再イオン化をシミュレートするための一般的なモーメントベースの放射伝達法の精度について
| Title |
On_the_accuracy_of_common_moment-based_radiative_transfer_methods_for_simulating_reionization |
| Authors |
Xiaohan_Wu,_Matthew_McQuinn,_Daniel_Eisenstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07278 |
再電離の宇宙論的シミュレーションでは、強度場の単極子と双極子を解き、方程式の系を閉じるために四重極モーメントの仮説を立てることによって、放射伝達を扱うことがよくあります。最も一般的な閉包方法、つまりエディントンテンソルの選択の精度を調査します。これらのアルゴリズムは、再イオン化の終わりと後でエラーが発生する可能性が最も高く、これらの状況を模倣した試験問題を研究していると考えられます。大規模な再イオン化電離バックグラウンド変動と、個別の吸収体を備えた主に電離した媒体における放射伝達。OTVETとM1がバックグラウンドの光イオン化率を修正するとライマン限界システムを過剰にイオン化し、増加した再結合のバランスをとるために放射率が30〜40％高くなることを示しています。この過電離は、電離放射率が与えられた場合の真実と比較して、約2倍低い平均銀河系光電離率をもつこれらのアルゴリズムを使用してシミュレーションを実行します。さらに、これらのアルゴリズムは、電離バックグラウンドの変動を光子平均経路より下のスケールで再現する可能性は低いです。シミュレーションボックスが平均自由行程の2倍よりも小さい場合、OTVETはそこで変動を過大予測し、それ以外の場合は過小予測しますが、M1はこれらの変動を大幅に過小予測します。その結果、これらの数値手法は、再イオン化後に観察されたLy$\alpha$フォレストの不透明度の変動を解釈するのに十分正確ではない可能性があります。レイトレーシングコードを使用して、再イオン化後の電離バックグラウンド変動を正確にキャプチャするには、多数の角度方向に従う必要があることを示しています。最後に、多くのシミュレーションで見つかった減速した光の速度の値に対する再イオン化後の電離バックグラウンドの強い依存性は、電離光子の平均自由行程が、そのようなシミュレーションでは観測測定値よりも数倍大きいことを示しています。
初期暗黒エネルギー（EDE）モデルの理論的研究を提示します。状態方程式$\omega（z）$は、赤方偏移$z$の関数である効果的なパラメーター化に従って、Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walkerユニバースのフレームワークで熱履歴中に進化します。放射支配時代から後期までのシステムの進化を探求し、EDEモデルが高赤方偏移で無視できない寄与をすることを可能にします（構造が形成された後にのみ役割を果たす宇宙定数とは対照的に）。ビッグバン元素合成への入力はごくわずかであり、そうするために、状態方程式は放射線の挙動を模倣しますが、エネルギー密度の点では劣っています。後期には、ダークエネルギーモデルの状態方程式は漸近的にDeSitter支配時代の基準値になる傾向があり、宇宙定数の影響をエミュレートして、宇宙の加速された膨張の説明を提供します。提案されたモデルには3つの自由パラメーターがあり、SNIa明度距離を使用して制約します。CMBシフトパラメーターと、暗黒エネルギー時に計算された減速パラメーター（物質の等価性）を使用します。私たちのモデルに最適なものを完全に理解した上で、さまざまなオブザーバブルを計算し、これらの予測を標準の$\Lambda$CDMモデルと比較します。宇宙論的定数を持つコミュニティの一般的な同意以外に、その特定の候補者を暗黒エネルギーとして選択する根本的な理由はありません。ここでは、宇宙の遅い加速された膨張も説明する、より動的なモデルを検討する機会を開きます。
HST、VLT、およびGemini-Southを使用した拡張レンズ機能の追跡観察による遠方のSPT銀河クラスターの質量較正
| Title |
Mass_calibration_of_distant_SPT_galaxy_clusters_through_expanded_weak_lensing_follow-up_observations_with_HST,_VLT_&_Gemini-South |
| Authors |
T._Schrabback,_S._Bocquet,_M._Sommer,_H._Zohren,_J._L._van_den_Busch,_B._Hern\'andez-Mart\'in,_H._Hoekstra,_S._F._Raihan,_M._Schirmer,_D._Applegate,_M._Bayliss,_B._A._Benson,_L._E._Bleem,_J._P._Dietrich,_B._Floyd,_S._Hilbert,_J._Hlavacek-Larrondo,_M._McDonald,_A._Saro,_A._A._Stark,_N._Weissgerber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07591 |
以前の研究から拡張して、南極望遠鏡のスンヤエフ・ゼルドビッチ（SPT-SZ）調査からの30個の遠方（$z_\mathrm{median}=0.93$）の巨大銀河クラスターのサンプルの弱いレンズ効果測定を示し、銀河を測定します調査画像用のハッブル宇宙望遠鏡（HST）の高度なカメラの形状。クラスターメンバーを削除し、VLT/FORS2およびGemini-South/GMOSからのディープフォトメトリを使用して、$V-I$色で$z\gtrsim1.4$背景銀河を優先的に選択します。弱いレンズ形状の測定値と光源の赤方偏移分布に修正されたキャリブレーションを適用して、クラスターの質量を推定します。赤方偏移が低いクラスターの以前のマゼラン/メガカムの結果と組み合わせて、特に赤方偏移の進化に関して、SZ検出の重要性とクラスター質量の間のスケーリング関係に対する洗練された制約を推測します。弱いレンズデータから推定された質量スケールは、Planck$\nuを調整するために必要なものと比較して、係数$0.76^{+0.10}_{-0.14}$（ピボットの赤方偏移$z=0.6$で）低くなっています観測されたSPT-SZクラスター数を含む\Lambda$CDM宇宙論。SPTクラスターとPlanckの間の（不一致）レベルの一致を敏感にテストするには、さらに拡大された弱いレンズのフォローアップサンプルが必要です。
アタカマ宇宙望遠鏡：最古の光で遠くのクラスターを計量する
| Title |
The_Atacama_Cosmology_Telescope:_Weighing_distant_clusters_with_the_most_ancient_light |
| Authors |
Mathew_S._Madhavacheril,_Crist\'obal_Sif\'on,_Nicholas_Battaglia,_Simone_Aiola,_Stefania_Amodeo,_Jason_E._Austermann,_James_A._Beall,_Daniel_T._Becker,_J._Richard_Bond,_Erminia_Calabrese,_Steve_K._Choi,_Edward_V._Denison,_Mark_J._Devlin,_Simon_R._Dicker,_Shannon_M._Duff,_Adriaan_J._Duivenvoorden,_Jo_Dunkley,_Rolando_D\"unner,_Simone_Ferraro,_Patricio_A._Gallardo,_Yilun_Guan,_Dongwon_Han,_J._Colin_Hill,_Gene_C._Hilton,_Matt_Hilton,_Johannes_Hubmayr,_Kevin_M._Huffenberger,_John_P._Hughes,_Brian_J._Koopman,_Arthur_Kosowsky,_Jeff_Van_Lanen,_Eunseong_Lee,_Thibaut_Louis,_Amanda_MacInnis,_Jeffrey_McMahon,_Kavilan_Moodley,_Sigurd_Naess,_Toshiya_Namikawa,_Federico_Nati,_Laura_Newburgh,_Michael_D._Niemack,_Lyman_A._Page,_Bruce_Partridge,_Frank_J._Qu,_Naomi_C._Robertson,_Maria_Salatino,_Emmanuel_Schaan,_et_al._(14_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07772 |
宇宙マイクロ波背景（CMB）の重力レンズ効果を使用して、これまでにレンズ効果測定が行われた銀河団の盲目的に選択された最も遠いサンプルの質量を測定します。アタカマ宇宙望遠鏡（ACT）とPlanck衛星からのCMBデータでは、平均赤方偏移があるWISEサーベイの大規模クラスターと遠方クラスター（MaDCoWS）からの677近赤外線選択銀河クラスターからの積み上げレンズ効果を検出します。$\langlez\rangle=1.08$の。このサンプルの距離と平均質量に一致するクラスターの現在の光学的弱いレンズ効果測定はありません。$4.2\sigma$の有意性を持つレンズ信号を検出します。ハローモデルフレームワークを使用して信号をモデル化し、これらのクラスターが抽出される母集団の平均質量を見つけます。クラスターがNavarro-Frenk-White密度プロファイルに従うと仮定すると、平均質量は$\langleM_{500c}\rangle=\left（1.7\pm0.4\right）\times10^{14}\、\mathrm{M}_\odot$。クラスタの赤方偏移誤差、センタリング誤差、およびNFWプロファイルの形状からの体系的な不確実性を考慮します。これらはすべて、報告された不確実性の30％未満です。この研究は、CMBレンズの潜在的な可能性を強調し、光学的な弱いレンズ測定の機能を超えて、観測可能な宇宙のこれまでよりも大きなボリュームを占める遠方のクラスターの豊富さから宇宙論的制約を可能にします。
LIGO天文台によって最近発見された重力波放出イベントの可能な説明として、$10-30M_\odot$の質量の原始ブラックホール（PBH）が提案されました。trueの場合、PBHは宇宙の暗黒物質成分のかなりの部分を構成します。暗黒物質と$f_{PBH}=10^{-4}$から$f_{PBH}=1$の範囲のPBHの可変部分の両方を含む一連の宇宙論的N体シミュレーションを使用して、重力で結合されたPBHペアの形成と破壊、ならびに結合されたペアと結合されていないペアのマージ、およびそのようなイベントの確率を推定します。それらがLIGOや他の研究グループによって得られたPBH存在量の制約とよく一致していることを示します。ペアの安定性は、合併率の主な原因である一方で、暗黒物質ハローの形成とクラスタリングの影響に大きく影響されることがわかりました。副次的な結果として、バインドされたペアの安定性における数値誤差の影響も評価します。これは、この方法論を使用した将来の研究に役立ちます。
銀河の前景と系統的効果が存在する場合の次世代の分極CMBデータセットの分析のフレームワーク
| Title |
Framework_for_analysis_of_next_generation,_polarised_CMB_data_sets_in_the_presence_of_galactic_foregrounds_and_systematic_effects |
| Authors |
Clara_Verg\`es,_Josquin_Errard,_and_Radek_Stompor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07814 |
