Survey:_Neon_as_a_Probe_of_ISM_Physical_Conditions_at_High_Redshift |
| Authors |
Moon-Seong_Jeong,_Alice_E._Shapley,_Ryan_L._Sanders,_Jordan_N._Runco,_Michael_W._Topping,_Naveen_A._Reddy,_Mariska_Kriek,_Alison_L._Coil,_Bahram_Mobasher,_Brian_Siana,_Irene_Shivaei,_William_R._Freeman,_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/2008.08831 |
完全なMOSFIREディープエボリューションフィールド（MOSDEF）調査から引き出された$z\sim2$星形成銀河におけるイオン化ネオン放出の特性に関する結果を示します。二重イオン化ネオン（[NeIII]$\lambda3869$）は、61個の銀河の$\geq3\sigma$で検出され、H$\alpha$、H$\beta$を含むMOSDEF銀河のサンプルの$\sim25$％を表しています、および同様の赤方偏移での[OIII]$\lambda5007$検出。[NeIII]$\lambda3869$検出と恒星の質量によってビニングされた複合$z\sim2$スペクトルを使用して、個々の銀河の両方のネオン輝線特性を検討します。複合スペクトルに含めるために[NeIII]$\lambda3869$を検出する必要がないため、後者はMOSDEFサンプルのネオン輝線特性のより代表的な画像を提供します。[NeIII]$\lambda3869$/[OII]$\lambda3727$の比率（Ne3O2）は、質量と金属の関係から予想されるように、恒星の質量と反相関していることがわかります。また、Ne3O2は$z\sim2$銀河の[OIII]$\lambda5007$/[OII]$\lambda3727$比率（O32）と正の相関がありますが、$z\sim2$のライン比率は高い方にオフセットされています。ローカルの星形成銀河と個々のHII領域の両方と比較した、固定O32でのNe3O2。[NeIII]$\lambda3869$/[OIII]$\lambda5007$（Ne3O3）および[OIII]$\lambda5007$/H$\beta$（O3H$\beta$）を含む追加の静止光ライン比を分析し、局所HII領域と光イオン化モデルからの予測の両方で、$z\sim2$星形成銀河の星雲輝線比は、固定気相でのより硬い電離スペクトル（低い恒星金属性、つまりFe/H）を示唆すると結論付けます$z\sim0$にあるシステムと比較した酸素存在量。ネオンに基づくこれらの新しい結果は、化学的に若い$\alpha$で強化された大規模な星によって照射された高赤方偏移の星形成銀河におけるイオン化ISMの酸素、窒素、水素、硫黄の放出によって描かれた物理的画像をサポートします。
ローカルボリューム内の低質量巨星の周りの豊富な矮小銀河
衛星矮小銀河の豊富さは、よく知られている失われた衛星の問題につながる現在の宇宙論モデルの重要なテストであると長い間考えられてきました。シミュレーションと観測の両方における最近の進歩により、ホスト銀河の周りの矮小銀河をより詳細に研究することが可能になりました。DarkEnergyCameraを使用して、近くのSculptorグループの72度2の領域を調査しました。これも、グループの背後にある2つの低質量ローカルボリューム銀河NGC24とNGC45を含み、これまで検出されなかった矮小銀河を検索しました。以前に知られている矮小銀河は別として、3シグマの表面輝度検出限界である27.4rmagarcsec-2までの新しい候補は2つしか見つかりませんでした。どちらのシステムも、NGC24に近い予測が行われています。ただし、これらの候補の1つは、背景銀河に関連付けられた超拡散銀河である可能性があります。NGC24、NGC45、およびその他の5つのよく研究された低質量の巨大銀河（NGC1156、NGC2403、NGC5023、M33、およびLMC）の既知の矮小銀河候補の数を、宇宙論シミュレーションからの予測と比較し、恒星のからハローへの質量モデルを考慮した場合、観測された衛星数は期待される範囲の下限になる傾向があります。これは、LambdaCDMに明るいサブハローの予測がありすぎること、または-可能性が高い-観測の偏りのために衛星のメンバーの一部が欠落していることを意味します。
サブチャンドラセカール質量デトネーションは、タイプIa超新星の観測された$ t_0-M_ \ text {Ni56} $関係と緊張しています
| Title |
Sub-Chandrasekhar-mass_detonations_are_in_tension_with_the_observed_$t_0-M_\text{Ni56}$_relation_of_type_Ia_supernovae |
| Authors |
Doron_Kushnir_(WIS),_Nahliel_Wygoda_(NRCN)_and_Amir_Sharon_(WIS) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08592 |
タイプIa超新星（SNeIa）は、炭素酸素（CO）白色矮星（WD）星の熱核爆発である可能性が高いですが、それらの前駆体システムはとらえどころのないままです。最近の研究では、サブチャンドラセカール質量COコアを取り巻く薄いヘリウムシェル内で伝播する爆発が、その後、コア内で爆発を引き起こす可能性があることが示唆されています（二重爆発モデル、DDM）。この爆発の結果は、サブチャンドラセカール質量COWD（SCD）の中心点火に似ています。SCDはSNeIaのいくつかの観測特性と一致していますが、いくつかの計算上の課題により、観測との堅牢な比較が禁止されています。観察された$t_0-M_\text{Ni56}$関係に焦点を当てます。ここで、$t_0$（エジェクタからの$\gamma$-raysのエスケープ時間）は$M_\text{Ni56}$（合成された$^{56}$Ni質量）。最近開発した数値スキームを適用してSCDを計算し、計算された$t_0-M_\text{Ni56}$の関係は、放射伝達計算を必要とせず、数パーセントの精度で収束することを示します。計算と観測された$t_0-M_\text{Ni56}$関係の間に明確な緊張が見られます。SCDは、$t_0$と$M_\text{Ni56}$の間の反相関を予測し、明るい（$M_\text{Ni56}\gtrsim0.5\、M_の場合は$t_0\approx30\、\textrm{day}$を使用します{\odot}$）SNeIa、観測された$t_0$は$35-45\、\textrm{day}$の範囲です。この緊張は結果の不確実性よりも大きく、問題に関するこれまでのすべての研究に存在することを示しています。私たちの結果は、より複雑なモデルが必要であることを示唆していますが、DDMが観察による緊張を解決する可能性は低いと主張しています。
$ z = 0.5536 $での短いGRB 200522Aのブロードバンド対応：明るいキロノバか、逆衝撃を伴うコリメートされた流出か？
