共鳴光子生成からの21 cm観測におけるエッジとエンドポイント
| Title |
Edges_and_Endpoints_in_21-cm_Observations_from_Resonant_Photon_Production |
| Authors |
Andrea_Caputo,_Hongwan_Liu,_Siddharth_Mishra-Sharma,_Maxim_Pospelov,_Joshua_T._Ruderman,_and_Alfredo_Urbano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03899 |
標準セクターとダークセクター間の相互作用から生じる21cmの測定で、シグネチャの新しいクラス---スペクトルエッジとエンドポイント---を紹介します。速度論的に混合された暗い光子のコンテキスト内で、観測された21cmの輝度温度で、共鳴する暗い光子から光子への変換が、現在、今後、および宇宙の夜明けを対象とする提案された実験に影響を与える特有のスペクトル機能をどのように刻印できるかを示します。暗黒時代。これらのシグネチャは、21cmの観測を使用して、標準モデルを超える物理を探すための質的に新しい方法を開きます。
eROSITA全天サーベイ用の低散乱銀河団質量プロキシ
| Title |
Low-scatter_galaxy_cluster_mass_proxies_for_the_eROSITA_all-sky_survey |
| Authors |
Dominique_Eckert,_Alexis_Finoguenov,_Vittorio_Ghirardini,_Sebastian_Grandis,_Florian_Kaefer,_Jeremy_S._Sanders,_Miriam_Ramos-Ceja |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03944 |
eROSITA装置を使用した現在進行中のX線全天調査では、大きな銀河団サンプルが生成され、宇宙論的パラメーターに強い制約が課されます。特に、この調査は、CMBと低赤方偏移の測定値の間の緊張を調査するために非常に有望です。調査データの完全な活用を妨げている現在のボトルネックは、調査観測量とハロー質量の関係に関連する体系です。数多くの最近の研究により、ガスの質量とコア切除されたX線の明度は、固定された質量で非常に低い散乱を示すことが示されています。低フォトンカウントデータからこれらの量を再構築し、eROSITAに似た広範なシミュレーションを使用してメソッドを検証する新しい方法を提案します。検出しきい値が約50に近い場合でも、コアが切り取られた光度がカウントされ、ガスの質量は20〜30％の精度で回復できます。これは、固定質量での完全な統合X線光度のばらつきよりも大幅に少ないです。絶対質量スケールの正確なキャリブレーションと組み合わせると（たとえば、弱い重力レンズ効果による）、私たちの手法は、質量キャリブレーションによって引き起こされる宇宙論的パラメーターの体系を減らします。
XXL調査：XLII。 XXL-N / VIDEO分野における遠方の銀河団の銀河集団の検出と特性化：多様な物語
| Title |
The_XXL_survey:_XLII._Detection_and_characterization_of_the_galaxy_population_of_distant_galaxy_clusters_in_the_XXL-N/VIDEO_field:_A_tale_of_variety |
| Authors |
A._Trudeau,_C._Garrel,_J._Willis,_M._Pierre,_F._Gastaldello,_L._Chiappetti,_S._Ettori,_K._Umetsu,_C._Adami,_N._Adams,_R._A._A._Bowler,_L._Faccioli,_B._H\"au{\ss}ler,_M._Jarvis,_E._Koulouridis,_J.P._Le_Fevre,_F._Pacaud,_B._Poggianti,_and_T._Sadibekova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04049 |
環境。遠方の銀河団は、密な環境や初期の宇宙時代における銀河の進化を研究するための効果的な実験室を提供します。ねらい。私たちは、特徴的な明るい銀河の密度と一致する拡張X線源として、遠方の銀河クラスターを識別することを目指しています。メソッド。HyperSuprime-Cam（HSC）およびVISTADeepExtragalacticObservations（VIDEO）調査からの光学および近赤外線（NIR）データを使用して、遠い銀河団を明るい$z_{phot}\geq0.8$銀河の密度の高いものとして識別します究極のXMM銀河外調査（XXL）で検出された拡張X線源。結果。約4.5度$^2$の空の領域から$0.80\leqz\leq1.93$にある35個の候補クラスターのサンプルを特定します。このサンプルには、15個の新しく発見された候補クラスター、10個の以前に検出されたが未確認のクラスター、および10個の分光学的に確認されたクラスターが含まれています。これらのクラスターは、さまざまな消光レベルを表示する銀河の母集団をホストしますが、消光、クラスター中心の距離、および銀河の光度の間の明確な関係を示します。サンプル内の最も明るいクラスター銀河（BCG）は、古い、赤いサブサンプルと、より青く、より多様なサブサンプルで構成されるバイモーダル母集団と一致する色を表示します。結論。銀河の質量と消光の関係は$z\sim1$ですでに整っているようですが、クラスター中心の半径による消光率の有意な変化はありません。BCGの二峰性は、一部のBCGに若い恒星成分が存在することで説明される場合がありますが、このシナリオを確認するには追加のデータが必要です。
宇宙の暗い時代の宇宙撮影について：私たちはまだ暗闇にいますか？
| Title |
On_cosmography_in_the_cosmic_dark_ages:_are_we_still_in_the_dark? |
| Authors |
Aritra_Banerjee,_Eoin_\'O_Colg\'ain,_Misao_Sasaki,_Mohammad_M._Sheikh-Jabbari,_Tao_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04109 |
クエーサーとガンマ線バーストは、タイプIa超新星を超えた高赤方偏移ウィンドウの標準的なキャンドルとしてかなり有望です。最近、Risaliti、Lusso、および共同研究者[1、2、3]は、「標準的なフラット$\Lambda$CDMモデルは最大$z\sim1.5-2$ですが、より大きな赤方偏移では強い偏差が生じます。この結論は、光度距離の対数多項式展開に依存しています。このメモでは、この拡張は通常、最大$z\sim1.5-2$までしか信頼できないことを示しています。その結果、展開の有効性の内訳は、フラットな$\Lambda$CDMからの（ファントム）偏差として誤って解釈される可能性があります。さらに、模擬データの例を通して問題を説明します。
| Title |
A_model-independent_constraint_on_the_Hubble_constant_with_gravitational_waves_from_the_Einstein_Telescope |
| Authors |
Sixuan_Zhang,_Shuo_Cao,_Jia_Zhang,_Tonghua_Liu,_Yuting_Liu,_Shuaibo_Geng,_Yujie_Lian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04204 |
この論文では、重力波の標準サイレンからハッブル定数に予想される制約を宇宙論モデルに依存しない方法で調査します。よく知られているハッブルの法則のフレームワークでは、ローカルユニバース（$z<0.10$）で検出された各バイナリマージャーからのGW信号は、光度距離$D_L$、したがってハッブル定数$H_0$の測定値を提供します。第3世代の重力波検出器（アインシュタイン望遠鏡、ET）からの重力波のシミュレーションデータに焦点を合わせ、電磁カウンターパーツとホスト銀河から決定された赤方偏移と組み合わせると、ハッブル定数が次の精度で制約されることが期待できます。$\sim10^{-2}$で、20の観測された連星中性子星（BNS）が合併しています。他のタイプの将来の重力波源（NS-BHおよびBBH）からの追加の標準サイレン測定は、この重要な宇宙パラメータのより正確な制約を提供します。したがって、重力波源の光度距離の将来の測定は現在の分析よりもはるかに競争が激しくなり、宇宙モデルに依存しない方法でハッブル定数に対するより強力で説得力のある制約が期待できるようになります。
銀河形成のパッチのようなモデル：ビリアルのパラドックス、コアカスプ、ミッシングサテライトの問題
| Title |
The_patch_like_model_of_galaxies_formation:_the_virial_paradox,_core-cusp_and_missing_satellite_problems |
| Authors |
M._Demia\'nski,_A._Doroshkevich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04256 |
減衰スケールが小さい$\Lambda$CDM宇宙論モデルの階層銀河形成のパッチのようなモデルが考慮されます。このモデルでは、銀河と銀河のクラスターはまれな高密度のピークで識別されます。これにより、ピーク付近のランダムな因子の作用が抑制され、ハロー形成のプロセスがより迅速かつ規則的になります。中央のピークを取り巻く不規則なサブハローが高濃度であり、その後の形成直後の合流により、この媒体は無衝突分散暗黒物質（DM）粒子と衝突サブハローの混合物と見なすことができます。これらのサブハローと中央の支配的なハローとの融合には、中央カスプの潮汐破壊が伴います。これにより、密度プロファイルが徐々に浅くなり、超大規模な中央ブラックホールの形成が促進されます。このモデルのフレームワークでは、ビリアル化された銀河とビリアルパラドックスとして知られている銀河のクラスターの質量と密度の観測された相関を再現できます[4、5]。これらの相関関係は、DMの構成およびパワースペクトルの形状と密接に関連しており、すでに利用可能な観測を使用してそれらを制限することができます。これらの相関は、HDMおよびWDMモデルに制約を課し、宇宙論的インフレーションのモデルをテストすることを可能にします。欠落している衛星の問題は、ビリアルのパラドックスとバリオンの温度とエントロピーを高め、最初の星の形成を防ぎ、ハローを2つの集団に分割する宇宙の再加熱と直接関連していることを確認します。2番目の集団（再加熱後に形成される多数の暗いハロー）は、DMの大部分を蓄積しますが、星は含まれませんが、主に大規模なものの近くに集中します。それらの空間分布はより均一です。
銀河調査による統計的異方性の最小分散推定
| Title |
Minimum_variance_estimation_of_statistical_anisotropy_via_galaxy_survey |
| Authors |
Maresuke_Shiraishi,_Teppei_Okumura,_Kazuyuki_Akitsu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04355 |
面平行（PP）近似を採用せずに、銀河数密度ゆらぎと特異な速度場の赤方偏移空間相関係数から宇宙統計異方性を測定することが有益かどうかを議論します。相関器は一般的な三極球面調和関数（TripoSH）の基礎を使用して分解されるため、PP近似では処理できない広角の寄与に対処できると同時に、ターゲットの異方性サインをきれいに抽出できます。統計的異方性の検出可能性を予測するために、初めて、TripoSH分解係数とフィッシャー行列の共分散を計算します。結果として得られる共分散の式には、PP近似によって引き起こされる各多極モーメント間の重要な混合が含まれないため、検出可能性が完全に最適化されます。PP近似による分析と比較して、検出可能性の優位性は常に確認され、特にショットノイズレベルが大きく、対象の統計的異方性がフーリエ空間で青に傾いた形状である場合に強調されます。今後の全天調査データへのTripoSHベースの分析の適用は、現在の宇宙マイクロ波背景のものに匹敵する、またはより厳しい異方性に対する制約をもたらす可能性があります。
若い通過惑星からの形成のエントロピーを制約する
最近、K2とTESSは、半径$<100$Myr。の星の周りに$\sim$5-10R$_\oplus$の半径を持つ通過惑星を発見しました。これらの若い惑星は、ユビキタス超地球/亜海王星の前駆細胞である可能性が高く、年齢が$\gtrsim1$Gyrの星の周りでよく研究されています。超地球/亜海王星の形成と初期の進化はよくわかっていません。さまざまな惑星起源のシナリオは、考えられる広範囲の地層エントロピーを予測します。若い（$\sim$20-60Myr）、高度に照射された惑星の形成エントロピーが、質量、半径、および年齢が測定された場合にどのように制約されるかを示します。この方法は、惑星が質量損失に対してどの程度低質量のH/Heエンベロープを保持できるかを決定することによって機能します。H/Heエンベロープ質量のこの下限は、エントロピーの上限に変換できます。エラー$\lesssim20$\％の惑星質量測定が、DSTucAおよびV1298Tauの周りで発見された若い惑星について達成できる場合、それらの起源への洞察を得ることができます。これらの惑星の場合、測定された惑星の質量が高いほど、標準のコア降着理論と一致します。対照的に、より低い惑星の質量（$\lesssim6-7$M$_\oplus$）は、原始惑星系円盤の分散中に説明する「ボイルオフ」フェーズを必要とします。
金星の水海の進化の歴史について
アルベドや相対湿度などのパラメータを含む1次元の放射対流モデルを採用して、金星の水海の考えられる進化の歴史を調査しました。このモデルでは、居住可能ゾーンに金星が含まれる可能性があります。$\sim1$Gyの間、アルベド=0.3、相対湿度（RH=1）、$p_{n0}=10^5$Paなどの穏やかなパラメーターで、かすかな若い太陽熱流束が増加し続ける可能性があります。3次元の計算を考慮してパラメータを緩和すると、$\sim$4.6Gyよりも長く海が存在する可能性があります。このような場合、太陽の光度が増加するだけでなく、暴走の原因を考慮する必要があります。今後の地球の金星の歴史と、それらの歴史的な居住可能ゾーンに対する太陽系外惑星の観測を調査することが重要です。
金星の軌道内の1キロスケールの小惑星
| Title |
A_kilometer-scale_asteroid_inside_Venus's_orbit |
| Authors |
W.-H._Ip,_B._T._Bolin,_F._J._Masci,_Q._Ye,_E._A._Kramer,_G._Helou,_T._Ahumada,_M._W._Coughlin,_M._J._Graham,_R._Walters,_K._P._Deshmukh,_C._Fremling,_Z.-Y._Lin,_J._W._Milburn,_J._N._Purdum,_R._Quimby,_D._Bodewits,_C.-K._Chang,_C.-C._Ngeow,_H._Tan,_C._Zhai,_P._van_Dokkum,_M._Granvik,_Y._Harikane,_L._A._Mowla,_K._B._Burdge,_E._C._Bellm,_K._De,_S._B._Cenko,_C._M._Copperwheat,_R._Dekany,_D._A._Duev,_D._Hale,_M._M._Kasliwal,_S._R._Kulkarni,_T._Kupfer,_A._Mahabal,_P._J._Mr\'oz,_J._D._Neill,_R._Riddle,_H._Rodriguez,_E._Serabyn,_R._M._Smith,_J._Sollerman,_M._T._Soumagnac,_J._Southworth,_L._Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04125 |
地球に近い小惑星の人口モデルは、金星の軌道の内側にある小惑星の存在を予測します。ただし、2019年末までの検索にもかかわらず、何も見つかりませんでした。ここでは、金星の軌道の内側に位置する最初の既知の小惑星2020AV$_2$のZwickyTransientFacilityによる発見、0.65auの遠日点距離および$\sim$2kmのサイズの小惑星を報告します。2020AV$_2$がその種の中で最大である可能性はありますが、予想される数がゼロに近い人口モデルのコンテキストでは、その発見は驚くべきものであることがわかります。この発見が統計的なまぐれではない場合、2020AV$_2$はまだ発見されていない小惑星内部の金星内部の発生源集団からのものである可能性があり、現在好まれている小惑星集団モデルを調整する必要があります。
熱い木星の半径異常を説明する3つのメカニズムの証拠
| Title |
Evidence_of_Three_Mechanisms_Explaining_the_Radius_Anomaly_of_Hot_Jupiters |
| Authors |
Paula_Sarkis,_Christoph_Mordasini,_Thomas_Henning,_Gabriel_D._Marleau,_Paul_Molli\`ere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04291 |
熱い木星の半径はまだ完全には理解されておらず、提案されているすべての説明は、これらの接近した巨大惑星が熱い内部を持っているという考えに基づいています。統計的手法を採用して、半径異常の問題に取り組みます。高温の木星のサンプルの内部光度を推定し、それが内部構造に及ぼす影響を研究し、どのメカニズムが支配的なメカニズムであるかに制約を課します。太陽系外惑星の内部構造と観測された特性を結びつける、柔軟で堅牢な階層ベイズモデルを開発します。モデルを314のホットジュピターに適用し、各惑星の内部光度分布を推測し、人口レベル（{\iti}）の質量-光度-半径分布、および平衡温度の関数として（{\itii}）加熱効率、（{\itiii}）内部温度、および（{\itiv}）放射対流境界（RCB）の圧力。高温のジュピターは内部の光度が高く、内部が高温になる傾向があることがわかります。これは冷却速度に重要な影響を及ぼし、RCBが低圧にあることがわかります。追加の加熱の最終的な発生源がホストスターからの照射であると仮定すると、加熱効率が以前の結果と一致してガウス分布に従うことを示します。提案された加熱メカニズムのコンテキストでの調査結果について説明し、オーム散逸、ポテンシャル温度の移流、および熱潮流が分析から推測された特定の傾向と一致していることを示します。したがって、3つのモデルすべてで観測の側面を説明できます。熱い木星の内部構造に関する新しい洞察を提供し、現在の知識では、膨張した半径を駆動する普遍的なメカニズムをしっかりと識別することは依然として困難であることを示しています。
恒星フレアと光度：XUVによって引き起こされた大気圏の脱出と惑星の居住性
| Title |
Stellar_Flares_versus_Luminosity:_XUV-induced_Atmospheric_Escape_and_Planetary_Habitability |
| Authors |
Dimitra_Atri,_Shane_R._Carberry_Mogan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04310 |