原始的なBモードを検出するのに十分な感度に到達するには、広い周波数範囲で何千もの検出器をアレイに展開し、それらを長期間動作させるために必要な新しいテクノロジーに依存する最新のCMB偏光実験が必要です。この実験計画の複雑さの増大は、新しい機器の性能に影響を与える可能性がある新しい機器および系統的な影響を不可避的に導入します。この作業では、インストルメンタル効果の（パラメトリック）モデルをデータモデルに直接含めることで、標準のデータ分析パイプラインを拡張します。次に、それらを分析で修正し、最終結果の追加の不確実性を考慮します。これらの手法を、原始Bモード信号の振幅に対する制約に対する計器と前景モデルの影響を推定するための一般的なエンドツーエンドの形式に組み込みます。インストルメンタルパラメーターと前景パラメーターの同時推定を可能にするために一般化するパラメトリックコンポーネント分離アプローチに焦点を当てます。機器の偏光角の周波数依存の変動につながるアクロマティック半波長板（HWP）によって引き起こされる効果と、観測周波数帯域を定義する実験的なバンドパスを研究することにより、フレームワークを示します。典型的なStage-3CMB偏波実験を想定し、各周波数帯域で収集された生データから復元されたマップは、不可避的にQおよびUストークスパラメーターの線形混合になることを示しています。次に、そのような場合に適した新しい一般化されたデータモデルを導出し、コンポーネント分離アプローチを拡張してそれを考慮します。一部の機器パラメーター、特にHWPを記述するパラメーターは、外部情報を必要とせずにデータ自体によって正常に制約できる一方で、バンドパスなどの他のパラメーターは事前に高い精度で知る必要があることがわかりました。
NANOGravは原始ブラックホール形成からのシグナルを見ましたか？
最近のNANOGravの結果は、高振幅曲率摂動からの原始ブラックホールの形成に関連する確率的重力波信号として解釈できることを示しています。示された重力波スペクトルの振幅とパワーは、超大質量ブラックホールの原始種の形成とよく一致しています。
ホワイトドワーフの機会：ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡による地球のような太陽系外惑星の大気中の分子のロバストな検出
| Title |
The_White_Dwarf_Opportunity:_Robust_Detections_of_Molecules_in_Earth-like_Exoplanet_Atmospheres_with_the_James_Webb_Space_Telescope |
| Authors |
Lisa_Kaltenegger,_Ryan_J._MacDonald,_Thea_Kozakis,_Nikole_K._Lewis,_Eric_E._Mamajek,_Jonathan_C._McDowell,_Andrew_Vanderburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07274 |
太陽系を超えた生命の短期的な探索は現在、小さなM矮星を周回する通過する惑星と、それらの大気中の生命の兆候を検出する課題に焦点を当てています。ただし、白色矮星（WD）を周回する惑星は、岩の多い世界を特徴付けるユニークな機会を提供します。白色矮星であるWD1856+534bを周回する最初の通過する巨大惑星の発見は、惑星質量の物体がWDの周りの接近した軌道を生き残ることができることを示しました。WD惑星とそのホスト間の大きな半径比は、それらを透過分光法の例外的なターゲットにします。ここでは、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）を使用して、WD1856+534の居住可能ゾーンで進化する、概念的な地球のような惑星の分子検出可能性と大気特性評価の可能性を探ります。私たちは、WDを周回するそのような地球のような惑星の大気組成がJWSTで正確に取得できることを確立します。H$_2$OとCO$_2$の5$\sigma$を超える堅牢な検出が、5つのトランジット偵察プログラムで達成できることを示しています。+N$_2$Oは、わずか25回の通過で4$\sigma$を超えて検出できます。N$_2$とO$_2$は100回のトランジットで5$\sigma$を超えるまで検出できます。WDのハビタブルゾーンプラネットの通過時間が短い（WD1856+534の場合は約2分）ため、中小規模のJWST透過分光プログラムで決定的な分子検出を行うことができます。したがって、WDのハビタブルゾーンの岩が多い惑星は、地球の惑星の大気を特徴付け、これらの世界での2番目の起源の可能性を探求する有望な機会を表しています。
白色矮星を通過する巨大惑星候補
| Title |
A_Giant_Planet_Candidate_Transiting_a_White_Dwarf |
| Authors |
Andrew_Vanderburg,_Saul_A._Rappaport,_Siyi_Xu,_Ian_Crossfield,_Juliette_C._Becker,_Bruce_Gary,_Felipe_Murgas,_Simon_Blouin,_Thomas_G._Kaye,_Enric_Palle,_Carl_Melis,_Brett_Morris,_Laura_Kreidberg,_Varoujan_Gorjian,_Caroline_V._Morley,_Andrew_W._Mann,_Hannu_Parviainen,_Logan_A._Pearce,_Elisabeth_R._Newton,_Andreia_Carrillo,_Ben_Zuckerman,_Lorne_Nelson,_Greg_Zeimann,_Warren_R._Brown,_Ren\'e_Tronsgaard,_Beth_Klein,_George_R._Ricker,_Roland_K._Vanderspek,_David_W._Latham,_Sara_Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Fred_C._Adams,_Bj\"orn_Benneke,_David_Berardo,_Lars_A._Buchhave,_Douglas_A._Caldwell,_Jessie_L._Christiansen,_Karen_A._Collins,_Knicole_D._Col\'on,_Tansu_Daylan,_John_Doty,_Alexandra_E._Doyle,_Diana_Dragomir,_Courtney_Dressing,_Patrick_Dufour,_Akihiko_Fukui,_Ana_Glidden,_Natalia_M._Guerrero,_et_al._(15_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07282 |
天文学者は太陽系の外にある何千もの惑星を発見しました。それらのほとんどは最終的に赤い巨人に、そして次に白い矮星に進化する軌道星です。赤い巨大相の間、接近軌道にある惑星は星に飲み込まれますが、より遠方の惑星はこの相を生き延びて白色矮星の周りの軌道に留まることができます。いくつかの白い矮星は、大気中、暖かい破片ディスク、または非常に接近して軌道に浮かんでいる岩石物質の証拠を示しています。これは、内部に散在し、潮汐によって破壊された岩石惑星の破片として解釈されています。最近、氷の巨大惑星に似た組成のガス状の破片円盤の発見により、巨大な惑星も白い矮星の周りの狭い軌道に進入する可能性があることが示されましたが、惑星が旅を生き残ることができるかどうかは不明です。これまでのところ、白色矮星の周りの近い軌道にある無傷の惑星の検出は、とらえどころのないままです。ここでは、1.4日ごとに白色矮星WD1856+534（TIC267574918）を通過する巨大惑星候補の発見を報告します。惑星候補は、木星とほぼ同じサイズで、巨大なものの14倍以下です（95％の信頼度）。褐色褐色の矮星または恒星の伴侶を伴う白色矮星の他のケースは、元の軌道が赤巨星期中に包まれ、摩擦により収縮する共通エンベロープ進化の結果として説明されます。ただし、この場合、惑星候補の質量が低く、軌道周期が比較的長いため、共通エンベロープの進化が起こりにくくなります。代わりに、WD1856+534システムは、巨大惑星が潮汐によって破壊されることなく狭い軌道に散らばることができることを実証しているようで、白い矮星の周りのより小さな通過惑星の探索を動機づけています。
外太陽系の大きな不平等と動的崩壊
この論文では、N体シミュレーションのアンサンブルを使用して、太陽が主系列を離れてその恒星の進化を完了した後の、外側のガス巨星（木星、土星、天王星、海王星）の運命を検討します。太陽の質量損失により、これは星の質量の約半分を取り除くことが期待されているため、巨大惑星の軌道が拡大します。この断熱プロセスは軌道周期比を維持しますが、惑星間の相互作用と平均運動共鳴（MMR）の幅が増加し、木星と土星を安定した5：2共鳴構成に捕らえます。拡張された軌道は、臨界MMR角度の大振幅の変動と相まって、システムを恒星のフライバイ相互作用からの摂動の影響を受けやすくします。したがって、約30Gyr以内で、恒星に遭遇すると5：2共鳴の無秩序なサブドメインに惑星が摂動し、大規模な不安定性を引き起こします。これは、後続の$\sim10$Gyrで1つを除くすべての惑星の放出に至ります。。追加の$\sim50$ギルの後、近日点距離が$\sim200$AU未満の恒星に接近すると、最終惑星が解放されます。この一連のイベントを通じて、太陽系が完全に溶解する特徴的なタイムスケールはおよそ100Gyrです。したがって、私たちの分析は、太陽系の予想される動的寿命が宇宙の現在の年齢よりもはるかに長いことを示していますが、以前の推定よりも大幅に短いです。
惑星主導のスパイラルにおけるダストダイナミクス
環境。原始惑星系円盤は、散乱光、ALMA連続体、さらに最近ではCOガス放出とガス力学で観察されるスパイラル機能をホストすることが知られています。しかし、ガスとダストの渦巻きが同じ形態をトレースするかどうかは不明です。ねらい。ストークス数の関数としてのダストスパイラルの形態と振幅、およびガススパイラルとの違いを引き起こす基本的なメカニズムを研究します。次に、ガスのケプラー回転からの偏差をガスとダストの表面密度の摂動に関連付けるモデルを作成します。メソッド。ダストを実装したFARGO-3Dを使用してスパイラルを数値的に調査し、その後、半解析モデルを使用して結果を解釈します。このモデルは観測データでテストされ、連続体データに基づいてガス力学におけるスパイラルの摂動を予測します。結果。らせんのピッチ角は、ガスとダストの間で大きな違いはないことがわかります。ダストスパイラルの振幅は、ストークス数（St）とともに減少し、ダストがガスから分離されるにつれて、典型的なSt>0.1でフェードアウトし始めます。半分析モデルは、ガスからのダストの表面密度のスパイラルを正確かつ高速に表現します。TWHya速度残差マップでスパイラルを検出しました。これはこれまでに見られなかったものです。これは垂直速度の特徴であり、連続体ギャップにキンクがあり、99auの惑星の強力な証拠が得られます。結論。スパイラル内のダストの基礎となるダイナミクスの推定値を与えるモデルを構築しました。これは、スパイラルの惑星起源の証拠として機能し、ディスク内のストークス数のプローブになります。
小惑星の降着$ \ rm \、I \ hspace {-。1em} I \、$に対する原始惑星によって誘発された3次元ガス流の影響。向かい風体制
小石の降着は、惑星形成における主要な理論の1つです。小石と呼ばれる空気力学的に小さな粒子は、ガスの流れに大きく影響されます。原始惑星系円盤に埋め込まれた成長中の惑星は、3次元（3D）ガスの流れを引き起こします。私たちの以前の研究、論文Iでは、小石の降着の剪断レジームに焦点を当て、小石の降着に対する惑星誘導ガス流の影響を調査しました。論文Iでは、特に${\rmSt}\lesssim10^{-3}$（Stはストークス数）の場合、小石の降着が非摂動流の場合と比較して、惑星に誘導されたガス流では効率が悪いことがわかりました。。論文Iに続いて、小石の付着に対する惑星誘導ガス流の影響を調査します。ペーパーIには含まれていないガスの逆風を考慮します。この研究では、小石付着の逆風レジームに研究を拡張します。非等温で非粘性のサブケプラーガス円盤を想定して、無次元質量$m=R_{\rmBondi}/H$を持つ惑星を中心とする球形極グリッドで3D流体力学シミュレーションを実行します。ここで、$R_{\rmBondi}$と$H$は、ボンダイの半径とディスクスケールの高さです。次に、流体力学シミュレーションデータを使用して、小石の運動方程式を3Dで数値的に積分します。私たちの結果をディスク内の乱流の強さと小石のサイズの空間的多様性と組み合わせると、惑星誘導のガスの流れがまだ惑星形成の初期段階で小石の降着を可能にしていると結論付けます。惑星によって引き起こされるガス流による小石の付着の抑制は、惑星形成の後期、特に円盤の内側領域でのみ発生します。これは、外惑星の分布と太陽系の構造を説明するのに役立ちます。これらにはどちらも小さな内惑星と大きな外惑星があります。
