$ \ Lambda $ CDMの2つの冷たい流体に対する宇宙論的摂動
私たちの宇宙の大規模な宇宙構造は、バリオンと冷たい暗黒物質（CDM）で構成されています。しかし、これらの2つの成分を、圧力が消失した単一物質の混合流体として扱うことは慣例です。これは、十分に大きなスケールと遅い時間にのみ正当化されます。ここでは、単一流体近似を超えて、消失圧力を仮定しながら、2つの重力結合流体の摂動理論を開発します。私たちは主に$D$（または$D_+$）の累乗の摂動展開、宇宙定数$\Lambda$を使用した$\Lambda$CDM宇宙における物質の線形構造成長に焦点を当てています。特に、（1）2つの流体密度の明示的な再帰関係、（2）ラグランジュ座標アプローチにおける相補的な全次数の結果、（3）宇宙大規模への半古典的アプローチにおける関連するコンポーネントの波動関数を導出します。スケール構造。私たちのコンパニオンペーパー（Hahnetal。2020）では、これらの新しい理論結果を適用して、宇宙流体力学シミュレーションの新しい高次初期条件を生成します。
混合バリオン-CDMシミュレーションの高次初期条件
バリオンと暗黒物質の明確な進化を考慮に入れた宇宙論的シミュレーションのための高次初期条件（IC）を生成する新しいアプローチを提示します。無衝突N体シミュレーションと完全な流体力学的オイラーおよびラグランジュシミュレーションの両方に基づいて、数値実装とそのパフォーマンスの検証に焦点を当てます。一次ラグランジュ摂動論（LPT）に限定されていた以前のアプローチよりもさまざまな方法で改善します。具体的には、（1）2次LPTを多流体システムに一般化し、2流体または3LPTICを2流体シミュレーションに使用できるようにします。または2LPT、（3）私たちのICが予想される摂動結果からの偽の偏差を排除する粒子質量の変動を使用することにより、2流体シミュレーションの以前の問題を解決することを示し、（4）高次PTに行くことによって達成される改善が同等であることを示します単一流体ICで見られるものと、（5）高品質の初期条件が使用されると、オイラーシミュレーションとラグランジュシミュレーションの間の優れた（つまり、数パーセントのレベル）一致を示します。基礎となる摂動理論の厳密な発展は、関連論文（Rampfetal。2020）に示されています。提示されているすべてのアルゴリズムは、私たちが公開しているMonofonicMusic-2パッケージに実装されています。
初期宇宙における相転移
これらの講義ノートは、2018年の第24回ザールブルクサマースクールでMarkHindmarshが提供したコースに基づいており、MarvinL\"uben、JohannesLumma、MartinPaulyが作成したものです。目的は、一次相転移を理解するために必要な基本を提供することです初期宇宙では、重力波の痕跡を残す方法を概説し、それらの重力波が将来どのように検出されるかを宣伝します。電弱スケールでの一次相転移は、標準モデルを超えた多くの理論の予測であり、は、宇宙における物質と物質の非対称性の説明を提供しようとするいくつかの理論の構成要素としても動機付けられています。最小次数近似での場の熱有効ポテンシャルについては、標準モデル以降のヒッグス相への遷移を検討し、dフィールドがポテンシャルバリアを越える確率を計算します。これらの準備の後、初期の宇宙の説明に適しているため、一次相転移の流体力学的説明を提供します。それにより、相転移を特徴付ける主要な量、および2030年代に宇宙ベースの重力波検出器LISAによって検出される可能性がある重力波パワースペクトルにそれらがどのように刻印されるかについて説明します。
Athena / WFIから見た高赤方偏移銀河グループ
| Title |
High-redshift_galaxy_groups_as_seen_by_Athena/WFI |
| Authors |
Chaoli_Zhang,_Miriam_E._Ramos-Ceja,_Florian_Pacaud,_Thomas_H._Reiprich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09271 |
宇宙で最初の大規模な銀河グループは、2つをはるかに超える赤方偏移で形成されたと予測されています。この非常に活発な時代における恒星と活動銀河核（AGN）フィードバックのようなバリオン物理学は、これらの初期の銀河群の熱力学的特性に強い痕跡を残したと期待されています。したがって、これらのグループの観察は、これらの物理的プロセスの相対的な重要性を抑制するための鍵となります。しかしながら、現在の機器は、それらを容易に検出し、それらの高温ガス含有量を特徴付けるほど感度がよくありません。この作業では、高赤方偏移で初期の銀河群を発見して特徴付けるための、欧州宇宙機関（ESA）の将来の大規模X線観測所である高エネルギー天体物理学（アテナ）の高度望遠鏡の観測力を定量化します。X線TElescopes（SIXTE）シミュレーターのシミュレーションを使用して、Athenaの観測を模倣し、カスタムメイドのウェーブレットベースのアルゴリズムを使用して、赤方偏移範囲$0.5\lez\le4$の銀河グループとクラスターを検出しました。ガス温度とX線輝度を特徴付けるために、広範なX線スペクトルフィッティングを実行しました。また、アテナがさまざまなフィードバックメカニズムをどれだけ適切に制約するかについても調査します。アテナの最初の4年間（公称ミッション寿命）の一部の間に実行されると予想されるディープワイドフィールドイメージャー（WFI）調査では、$z\ge0.5$にある10,000を超える銀河グループとクラスターが発見されます。Athenaは、質量が$M_{500}\geq$$5\times10^{13}$$M_{\odot}$と$z\geq2$の$\sim20$高赤方偏移銀河グループを検出できることがわかります。それらのほぼ半分は、ガス温度が$\DeltaT/T\le25\％$の精度で決定されます。高赤方偏移銀河群は、アテナによって拡張されたソースとして非常に効率的に検出できること、およびそのような新しく発見されたソースの総数を決定する重要なパラメーターは、アテナによって調査された空の領域であることを示します。
| Title |
Using_strong_gravitational_lensing_to_probe_the_post_reionization_\HI_power_spectrum |
| Authors |
Urvashi_Arora_and_Prasun_Dutta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09375 |
赤方偏移21cm超微細遷移スペクトル線を使用して中性水素（\HI）の統計分布を調べることは、宇宙における物質密度の形成と進化を理解するための鍵となります。\HI分布の2点統計は、可視性相関を使用して赤方偏移21cm信号のパワースペクトルを測定することで推定できます。この点に関する主な課題は、観測周波数における銀河シンクロトロン放射と銀河系外の点光源からの前景寄与に比べて、予想される信号が弱いことです。この作業では、銀河団の強い重力レンズ効果を使用して、赤方偏移21cm信号のパワースペクトルを検出する可能性を調査します。この方法には、\HI信号のみを強化し、拡散銀河前景は強化しないという利点があります。クラスターポテンシャルの4つの単純なモデルに基づいて、複数の暗黒物質ハローを持つ比較的低い赤方偏移の強いレンズが、再イオン化後の時代からの21cm信号を大幅に増強することを示します。この方法の長所と短所、および今後の調査に必要な将来の研究について説明します。
宇宙論的N体シミュレーションの正確な初期条件：切り捨てと離散誤差の最小化
| Title |
Accurate_initial_conditions_for_cosmological_N-body_simulations:_Minimizing_truncation_and_discreteness_errors |
| Authors |
Micha\"el_Michaux,_Oliver_Hahn,_Cornelius_Rampf,_Raul_E._Angulo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09588 |
宇宙論的N体シミュレーションの初期条件の不正確さは、非線形の大規模構造を予測する際の系統誤差の最大の原因になりがちです。理論の面から、初期条件は通常、ラグランジュ摂動論からの変位場の低次トランケーションを使用して提供されます。1次および2次近似が最も一般的なものです。ここでは、3次ラグランジュ摂動論（3LPT）に基づく初期条件を使用することによってもたらされる改善を調査します。3LPTを使用すると、切り捨てエラーが大幅に抑制され、シミュレーションを初期化するためのポータルがz=12まで正確に初期化されることがわかります（検討する解像度について）。さまざまな要約統計量に対する摂動打ち切りと粒子離散の競合効果を分析します。離散性エラーは本質的に減衰モードであるため、初期の初期化時間に対して強く増幅されます。3LPTでの遅い開始時間が最も正確な構成を提供することを示します。これは、シミュレーションの粒子ナイキスト波数（k〜3h/Mpc）。結論として、非流体アーチファクトを抑制するために、3LPTでシミュレーションをできるだけ遅く初期化することをお勧めします。3LPT初期条件ジェネレーターを公開しています。
フレアの影響下でのトラピスト1惑星の表面と海洋の居住性
超クールな矮星であるトラピスト-1の周りに住む可能性のある惑星の発見は、自然に疑問を投げかけます。これらの惑星はホストスターの非常に近くを周回しており、トラピスト1の強烈で頻繁なフレアから放出されるUV放射の影響を最も受けやすくなっています。ここでは、K2ミッションでTrappist-1で観測されたスーパーフレアのUVスペクトル（100〜450nm）を計算します。放射伝達モデルをこのスペクトルに結合して、プレバイオティクスと酸素雰囲気。表面の生物や架空の惑星の海洋に対する紫外線の影響を定量化します。最後に、酸素のない惑星の場合、紫外線耐性のある生命体が惑星fとgの表面で生き残ることがわかります。それにもかかわらず、より脆弱な生物（つまり、\textit{E。coli}）は、8mを超える深海での危険なUV影響から保護できます。もし惑星がオゾン層を持っているなら、ここで研究されたどんな生命体もHZ惑星で生き残るでしょう。
2016年と2017年のシーズンデータで特定されたかすかなソースの星を持つ4つのマイクロレンズ惑星
| Title |
Four_Microlensing_Planets_with_Faint-source_Stars_Identified_in_the_2016_and_2017_Season_Data |
| Authors |
Cheongho_Han,_Andrzej_Udalski,_Doeon_Kim,_Youn_Kil_Jung,_Yoon-Hyun_Ryu,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Andrew_Gould,_Kyu-Ha_Hwang,_Chung-Uk_Lee,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Jennifer_C._Yee,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Hyoun-Woo_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Chun-Hwey_Kim,_Woong-Tae_Kim,_Przemek_Mr\'oz,_Micha{\l}_K._Szyma\'nski,_Jan_Skowron,_Radek_Poleski,_Igor_Soszy\'nski,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Szymon_Koz{\l}owski,_Krzysztof_Ulaczyk,_Krzysztof_A._Rybicki,_Patryk_Iwanek,_Marcin_Wrona |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09258 |