宇宙天気は惑星大気の進化において重要な役割を果たしています。観測によると、恒星フレアは広いエネルギー範囲（10^30-10^38エルグ）でエネルギーを放出し、その一部はX線と極端紫外線（XUV）にあります。これらのフレアは惑星の上部大気を加熱し、脱出率の増加につながり、一定期間にわたって大気侵食を引き起こす可能性があります。観測結果は、原始の地球型惑星が大量のH/Heエンベロープを付加できることも示唆しています。恒星放射はこれらの原始大気を時間とともに侵食する可能性があり、この侵食の程度は惑星の居住性に影響を与えます。XUV恒星フレアと光度によって照射されたこれらの原始大気からの流体力学的脱出率を計算するためにエネルギー制限方程式を使用します。TESSで観測された492個のFGKM星のフレア周波数分布を使用して、ハビタブルゾーンの惑星の大気損失を推定します。ほとんどの星では、光度が誘発する脱出が主要な損失メカニズムであり、フレアからのわずかな寄与であることがわかります。ただし、フレアは$\sim$20\％M4-M10星の損失メカニズムを支配します。M0〜M4の星は原始大気と二次大気の両方を完全に侵食する可能性が最も高く、M4〜M10の星は二次大気を侵食する可能性が最も低くなります。これらの結果が惑星の居住性に与える影響について説明します。
降着円盤の磁場が地球惑星の構成を制御した
| Title |
Accretion_disk's_magnetic_field_controlled_the_composition_of_the_terrestrial_planets |
| Authors |
William_F._McDonough_(1,2)_and_Takashi_Yoshizaki_(2)_((1)_University_of_Maryland,_College_Park,_(2)_Tohoku_Univeristy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04311 |
地球型惑星の構成要素であるコンドライトには、酸素、鉄、マグネシウム、シリコンの質量と原子の比率が合計$\geq$90\％で、可変のMg/Si（$\sim$25\％）、Fe/Si（factor$\geq$2）、およびFe/O（$\geq$3の因数）。地球と地球の惑星（水星、金星、火星）は、金属コア、ケイ酸塩シェル（マントルとクラスト）、およびガス、氷、そして地球の場合は液体の水の揮発性エンベロープの3つの層に区別されます。各層には異なる主要元素があります（たとえば、深さとともにFe含有量が増加し、表面への酸素含有量が増加します）。不明な点は、星状円板の降着時の物理的プロセスと、星状円板の降着時の物理的プロセス（衝撃浸食など）がこれらの最終的なバルク組成にどの程度影響したかです。ここでは、地球惑星の組成を予測し、それらのコア質量分率と非圧縮密度がそれらの太陽中心距離と相関していることを示し、原始惑星系円盤内の磁場強度の単純なモデルに従います。私たちのモデルは、酸化状態の増加、空気力学、および太陽から外側に向かう磁場強度の減少の観点から鉄の分布を評価し、半径方向の距離で地球型惑星のコアサイズを減少させます。この分布は、太陽系の居住性を高め、太陽系外惑星系にも同様に適用できます。
明るく静かなM3ドワーフTOI-1266を周回するスーパーアースとサブネプチューン
| Title |
A_super-Earth_and_a_sub-Neptune_orbiting_the_bright,_quiet_M3_dwarf_TOI-1266 |
| Authors |
B.-O._Demory,_F.J._Pozuelos,_Y._Gomez_Maqueo_Chew,_L._Sabin,_R._Petrucci,_U._Schroffenegger,_S.L._Grimm,_M._Sestovic,_M._Gillon,_J._McCormac,_K._Barkaoui,_W._Benz,_A._Bieryla,_F._Bouchy,_A._Burdanov,_K.A._Collins,_J._de_Wit,_C.D._Dressing,_L.J._Garcia,_S._Giacalone,_P._Guerra,_J._Haldemann,_K._Heng,_E._Jehin,_E._Jofre,_S.R._Kane,_J._Lillo-Box,_V._Maigne,_C._Mordasini,_B._M._Morris,_P._Niraula,_D._Queloz,_B.V._Rackham,_A.B._Savel,_A._Soubkiou,_G._Srdoc,_K.G._Stassun,_A.H.M.J._Triaud,_R._Zambelli,_G._Ricker,_D.W._Latham,_S._Seager,_J.N._Winn,_J.M._Jenkins,_T._Calvario-Velasquez,_J.A._Franco_Herrera,_E._Colorado,_E.O._Cadena_Zepeda,_L._Figueroa,_A.M._Watson,_E.E._Lugo-Ibarra,_L._Carigi,_G._Guisa,_J._Herrera,_G._Sierra_Diaz,_J.C._Suarez,_D._Barrado,_N.M._Batalha,_Z._Benkhaldoun,_A._Chontos,_F._Dai,_et_al._(12_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04317 |
明るい（$K=8.8$）、静かな、近く（37pc）M3VドワーフTOI-1266を通過するスーパーアースとサブネプチューンの発見と特性評価を報告します。私たちは、TESS-1測光の4つのセクターと、サンペドロマルティル（メキシコ）にある新たに委託された1mSAINT-EX望遠鏡からのデータを使用して、TOI-1266bおよびcの惑星の性質を検証します。また、追加の地上ベースのフォローアップ測光、高解像度分光法、高角度イメージング観測も含まれています。内側のより大きな惑星の半径は$R=2.37_{-0.12}^{+0.16}$R$_{\oplus}$で、軌道周期は10.9日です。外側の小さい惑星の半径は、18.8日の軌道で$R=1.56_{-0.13}^{+0.15}$R$_{\oplus}$です。データは、2：1の平均運動共振の影響を弱くする、円形の同一平面上の安定した軌道と一致していることがわかります。結合されたデータセットのTTV分析により、惑星の質量と離心率に対するモデルに依存しない制約が可能になります。$M_\mathrm{p}$=$13.5_{-9.0}^{+11.0}$$\mathrm{M_{\oplus}}$（$<36.8$$\mathrm{M_{\oplus}}$at2-$\sigma$）TOI-1266bおよび$2.2_{-1.5}^{+2.0}$$\mathrm{M_{\oplus}}$（$<5.7$$\mathrm{M_TOI-1266の{\oplus}}$at2-$\sigma$）c。TOI-1266bの$0.09_{-0.05}^{+0.06}$（$<0.21$at2-$\sigma$）と$0.04\pm0.03$（$<TOI-1266の0.10$（2-$\sigma$で）c。両方の惑星の平衡温度は、$413\pm20$Kと$344\pm16$Kです。これは、ヌルボンドアルベドと、昼側から夜側の半球への均一な熱再分配を想定しています。ホストの明るさとごくわずかなアクティビティが、惑星システムアーキテクチャと好ましい惑星対星の半径比と組み合わさることで、TOI-1266は詳細な特性評価のための絶妙なシステムになります。
惑星形成の運動学の視覚化
| Title |
Visualizing_the_Kinematics_of_Planet_Formation |
| Authors |
Disk_Dynamics_Collaboration,_Philip_J._Armitage,_Jaehan_Bae,_Myriam_Benisty,_Edwin_A._Bergin,_Simon_Casassus,_Ian_Czekala,_Stefano_Facchini,_Jeffrey_Fung,_Cassandra_Hall,_John_D._Ilee,_Miriam_Keppler,_Aleksandra_Kuznetsova,_Romane_Le_Gal,_Ryan_A._Loomis,_Wladimir_Lyra,_Natascha_Manger,_Sebastian_Perez,_Christophe_Pinte,_Daniel_J._Price,_Giovanni_Rosotti,_Kamber_Schwarz,_Jacob_B._Simon,_Richard_Teague,_Ke_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04345 |
原始惑星系円盤の塵の中の驚くべき範囲の下部構造が、ある範囲の波長にわたって日常的に観察されています。これらのギャップ、リング、スパイラルは、目に見えない惑星の個体数を非常に示しており、現在の観測施設が活動中の惑星形成を捕捉できる可能性を示唆しています。過去10年間、親ディスクの動的構造に対する若い惑星の影響についての私たちの理解は大幅に進歩し、深く埋め込まれた惑星の存在を裏切る可能性のある多数の潜在的に観察可能な機能が明らかになりました。協調して、最近の観測は、原始惑星系円盤の運動学的構造における微妙な摂動が複数の情報源、潜在的には埋め込まれた惑星に関連する特徴的な妨害に見られることを示しています。この作業では、運動学的機能に焦点を当てた惑星とディスクの相互作用の理論的背景と、空間的およびスペクトル的に解決された観測でこれらの相互作用を観察するために使用される現在の方法論を確認します。このような惑星の運動学的検出の潜在的なピットフォールについて説明し、干渉データの画像化と分析のベストプラクティスを、埋め込まれた惑星の検出の基準として使用する一連の基準とともに提供します。最後に、惑星とディスクの相互作用に関するシミュレーションの現状について説明し、埋め込み惑星の検索に最も重要な影響を与える特定の関心領域と将来の方向性を強調します。この作品は、2019年10月にニューヨーク市のフラットアイアンインスティテュートにある計算天体物理学センターで開催された「惑星形成の運動学の可視化」ワークショップの集大成です。
ダスト粒子の化学に対する結合エネルギー分布の影響を研究するための新しいフレームワーク
| Title |
A_novel_framework_to_study_the_impact_of_binding_energy_distributions_on_the_chemistry_of_dust_grains |
| Authors |
T._Grassi,_S._Bovino,_P._Caselli,_G._Bovolenta,_S._Vogt-Geisse,_B._Ercolano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03900 |
ダスト粒子からの分子の蒸発は、星と惑星の形成プロセスのいくつかの重要な側面を理解するために重要です。ウォームアップ段階では、若い原始星の物体の存在により、分子がダスト表面から気相へと蒸発し、その化学的複雑さが増します。同様に、星周円盤では、いわゆる雪線の位置は蒸発によって決定され、惑星の形成に重要な結果をもたらします。脱着する分子の量は、種と粒子表面の間の相互作用に依存します。これは、結合エネルギーによって制御されます。最近の理論的および実験的研究は、宇宙化学モデルで頻繁に使用される単一の値ではなく、このパラメーターの値の分布を指しています。ここでは、結合エネルギーの分布が及ぼす影響を評価するための新しい「マルチ結合エネルギー」フレームワークを紹介します。穀物に結合した種の量。表面化学の効率は、脱着した種の理論的推定に決定的な結果をもたらすこのプロセスに大きく影響されることがわかります。
中央分子ゾーンの高圧環境ではどのフィードバックメカニズムが支配的ですか？
| Title |
Which_feedback_mechanisms_dominate_in_the_high-pressure_environment_of_the_Central_Molecular_Zone? |
| Authors |
Ashley_T._Barnes,_Steven_N._Longmore,_James_E._Dale,_Mark_R._Krumholz,_J._M._Diederik_Kruijssen_and_Frank_Bigiel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03901 |
超新星（SNe）は恒星フィードバックのエネルギーと運動量バジェットを支配しますが、それらが星間物質（ISM）に結合する効率は、早期のプレSNフィードバックが星形成領域から高密度ガスをどれほど効果的に取り除くかに大きく依存します。低ISM圧力環境における初期の恒星フィードバックの大きさとタイムスケールには観測上の制約がありますが、宇宙論的に典型的な高ISM圧力環境にはそのような制約はありません。この論文では、HII領域の拡大を支配するメカニズムを、高圧（$P/k_\rm{B}$〜$10^{7-8}$K内のサイズスケールと進化時間の関数として決定します。天の川の100パーセントの内側のcm$^{-3}$）環境。温かい電離（$P_\rm{HII}$;10$^{4}$K）ガス、直接放射圧（$P_\rm{dir}$）、およびダスト処理放射圧（$P_\rm{IR}$）。私たちは、（1）$P_\rm{dir}$が小規模で初期に（0.01-0.1pc;$<$0.1Myr）の拡張を支配していることを発見しました。（2）拡張は、後の進化段階で大規模に$P_\rm{HII}$によって駆動されます（$>0.1$pc;$>1$Myr）;（3）成長の最初の〜1Myrの間ですが、その後はそうではありませんが、$P_{\rmIR}$または恒星風圧のいずれかが、同等の貢献をする可能性があります。環境の閉じ込め圧力が高いにもかかわらず、出生時の星形成ガスは、〜2Myr以内、つまり最初のSNeが爆発する前に、数pcの半径まで効率的にクリアされます。この「前処理」は、後続のSNeが低密度ガスに爆発するため、それらのエネルギーと運動量がISMに効率的に結合することを意味します。HII領域が半径3pcに拡大することがわかります。この時点で、HII領域は周囲の外部圧力と同じ内部圧力を持っています。低圧環境でのHII領域との比較は、すべてのHII領域の最大サイズが周囲のISMとの圧力平衡によって設定されることを示しています。
巨大で超コンパクトなスターバースト銀河における赤外線と電波の相関からの逸脱
| Title |
Deviations_from_the_Infrared-Radio_Correlation_in_Massive,_Ultra-compact_Starburst_Galaxies |
| Authors |
Grayson_C._Petter_(Dartmouth_College),_Amanda_A._Kepley,_Ryan_C._Hickox,_Gregory_H._Rudnick,_Christy_A._Tremonti,_Aleksandar_M._Diamond-Stanic,_James_E._Geach,_Alison_L._Coil,_Paul_H._Sell,_John_Moustakas,_David_S._N._Rupke,_Serena_Perrotta,_Kelly_E._Whalen,_Julie_D._Davis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03906 |
エネルギッシュな流出によるフィードバックは、星形成銀河をローカルユニバースで観測される静止システムに変換する重要な物理プロセスとして浮上しています。このプロセスを調査するために、このペーパーでは、高速ガス流出（$|v|\gtrsim10^{3}$kms$^{-1}$）をホストする巨大でコンパクトな合体残骸銀河のサンプルに焦点を当てています。中間赤方偏移（$z\sim0.6$）。中赤外放射とコンパクトな形態から、これらの銀河は非常に大きな星形成率（SFR）表面密度（$\Sigma_{SFR}\sim10^{3}$$\mathrm{M_{\odot}を持っていると推定されています}$yr$^{-1}$kpc$^{-2}$）、ダスト粒子への放射圧のエディントン限界に近づいています。これは、星形成のフィードバックが観測された流出を促進している可能性があることを示唆しています。ただし、これらのSFRの見積もりには重大な不確実性があります。したがって、これらのシステムでコンパクトスターバースト活動を調査するために、星形成の独立したトレーサーを探しました。このホワイトペーパーでは、これらの銀河のうち19の1.5GHz連続Jansky超大型アレイ観測を使用して計算されたSFR推定値を示します。また、WISE調査データから計算された最新の赤外線（IR）SFRも示します。IRからのSFRは、19銀河のうち16銀河のラジオからのSFRよりも中央値2.5だけ大きいと推定します。この偏差は、最も若い恒星の母集団をホストしている最もコンパクトな銀河で最大化されていることがわかります。この偏差は、シンクロトロン放射の自由自由吸収、各インジケーターが星の形成をトレースするタイムスケールの違い、またはこれらの超高密度銀河の非常に高温のIR放射ダストのいずれかに起因することをお勧めします。
高赤方偏移矮小銀河の恒星集団
高解像度（$\約10$pc）、典型的な（星の質量$M_\star\simeq10^{10}M_\odot$）LymanBreakGalaxy（LBG）の$z\simeqでのズームインシミュレーションを使用します6$は、6つの矮小銀河衛星の恒星集団を調査します。その恒星[ガス]質量は$\log（M_\star/M_\odot）\simeq6-9$[$\log（M_{gas}/M_\odot）\simeq4.3-7.75$]。衛星の特性と進化は、中央の大規模LBG（$<11.5$kpc）からの距離に依存しないことを示しています。代わりに、それらの星の形成と化学物質の濃縮の歴史は、それらの恒星の（そしてサブハロ）質量と密接に関連しています。高質量矮小銀河（$\rmM_\star\gtrsim5\times10^8M_\odot$）は、星形成の長い歴史を経験し、多くの合併イベントを特徴としています。低質量システムは、一連の短い星形成エピソードを経て、合併の兆候はありません。彼らの星形成活動は比較的遅く始まり（$z\約7$）、それは内部の恒星フィードバックによって急速に消滅します。進化のパターンはさまざまですが、すべての衛星は球形の形態を示しており、古代の金属に乏しい星が内部に向かっています。6つのすべての小型衛星は、高い星形成率（$\rm>5\、M_\odotyr^{-1}$）バーストを経験しました。これは、高$z$LBGをターゲットにしながらJWSTで検出できます。
UV上昇とUV弱い銀河：偏りのないサンプルによって明らかにされた恒星集団の違いと類似性
| Title |
UV_upturn_versus_UV_weak_galaxies:_differences_and_similarities_of_their_stellar_populations_unveiled_by_a_de-biased_sample |
| Authors |
M._L._L._Dantas,_P._R._T._Coelho,_P._S\'anchez-Bl\'azquez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03915 |
紫外線（UV）の上昇は、ライマンリミットと2500\AAの間の静止銀河でのUVフラックスの予期しない上昇によって特徴付けられます。色-色図を利用することにより、UV明るい赤系列銀河を2つのグループに分割できます。これら2つのグループを使用して、それらの恒星の人口特性の比較を提案し、それらの間の相違点と類似点を確立することを目標とします。傾向スコアマッチング（PSM）を利用して、赤方偏移と恒星の質量に関して類似のオブジェクトを選択することにより、2つのサンプル間の潜在的なバイアスを緩和します。また、GAMAのコラボレーションによって利用可能になったマグフィからのスペクトルエネルギー分布（SED）フィッティング結果を利用します。分析は、SEDフィッティングからの分布を直接比較し、それらのパラメーター間の相関の違いを調査することによって、そして最後に主成分分析（PCA）を使用することによって行われます。いくつかのパラメータについて、金属性、年齢、特定の星形成率、星形成の最後のバーストの時間など、いくつかのパラメータの観点から、UV弱い銀河と上昇銀河の重要な違いと類似点を探ります。顕著な違いは、（g-r）の色、金属性、および星形成の最後のバースト以降の時間に関するものです。UVの上昇は、光学的でより金属的であり、星形成の最後のバーストはより早い時期に発生しました。これらの違いは、UV弱い銀河と比較すると、UV上昇システムの星形成履歴が短い（つまり、受動的に進化している）ことを示唆しています。その結果、これらの最後の恒星集団の多様性が高いようです。