大気中の宇宙生成トリチウム$ ^ 3 $ H生成の新しい完全3Dモデル（CRAC：3H）
| Title |
A_New_Full_3-D_Model_of_Cosmogenic_Tritium_$^3$H_Production_in_the_Atmosphere_(CRAC:3H) |
| Authors |
S._V._Poluianov,_G._A._Kovaltsov,_I._G._Usoskin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07700 |
大気中の宇宙線生成トリチウム（$^3$H）生成の新しいモデルが表示されます。モデルはCRAC（Cosmic-RayAtmosphericCascade）ファミリーに属し、CRAC：3Hという名前が付けられています。これは、Geant4ツールキットを使用した宇宙線誘導大気カスケードの完全なモンテカルロシミュレーションに基づいています。CRAC：3Hモデルは、一次入射宇宙線粒子の特定のエネルギースペクトルについて、任意の場所と時間でトリチウム生成を初めて計算できるようになり、陽子より重い粒子も初めて明示的に処理します。このモデルは、大気および水循環のトレーサーとして$^3$Hを使用するための便利なツールを提供します。モデルを実際に使用するための数値レシピを添付します。
Ioが日光から日食に移行したとき（2018年3月20日）、およびその逆（2018年9月2日および11日）のSO$_2$、SO、およびKClのALMA[AtacamaLarge（sub）MilliimeterArray]データから構築された1mmの観測を示します。）。3月20日と9月2日に火山噴煙の明らかな証拠があります。プルームはラインプロファイルを歪め、高速（$\gtrsim$500m/s）の翼と、ラインプロファイルの赤/青にシフトしたショルダーを引き起こします。日食の進入中、SO$_2$フラックス密度は指数関数的に低下し、大気は日光に再び出現したときに線形に再形成され、$\sim$10分後に「食後の明るさ」が現れました。SOの日食の減少と日光の増加はどちらもSO$_2$の場合よりも緩やかでしたが、SOがまったく減少しなかったという事実は、表面での自己反応が重要かつ高速であるという証拠であり、太陽光SO$_2$の光分解は、SOの主要な発生源です。ディスクに統合されたSO$_2$の太陽光線束密度は、日食よりも$\sim$2-3倍高く、火山源から大気へのおよそ30-50％の寄与を示しています。典型的なカラム密度と温度は、日光と日食の両方で$N\約（1.5\pm0.3）\回10^{16}$cm$^{-2}$と$T\約220-320$Kです。、ガスの部分的なカバレッジは日光よりも日食の2〜3分の1です。日食中に存在する低レベルのSO$_2$排出は、ステルス火山活動によって発生するか、SO$_2$雰囲気の完全な崩壊を妨げる非凝縮性ガスの層の証拠である可能性があります。異なる火山のマグマ溜りのメルトは、SOとSO$_2$が存在しないことを説明するために組成が異なる必要がありますが、ウルゲンパテラ上にKClが同時に存在しています。
地球惑星上の火山活動からの豊富な大気メタンは、ありそうになくて、そしてバイオシグネチャーとしてのメタンのケースを強化します
| Title |
Abundant_atmospheric_methane_from_volcanism_on_terrestrial_planets_is_unlikely_and_strengthens_the_case_for_methane_as_a_biosignature |
| Authors |
Nicholas_Wogan,_Joshua_Krissansen-Totton,_David_C._Catling |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07761 |
ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡などの望遠鏡ですぐに検出できる有望な太陽系外惑星のバイオシグネチャーとして、豊富なメタンと二酸化炭素の不均衡な組み合わせが提案されています。ただし、いくつかの研究では、非生物学的なCH4とCO2の可能性と関連する手がかりを探っています。ここでは、地球型惑星でのマグマ性火山ガス放出が熱力学モデルで大気CH4とCO2を生成できるかどうかを調査します。私たちのモデルは、火山が生物学的フラックスに匹敵するCH4フラックスを生成する可能性は低いことを示唆しています。火山が生物学的量のCH4を生成する可能性の低いケースでも、十分な一酸化炭素が生成されます。私たちは、光化学モデルを使用して、火山によって生成された非生物的CH4の存在量が多く、COの存在量が多いことを示します。これは、検出可能な偽陽性診断である可能性があります。概して、地球型惑星で非生物的CH4を生成する既知のメカニズムを考慮すると、CH4の存在量が現代の地球の生物学的CH4フラックスに匹敵する表面フラックスを示唆する場合、CO2を含む大気CH4の観測は生物学の存在なしでは説明するのが難しいと結論付けます。生命が大気中のCOをすぐに消費するため、COの量が少ないか無視できるほどCH4+CO2バイオシグネチャが強化されますが、火山ガスを減らすと、惑星の大気中にCOが蓄積する可能性があります。さらに、生命の起源に適した火山によって生成されたCH4に富む大気の難しさは、衝撃によって引き起こされる還元性大気などの代替案を支持する可能性があります。
金星の雲床で検出されたホスフィンを生成するために必要なバイオマスについて
$\sim20$ppbの金星の大気中のホスフィンの推定検出は、このガスが不確定な非生物的経路または生物学的プロセスのいずれかによって生成されていることを示唆しています。後者の可能性を検討し、観察されたホスフィンのフラックスを生成するために必要なバイオマスの量が妥当であるかどうかを調査します。単純なモデルで予測された典型的なバイオマス密度は、地球の空中生物圏の平均バイオマス密度よりも数桁低いことがわかります。小型宇宙船が金星の雲のデッキをサンプリングしてバイオマーカーを検索する方法について簡単に説明します。特定の弱く制約された変数とモデルのヒューリスティックな性質のため、ここに提示された結果は、十分に注意して表示する必要があります。
原始惑星のガスエンベロープ内の小石の輸送、破壊、成長
| Title |
Transport,_destruction_and_growth_of_pebbles_in_the_gas_envelope_of_a_protoplanet |
| Authors |
Anders_Johansen_(Lund_Observatory,_Lund_University,_GLOBE_Institute,_University_of_Copenhagen),_{\AA}ke_Nordlund_(Niels_Bohr_Institute,_University_of_Copenhagen) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07837 |
原始惑星系円盤で成長する原始惑星のガスエンベロープに付着した小石のサイズ進化を分析し、相対沈降速度と対流気体の動きによって引き起こされる衝突を考慮します。ペブル降着光度に基づく対流ガス速度の簡単な推定を使用すると、対流ガスの速度は、1mm未満のすべての粒子の沈降速度よりも速いことがわかります。これは、小石と小石の断片の両方が対流ガスの動きに強く影響され、大規模な対流セルによって原始惑星の表面に向かう方向と離れる方向の両方に輸送されることを意味します。侵食、物質移動、断片化の影響を考慮して、小石の特徴的なサイズを進化させる簡単なスキームを示します。最初の半径が1ミリメートルの小石を輸送するための対流セルの下向きの動きを含めて、原始惑星の表面近くで100ミクロンから1ミリメートルの小石サイズを見つけます。これらのサイズは一般に、対流のベースでの降着に適しています。それでも、星から遠い小さな原始惑星（>30AU）は、小石を10ミクロン未満のサイズにまで侵食します。そのような小さな破片が対流から分離し、原始惑星に付着することができるかどうかを決定するために、将来の流体力学的シミュレーションが必要になります。
| Title |
Dynamical_modelling_of_globular_clusters:_challenges_for_the_robust_determination_of_IMBH_candidates |
| Authors |
Francisco_I._Aros_(1,_2_and_3),_Anna_C._Sippel_(3),_Alessandra_Mastrobuono-Battisti_(4_and_3),_Abbas_Askar_(4),_Paolo_Bianchini_(5),_Glenn_van_de_Ven_(1_and_2)_((1)_Department_of_Astrophysics,_University_of_Vienna,_(2)_European_Southern_Observatory_(ESO),_(3)_Max_Planck_Institute_for_Astronomy,_(4)_Lund_Observatory,_Department_of_Astronomy_and_Theoretical_Physics,_(5)_Observatoire_Astronomique_de_Strasbourg,_Universit\'e_de_Strasbourg) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07275 |
天の川球状星団（GC）の中心に中間質量ブラックホール（IMBH）が存在するかどうかは、未解決の問題です。これは、動的モデリング方法の観察上の制限または制限によるものです。この作業では、後者について説明します。中央IMBHの有無にかかわらず、GCのハイエンドモンテカルロシミュレーションのサンプルを使用して、等速異方性と質量対光比を仮定した球対称ジーンズモデルの制限を調査します。この動的な方法は、観測で中央IMBHを識別するために最も広く使用されているモデリングアプローチの1つです。これらのモデルを使用すると、高質量IMBH（$M_{\rmIMBH}/M_{\rmGC}\sim4\％$）を使用して、シミュレーションで中央IMBHの質量を確実に識別して回復できます。同時に、IMBHがある場合とない場合の両方のソリューションとして、低質量IMBH（$M_{\rmIMBH}/M_{\rmGC}\sim0.3\％$）の存在を確認することは困難であることを示します採用された誤差範囲内で可能です。IMBHなしのシミュレーションでは、IMBHの特定の誤検出は検出されません。ただし、中央IMBHの存在を許容する上限を取得します。私たちのモデリングアプローチは高質量IMBHに対して信頼性があり、中央IMBHの誤った検出につながるようには見えませんが、低質量IMBHを確実に特定し、存在を確実に除外する感度がないと結論付けますIMBHがない場合。
高解像度の3D放射伝達モデリングV. M51相互作用ペアの詳細モデル
| Title |
High-resolution,_3D_radiative_transfer_modelling_V._A_detailed_model_of_the_M51_interacting_pair |
| Authors |
Angelos_Nersesian,_Sebastien_Viaene,_Ilse_De_Looze,_Maarten_Baes,_Emmanuel_M._Xilouris,_Matthew_W._L._Smith,_Simone_Bianchi,_Viviana_Casasola,_Letizia_P._Cassara,_Christopher_J._R._Clark,_Wouter_Dobbels,_Jacopo_Fritz,_Frederic_Galliano,_Suzanne_C._Madden,_Aleksandr_V._Mosenkov,_Ana_Trcka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07280 |