| Title |
The_Broad-band_Counterpart_of_the_Short_GRB_200522A_at_$z=0.5536$:_A_Luminous_Kilonova_or_a_Collimated_Outflow_with_a_Reverse_Shock? |
| Authors |
W._Fong_(Northwestern/CIERA),_T._Laskar,_J._Rastinejad,_A._Rouco_Escorial,_G._Schroeder,_J._Barnes,_C._D._Kilpatrick,_K._Paterson,_E._Berger,_B._D._Metzger,_Y._Dong,_A._E._Nugent,_R._Strausbaugh,_P._K._Blanchard,_A._Goyal,_A._Cucchiara,_G._Terreran,_K._D._Alexander,_T._Eftekhari,_C._Fryer,_B._Margalit,_R._Margutti,_M._Nicholl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08593 |
$にある若い星形成ホスト銀河の中心から$\約1$kpcの小さな予測オフセットにある、Swiftの短いGRB200522Aの電波残光と近赤外線（NIR）対応の発見を提示します。z=0.5536$。残光のラジオとX線の光度は、軸上の宇宙論的な短いGRBの光度と一致しています。$\約2.3$日の休憩フレーム時間でのHST観測によって明らかにされたNIRの対応物は、光度が$\約（1.3-1.7）\回10^{42}$ergs$^{-です。1}$。これは、軸上の短いGRB残光検出よりも大幅に低くなりますが、GW170817のキロノバよりも$\約8$-$17$明るく、同等の観測が存在するどのキロノバ候補よりもかなり明るくなります。相手の色（$i-y=-0.08\pm0.21$;レストフレーム）と明度の組み合わせは、標準的な放射性加熱だけでは説明できません。GRB200522Aの広帯域の振る舞いを解釈する2つのシナリオを提示します：発光キロノバを伴うシンクロトロン前方衝撃（潜在的にマグネターエネルギーデポジションによってブーストされます）、または$\約14^{\circ}$からの前方および後方衝撃、相対論的（$\Gamma_0\gtrsim80$）ジェット。強化された放射性加熱率、低ランタニド質量分率、または後期の中央エンジン活動からの追加の加熱源の組み合わせを含むモデルは、実行可能な代替説明を提供する可能性があります。安定したマグネターが実際にGRB200522Aで生成された場合、堆積したエネルギーが$\約10^{53}$ergのバースト後、$\約0.3$-$6$年から遅い時間の電波放射が検出可能になると予測します。重力波イベントに関連するGRB200522Aと同様の明度の対応物は、現在の光学的検索で$\約\！250$Mpcまで検出可能です。
2フレア1ショック：3C 454.3の興味深いケース
| Title |
Two_Flares_One_Shock:_the_Interesting_Case_of_3C_454.3 |
| Authors |
I._Liodakis,_D._Blinov,_S._G._Jorstad,_A._A._Arkharov,_A._Di_Paola,_N._V._Efimova,_T._S._Grishina,_S._Kiehlmann,_E._N._Kopatskaya,_V._M._Larionov,_L._V._Larionova,_E._G._Larionova,_A._P._Marscher,_D._A._Morozova,_A._A._Nikiforova,_V._Pavlidou,_E._Traianou,_Yu._V._Troitskaya,_I._S._Troitsky,_M._Uemura,_Z._R._Weaver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08603 |
クエーサー3C454.3は、電磁スペクトル全体で見られる急速で激しい爆発で知られているブレザーです。ガンマ線、X線、マルチバンド光、および非常に長いベースライン干渉データを使用して、230度の電気ベクトル位置角を含む、光偏光の強い変動を伴う2013年と2014年に発生したこのような2つのイベントの性質を調査します（EVPA）ローテーション。私たちの結果は、1つの障害が両方のフレアリングイベントの原因であることを示唆しています。乱流をジェットを伝わる衝撃として解釈します。この解釈の下で、2013年フレアは、おそらく無線コアの上流の衝撃の曲がった軌道またはらせん状の軌道によって引き起こされた視野角の変化が原因である可能性が最も高いです。2014フレアおよび光偏波の動作は、43GHz無線コアから出る衝撃の結果であり、衝撃交差がEVPA回転の可能なメカニズムの1つであることを示唆しています。
| Title |
Pair_Plasma_in_Super-QED_Magnetic_Fields_and_the_Hard_X-ray/Optical_Emission_of_Magnetars |
| Authors |
Christopher_Thompson_(CITA)_and_Alexander_Kostenko_(University_of_Toronto) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08659 |
超相対論的ペアプラズマによって放出された光子スペクトルは、超強磁場の存在下で計算され、静止マグネターの上昇する硬X線スペクトルに非常によく似ていることが示されています。この放出は、弱く磁化されたペアプラズマとは対照的に、制動放射に似た拡張された低周波テールを示すペア消滅によって駆動されます。電子-陽電子消滅、2光子対生成、および光子-$e^\pm$散乱の断面積は、レジーム$\alpha_{\rmem}^{-1}B_での以前のabinitioQED計算から採用されています{\rmQ}\ggB\ggB_{\rmQ}$。$u$チャネル散乱共鳴に注意が払われます。強烈な地殻剪断のゾーンに固定され、マグネター半径の約2倍に延びる磁気圏アーケードは、永続的な硬X線放出のサイトとして識別されます。磁気圏回路の新規で安定した構成を推定します。オーム加熱とその場でのペア生成により、高いプラズマ密度が維持されます。ペアは、極冠などの弱い電流のゾーンでの光子衝突によって非局所的に供給されます。消滅制動放射は、プラズマカットオフが配置されている光学IR帯域まで広がります。上部マグネター大気は、陽電子の拡散を制限する可能性のあるイオン音響乱流の強い電流駆動成長を経験します。コヒーレント光IR放射は、誘導散乱によって観測されたフラックスの近くに制限されます。このモデルは、活性化しているマグネターの急速なX線増光、集中した熱ホットスポット、および一部のアクティブなマグネターの優勢な熱X線放出に対応しています。電流注入は、トンプソン、ヤン、オルティスの全球降伏計算に見られるように、連続的な磁気編組によるものです。