渦巻銀河と楕円銀河の構造スケーリング則の起源に関する統一シナリオ
| Title |
A_Unified_Scenario_for_the_Origin_of_Spiral_and_Elliptical_Galaxy_Structural_Scaling_Laws |
| Authors |
I._Ferrero,_J._F._Navarro,_M._G._Abadi,_J._A._Benavides_and_D._Mast |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03916 |
楕円銀河（E）と渦巻銀河（S）は、星の質量、半径、および特性速度をリンクする、厳密ではありますが異なるスケーリング則に従います。たとえば、質量と速度は、銀河の半径にほとんど依存せずに渦巻きにぴったりとスケールします（「タリー-フィッシャー関係」;TFR）。一方、楕円はサイズ-質量-速度空間（「基本平面」;FP）で2D表面をトレースするように見えます。長年にわたり、多くの研究が、これらの経験的関係を理解することを試みてきました。通常、E銀河のビリアル定理のバリエーションと、らせんの暗黒物質ハローのスケーリング関係の観点からです。ラムダコールドダークマター（LCDM）宇宙流体力学シミュレーションを使用して、楕円と渦巻きの観測された関係が（i）密な銀河の質量と暗いハローの質量関係、および（ii）自己相似質量の結果として生じることを示します。CDMハローのプロファイル。この解釈では、特定の恒星の質量のE銀河とS銀河は、同じ質量のハローに生息しており、それらの異なるスケーリング則は、それらの発光半径内に閉じ込められた暗黒物質の量の変化に起因します。このシナリオは、すべての形態の銀河に適用できる新しい銀河距離インジケーターを提案し、TFRが表面の明るさから独立している理由や、FPの「傾き」の原因など、長年のパズルについてシンプルで直感的な説明を提供します。私たちの結果は、非常に非線形な領域でのLCDMの予測を強力にサポートするとともに、銀河形成の宇宙論的シミュレーションをさらに改善するためのガイダンスを提供します。
超発光超新星をホストする矮小銀河の相互作用の性質
| Title |
The_interacting_nature_of_dwarf_galaxies_hosting_superluminous_supernovae |
| Authors |
Simon_Vanggaard_{\O}rum,_David_Lykke_Ivens,_Patrick_Strandberg,_Giorgos_Leloudas,_Allison_W._S._Man,_Steve_Schulze |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03925 |
（要約）タイプI超光速超新星（SLSNeI）は、そのメカニズムと前駆細胞がとらえどころのない、まれで強力な爆発です。SLSNe低金属性で活発に星を形成する矮小銀河を好みます。SLSNeのホストが相互作用の証拠の増加を示すかどうかを調査します。$\textit{HST}$で取得した42個のSLSNI画像のサンプルを使用し、ホストから特定の半径内で検出されたオブジェクトをカウントすることにより、伴銀河の数を測定します。比較として、2つのモンテカルロベースの方法を使用して、同じ画像内のコンパニオンオブジェクトの予想平均数と、長いガンマ線バースト（GRB）をホストしている32の銀河のサンプルを推定しました。SLSNIホストの約50％には、5kpc以内に少なくとも1つの主要なコンパニオン（1：4のフラックス比内）があります。私が銀河をホストするSLSNあたりの主要な仲間の平均数は$0.70^{+0.19}_{-0.14}$です。私たちのモンテカルロ比較法では、同じ画像内の同じような明るさのランダムなオブジェクト、または同じ画像内のソースをランダムに再配布した後のSLSNホストのコンパニオンの数が少なくなります。アンダーソン・ダーリング検定は、この差が赤方偏移範囲とは無関係に統計的に有意であることを示しています。コンパニオンの予測距離分布についても同様です。したがって、SLSNIホストは、オブジェクト数密度が平均よりも大きい画像の領域にあります。SLSNIホストにはGRBホストよりも多くのコンパニオンがあります（25％以上のホストに分散されたホストあたり$0.44^{+0.25}_{-0.13}$コンパニオン）。しかし、その差は統計的に有意ではありません。ただし、それらの分離の違いはわずかに重要です。SLSNeIをホストする矮小銀河は、しばしば相互作用するシステムの一部です。これは、SLSNeI前駆細胞が最近の星形成のバースト後に形成されることを示唆しています。金属性が低いだけでは、この傾向を説明できません。
MOSDEF調査：z〜2で空間的に解決された恒星の個体群の改良されたボロノイビニングテクニック
| Title |
The_MOSDEF_Survey:_An_Improved_Voronoi_Binning_Technique_on_Spatially_Resolved_Stellar_Populations_at_z~2 |
| Authors |
Tara_Fetherolf,_Naveen_Reddy,_Alice_Shapley,_Mariska_Kriek,_Brian_Siana,_Alison_Coil,_Bahram_Mobasher,_William_Freeman,_Ryan_Sanders,_Sedona_Price,_Irene_Shivaei,_Mojegan_Azadi,_Laura_de_Groot,_Gene_Leung,_Tom_Zick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03926 |
私たちは、MOSFIREディープエボリューションフィールド調査の$1.25<z<2.66$にある350個の星形成銀河のサンプルを使用して、$z\sim2$銀河の解決された恒星集団の特性を研究するために使用する改良されたボロノイビニング手法を示します。恒星の個体数とダストマップは、高解像度CANDELS/3D-HSTマルチバンドイメージングから構築されます。$H_{160}$バンドのみのS/N分布から解決された要素（つまり、ボロノイビン）のレイアウトを構築するのではなく、いくつかの解決されたS/N分布をさらに組み込んだ修正ボロノイビニング法を導入します。フィルター。複数のフィルターから構築されたボロノイビンから推定されたSED派生の解決されたE（BV）$_{\text{stars}}$、恒星の人口年齢、SFR、および恒星の質量は、統合されたものから推定された特性と一般的に一致しています不確かさの範囲内の測光。ただし、UV勾配が解決済みの測光によって制約されていないため、$z\sim1.5$サンプルから推定されたE（BV）$_{\text{stars}}$を除きます。マルチフィルターボロノイビニング手法の結果は、「従来の」単一フィルターボロノイビニングアプローチから得られた結果と比較されます。単一フィルターのビニングにより、平均で0.02等量で系統的に赤くなっていると推定されるE（BV）$_{\text{stars}}$が生成されることがわかりますが、0.20等まで異なる可能性があり、制約が不十分なために解決された可能性があります。UV勾配をカバーする測光。全体的に、私たちの方法論は、すべての解決された波長、特にUVスロープをカバーする波長でより適切に制限された解決されたSEDにより、より信頼できるSED派生パラメーターを生成することを提唱します。
初期の銀河の成長：合併か重力不安定か？
| Title |
Early_galaxy_growth:_mergers_or_gravitational_instability? |
| Authors |
A._Zanella,_A._Pallottini,_A._Ferrara,_S._Gallerani,_S._Carniani,_M._Kohandel,_C._Behrens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03927 |
初期宇宙における銀河の空間分解形態を調査します。SERRA流体力学シミュレーションから、典型的な赤方偏移z=6LymanBreak銀河「Althaea」を検討します。模擬レストフレームの紫外線、光学、遠赤外線観測を作成し、2次元の形態学的分析を実行して、下部構造（衛星または星形成領域の結合）から銀河円盤をブレンド解除します。[CII]158umの発光領域は、最近の観測と一致して、有効半径が光学領域の1.5〜2.5倍大きいことがわかります。シミュレートされた銀河のこの[CII]ハローは、未解決の近くの衛星の放出からではなく、恒星流出と銀河のUVフィールドによる炭素の光イオン化の共同効果として発生します。現在の観測値の典型的な角度分解能（>0.15"）では、合流する衛星のみを検出できます。星形成領域の検出には、<0.05"の分解能が必要です。[CII]で検出された衛星は、銀河円盤からの投影距離が2.5kpcですが、星形成領域は円盤自体に埋め込まれています（距離<1kpc）。これは、2kpcを超える分離度を持つ、文献で報告されているマルチコンポーネントシステムが、銀河の下部構造ではなく、衛星を結合していることを示唆しています。最後に、モックマップで見つかった星形成領域は、ローカルL[CII]-銀河円盤のSFR_UV関係に従いますが、分布の低光度、低SFRテールをサンプリングします。UVと[CII]データセットをブリッジする将来のJWST観測は、絶妙な空間分解能と、低金属性と赤外波長で明るいダストに隠れた領域の両方に対する感度のおかげで、銀河の下部構造を特徴付けるのに非常に適していることを示しています。
GOGREEN調査：落下後の環境消光は、z> 1で静止フィールドとクラスター銀河の間で観測された年齢差を予測できない
| Title |
The_GOGREEN_survey:_Post-infall_environmental_quenching_fails_to_predict_the_observed_age_difference_between_quiescent_field_and_cluster_galaxies_at_z>1 |
| Authors |
Kristi_Webb,_Michael_L._Balogh,_Joel_Leja,_Remco_F._J._van_der_Burg,_Gregory_Rudnick,_Adam_Muzzin,_Kevin_Boak,_Pierluigi_Cerulo,_David_Gilbank,_Chris_Lidman,_Lyndsay_J._Old,_Irene_Pintos-Castro,_Sean_McGee,_Heath_Shipley,_Andrea_Biviano,_Jeffrey_C._C._Chan,_Michael_Cooper,_Gabriella_De_Lucia,_Ricardo_Demarco,_Ben_Forrest,_Pascale_Jablonka,_Egidijus_Kukstas,_Ian_G._McCarthy,_Karen_McNab,_Julie_Nantais,_Allison_Noble,_Bianca_Poggianti,_Andrew_M._M._Reeves,_Benedetta_Vulcani,_Gillian_Wilson,_Howard_K._C._Yee,_Dennis_Zaritsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03953 |
星形成履歴（SFH）と、331個のUVJで選択された静止銀河の質量加重年齢を、11個の銀河団と、豊富な初期環境における銀河のジェミニ観測（GOGREEN）調査から1<z<1.5で調査します。レストフレーム光学分光法と広帯域測光を恒星個体群モデルに同時に当てはめることにより、個々の銀河のSFHを決定します。SFHは、平均してより早い形成時間を持つより大規模な銀河と一致していることを確認します。大規模なクラスターで見つかった銀河と野外で見つかった銀河を比較すると、野外に$M_\ast<10^{11.3}$M$_{\odot}$を持つ銀河はより拡張されたSFHを持っていることがわかります。SFHから質量加重年齢を計算し、固定質量で2つの環境間の銀河の年齢分布を比較します。クラスター銀河の方が古いという意味で、フィールド銀河とクラスター銀河の質量加重年齢の差を$0.31_{^{-0.33}}^{_{+0.51}}$Gyrに制限します。この結果を2つの単純なクエンチングモデルのコンテキストに配置し、落下からの時間（前処理なし）に基づく環境クエンチングも形成時間の差も、平均年齢差と相対クエンチ率の両方を再現できないことを示します。これは、消光された集団の大部分が落下時に環境的に消光されたことと一致する局所クラスターとは明らかに異なります。私たちの結果は、z>1での銀河クラスターのクエンチされた集団が、z=0でのプレイとは異なる物理プロセスによって駆動されていることを示唆しています。
$ z \約2 $の吸収選択銀河の高分子ガス質量
| Title |
High_Molecular_Gas_Masses_in_Absorption-selected_Galaxies_at_$z_\approx_2$ |
| Authors |
Nissim_Kanekar_(1),_J._Xavier_Prochaska_(2),_Marcel_Neeleman_(3),_Lise_Christensen_(4),_Palle_Moller_(5),_Johan_Fynbo_(6),_Martin_A._Zwaan_(5),_Miroslava_Dessauges-Zavadsky_(7)_((1)_National_Centre_for_Radio_Astrophysics,_Pune,_India,_(2)_University_of_California,_Santa_Cruz,_USA,_(3)_Max_Planck_Institute_for_Astronomy,_Heidelberg,_Germany,_(4)_Dark_Cosmology_Centre,_Copenhagen,_Denmark,_(5)_European_Southern_Observatory,_Garching,_Germany,_(6)_The_Cosmic_Dawn_Centre,_Copenhagen,_Denmark,_(7)_Geneva_Observatory,_Geneva,_Switzerland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04001 |
AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray（ALMA）を使用して、12の高金属（[M/H]〜$のフィールドからのCO（3$-$2）または（4$-$3）排出の検索を実行しました\geq-0.72$\、dex）$z\約1.7-2.6$で減衰されたLyman-$\alpha$吸収体（DLA）。5つのDLA（そのうちの2つは以前に報告されています）のフィールドで銀河からのCO放出を検出し、高分子ガス質量$\rmM_{mol}\約（1.3-20.7）\times（\alpha_{\rmCO}/4.36）\times10^{10}\;M_\odot$。COエミッターのQSO見通し線への影響パラメーターは、$b\less5.6-100$〜kpcの範囲にあり、3つの新しいCO検出は$b\lesssim15$〜kpcです。最高のCOライン光度と推定分子ガス質量は、[M/H]〜$\gtrsim-0.3$\、dexで最高金属のDLAに関連付けられています。高い推定分子ガス質量は、高赤方偏移銀河における恒星の質量と金属の関係と高分子ガスと星の質量比の組み合わせによって説明できます。COの検索で特定されたDLA銀河は、放出が選択されたサンプルの特性と一致する特性を持っています。CO放出で検出されたDLA銀河はいずれも、以前の光学的または近赤外探索では識別されず、その逆も同様でした。以前に光学/近赤外検索で特定されたDLA銀河は、CO排出では検出されませんでした。高$z$、高金属のDLA銀河における高いALMACOおよびC[{\scii}]〜158$\mu$m検出率は、フィールドに革命を起こし、-$z$DLA。DLAを特定するH{\sci}吸収基準は、さまざまな環境で、埃っぽい銀河やUV明るい銀河を含む、高$z$の銀河集団全体を選択します。
ドラド銀河群までの距離
ハッブル宇宙望遠鏡のアーカイブ画像に基づいて、ドラドグループの最も明るい銀河（NGC1433、NGC1533、NGC1566およびNGC1672）の恒星測光が行われました。得られたCM図上で赤い巨人を発見し、銀河までの距離をTRGB法で測定した。得られた値：$14.2\pm1.2$、$15.1\pm0.9$、$4.9\pm1.0$および$15.9\pm0.9$〜Mpcは、名前付きのすべての銀河がほぼ同じ距離にあり、平均距離$D=15.0$Mpc。青と赤の超巨星が銀河NGC1533とIC2038の間の水素アームに見え、中心から3.6kpcの距離にあるレンチキュラー銀河NGC1533にリング構造を形成していることがわかりました。これらの星の高い金属性（$Z=0.02$）は、NGC1533ガスからの起源を示しています。
クエーサーSDSS J075133.35 + 134548.3のブロードエミッションライン領域に関連するブロード吸収ラインアウトフロー
| Title |
A_Broad_Absorption_Line_Outflow_Associated_with_the_Broad_Emission_Line_Region_in_the_Quasar_SDSS_J075133.35+134548.3 |
| Authors |
Bo_Liu_and_Hongyan_Zhou_and_Xinwen_Shu_and_Shaohua_Zhang_and_Tuo_Ji_and_Xiang_Pan_and_Peng_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04193 |
明るいクエーサーSDSSJ075133.35+134548.3のz〜1における異常な幅広い吸収線（BAL）の発見を報告し、アーカイブおよび新しく取得した光学およびNIR分光データを使用してBALおよび輝線の詳細な研究を示します。BALは、MgII、AlIIIで暫定的に検出され、HeI*3889、HeI*10830で確実に検出されます。これらは、2つのコンポーネントに分割する複雑な速度構造を示します。高速コンポーネント（HV）、-9300〜-3500km/sは、一時的にMgII、AlIIIで確実に検出でき、HeI*10830で確実に検出できますが、HeI*3889では検出できません。低速のコンポーネント（LV）は、-3500〜-1800km/sの速度で、HeI*3889およびHeI*10830でのみ検出されます。異なるイオンからのBALを使用すると、HV流出ガスは、密度n_H〜10^10.3-10^11.4cm^-3、列密度N_H〜10^21cm^-2、および電離パラメータU〜10^-1.83-10^-1.72;したがって、中心連続光源からR_HV〜0.5pcの距離を推定すると、5100Aで単色光度が7.0*10^45erg/sになります。この距離は、次のように推定された通常の幅広い輝線領域（BLR）の距離に似ていますBLRとHVBAL流出ガスの間の関連を示唆する残響実験からの光度距離。興味深いことに、ブルーシフトコンポーネントもMgIIおよびAlIIIの幅広い輝線（BEL）で大幅に検出され、そのようなBELコンポーネントのAlIII/MgIIは、HVBALガスから推定される物理パラメーターによって再現できます。LVBALガスは、HVBALガスよりもカラム密度が高く、イオン化レベルが高い可能性が高いため、HVBALガスより距離が短くなります。これを確認し、BALとBEL間の可能な接続に新しい光を当てるには、高いS/N比とより広い波長範囲の分光法がさらに必要です。