銀河のダスト加熱メカニズムを調査することで、内部のエネルギーバランスが銀河の進化をどのように促進するかをより深く理解できます。過去10年間、モンテカルロ法に基づく放射伝達シミュレーションは、拡散ダストを加熱するさまざまな恒星集団の役割を強調してきました。進行中の星形成による予想される加熱を超えて、より古い恒星の人口（>8Gyr）とAGNの両方が、拡散ダストの赤外線放射にエネルギーを与える可能性があります。ここでは、M51相互作用システムにおけるより小さな銀河NGC5195のような外部加熱源の放射が、その親銀河NGC5194の拡散ダストの加熱にどのように影響するか、またその逆がどのように影響するかを調べます。2つの銀河間のエネルギー交換を定量化するには、最先端のモンテカルロ放射伝達コードであるSKIRTを使用します。モデリングのために、2つの銀河間の中心間距離の想定距離は10kpcです。私たちのモデルはシステムのグローバルSEDを再現し、観測された画像と厳密に一致します。合計すると、複合システムの固有の恒星放射の40.7％がダストによって吸収されます。さらに、システム内のさまざまなダスト加熱源の寄与を定量化し、NGC5194の若い恒星の個体群が71.2％の全地球的加熱率を持つ主なダスト加熱剤であることを発見しました。残りの5.8％はNGC5195に起源があるのに対し、別の23％は同じ銀河のより古い恒星の人口によって提供されます。局所的には、NGC5195に近いNGC5194の領域は、後者の放射フィールドの影響を大きく受け、吸収されたエネルギーの割合は最大38％上昇します。NGC5195の寄与率は、NGC5194のディスクの周辺では、パーセンテージレベルを下回っています。伴銀河による拡散ダストの加熱が近くの相互作用システムで定量化されるのはこれが初めてです。
$ z> 3 $ NEar-infrared（MAGAZ3NE）の巨大な古代銀河の調査：初期宇宙における巨大な銀河の非常に急速な星形成と消光のタイムスケールの確認
| Title |
The_Massive_Ancient_Galaxies_At_$z>3$_NEar-infrared_(MAGAZ3NE)_Survey:_Confirmation_of_Extremely_Rapid_Star-Formation_and_Quenching_Timescales_for_Massive_Galaxies_in_the_Early_Universe |
| Authors |
Ben_Forrest,_Z._Cemile_Marsan,_Marianna_Annunziatella,_Gillian_Wilson,_Adam_Muzzin,_Danilo_Marchesini,_M._C._Cooper,_Jeffrey_C._C._Chan,_Ian_McConachie,_Percy_Gomez,_Erin_Kado-Fong,_Francesco_La_Barbera,_Daniel_Lange-Vagle,_Julie_Nantais,_Mario_Nonino,_Paolo_Saracco,_Mauro_Stefanon,_and_Remco_F._J._van_der_Burg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07281 |
Keck/MOSFIREを一部として使用してXMM-VIDEOおよびCOSMOS-UltraVISTAフィールドから赤方偏移z>3で恒星質量log（M_star/M_sun）>11の16の測光的に選択された銀河のサンプルの近赤外分光法による確認を提示します。MAGAZ3NE調査。8つの超大質量銀河（UMG）には、特定の星形成率（sSFR）<0.03Gyr-1があり、輝線はごくわずかです。別の7つのUMGは、アクティブな銀河核や星の形成と一致する輝線を示していますが、sSFRが1Gyr-1を超えるのは1つのUMGだけです。これらの銀河のモデル星形成履歴は、年間に数百から数千の太陽質量が形成されている間に、4<z<6の間に数百Myr持続時間の激しいバーストで星の大部分を形成したシステムを説明します。観測前のこれらの地層年代は1Gyr未満であり、Dn（4000）およびEW0（H\delta）の測定から得られた年代と一致しています。急速な消光はこれらのバースト的な星形成期間に続き、一般に観測前に350Myr未満で発生し、スターバースト後のSEDとサンプルの半分のスペクトルをもたらしました。急速な形成タイムスケールは、ALMAで観測された4<z<7のダストスターバーストで観測された極端な星形成率と一致しており、このようなダスト銀河がこれらのUMGの前駆細胞であることを示唆しています。そのような形成の歴史は以前の研究で示唆されてきましたが、ここで紹介された大きなサンプルは最も説得力のある証拠を示しますが、激しい宇宙形成とそれに続く急冷は、初期の宇宙における高質量銀河の標準であることはほぼ確実です。ここに提示されたUMGは、Ks=21.7よりも明るくなるように選択されており、このエポックで（より暗い）古い静止UMGさえ存在する可能性があるという興味深い可能性を高めています。
Lyman-alphaハローの物理的起源と支配的な放出メカニズム：MUSE観測と比較したTNG50シミュレーションの結果
| Title |
The_physical_origins_and_dominant_emission_mechanisms_of_Lyman-alpha_halos:_results_from_the_TNG50_simulation_in_comparison_to_MUSE_observations |
| Authors |
Chris_Byrohl,_Dylan_Nelson,_Christoph_Behrens,_Annalisa_Pillepich,_Lars_Hernquist,_Federico_Marinacci,_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07283 |
高い赤方偏移での銀河とクエーサーの周りの拡張ライマンアルファ放射は、現在、一般的に積み重ねや周囲の個々の銀河を通じて検出されています。サンプルの増加と表面輝度プロファイルによる広範な特性評価にもかかわらず、これらのライマンアルファハロー（LAH）の物理的な起源、および銀河、クエーサー、銀河系周囲のガス、およびその他の環境要因との関係は不明のままです。新しいLyman-alpha完全放射伝達コード\textsc{voroILTIS}からの結果を提示します。これは、宇宙流体力学シミュレーションの非構造化ボロノイ分割に直接実行されます。IllustrisTNGスイートの最高解像度の実行であるTNG50を使用して、赤方偏移$z=2$から$z=5$までのLAHをシミュレートし、$8.0の星形成銀河に焦点を当てています<\log_{10}{（M_\star/\rm{M}_\odot）}<10.5$。銀河の質量と赤方偏移の関数として、Ly$\alpha$の積み重ねられた放射状表面輝度プロファイルの予測を提示します。$z>3$でのMUSEUDFのデータとの比較により、有望なレベルの合意が明らかになっています。LAHサイズと中心輝度と銀河特性の相関を測定し、中間質量$8.5で\leq\log_{10}\left（M_\star/\rm{M}_\odot\right）\leq9.5$、LAHのサイズは$z=2$から$z=5$までおよそ2倍になります。最後に、プロファイルをさまざまなソースからの寄与に分解します。つまり、再結合と脱励起からの拡散発光、および星形成領域からの散乱光子です。シミュレーションでは、星形成領域からの再散乱光子が観測されたLAHの主要な発生源であることがわかります。予期せぬことに、大きな半径でのLAHプロファイルの平坦化は、拡散発光自体ではなく、近くのより大規模なハローから発生する光子によって支配されるようになることがわかりました。
$ z = 2 $でのHETDEX Ly $ \ alpha $エミッターとeBOSS QSOを含む宇宙3D
HIガスマップ：IGM-Galaxy / QSO接続と$ \ sim $ 40 Mpcスケールの巨大HIIバブル候補
| Title |
Cosmological_3D_HI_Gas_Map_with_HETDEX_Ly$\alpha$_Emitters_and_eBOSS_QSOs_at_$z=2$:_IGM-Galaxy/QSO_Connection_and_a_$\sim$_40-Mpc_Scale_Giant_HII_Bubble_Candidate |
| Authors |
Shiro_Mukae,_Masami_Ouchi,_Gary_J._Hill,_Karl_Gebhardt,_Erin_Mentuch_Cooper,_Donghui_Jeong,_Shun_Saito,_Maximilian_Fabricius,_Eric_Gawiser,_Robin_Ciardullo,_Daniel_Farrow,_Dustin_Davis,_Greg_Zeimann,_Steven_L._Finkelstein,_Caryl_Gronwall,_Chenxu_Liu,_Yechi_Zhang,_Chris_Byrohl,_Yoshiaki_Ono,_Donald_P._Schneider,_Matt_J._Jarvis,_Caitlin_M._Casey,_Ken_Mawatari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07285 |
選択された$z=2.1-2.5$でLy$\alpha$エミッター（LAE）とQSOによって追跡された銀河間媒質（IGM）における中性水素（HI）の宇宙（$30-400$Mpc）分布を提示します。進行中のホビー・エバリー望遠鏡暗黒エネルギー実験（HETDEX）とeBOSS調査のデータ。LAEとQSOの空間相関をHILy$\alpha$の森林吸収から再構築したHI断層撮影マップと、CLAMATO調査と本研究でそれぞれ得られた背景銀河とQSOのスペクトルで空間相関を調査します。QSOから遠い宇宙のボリュームでは、LAEはHIの吸収が強い領域、つまりHIが豊富な領域にあることがわかり、これは以前の銀河と背景のQSOペアの研究結果と一致しています。さらに、横方向および見通し距離のHI分布プロットには異方性があります。平均して、HI吸収ピークは、LAELy$\alpha$赤方偏移から$\sim200$kms$^{-1}$ブルーシフトし、Ly$\alpha$放射赤方偏移と銀河系の全身赤方偏移。巨大なHIIバブルの候補である$\sim$40MpcスケールのHI過少密度ボリュームを特定しました。ここで、6つのQSOとLAE過密度が$\left<z\right>=2.16$に存在します。QSOとLAEの高密度とHIの低密度の同時発生は、QSOの電離光子放射が、物質の高密度に複数の近接ゾーンの高度に電離されたボリュームを作成したことを示しています。私たちの結果は、QSOが銀河に出現したときに、高密度の銀河内のHIガスが高度に光イオン化されるという進化の絵を示唆しています。
MOSDEF調査：$ z = 0 $から$ z \ sim3.3 $への質量と金属の関係の進化
| Title |
The_MOSDEF_Survey:_The_Evolution_of_the_Mass-Metallicity_Relation_from_$z=0$_to_$z\sim3.3$ |
| Authors |
Ryan_L._Sanders,_Alice_E._Shapley,_Tucker_Jones,_Naveen_A._Reddy,_Mariska_Kriek,_Brian_Siana,_Alison_L._Coil,_Bahram_Mobasher,_Irene_Shivaei,_Romeel_Dav\'e,_Mojegan_Azadi,_Sedona_H._Price,_Gene_Leung,_William_R._Freeman,_Tara_Fetherolf,_Laura_de_Groot,_Tom_Zick,_and_Guillermo_Barro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07292 |