HP CetおよびSwift J0820.6-2805：XMM-Newtonによって観測された2つの候補中間極
| Title |
HP_Cet_and_Swift_J0820.6-2805:_two_candidate_intermediate_polars_observed_by_XMM-Newton |
| Authors |
A.A._Nucita,_F._De_Paolis,_F._Strafella,_D._Licchelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08666 |
HPCetおよびSwiftJ0820.6-2805のXMM-Newton観測について報告します。これは、激変変数の中間極クラスのメンバーである候補となる2つのX線光子源です。HPCetの過去の光学的光度曲線が$\simeq96$分で周期的な特徴を示す場合、高エネルギーバンドにおけるそのようなシグネチャの明確な識別（$\simeq8$の時間スケールの変動は別として、ROSAT衛星によって検出された）が欠けています。XMM-Newtonアーカイブデータを使用することにより、文献で報告されているバイナリシステムの軌道周期の1つとわずかに一致する機能（$\simeq88$分）を明確に特定します。また、$\simeq5.6$分の時間スケールで定期的な機能のシグネチャも見つかりました。SwiftJ0820.6-2805の場合、中間の極の性質は以前は不明であり、軌道と白色矮星のスピン周期は不明でした。ここで、0.3-10keVのデータは、疑いもなく、それぞれ$\simeq87.5$分と$\simeq27.9$分の軌道周期と白い矮小スピンを明らかにします。スペクトル分析は、HPCetとSwiftJ0820.6-280の両方が$0.3-10$keVバンドの光度が$\simeq5\times10^{30}と推定されているため、低輝度IPサブクラスのメンバーであることを示しました$ergs$^{-1}$および$\simeq3.8\times10^{29}$ergs$^{-1}$です。
ドワーフ銀河IC 1613の若い超新星残骸S8の性質
近接する矮小銀河IC1613で、S8として知られているコンパクトなX線および光学的に明るい超新星残骸のサブ秒以下の光学画像と低から中程度の解像度のスペクトルを示します。残骸の深いH$\alpha$画像は、鋭い三日月形の星雲、狭い通過帯域の画像は、偶然の予想外に明るい連続した星雲を示し、残骸の線放射で見られるようなサイズと形態を示します。3600〜9000Aをカバーする低分散スペクトルは、[OI]や[FeII]などの多くの低電離線の放出に加えて、HeIIや光コロナライン[FeVII]、[FeX]などの高電離線を示しています。、[FeXI]、および[FeXIV]。これは、$\sim1-30$cm$^{-3}$の衝撃前密度に対応して、$\sim$50から350kms$^{-1}$までの幅広い衝撃速度の存在を示唆しています。より高い解像度のスペクトルは、$\sim45$kms$^{-1}$の広い中央空洞を持つ180kms$^{-1}$あたりの膨張速度を示しています。H$\alpha$放出は静止フレーム速度$+120$から$-240$kms$^{-1}$に及び、星雲の総質量は$119\pm34$M$_{\odot}$と推定されます。S8は比較的若い超新星残骸（$\simeq2700-4400$yr）であり、年齢、物理的サイズ、衝撃速度、フィラメント密度、光路線強度、X線など、若いLMC残骸N49に見られる特性と非常に似ていると光度、およびコロナラインと連続体の放出。
ニュートリノ駆動のコア崩壊超新星モデルの磁場依存性に関する二次元数値研究
| Title |
Two-dimensional_numerical_study_for_magnetic_field_dependence_of_neutrino-driven_core-collapse_supernova_models |
| Authors |
Jin_Matsumoto,_Tomoya_Takiwaki,_Kei_Kotake,_Yuta_Asahina,_Hiroyuki_R._Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08984 |
2次元（2D）、電磁流体力学（MHD）シミュレーションを実行することにより、非回転恒星コアのダイナミクスに対する磁場の影響を調べます。この目的のために、ニュートリノ放射流体力学超新星コードを更新して、有限体積と領域再構成の両方の注意深い処理の両方で発散洗浄法を採用するMHDを含めるようにしました。磁場の初期強度を変更することにより、$15.0$、$18.4$および$27.0$$M_\odot$の超新星前駆細胞の進化が調査されます。私たちの研究の興味深い発見は、ニュートリノに駆動される爆発が初期磁場の強さに関係なく発生することです。この研究で提示された2Dモデルでは、ニュートリノ加熱が爆発の主要な推進力であるのに対し、磁場は二次的に爆発前のダイナミクスに寄与しています。我々の結果は、強い磁場が弱い磁場と比較してニュートリノ駆動乱流の成長を小規模で弱めることを示しています。これにより、ポストショック領域での乱流運動エネルギーの増加が遅くなり、初期磁場が強いモデルのショックの復活の開始がわずかに遅れます。
カリプソヴィーナススカウト
これは、低高度から金星の表面を探索する使命です。カリプソヴィーナススカウトは、高高度気球と計装降下モジュール（DM）で構成されています。DMは、テザーを使用して高度10〜25kmに展開され、メーターとセンチメートルのスケールの解像度と大まかなIRスペクトルで画像を取得します。「クールダウン」サイクルのために数時間後に巻き込まれ、再び配備されます。風船は高地に留まり、金星の下層大気の高Tと高Pに耐えるために要塞化する必要はありません。
| Title |
Multidimensional_RFI_Framework_for_Characterising_Radio_Astronomy_Observatories |
| Authors |
Isaac_Sihlangu,_Nadeem_Oozeer_and_Bruce_A._Bassett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08877 |
無線周波数干渉（RFI）は、歴史的に電波天文学を悩ませてきました。電子機器の急速な普及と望遠鏡の感度の向上により悪化しています。アレイ自体から自動的にフラグが立てられたデータを使用する電波天文学サイトの周りのRFI環境を特徴付けるための多次元確率論的フレームワークを提示します。MeerKAT電波望遠鏡からの約1500時間の試運転データを使用したフレームワークを示します。重要な変数（頻度、方向、ベースライン、時間）の関数として、平均RFI占有率と平均周辺の信頼区間の両方を生成する6次元配列を生成します。私たちの結果は、方向、頻度、時刻、ベースラインの関数として、高感度でのMeerKATRFI環境の最初の詳細なビューを提供します。これらにより、RFIの履歴の進化を追跡し、新しいRFIのアラートに使用できる変動を定量化できます。予想通り、MeerKATサイトの主要なRFI貢献者は、全地球測位システム（GPS）衛星、飛行距離測定装置（DME）、およびモバイル（GSM）通信用グローバルシステムからのものであることがわかります。RFI環境の特性を超えて、私たちのアプローチは、追跡変数の任意の組み合わせでRFIの事前確率にオブザーバーがアクセスできるようにし、より効率的な観察計画とデータ削除を可能にします。