星形成系における磁場（II）：磁場トレーサーとしてのダスト分極、ゼーマン効果、およびファラデー回転測度の調査
| Title |
Magnetic_fields_in_star-forming_systems_(II):_examining_dust_polarization,_the_Zeeman_effect,_and_the_Faraday_rotation_measure_as_magnetic_field_tracers |
| Authors |
Stefan_Reissl,_Amelia_M._Stutz,_Ralf_S._Klessen,_Daniel_Seifried,_Stefanie_Walch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04201 |
星間物質における雲とフィラメントの形成と進化が磁場によって調節される程度は、未解決の問題のままです。しかし、フィールドの基本的な特性（強度と3D形態）は、容易に観察できません。SILCC-Zoom電磁流体力学（MHD）フィラメントシミュレーションで、ダストの分極、ゼーマン効果、およびファラデー回転測定（$RM$）から磁場情報を回復する可能性を調査します。オブジェクトは星形成の開始時に分析され、半径$1\までの約M/L$\sim63\M_{\odot}\pc^{-1}$の線質量によって特徴付けられます、$pcとねじれた3D磁場形態。POLARIS放射伝達（RT）後処理を介して合成観測を生成し、ヘリカルまたはキンクフィールド形態の解析モデルと比較して、推定された観測シグネチャの解釈を支援します。トレーサー信号がフィラメントスパインの近くで発生することを示します。フィラメントに沿って、見通し線（LOS）との角度依存性が支配的な要因である領域が見つかります。ダストの分極は、根本的なねじれた磁場の形態を追跡します。また、回復した磁場方向の反転は、特定の形態に明確に関連付けられていないこともわかります。密度や温度などの他の物理パラメータは、観測された信号を変調する際に磁場構造と比較して関連性があり、時には支配的です。ゼーマン効果と$RM$が見通し磁場強度を係数2.1〜3.4に回復することを示します。磁場の形態は、ダストの偏極、ゼーマン効果、または$RM$の観測によって、低質量システムでは明確に決定されない可能性があると結論付けますが、磁場の強さは確実に回復できます。
H2Oメーザー銀河における核周囲高密度ガスの追跡
公開されているHCN（J=1-0）およびHCO+（J=1-0）の観測値を含む30個のH2O銀河系外メーザー銀河のサンプルは、H2Oメーザー放出との高密度ガス相関を調査するために編集されています。私たちのサンプル数は、これまでに調査された以前のHCNサンプルのサイズを3倍超えています。これは、高密度ガストレーサーHCO+との可能な関係に関する最初の調査です。正規化されたH2Oメーザー放出光度（LH2O\LCO）と正規化されたHCO+ライン光度（LHCO+\LCO）の間には強い相関関係があります。さらに、LH2O\LCOと正規化されたHCNライン光度（LHCN\LCO）の間に弱い相関関係が見つかりました。このサンプルは、LuminousおよびUltraluminous赤外線銀河（U）LIRGソースを除外した後にも調査され、前述の相関関係は著しく強くなっています。HCNおよびHCO+分子から得られる「高密度ガス」フラクションは、特に通常のIR光度（LIR<10^11Lsun）の銀河のメーザー放出と密接に相関し、HCO+はHCNよりも優れた「高密度ガス」トレーサーであることを示します。より高い遷移レベルの線を備えたこれらの高密度ガストレーサーのさらなる体系的な研究は、メガマーの物理的条件を調査し、メーザー放出が高密度ガスとどのように相関するかを正確に決定するために不可欠です。
メーザーとラジオスターに基づく銀河回転の研究、それらの視差のVLBI測定
| Title |
Study_of_the_Galactic_Rotation_Based_on_Masers_and_Radio_Stars_with_VLBI_Measurements_of_Their_Parallaxes |
| Authors |
V._V._Bobylev,_O._I.Krisanova,_and_A._T._Bajkova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04261 |
公開されたデータに基づいて、三角波の視差と適切な動きがVLBIで測定された256のラジオソースのサンプルを作成しました。このサンプルには、アクティブな星形成領域の大規模なプロトスターと星に関連付けられている銀河メーザーが含まれています。また、連続して電波観測が行われたグールドベルト地域の若い低質量星も含まれます。これまでのソースの最も完全なサンプルに基づいて、速度$（U、V、W）_\odot$および銀河回転の角速度のパラメーター$\Omega_0、\Omega^{（1）を推定しました}_0、...、\Omega^{（4）}_0$で、太陽から銀河中心までの距離の新しい推定値$R_0=8.15^{+0.04}_{-0.20}$kpcを取得しました。銀河の渦巻き密度波のパラメータは、星の速度$$_DeltaV_{circ}$の一連の放射状$V_R$と残留接線方向$V_R$から見つかりました。半径方向および接線方向の速度摂動の振幅は$f_R=7.0\pm0.9$kms$^{-1}$および$f_\theta=3.8\pm1.1$kms$^{-1}$です。摂動波長は$\lambda_R=2.3\pm0.2$kpcおよび$\lambda_\theta=2.0\pm0.4$kpcであり、らせん密度波の太陽の位相は$（\chi_\odot）_R=-採用された4アームスパイラルパターンの場合、163^\circ\pm9^\circ$および$（\chi_\odot）_\theta=-137^\circ\pm10^\circ$。
広角尾翼（WAT）銀河クラスターAbell 562のダイナミクス
典型的な広角尾翼（WAT）クラスターAbell562の最初の詳細な動的分析を提示します。Geminiの観測と文献のアーカイブデータを組み合わせて、76のクラスターメンバーのサンプルを形成し、平均赤方偏移$0.1088\pmを導き出しました。0.0004$および速度分散$919\pm116$kms$^{-1}$。この比較的大きな速度分散は、非常に大規模なクラスター（$M_{dyn}>6.9\times$10$^{14}$$M_{sun}$）またはマージシステム、あるいはその両方を示唆しています。合併モデルは、非ガウス銀河速度分布、可能性のあるクラスターメンバーの細長い空間分布、および細長いX線放出ガスによってサポートされています。このシナリオでは、クラスター内媒体のバルクフローモーションが生成され、ラジオジェットを曲げるのに十分なラム圧を加えることができます。したがって、私たちの観察は、最近の軸外マージイベントがAbell562のWATを形成するために必要なクラスター全体の条件を生成したモデルをサポートしています。
天の川球状星団NGC 7099のとらえどころのない潮汐の尾
| Title |
The_elusive_tidal_tails_of_the_Milky_Way_globular_cluster_NGC_7099 |
| Authors |
A.E._Piatti,_J.A._Carballo-Bello,_M.D._Mora,_C._Cenzano,_C._Navarrete,_M._Catelan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04290 |
ダークエネルギーカメラ（DECam）で取得したディープグラム測光を使用して、天の川球状星団NGC7099の潮汐の特徴に関する結果を提示します。クラスターのメインシーケンス（MS）のターンオフより6等近く下に達したため、クラスターの潮汐半径を超えて位置する恒星構造を追跡するのに最適な候補を扱いました。スターバイスターの赤化補正カラーマグニチュードダイアグラム（CMD）から、フィールドスターによる汚染が適切に除去されたら、MSに沿って4つの隣接するストリップを定義し、それぞれの恒星密度マップを作成しました。生成されたフィールドスターでクリーニングされた恒星密度マップは、短い潮汐の尾といくつかの散乱した破片を示しています。浅いGaiaDR2データセットが使用され、同じCMDフィールドスタークリーニング手順が適用される場合、そのような潮汐の特徴はほとんど検出されません。実際、クラスターMSのターンオフよりも下の2.5等級を最も暗い限界（G<20.5mag）として使用することにより、クラスターメンバーはクラスターの潮汐半径内に分布していることが判明し、半径の円全体にフィールドスター密度の変化に関するいくつかのヒントが見つかりました3.5度はクラスターを中心とし、クラスター星と同様のCMD機能を備えています。これらの星の適切な動きの分布は、クラスターの中心から3.5度を超えて位置する星の動きに似ている、いくつかの重ね合わせがあるクラスターの動きと区別できます。
HUDFでのALMA分光法調査：$ z = 1-3 $の星形成銀河におけるCO励起と炭素原子
| Title |
The_ALMA_Spectroscopic_Survey_in_the_HUDF:_CO_Excitation_and_Atomic_Carbon_in_Star-Forming_Galaxies_at_$z=1-3$ |
| Authors |
Leindert_A._Boogaard,_Paul_van_der_Werf,_Axel_Wei\ss,_Gerg\"o_Popping,_Roberto_Decarli,_Fabian_Walter,_Manuel_Aravena,_Rychard_Bouwens,_Dominik_Riechers,_Jorge_Gonz\'alez-L\'opez,_Ian_Smail_Chris_Carilli,_Melanie_Kaasinen,_Emanuele_Daddi,_Pierre_Cox,_Tanio_D\'iaz-Santos,_Hanae_Inami,_Paulo_C._Cortes,_and_Jeff_Wagg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04348 |
ハッブル超深部フィールド（ASPECS）でのALMA分光測量の一部として観測された、z=0.46-3.60の22個の星形成銀河の冷ガス質量選択サンプルで、CO励起および星間媒質（ISM）条件を調査します。VLAフォローアップ観察と組み合わせると、合計34のCOJ->J-1遷移が検出され、J=1は最大8（および追加の21上限、最大J=10）および6つの[CI]3P_1->3P_0および3P_2->3P_1遷移（および12の上限）。CO（2-1）とCO（3-2）で選択された銀河は、それぞれz=1.2と2.5で、中J=4,5と高J=7,8のラインで励起範囲を示します、平均して（L_IR-明るい）BzK色およびサブミリ波で選択された銀河よりも同じ赤方偏移で低い。前者は、z=1.2のガス質量で選択された銀河では、暖かいISM成分が必ずしも一般的ではないことを意味します。スタッキングモデルと大速度勾配モデルを使用して、z<2およびz>=2での平均COラダーを測定および予測し、それぞれr_21=0.75+/-0.11およびr_31=0.77+/-0.14を求めます。モデルから、z>=2の銀河はz<2の銀河よりも本質的に高い励起を持つと推測します。これは、赤方偏移を伴う銀河の星形成率の面密度の増加によって全体的な励起が駆動される状況に当てはまります。（1.9+/-0.4）x10^{-5}の中性原子炭素存在量を導出します。これは、同様の赤方偏移での天の川銀河と主系列銀河に匹敵し、かなり高密度（>=10^4cm^3）です。）、低JCO励起と一致します。我々の結果は、以前のASPECS測定と比較して、z>=2での宇宙分子ガス質量密度の減少を意味します。
マゼランコロナとマゼランストリームの形成
| Title |
The_Magellanic_Corona_and_the_formation_of_the_Magellanic_Stream |
| Authors |
Scott_Lucchini,_Elena_D'Onghia,_Andrew_J_Fox,_Chad_Bustard,_Joss_Bland-Hawthorn,_Ellen_Zweibel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04368 |
銀河ハローの主要なガス構造は、天の川の2つの最も巨大な衛星銀河である大小のマゼラン雲（LMC/SMC）を囲む中性およびイオン化フィラメントの拡張ネットワークであるマゼランストリームです。最近の観測によると、雲は私たちの銀河の最初の通路にあり、ストリームはLMCとSMCの両方から取り除かれたガスで構成されており、このガスの大部分はイオン化されています。潮汐力とラム圧ストリッピングがストリームの形成に貢献したと長い間疑われてきましたが、その起源の完全な理解は数十年にわたってモデラーを無視してきました。マゼラングループに関連する矮小銀河の発見、LMCの高い質量、LMC内の星への高度にイオン化されたガスの検出、宇宙論的シミュレーションの予測など、いくつかの最近の進展はすべて温かいイオン化のハローの存在をサポートしています$\sim5\times10^{5}\;\mathrm{K}$の温度でLMC周辺のガス。ここでは、この「マゼランコロナ」を、銀河に降り注ぐマゼラン雲の流体力学的シミュレーションに含めることで、ストリームとそのリーディングアームを同時に再現できることを示します。私たちのシミュレーションは、ストリームのフィラメント構造、空間範囲、半径方向の速度勾配、および総イオン化ガス質量を説明します。マゼランコロナは、LMCの近くにあるバックグラウンドクエーサーの紫外スペクトルの高イオン化吸収線を介して明確に観測できると予測しています。この予測は、ハッブル宇宙望遠鏡のCosmicOriginsSpectrographで直接テストできます。
SH $ \ alpha $ DE：矮小銀河の調査の説明と質量運動学のスケーリング関係
| Title |
SH$\alpha$DE:_Survey_description_and_mass-kinematics_scaling_relations_for_dwarf_galaxies |
| Authors |
Dilyar_Barat,_Francesco_D'Eugenio,_Matthew_Colless,_Sarah_M._Sweet,_Brent_Groves_and_Luca_Cortese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04453 |
ドワーフ放出（SH$\alpha$DE）からのH$\alpha$の研究は、高スペクトル解像度（R=13500）の恒星質量$10^6<M_\の69個の矮小銀河のH$\alpha$積分フィールド調査です。star<10^9\、\rm{M_\odot}$。調査では、ESO超大型望遠鏡でFLAMESを使用しました。SH$\alpha$DEは、大量の銀河に適用される一貫した方法を使用して、一致する詳細レベルでこれらの質量範囲を公平な方法で接続することにより、矮小銀河の運動学と恒星集団を研究するように設計されています。このホワイトペーパーでは、SH$\alpha$DEの科学的な目標を設定し、サンプルの特性を説明し、データの削減と分析プロセスの概要を説明します。$\log{M_{\star}}-\log{S_{0.5}}$質量運動学スケーリング関係を調査します。これは、すべての形態の銀河を単一のスケーリング関係に組み合わせる可能性を以前に示しています。スケーリング関係を巨大銀河から矮小銀河に拡張し、この関係が$M_{\star}\sim10^{8.6}\、\rm{M_\odot}$の恒星質量まで線形であることを示しています。この制限を下回ると、1つの有効半径内の銀河の運動学は、H$\alpha$放出ガスの内部速度分散制限によって支配されているように見え、$\log{M_{\star}}-\に曲がりを与えますlog{S_{0.5}}$の関係。ガス質量推定を使用して恒星質量を全バリオン質量に置き換えると、重大度は下がりますが、スケーリング関係の線形性の制限は削除されません。銀河の暗黒物質ハロー質量を推定するための外挿により、曲がりのない$\log{M_{h}}-\log{S_{0.5}}$スケーリング関係が得られ、質量範囲全体で曲率が減少します、そしてすべての質量と形態の銀河をビリアル関係にもたらします。
コロナ磁場の存在下で太陽大気と相互作用する宇宙線からのガンマ線生成のシミュレーション
| Title |
Simulating_gamma-ray_production_from_cosmic_rays_interacting_with_the_solar_atmosphere_in_the_presence_of_coronal_magnetic_fields |
| Authors |
Zhe_Li,_Kenny_C._Y._Ng,_Songzhan_Chen,_Yuncheng_Nan,_and_Huihai_He |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03888 |
宇宙線は太陽の大気と相互作用し、多数の二次メッセンジャーを生成し、太陽を空の明るいガンマ線源にします。Fermi-LATを使用した詳細な観測では、高磁束やハードスペクトルなどの幅広い観測機能を実現するには、これらの相互作用が太陽磁場の影響を強く受けていることが示されています。ただし、これらの機能の背後にある詳細なメカニズムはまだ謎です。この作業では、潜在的なフィールドソース表面（PFSS）モデルを使用してモデル化されたコロナ磁場の存在下で太陽大気中の粒子相互作用シミュレーションを実行することにより、この問題に取り組みます。低エネルギー（〜GeV）のガンマ線生成はコロナ磁場によって大幅に強化されますが、強化はエネルギーとともに急速に減少します。この強化は、入力された宇宙線の方向に対して大きな偏角を持つガンマ線の生成と直接相関しています。コロナ磁場は10GeV以下の太陽円盤ガンマ線を正しくモデリングするために不可欠ですが、それ以上ではコロナ磁場の影響は減少します。高エネルギーのディスク放射を説明するには、他の磁場構造が必要です。
完全な一般相対論における恒星質量ブラックホールを取り巻く巨大な円盤の粘性進化
| Title |
Viscous_evolution_of_a_massive_disk_surrounding_stellar-mass_black_holes_in_full_general_relativity |
| Authors |
Sho_Fujibayashi,_Masaru_Shibata,_Shinya_Wanajo,_Kenta_Kiuchi,_Koutarou_Kyutoku,_Yuichiro_Sekiguchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03895 |