$z=0-3.3$の範囲で$z\sim2.3$の$\sim300$銀河と$zの$\sim150$銀河のサンプルを使用して、銀河の気相金属性（O/H）の進化を調査しますMOSDEF調査の\sim3.3$。この分析では、$z\sim0$と$z>1$で異なる金属量のキャリブレーションを使用して、ISM状態の変化を説明します。$z\sim2.3$と$z\sim3.3$で、O/Hと恒星の質量（$M_*$）の間に有意な相関関係が見られます。質量と金属の関係の低質量べき乗則勾配は$z=0-3.3$にわたって著しく不変であり、この範囲内のすべての赤方偏移で$\textrm{O/H}\proptoM_*^{0.30}$になります。。固定$M_*$では、dlog（O/H）/d$z=-0.11\pm0.02$のように、赤方偏移が増加するにつれてO/Hが減少します。$M_*$、O/H、および星形成率（SFR）の間の基本的な金属関係が$z\sim3.3$に進化し、銀河が$z\sim2.3-3.3$にあるという証拠は見つかりません$M_*$と平均してSFRで一致するローカル銀河の0.04〜dex内にO/Hがある。銀河流出の質量と金属の負荷因子に制約を課すために、分析化学進化モデルを採用しています。金属除去の効率は、固定赤方偏移では$M_*$が低くなるほど高くなり、固定$M_*$では赤方偏移が高くなります。これらのモデルは、質量と金属の関係の勾配が、$M_*$の関数としてのガス分率の変化によってではなく、$M_*$による流出の金属負荷係数のスケーリングによって設定されることを示唆しています。赤方偏移の増加に伴う固定$M_*$でのより低いO/Hへの進化は、より高いガス分率（ISM金属のより強い希釈をもたらす）とより高い金属除去効率の両方によって推進され、モデルは両方の効果が観測にほぼ等しく寄与することを示唆しています進化。これらの結果は、ガスの流れと星の形成を介した銀河の滑らかなバリオン成長を支配するプロセスが、少なくとも過去12〜Gyrで同じ形を保っていることを示唆しています。
セイファート、ライナー、スターバースト銀河の$ Herschel $ / PACS OH分光法
| Title |
$Herschel$/PACS_OH_Spectroscopy_of_Seyfert,_LINER,_and_Starburst_Galaxies |
| Authors |
Jordan_N._Runco,_Matthew_A._Malkan,_Juan_Antonio_Fern\'andez-Ontiveros,_Luigi_Spinoglio,_Miguel_Pereira-Santaella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07293 |
ローカル178個のOHダブレット65$\mu$m、71$\mu$m、79$\mu$m、84$\mu$m、119$\mu$m、および163$\mu$mを調査しました（0<$z$<0.35）銀河。それらは、セイファート銀河、ライナー、星形成銀河を含む$Herschel$/PACS分光計を使用して観測されました。これらのダブレットは、吸収（OH71）、主に吸収（OH65、OH84）、主に放出（OH79）、放出（OH163）、および両方のほぼ均一な混合（OH119）でのみ観察されます。19の銀河では、OHダブレットにP-Cygniまたは逆P-Cygniラインプロファイルが見られます。いくつかの銀河観測量を使用して、スペクトル分類、中央のAGN/スターバーストコンポーネントの明るさ、および放射場の強度を調べます。OH79、OH119、およびOH163は、明るくぼやけていないAGNに対して強い放射を表示する可能性が高いことがわかります。あまり明るくない、あいまいなAGNおよび非アクティブな銀河の場合、強い吸収（OH119）、弱い放出（OH163）、および弱い放出と弱い吸収（OH79）の混合の母集団を見つけます。OH65、OH71およびOH84の場合、上記のオブザーバブルとの有意な相関関係は見つかりません。OH79とOH119の関係は、9.7$\mu$mのシリケート機能とBalmer減少ダスト消光トレーサーの両方で見られます。この場合、ダストが多くなると、放出が弱まり、吸収が強くなります。観測されたOHダブレットの発光の起源について、衝突励起によるものか、赤外線光子による放射ポンピングによるものかを説明します。
最高$ z \ sim 6 $のCANDELS GOODSフィールドにおける銀河の表面輝度の進化：高z銀河はユニークであるか、検出されないままです
| Title |
Surface_Brightness_Evolution_of_Galaxies_in_the_CANDELS_GOODS_Fields_up_to_$z_\sim_6$:_High-z_Galaxies_are_Unique_or_Remain_Undetected |
| Authors |
Amy_Whitney,_Christopher_Conselice,_Kenneth_Duncan,_Lee_Spitler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07295 |
さまざまなディープハッブル宇宙望遠鏡の画像を使用して、最大$z\sim6$までの銀河のレストフレーム紫外線（UV、$\lambda\sim2000$\AA）表面輝度（SB）の進化を調査します。UVSBは、主に若い星からの放射密度の尺度であり、星形成率、初期質量関数、冷ガス質量密度、ダスト減衰、および銀河のサイズ進化の未知の組み合わせと相関しています。物理的効果に加えて、SBは、マグニチュードとは異なり、銀河の検出可能性を決定するより直接的な方法です。$（1+z）^{3}$として減少し、$z=6$から$z=の間で4-5magarcsec$^{-2}$減少する、固有のSB分布に非常に強い進化が見られます1$。この変化は、UV光度、サイズ、またはダストの消滅の進化の観点から予想よりもはるかに大きく、この進化は「不自然」であり、選択の偏りによるものであることを示しています。また、質量とUVSBの間に強い相関関係はありません。したがって、ディープHSTイメージングでは、遠方の宇宙で最も巨大な銀河をすべて発見することはできません。シミュレーションにより、$z=2$で検出できる銀河の$\sim15$\％のみが高$z$で検出されることを示しています。さらに、固有のSBと星形成率の関係を調べることにより、高$z$での高SB銀河の考えられる起源を探ります。超高SB銀河は、非常にガスに富んだ高密度銀河によって生成されていると結論付けています。これらの銀河は、おそらく合併によって生成された、進化の独特の段階にあります。そのような銀河の類似体は、比較的近くの宇宙には存在しません。
AstroSat UVITによるM31のチャンドラX線源の検出
2017年から19年にかけて、AstroSat天文台に搭載されたUVIT装置を使用して、M31の紫外線調査が行われました。ここでは、M31UVITソースカタログ（Leahyetal。2020）とChandraソースカタログ（Vulicetal。2016）を一致させます。さまざまな数のUVバンドとX線バンドで検出された67のUVIT/Chandraソースが見つかりました。UVおよびX線測光は、powerlawモデルと黒体モデルを使用して分析されます。X線タイプには、15個のLMXBと5個のAGNが含まれます。星、星団、およびその他のソースタイプのカタログとの相互一致により、次の結果が得られます。UVIT/Chandraソースの20はM31球状星団と一致し、9は前景星と一致します。チャンドラの外側の半径が1アーク秒に一致しますが、球状星団3つと前景星2つがUVITソースの位置と一致しています。球状星団に関連するUVIT/ChandraソースのUV放射は、X線ソースからではなく、青い水平分岐星からの放射と一致しています。球状星団のLMXBは、M31で最も明るい球状星団の1つです。恒星の進化の軌跡との比較から、UV黒体温度が高いUVIT/Chandraソースは、大規模な（10〜30M$_{\odot}$）星と一致していることがわかりますM31で。
銀河中心雲に向かう硫黄と炭素の同位体
| Title |
Sulphur_and_carbon_isotopes_towards_Galactic_centre_clouds |
| Authors |
P._K._Humire,_V._Thiel,_C._Henkel,_A._Belloche,_J.-C._Loison,_T._Pillai,_D._Riquelme,_V._Wakelam,_N._Langer,_A._Hern\'andez-G\'omez,_R._Mauersberger,_and_K._M._Menten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07306 |
同位体比の測定は、恒星の元素合成と化学進化に関する情報を得るために使用される敏感な手法です。銀河の中心部の星間媒質における炭素と硫黄の存在量の測定値を示します。選択されたターゲットは+50km/sの雲といくつかのl.o.sです。SgrB2（N）に向かう雲。+50km/sの雲に向かって、CS、C34S、13CS、C33S、および13C34SのJ=2-1回転遷移と、IRAM-30m望遠鏡を使用してCSおよびC34SのJ=3-2遷移を観察しました。同様に、APEX12m望遠鏡によるC34Sおよび13CSのJ=6-5遷移、すべて発光中。CS、C34S、13CS、および13C34SのJ=2-1回転遷移は、ALMAを使用してSgrB2（N）のエンベロープで観察され、CSおよびC34Sの回転遷移もl.o.sで観察されました。SgrB2（N）に向かう雲、すべて吸収。+50km/sの雲では、12C13Cの同位体比が約22.1であり、13CS/C34Sのライン強度比を測定すると、32S/34Sの比は16.3+3.0-2.4になります。また、2つのアイソトポログ13CSと13C34Sからより直接的に32S/34S同位体比を導き出します。これにより、+50km/sの雲とSgrB2（N）、それぞれ。また、+50km/sの雲では、34S/33S比が約4.3になります。以前の研究では、銀河中心に近づくと32S/34S同位体比の減少傾向が観察されました。私たちの結果は、少なくとも130-30+60pcのガラクトセントリック距離でこの傾向が終了することを示しています。これは、12C/13C、14N/15N、および18O/17Oの同位体比に基づく調査結果とは異なり、上記の傾向は中央の分子ゾーンまで続くことが観察されています。これは、最近の金属性勾配の研究と同じ行で、銀河中心での大規模な星の生成の減少を示し、銀河および恒星進化モデルとの比較に向けた研究を開きます。
BHBスター距離スケールと銀河中心までのハロー運動距離のキャリブレーション
| Title |
Calibrating_the_BHB_Star_Distance_Scale_and_the_Halo_Kinematic_Distance_to_the_Galactic_Centre |
| Authors |
N.D.Utkin_and_A.K.Dambis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07316 |
ハローオブジェクトの運動学に基づいて銀河中心までの距離の最初の決定を報告します。Xueらによってコンパイルされた〜2500のBlueHorizontalBranch（BHB）星のサンプルに統計視差手法を適用します。（2011）それらの著者によって報告されたBHB星の測光距離とR0=8.2+/-0.6kpcを見つけるための銀河中心までの距離に同時に補正係数を制約します。また、銀河の回転方向にあるBHB星のサンプルの平均速度V0=-240+/-4km/sは、ハローRRLyraeの対応する速度よりも絶対値で約20km/s大きいことがわかります。星型（V0=-222+/-4km/s）を6〜18kpcのガラクトセントリック距離間隔で入力します。一方、BHBサンプルの合計（シグマV）および動径（シグマr）速度分散は、ハローRRLyrae型変数の速度分散楕円体の対応するパラメーターより約40〜45km/s。ハローBHB星の速度分散テンソルは、RRLyrae型変数の対応するテンソルよりも異方性が著しく低いことが証明されました。対応する異方性パラメーターの値は、beta（BHB）=0.51+/-0.02およびbeta（RR）=0.71+と等しくなります。/-0.03、それぞれ。
EAGLEシミュレーションの宇宙ウェブにおける銀河特性
| Title |
Galaxy_properties_in_the_cosmic_web_of_EAGLE_simulation |
| Authors |
Wenxiao_Xu,_Qi_Guo,_Haonan_Zheng,_Liang_Gao,_Cedric_Lacey,_Qing_Gu,_Shihong_Liao,_Shi_Shao,_Tianxiang_Mao,_Tianchi_Zhang_and_Xuelei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07394 |