SPIRou：CFHTでのnIR速度測定および分光偏光測定
| Title |
SPIRou:_nIR_velocimetry_&_spectropolarimetry_at_the_CFHT |
| Authors |
J.-F._Donati,_D._Kouach,_C._Moutou,_R._Doyon,_X._Delfosse,_E._Artigau,_S._Baratchart,_M._Lacombe,_G._Barrick,_G._Hebrard,_F._Bouchy,_L._Saddlemyer,_L._Pares,_P._Rabou,_Y._Micheau,_F._Dolon,_V._Reshetov,_Z._Challita,_A._Carmona,_N._Striebig,_S._Thibault,_E._Martioli,_N._Cook,_P._Fouque,_T._Vermeulen,_S.Y._Wang,_L._Arnold,_F._Pepe,_I._Boisse,_P._Figueira,_J._Bouvier,_T.P._Ray,_C._Feugeade,_J._Morin,_S._Alencar,_M._Hobson,_B._Castilho,_S._Udry,_N.C._Santos,_O._Hernandez,_T._Benedict,_P._Vallee,_G._Gallou,_M._Dupieux,_M._Larrieu,_S._Perruchot,_R._Sottile,_F._Moreau,_C._Usher,_M._Baril,_F._Wildi,_B._Chazelas,_L._Malo,_X._Bonfils,_D._Loop,_D._Kerley,_I._Wevers,_J._Dunn,_J._Pazder,_S._Macdonald,_B._Dubois,_E._Carrie,_H._Valentin,_F._Henault,_C.H._Yan,_T._Steinmetz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08949 |
このペーパーでは、最近3.6mのカナダ-フランス-ハワイ望遠鏡（CFHT）に設置された新世代の近赤外分光偏光計/精密速度計SPIRouの概要を紹介します。2つの主要な科学目標、つまり、近くのM矮星の周りの惑星系の探求と、磁化された星/惑星の形成の研究から始めて、これらの最前線のトピックに効率的に対処するように設計された機器の概念を概説し、ラボ内および2019年の初めに最終承認レビューに合格し、科学的観測を開始する前に、SPIRouが提出された集中テストフェーズ全体で測定された天空の機器性能。新しく開始されたプログラムの中心的な位置にあるSPIRouLegacySurvey（SLS）LargeProgramには、少なくとも2022中頃まで300夜のCFHTが割り当てられました。SPIRouが調査を開始したさまざまな科学トピックで得られた最初の結果のいくつかについても簡単に説明します特に、近くのM矮星の惑星系、通過する太陽系外惑星とその大気、若い星の磁場に焦点を当てていますが、M矮星の大気や地球の大気などの代替の科学目標にも焦点を当てています。最後に、SPIRouとCFHTが、JWST、ELT、PLATO、ARIELなどの今後の主要施設と10年間にわたって連携して果たすことができる重要な役割について結論付けます。
EIRSAT-1ミッションの飛行ソフトウェア開発
| Title |
Flight_Software_Development_for_the_EIRSAT-1_Mission |
| Authors |
Maeve_Doyle,_Andrew_Gloster,_Conor_O'Toole,_Joseph_Mangan,_David_Murphy,_Rachel_Dunwoody,_Masoud_Emam,_Jessica_Erkal,_Joe_Flanaghan,_Gianluca_Fontanesi,_Favour_Okosun,_Rakhi_Rajagopalan_Nair,_Jack_Reilly,_L\'ana_Salmon,_Daire_Sherwin,_Joseph_Thompson,_Sarah_Walsh,_Daith\'i_de_Faoite,_Umair_Javaid,_Sheila_McBreen,_David_McKeown,_Derek_O'Callaghan,_William_O'Connor,_Kenneth_Stanton,_Alexei_Ulyanov,_Ronan_Wall,_Lorraine_Hanlon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09074 |
EIRSAT-1として知られているアイルランドの教育研究衛星は、学生主導のプロジェクトであり、アイルランド初の衛星を設計、構築、テスト、打ち上げます。このミッションの搭載ソフトウェアは、BrightAscensionのGenerationOneFlightソフトウェア開発キットを使用して開発されています。このペーパーでは、このキットとEIRSAT-1のオンボードソフトウェア設計の概要を説明します。ミッションのサイエンスペイロード用に完全にカスタムファームウェアを作成したチームの対照的な経験を利用して、この作業では、ソフトウェア開発プロセスでのキットの使用の影響について説明します。このプロジェクトの教育的性質に関連する課題は、この議論の焦点です。このペーパーの目的は、ソフトウェア開発オプションを評価する他のCubeSatチームに役立つ情報を提供することです。
Gaia Radial Velocityのサンプル選択機能をネイティブの測光で特徴付ける
| Title |
Characterising_the_Gaia_Radial_Velocity_sample_selection_function_in_its_native_photometry |
| Authors |
Jan_Rybizki,_Hans-Walter_Rix,_Markus_Demleitner,_Coryn_Bailer-Jones,_William_J._Cooper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09096 |
6次元の位相空間情報を提供する唯一のGaiaDR2サブサンプルである720万個の星のGaiaDR2放射速度サンプル（GDR2_RVS）は、天の川の特性を推測するために最も重要なものでした。しかし、このGDR2_RVSサンプルの定量的で正確なモデリングは、十分に特性化された選択関数を知らず、含めなければ不可能です。ここでは、GDR2_RVS選択関数または「完全性」が基本的な観測値、主に見かけの等級G_RVSと色G-G_RPに依存する方法を示しますが、完全性が明確な小規模構造を示す周囲のソース密度と空の位置にも依存します。。選択関数は、内部の完全性、つまりすべてのGaiaDR2ソース（GDR2_all）と比較したGDR2_RVSソースの比率の推定値から導き出します。選択関数をキャストする単純ですがおおよその方法は、高い完全性の大きさと色の範囲を推奨することです：2.95<G_RVS<12.05および0.35<G-G_RP<1.25。より厳密で詳細な説明については、選択関数をクエリするpython関数と、追加の品質カットを含むカスタム選択関数を生成するツールとADQLクエリを提供しています。