質量$M_{\rmBH}=4$、$6$、および$10M_\odot$と初期の回転する恒星質量ブラックホールを取り巻く大規模なディスクに対して、完全な一般相対論における長期の粘性ニュートリノ放射流体力学シミュレーションが実行されます無次元スピン$\chi\約0.8$。初期の円盤は、質量$M_{\rmdisk}\約0.1$または$3M_\odot$として選択され、ブラックホールと中性子星の連星の合体、または高速回転による星のコアの崩壊の残骸のもっともらしいモデルとしてそれぞれ前駆細胞。$M_{\rmdisk}\約0.1M_\odot$の外側のディスクエッジが最初に$r_{\rmout}\sim200$kmにある場合、$M_{の$15$％-$20$％が見つかります\rmdisk}$が排出され、排出物の平均電子分率は$\langleY_e\rangle=0.30$-$0.35$です。$M_{\rmdisk}の場合、約3M_\odot$の場合、$M_{\rmdisk}$の$\約10$％-$20$％が$r_{\rmout}\約200に対して排出されます。$-$1000$km。さらに、エジェクタの$\langleY_e\rangle$を$\gtrsim0.4$に拡張できます。これは、質量放出が次の状態になるまで、ニュートリノ光度が高いディスクの長期粘性膨張中に電子率が大幅に増加するためです。。我々の結果は、重い$r$プロセス要素ではなく、軽いトランスアイアン要素が、星の質量のブラックホールを取り巻く巨大なトーラスから放出された物質に合成されることを示唆しています。また、高質量ディスクケースの粘性発展の結果は、ガンマ線バーストの生成に適していると思われる狭い漏斗のあるトーラスに囲まれた高速回転ブラックホールで構成されていることもわかります。
放射によって駆動される構造化された相対論的ジェット
相対論的ジェット、または高度にコリメートされ、高速で移動する流出は、多くの天体物理現象に固有のものです。ガンマ線バーストと潮汐破壊イベントによって生成されたジェットは、ブラックホールまたは中性子星への物質の降着を伴い、降着速度はコンパクトオブジェクトのEddington制限を桁違いに超えます。このようなシステムでは、放射が流出のエネルギー運動量バジェットを支配し、ジェットの動的進化は放射流体力学の方程式によって支配されます。ここでは、構造化された相対論的ジェットを説明する粘性（すなわち、拡散）領域の放射流体力学の方程式に対する解析解があり、動きの遅い、相対論的でないコアに囲まれた、動きの速い、非常に相対論的なコアで構成されることを示します。シース。これらのソリューションでは、動きの遅い外側のシースにほとんどの質量が含まれており、ジェット構造は放射フィールドの局所的な異方性によって媒介されます。周囲媒質の圧力と密度プロファイルに応じて、ジェットローレンツ係数の角度プロファイルがガウス曲線であるか、角度とともに急激に減衰することを示します。これらのソリューションは、ジェット生成の性質と超付加システムの進化に影響を与え、そのようなジェット（および対応するジェット構造）が放射プロセスによって完全に維持できることを示しています。ジェット潮汐破壊イベントと短いおよび長いガンマ線バーストのコンテキストでこれらの調査結果の影響について説明します。
Mrk 335のマルチタイムスケール残響マッピング
X線反響によるタイムラグがいくつかのセイファート銀河で検出されています。反射光線と直接観測された光線の間の異なる移動時間は、このタイプの遅延を自然に引き起こします。これは、システムの光交差時間スケールに直接依存し、中央のブラックホールの質量に比例します。残響に関連付けられておらず、伝播する質量降着率の変動として解釈されることが多い、特徴のない「ハードラグ」は、より長いタイムスケールの変動性を支配します。ここでは、2つのタイムスケール（フーリエ周波数範囲）にわたるセイファート銀河Mrk335の時間平均エネルギースペクトルとラグエネルギースペクトルに同時にreltransモデルを適合させます。ハードラグは、照明スペクトルの勾配と強度の変動としてモデル化し、これらの変動が残響ラグに及ぼす影響を首尾一貫して説明します。結果の質量推定は$1.1^{+2.0}_{-0.7}\times10^6〜M_\odot$であり、光残響マッピング技術で測定された質量（1400〜2600万$M_\odot$）。完全な複雑なクロススペクトルをフィッティングすることにより、相関する変動性の振幅をタイムラグに追加すると、モデルは特徴的な残響FeK$\alpha$ラインを記述できず、ブラックホールの質量を制約できません。これは、直接放射が点状の線源によって放出されるという仮定が原因である可能性があります。
AGNディスクにおけるレトログラードオービターの進化
| Title |
Evolution_of_Retrograde_Orbiters_in_an_AGN_Disk |
| Authors |
Amy_Secunda,_Betsy_Hernandez,_Jeremy_Goodman,_Nathan_W._C._Leigh,_Barry_McKernan,_K.E._Saavik_Ford,_and_Jose_I._Adorno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03910 |
AGNディスクは、恒星質量ブラックホールバイナリ（BBH）の合併の有望な場所として提案されています。最近の研究はこの合併チャネルで行われましたが、大多数は進行方向に周回する恒星質量ブラックホール（BH）に焦点を当てています。AGNディスク内のBBHの形成と結合に対するレトログラードオービター（RO）の影響を調べる作業はほとんど行われていません。ディスクが形成されるとき、すべてのオービターのおよそ半分が最初は逆行軌道上にあるはずなので、逆行性寄与の定量化は重要です。AGNディスク内のROの進化の分析計算を実行します。この進化により、ROの軌道が進行性のBBHの軌道と交差する可能性があるため、特定のROと進行方向に周回する特定のBBHの間の衝突率を導出します。ROは軌道の準主軸が急速に減少する一方で、100万年以内に非常に偏心します。この急速な軌道の進化は、逆行性BHと進行性BBHの間の衝突率を非常に小さくします。つまり、AGNディスク内の既存のBBHを分解したりイオン化したりすることはほとんどありません。ROの急速な軌道進化は、代わりに極端な質量比のインスパイラルと重力レンズBBHインスパイラルにつながる可能性があります。これらは、レーザー干渉計スペースアンテナ（LISA）によって検出され、内部ディスクの破壊を引き起こし、電磁信号を生成する可能性があります。
コンパクトオブジェクトの宇宙融合速度密度：星形成、金属性、初期質量関数およびバイナリ進化の影響
| Title |
The_cosmic_merger_rate_density_of_compact_objects:_impact_of_star_formation,_metallicity,_initial_mass_function_and_binary_evolution |
| Authors |
Filippo_Santoliquido,_Michela_Mapelli,_Nicola_Giacobbo,_Yann_Bouffanais,_M._Celeste_Artale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03911 |
バイナリブラックホール（BBH）、ブラックホール-中性子星バイナリ（BHNS）とバイナリ中性子星（BNS）の合併の赤方偏移分布を評価し、不確実性の主な原因を探ります：星形成率（SFR）密度、金属性進化、一般包絡線、ロシュローブオーバーフローによる物質移動、出生前の蹴り、コア崩壊超新星モデル、初期質量関数。バイナリ進化プロセスの中で、一般的なエンベロープの排出の不確実性が大きな影響を及ぼします。BNSのローカルマージレート密度は$\sim{}10^3$から$\sim{}20$Gpc$^{-3}$年まで変化します共通のエンベロープ効率パラメーターを$\alpha_{\rmCE}=7$から0.5に変更し、BBHとBHNSのローカルマージ率が$\sim{}2の係数で変化する場合、$^{-1}$-3$。金属性の進化に関する$1\sigma$の不確実性を考慮に入れると、BBH合併率は1桁変化します。対照的に、BNS合併率は金属性の影響をほとんど受けません。したがって、BNSは、一般的なエンベロープや出生前のキックなど、不確実なバイナリ進化プロセスに制約を課すための理想的なテストベッドです。私たちのBNSモデルは、LIGO-Virgoデータから推定された宇宙の合併率と一致し、$\alpha_{\rmCE}$（$\ge{}3$）の大きな値の場合のみ、および、生のキックの大きさがイジェクタ。
$ \ gamma $ -rayバーストの急激な崩壊の起源を明らかにする
| Title |
Unveiling_the_origin_of_steep_decay_in_$\gamma$-ray_bursts |
| Authors |
Samuele_Ronchini,_Gor_Oganesyan,_Marica_Branchesi,_Stefano_Ascenzi,_Maria_Grazia_Bernardini,_Francesco_Brighenti,_Simone_Dall'Osso,_Paolo_D'Avanzo,_Giancarlo_Ghirlanda,_Gabriele_Ghisellini,_Maria_Edvige_Ravasio,_Om_Sharan_Salafia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03913 |
$\gamma$-rayバースト（GRB）は、keV-MeVエネルギー範囲で大量のエネルギー（$10^{51}-10^{53}\rmerg$）を放出する短期間の過渡現象です。GRBは、巨大な星の死またはコンパクトな連星合体の残骸によって発射された超相対論的ジェットによって運ばれるエネルギーの内部散逸に起因すると考えられています。過去30年間に何千ものGRBが観測されてきましたが、ジェットのどこでどのように放射線が発生するかについてはまだ完全に理解できていません。明るいGRBパルスのX線テールの時間分解スペクトル分析を介したGRB放出メカニズムの新しい調査により、スペクトルインデックスとフラックスの間のユニークな関係を発見できます。この関係は、X線の尾、つまりジェットの高緯度部分からの光子の到着の遅れを解釈するために呼び出された長年のシナリオと互換性がありません。私たちの結果は、GRBの相対論的流出における放出粒子間の断熱冷却と効率的なエネルギー交換の証拠を初めて提供することを示しています。
近くのVHEで検出されたGRB 190829A / SN 2019oywの10.4m GTC観測
| Title |
10.4m_GTC_observations_of_the_nearby_VHE-detected_GRB_190829A/SN_2019oyw |
| Authors |
Y.-D._Hu,_A._J._Castro-Tirado,_A._Kumar,_R._Gupta,_A._F._Valeev,_S._B._Pandey,_D._A._Kann,_A._Castell\'on,_I._Agudo,_A._Aryan,_M._D._Caballero-Garc\'ia,_S._Guziy,_A._Martin-Carrillo,_S._R._Oates,_E._Pian,_R._S\'anchez-Ram\'irez,_V._V._Sokolov,_B.-B._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04021 |
ねらい。GRB190829A（z=0.0785）は、FermiとSwiftによって検出され、2つの放出エピソードが約40秒の静止ギャップで分離されており、H.E.S.S。超高エネルギー（VHE）の望遠鏡。GRB190829Aと残された超新星の残光の10.4mGTC観測を提示し、同様のGRB180728Aと比較して、これら2つのGRBを生成する基本的な物理的メカニズムへの影響を議論します。メソッド。10.4mGTC望遠鏡で撮影した分光学的フォローアップ観測とともにマルチバンド測光データを提示します。即時放出からのデータと一緒に、10.4mのGTCデータを使用して、放出メカニズムと考えられる前駆細胞を理解します。結果。アフターグローのマルチバンドデータの詳細な分析では、初期のエポックで光学バンドとX線バンドの間を通過し、後でSN2019oywの基になる支配的な冷却周波数が要求されます。結論。GRB190829AとGRB180728Aのプロンプト放出時間特性は似ていますが、2つのパルスはスペクトル領域で異なっているようです。Ni崩壊によって供給されるGRB190829Aに関連付けられた超新星（SN）2019oywはタイプIc-BLであり、このSNの分光/測光特性はSN1998bwで観測されたものと一致しますが、比較的早く進化したことがわかりました。
ブレーザーPKS 1502 + 106からの多波長およびニュートリノ放出
| Title |
Multi-wavelength_and_neutrino_emission_from_blazar_PKS_1502+106 |
| Authors |
Xavier_Rodrigues,_Simone_Garrappa,_Shan_Gao,_Vaidehi_S._Paliya,_Anna_Franckowiak,_Walter_Winter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04026 |
2019年7月、IceCube実験は、強力なブレザーPKS1502+106の方向から高エネルギーニュートリノを検出しました。フラットスペクトル電波クエーサー（FSRQ）に典型的な外部放射フィールドの寄与を含む完全に一貫性のある1ゾーンモデルを使用して、このソースの多波長およびマルチメッセンジャーモデリングを実行します。ブレザーの3つの異なる活動状態を特定します。静止状態と、ハードガンマ線スペクトルとソフトガンマ線スペクトルを持つ2つの異なるフレア状態です。両方の3つの状態の間に多波長放出を説明できる2つのハドロンモデルが見つかります。光ハドロンプロセスからX線および高エネルギーガンマ線への寄与を伴うレプトハドロンモデル、および放出が陽子シンクロトロンモデルである場合keVから10GeVまでは、陽子シンクロトロン放射に由来します。どちらのモデルも、ガンマ線および軟X線フラックスと相関している実質的なニュートリノフラックスを予測します。私たちの結果は、イベントレート統計に基づく、静止状態でのニュートリノの検出と互換性があります。広範なパラメータースキャンで、明るいガンマ線フレア中に観測された軟X線フラックスは、ハドロンの寄与を強く示唆していると結論付けます。陽子シンクロトロンシナリオに対して、レプトハドロンモデルを支持して、より多くの議論ができることがわかります。たとえば、静止状態のエネルギー需要が低いことや、同じモデルがブレザーTXS0506+056からのニュートリノ。アーカイブ検索が必要になる2010年以前にソースの方向からIceCubeイベントが見つからなかった場合、レプトハドロンモデルはPKS1502+106のフレア状態に不利になります。
シグナスA核ラジオトランジェント（Cyg A-2）のアーカイブVLBA観測により、潮汐破壊イベントの解釈が強化されます
| Title |
Archival_VLBA_observations_of_the_Cygnus_A_Nuclear_Radio_Transient_(Cyg_A-2)_Strengthen_the_Tidal_Disruption_Event_Interpretation |
| Authors |
Steven_Tingay,_James_Miller-Jones_and_Emil_Lenc |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04030 |
CygnusAのアーカイブVLBAデータを2002年から2013年の間に分析し、2015年にCygnusAの核（CygA-2）から\citet{per18}によって約0.4\arcsec〜で発見された過渡からの電波放射を検索しました。\citet{per18}は、VLAおよびVLBAのアーカイブデータ（1989年から1997年の間）を使用して、磁束密度の一時的な上昇が約20年未満で少なくとも5倍になることを示しています。ここに示す追加データを使用して、2011年10月からの15.4GHzでの信号源の新しい検出に基づいて、立ち上がり時間を約4年から6年に修正します。この結果により、CygA-2の解釈が強化されます。TDE（TideDisruptionEvent（TDE））。TDEの原因であるコンパクトオブジェクトの場所を特定し、結果として生じる電波放出構造の角膨張速度を推定できるため、見かけの膨張速度$<0.9c$に相当します。結果は最近のX線分析と一致していますが、TDEのタイミングについては、以前に提案された2013年初頭の日付を除外できます。2009年の初めから2011年の終わりまでのタイミングを優先します。\citet{nak11}のモデルを適用すると、TDEは（密度に依存する）総エネルギー$>10^{49}$エルグで穏やかな相対論的流出を引き起こすことをお勧めします。アーカイブ測定の時間的カバレッジが改善されたため、CygA-2が過去30年間に高輝度無線状態にあったことはほとんどありません。
中性子星合体の新しく形成された超大規模残骸における高速ニュートリノフレーバー変換、イジェクタ特性、および元素合成
| Title |
Fast_neutrino_flavor_conversion,_ejecta_properties,_and_nucleosynthesis_in_newly-formed_hypermassive_remnants_of_neutron-star_mergers |
| Authors |
Manu_George,_Meng-Ru_Wu,_Irene_Tamborra,_Ricard_Ardevol-Pulpillo,_Hans-Thomas_Janka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04046 |
2つの中性子星の合体で放出されるニュートリノは、流出エジェクタのダイナミクスと重元素の元素合成に影響を与えます。この作業では、ニュートリノの放出特性と、合併後の最初の10ミリ秒の間に超巨大中性子星と降着円盤からなる合併残骸のフレーバー不安定性の成長につながる条件を分析します。分析は、「改善された漏れ平衡吸収スキーム」（ILEAS）によるニュートリノ放出と吸収効果のモデリングを含む流体力学的シミュレーションに基づいています。また、この段階で放出された物質内の高速中性子捕獲プロセス（rプロセス）による重元素の元素合成を調べます。マージ残党からの$\nu_e$よりも$\bar\nu_e$の優勢な放出は、選択された状態方程式やバイナリの質量比とは無関係に、ニュートリノの高速ペアワイズフレーバー変換の発生に好ましい条件をもたらします。元素合成の結果は、最初から3番目のrプロセスピークまで、非常に堅牢です。特に、これらの初期の噴出物では$10^{-5}$$M_\odot$以上のストロンチウムが生成され、GW170817キロノバ観測を説明する可能性があります。弱い相互作用を含まないシミュレーションと比較すると、$r$プロセスがフリーズアウトした後、初期のUV放出に影響を与える可能性がある遊離中性子を含む噴出物の量が約10分の1に減少することがわかります。最後に、すべてのニュートリノフレーバー間の潜在的なフレーバーの均等配分は、主に、生成された鉄のピークと最初のピークの原子核の量を変更することにより、$\lesssim30^\circ$内の極座標イジェクタの元素合成結果に影響を与えることがわかりますが、ランタニドの質量分率を変更しません。
Redback PSR J2339 $-$ 0533のコンパニオンの加熱極
| Title |
Heated_Poles_on_the_Companion_of_Redback_PSR_J2339$-$0533 |
| Authors |
D._Kandel,_Roger_W._Romani,_Alexei_V._Filippenko,_Thomas_G._Brink,_WeiKang_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04105 |
「レッドバック」ミリ秒パルサーバイナリJ2339$-$0533の測光とスペクトルを分析します。これらの観測には、KeckとGRONDからの新しい測定値と、OISTER、WIYN、SOAR、およびHET望遠鏡からのアーカイブ測定値が含まれます。主要な測光データであるGRONDから派生したパラメーターは、残りのデータセットを適切に説明し、フィットされたバイナリプロパティへの信頼を高めます。私たちのフィットには、伴星の表面にホットスポット（磁極の可能性が高い）が必要であり、これらのスポットが測光の8年間のスパンを移動する証拠を確認します。導出されたバイナリ傾斜$i=69.3^\circ\pm2.3^\circ$と、重心速度（動径速度フィットから）$K_{\rmC}=347.0\pm3.7\、$$\mathrm{km\、s}^{-1}$は、かなり典型的な中性子星の質量を$1.47\pm0.09\、M_\odot$にします。