最新の流体力学的シミュレーションを使用して、宇宙のウェブ環境に対する銀河の特性の依存性を調査します：銀河とその環境の進化とアセンブリ（EAGLE）。ハローのバリオン率と銀河の光度関数の振幅は、ノットからフィラメント、シート、ボイドへと減少します。興味深いことに、L$^*$の値は、さまざまな宇宙Web環境で劇的に変化します。z=0で、$10^{12}h^{-1}\rmM_{\odot}$の特徴的なハロー質量が見つかります。これを下回ると、恒星とハローの質量比はノットで高くなり、それを超えると逆。この特定のハロー質量は、$1.8\times10^{10}h^{-1}\rmM_{\odot}$の特徴的な恒星質量に対応します。特徴的な恒星質量の下では、中心銀河は、フィラメント、シート、およびボイドよりも、色が赤く、sSFRが低く、ノットの金属性が高くなります。一方、この特徴的な恒星質量を超えると、宇宙のウェブ環境依存性が逆転または消失します。このような依存は、アクティブな銀河の割合がボイド、シート、フィラメント、ノットに沿って減少するという事実に起因する可能性があります。宇宙のウェブ依存性は、ガスの金属性と恒星の質量の関係を除いて、探索されたほとんどの銀河の特性とスケーリングの関係で、より高い赤方偏移に向かって弱くなります。
クラスIメタノールメーザーに関連する凝集塊の物理的パラメーター
| Title |
The_physical_parameters_of_clumps_associated_with_class_I_methanol_masers |
| Authors |
D._A._Ladeyschikov,_J._S._Urquhart,_A._M._Sobolev,_S._L._Breen,_O._S._Bayandina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07474 |
ATLASGAL調査から、クラスIのメタノールメーザーと冷たいダストの集まりとの関連についての研究を紹介します。クラスIのメタノールメーザーのほぼ100\％が、ATLASGALコンパクトソースカタログにリストされているオブジェクトに関連付けられていることがわかりました。95/44GHzメタノールメーザーに関連するATLASGALソースのux密度、光度、数、列密度、および温度分布には、95GHzメタノールメーザーがないATLASGALソースと比較して、統計的に有意な差があります。メーザーは、ATLASGALクランプの完全なサンプルと、以前にメタノールメーザーを検索したが検出されなかった位置とクロスマッチングされたATLASGALソースのサンプルの両方と比較して、密度、光度、温度が高いクランプで発生する傾向があります。ATLASGALクランプのピーク位置と、関連するクラスIおよびIIのメタノールメーザーの干渉位置を比較すると、クラスIメーザーは一般に、クラスIIメーザーよりもサブミリメートルのピーク放出から物理的に大きな距離にあることがわかります。ATLASGALソースとクラスIメタノールメーザー間の密接な関連は、これらのメーザーのポンプの状態とそれらが出現する進化の段階を理解するためのリンクとして使用できると結論付けます。
星間複合多環芳香族炭化水素の形成：脱水素ベンゼンの分子動力学シミュレーションからの洞察
| Title |
Formation_of_interstellar_complex_polycyclic_aromatic_hydrocarbons:_Insights_from_molecular_dynamics_simulations_of_dehydrogenated_benzene |
| Authors |
Meriem_Hanine,_Zhisen_Meng,_Shiru_Lu,_Peng_Xie,_Sylvain_Picaud,_Michel_Devel_and_Zhao_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07488 |
小さな有機分子は、複雑な星間多環式芳香族炭化水素（PAH）を形成するためのビルディングブロックを提供すると考えられています。ただし、基になる化学メカニズムは、特に星間塵の役割に関しては不明なままです。分子動力学を使用して、気相またはタマネギのようなカーボンナノ粒子（NP）の表面での脱水素化ベンゼン分子間の化学反応をシミュレートします。この反応により、複雑な構造のPAHが形成されます。形成された分子のサイズは、800Kまでの温度上昇に伴って大まかに増加し、脱水素化のレベルと相関していることがわかります。形態解析は、高温で最大32個の炭素原子を含む大きなリングの形成を特徴としています。密度汎関数理論（DFT）計算は、基本的なエネルギー反応経路を検索するために実行されます。DFTの結果は、反応性と脱水素化レベルの間の相関関係、および安定したC-8リングの形成を定量的に確認します。さらに、NP表面に形成されたナノ構造は、星間フラーレンとカーボンオニオンのレイヤーバイレイヤー形成メカニズムの可能性を示しています。
HETDEXパイロット調査で観測されたローカルの星形成銀河の再訪
ホビー-エバーリー望遠鏡暗黒エネルギー実験（HETDEX）のパイロット調査中にローカル（$z<0.15$）の星形成銀河で得られたデータを再分析しました-HETDEXパイロット調査（HPS）と呼ばれる---積分フィールドユニットスペクトログラフを使用し、$\sim5500$\unicode{x212B}$の解像度で$\sim3500-5800$$\unicode{x212B}$をカバーします。以前の研究のベイジアン分析スキームに従って、ガスの金属性$12+\text{log（O/H）}$を新たに決定しましたが、強線校正の不確実性を慎重に扱い、模擬データで再現性テストを実行しました、およびマルコフチェーンモンテカルロ（MCMC）サンプリングの収束の監視。模擬データのテストから、金属質は入力値を1以内に回復できるものの、星雲輝線の色の超過$E（BV）$は2-$\sigma$以上の過大評価される可能性があることがわかりました-$\sigma$。HPSデータの新しい金属量の推定は、十分に収束したMCMCサンプル（有効サンプルサイズ$>$2000）からのものであり、以前の推定よりも$\sim$2-$\sigma$高くなっています。HPSデータを使用して、MCMCサンプリングの統計精度が収束監視なしで実行した場合、反復開始近くの精度と同じぐらい低くなる可能性があることも示しました。$E（B-V）$の過大評価は、以前の調査での星形成率（SFR）の過大評価を示しており、5倍になることもあります。この発見は、質量SFR平面内の銀河の位置に基づいた、これまでに知られていない銀河集団の以前の提案を損なうものです。H${\beta}$-H${\gamma}$またはH${\alpha}$-H${\beta}$ラインペアを使用した$E（BV）$の独立した決定が理想的であることがわかりました今後のHETDEXデータの分析用ですが、追加のコストが必要です。
客観的なセグメンテーション品質基準を使用したソース抽出ツールの最適化と比較
| Title |
Optimising_and_comparing_source_extraction_tools_using_objective_segmentation_quality_criteria |
| Authors |
Caroline_Haigh_(1),_Nushkia_Chamba_(2,3),_Aku_Venhola_(4,5),_Reynier_Peletier_(4),_Lars_Doorenbos_(1),_Matthew_Watkins_(1)_and_Michael_H._F._Wilkinson_(1)_((1)_Bernoulli_Institute_for_Mathematics,_Computer_Science_and_Artificial_Intelligence,_Groningen,_Netherlands,_(2)_Instituto_de_Astrof\'i_sica_de_Canarias,_Tenerife,_Spain,_(3)_Departamento_de_Astrof\'i_sica,_Universidad_de_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(4)_Kapteyn_Astronomical_Institute,_Groningen,_Netherlands,_(5)_Space_Physics_and_Astronomy_Research_Unit,_University_of_Oulu,_Finland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07586 |
天文画像調査の規模、深さ、および解像度の増加に伴い、画像からの天文源の高精度自動検出および抽出の必要性が高まっています。これは、客観的な品質基準と、これらのソフトウェアツールのパラメーター設定を最適化する自動化された方法が必要であることも意味します。このタスクを実行するために開発されたいくつかのツール、つまりSExtractor、ProFound、NoiseChisel、MTObjectsの比較を示します。特に、検出が困難な状況での性能評価に焦点を当てています。たとえば、かすかな銀河や拡散銀河などです。ストリームなどの拡張構造。明るい光源に近いオブジェクト。さらに、上記のツールのパラメーターを最適化する自動化手法を開発します。精度、再現率、およびソースの正しく識別された領域の新しいメジャーに基づいて、4つの異なる客観的セグメンテーション品質メジャーを提示します。ベイズ最適化を使用して、グラウンドトゥルースがわかっているシミュレーションデータの4つのツールそれぞれの最適なパラメーター設定を見つけます。トレーニング後、ツールは同様のシミュレーションデータでテストされ、パフォーマンスのベースラインが提供されます。次に、2つの異なる調査から得られた実際の天文画像のツールパフォーマンスを定性的に評価します。エリアが無視された場合、4つのツールはすべて、ほぼ同じレベルの検出の完全性を実現できますが、NoiseChiselとMTObjectsのみが、オブジェクトのかすかな周辺を特定できると判断しました。MTObjectsは、4つの品質基準すべてのすべてのテストで最高のスコアを生成しますが、SExtractorは最高の速度を取得します。現在の形式での大規模な自動セグメンテーションに適した速度と精度を持つツールはありません。
チオホルムアミドのミリ波およびサブミリ波分光法とSgr B2（N）に向けた星間探索
| Title |
Millimeter-_and_submillimeter-wave_spectroscopy_of_thioformamide_and_interstellar_search_toward_Sgr_B2(N) |
| Authors |
R._A._Motiyenko,_A._Belloche,_R._T._Garrod,_L._Margul\`es,_H._S._P._M\"uller,_K._M._Menten,_and_J.-C._Guillemin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07592 |
チオホルムアミドNH2CHSは、ホルムアミドNH2CHOの硫黄含有類似体です。後者は、1970年代に星間媒体で検出されました。星間媒体で検出される硫黄含有分子のほとんどは、対応する酸素含有化合物の類似体です。したがって、チオホルムアミドは、星間媒体での探索の興味深い候補です。Lille分光計を使用して、150〜660GHzの周波数範囲でチオホルムアミドの回転スペクトルを測定および分析しました。Atacamaラージミリ/サブミリアレイ（ALMA）で実行されたReMoCAスペクトル線調査を使用して、高質量星形成領域射手座（Sgr）B2（N）に向けてチオホルムアミドを検索しました。正確な回転定数は、チオホルムアミドの親、34S、13C、および15Nの単一置換同位体種の基底状態の分析から得られました。親アイソトポログの場合、最低の2つの励起振動状態v12=1およびv9=1は、コリオリの結合を考慮したモデルを使用して分析されました。チオホルムアミドは、ホットコアSgrB2（N1S）およびSgrB2（N2）に向かって検出されませんでした。敏感な上限は、チオホルムアミドがホルムアミドよりも少なくとも3桁少ないことを示しています。これは、メタンチオールとは著しく異なります。メタンチオールは、両方の発生源でメタノールよりも2桁程度少ないだけです。メタンチオール対チオホルムアミドによって示される異なる動作は、CSの存在量が低下している遅い時間と低温で後者（粒子上）が優先的に形成されることによって引き起こされる可能性があります。HCSラジカルはこれらの条件下では容易に利用できないため、これによりチオホルムアミドとホルムアミドの比率が低下します。
TMC-1でのHC4NCの発見：HC3N、HC5N、およびHC7Nの異性体の研究
| Title |
Discovery_of_HC4NC_in_TMC-1:_A_study_of_the_isomers_of_HC3N,_HC5N,_and_HC7N |
| Authors |