プレアデス星団の急速に回転する初期型星の分光学的モニタリング
プレアデス星団の初期型星の半径速度は、スペクトル線の大幅な回転広がりのため、常に測定が困難でした。公表された速度の大きなばらつきにより、多くは分光連星であるという主張につながり、いくつかのケースでは予備的な軌道解が提案されています。これらの主張を調査するために、プレアデス領域の33個の高速回転B、A、および初期F星の速度測定値を取得して報告し、ほとんどのオブジェクトの履歴速度の精度を大幅に改善しました。1つまたは2つの例外を除き、以前の変動性の主張は確認せず、HD22637、HD23302、HD23338、およびHD23410の以前に公開された4つの軌道解もすべて除外します。22637はバイナリですが、期間が異なります（71.8日）。HD23338もバイナリである可能性が高く、公表されているものとは8.7年の予備期間も異なります。さらに、クラスター内の別の新しい分光バイナリHD24899の3635日軌道を報告します。サンプル内の32の正真正銘のメンバーから、プレアデスの平均半径方向速度5.79+/-0.24km/s、または既知の視覚的なコンパニオンを持つオブジェクトが除外された場合は5.52+/-0.31km/sを決定します。これらの天文学のバイナリを新しい分光バイナリに追加すると、BスターとAスターの間のバイナリ比率の下限が37％になることがわかります。速度に加えて、69〜317km/sの範囲のすべての星のvsiniを測定します。
大マゼラン星雲における分解された恒星個体群による熱パルス漸近巨大分岐相の制約
| Title |
Constraining_the_thermally_pulsing_asymptotic_giant_branch_phase_with_resolved_stellar_populations_in_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Giada_Pastorelli,_Paola_Marigo,_L\'eo_Girardi,_Bernhard_Aringer,_Yang_Chen,_Stefano_Rubele,_Michele_Trabucchi,_Sara_Bladh,_Martha_L._Boyer,_Alessandro_Bressan,_Julianne_J._Dalcanton,_Martin_A.T._Groenewegen,_Thomas_Lebzelter,_Nami_Mowlavi,_Katy_L._Chubb,_Maria-Rosa_L._Cioni,_Richard_de_Grijs,_Valentin_D._Ivanov,_Ambra_Nanni,_Jacco_Th._van_Loon,_and_Simone_Zaggia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08595 |
熱パルス漸近巨大分岐（TP-AGB）相の信頼性の高いモデルは、銀河のスペクトルエネルギー分布の解釈、宇宙塵の生成、星間物質の濃縮など、天体物理学全体で非常に重要です。TP-AGBフェーズの詳細な説明を含む恒星アイソクロンのセットを改善する目的で、小マゼランクラウド（SMC）のAGB母集団の最近のキャリブレーションを、より金属に富んだ大マゼランクラウド（LMC）に拡張します。VISTA調査から導出された空間的に解決された星形成履歴を使用して、TRILEGALコードでLMC恒星個体群をモデル化します。LMCで識別されたAGB星の星数と$K_{\rms}$バンド光度関数を照合することにより、3番目の浚渫の効率を特徴付けます。以前の調査結果と一致して、SMCと比較して、LMCのAGBスターの3番目の浚渫は、金属性が高いため、効率がやや劣ることを確認しています。Cが豊富な星の初期質量の予測範囲は、$Z_{\rmi}=0.008$で$M_{\rmi}\約1.7-3〜\mathrm{M}_{\odot}$の間です。カーボンスタースペクトルに新しい不透明度データを含めると、モデルのパフォーマンスがどのように向上するかを示します。キャリブレーションされたモデルの予測寿命、統合された光度、質量損失率分布について説明します。私たちのキャリブレーションの結果は、公開されている更新された恒星アイソクロンに含まれています。
超新星以前の進化、コンパクトな物体の質量および剥がれた連星の爆発特性
| Title |
Pre-supernova_evolution,_compact_object_masses_and_explosion_properties_of_stripped_binary_stars |
| Authors |
F.R.N._Schneider,_Ph._Podsiadlowski_and_B._M\"uller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08599 |
ほとんどの巨大な星は、バイナリまたはより高次の複数のシステムで生まれ、彼らの人生の間に仲間と質量を交換します。特に、コンパクトオブジェクトマージの大部分の始祖、および銀河中性子星（NS）とブラックホール（BH）は、バイナリコンパニオンによってエンベロープから取り除かれました。ここでは、恒星進化コードMESAを使用して、コア崩壊までの単一星と剥き出しの連星の進化と、パラメトリック超新星（SN）モデルによる最終的な運命を調べます。剥かれた連星は、本物の単一星と比較して系統的に異なるpre-SN構造を持っている可能性があるため、SNの結果も異なることがわかります。これらの違いのベースは、コアのヘリウム燃焼の終わりまでにすでに確立されており、コアの崩壊まで保持されます。NSとBHの形成の非単調なパターンを、単一コアスターとストリップバイナリスターで異なるCOコア質量の関数として見つけます。初期質量に関しては、35Msunを超える単一の星はすべてBHを形成しますが、この遷移は、剥奪された星では70Msunのみです。平均して、剥がれた星はNSとBHの質量が低くなり、爆発エネルギーが高くなり、キック速度が高くなり、ニッケルの収量が高くなります。簡略化された母集団合成モデル内で、NSとBHの形成に関して行われた典型的な仮定に関して、BH-NSとBH-BHの合併率が大幅に低下することを示します。したがって、このような合併イベントの検出率は、高度なLIGOなどにより、通常考えられるよりも低くなると予測しています。さらに、単一星と剥奪された星のNS-BH質量分布の特徴が、コンパクトオブジェクトマージャーのチャープ質量分布にどのように関係するかを示します。私たちの調査結果のさらなる影響は、欠落している赤い超巨大問題、NSsとBHs、X線連星、Ib/cとIIPSneから観測的に推測されたニッケルの質量の間に可能な質量ギャップに関して議論されています。[要約]