かすかな光源星で発生するマイクロレンズ惑星は、信号が弱いために検出されないことがあります。検出された惑星で注目度の高い科学的問題を抽出することが難しいため、このような惑星の検出は報告されない場合があります。完全なサンプルに基づくマイクロレンズ惑星システムの固体人口統計調査では、2016年と2017年のシーズンに取得したマイクロレンズデータを調査して、かすかな光源のレンズ現象における惑星信号を検索します。この調査から、KMT-2016-BLG-2364Lb、KMT-2016-BLG-2397Lb、OGLE-2017-BLG-0604Lb、OGLE-2017-BLG-1375Lbを含む4つの未公開のマイクロレンズ惑星が見つかりました。観測されたレンズ光曲線を分析し、それらのレンズパラメータを決定します。測定されたパラメーターの制約を使用して行われたベイズ分析から、ホストと惑星の質量が$0.50\lesssimM_{\rmhost}/M_\odot\lesssim0.85$と$0.5\lesssimM_{の範囲にあることがわかります\rmp}/M_{\rmJ}\lesssim13.2$は、すべての惑星が太陽系外の質量を持つホスト星の周りの巨大惑星であることを示しています。レンズは、$3.8\lesssim\dl/{\rmkpc}\lesssim6.4$の距離範囲にあります。OGLE-2017-BLG-0604とOGLE-2017-BLG-1375のレンズが銀河系のディスクに入っている可能性が高いことがわかりました。
TNG XXVIIのGAPSプログラム。 HARPS-Nを使用した若い惑星系の再評価：高温のJupiter V830 Tau
bは本当にそこにあるのでしょうか？
| Title |
The_GAPS_Programme_at_TNG_XXVII._Reassessment_of_a_young_planetary_system_with_HARPS-N:_is_the_hot_Jupiter_V830_Tau_b_really_there? |
| Authors |
M._Damasso,_A._F._Lanza,_S._Benatti,_V._M._Rajpaul,_M._Mallonn,_S._Desidera,_K._Biazzo,_V._D'Orazi,_L._Malavolta,_D._Nardiello,_M._Rainer,_F._Borsa,_L._Affer,_A._Bignamini,_A.S._Bonomo,_I._Carleo,_R._Claudi,_R._Cosentino,_E._Covino,_P._Giacobbe,_R._Gratton,_A._Harutyunyan,_C._Knapic,_G._Leto,_A._Maggio,_J._Maldonado,_L._Mancini,_G._Micela,_E._Molinari,_V._Nascimbeni,_I._Pagano,_G._Piotto,_E._Poretti,_G._Scandariato,_A._Sozzetti,_R._Capuzzo_Dolcetta,_M.P._Di_Mauro,_D._Carosati,_A._Fiorenzano,_G._Frustagli,_M._Pedani,_M._Pinamonti,_H._Stoev,_D._Turrini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09445 |
非常に若い星（age$<$10Myr）の周りのexoworldを検出して特徴付けることは、特に惑星の形成と移動のメカニズムとタイムスケールを理解するための、太陽系外惑星の人口統計学研究の重要な側面です。ただし、そのような星の磁気活動に起因する信号の振幅は、巨大な惑星によっても誘導されるものよりも桁違いに大きくなる可能性があるため、放射速度法のみを使用した検出は非常に困難な場合があります。非常に若い星（$\sim$2Myr）と非常に活動的な星V830タウをHARPS-Nスペクトログラフで観測し、以前に報告された熱い木星V830タウb（$K_{\rmb}=68\pm11$m/s;$m_{\rmb}sini_{\rmb}=0.57\pm0.10$$M_{jup}$;$P_{\rmb}=4.927\pm0.008$d）V830タウの磁気活動に明らかに起因する観測された$\sim$1km/sの半径方向の速度のばらつきにより、異なるパイプラインで抽出された半径方向の速度を分析し、いくつかの最新のツールを使用してモデル化しました。結果をサポートし、検出限界を特徴付けるために、注入回収シミュレーションを考案しました。放射速度の分析は、測光診断と分光診断を同時に使用することで支援されました。HARPS-Nデータの質が高く、実行したテストの多様性にも関わらず、データから惑星V830Taubを検出できず、その存在を確認できませんでした。私たちのシミュレーションは、主張されている惑星ドップラー信号の統計的に有意な検出が非常に困難であることを示しています。若い星の周りの惑星のドップラー探査を継続することが重要であるのと同様に、それらの検出と特性評価を達成するために直面する技術的な困難を克服するために最大限の注意を払う必要があります。特に測光トランジットからの存在の証拠なしで、それらの発生率、形成メカニズム、および移行経路を評価するときは、この点に留意する必要があります。
TRAPPIST-1惑星のマグマ海洋進化
| Title |
Magma_ocean_evolution_of_the_TRAPPIST-1_planets |
| Authors |
Patrick_Barth,_Ludmila_Carone,_Rory_Barnes,_Lena_Noack,_Paul_Molli\`ere,_Thomas_Henning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09599 |
潜在的に居住可能な惑星TRAPPIST-1e、f、およびgの最近の観測は、ホストスターの活動が急速な大気脱出を促進するはずであるにもかかわらず、それらがおそらく数十wt％の水の大きな水質量分率を持っていることを示唆しています。これらのプロセスは、水を光分解して、遊離酸素を生成し、おそらく惑星を乾燥させる可能性があります。惑星が形成された後、それらのマントルは揮発性物質が溶けて溶けて溶け出し、おそらく完全に溶けていました。これらの惑星を理解し、将来の観測に備えるためには、これらの世界のマグマの海相を理解する必要があります。これらの惑星をシミュレートするために、恒星進化、大気脱出、潮汐加熱、放射性加熱、マグマ海洋冷却、惑星放射、および水-酸素-鉄地球化学の既存のモデルを組み合わせました。私たちは、岩の多いスーパーアースGJ1132bと初期の地球に対して検証された、多目的なマグマ海洋進化モデルであるマグモックを提示します。一連の潮汐および放射性加熱率、ならびに1〜100地球海の初期含水量について、トラピスト1e、f、およびgのマグマ海洋大気の結合進化をシミュレーションします。TRAPPIST-1fとgは、少なくとも250Myrの長期マグマ海相を伴う非常に湿ったシナリオに最も近い可能性が高いことがわかります。惑星eは恐らく乾いた道または中間の道をたどり、マントルの固化時に大気中の水蒸気や酸素をほとんど持っていなかったかもしれません。調査したすべての惑星で、マグマの海が固化した後、初期の水の3〜5％しかマントルに閉じ込められないことがわかりました。
冷たい雲と熱風の相互作用：雲の成長と破壊の領域と磁場の影響
| Title |
Interaction_of_a_cold_cloud_with_a_hot_wind:_the_regimes_of_cloud_growth_and_destruction_and_the_impact_of_magnetic_fields |
| Authors |
Martin_Sparre,_Christoph_Pfrommer_and_Kristian_Ehlert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09118 |
多相銀河風、銀河ハローを通過する冷たいガスの増加、クラゲ銀河からのガスストリッピングは、冷たいガス相と高温のガス相の間の相互作用の例です。このようなシステムには2つの重要な制度があります。ケルビンヘルムホルツの不安定性の結果として、十分に小さい冷たい雲が熱風によって破壊されます。これにより、雲が細かく砕かれ、最終的には熱風に混ざって溶解します。逆に、大きな雲から取り除かれた冷たいガスは、熱風と混合して中間温度になり、熱的に不安定になって冷却され、冷たい尾部に熱いガスが正味付着します。電磁流体力学コードAREPOを使用して、クラウド破砕シミュレーションを実行し、成長レジームと破壊レジームの間の遷移の分析基準をテストして、現在の議論を文献で明らかにします。熱風冷却時間が遷移半径を設定し、混合相の冷却時間を設定しないことがわかります。磁場は風と雲の相互作用を変化させます。風磁場のドレーピングは、雲の上流の磁場を強化し、流体の不安定性は、均一磁場の風で見られるものを超えて、乱流に磁化された風によって抑制されます。さらに、クラゲ銀河が磁場をその尾に合わせて整列していると予測しました。最後に、理想化されたシミュレーションの結果を使用して、宇宙（磁気）流体力学シミュレーションでサブグリッドモデルに入力を提供する方法について説明します。
彼らの成長に敵対的な宇宙論的DCBH形成サイト
直接崩壊（DC）は、初期の宇宙で$\sim10^{5}〜M_{\odot}$を持つ大量のシードブラックホール（BH）を提供する有望なメカニズムです。このようにして形成されたDCBHの長期降着成長を研究するために、我々はその形成段階を調査した以前の研究を拡張して、宇宙放射線流体力学シミュレーションを実行します。ボンダイの半径より下の高い空間分解能では、BHへの降着率がエディントンの値よりはるかに低いことを示しています。そのような遅い質量の成長は、部分的には降着するBHからの強い放射フィードバックによるものです。さらに、BHは最初の銀河に落ちた後のガスに比べて$\sim100〜{\rmkm〜s^{-1}}$の大きな速度を持っていることがわかります。これにより、降着率が大幅に低下します。後者の効果は、DCBHが銀河から通常$\sim1〜$kpcで金属のない環境で形成されるという事実から生じます。BHは、重力により銀河中心に近づくにつれて加速します。その後は相対速度が減衰することはなく、BHは銀河の中心に落ち着くことはありませんが、銀河の中心をさまよっています。分析的推定は、銀河中心の$\sim100$〜pc内のDCBH形成が$z=7$の前に動的摩擦でBHを減速するために必要であると予測しています。このような場合、$Z\sim10^{-5}-10^{-3}〜Z_\odot$による金属の濃縮が予想されるため、金属の少ない環境でのDCBHの形成は、その後の急速な成長に適しています。
天の川の核風の中の冷たいガス
| Title |
Cold_gas_in_the_Milky_Way's_nuclear_wind |
| Authors |
Enrico_M._Di_Teodoro,_Naomi_M._McClure-Griffiths,_Felix_J._Lockman,_Lucia_Armillotta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09121 |
天の川の中心は、私たちの銀河の内側の領域に強く影響を与えたいくつかの高エネルギープロセスのサイトです。超大質量ブラックホール、SgrA*からの活動、および/または内部分子リングからの恒星フィードバックが銀河風の形で物質とディスクからエネルギーを放出します。この流出内には、高温の高電離から温かい電離および冷原子ガスまでの多相ガスが観察されています。しかし、これまでのところ、低温で高密度の分子相を示す証拠はありません。ここでは、私たちの銀河の中心から流出する分子ガスの最初の検出を報告します。この冷たい物質は、核風の中を移動する水素原子雲に関連しています。〜1pcスケールで解決された分子ガスの形態と運動学は、これらの雲がより暖かい媒体と混合しており、おそらく破壊されていることを示しています。また、追い出された分子ガスの質量は無視できず、中央領域の星形成の速度に影響を与える可能性があることもデータは示唆しています。現在の活動レベルでのSgrA*も、内部の銀河での星形成も、この物質の実行可能な供給源であるように見えないので、この冷たく高密度の高速ガスの存在は不可解です。