J._Cernicharo,_N._Marcelino,_M._Agundez,_C._Bermudez,_C._Cabezas,_B._Tercero,_and_J._R._Pardo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07686 |
Yebes40m電波望遠鏡で行われたTMC-1およびIRC+10216でのシアノポリインHC3N、HC5N、およびHC7Nのイソシアノ異性体の研究を紹介します。この研究により、TMC-1でのHCCCCNCの検出を宇宙で初めて報告し、同じソースでのHC6NCに上限を与えることができました。さらに、HCCNCとHNCCCの重水素化アイソトポローグが検出され、同時にHCCNCのすべての13C置換も検出されました。HC3NとHC5Nの存在比は、異性体とともに、TMC-1とIRC+10216で大きく異なります。つまり、N（HC5N）/N（HC4NC）はそれぞれ300と>2100です。シアノポリインの準安定異性体の化学について、最も可能性の高い形成経路の観点から、および異なるソース間の観測的な存在比を比較することにより、議論します。
銀河流出における衝撃波とマルチクラウドの相互作用-I.対数正規密度分布のクラウドレイヤー
| Title |
Shock-multicloud_interactions_in_galactic_outflows_--_I._Cloud_layers_with_log-normal_density_distributions |
| Authors |
Wladimir_Banda-Barrag\'an,_Marcus_Br\"uggen,_Christoph_Federrath,_Alexander_Y._Wagner,_Evan_Scannapieco,_J'Neil_Cottle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07718 |
フラクタルマルチクラウドレイヤーと相互作用する衝撃（${\calM_{\rmshock}}\geq4$）の3次元流体力学シミュレーションを報告します。衝撃波マルチクラウドシステムの進化は、4つの段階で構成されます：反射および屈折衝撃が発生する衝撃波分裂段階、前方衝撃が雲物質を圧縮する圧縮段階、内部の加熱と衝撃波の再加速によって引き起こされる膨張段階、およびせん断不安定性が乱流を生成する混合フェーズ。狭い（$\sigma_{\rho}=1.9\bar{\rho}$）および広い（$\sigma_{\rho}=5.9\bar{\rho}$）対数正規密度分布特性を持つマルチクラウドレイヤーを比較しますソレノイドモードと圧縮モードによって駆動されるマッハ$\約5$の超音速乱流。私たちのシミュレーションは、流出する雲のマテリアルに、そのネイティブ環境の密度構造の痕跡が含まれていることを示しています。マルチクラウドシステムのダイナミクスとディスラプションは、レイヤー内の多孔度とクラウドレットの数に依存します。「ソレノイド」層は、より多孔性の「圧縮」層よりも混合が少なく、乱流が少なく、加速が速く、より密着した混合ガスシェルを形成します。同様に、クラウドレットの数が多いマルチクラウドシステムでは、シールド効果によって混合が抑制され、運動量の伝達が向上します。拡散混合ガスの大量負荷はすべてのモデルで効率的ですが、直接高密度ガスの同伴は非常に非効率的です。濃いガスは圧縮雲の中でしか生き残れませんが、低速です。衝撃通過時間に関して正規化すると、進化は衝撃マッハ数$\geq10$とさまざまな雲生成シードの不変性を示し、マッハ数が低く雲層が薄い場合はスケーリングがわずかに弱くなります。マルチクラウドシステムは、シングルクラウドシステムよりも優れた収束特性も備えており、クラウド半径あたり$8$セルの解像度で全体のダイナミクスをキャプチャするのに十分です。
高赤方偏移の弱い輝線クエーサーの性質を探る：スターバーストのホスト銀河を持つ若いクエーサー
| Title |
Probing_the_Nature_of_High_Redshift_Weak_Emission_Line_Quasars:_A_Young_Quasar_with_a_Starburst_Host_Galaxy |
| Authors |
Irham_Taufik_Andika,_Knud_Jahnke,_Masafusa_Onoue,_Eduardo_Ba\~nados,_Chiara_Mazzucchelli,_Mladen_Novak,_Anna-Christina_Eilers,_Bram_P._Venemans,_Jan-Torge_Schindler,_Fabian_Walter,_Marcel_Neeleman,_Robert_A._Simcoe,_Roberto_Decarli,_Emanuele_Paolo_Farina,_Victor_Marian,_Antonio_Pensabene,_Thomas_M._Cooper_and_Alejandra_F._Rojas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07784 |
$z=6.3401$での極端な星形成率を持つ弱い輝線クエーサーであるPSOJ083.8371+11.8482の発見を提示します。このクエーサーは、Pan-STARRS1、UHS、およびunWISE測光データから選択されました。Gemini/GNIRS分光法のフォローアップは、MgIIベースのブラックホール質量が$M_\mathrm{BH}=\left（2.0^{+0.7}_{-0.4}\right）\times10^9〜M_\odot$であることを示していますそして$L_\mathrm{bol}/L_\mathrm{Edd}=0.5^{+0.1}_{-0.2}$のエディントン比は、$z\gtrsim6$での超大質量ブラックホール（SMBH）のアクティブな降格と一致しています。。HSTイメージングは、レンズのブーストに強い制約を課し、見かけの放射に関連する影響を示しません。クエーサーは、追加の放出成分のない純粋な点源としても観測されます。広域領域（BLR）の放射は本質的に弱く、介在する吸収体によって引き起こされる可能性はほとんどありません。EW（Ly$\alpha$+NV）$=5.7\pm0.7$オングストローム、EW（CIV）$\leq5.8$オングストローム（3シグマの上限）、およびEW（MgII）$=8.7\pm0.7$オングストローム。小さな近接ゾーンサイズ（$R_\mathrm{p}=1.2\pm0.4$pMpc）は、最後のクエーサーから$t_\mathrm{Q}=10^{3.4\pm0.7}$年の寿命しかないことを示しますフェーズ点火。ALMAは、緩やかな速度勾配で拡張[CII]放出を示しています。推定された遠赤外光度（$L_\mathrm{FIR}=（1.2\pm0.1）\times10^{13}\、L_\odot$）は、$z\gtrsim6にあるすべての既知のクエーサーホストの中で最も高い光度の1つです$。ダストと[CII]の放出は、SFR$=900-4900〜M_\odot\、\mathrm{yr^{-1}}$の星形成率に制約を課し、超発光赤外線銀河のそれに似ています。観測されたクエーサーの寿命とBLR形成のタイムスケールを考慮すると、クエーサースペクトルの弱い線のプロファイルは、重力レンズ効果によるコンティニュームブースティングやスーパーエディントン降着によるソフトコンティニュームではなく、まだ完全には形成されていないBLRが原因である可能性が高いです。
銀河系媒質中のガス質量流量と金属性の角度依存性の予測
| Title |
Predictions_for_the_Angular_Dependence_of_Gas_Mass_Flow_Rate_and_Metallicity_in_the_Circumgalactic_Medium |
| Authors |
Celine_Peroux_(1,2),_Dylan_Nelson_(3),_Freeke_van_de_Voort_(4),_Annalisa_Pillepich_(5),_Federico_Marinacci_(6),_Mark_Vogelsberger_(7),_Lars_Hernquist_(8)_((1)_ESO,_Garching,_Germany,_(2)_Laboratoire_d'Astrophysique_de_Marseille,_France,_(3)_MPA,_Garching,_Germany,_(4)_Cardiff,_UK,_(5)_MPIA,_Heidelberg,_Germnay_(6)_University_of_Bologna,_Italy,_(7)_MIT,_Cambridge,_USA,_(8)_Harvard-Smithsonian_Center_for_Astrophysics,_Cambridge,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07809 |
宇宙流体力学シミュレーションを使用して、角配向の関数としての星形成銀河の銀河系周囲の媒体（CGM）内のガスの物理的特性を調べます。IllustrisTNGプロジェクトのTNG50とEAGLEシミュレーションを利用して、CGMガスの観測可能な特性が、中心銀河に対する地球中心の角度として定義される方位角と相関していることを示します。両方のシミュレーションは、方位角による流量方向の強い変調を予測する上で非常によく一致しています。流入は銀河の主軸に沿ってより大きく、流出は副軸に沿って最も強くなります。絶対速度は、より高い（log（M_*/M_sun）〜10.5）恒星質量銀河で顕著に大きく、log（M_*/M_sun）のM^dot<1M_sun/yr/srと比べて桁違いです。9.5オブジェクト。数値モデルと物理モデルが異なるにもかかわらず、TNG50とEAGLEはどちらも、CGMの平均金属性は銀河の短軸と長軸に沿って高いと予測しています。角度信号は、z<1で、広範囲の銀河恒星質量8.5<log（M_*/M_sun）<10.5にわたってロバストです。この方位角依存性は、大きな衝撃パラメーターb>100kpcで特に明確です。私たちの結果は、多数の混合プロセスにもかかわらず、CGM金属性の明確な角度依存性があるグローバルな全体像を示しています。これらの期待と比較できる将来の大規模な調査プログラムの予測を行います。確かに、CGMガスの運動学、空間分布、および金属含有量を特徴付けることは、銀河とその周囲の環境の間の質量、金属、およびエネルギーの交換を完全に理解するための鍵となります。
Gaia DR2の天文学的な過剰ノイズとX線放出バイナリの検索
| Title |
Astrometric_excess_noise_in_Gaia_DR2_and_the_search_for_X-ray_emitting_binaries |
| Authors |
Poshak_Gandhi,_David_A.H._Buckley,_Phil_Charles,_Simon_Hodgkin,_Simone_Scaringi,_Christian_Knigge,_Anjali_Rao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07277 |
視差と適切な動きを超える天文学のノイズは、バイナリスターシステムの個々のコンポーネントの軌道の揺れの兆候である可能性があります。X線選択と天文学のノイズの組み合わせは、降着するバイナリを識別するための強力なツールとなります。ここでは、既知および候補のX線バイナリ（XRB）に期待されるパラメーター空間での天文学ノイズの有意な値を持つ銀河源のGaiaDR2カタログをマイニングします。私たちのサンプルとChandraSourceCatalogCSC2.0を相互に一致させると、最初のGaiaサンプルの約0.04％を占める、過剰なノイズが大きい1,500個のX線ソースのプライマリサンプルが返されます。対照的に、余分なノイズが少ない対照サンプルで一致するX線源の割合は、約7分の1になります。主なサンプルは、カラーマグスペースの制御オブジェクトよりもはるかにメインシーケンスから分岐し、銀河の緯度に関して明確な空間分布を示し、Halpha過剰でより多くのオブジェクトと、より大きなX線対光フラックス比を備えています。既知のバイナリ、変数、および若い恒星オブジェクトクラスタイプの割合が高くなっています。ただし、既知のシステムパラメータを持つ個々のXRBの場合、特に小さなウォブルの場合、過剰なノイズが予想を超える可能性があります。現在、そのようなシステムで観測されたノイズは、他の要因（態度やモデリングの不確実性、およびソースの変動性）が支配的である可能性があります。したがって、確認は将来のGaiaリリースを待つ必要があります。完全なChandra/Gaia対応カタログがここにリリースされ、従来のフォローアップが可能になります。