解決済みの多波長連続体観測からのエッジオン原始星円盤における（サブ）ミリメートルダスト不透明度と温度構造の推定：HH 212円盤の事例
| Title |
Inferring_(Sub)millimeter_Dust_Opacities_and_Temperature_Structure_in_Edge-on_Protostellar_Disks_From_Resolved_Multi-Wavelength_Continuum_Observations:_The_Case_of_the_HH_212_Disk |
| Authors |
Zhe-Yu_Daniel_Lin,_Chin-Fei_Lee,_Zhi-Yun_Li,_John_Tobin,_and_Neal_Turner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08627 |
（サブ）ミリダストダスト不透明度は、観測可能なダスト連続体放出を質量に変換するために必要ですが、それらの値は、特に若い恒星天体の周りの円盤では、長い間不明でした。エッジオンディスクの不透明度$\kappa_\nu$を、特徴的な光学的深さ$\tau_{0、\nu}$、密度$\rho_0$、ディスク外側の半径$R_0$から制約する方法を提案します$\kappa_\nu=\tau_{0、\nu}/（\rho_0R_0）$を通るエッジここで、$\tau_{0、\nu}$は、主軸$\に沿って観測された磁束の形状から推定されますrho_0$は重力安定性の考慮から、$R_0$は直接イメージングから。1D半解析モデルを組み込みのクラス0、HH212ディスクに適用しました。ALMAバンド9、7、6、3およびVLAKaバンド（$\lambda$=0.43、0.85、1.3、2.9、および9.1mm）。HH212ディスクのモデリングは、RADMC-3D放射伝達計算を介して2Dに拡張されます。$\kappa_\nu\約$$1.9\times10^{-2}$、$1.3\times10^{-2}$、および$4.9\times10^{-3}$cm$^のダスト不透明度が見つかりましたALMAバンド7、6、および3のガスとダストのグラムあたり2$は、採用された恒星の質量に応じて不確実性があります。推定された不透明度は、広く使用されている処方$\kappa_\lambda=2.3\times10^{-2}（1.3{\rmmm}/\lambda）$cm$^2$g$^{-1}$をサポートしますベックウィズらによって提唱された。（1990）。半径方向内側に向かって増加するディスクの外縁の温度は約45Kであると推測しました。これは、COやN$_2$などの氷の昇華温度をはるかに上回っています。これは、ディスクの化学的性質が原始星のエンベロープから完全に継承できないという考えを裏付けています。
Beta LyraeシステムIIにおける磁化空間構造の形成。可視スペクトルにおける磁気的に制御された構造の反射
| Title |
Formation_of_magnetized_spatial_structures_in_the_Beta_Lyrae_system_II._Reflection_of_magnetically_controlled_structures_in_the_visible_spectrum |
| Authors |
M.Yu._Skulskyy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08787 |
この記事では、ベータライラシステムの物質移動中に形成された磁化された降着構造の図を提案します。ドナーとゲイナーの間のガス流の構造は、ドナー磁場の空間構成によるものであることが示されています。その双極子軸は、コンポーネントの中心を結ぶ線から実質的に外れ、バイナリシステムの軌道面に対して傾いています。磁気双極子の中心は、ドナーの中心からゲイナーに向かってずれています。ゲイナーに近いドナー磁極の周りの表面は、ドナー表面からの追加の物質損失の領域です。磁化プラズマと降着円盤の効果的な衝突は、特に高温媒体と形成された降着流のシステムが観察される二次直角位相において、この円盤の高速逆回転によって強化されます。この概念は、主に、ドナー磁場の位相変動と、さまざまな複雑なラインの動的およびエネルギー特性の対応する変動との間の明白な相関関係で実証されています。これは、タイプH$\alpha$、HeI$\lambda$7065の気体構造で形成される放射吸収線の動径速度曲線の振る舞い、または同等の幅と強度の変動性、およびドナー雰囲気の従来の吸収線。これは、H$\alpha$輝線の絶対フラックスの位相変動と、H$\alpha$領域の連続体の高速変動に特定のパラメーターとして当てはまり、ドナー磁場の位相変動を反映しています。このアプローチにより、その上に物質の流出が形成されるドナー表面上の磁気極性領域の位置の相境界を決定することが可能になった。
太陽上の惑星間CMEとその物質源の高いヘリウム存在量と荷電状態
| Title |
The_high_helium_abundance_and_charge_states_of_the_interplanetary_CME_and_its_material_source_on_the_Sun |
| Authors |
Hui_Fu,_R.A._Harrison,_J.A._Davies,_LiDong_Xia,_XiaoShuai_Zhu,_Bo_Li,_ZhengHua_Huang,_D._Barnes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08816 |
コロナ質量放出（CME）内の材料のソースを特定し、CMEの開始メカニズムを理解することは、太陽物理学と宇宙物理学の基本的な問題です。荷電状態やHe存在量（\ahe）などのプラズマ組成に関連するパラメータは、太陽上の異なるプロセスまたは領域から発生するプラズマでは異なる場合があります。したがって、CME組成のその場測定と太陽活動の関係を調べることが重要です。2014年9月10日にX1.6フレアに関連して噴出したCMEを、AIAイメージングとIRIS分光観測、およびWindとACEによって検出されたその場でのシグネチャを分析することで調べます。シグモイドのゆっくりとした拡大と強度の増加中に、9MK以上のプラズマ温度が、最初にS字型のフットポイントに現れ、彩層の明るさに関連していることがわかります。次に、高温領域がシグモイドに沿って広がります。IRISの観測では、この拡大は高温プラズマの上昇流の輸送が原因であることが確認されています。私たちの結果は、フレアが始まる前にS字型のフットポイントでの彩層蒸発により、彩層材料が9MK以上に加熱されることを示しています。加熱された彩層材料は、S字構造に移動し、CMEに質量を供給することができます。前述のCMEの大量供給のシナリオは、関連するICMEでの高電荷状態および上昇した\ahe\の検出について合理的な説明を提供します。観察はまた、前駆体相における準定常的な進展が、上昇する磁束ロープと上にある磁場構造との間の磁気再結合によって支配されていることを示しています。
通常モード結合を使用したトロイダルフローの反転の検証