ガス降着は、質量と金属の関係のばらつきを調整します
| Title |
Gas_accretion_regulates_the_scatter_of_the_mass-metallicity_relation |
| Authors |
Gabriella_De_Lucia,_Lizhi_Xie,_Fabio_Fontanot,_and_Michaela_Hirschmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09127 |
このホワイトペーパーでは、GAlaxyEvolutionandAssembly（GAEA）半解析モデルを利用して、局所的な銀河の質量における二次依存性の起源を分析します。私たちのモデルは、ローカル宇宙で観測された傾向を、銀河の星形成率とさまざまなガス質量相の関数として非常によく再現します。最新の観測測定と一致して、冷たいガス含有量（その最大画分は原子ガス相によって表される）は、予測される質量と金属の関係の分散を管理する3番目のパラメーターと見なすことができることを示します。傾向は、ガス降着率の変動で説明できます。ガス供給の減少は、星形成によるガスの金属化の増加につながりますが、利用可能な低温ガスの増加は、金属化の減少につながります。前者のプロセスが質量と金属の関係を超えるオフセットの原因であるのに対し、後者は質量と金属の関係を下回る偏差の原因であることを示します。低質量および中間質量の銀河では、これらの負のオフセットは主に、恒星のフィードバックのために以前に放出された物質が支配する後期ガス冷却によって決定されます。
SSA22 Lyman-$ \ alpha $ Blob 1のガス運動学を多相の塊状媒体での放射伝達モデリングで再検討する
| Title |
Revisiting_the_Gas_Kinematics_in_SSA22_Lyman-$\alpha$_Blob_1_with_Radiative_Transfer_Modeling_in_a_Multiphase,_Clumpy_Medium |
| Authors |
Zhihui_Li,_Charles_C._Steidel,_Max_Gronke_and_Yuguang_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09130 |
KeckCosmicWebImager（KCWI）とKeckMulti-objectを使用して、SSA22プロトクラスター領域（$z$=3.09）のLyman-$\alpha$（Ly$\alpha$）Blob1（LAB1）の新しい観測結果を提示します赤外線探査用分光計（MOSFIRE）。KCWIデータキューブに一致したフィルタリングを適用することにより、狭帯域のLy$\alpha$画像を作成し、いくつかの顕著な特徴を特定しました。Ly$\alpha$とH$\beta$の空間分布と強度を比較することにより、光イオン化HIガスの再結合とそれに続く共鳴散乱が、観測されたすべてのLy$\alpha$/H$\を説明するのに十分であることがわかりますベータ$比率。さらに、モーメントマップとモンテカルロ放射伝達（MCRT）モデリングの両方を使用して、空間的に分解されたLy$\alpha$プロファイルをデコードします。観察されたLy$\alpha$プロファイルに多相の「固い」モデルのセットを適合させることにより、多くのパラメーター、つまり、塊状媒体（ICM）のHI数密度、雲の体積の充填係数を合理的に制約することができます、塊のランダムな速度と流出速度、ICMのHI流出速度、局所的な全身赤方偏移。私たちのモデルは、さまざまな場所でさまざまなLy$\alpha$形態を正常に再現しており、主な結果は次のとおりです。（1）観測されたLy$\alpha$スペクトルは、視線ごとに比較的少ない束を必要とします。ラインセンター;（2）クランプの速度分散により、観測されたスペクトルの大幅な広がりが生じます。（3）ICMのHIが光学的に厚い場合は、塊の流出により追加の広がりが生じる可能性があります。（4）ICMのHIは、Ly$\alpha$線の中心に近い吸収機能の原因です。
Blanco DECamバルジ調査。 I.調査の説明と初期の結果
| Title |
The_Blanco_DECam_Bulge_Survey._I._The_Survey_Description_and_Early_Results |
| Authors |
R._Michael_Rich,_Christian_I._Johnson,_Michael_Young,_Iulia_Simion,_William_Clarkson,_Catherine_Pilachowski,_Scott_Michael,_Andrea_Kunder,_A_Katherine_Vivas,_Andreas_Koch,_Tommaso_Marchett,_Rodrigo_Ibata,_Nicolas_Martin,_Annie_C._Robin,_Nadege_Lagard,_Michelle_Collins,_Zeljko_Ivezic,_Roberto_de_Propris,_and_Juntai_Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09255 |
BlancoDarkEnergyCamera（DECam）バルジ調査は、VeraRubinObservatory（LSST）パスファインダー画像調査で、$\sim200$sq。deg。に及びます。南銀河のふくらみの$-2^\circ<$b$<-13^\circ$および$-11^\circ<$l$<+11^\circ$。CTIO-4m望遠鏡とDarkEnergyCamera（DECam）を使用して、隣接する$\sim200$sq。degを画像化しました。SDSS$u$+Pan-STARRS$grizy$での、比較的赤みの少ない南部銀河の隆起の領域。大きな色のベースラインを備えた光学測光を使用して、バルジの主要構造の年齢と金属性の分布を調査します。調査のフットプリントには、すべての通過帯域でイメージングされた26個の球状星団が含まれています。ふくらみの大部分で、赤い塊のかすかな端に到達するのに十分な深さの$i\sim18$に一致するGaiaDR2の天体測定があります。このペーパーは、調査の背景、科学的事例、および説明を提供します。南銀河のふくらみの範囲にわたる新しい赤化補正された色の大きさの図の配列を示します。膨らみの中にあると提案された青いループの進化段階にある巨大な星の集団は、代わりに太陽から$\sim2$kpcであり、古いディスクの赤い塊の巨人である可能性が高いと主張します。$（l、b）=（+8^\circ、-4^\circ）$付近の真っ赤な塊は、フォアグラウンドディスクの機能であるか、以前の研究で報告された長いバーに関連している可能性があります。また、BDBSの注目フィールドにまたがる青い水平枝の母集団の最初のマップも報告します。また、このデータでは、バルジ内に提案された多数の球状星団の現実を確認できません。
Blanco DECamバルジ調査（BDBS）II：プロジェクトのパフォーマンス、データ分析、および初期の科学結果
| Title |
Blanco_DECam_Bulge_Survey_(BDBS)_II:_Project_Performance,_Data_Analysis,_and_Early_Science_Results |
| Authors |
Christian_I._Johnson,_R._Michael_Rich,_Michael_D._Young,_Iulia_T._Simion,_William_I._Clarkson,_Catherine_A._Pilachowski,_Scott_Michael,_Andrea_Kunder,_Andreas_Koch,_and_A._Katherina_Vivas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09257 |
BlancoDECamバルジサーベイ（BDBS）は、ダークエネルギーカメラのugrizYフィルターを使用して、南銀河のバルジの200平方度以上を画像化し、約2億5,000万の固有光源の点像分布測光を生成しました。このペーパーでは、調査カタログの作成と照合に関する詳細を紹介するとともに、採用されたキャリブレーションとdereddeningの手順についても説明します。初期の科学の結果は、膨らんだ金属性分布関数と球状星団に特に重点を置いて提示されています。重要な結果は、膨らんだ赤い塊の巨人の（u-i）oと[Fe/H]の間の強い相関（シグマ〜0.2dex）です。この関係を利用して、内部のバルジフィールドは単純なクローズドボックスエンリッチメントモデルで適切に記述できることを発見しましたが、b〜-6度の外部のフィールドには、二次的な金属の少ないコンポーネントが必要なようです。閉じたボックスモデルのスケーリングされたバージョンを外側のバルジフィールドに適用すると、混合ガウスモデルと比較して、金属の少ないコンポーネントの強度が大幅に低下します。追加の結果には、uバンドが金属性の関数としてM22のサブジャイアントブランチを分割することの確認、M22およびFSR1758の軌道に沿った可能性のある潮汐星の検出、およびNGC6569最も赤いバンドの赤い塊の光度変動によって証明されるように、小さいが離散したHeの広がりがある可能性があります。FSR1758がより大きな拡張構造の一部であるという以前の主張は確認していません。
EAGLEシミュレーションにおけるz $ \ leq $ 2でのDLAの分布とプロパティ
| Title |
The_distribution_and_properties_of_DLAs_at_z_$\leq$_2_in_the_EAGLE_simulations |
| Authors |
Lilian_Garratt-Smithson,_Chris_Power,_Claudia_del_P._Lagos,_Adam_R._H._Stevens,_James_R._Allison,_Elaine_M._Sadler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09302 |
宇宙スケールでの中性水素の空間分布と固有の物理特性を決定することは、次世代の電波調査の主要な目標の1つです。EAGLE銀河形成シミュレーションを使用して、0$\leq$z$\leq$2の間の銀河とその下にある暗黒物質ハローに関連付けられている減衰Lymanアルファ吸収体（DLA）の特性を評価します。赤方偏移が大きくなると、DLAは増加します。中性原子水素（HI）のかなりの部分は、10$^{10}$M$_\odot$以上の恒星質量を持つ銀河の周辺に存在します。そして、銀河系媒体（CGM）のDLAのカバー率は、星間媒体（ISM）のそれと比較して、ハロー質量の増加に伴って強化されます。さらに、銀河におけるHIの平均密度は恒星の質量の増加とともに増加することがわかりますが、高および低ハロ質量システムのDLAは中間のハロー質量（〜10$^{12}$M$_\odot$atz=0）。高星質量システムにおけるこれらの影響力の大きいCGMDLAは、金属が少ない傾向があり、滑らかな降着をたどる可能性があります。全体として、私たちの結果は、CGMが高赤方偏移（z$\geq$1）でのDLA研究で重要な役割を果たすことを示しています。ただし、それらのプロパティは、数値解像と、宇宙論シミュレーション、特にAGNのシミュレーションで使用される詳細なフィードバック処方の両方に影響されます。
初期型銀河NGC 3923の星の母集団パラメーターの測定-初期質量関数の困難な測定
| Title |
Measuring_the_stellar_population_parameters_of_the_early-type_galaxy_NGC_3923_--_The_challenging_measurement_of_the_initial_mass_function |
| Authors |
A._Feldmeier-Krause,_I._Lonoce,_W._L._Freedman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09557 |