星間相互作用を持つ2つのストリップされたエンベロープ超新星-しかし、実際にそれを示すのは1つだけです
| Title |
Two_stripped_envelope_supernovae_with_circumstellar_interaction_--_but_only_one_really_shows_it |
| Authors |
J._Sollerman,_C._Fransson,_C._Barbarino,_C._Fremling,_A._Horesh,_E._Kool,_S._Schulze,_I._Sfaradi,_S._Yang,_E._C._Bellm,_R._Burruss,_V._Cunningham,_K._De,_A._J._Drake,_V._Z._Golkhou,_D._A._Green,_M._Kasliwal,_S._Kulkarni,_T._Kupfer,_R._R._Laher,_F._J._Masci,_H._Rodriguez,_B._Rusholme,_D._R._A._Williams,_L._Yan,_J._Zolkower |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04154 |
SN2019tsf（ZTF19ackjszs）およびSN2019oys（ZTF19abucwzt）を示します。これら2つの剥がされたエンベロープIb超新星は、後期の光度曲線で突然（再）明るくなった。これは、以前に排出された材料との星間物質（CSM）の相互作用、SESNeの間では珍しい現象のコンテキストでこれを調査します。光学的光度曲線とスペクトルからなる観測データを分析します。SN2019oysについては、UVとX線による制限だけでなく、無線での検出も可能です。両方の光度曲線は、約100日後に見事な再明るさを示しています。SN2019tsfの場合、再ブライトニングの後に新しい減少期間が続き、スペクトルはCSM相互作用を示す狭い輝線の兆候を示すことはありません。逆に、SN2019oysは、タイプIbから、光度曲線の明るくなる段階でCSM相互作用が明らかに支配するスペクトルにスペクトルを変更しました。深いスペクトルは、冠状線を含む多数の狭い高電離線を明らかにし、電波観測は強い放射を示しています。どちらかと言えば同様の光度曲線の挙動は、CSMの相互作用が動力源であることを示しています。SN2019oysの場合、イジェクタがHに富む物質に衝突した段階の証拠が顕著であり、前駆星から放出された可能性が高い。HとHeの強い細い線だけでなく、コロナの線を含む大量の高電離線も観測され、衝撃の相互作用が明らかになります。SN2019oysのスペクトルシミュレーションは、2つの異なる密度成分を示します。1つは1e9/cm3を超える密度で、HI、HeI、NaIおよびCaIIのやや広い低イオン化線が支配的で、もう1つは密度が高く、狭いイオン化線です。約1e6/cm3。前者は電子散乱の影響を強く受けます。SN2019oysでのCSM相互作用の証拠は、無線での検出によって裏付けられています。逆に、SN2019tsfの場合、CSM相互作用のスペクトルにはほとんど証拠が見られません。
ヘリカル磁場を用いた相対論的電子-陽電子ジェットにおける粒子加速
| Title |
Particle_Acceleration_in_Relativistic_Electron-positron_Jets_with_Helical_Magnetic_Fields |
| Authors |
A._Meli,_K._Nishikawa,_I._Dutan,_Y._Mizuno,_J._Niemiec,_J._L._Gomez,_M._Pohl,_C._Koehn,_N._MacDonald |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04158 |
相対論的ジェットの特性、周囲環境との相互作用、速度論的不安定性による粒子の加速は、粒子内セル（PIC）シミュレーションで首尾一貫して研究されます。この研究では、らせん磁場を含む相対論的電子陽電子ジェットが外部の周囲プラズマとの相互作用に焦点を当てることによってどのように進化するかを研究します。特に、3DPICシミュレーションは、ヘリカル磁場が埋め込まれた以前の研究よりも長いシミュレーションシステムを使用して実行されます。この研究における重要な重要な問題は、そのような磁場が電子陽電子ジェットにどのように影響するか、これがどのようにワイベル不安定性（WI）、動的ケルビンヘルムホルツ不安定性（kKHI）などの動的不安定性を励起するかであり、粒子が加速します。生成された磁気乱流とともに運動不安定性が存在し、その結果、粒子を加速することがわかります。線形ステージでは、シミュレートされたジェットの中心で再コリメーションのような特徴が観察され、その後、電子陽電子ジェットが進化するにつれて、不安定性によって生成された磁場が絡まりなくなり、非線形位相の近くの新しいトポロジーに再編成されます。さらに、電子がジェット内の複数の磁気アイランドによって加速されるため、磁場が絡まる前に、非線形ステージの終わり近くの再接続の兆候を報告します。本研究では、以前の電子陽子ジェットの研究で起こったように、もつれのない磁場が再形成なしに乱流になり、現在の結果をさらに比較するために使用して、高磁場に適用可能なこれらの現象の性質に関する重要な洞察を得るアクティブな銀河核ジェットやガンマ線バーストなどのエネルギー天体物理環境。
中性子星の質量分布における最大質量カットオフと二重中性子星合体における超巨大物体の形成の見通し
| Title |
Maximum_mass_cutoff_in_the_neutron_star_mass_distribution_and_the_prospect_of_forming_supramassive_objects_in_the_double_neutron_star_mergers |
| Authors |
Dong-Sheng_Shao,_Shao-Peng_Tang,_Jin-Liang_Jiang,_and_Yi-Zhong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04275 |
質量が測定された中性子星のサンプルは急速に増加しています。最新のサンプルでは、柔軟なガウス混合モデルとガウスプラスコーシーローレンツコンポーネントモデルの両方を採用して中性子星の質量分布を推測し、ベイジアンモデル選択を使用して、マルチモダリティの証拠と質量分布の鋭いカットオフを調査します。2つのモデルはどちらかと言えば同じような結果になります。以前の研究と一致して、質量が$M_{\rmmax}=2.26_{-0.05}^{+0.12}M_\odot$（68％信頼できる間隔、ガウス混合モデル）。そのようなカットオフが回転しない冷たい中性子星の最大重力質量として解釈される場合、超重力の残骸を形成する見込みは、総重力質量が2.7$M_\odot以下の二重中性子星の合併に非常に有望であることがわかります。$熱パイ中間子が非常に高温の中性子星物質の状態方程式を実質的に和らげることができない限り。これらの超巨大な残骸は、およそ$1-2\times10^{53}$エルグの典型的な運動回転エネルギーを持っています。中性子星の合併率が約$10^{3}〜{\rmGpc^{-3}〜yr^{-3}}$と相まって、中性子星の合併はEeV（$10^{18}$eV）宇宙線陽子。
中性子星の磁気熱進化の3Dモデリング：方法とテストケース
| Title |
3D_modelling_of_magneto-thermal_evolution_of_neutron_stars:_method_and_test_cases |
| Authors |
Davide_De_Grandis,_Roberto_Turolla,_Toby_S._Wood,_Silvia_Zane,_Roberto_Taverna_and_Konstantinos_N._Gourgouliatos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04331 |
中性子星は、固体の外殻の中に非常に強い磁場を持っています。このフィールドのトポロジーは、表面温度分布、ひいては星の観測特性に強く影響します。この作業では、疑似スペクトルコードパロディで得られたニュートリノ放出を考慮して、分離された中性子星の結合された地殻磁気熱進化の3次元での最初の現実的なシミュレーションを示します。特に、ホールフェーズ中の不安定性の発症に関連する長期的な進化と、局所的なエネルギー注入のエピソードに続く短期的な進化の両方を調査します。シミュレーションでは、初期のトロイダル磁場が約$10^{15}$Gを超えると、ほぼホール時間で抵抗性の引き裂き不安定性が発生することが示されています。散逸によって生じる局所的な温度上昇と相まって、巨大な磁気応力が原因で地殻の破壊につながります。地殻での局所的な熱沈着により、さまざまなパターンを示す可能性のある星の表面にホットスポットが出現します。輸送特性は磁場の影響を強く受けるため、高温の領域はドリフトし、冷却中に磁力線に沿って変形する傾向があります。私たちのシミュレーションで得られた形状は、ミリ秒パルサーPSRJ0030+0451のNICERX線観測から最近導出された形状を連想させます。
吸収されていない狭線および広線のセイファート1銀河のすざくサンプル：I. X線スペクトル特性
| Title |
A_Suzaku_sample_of_unabsorbed_narrow-line_and_broad-line_Seyfert_1_galaxies:_I._X-ray_spectral_properties |
| Authors |
Sophia_G._H._Waddell,_Luigi_C._Gallo_(Saint_Mary's_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04378 |
すざくで観測された狭線（NLS1）と広線のセイファート1（BLS1）銀河のサンプルを示します。最終的なサンプルは22のNLS1と47のBLS1で構成され、合計69のAGNであり、赤方偏移が低く（z<0.5）、ホスト銀河のカラム密度が低くなっています（<10^22cm^-2）。各オブジェクトの平均スペクトルは、フォトンインデックス、ソフト過剰、コンプトンのこぶ（またはハードの過剰）、狭い鉄の線の強さ、光度、X線エディントン比（L_x/L_Edd）などの重要なパラメーターを特徴付けるおもちゃモデルに適合します。NLS1の方がべき乗則が高く、X線エディントン比が高いという以前の調査結果を確認しますが、NLS1銀河はBLS1の銀河よりもソフトおよびハードの超過が強いこともわかります。パラメータ間の相関関係を調べると、NLS1銀河ではソフト過剰とハード過剰が相関していることがわかりますが、BLS1ではそのような相関は見られません。測定されたX線パラメーターで主成分分析（PCA）を実行すると、X線エディントン比がサンプル（PC1）内の変動の主な原因である一方で、ソフトおよびハード超過の変動が第2主成分（PC2）そしてそれはNLS1sによって支配されます。NLS1銀河のソフト過剰とハード過剰の相関は、ぼやけた反射モデルなど、2つのコンポーネントの共通の原因を示唆している可能性があります。提示されたセイファート1銀河のすざくサンプルは、AGNのX線特性の分析、およびAGNで観測されたソフトおよびハードの過剰の研究に役立つツールです。
天体物理学的前景の存在下での原始重力波背景の測定
| Title |
Measuring_the_primordial_gravitational-wave_background_in_the_presence_of_astrophysical_foregrounds |
| Authors |
Sylvia_Biscoveanu,_Colm_Talbot,_Eric_Thrane,_Rory_Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04418 |
原始重力波は、他の方法ではアクセスできない可能性のある初期宇宙に関する確率的背景エンコーディング情報を作成することが期待されています。ただし、原始的な背景は、コンパクトな連星からの重力波からなる天体物理学の前景によって覆い隠されています。天体物理学の前景の存在下で原始背景を推定するためのベイズ法を示します。バックグラウンド信号とフォアグラウンド信号のパラメーターは同時に推定されるため、減算ステップはなく、したがって、「残差」と呼ばれることもある原始測定の天体物理学的汚染を回避します。さらに、天体物理学の前景の非ガウス性をモデルに含めるため、この方法は、多成分の確率的背景の同時検出に対する統計的に最適なアプローチを表しています。
GW170817のマルチメッセンジャーパラメーター推定：ジェット構造からハッブル定数まで
| Title |
Multi-messenger_parameter_estimation_of_GW170817:_from_jet_structure_to_the_Hubble_constant |
| Authors |
Hao_Wang,_Dimitrios_Giannios |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04427 |
中性子星の合併イベントGW170817に続く電磁放射により、私たちの視線とずれたジェットからのガンマ線バースト残光が、ゆっくりと上昇するフラックスを伴う光度曲線を示すことが明らかになりました。上昇する光の曲線の傾きは、中性子星連星の合流面に垂直である可能性が高いジェット軸に対する観測者の角度に敏感に依存します。したがって、残光放出を使用して、合流システムの傾斜を抑制することができます。ここでは、ガンマ線バーストの中央エンジンのブラックホールトーラスシステムの一般相対論的電磁流体シミュレーションから導出された現実的なジェット構造に基づいて、GRB残光放出を計算します。重力波パラメータ推定と組み合わせて、GW170817のマルチエポック残光放射を適合させます。このようなジェットモデルを使用すると、観測角度がマルチメッセンジャー観測によって厳密に制約される可能性があることを示します。GW170817の最適な観測角度は$\theta_{\rmv}=0.38\pm0.02$ラジアンです。このような制約があれば、重力波パラメーター推定における傾斜角と光度距離の縮退を解消し、標準のサイレン法によるハッブル定数の制約の精度を大幅に高めることができます。距離の推定は$D_{\rmL}=43.4\pm1\\rmMpc$であり、ハッブル定数の制約は$69.5\pm4\\mathrm{km\s^{-1}Mpc^{-1です。}}$。その結果、短期間のガンマ線バーストのマルチメッセンジャー観測と、ジェット構造の理論的理解が組み合わさると、宇宙論的パラメーターの強力なプローブになります。
重力波合併予測：地上ベースの観測所を備えたコンパクトなバイナリの合併の早期発見と位置特定のためのシナリオ
| Title |
Gravitational-wave_Merger_Forecasting:_Scenarios_for_the_early_detection_and_localization_of_compact-binary_mergers_with_ground_based_observatories |
| Authors |
Alexander_H._Nitz,_Marlin_Sch\"afer,_Tito_Dal_Canton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04439 |
今後10年間にわたって重力波を使用してコンパクトなバイナリ合体の早期（合併前）検出とローカリゼーションの見通しを提示します。早期警報により、中性子星合体の迅速かつ早期の電磁放射を直接観察することができます。「設計」感度（2021〜2022）、計画された「A+」アップグレード（2024〜2026）、想定される「航海者」コンセプト（2020年後半）での地上検知器の機能を調べます。バイナリ中性子星の合併の基準レートが$1000〜\mathrm{Gpc}^{-3}\mathrm{yr}^{-1}$の場合、設計、A+、およびVoyager時代のネットワークは18を提供できることがわかります1年に1件の観測で54、および195秒の警告があり、空の定位領域は$<$100deg$^2$で、信頼できるレベルは$90\％$です。同じ速度で、A+およびVoyager時代のネットワークは、$<$10deg$^2$のローカリゼーションエリアを持つソースに対して、それぞれ9および43秒の警告を提供できます。理想的な検索感度を、マージ前の検出用に調整されたPyCBCライブ検索によって達成された感度と比較します。重力波コミュニティは、合併前のアラートを生成する準備ができています。私たちの結果は、広い視野、自動化、および高速回転が重力波ネットワークと同時に観測する能力を備えた観測所の運用に動機を与えています。
POLARBEAR-2b宇宙マイクロ波背景受信機用の極低温連続回転半波長板
| Title |
A_cryogenic_continuously_rotating_half-wave_plate_for_the_POLARBEAR-2b_cosmic_microwave_background_receiver |
| Authors |
C._A._Hill,_A._Kusaka,_P._Ashton,_P._Barton,_T._Adkins,_K._Arnold,_B._Bixler,_S._Ganjam,_A._T._Lee,_F._Matsuda,_T._Matsumura,_Y._Sakurai,_R._Tat,_Y._Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03972 |
POLARBEAR-2b（PB-2b）宇宙マイクロ波背景（CMB）受信機、サイモンズアレイの2回目の設置のための極低温連続回転半波長板（CHWP）の設計と実験室評価を示します。PB-2bは、チリのアタカマ砂漠の標高5,200mで、90GHzと150GHzを中心とする2つの周波数帯で観測します。PB-2bは、大気の1/fノイズを抑制し、直交検出器を区別するときに発生する系統的な影響を軽減するために、2Hzで回転するCHWPを使用して線形の空の偏光を変調します。CHWPの開口径は440mmで、PB-2bレシーバークライオスタットで約50Kまで冷却されます。これは、低摩擦超伝導磁気軸受（SMB）と低トルク同期電磁モーターで構成されており、これらは一緒に2W未満の電力を消費します。冷却中に、グリップとリリースのメカニズムによりローターが<0.5mmに集中し、回転、インクリメンタルオプティカルエンコーダーは、0.1$\mathrm{\murad/\sqrt{Hz}}$のノイズレベルでローター角度を測定します。PB-2bCHWPの実験要件、さまざまなサブシステムの設計、および実験室での評価結果について説明します。提示されたCHWPはチリに配備されており、2020年または2021年にPB-2bの最初のライトを見ることが期待されています。
重力波データ分析のためのディープラーニング：ホワイトボックスアプローチのリサンプリング
| Title |
Deep_learning_for_gravitational-wave_data_analysis:_A_resampling_white-box_approach |
| Authors |
Manuel_D._Morales,_Javier_M._Antelis,_Claudia_Moreno,_Alexander_I._Nesterov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04088 |