ノーマルモードカップリングは、太陽の内部構造を推測するためにモード固有関数の測定値を使用するhelioseismicテクニックです。この手法により、太陽の内部のトロイダルフローの進化と構造に関する洞察が得られました。ここでは、入力フローに関連付けられた合成地震測定値を生成し、入力速度と反転速度を比較することにより、ノーマルモード結合の反転アルゴリズムを検証します。入力トロイダルフローの4つの異なるケースを研究し、太陽の部分的な可視性を考慮した合成を計算します。減算最適化局所平均（SOLA）を使用して合成を反転し、モードリーケージの系統を緩和することも試みます。最終的には、反転は、流速間の相関関係について想定したモデルと同じくらい良好であることを示しています。
磁場モデリングの発散測定について
物理的な磁場の発散はゼロです。ただし、モデルフィールドの構築と発散の計算における数値誤差は、これらの計算に有限の発散をもたらします。発散を測定するための一般的な測定基準は、平均フラックスフラックスです$\langle|f_{i}|\rangle$。$\langle|f_{i}|\rangle$は、計算メッシュのサイズに合わせてスケーリングします。これは、発散を実際に減少させることなく、メッシュ解像度を上げるために任意に小さくなるため、発散の測定としては不十分な場合があります。メッシュサイズに比例しない、このメトリックの修正バージョンを定義します。DeRosaらの結果に新しいメトリックを適用します。（2015）、$\langleを測定した人|f_{i}|さまざまな空間解像度でビニングされた太陽境界データに基づくコロナ磁場の一連の非線形力なし磁場（NLFFF）モデルの\rangle$。DeRosaetal。の多くの相違メトリックを計算します。（2015）ノンパラメトリックメソッドを使用して、これらのメトリックに対するデータと空間解像度の影響を分析します。DeRosaらによって報告された傾向の一部が見つかりました。（2015）は$\langleの固有のスケーリングによるものです|f_{i}|\rangle$。また、メトリックが異なると同じデータセットでも結果が異なるため、いくつかのメトリックを使用して相違を測定することにも価値があることがわかります。
マルチリボンフレアの磁気トポロジーと噴火メカニズム
複数リボンのフレアは、通常、その磁気トポロジーと噴火メカニズムが複雑です。このホワイトペーパーでは、太陽電池の中心近くのアクティブ領域12297で発生したX2.1フレア（SOL2015-03-11T16：22）を、太陽力学天文台（SDO）に搭載されたヘリオイズミックおよびマグネティックイメージャー（HMI）。三次元潰れ度分布を計算します。結果は、このアクティブ領域に2つのフラックスロープがあり、大規模な双曲線フラックスチューブ（HFT）で覆われていることを示しています。北西の双極子の分離と磁束の相殺により背景磁場が減少すると、中央の磁束ロープが上昇し、2つの最も明るい中央のリボンが形成されます。次に、上にあるHFT構造を圧迫して、さらに明るくします。複雑な形状を持つこの非常にエネルギッシュなフレアには、冠状動脈の大量駆出（CME）が伴います。現在のリングモデルの簡略化された線結合力平衡方程式を採用し、減衰指数の観測値を方程式に割り当てて、初期段階のCMEの加速プロファイルをシミュレートします。ラジアルからの傾きが$45^\circ$のパスは、実際の加速度のプロファイルに最適であることがわかります。
太陽圏画像観測からの地球でのコロナ質量噴出の到着時間の予測
| Title |
Predicting_the_Time-of-Arrival_of_Coronal_Mass_Ejections_at_Earth_From_Heliospheric_Imaging_Observations |
| Authors |
Carlos_Roberto_Braga,_Angelos_Vourlidas,_Guillermo_Stenborg,_Alisson_Dal_Lago,_Rafael_Rodrigues_Souza_de_Mendon\c{c}a,_Ezequiel_Echer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09005 |
地球でのコロナ質量放出（CME）の到着時刻（ToA）は、激しい地磁気嵐などのCMEの到着に関連する宇宙天気現象による重要なパラメータです。新しい計装の段階的な使用と新しい手法の開発にもかかわらず、ToAの推定誤差は平均で10時間を超えています。ここでは、太陽圏のイメージャーからの観測、つまり、既存のコロナグラフでカバーされている距離よりも太陽中心距離からの観測を使用して、CMEのToAの予測を調査します。この作業を実行するために、ツインSTEREO宇宙船に搭載されている太陽圏イメージャーHI-1によって観測された14のCMEを分析して、正面の位置と速度を決定します。運動学的パラメータは、STEREOからの2つの視点からの同時観測を使用する楕円変換（ElCon）メソッドに基づく新しい手法で導出されます。計器の視野外では、CMEの進化のダイナミクスは、空気力学的抗力、つまり背景の太陽風からの粒子との相互作用から生じる力によって制御されると仮定します。抗力をモデル化するために、経験的に導出された抗力係数に依存する必要なく、そのパラメーターを導出できる物理モデルを使用します。CMEToAの平均誤差はToA$1.6\pm8.0$時間、平均絶対誤差は$6.9\pm3.9$時間で、14のイベントのセットで見つかりました。結果は、HI-1からの観測がコロナグラフからの観測と同様の誤差のある推定につながることを示唆しています。
SuperWASPおよびASAS-SNフィールドスターのサンプルの回転-活動関係の調査
| Title |
Investigation_of_the_rotation-activity_relation_for_a_sample_of_SuperWASP_and_ASAS-SN_field_stars |
| Authors |
Heidi_B._Thiemann,_Andrew_J._Norton,_Ulrich_C._Kolb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09066 |
後期型の主系列星がX線活動とロスビー数$Ro$、対流回転時間に対する回転周期の比率との関係を表示することは十分に確立されています。これは、飽和状態（X線活動が一定）と不飽和状態（X線活動がロスビー数と反相関する場合）として現れます。ただし、この関係は最速のローテーターでは機能しません。SuperWASPで視覚的に分類されたフォトメトリックライトカーブとASAS-SNは相互相関し、XMM-NewtonX線観測で自動的にフォトメトリックライトカーブを分類して、ライトカーブと対応するX線観測で測光的に定義された回転変調を示す3,178個の星を特定しました。900の主系列星の回転活動関係を特徴付けるためにべき乗則を取り付けました。自動的に分類された回転変調光の曲線は、この作業の視覚的に分類された光の曲線ほど信頼性が高くないことを確認しました。$\beta=-2$の標準値と一致する、SuperWASPカタログの$\beta=-1.84\pm0.18$のG型からM型の星の不飽和レジームに指数法則インデックスが見つかりました。$\beta_{s}=1.42\pm0.26$のべき乗指数を持つ、最速の回転K型星で過飽和の証拠を見つけます。