初期タイプの銀河に関する最近の研究では、初期質量関数（IMF）の勾配が底が重い、つまり、銀河よりも低質量の星の割合が多いことが示唆されています。ただし、観測されたスペクトルの特徴は、恒星の年齢、金属性、元素の存在量、IMFに加えて、多数の要因に敏感であるため、IMFの測定は未解決の銀河では依然として困難です。このペーパーでは、新しい高S/N比のIMACS（Magellan）スペクトルを使用して、楕円シェル銀河NGC3923を光学（3700〜6600オングストローム）波長、および近赤外（7900〜8500オングストローム）波長で関数として調べます。半径の。私たちは、結果の不確実性をよりよく理解するために、いくつかの独立したアプローチを採用しています。1）2つの異なる恒星個体群モデルライブラリを比較します。2）スペクトルインデックスフィッティングと完全なスペクトルフィッティングを行います。3）事前に入力IMFを知っていて、データと密接に一致するシミュレーションを実行しました。4）また、単一の恒星集団ではなく、2つのコンポーネントを含めることの影響も調査します。私たちの結果は、私たちが行う仮定や使用する方法に敏感であることを示しています。さらに、シミュレートされた模擬データに基づいて、結果の正確さと精度を評価します。質量範囲0.5〜1.0M_sunのボトムヘビーIMFの（仮定に依存する）いくつかの兆候が見つかりましたが、質量範囲0.08〜0.5M_sunのIMFは天の川のように一定であるように見えます。分析に近赤外線データを含めると、一貫した結果が得られ、精度が向上します。
| Title |
Intermediate_Mass_Black_Hole_Formation_in_compact_Young_Massive_Star_Clusters |
| Authors |
Francesco_Paolo_Rizzuto,_Thorsten_Naab,_Rainer_Spurzem,_Mirek_Giersz,_J._P._Ostriker,_N._C._Stone,_Long_Wang,_Peter_Berczik,_M._Rampp |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09571 |
若い高密度の大規模な星団は、衝突による中間質量ブラックホール（IMBH）の形成のための有望な環境です。半質量半径$R_\mathrm{h}\のコンパクトな$\sim7\times10^4M_{\odot}$星団の10個の初期条件のNbody6++GPUで実行された80組のシミュレーションを提示します。lesssim1pc$、中心密度$\rho_\mathrm{core}\gtrsim10^5M_\odotpc^{-3}$、および10\％原始バイナリを使用して解決された恒星集団$\sim400M_\odot$までの質量を持つ非常に大規模な星（VMS）は、バイナリ交換とハードバイナリの主シーケンススターを含む3体散乱イベントによって急速に成長します。VMS-恒星BH衝突ですべての恒星材料がBHに付着すると仮定すると、最大$M_\mathrm{BH}の質量を持つIMBHは、\\lesssim15$Myrのタイムスケールで形成できます。このプロセスは、モンテカルロMOCCAシミュレーションから定性的に予測されました。プロセスの確率論的な性質にもかかわらず、通常3/8以下のクラスターの実現はIMBH形成を示します-よりコンパクトなクラスターでより高い形成効率の兆候を見つけます。VMS-BH衝突の降着率が0.5と低いと仮定すると、IMBHも形成されます。プロセスは、0.1ほどの降着率では機能しない場合があります。形成後、IMBHは、100Myrタイムスケールで中間質量比インスパイラルイベント（IMRI）で恒星質量BHと時折合併する可能性があります。$10^5$の星、10\％の連星、すべての関連する進化プロセスを含む想定された恒星の進化モデルと300Myrのシミュレーション時間で実現したシミュレーションの大規模なスイートは、数百の太陽質量のIMBHが大量に急速に形成される可能性があることを示しています。彼らがまだコンパクトである間、彼らの誕生直後の星団。
超新星から残骸へ：最も古い既知のX線超新星の進化の追跡
| Title |
From_Supernova_to_Remnant:_Tracking_the_Evolution_of_the_Oldest_Known_X-ray_Supernovae |
| Authors |
Vandana_Ramakrishnan_(University_of_Chicago,_Purdue)_and_Vikram_V._Dwarkadas_(University_of_Chicago) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09137 |
コア崩壊超新星（SNe）は、SN前の前駆体からの風によって作成された媒体に拡大します。SN爆発とその結果生じる衝撃波は、周囲のプラズマを加熱し、放出材料の密度に依存する熱X線放出を引き起こします。したがって、長期間にわたるX線光度の変化を追跡することで、SN衝撃波の運動学、周囲の媒体の構造、および前駆星の性質を調査できます。この論文では、最も古い既知のX線超新星の5つ-SN1970G、SN1968D、SN1959D、SN1957DおよびSN1941C-のX線観測を分析し、数十年にわたる光度曲線の再構築を目的としています。マルチエポックデータを抽出できる超新星の場合、X線の明度は時間とともに低下するように見えますが、エラーバーは大きくなります。以前の報告とは異なり、SN1970GからのX線放出の増加は、後の時代では見られません。5つすべてのSNeは、同等の大きさのX線光度を示しています。これらのSNeの遅い時間のX線光度を数百年前の銀河系の超新星残骸（SNR）の光度と比較し、一時的な低下を考慮に入れると、古いSNeの光度がわかるここで研究されたものは、数百年以内にいくつかのより若いSNRの光度を下回る可能性があります。ただし、SNeがセドフ段階で拡大するにつれて、X線の光度が増加し始め、観測されたSNRの光度に達するはずです。
J1809-1917パルサー風星雲とそのフィールドのチャンドラモニタリング
| Title |
Chandra_Monitoring_of_the_J1809-1917_Pulsar_Wind_Nebula_and_Its_Field |
| Authors |
Noel_Klingler,_Hui_Yang,_Jeremy_Hare,_Oleg_Kargaltsev,_George_G._Pavlov,_Bettina_Posselt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09200 |
PSRJ1809-1917はX線に電力を供給する若い（$\tau=51$kyr）エネルギッシュな（$\dot{E}=1.8\times10^{36}$ergs$^{-1}$）無線パルサーです形態学的変動性を示すパルサー風星雲（PWN）。チャンドラX線天文台（CXO）による新しい監視キャンペーンの結果を報告します。コンパクトな星雲は、パルサーのスピン軸に沿ったジェット支配の流出として解釈できます。その変動性は、形状が時間とともに変化するキンクしたジェットのドップラーブースティングの結果である可能性があります（ヴェラパルサージェットのようなもの）。新しい405ksのデータと131ksのアーカイブCXOデータで構成される深いX線画像は、対称軸がコンパクト星雲の軸とピークに向かう方向の両方に一致する、アーク分スケールの拡張星雲（EN）を明らかにします近くのTeVソースHESSJ1809-193の。ENの形態と範囲は、パルサーが遷音速で周囲媒質を通過している可能性が高いことを示しています。また、PWNから突き出た7$'$の長さのかすかな非熱コリメート構造も解決しました。これは、高エネルギー粒子がPWNの閉じ込めから逃げ出し、星間磁場の線をたどることによって生成される「不整合な流出」（「運動ジェット」としても知られている）の別の例である可能性があります。最後に、536ksの露光を利用して、J1809フィールドの点光源を分析し、多波長データを使用してそれらを分類しました。この分野で分類されたソースのいずれも、この地域で拡張TeVフラックスを生成するとは合理的に期待できません。これは、PSRJ1809-1917が実際にHESS/eHWCJ1809-193の対応物であることを示唆しています。
超コンパクトな白色矮星連星からの1年にわたるスーパーバーストは、ドナースター照射の重要性を明らかにします
| Title |
A_year_long_superoutburst_from_an_ultracompact_white_dwarf_binary_reveals_the_importance_of_donor_star_irradiation |
| Authors |
L.E._Rivera_Sandoval,_T.J._Maccarone_and_M._Pichardo_Marcano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09242 |
SDSSJ080710+485259は、超コンパクトな白色矮星バイナリを爆発させる最長の期間です。その最初に検出されたスーパーバーストは2018年11月に始まり、1年間続きました。これは、これまでに検出された、白色矮星を着陸する短い軌道期間の中で最も長いものです。ここでは、SDSSJ080710+485259のスーパーバースト期間が、その降着円盤の2か月の粘性時間を約5倍超えることを示します。したがって、AMの軌道期間とスーパーバースト期間の間の経験的関係も理論的関係もありません。CVnシステム。スーパーバーストの終了後6か月で、連星はスーパーバーストの前の静止レベルよりも0.4等も明るいままでした。爆発後の冷却段階でさまざまなX線の挙動を検出し、質量降着率の変化を示します。ドナースターの照射、これまで十分に調査されておらず、最終的に重力波源としてAMCVnsに重要な結果をもたらす可能性のあるシナリオが、スーパーバーストの異常な観測機能を説明する方法について説明します。
ガンマ線バーストにおける減衰磁場におけるシンクロトロン偏極
偏光は、ガンマ線バースト（GRB）の放射メカニズムと磁場（MF）構成のプローブとして機能します。一定のMFの場合、GRBの即発フェーズにおけるシンクロトロン偏極は広く研究されてきました。本論文では、MFが減衰する場合を考える。さまざまな視野角と、いわゆるバンドスペクトルを説明できる大規模な減衰MFモデルについて、パルス内の時間平均および瞬間シンクロトロン偏光を計算します。減衰する大規模MFモデル（典型的なパラメーターでは$\sim0.6$）のエネルギーバンド50-500keVの軸上の時間平均偏光度（PD）は、定数MFのそれよりも高いことがわかりますモデル（$\sim0.5$）。興味深い結果は、軸外の場合の瞬間的なPDがターンオーバーを経験することです。つまり、PDは正の値から負の値に進化します。これは、偏光角（PA）が$90^\circ$の角度で変化することを示唆しています。このような結果は、GRB170114AやGRB160821Aなどの一部のバーストにおけるパルス内のPAの進化の発見とほぼ一致しています。私たちの結果は、バースト（軸外バースト）の少なくとも一部がパルスでPAの進化を持っていることを意味します。
Hilbert-Huang変換を使用した4U 1636-53におけるmHz準周期振動の位相分解分析
| Title |
Phase-resolved_analyses_of_mHz_quasi-periodic_oscillations_in_4U_1636-53_using_Hilbert-Huang_transform |
| Authors |
Hung-En_Hsieh_and_Yi_Chou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09321 |