この作業では、LIGO検出器からの単一干渉計データを使用して、コンパクトなバイナリ合体の重力波（GW）信号を検出するために畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を適用します。新規の貢献として、GWデータ分析におけるCNNに固有の不確実性の統計的理解に向けて前進するために、リサンプリングホワイトボックスアプローチを採用しました。リサンプリングは、繰り返し$k$倍の交差検証実験によって実行されます。ホワイトボックスアプローチの場合、CNNの動作は数学的に詳細に記述されます。Morletウェーブレット変換により、ひずみ時系列は時間-周波数画像に変換され、入力データセットを生成する前に縮小されます。さらに、より現実的な実験条件を再現するために、非ガウスノイズとハードウェアインジェクションのデータのみを処理し、GWテンプレートの信号対ノイズ比（SNR）値を手動で設定する自由を取り除きました。ハイパーパラメーターの調整後、再サンプリングにより、ミニバッチ確率勾配の確率が、平均精度の摂動を3.6ドルに減少させることで下降することがわかりました。CNNはノイズを検出するために非常に正確でしたが、GW信号を呼び出すほど感度がよくありませんでした。つまり、CNNはGWトリガーの生成よりもノイズ低減に優れています。ただし、事後分析を適用すると、H1データを使用したSNR$\geq21.80$とL1データを使用したSNR$\geq26.80$のGW信号の場合、GWN信号を検出するための暫定的な選択肢としてCNNが残る可能性があることがわかりました。さらに、動作特性曲線を受け取ると、CNNはナイーブベイズモデルおよびサポートベクターマシンモデルよりもはるかに優れたパフォーマンスを示すことがわかり、有意水準$5\％$で、CNNの予測はランダム分類子。最後に、softmaxレイヤーによって出力される確率スコアの分布により、CNNのパフォーマンスはクラスに大きく依存することを明らかにしました。
DeepSun：太陽フレア予測のためのサービスとしての機械学習
| Title |
DeepSun:_Machine-Learning-as-a-Service_for_Solar_Flare_Prediction |
| Authors |
Yasser_Abduallah,_Jason_T._L._Wang,_Yang_Nie,_Chang_Liu,_Haimin_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04238 |
太陽フレアの予測は、宇宙天気の理解と予測に重要な役割を果たします。NASAの太陽ダイナミクス天文台の機器の1つである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）の主な目的は、太陽変動の起源を研究し、太陽の磁気活動を特徴付けることです。HMIは、太陽ベクトル磁場の連続全円盤観測を提供し、信頼性の高い予測機能につながる高いケイデンスデータを提供します。しかし、これらのデータを利用した太陽フレア予測の取り組みはまだ限られています。このホワイトペーパーでは、HMIのデータ製品に基づいてWeb上の太陽フレアを予測するための、DeepSunと呼ばれるサービスとしての機械学習（MLaaS）フレームワークを紹介します。具体的には、宇宙天気HMIアクティブ領域パッチ（SHARP）によって提供される物理パラメーターを利用してトレーニングデータを作成し、利用可能なX線フレアカタログに従って、太陽フレアをB、C、M、Xの4つのクラスに分類します。国立環境情報センター（NCEI）。したがって、当面の太陽フレア予測の問題は、本質的にマルチクラス（つまり、4クラス）の分類問題です。DeepSunシステムは、いくつかの機械学習アルゴリズムを使用してこのマルチクラス予測問題に取り組み、リモートプログラミングユーザーにアプリケーションプログラミングインターフェイス（API）を提供します。私たちの知る限り、DeepSunはインターネットを介して太陽フレアを予測できる最初のMLaaSツールです。
持続可能な惑星科学への道
| Title |
Pathways_to_Sustainable_Planetary_Science |
| Authors |
Matija_\'Cuk,_Anne_K._Virkki,_Tom\'a\v{s}_Kohout,_Emmanuel_Lellouch,_Jack_J._Lissauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04419 |
気候変動は人類の将来にとって差し迫った脅威です。国際気候変動パネル（IPCC）によると、私たちの排出量は産業革命以前のレベルを超える0.8℃-1.2℃の人為的地球温暖化（AGW）を引き起こしたと推定されています。AGWは、現在の速度で増加し続ける場合、2030年から2052年の間に1.5度Cに達する可能性があります。気候変動は二酸化炭素やその他の温室効果ガス（GHG）の大気への放出によって引き起こされるため、気候変動の緩和には低GHG排出エネルギー源、技術、および慣行への移行が必要であるという幅広い合意があります。そのような変化を、結果として生じる文化的変化と環境意識と責任に向けたリーダーシップとともに、個人からコミュニティ全体の規模で体系的に実施することは、AGWの迫りくる被害を軽減するために重要です。惑星科学者が気候変動の現実を広く認識しており、例を挙げて信頼性を維持する必要があることを考えると、自分の専門家の行動をより環境に配慮したものにすることが適切です。科学者は数が少なく、惑星の科学者ははるかに少ないですが、会議、パネル、口論、研究協力訪問への大量の学術旅行と、エネルギーを要求する大規模なインフラストラクチャの広範な使用は、科学者の「カーボンフットプリント」をはるかに高くします平均的な市民のそれ。このホワイトペーパーは、特に学術旅行に関連する私たちの活動の変更が惑星科学コミュニティの二酸化炭素排出量にどのように影響するかについて焦点を当てており、コミュニティと資金提供機関が、AGWが引き起こすダメージ。
$ X $に富む星をスペクトルから直接識別するための教師なしの方法：LAMOSTのLi
| Title |
An_unsupervised_method_for_identifying_$X$-enriched_stars_directly_from_spectra:_Li_in_LAMOST |
| Authors |
Adam_Wheeler,_Melissa_Ness,_David_W._Hogg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03920 |
特有の元素が豊富な星は、化学的富化メカニズムの重要なマーカーです。ブレンドされた線から任意の要素$X$の$X$に富む星を検出するための簡単な方法、タンジェント空間投影（TSP）を示します。私たちの方法は恒星ラベルを必要としませんが、代わりに他のラベル付けされていないスペクトルから反事実的な非濃縮スペクトルを直接推定します。ケーススタディとして、LAMOSTDR5の$6708〜$\AA{}Liダブレットにこの方法を適用し、進化状態全体で8,428のLiに富む星をシームレスに識別します。惑星の降着、非標準的な混合、若者など、さまざまな部分母集団に対するリチウム濃縮の説明についてコメントします。
AGNディスクにおける恒星の進化
アクティブ銀河核は、中央の超巨大ブラックホールを取り囲む幾何学的に薄い降着円盤によって駆動されます。ここでは、これらの極端な天体物理的環境に埋め込まれた星（AGN星）の進化を探ります。AGNディスクは星間物質よりもはるかに高温で密度が高いため、AGN星は通常の星とは非常に異なる境界条件の影響を受けます。それらはまた、ディスクの巨大な質量を考えると暴走する可能性がある質量降着、およびスーパーエディントン風による質量損失の両方に強く影響されます。さらに、化学混合はこれらの星の進化において重要な役割を果たし、ディスクから降り注いだ新鮮な水素をそれらのコアに混合させることができます。局所的なAGN密度と音速、およびAGNフェーズの期間に応じて、AGN星は急速に非常に大きくなる可能性があることがわかります（M>100M$_\odot$）。これらの星はコア崩壊を起こし、コンパクトな残骸を残し、重い元素でディスクを汚染する原因となります。AGN星の進化は、AGN金属性の進化、ならびにLIGO-Virgoによって観測された重力波源の生成に大きな影響を与える可能性があることを示しています。私たちは、このエキゾチックな恒星進化チャネルの予測のいくつかをテストするのに適した領域として、銀河中心を指摘します。
クールな巨星と超巨星の大気のトモグラフィーIII。ミラスターSオリのVLTI / AMBER観測に関する方法の検証
| Title |
Tomography_of_cool_giant_and_supergiant_star_atmospheres_III._Validation_of_the_method_on_VLTI/AMBER_observations_of_the_Mira_star_S_Ori |
| Authors |
Kateryna_Kravchenko,_Markus_Wittkowski,_Alain_Jorissen,_Andrea_Chiavassa,_Sophie_Van_Eck,_Richard_I._Anderson,_Bernd_Freytag,_Ulli_Kaeufl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03955 |
AGBスターの大気の構造とダイナミクスの知識は、質量損失をよりよく理解するために重要です。恒星大気の特定の範囲の光学的深さで形成される線を含むスペクトルマスクの設計に依存する断層撮影法は、この目的に理想的な手法です。ミラ型AGBスターSオリの高分解能分光干渉VLTI/AMBER観測に適用されます。最初に、干渉マスクの可視性が断層マスクに寄与する波長で抽出され、均一なディスクモデルから計算された波長に合わせられます。これにより、対応するマスクによって探査された大気層の幾何学的範囲の測定が可能になります。次に、観測された大気の広がりを、利用可能な1D脈動CODEXモデルおよび3D放射流体力学CO5BOLDシミュレーションから測定されたものと比較します。SOriのトモグラフィーマスクによってプローブされた平均光学的深さが減少する一方で、最内層から中央および最外層に$<\log\tau_0>=-0.45$、$-1.45$、および$-2.45$であることがわかりました）、これらの層の角直径は、10.59$\pm$0.09masから11.84$\pm$0.17masから14.08$\pm$0.15masまで増加します。断層撮影法を1Dおよび3Dの動的モデルに適用すると、同様の動作が観察されます。したがって、この研究は初めて、MirastarSOri、または1Dおよび3D動的モデルに適用されたときの光学的および幾何学的深度スケール間の定量的関係を導き出します。ミラ型の星との関連では、光学的深さと幾何学的深さの間のリンクの知識は、これらの星では直接観測できない衝撃波伝播速度を導き出す方法を開きます。
GK Virの日食のタイミング変動：周回軌道に木星のような惑星が存在する可能性の証拠
| Title |
Eclipse_timing_variation_of_GK_Vir:_evidence_of_a_possible_Jupiter-like_planet_in_a_circumbinary_orbit |
| Authors |
Leonardo_A._Almeida,_Elielson_S._Pereira,_Gislene_M._Borges,_Augusto_Damineli,_Tatiana_A._Michtchenko,_Gandhi_M._Viswanathan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03978 |
Eclipseのタイミング変動分析は、バイナリシステムの周りの惑星を発見する強力な方法になっています。この手法を適用して、GKVirの日食時間を調査しました。このシステムは、8.26時間の軌道周期を持つポストコモンエンベロープバイナリです。ここでは、2013年から2020年の間に得られた10回の日食時間を示します。線形エフェメリスを使用してO-Cダイアグラムを計算し、周期的な動作を伴う明確な軌道周期変動（OPV）を検証しました。この変動がApplegateメカニズム、無運動、または光移動時間（LTT）効果によって説明できるかどうかを調査しました。ApplegateメカニズムはOPVを現在の理論的な説明でほとんど説明できないことがわかりました。我々は、アプシダルモーションがLTT効果よりも説明が少ないという異なるアプローチを使用して取得しました。OPVの原因として最も可能性が高いのは、第1胴体のLTT効果であり、これは第3胴体の軌道安定性によって強化されました。LTTの最良のソリューションは、外側の体に約24年の軌道周期を提供しました。外部の物体と内部の連星間の共平面性の仮定の下で、GKVirの周りに木星のような惑星が得られました。このシナリオでは、惑星はこれまでに発見された完全な観測ベースラインとともに、最も長い軌道周期の1つを持っています。ただし、GKVirの観測ベースラインはO-Cダイアグラムにある期間の2倍よりも小さいため、LTTソリューションは予備的であると見なす必要があります。
クラスタリングにより強化された重力沈降による数ギガ年の白色矮星の冷却遅延
| Title |
Multi-Gigayear_White_Dwarf_Cooling_Delays_from_Clustering-Enhanced_Gravitational_Sedimentation |
| Authors |
Evan_B._Bauer,_Josiah_Schwab,_Lars_Bildsten,_Sihao_Cheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04025 |
冷却白色矮星（WD）は、理論的な冷却モデルがWD内部の高密度プラズマの物理を完全に説明している場合、正確な年齢を生成できます。MESAを使用して、以前のモデルがGaiaDR2に基づく運動学的年齢インジケーターと一致しない、大規模で超大容量のWD（0.9〜1.3$M_\odot$）のセットの冷却モデルを調査します。この集団のWDは、C/Oコアが結晶化の直前に強い液体内部で予期せぬ急速な$^{22}$Ne堆積を経験していると説明できることがわかります。この急速な堆積は、液体C/Oバックグラウンドプラズマでの$^{22}$Neの固体クラスターの形成が原因であると考えられます。これらの重い固体クラスターは、個々の$^{22}$Neイオンよりも速く沈み、WD冷却を劇的に遅くするのに十分な沈降加熱速度を高めます。クラスター形成と堆積の処方を含むMESAモデルは、WDQブランチで約$4ギルの冷却遅延を経験し、冷却年齢と運動学的年齢の間の緊張を緩和します。この同じモデルは、低質量WDs（0.6-0.8$M_\odot$）での6Gyr以上の結晶化と一致する冷却遅延を予測します。このような遅延は、ローカルの100pcWDサンプルおよびオープンクラスターNGC6791のWD集団の観察と互換性があり、おそらく必要とされます。これらの結果は、結晶化に近い液体状態と、観察されたWD冷却との比較によるテスト。
A型星の周期的\ emph {ケプラー}測光変動の回転変調起源の分光学的試験
| Title |
A_spectroscopic_test_of_the_rotational_modulation_origin_of_periodic_\emph{Kepler}_photometric_variability_of_A-type_stars |
| Authors |
James_Sikora,_Gregg_Wade,_and_Jason_Rowe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04039 |
\emph{ケプラー}と\emph{TESS}ミッションによって得られた高精度の宇宙ベースの測光は、メインシーケンス（MS）Aと後期Bタイプの星に関連する回転変調の証拠を明らかにしました。一般に、これらのオブジェクトのこのような変動は、不均一な表面構造（ケミカルスポットなど）に起因します。不均一な表面構造は、通常、表面に見える強い磁場（$B\gtrsim100\、{\rmG}$）に関連しています。\emph{ケプラー}ミッション中に観測されたすべてのAタイプ星の$\約44$〜per〜centは、回転変調光曲線を示すことが報告されています。これは、すべてのMSAタイプの星の$\lesssim10$〜per〜centが強い磁性を持つことが知られている（つまり、それらはAp/Bp星である）ことを考えると驚くべきことです。\emph{ケプラー}光度曲線で回転変調を示すことが報告されている44Aおよび後期Bタイプの星の分光モニタリング調査を提示します。この調査の主な目的は、各星の回転広がり（$v\sin{i}$）を赤道速度（$v_{\rmeq}$）と比較して、変動が回転変調であるという仮説をテストすることです測光期間。見かけの回転変調の起源への洞察を提供するために、化学的特性とバイナリコンパニオンを検索しました。サンプルの14個の星には$v\sin{i}>v_{\rmeq}$があり、観測された変動の原因となっている、または原因となっている可能性のある低質量のコンパニオンがあることがわかりました。私たちの結果は、すべてのMSAおよび後期Bタイプの星の10ドル以上が不均一な表面構造を示す可能性があることを示唆しています。ただし、発生率はおそらく$\lesssim30$〜per〜centです。
磁束の発生、収束、および相殺によって駆動されるアクティブ領域の中心に小さな磁束ロープが形成される
| Title |
Formation_of_a_tiny_flux_rope_in_the_center_of_an_active_region_driven_by_magnetic_flux_emergence,_convergence,_and_cancellation |
| Authors |
Ruisheng_Zheng,_Yao_Chen,_Bing_Wang,_Hongqiang_Song,_Wenda_Cao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04082 |
フラックスロープは、一般に、宇宙天気にとって重要な太陽噴火のコア構造であると考えられていますが、それらの形成メカニズムについては、激しい議論が続いています。2018年8月24日に、アクティブ領域ループのクラスターの下に小さなフラックスロープが形成されることを報告します。複数の機器からの高品質の多波長観測を組み合わせて、光球、彩層、コロナでイベントを詳細に調査しました。ソース領域では、2つの細孔（AおよびB）として現れた2つの正の極性（P1およびP2）の継続的な出現は明白です。興味深いことに、P2とポアBはゆっくりとP1とポアAに近づき、磁束の収束を示唆しています。出現と収束の間に、P1とP2は、出現したマイナーな負の極性（N3）と連続的に相互作用し、連続的な磁束の相殺をもたらしました。その結果、上にあるループは大幅に剪断され、最終的に小さなねじれたフラックスロープに進化しました。すべての結果は、アクティブ領域の中心にある小さな磁束ロープの形成が、連続的な磁束の発生、収束、および光球における相殺と密接に関連していることを示しています。したがって、磁束の発生、収束、および相殺が、小さな磁束ロープの形成に重要であることを示唆しています。
| Title |
Effects_of_Dark_Matter_in_Red_Giants |
| Authors |
Clea_Sunny_(1),_Arun_Kenath_(1,_2),_C_Sivaram_(3)_and_S_B_Gudennavar_(1)_((1)_Department_of_Physics_and_Electronics,_Christ_(Deemed_to_be_University),_Bengaluru,_Karnataka,_India_(2)_Department_of_Physics,_Christ_Junior_College,_Bengaluru,_Karnataka,_India_(3)_Indian_Institute_of_Astrophysics,_Bengaluru,_Karnataka,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04302 |