太陽盆地の暗い光子
太陽内部での暗い光子の生成は、広い質量範囲にわたるそのような粒子の最も敏感なプローブの基礎を形成します。暗い光子のごく一部が重力によって束縛された軌道に放出され、天体物理学的に長い間存続する「太陽盆地」の集団を構築します。この集団が、既存および提案された暗黒物質検出実験で信号につながる可能性があることを示し、暗黒光子が暗黒物質を構成するかどうかに関係なく、重要な新しいパラメーター空間を開きます。保守的な仮定でも、現在の暗黒物質実験の結果は、新しいパラメータ空間をすでに制限しています。基準を仮定すると、暗い光子の太陽盆地集団がXENON1Tで見られる過剰なイベントの原因である可能性があります。将来の低しきい値実験は、現在の制約よりも桁違いに大きい結合で、これらの太陽系に結合した暗い光子からサブeVの質量まで敏感になる可能性があります。
Precision Metrology Meets Cosmology：Atom-Cavity Frequency
Comparisonsからの超軽量暗黒物質に対する制約の改善
| Title |
Precision_Metrology_Meets_Cosmology:_Improved_Constraints_on_Ultralight_Dark_Matter_from_Atom-Cavity_Frequency_Comparisons |
| Authors |
Colin_J._Kennedy,_Eric_Oelker,_John_M._Robinson,_Tobias_Bothwell,_Dhruv_Kedar,_William_R._Milner,_G._Edward_Marti,_Andrei_Derevianko,_Jun_Ye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.08773 |
最先端のストロンチウム光格子時計、極低温結晶シリコンキャビティ、および水素メーザーの間の周波数比較を行って、超軽量暗黒物質と質量範囲の標準モデル粒子およびフィールドとの結合に新しい限界を設定します$10^{-16}$$-$$10^{-21}$eV。この2つの部分の比の比較の主な利点は、微細構造定数と電子質量の両方の時間変動に対する微分感度であり、特に典型的な原子分光法よりも高い質量で、超軽量暗黒物質のモジュラスの大幅に改善された制限を実現します結果。さらに、動的デカップリング技術を使用して、検索範囲をさらに大きな質量に拡張することを示します。これらの結果は、全光学式タイムスケールが既存のマイクロ波タイムスケールにますます統合され、最終的には取って代わるので、基本的な物理アプリケーションに最高のパフォーマンスの原子時計を使用することの重要性を強調しています。
アステカの書簡における日食
この論文は、メソアメリカのアステカの時代、約1300〜1550ADの日食に関するアカウントの収集を中心にしています。首都テノチティトランからのトポロジー的可視性に準拠したすべての日食イベントのリストを提示します。23日食の40の記録が、通常は大規模なものであるさまざまなアステカの写本（典礼）に入りました。アステカ族が現象に与えた重要性を理解しようとするとき、各出来事はその歴史的文脈に関して議論されます。この文化は「旧世界」の文明よりも日食に著しく注意を払っていなかったようです。人々はその原因を理解せず、バビロニアや古代中国ほど天文学を気にしませんでした。さらに、モクテズマIIの彗星の伝説について議論します。征服後の作家たちは、目撃情報がどうあるべきかを誤解していたことがわかりました。
修正された緊急暗黒エネルギーとその天文学的制約
| Title |
Modified_Emergent_Dark_Energy_and_its_Astronomical_Constraints |
| Authors |
H._B._Benaoum,_Weiqiang_Yang,_Supriya_Pan_and_Eleonora_Di_Valentino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09098 |
非常にエレガントなアプローチを示すことにより、PhenomenologicallyEmergentDarkEnergy（PEDE）モデルの変更された形式を紹介します。このモデルは、PEDEモデルと区別するためにModifiedEmergentDarkEnergy（MEDE）と呼ばれ、$\Lambda$CDM、PEDEモデル、Chevallier-Polarski-Linderモデル、およびその他の関心のある宇宙論モデルが含まれています。今回の記事は、他のPEDEモデルをシンプルだが非常にエレガントな方法で構築するための非常に素晴らしい方法を提供することを示しています。モデルには7つの自由パラメーターがあり、6つのパラメーターは$\Lambda$CDMまたはPEDEモデルと同じで、残りの1つのパラメーター`$\alpha$'は一般化を定量化します。現在のモデルは、現在のダークエネルギー状態方程式が$w_{\rmDE}（z=0）=-1-\frac{\alpha}{3\ln（10）}$であり、遠い将来を想定していることを予測しています（つまり、$z\longrightarrow-1$の場合）、これは漸近的に$w_{\rmDE}\longrightarrow-1$に進化します。現時点では、モデルは、宇宙マイクロ波背景放射、バリオン音響振動距離測定、ハッブル定数のローカル値、超新星タイプIaのパンテオンサンプルを含むさまざまな観測データセットを使用して、モデルの非常に堅牢な観測分析を実行します。ここでの$H_0$テンションは緩和されますが解決されないことがわかりますが、唯一のフリーパラメーターである$\alpha$は、さまざまなデータセットの$\Lambda$CDMまたはPEDEを回復できます。要約すると、この記事では、非常に単純化された方法でPEDEモデルの他の変更されたバージョンを構築する新しいルートについて説明します。
非振動ノースケールインフレ
インフレの時代の終わりにインフロンが振動しない、インフレの非振動非スケール超重力モデル（NO-NOインフレ）を提案します。代わりに、宇宙はインフロン運動エネルギー密度（キナレーション）によって支配されます。インフレーションからキニングへの移行中に、宇宙はヒッグスのような場へのカップリングを通じて瞬時に予熱します。これらは急速に消滅し、超相対論的物質粒子に散乱します。粒子はその後エネルギー密度を支配し、再加熱はビッグバン元素合成の温度よりはるかに高い温度で発生します。電弱遷移の後、インフレーターは典型的な膨張のいくつかのモデルのように追跡段階に入ります。宇宙マイクロ波背景観測量のモデル予測は、Planck2018のデータと一致しており、重力波の密度はBigBangNucleosynthesisの上限を下回っています。また、グラビティーノ崩壊によって生成される超対称な冷たい暗黒物質の密度は、超対称粒子の質量の予想される範囲にわたってPlanck2018のデータと一致していることもわかります。