4H1636-536で、ミリヘルツ準周期振動（mHzQPO）のヒルベルト・ファン変換（HHT）に基づく位相分解分光法を紹介します。この〜8mHzQPOは、タイプIのX線バーストの約数千秒前に検出できます。これは、中性子星表面でのわずかに安定した燃焼と解釈されました。この研究では、HHTを使用して、2007年から2009年の間にXMM-Newtonによって収集されたデータを分析しました。HHTは、QPOなどの非定常周期性現象の瞬間周波数、振幅、および位相を取得できる強力なツールです。明確な位相により、4U1636-53の〜8mHzQPOの発振プロファイルを正確に明らかにできます。振動プロファイルに加えて、完全なサイクルの位相分解スペクトルが構築されます。スペクトルパラメータとフラックスの間の相関から、mHzQPO検出による4つの観測のうち3つで、振動は主に黒体放射の放射面積の変化に起因することがわかりますが、もう1つは、一定の温度とフラックスの同時変化を示します放出エリア。違いの原因は定かではありませんが、カラー・カラー・ダイアグラムのハードカラーの違いから観測できる光源のスペクトル状態に関係している可能性があります。
HYPERIONを用いたコア崩壊超新星の光度曲線の流体力学的モデリング。 I.質量範囲13-25 Msun、金属量-3 <= [Fe /
H] <= 0、SN1999emの場合
| Title |
Hydrodynamical_modeling_of_the_light_curves_of_core_collapse_supernovae_with_HYPERION._I._The_mass_range_13-25_Msun,_the_metallicities_-3<=[Fe/H]<=0_and_the_case_of_SN1999em |
| Authors |
Marco_Limongi_and_Alessandro_Chieffi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09328 |
私たちは、{\scshape{Hyperion}}の最新バージョン（放射拡散を伴う流体力学的Ppm爆発）を発表します。このコードを使用して、\cite{lc18}によって公開されたデータベースから取得した、$\rm\sim0.20-2.00〜10^{51}の範囲のさまざまな爆発エネルギーについて、赤い超巨大モデルのサブセットの爆発を計算します〜erg$。これらのシミュレーションの主な結果、つまり残留質量、合成された$\rm^{56}Ni$、光度、ボロメータ光度曲線のプラトーの長さは、星の初期パラメータ（質量と金属性）と爆発エネルギー。{\scshape{Hyperion}}の最初のアプリケーションとして、よく研究されたSNIIPであるSN1999emの前駆星の質量と金属性を光度曲線フィッティングによって推定しました。特に、ホスト銀河NGC1637までの採用距離が$\rm7.83〜Mpc$である場合、光度曲線の特性は、初期質量$\rm13〜M_\odot$および金属性[Fe/H]=-1。逆に、採用された距離係数が$\rm11.7〜Mpc$である場合、初期質量$13\leqM/M_\odot\leq15$および金属性$\rm-1\leq[Fe/H]\leq0$はSN1999emの祖先と互換性があります。
2020年4〜6月の爆発前のOJ 287の時間的およびスペクトル的変動
| Title |
Temporal_and_Spectral_Variability_of_OJ_287_before_the_April--June_2020_Outburst |
| Authors |
Nibedita_Kalita,_Alok_C._Gupta,_and_Minfeng_Gu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09330 |
2019年9月から2020年3月までの間にSwift衛星によって行われた観測で、光学、UV、およびX線帯域におけるBLLacertaeオブジェクトOJ287の時間的およびスペクトル的研究の結果を提示します。この期間、ソースは中程度の変動を示しました$\sim$8％だけ変化した硬X線帯を除いて、短いタイムスケールですべての波長で$\sim$22--31％の変動性振幅によって特徴付けられます。線源のX線フラックスは、$2$keV未満の軟光子によって著しく支配されていることがわかりました。光学X線と軟X線の放出の間に$\sim$45日のソフトラグが検出されましたが、硬X線と2つの放出成分または電子集団の存在を示す低エネルギーバンドの間に相関はありません。2つのコンポーネントがX線の放出に寄与しますが、0.3〜10keVのスペクトルのほとんどは、逆コンプトン（IC）メカニズムに対するシンクロトロンの優位性を概説する吸収べき法則モデルによく適合していました。X線スペクトルは、弱い「明るいときに柔らかく」なる傾向に従います。
| Title |
Search_for_wormhole_candidates_in_active_galactic_nuclei:_radiation_from_colliding_accreting_flows |
| Authors |
M.Yu._Piotrovich,_S.V._Krasnikov,_S.D._Buliga_and_T.M._Natsvlishvili |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09411 |
この研究の根本的な仮説は、活動銀河核（AGN）が超大質量ブラックホール（SMBH）ではなく、ワームホールの口であるというものです。非常に一般的な仮定の下では、このようなワームホールは、ワームホール内の降着流の衝突の結果としてガンマ線を放出する可能性があります。この放射は、ジェットやAGNの降着円盤とは大きく異なる特徴的なスペクトルを持っています。そのような放射線の観察は、ワームホールの存在の証拠として役立ちます。
相対論的ジェットにおける磁気リコネクションからの放射と偏光のシグネチャ-I.体系的な研究
| Title |
Radiation_and_Polarization_Signatures_from_Magnetic_Reconnection_in_Relativistic_Jets--I._A_Systematic_Study |
| Authors |
Haocheng_Zhang_(1),_Xiaocan_Li_(2),_Dimitrios_Giannios_(1),_Fan_Guo_(3),_Yi-Hsin_Liu_(2),_Lingyi_Dong_(1)_((1)_Purdue_University,_(2)_Dartmouth_College,_(3)_Los_Alamos_National_Lab) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09444 |
ブレイザーは、私たちの視線に非常に近い超大質量ブラックホールからの相対論的な磁化プラズマの流出です。それらの放出は非熱的支配であり、電磁スペクトル全体にわたって非常に変動します。相対論的磁気再結合は、ブレザーフレア中の粒子加速のドライバーとして提案されています。最近のセル内パーティクルシミュレーションでは、磁気リコネクションとその中の粒子加速の進化を首尾一貫して研究していますが、結果として得られた放射線シグネチャは体系的に調査されていません。特に、再接続中の強力な動的磁場の特徴的な変化を直接反映する分極サインは、慎重に調査されていません。このホワイトペーパーでは、さまざまな物理パラメーターを使用したPICと偏光放射伝達シミュレーションの組み合わせに基づいて、ブレザーの磁気再結合から生じる放射と偏光のシグネチャの体系的な研究を紹介します。私たちは、スペクトルの進化において、より明るく、より明るくなる傾向を特定します。さらに、高周波数帯域は、シンクロトロンスペクトル成分の低周波数帯域よりも早くフレアする傾向があります。最も重要なことは、偏光シグネチャは、周波数が高くなるほど変動しやすくなることです。時間分極の変動は、ガイドフィールド強度に強く依存することがわかります。特に、重要なガイドフィールドコンポーネントとの再結合は、典型的なブザール観測と矛盾する非常に高い分極度につながりますが、大きな分極角回転は、ほぼ反平行な磁力線間の磁気再結合のユニークな特徴です。これらの回転は少なくとも$90^o$で、$>180^o$まで拡張でき、両方向に回転できます。これらの結果は、大きな偏光角回転を示したブレザーが本質的に反平行な磁場形態を持っていることを意味します。
ARGO-YBJとFermi-LATによる4.5年周期の観測によるMrk 421からのアキシオン様粒子の制限
| Title |
Limits_on_axion-like_particles_from_Mrk_421_with_4.5-years_period_observations_by_ARGO-YBJ_and_Fermi-LAT |
| Authors |
Hai-Jun_Li,_Jun-Guang_Guo,_Xiao-Jun_Bi,_Su-Jie_Lin,_Peng-Fei_Yin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09464 |
この作業では、4.5年のARGO-YBJおよびFermi-LATデータを使用して、ブレーザーマルカリアン421（Mrk421）のスペクトルにおけるアキシオン様粒子（ALP）-光子振動効果を調査します。これらのデータは、Mrk421の10の活動フェーズをカバーする共通の操作時間中に収集されます。有意なALP光子振動効果は確認されていません。ALPパラメーター空間に$95\％$$\rmC.L.$制約を設定するために個別に使用できるのは、3つのフェーズの観測のみです。ただし、10フェーズの観測の分析を組み合わせると、制約を大幅に改善できます。ARGO-YBJとFermi-LATのMrk421観測により、$g_{a\gamma}\gtrsim3\times10^{-11}$$\rmのALP-光子結合を持つALPパラメータ領域が除外されていることがわかります$\sim3\times10^{-10}$eVのALP質量のGeV^{-1}$は$\lesssimm_a\lesssim2\times10^{-8}$eVです。
銀河系外のX線の空のモックカタログ：AthenaとAXISプローブを使用したAGN調査のシミュレーション
| Title |
Mock_catalogs_for_the_extragalactic_X-ray_sky:_simulating_AGN_surveys_with_Athena_and_with_the_AXIS_probe |
| Authors |
Stefano_Marchesi,_Roberto_Gilli,_Giorgio_Lanzuisi,_Thomas_Dauser,_Stefano_Ettori,_Fabio_Vito,_Nico_Cappelluti,_Andrea_Comastri,_Richard_Mushotzky,_Andrew_Ptak,_Colin_Norman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09133 |
X線で選択されたアクティブな銀河核（AGN）、非アクティブな銀河、および銀河のクラスターの一連の新しい、公開されている模擬カタログを提示します。これらは、銀河系外のX線源の人口統計とそれらの外挿に関する最新の観測結果に基づいています。これらのモックは、0.5-2keVバンドで1E-20ergs-1cm-2未満のフラックスに到達します。将来のディープフィールドの予測限界を1桁下回る大きさよりも大きいため、現在および将来の望遠鏡で銀河系外のX線調査をシミュレーションするための重要なツールとなります。私たちはモックを使用して、次のAthenaミッションと、Astro2020DecadalSurveyに提案されたサブアークセカンド解像度のX線ミッションコンセプトであるAXISプローブを使用して、X線調査の一連のエンドツーエンドシミュレーションを実行します。これらの提案された次世代の調査は、深いX線宇宙に関する知識を変える可能性があることがわかりました。例として、15ミリ秒の合計観測時間で、AXISは〜225,000AGNと〜$50,000非アクティブ銀河を検出し、0.5でフラックス制限f_0.5-2〜5E-19erg/s/cm2に到達します-2keVバンド、現在のX線施設での調査に比べて桁違いに改善されています。その結果、これらの線源の90％が初めてX線で検出されます。さらに、AXISやAthenaなどの機器を使用したディープでワイドなX線調査では、レッドシフトz>6で〜20,000z>3AGNと〜250線源が検出されることが予想されるため、AGNの進化に関する新しい知識ウィンドウが開きます宇宙の時間をかけて、初期宇宙におけるブラックホールシードの降着の理論モデルの予測に強い制約を課します。