すべての物質の5/6を構成する暗黒物質（DM）は、宇宙進化の初期段階で作成された、弱く相互作用する非バリオン粒子であると仮定されます。重力相互作用を介して、宇宙のさまざまな宇宙構造に影響を与える可能性があります。主系列星と中性子星や白色矮星のような恒星の残骸におけるDMの影響はすでに研究されています。赤い巨人相は星の進化の後期段階です。この研究では、DMを混合した低質量の赤色巨星と、これが光度、温度、寿命などの赤色巨星の固有の特性を効果的に変更できる方法を研究します。
位相混合による波加熱に対するコロナループ構造の影響
コロナ加熱の背後にあるメカニズムは、実行可能な理論的プロセスの直接の観察とモデリングをまだ回避しており、その後のコロナ構造への影響は、可能な加熱メカニズムを評価するために利用できる重要なツールの1つです。電磁流体力学（MHD）横波の位相混合による波加熱は、磁気エネルギーを熱エネルギーに変換する可能な方法として提案されていますが、MHDモデルはこれが十分に効率的なメカニズムではないことを示唆しています。さまざまな構成での横MHD波の位相混合による加熱をモデル化し、特定の状況が100万度の太陽コロナを維持するのに十分に加熱を強化できるかどうかを調査し、横MHD波の伝播と位相混合の影響を評価します冠状ループの境界シェルの構造。COmPで測定されたのと同じパワースペクトルで横波の伝播をトリガーするために、磁化媒体と境界ドライバーに既存の密度向上の3DMHDシミュレーションを使用します。さまざまな密度構造、非ドライブフットポイントでの境界条件、ドライバーの特性、およびさまざまな形の磁気抵抗率を考慮します。異なる初期密度構造が境界シェルの進化に影響を及ぼし、一部のドライバー構成がMHD波の散逸から生成される加熱を強化することがわかります。特に、空間的スケールが大きく、散逸係数が高いドライバーは、まだ不十分ですが、かなりの熱を発生させます。横MHD波の位相混合がコロナの熱構造を維持する可能性は低いが、このメカニズムの効率を高めることができる構成があると結論付けます。コロナループに沿って加熱が配置される場所など、そのような構成の存在を識別するために可能な署名を提供します
暗黒物質=修正重力？修正された重力/暗黒物質レンズを通して時空の区別を精査する
| Title |
Dark_Matter_=_Modified_Gravity?_Scrutinising_the_spacetime-matter_distinction_through_the_modified_gravity/_dark_matter_lens |
| Authors |
Niels_C.M._Martens_and_Dennis_Lehmkuhl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03890 |
この論文は、修正された重力と暗黒物質との間の議論のレンズを介して、空間（時間）と物質との間の厳密な概念的区別の可否性を精査します。特に、BerezhianiとKhouryの小説「超流動暗黒物質理論」（SFDM）をケーススタディとして検討します。物質であることと時空であることの基準の2つのファミリーは、それぞれ文献から抽出されています。これらの基準に従ってSFDMによって仮定された新しいスカラーフィールドの評価は、それが何でもあり得るのと同じくらい（暗い）問題であるだけでなく、超流動性の臨界温度よりも$-$低い（変更の$-$）ことを明らかにします）何であれ、時空。続編の論文では、この結果と、修正された重力/暗黒物質の区別（およびより広い時空物質の区別）の（重要性）を理解するための結果に照らして、SFDMの可能な解釈を検証します。
ブラックホールの初期データにおける軌道偏心の低減-パンクチャフレームワークにおける中性子星連星
| Title |
Reducing_orbital_eccentricity_in_initial_data_of_black_hole--neutron_star_binaries_in_the_puncture_framework |
| Authors |
Koutarou_Kyutoku,_Kyohei_Kawaguchi,_Kenta_Kiuchi,_Masaru_Shibata,_Keisuke_Taniguchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03896 |
ブラックホールの低偏心性初期データを計算する方法を開発します-パンクチャフレームワーク内の中性子星バイナリは、他のタイプのコンパクトバイナリに関する以前の研究を拡張しています。バイナリの軌道角速度を調整することに加えて、中性子星の接近速度は、静力学平衡の方程式を導出するために使用されるヘリカルキリングベクトルを変更することによって組み込まれます。各ブラックホールの線形運動量が明示的に指定されているパンクチャフレームワークのバイナリブラックホールの場合とは異なり、システムの全線形運動量の消失を要求することにより、ブラックホールの接近速度が誘導されます。非歳差運動と歳差運動の両方の構成で〜3軌道のシミュレーションを使用してパラメーターを繰り返し変更することにより、軌道の離心率を<〜0.001に減らすことに成功しました。切除フレームワークで導出されたバイナリブラックホールの経験式は、ブラックホールの軌道偏心を〜0.001に低減しないことがわかります。パンクチャフレームワークの中性子星バイナリは、バイナリ中性子星では機能します。
| Title |
Spin-induced_black-hole_scalarization_in_Einstein-scalar-Gauss-Bonnet_theory |
| Authors |
Emanuele_Berti,_Lucas_G._Collodel,_Burkhard_Kleihaus,_Jutta_Kunz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03905 |
スカラーフィールドがトポロジカルガウスボンネット項に二次的に結合されているモデルのクラスで、スピン誘起スカラー化を使用してブラックホールソリューションを構築します。タキオン的に不安定なカーソリューションから始めて、スカラーフィールドが偶数または奇数のパリティを持つようなスカラー化されたブラックホールのファミリーを取得し、それらの存在領域を調査します。スカラー化されたブラックホールは、カー回転限界に違反する可能性があります。メトリック関数と地平線でのスカラー場の拡張が実際の係数を許可しないように、スカラー化されたブラックホールソリューションの「重要な」ファミリーを特定します。ここで考慮される二次結合の場合、同じ質量と角運動量を持つカー解よりも、スピン誘起スカラー化を伴う解がエントロピー的に支持されます。
ハイブリッドメトリック-パラティーニ重力：通常の弦のような構成
| Title |
Hybrid_metric-Palatini_gravity:_Regular_stringlike_configurations |
| Authors |
K.A._Bronnikov,_S.V._Bolokhov,_M.V._Skvortsova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03952 |
最近提案された理論で、局所観測テストに合格し、宇宙論に一定の進歩をもたらすことが示されているハイブリッドメトリック-パラティーニ重力（HMPG）の静的な円筒対称真空ソリューションについて説明します。よく知られているスカラーテンソル表現でHMPGを使用します。後者は、重力のソースとして、共形に結合したスカラー場$\phi$と自己相互作用ポテンシャル$V（\phi）$を含む一般相対論と一致します。$\phi$フィールドは、正規またはファントムにすることができるため、理論は標準セクターとファントムセクターに分かれます。HMPGのソリトニック（文字列のような）真空解、つまり、ミンコフスキー計量が対称軸から遠く離れた完全に規則的な解決策を探します。理論からアインシュタインの共形フレームへの遷移がツールとして使用され、結果の多くは、一般的なBergmann-Wagoner-Nordtvedtクラスのスカラー-テンソル理論と$f（R）$重力理論に適用されます。これらの結果の1つは、それらを接続する共形因子がどこでも規則的である場合、アインシュタインフレームとヨルダンフレームの文字列のようなソリューション間の1対1の対応です。HMPGとスカラーテンソル理論で文字列のようなソリューションを構築するためのアルゴリズムが提案されており、そのようなソリューションのいくつかの例が取得され、議論されています。
月の南極での次世代測地学：Artemis IIIの乗組員によって可能になった機会
| Title |
Next-Generation_Geodesy_at_the_Lunar_South_Pole:_An_Opportunity_Enabled_by_the_Artemis_III_Crew |
| Authors |
Vishnu_Viswanathan,_Erwan_Mazarico,_Stephen_Merkowitz,_Xiaoli_Sun,_Thomas_Marshall_Eubanks,_David_Edmund_Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.03985 |
アポロ時代の月の近くに配置されたコーナーキューブリフレクター（CCR）で構成される月面レトロリフレクターアレイ（LRA）は、寿命、費用対効果、配備の容易さ、そして最も重要なこととして、学際的な科学的影響を実証しています。進行中の月面レーザー測距（LLR）実験。人類による月の南極地域の探査は、この遺産に基づいて構築し、数十年にわたってアルテミスの科学的リターンに貢献するユニークな機会を提供します。ここでは、ArtemisIIIの乗組員が測地追跡デバイスを配備することで実現可能な拡張された科学目標について概説します。
大型液体シンチレータ検出器での大気ニュートリノによって誘発される中性電流背景：II $ {\ it in} $ $ {\ it situ} $測定
| Title |
Neutral-current_background_induced_by_atmospheric_neutrinos_at_large_liquid-scintillator_detectors:II._${\it_in}$_${\it_situ}$_measurement |
| Authors |
Jie_Cheng,_Yu-Feng_Li,_Hao-Qi_Lu,_Liang-Jian_Wen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04085 |
将来の大型液体シンチレータ（LS）検出器は、拡散超新星ニュートリノバックグラウンドと核子崩壊の探索において、水チェレンコフ検出器と競合し、補完的です。コンパニオンペーパーでは、LS検出器の$^{12}{\rmC}$原子核の大気ニュートリノ相互作用によって引き起こされる中性電流（NC）バックグラウンドの体系的な計算を実行しました。実験は、拡散超新星ニュートリノのバックグラウンドと核子崩壊を探索します。このホワイトペーパーでは、NCバックグラウンドの${\itin}$${\itsitu}$測定について系統的な研究を行い、関連する不確実性を評価します。まず、NC背景の特性、特に中性子とパイ中間子の多様性、および不安定な残留核との関連の可能性を利用します。中性子多重度分布は、さまざまなモデルを区別するのに非常に強力であることがわかります。次に、トリプル一致シグネチャとのNC相互作用を${\itin}$${\itsitu}$で測定する最尤法を開発します。最後に、拡散超新星ニュートリノ背景の探索におけるNC背景の不確実性を評価するためのデータ駆動型アプローチが提案されています。JUNO（JiangmenUndergroundNeutrinoObservatory）のような将来の大規模なLS実験は、$^{12}$Cでの大気ニュートリノNC相互作用の予測を改善するための世界的なデータセットに独自の貢献をすることができると結論します。
| Title |
Domain_of_Influence_analysis:_implications_for_Data_Assimilation_in_space_weather_forecasting |
| Authors |
Dimitrios_Millas,_Maria_Elena_Innocenti,_Brecht_Laperre,_Joachim_Raeder,_Stefaan_Poedts_and_Giovanni_Lapenta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04211 |
背景の太陽風からエネルギッシュなコロナ質量放出（CME）に至るまでの太陽活動は、惑星間空間および宇宙天気として知られている地上空間環境の状態の主な要因です。太陽と地球の関係をよりよく理解することは、経済的および社会的利益により宇宙天気の悪影響を緩和する大きな可能性をもたらします。効果的な宇宙天気予報は、データとモデルに依存しています。このホワイトペーパーでは、最もよく使用されている宇宙天気モデルのいくつかについて説明し、宇宙天気を目的としたデータ収集に適した場所を提案します。\textit{Representeranalysis（RA）}および\textit{DomainofInfluence（DOI）analysis}の、Sun-Earth接続のさまざまな段階をシミュレートする3つのモデルへの適用について報告します。太陽風に焦点を当てたOpenGGCMおよびTsyganenkoモデル-磁気圏相互作用、および惑星間空間でのCME伝播のシミュレーションに使用されるPLUTOモデル。私たちの分析は、いくつかの理由で宇宙天気の目的に有望です。まず、太陽風モニターなどの観測点の最も有用な場所に関する定量的な情報を取得します。たとえば、磁気圏プラズマシートではDOIの絶対値が非常に低いことがわかります。その特定のサブシステムの知識は宇宙天気にとって極めて重要であるため、地域の監視を強化することが最も有益です。第二に、モデルをよりよく特徴付けることができます。現在の分析は時間的相関ではなく空間的相関に焦点を当てていますが、時間依存モデルよりも時間非依存モデルの方がデータ同化活動には役に立たないことがわかります。第3に、太陽圏でのCME伝播のモデル化に最も関連する太陽圏パラメーター、それらの到着時間、および地球でのそれらの地球効果を特定するという野心的な目標に向けて、最初のステップを踏みます。
化学における原子トンネリング
原子の量子力学的トンネリングは、多くの化学変換において重要な役割を果たすことがますます見出されています。実験的に、原子トンネリングは、低温での温度に依存しない速度定数によって、または増強された速度論的同位体効果によって間接的に検出できます。逆に、計算調査を使用すると、反応速度に対するトンネリングの影響を直接監視できます。トンネル効果は、例えば、反応経路と分岐比を変更し、熱転移では不可能であり、生化学的プロセスに影響を与える宇宙化学環境での化学反応を可能にします。
空間におけるメタノールの重水素化に対するCH3OH + H-> CH2OH + H2シェッドライトの低温速度論的同位体効果
| Title |
Low-Temperature_Kinetic_Isotope_Effects_in_CH3OH+H_->_CH2OH+H2_Shed_Light_on_the_Deuteration_of_Methanol_in_Space |
| Authors |
April._M._Cooper_and_Johannes_K\"astner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04308 |
インスタントン法を用いて、水素引き抜き反応CH3OH+H->CH2OH+H2の原子トンネリングを含む反応速度定数を計算しました。ポテンシャルエネルギーは、UCCSD（T）-F12/VTZ-F12データにトレーニングされたニューラルネットワークによって調整されました。二分子気相速度定数は、マイクロカノニックインスタントン理論を使用して計算されました。CH3グループのすべてのH/D同位体パターンと入ってくるH原子が研究されます。30Kまでの表面での反応を表す単分子反応速度定数は、すべての同位体パターンに対して提示されます。30Kでは、抽象化されたHをDで置き換えるための4100から、抽象化されたHを置き換えるための〜8まで、セカンダリKIEで約2〜6までの範囲です。$^\text{12}$C/$^\text{13}$C運動論的同位体効果は30Kで1.08ですが、$^\text{16}$O/$^\text{18}$O速度論的同位体効果はほとんどありません。これらのデータを使用した単純な動的表面モデルは、メタノールの重水素化された形態の豊富さを予測します。
原始ブラックホールによるバリオン捕獲による宇宙論的バリオジェネシスの新しいメカニズムが示唆されています。従来のシナリオとは対照的に、それは素粒子物理学におけるバリオン数の非保存を要求せず、熱平衡で進行することができます。このメカニズムの実装には、0以外のバリオン数を持つ超弱く相互作用する重い粒子aが必要です。
非最小結合によるパラティーニヒッグスとコールマンワインバーグインフレ
非ゼロ真空期待値（$v$）を持つインフロンを使用した単一フィールドインフレーションのモデルを考慮することにより、インフレーションパラメーターに対する非最小結合$\xi\phi^2R$の影響を示しますパラティーニ重力のインフレ期間後。よく知られている対称性の破れのタイプのポテンシャル、すなわちヒッグスポテンシャルとコールマン・ワインバーグポテンシャルについて議論します。$\phi>v$と$\phi<v$の両方のインフレについて、これらのポテンシャルのインフレ予測を示します。$n_s$と$r$の値が$v-\xi$平面にある領域最近の測定値と一致しています。また、$\xiv^2=1$極限のColeman-Weinbergポテンシャルの解として線形インフレ動作を示します。最後に、Palatini形式の$v$の関数として、優先$\xi$値のColeman-Weinbergポテンシャルのインフレ予測を考慮します。
変数$ G $のニュートン風の重力
| Title |
Newtonian-like_gravity_with_variable_$G$ |
| Authors |
J\'ulio_C._Fabris,_Tales_Gomes,_J\'unior_D._Toniato_and_Hermano_Velten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.04434 |
Brans-Dicke重力に触発された、変化する$G$ニュートンのような理論に対するラグランジアン定式化を提案します。以前に文献で行われたように、重力カップリングに{\itadhoc}依存を課すのではなく、私たちの提案では、$G$の実行は理論の内部の動的構造から自然に現れます。静的および球対称の質量分布だけでなく、宇宙論の枠組み内で結果として生じる重力場の特徴を探索します。
恒星冷却、非弾性暗黒物質、キセノン
ダークフォトンを介した非弾性暗黒物質の新しいシナリオを検討し、その光度関数によって示唆される白色矮星の冷却過剰と、XENON1Tでの電子反跳イベントの過剰を説明します。太陽では、暗い光子$A'$は主に熱プロセスを介して生成され、重い暗黒物質$\chi_2$はハロー暗黒物質$\chi_1$が電子で散乱することによって生成されます。XENON1T信号は主に太陽の$A'$散乱によって発生し、白い矮星による$A'$放出は、他の恒星冷却観測との一貫性を維持しながら、追加の冷却に対応します。XENON1T検出器のトリチウムコンポーネントも必要です。XENON1Tデータを説明するパラメーターを示しますが、白色矮星の冷却異常ではなく、2番目の信号ピークがXENON1Tデータに埋め込まれ、XENONnTで明らかになる可能性があることを示しています。ただし、スペクトルに二重ピークを与えるパラメーターは、水平分岐星からの制約と互換性がありません。