広視野VLBAキャリブレーター調査-WFCS
このペーパーは、VeryLongBaselineArray（VLBA）を使用した13,645の電波源の観測の、これまでで最大のVLBI絶対天文測定キャンペーンの結果を示しています。そのうち、VLBIでこれまで観測されなかった6755のターゲットソースを含む7220が検出されました。これにより、現在のVLBIカタログがこれまでで最大のカタログになります。ターゲット線源の位置は、1.7masの不確実性の中央値で決定されており、7179線源の15,599画像が生成されています。以前の絶対電波天文学キャンペーンとは異なり、単一の広帯域受信機を使用して4.3および7.6GHzで同時に観測が行われました。スペクトルと時間の分解能が高いため、視野は4〜8分であり、これまでの調査では10〜20秒よりもはるかに大きかった。これにより、位置精度の低い入力カタログを使用し、拡張ソースでコンパクトなコンポーネントを検出することが可能になりました。以前の絶対天文観測キャンペーンとは異なり、急峻なスペクトルソースと平坦なスペクトルソースの両方が観測されました。観察は、他の優先度の高いプログラム間のギャップを埋めるために、いわゆるフィルインモードでスケジュールされました。それは、完全に自動化されたスケジューリング手順の開発によって達成されました。
安定した形状構成のための圧電ヒステリシスを利用した高ピクセル数可変形状ミラーのコンセプト
| Title |
High_pixel_number_deformable_mirror_concept_utilizing_piezoelectric_hysteresis_for_stable_shape_configurations |
| Authors |
R._Huisman,_M._Bruijn,_S._Damerio,_M._Eggens,_S.N.R._Kazmi,_A.E.M._Schmerbauch,_H._Smit,_M.A._Vasquez-Beltran,_E._van_der_Veer,_M._Acuautla,_B._Jayawardhana,_B._Noheda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09338 |
ヒステリシス可変ミラー（HDM）の概念設計と初期開発を紹介します。HDMは、高度なイメージングシステムの波面補正用の可変形状ミラーの設計と操作に対するまったく新しいアプローチです。重要な技術革新は、単一のアクチュエータピクセルを効率的に定義するための単純な電極レイアウトと組み合わせた、非常にヒステリシスのある圧電材料のアプリケーションです。新しく開発された圧電材料の大きな残留変形に基づくHDMのセットアンドフォーゲットの性質により、時分割多重化（TDM）の使用が容易になり、高い更新頻度を必要とせずに単一のピクセルに対処できます。ピクセルドリフト。これは、シンプルな電極レイアウトと組み合わせることで、非常に高いピクセル数（$\geq128\times128$）およびピクセル密度（$100/mm^2$）の可変形状ミラー（DM）へのアップスケーリングの道を開きます。世界で最も先進的なイメージングシステムのいくつかでは、高空間周波数の波面補正にとって非常に重要です。
$ \ theta $-$ \ theta $ダイアグラム-パルサーシンチレーションにおける星間散乱スクリーンの1次元の性質の視覚化
| Title |
The_$\theta$-$\theta$_Diagram_--_Visualizing_the_one-dimensional_nature_of_interstellar_scattering_screens_in_pulsar_scintillation |
| Authors |
Tim_Sprenger,_Olaf_Wucknitz,_Robert_Main,_Daniel_Baker,_Walter_Brisken |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09443 |
パルサー二次スペクトルの新しい分析手法を紹介します。パルサーシンチレーションのパワースペクトル（「セカンダリスペクトル」と呼ばれる）は、星間媒質を通るマルチパス伝搬からの干渉による遅延差とドップラーシフトを示します。これらのオブザーバブルを相変化材料の単一の薄い画面上の角度座標にマッピングする変換を開発します。この変換は、この画面上の画像の1次元分布の場合に退化なしで可能です。これは、多くの場合、この現象をうまく説明しています。二次スペクトルの二重放物線の特徴は、平行線形特徴に変換されます。さらに、PSRB0834+06の観測に適用して、画像の曲率パラメーターとフィールド振幅分布を測定する方法を紹介します。最後に、この形式を星間画面上の画像の2次元分布に拡張します。
月のレーザー測距から科学を拡張する
| Title |
Extending_Science_from_Lunar_Laser_Ranging |
| Authors |
Vishnu_Viswanathan,_Erwan_Mazarico,_Stephen_Merkowitz,_James_G._Williams,_Slava_G._Turyshev,_Douglas_G._Currie,_Anton_I._Ermakov,_Nicolas_Rambaux,_Agn\`es_Fienga,_Cl\'ement_Courde,_Julien_Chab\'e,_Jean-Marie_Torre,_Adrien_Bourgoin,_Ulrich_Schreiber,_Thomas_M._Eubanks,_Chensheng_Wu,_Daniele_Dequal,_Simone_Dell'Agnello,_Liliane_Biskupek,_J\"urgen_M\"uller,_Sergei_Kopeikin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09584 |
月面レーザーレンジング（LLR）実験では、地上局から月面のレーザーレトロリフレクターアレイ（LRA）までの精度を向上させる50年間の距離データを蓄積しています。次の10年は、次世代のシングルコーナーキューブ月面反射鏡とアクティブレーザートランスポンダの導入により、データ精度の新境地を開拓するいくつかの機会を提供します。これにより、LLRステーションネットワークが拡張される可能性があります。月の力学モデルと分析ツールは、ミリメトリックLLRデータによって可能になる長い時間ベースラインと精度を改善し、完全に活用する可能性があります。モデルの制限のいくつかは、将来の取り組みのために概説されています。微分観察技術は、いくつかの主要な制限要因を軽減し、かつてない精度を達成するのに役立ちます。このような観察と手法により、地球と月のシステムと月の内部のダイナミクスを理解するために必要ないくつかの微妙なシグネチャを検出できる場合があります。LLRモデルの改善は、月惑星科学、地球科学、基礎物理学、天体力学、および天体暦を含む学際的な分野に影響を与えます。
星と惑星の対流微分回転I：理論
| Title |
Convective_Differential_Rotation_in_Stars_and_Planets_I:_Theory |
| Authors |
Adam_S._Jermyn,_Shashikumar_M._Chitre,_Pierre_Lesaffre,_Christopher_A._Tout |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09125 |
マグニチュードオーダー法を使用して、低速および高速回転の両方の対流ゾーンでの差分回転のスケーリングを導出します。私たちの計算は、星、流体惑星、すべての回転速度、および磁化されたシステムと純粋な流体力学システムの両方に適用されます。$\Omega\ll|N|$（$N$は\brvs\の周波数）でゆっくり回転するシステムの角周波数$\Omega$のせん断$|R\nabla\Omega|$を見つけて、$\Omega\gg|N|$の高速回転システムの場合、$\Omega$のべき法則として減少します。さらに、子午線循環速度と傾圧性を計算し、高速回転限界での磁場強度を調べます。私たちの結果は、シミュレーションと観察と概ね一致しており、コンパニオンペーパーの結果と詳細に比較しています。
星と惑星の対流微分回転II：観測と数値テスト
| Title |
Convective_Differential_Rotation_in_Stars_and_Planets_II:_Observational_and_Numerical_Tests |
| Authors |
Adam_S._Jermyn,_Shashikumar_M._Chitre,_Pierre_Lesaffre,_Christopher_A._Tout |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09126 |
差回転は、星や惑星の多くの謎の中心です。パートIでは、流体力学的および電磁流体力学的対流ゾーンの両方で、差分回転の大きさおよびスケーリングを予測しました。私たちの結果は、ゆっくり回転するシステムと急速に回転するシステムの両方に適用され、星や流体惑星における回転差の一般的な画像を提供します。さらに、子午面循環、エントロピー勾配、傾圧のスケーリングを計算しました。この関連論文では、これらの予測をさまざまな観察および数値シミュレーションと比較します。いくつかの例外を除いて、これらはゆっくり回転する限界と急速に回転する限界の両方で一貫していることがわかります。私たちの結果は、巨大な星のコアエンベロープシヤーの位置を特定し、巨大な星の内部重力波の回転依存周波数シフトを示唆し、後期型星のフォンツァイペルの重力暗化から観測された偏差を説明する可能性があります。
| Title |
Pre-collapse_Properties_of_Superluminous_Supernovae_and_Long_Gamma-Ray_Burst_Progenitor_Models |
| Authors |
David_R._Aguilera-Dena,_Norbert_Langer,_John_Antoniadis_and_Bernhard_M\"uller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09132 |
コア崩壊時の質量範囲4〜45の$\、\mathrm{M}_\odot$で、42の高速回転、低金属性、準化学的に均一に進化する恒星モデルの特性を分析します。このようなモデルは、超光速超新星（SLSNe）と長時間ガンマ線バースト（lGRBs）の前駆細胞、およびそれらに関連するTypeIc-BL超新星（SNe）の前駆細胞として提案されました。私たちの調査結果は、これらのモデルがマグネター駆動SLSN爆発を生成するか、ほぼ臨界的に回転するブラックホール（BH）を生成するかどうかは、初期質量の単調関数ではないことを示唆しています。むしろ、それらの爆発性は、いったん化学的均質性が破壊されると、後期のコア進化に応じて非単調に変化します。さまざまな爆発性基準を使用すると、モデルには低質量でSLSNeを生成し、高質量でlGRBを生成する明確な優先順位があることがわかります。しかし、いくつかの例外を見つけます。lGRBは10個の$\、\mathrm{M}_\odot$の星から、SLSNeは30個の$\、\mathrm{M}_\odot$の大規模な前駆体から形成されることを期待しています。一般的に、私たちのモデルは、SLSNeとlGRBについて推論されたコア崩壊時の予測角運動量、エジェクタ質量、および磁場強度を再現し、特に低エジェクタ質量の爆発について、それらの星間物質との有意な相互作用を示唆します。
NGC 6334Iに対するアミド分子のファミリー
| Title |
The_family_of_amide_molecules_toward_NGC_6334I |
| Authors |
Niels_F.W._Ligterink,_Samer_J._El-Abd,_Crystal_L._Brogan,_Todd_R._Hunter,_Anthony_J._Remijan,_Robin_T._Garrod,_and_Brett_M._McGuire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09157 |
宇宙で生成されたアミド分子は、若い惑星物体上の生体分子の形成に重要な役割を果たす可能性があります。しかし、空間におけるアミド分子の形成と化学ネットワークはよく理解されていません。この研究では、ALMA観測を使用して、高質量の星形成領域NGC6334Iに向けて多数のアミド（様）分子を研究しています。シアナミド（NH$_{2}$CN）、アセトアミド（CH$_{3}$C（O）NH$_{2}$）、およびN-メチルホルムアミド（CH$_{3}$NHCHOの最初の検出）は、このソースに対して提示されています。これらは、イソシアン酸（HNCO）とホルムアミド（NH$_{2}$CHO）の分析および尿素（カルバミド;NH$_{2}$C（O）NH$_{2}$）の暫定的な検出と組み合わされます。）。存在量の相関は、ほとんどのアミドがNGC6334Iの星間ダスト粒子上の氷で発生する関連反応で形成される可能性が高いことを示しています。ただし、ソースの拡張サンプルでは、NH$_{2}$CNの豊富な変動がソースタイプに依存しているように見えます。これは、ソース内の物理的条件がこの種の生産に大きく影響していることを示唆しています。NGC6334Iの豊富なアミドインベントリは、星間分子が惑星上の生体分子の出現に寄与できるというケースを強化します。
惑星間電波放射：最近の結果の要約
この論文は、太陽の低周波電波物理学における最近のいくつかの結果をまとめたものです。空間領域は、外側のコロナから地球の軌道までの空間をカバーします。得られた結果は、ラジオの動的スペクトルと白色光コロナグラフ画像を利用し、太陽の噴火と太陽の噴火の外で発生しているものに関連する無線バーストを含みます。特に、タイプIIの無線バーストと太陽からの持続的なガンマ線放出の関係が強調されています。最近発見された惑星間IV型バーストの指向性は、その背後にある物理的な理由を理解するために議論されています。拡散惑星間電波放射（DIRE）を示す新しいイベントが導入され、その特性が通常のタイプIIバーストの特性と比較されます。DIREは、近くのストリーマーを伝搬するCME駆動の衝撃の側面からのものです。最後に、2つの宇宙船によって観測された新しいノイズストームについて簡単に説明し、太陽の噴火による混乱と回復を含む、2つの太陽の回転に対するその進化を強調します。
太陽の子午線循環：観測、理論、太陽ダイナモとの関係
表面で極方向にあることが観測されている太陽の子午線循環は、ある深さで戻り流を持っているはずです。差分回転や子午面循環のような大規模な流れは、対流ゾーンの乱流応力によって引き起こされるため、これらの流れはこのゾーン内に閉じ込められたままになると予想されます。現在の観測（太陽地震学に基づく）と理論（ダイナモ理論に基づく）の証拠は、対流帯の下部にある子午面循環の赤道方向のリターンフローを指しています。乱流に対して平均化されたさまざまな量の平均値が軸対称であると仮定して、2D平均場理論に基づいて、太陽のような星の大規模な流れを研究します。回転する星の乱流応力は角運動量を輸送し、回転差を設定します。子午面循環は、反対方向に駆動しようとする2つの項のわずかな不均衡から生じます。熱風の項（極域での対流熱輸送の効率が高いことから生じる）と遠心力の項（微分から生じる）回転）。これらの用語を比較できるようにするために、太陽の極は赤道よりも少し熱くなければなりません。磁束輸送ダイナモモデルで子午線循環が果たす重要な役割について説明します。バブコックレイトンプロセスによって生成されたポロイダルフィールドは、表面で対流に移流されますが、対流ゾーンの下部で生成されたトロイダルフィールドは、赤道に移流されます。子午面循環の変動（コヒーレンス時間は約30〜40年）は、太陽周期の不規則性の多くの側面を説明するのに役立ちます。最後に、ダイナモで生成された磁場のローレンツ力が、太陽周期に伴う大規模な流れの周期的な変動を引き起こす方法について説明します。
コロナ輝線の広がりに対する太陽風拡大と非平衡電離の影響
| Title |
The_Effect_of_Solar_Wind_Expansion_and_Non-Equilibrium_Ionization_on_the_Broadening_of_Coronal_Emission_Lines |
| Authors |
Chris_R._Gilly,_Steven_R._Cranmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09580 |
光学的に薄いコロナのスペクトル線を観察する場合、見通し（LOS）効果は、特に手足のすぐ上の領域で、データの解釈に強く影響します。これらの効果を特徴付けるために、GHOSTSと呼ばれる半経験的フォワードモデルを提示します。GHOSTSは、他のいくつかのモデルからの入力を使用して、多くのイオンの非平衡イオン化状態（太陽風の凍結効果を含む）を計算します。これらは、以下に重点を置いて、詳細に検査されるシミュレートされたスペクトル線のアンサンブルを生成するために使用されます：（1）オブザーバブルから導出された量と観測された量の放射状変動の間の関係、（2）熱および非熱コンポーネントの動作（3）衝突励起および放射散乱光子の相対的寄与。低コロナで急激に変化する温度により、イオン数が高さによって劇的に変化する可能性があることがわかります。これにより、温度が急速に上昇しているときでも、高さによって一定の線幅測定（「プラトー」効果）が発生する可能性があります。LOS効果は、LOSに垂直に流れるにもかかわらず、速度幅を風速のSky-of-Sky値に近づけることが多いことがわかります。プラトー効果により、線幅の非熱成分が観測高度での太陽風速度を大幅に超える可能性もあります。最後に、LOSが観測にとってどれほど重要であるか、および放射散乱放射を計算するときに太陽スペクトルに連続体を含めることの重要性を研究します。
GALAH調査：大規模な分光調査のための非LTE出発係数
| Title |
The_GALAH_Survey:_Non-LTE_departure_coefficients_for_large_spectroscopic_surveys |
| Authors |
A._M._Amarsi,_K._Lind,_Y._Osorio,_T._Nordlander,_M._Bergemann,_H._Reggiani,_E._X._Wang,_S._Buder,_M._Asplund,_P._S._Barklem,_A._Wehrhahn,_\'A._Sk\'ulad\'ottir,_C._Kobayashi,_A._I._Karakas,_X._D._Gao,_J._Bland-Hawthorn,_G._M._De_Silva,_J._Kos,_G._F._Lewis,_S._L._Martell,_S._Sharma,_J._D._Simpson,_D._B._Zucker,_K._\v{C}otar,_J._Horner,_the_GALAH_collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09582 |
恒星分光観測の膨大なセットが急速に利用可能になり、これらを使用して、前例のない精度で銀河の化学組成と進化を決定できます。この取り組みにおける主要な課題の1つは、恒星の存在量を確実に決定するための恒星スペクトルの現実的なモデルを構築することです。現在、大規模な恒星調査では、恒星の大気がほぼ局所的な熱力学的平衡（LTE）にあると仮定する単純化されたモデルが一般的に使用されています。この仮定をテストして最終的に緩和するために、$13$の異なる要素（H、Li、C、N、O、Na、Mg、Al、Si、K、Ca、Mn、およびBa）に対して非LTE計算を実行しました。$3000\leqT_{\mathrm{eff}}/\mathrm{K}\leq8000$にまたがる$3756$1DMARCSモデル大気のグリッド全体にわたる中性水素との非弾性衝突の物理的動機付けの説明を持つ最近のモデル原子$-0.5\leq\log{g/\mathrm{cm\、s^{-2}}}\leq5.5$、および$-5\leq\mathrm{[Fe/H]}\leq1$。鉄の既存の非LTEグリッドを補完するために、GALAHDR3分析パイプラインに実装されている出発係数のグリッドを示します。GALAHDR3からの$50126$スターの詳細な行ごとの再分析も示します。LTEを緩和すると、さまざまな線と星の存在量が$-0.7\、\mathrm{dex}$と$+0.2\、\mathrm{dex}$の間で変化することがわかりました。LTEからの逸脱を考慮に入れると、$\mathrm{[Fe/H]}$平面と$\mathrm{[A/Fe]}$平面のばらつきを最大$0.1\、\mathrm{dex}$削減でき、小人と巨人の間の見かけ上の違いを最大$0.2\、\mathrm{dex}$まで取り除くことができます。したがって、結果のアバンダンススロープは、非LTEでは質的に異なる可能性があり、おそらく私たちの銀河の化学進化に重要な影響を及ぼします。
| Title |
Primordial_scalar_power_spectrum_from_the_hybrid_approach_in_loop_cosmologies |
| Authors |
Bao-Fei_Li,_Javier_Olmedo,_Parampreet_Singh_and_Anzhong_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09135 |
背景がループ量子化されているが摂動がフォック量子化されている宇宙論的摂動へのハイブリッドアプローチの有効ダイナミクスを使用して、ループ宇宙論モデルの原始スカラーパワースペクトルを比較します。検討中の3つのループ宇宙モデルは、標準のLQC、変更されたLQC-I（mLQC-I）、および空間的にフラットなフリードマンレマ\^itre-Robertson-Walker（FLRW）の変更されたLQC-II（mLQC-II）です。スタロビンスキーの可能性を持つ宇宙。これらのモデルは、対称縮小時空における古典的なハミルトニアン制約の異なる正則化から生じ、ループ量子重力における量子化の特定の機能をキャプチャすることを目的としています。ハイブリッドアプローチの手法をmLQC-I/IIに適用すると、有効なムカノフ-ササキ方程式がLQCと同じ形式になることがわかります。3つのモデルの違いは、各モデルの有効質量の一意の式にエンコードされています。LQCとmLQC-IIの間のパワースペクトルの振幅の相対的な違いは、赤外線と振動領域では約$50\％$ですが、この違いは、mLQC-IとLQCの間で$100\％$にもなることがあります。/mLQC-II。興味深いことに、mLQC-Iの赤外線および振動領域では、Planckスケールをはるかに下回るハイブリッドアプローチから抑制されたパワースペクトルが得られます。この結果は、このレジームの対応する振幅が非常に大きい場合の摂動へのドレスメトリックアプローチから得られた結果とは著しく対照的です。私たちの分析は、LQCとmLQC-IIの2つのアプローチの間で現象論的予測は一致しているが、mLQC-Iの場合、ドレスとハイブリッドのアプローチの違いは非常に大きくなる可能性があることを示しています。私たちの結果は、それぞれの基礎となる構造による、ドレスドアプローチとハイブリッドアプローチの予測の違いの最初の確固たる証拠を提供します。
大きなクエーサー群と宇宙のひもにおけるクエーサースピンベクトルの方位角整列について
異なる赤方偏移の大きなクエーサーグループにおけるスピンベクトルの方位角の整列の証拠を見つけます。この効果はおそらく宇宙論的起源であり、初期宇宙における宇宙ストリングのスカラーゲージ場の対称性の破れによって説明できます。この影響は、赤方偏移が大きいほど大きくなることが予想されます。
ジャイロトロンと遷移エッジセンサーによるダークフォトンサーチ
明るい暗黒物質の候補のひとつである暗い光子は、ジャイロトロンを使って0.1meVの範囲で探索されます。トランジションエッジセンサーの使用はこの実験の鍵であり、期待される結果は有望です。この検索は、同様の機器を使用して将来のアクシオン検索への道を開きます。
1次元の結合オブジェクト、Kibble-Lazarides-Shafiストリング壁のネットワーク、および$ ^ 3 $
Heの極の歪んだB相におけるスピン動的応答
| Title |
One_dimensional_nexus_objects,_network_of_Kibble-Lazarides-Shafi_string_walls,_and_their_spin_dynamic_response_in_polar_distorted_B-phase_of_$^3$He |
| Authors |
K._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09286 |
QCDにおけるCP違反のアキシオンソリューションのキブルラザリドシャフィ（KLS）ドメインウォール問題は、ナフェン歪み超流動$^3$Heの凝縮物質ベースのアナロジーを持っています。回転超流動$^3$Heの最近の実験は、人間が制御できるシステムでKLSストリング壁のネットワークを生成しました。このシステムでは、KLSストリング壁は、通常のフェーズから極に歪んだBフェーズへの2段階の対称ブレーク遷移で現れ、極フェーズのHQVの子孫であることがわかります。ここでは、スピン軌道結合を考慮に入れると、KLSストリング壁がスピンソリトンにスムーズに接続することを示します。これは、HQVがスピンソリトンとKLSドメイン壁を接続する1Dネクサスであることを意味します。これは、スピンソリトンを表す相対ホモトピーグループのサブグループ$G=\pi_{1}（S_{S}^{1}、\tilde{R}_{2}）$が、半分を表すグループと同型であるためです。スピン渦-スピンテクスチャKLS文字列の壁。ナフェン歪みの$^3$Heシステムでは、1Dネクサスオブジェクトとトポロジー不変$2/4$のスピンソリトンが2つの異なるタイプのネットワークを形成します。これら2つのタイプのラティスは、$G$の2つの異なる表現に対応しています。擬似ランダム格子モデルが機能する条件について説明します。自由エネルギーの平衡配置と表面密度は、数値最小化によって計算されます。さまざまな疑似ランダム格子の平衡スピンテクスチャに基づいて、それらの横方向NMRスペクトルを計算し、結果の周波数シフトと比率強度の$\sqrt{\Omega}$-scalingが実験測定と正確に一致しました。また、KLSドメイン壁が存在する場合のミラー対称性と、この離散的な対称性の明示的な破れの影響についても説明しました。私たちの議論と考慮事項は、他の凝縮物質および宇宙システムの複合欠陥に適用できます。
100KPaでの輝石とメルト間の第二鉄の分配の実験的決定
| Title |
Experimental_determination_of_ferric_iron_partitioning_between_pyroxene_and_melt_at_100KPa |
| Authors |
Avishek_Rudra_and_Marc_M._Hirschmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09296 |
輝石は玄武岩ソース領域のFe$^{3+}$の主要なホストであり、スピネルおよびガーネットレルゾライトでそれぞれFe$^{3+}$の79および81％をホストし、opxおよびcpxは48％およびスピネルかんらん岩中の合計Fe$^{3+}$のそれぞれ31％。輝石とメルトの間のFe$^{3+}$の分配をよりよく理解するために、$\Delta$QFM-1.19との間のCO-CO$_2$ガス混合物によって制御されるf$_{O2}$を使用して100KPaで実験を行いました+2.06は、opxまたはcpxのみで飽和した安山岩メルトを含むシステムで発生します。大きな（100-150$\mu$m）均一な輝石を生成するために、5-10$\deg$C/hの冷却速度と、初期および最終滞留温度5-10$\degの動的冷却技術を採用しました$Cと20-30$^\circ$Cはそれぞれスーパーとサブリキダスです。得られた輝石結晶は、Al$_2$O$_3$およびTiO$_2$の絶対変動がそれぞれ<0.05wt。％および<0.02wt。％です。輝石および急冷ガラス中のFe$^{3+}$/Fe$^T$はXANESで測定されました。結晶軸cに対して$50\pm5^\circ$で光軸平面上で振動するX線のスペクトルのみを選択することにより、cpxとopxに対して新しく開発されたXANESキャリブレーションを使用しました。DFe$^{3+}$cpx/meltの値は、fO2が$\Delta$QFM-0.44から2.06に増加するにつれて0.03から0.53に増加しますが、DFe$^{3+}$opx/meltは$の間で0.26のまま変化しません。\Delta$QFM-1.19から+1.37。この研究で結晶化された輝石中のFe$^{3+}$/FeTは、天然のペリドライト輝石と比較して、f$_{O2}$の方が低く、おそらくAl$^{3+}$の含有量が低いためと考えられます。この研究は、pMELTSとPerple_Xに実装されている既存の熱力学モデルが輝石中のFe$^{3+}$の安定性を予測しすぎて、MORB生成の計算された条件でスピネルかんらん岩に異常な還元特性を引き起こすことを示しています。
畳み込みニューラルネットワークを使用した2DハイブリッドVlasov Maxwellシミュレーションでの磁気リコネクションの特定
| Title |
Identifying_magnetic_reconnection_in_2D_Hybrid_Vlasov_Maxwell_simulations_with_Convolutional_Neural_Networks |
| Authors |
A._Hu,_M._Sisti,_F._Finelli,_F._Califano,_J._Dargent,_M._Faganello,_E._Camporeale_and_J._Teunissen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09463 |
磁気再接続は、プラズマに保存された磁気エネルギーをすばやく放出する基本的なプロセスです。シミュレーション出力から、再接続が行われている場所を特定することは簡単ではなく、一般に人間の専門家が実行する必要があります。したがって、そのような識別プロセスを自動化できれば価値があります。ここでは、機械学習アルゴリズムが無衝突プラズマ乱流の2Dシミュレーションで再接続を識別するのに役立つことを示します。ハイブリッドVlasovMaxwell（HVM）モデルを使用して、2000以上の潜在的な再接続イベントを含むデータセットが生成され、その後、人間の専門家によってラベルが付けられました。このデータセットの構成が異なる2つの機械学習アプローチをテストして比較します。最良の結果は、潜在的な再接続サイトにズームインする「画像クロッピング」ステップと組み合わせた畳み込みニューラルネットワーク（CNN）で得られます。この方法では、再接続イベントの70％以上を正しく識別できます。さまざまな物理変数の重要性は、それらが予測の精度にどのように影響するかを研究することによって評価されます。最後に、提案されたモデルからの誤った予測のさまざまな考えられる原因についても説明します。
| Title |
ParaDRAM:_A_Cross-Language_Toolbox_for_Parallel_High-Performance_Delayed-Rejection_Adaptive_Metropolis_Markov_Chain_Monte_Carlo_Simulations |
| Authors |
Amir_Shahmoradi,_Fatemeh_Bagheri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09589 |
科学的推論で遭遇する数学的目的関数の最適化、サンプリング、および統合のための高性能並列遅延除去適応メトロポリスマルコフチェーンモンテカルロソフトウェアであるParaDRAMを紹介します。ParaDRAMは現在、C/C++、Fortran、MATLAB、Pythonなどのいくつかの一般的なプログラミング言語からアクセスでき、次の主要な設計目標を持つParaMonteオープンソースプロジェクトの一部です。1。モンテカルロシミュレーションの完全自動化、2。相互運用性可能な限り多くのプログラミング言語を備えたコアライブラリ。したがって、すべてのプログラミング言語にわたって統合されたアプリケーションプログラミングインターフェースとモンテカルロシミュレーション環境を提供します。3。高性能4.パーソナルラップトップからスーパーコンピューターまでのシミュレーションの並列化とスケーラビリティ、5。実質的にゼロ-外部ライブラリへの依存、6。シミュレーションの完全に決定的な再現性、7。シミュレーション結果の自動包括的なレポートと後処理。ParaDRAMから結果として得られる疑似マルコフチェーンの適切な混合と適応の減少を自動的かつ動的に保証するために、ParaDRAMに実装されたいくつかの新しい手法を提示して説明します。また、ParaDRAMで使用される効率的なデータストレージ方法の実装についても説明します。これにより、アルゴリズムの平均メモリおよびストレージ要件を、単純なシミュレーション問題では4倍、複雑な高次元数学のサンプリングでは1桁以上削減できます。目的関数。最後に、ParaDRAMの設計目標が、さまざまなコンピューティングプラットフォームでユーザーがさまざまな機械学習と科学的推論の問題を簡単かつ効率的に解決するのにどのように役立つかについて説明します。
現在の観測は宇宙の一時的な加速をサポートしていますか？
| Title |
Do_current_observations_support_transient_acceleration_of_our_universe? |
| Authors |
Yu._L._Bolotin,_V._A._Cherkaskiy,_M._I._Konchantnyi,_Supriya_Pan_and_Weiqiang_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09602 |
本稿では、非常に重要な問題、つまり現在の加速段階の直後の宇宙の減速段階の可能性について調査します。私たちは2つの異なるアプローチを検討しました.1つは、モデルに依存しない宇宙パラメータに照らして物質作成モデルを分析するセミモデルに依存しないアプローチです。次に、純粋にモデルに依存しないアプローチによって、セミモデルに依存しないアプローチを一致させます。両方のアプローチからの結論は、現在利用可能な幾何学的データセットにさらされている宇宙論的パラメーターに対する観測上の制約の影響を受け、私たちの宇宙の膨張の可能な将来の減速をサポートしています。
疑似ゴールドストーン暗黒物質：重力波と直接検出死角
| Title |
Pseudo-Goldstone_dark_matter:_gravitational_waves_and_direct-detection_blind_spots |
| Authors |
Tommi_Alanne,_Nico_Benincasa,_Matti_Heikinheimo,_Kristjan_Kannike,_Venus_Keus,_Niko_Koivunen,_Kimmo_Tuominen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.09605 |
疑似ゴールドストーン暗黒物質は、運動量が抑制された直接検出断面積を持つ熱遺物です。標準モデルの複雑なシングレット拡張から生じる疑似ゴールドストーン暗黒物質の最も一般的なモデルを研究します。モデルの新しいU（1）対称性は、暗黒物質を安定化させるCPのような対称性に明示的に分解されます。直接検出制約と宇宙の相転移の強さおよび可能な重力波信号との相互作用を研究します。大きなU（1）を破る相互作用は大きな直接検出断面積を生成する可能性がありますが、断面積が抑制される盲点があります。私たちは、かなり大きな立方結合が初期宇宙の一次相転移を引き起こす可能性があることを発見しました。結果の重力波信号が提案されたビッグバンオブザーバー検出器によって将来検出できるパラメーター空間の領域が存在することを示します。