| Title |
Polarized_kilonovae_from_black_hole-neutron_star_mergers |
| Authors |
M._Bulla,_K._Kyutoku,_M._Tanaka,_S._Covino,_J._R._Bruten,_T._Matsumoto,_J._R._Maund,_V._Testa_and_K._Wiersema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07279 |
ブラックホールと中性子星の融合に続く、放射能を動力源とするキロノバの線形分極を予測します。具体的には、2つの異なるモデルの3次元モンテカルロ放射伝達シミュレーションを実行します。どちらも、数値相対論シミュレーションからランタニドに富む動的エジェクタコンポーネントを備え、ランタニドフリーのディスク風コンポーネントが1つだけ含まれています。合併後、1.5、2.5、3.5dで、$0.1-2\、\mu$mの波長範囲で9つの異なる方向の偏光スペクトルを計算します。どちらのモデルも、合併後1.5dで検出可能なレベルで分極し、その後無視できるレベルを示すことがわかります。2つのモデルの偏光スペクトルは大きく異なります。円盤風がないモデルでは、光に偏光は見られませんが、信号はより長い波長で増加し、方向に応じて$2\、\mu$mで$\sim1\％-6\％$に到達します。代わりに、ディスクウィンドコンポーネントを使用したモデルは、特徴的な「ダブルピーク」偏光スペクトルを特徴としており、一方のピークは光学に、もう一方のピークは赤外線にあります。将来の出来事の偏光観測は、円盤風コンポーネントの議論された中性子の豊富さに光を当てます。偏光の検出は、ランタニドのないディスク風成分の存在を明確に明らかにしますが、偏光が偏光のゼロから赤外線のピークに増加すると、エジェクタ全体のランタニドに富む組成が示唆されます。今後の偏光測定キャンペーンでは、最初の$\sim48$時間と、偏光が最も強い$0.5-2\、\mu$mの範囲の観測を優先する必要がありますが、キロノバと星間分極は安全に推定できます。
MAVERIC調査：銀河の球状星団Terzan 5の深い電波連続体観測によって明らかにされた新しいコンパクトな連星
| Title |
The_MAVERIC_Survey:_New_compact_binaries_revealed_by_deep_radio_continuum_observations_of_the_Galactic_globular_cluster_Terzan_5 |
| Authors |
Ryan_Urquhart,_Arash_Bahramian,_Jay_Strader,_Laura_Chomiuk,_Scott_M._Ransom,_Yuankun_Wang,_Craig_O._Heinke,_Vlad_Tudor,_James_C._A._Miller-Jones,_Alexandra_J._Tetarenko,_Thomas_J._Maccarone,_Gregory_R._Sivakoff,_Laura_Shishkovsky,_Samuel_J._Swihart_and_Evangelia_Tremou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07286 |
Terzan5は、その巨大で密度の高いコアにより、銀河の球状星団で知られているミリ秒パルサーの数が最も豊富です。ここでは、KarlG.JanskyVeryLargeArrayで取得したTerzan\、5の新しい$2-8\、$GHz電波連続観測を報告します。コアの半径内の17を含む、クラスターの半分の光の半径内で合計24の光源を特定しました。19は以前に研究されたミリ秒パルサーとX線連星に関連しています。ミリ秒のパルサーで予想されるように、3つの新しい電波源は急な電波スペクトルを持ち、クラスターコア内にあります。これらの3つの線源には、硬X線フォトンインデックス（$\Gamma=1.3-1.5$）と非常に変動の多いX線放射があり、これらがスパイダークラスに属するバイナリミリ秒パルサーであることを示唆しています。これらの光源の中で最もX線が明るい場合、レッドバックスパイダーの分類は、X線の光度曲線によって確認されます。これは、12.32時間の軌道周期と、X線の最大付近の二重ピーク構造を示しています。Terzan5のような十分に研究されたクラスターで明るいバイナリミリ秒パルサーが発見される可能性が高いことから、深部電波連続体イメージングが、可能性のある日食システムを見つける際のパルサー検索とタイミング観測をどのように補完できるかが明らかになります。コアの他の新しい電波源はフラットな電波スペクトルを持ち、光子インデックスが$\GammaのX線のかすかな（$L_X\約2\times10^{31}$ergs$^{-1}$）です。=2.1\pm0.5$、静止状態の恒星質量ブラックホールX線バイナリに期待される特性と一致します。
4U 1812-12の光学分光法：H II領域を通して見た超小型X線バイナリ
| Title |
Optical_spectroscopy_of_4U_1812-12:_an_ultra-compact_X-ray_binary_seen_through_an_H_II_region |
| Authors |
M._Armas_Padilla,_T._Mu\~noz-Darias,_F._Jim\'enez-Ibarra,_J._A._Fern\'andez-Ontiveros,_J._Casares,_M._A._P._Torres,_J._Garc\'ia-Rojas,_V._A._C\'uneo_and_N._Degenaar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07300 |
持続性があり、光度が低い中性子星X線バイナリー4U1812-12は、超コンパクトシステムの希少なファミリーの潜在的なメンバーです。ドナー星クラスの代理である降着プラズマの化学組成を調査するために、10.4mのグランテレスコピオカナリアで深部測光および分光光学観測を行いました。Sharpless54HII領域の郊外の背景にあるかすかな光学的対応物（g〜25、r〜23）を検出します。その特徴的な星雲の線がX線バイナリスペクトルに重なっています。これが修正されると、実際のソーススペクトルには水素スペクトル機能が不足します。特に、Halpha輝線は検出されず、同等の幅の上限（3シグマ）は1.3A未満です。存在を適切にテストするのに十分な制限はありませんが、ヘリウム（HeI）線は観測されません。この要素の。また、CおよびOなどの他の元素からの輝線の存在について、C-O白色矮星ドナーを備えた超小型システムで一般的に見られる厳しい上限も提供します。水素の特徴がないこと、低光度での光源の持続的な性質、および低い光学対X線フラックス比により、4U1812-12が、私たちが暫定的に提案する、説得力のある超小型X線バイナリ候補であることが確認されます。光学スペクトルと短い熱核X線バーストの検出に基づくHeリッチなドナー。このフレームワークでは、ディスクの不安定性と進化モデルに従って、システムの可能な軌道周期について説明します。
| Title |
An_Analysis_of_Soft_X-ray_Structures_at_Kiloparsec_Distances_from_the_Active_Nucleus_of_Centaurus_A_Galaxy |
| Authors |
Dominika_{\L}._Kr\'ol,_Volodymyr_Marchenko,_Micha{\l}_Ostrowski,_{\L}ukasz_Stawarz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07337 |
ここでは、システムの内部電波ローブに関連するX線放射の系統的な調査とその即時周囲。特に、隣接するフィールドに対するソフトオーバーによって特徴付けられる4つの異なる機能に焦点を当てます。これらには、核から西および東へのkpc距離にある2つの領域、南への拡張されたボウショック構造、および中心から北への細い弧の断片が含まれます。選択された北、西、南の特徴は、電波ローブのエッジと一致しますが、東の構造は、電波を放出するプラズマからずれているように見えます。私たちのX線スペクトル分析により、（i）北、東、南の領域でフォトンインデックス$\Gamma\sim2$を持つべき乗則放出成分、および（ii）密な（数密度$\sim0.3$\、cm$^{-3}$）と比較的冷たい（温度$\sim0.2$\、keV）ガスが東と西の地域にあります。指数法則の放出は、無線構造の端で生成されたシンクロトロン連続体と一致しており、末端のボウショックでの電子加速の効率が、内部ローブの延長にわたって劇的に変化しないことを意味します。一方、ガス状凝縮の存在は、銀河の中央領域からの大量の流出によって理解できるかもしれません。
中性子変換拡散：GRB 170817と互換性のある構造化された短いガンマ線バーストジェットの新しいモデル
| Title |
Neutron_conversion-diffusion:_a_new_model_for_structured_short_gamma-ray_burst_jets_compatible_with_GRB_170817 |
| Authors |
Edwan_Pr\'eau,_Kunihito_Ioka,_and_Peter_M\'esz\'aros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07507 |
バイナリ中性子星合体イベントのエジェクタを介して伝播する相対論的ジェットの構造化のための一般的な理論モデルを提示し、中性子変換拡散の効果を導入します。これにより、ほぼ等方性のエネルギー分布$E_{iso}（\theta）\propto\theta^{-4}$を持つ外部ジェットのバリオン負荷構造が自然に増加します。これは、最初の重力波および短いガンマと互換性があります。ジェットの軸外角度で観測されたX線バーストイベントGW170817/GRB170817A。
ClG 0217 + 70：大きな電波ハローと遺物を備えた巨大な銀河クラスター
| Title |
ClG_0217+70:_A_massive_merging_galaxy_cluster_with_a_large_radio_halo_and_relics |
| Authors |
X._Zhang,_A._Simionescu,_J._S._Kaastra,_H._Akamatsu,_D._N._Hoang,_C._Stuardi,_R._J._van_Weeren,_L._Rudnick,_R._P._Kraft_and_S._Brown |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07580 |
マージ銀河クラスターClG0217+70のアーカイブチャンドラデータの分析を提示します。FeXXVHe$\alpha$X線輝線が25ksの観測ではっきりと見えるので、クラスターの赤方偏移を$z=0.180\pm0.006$として正確に決定できます。$kT_{500}=8.3\pm0.4$keVを測定し、既存のスケーリング関係に基づいて$M_{500}=（1.06\pm0.11）\times10^{15}\M_\odot$を推定します。ここで報告されている修正された赤方偏移でラジオとX線の両方の光度を補正します。これは、まばらな光学データに基づいて以前に推定されたものよりもはるかに大きく、このオブジェクトは$L_\mathrm{X}のX線の外れ値ではなくなりました。P_\mathrm{radio}$スケーリング関係。新しい赤方偏移は、物理的な規模の観点から、ClG0217+70が最大の電波ハローの1つと、これまでに知られている最大の電波遺物の1つをホストしていることも意味します。遺物候補のほとんどは、$r_{200}$を超える投影にあります。X線の形態学的パラメーターは、クラスター内媒体がまだ動的に乱されていることを示唆しています。クラスターの北部と南部で2つのX線表面輝度の不連続性が確認され、密度の急上昇はそれぞれ$1.40\pm0.16$と$3.0\pm0.6$です。また、クラスターの西部に$700\times200$kpcX線のかすかなチャネルが見つかります。これは、圧縮された加熱ガスまたは乱流または磁場による非熱圧力の増加に対応している可能性があります。
天体物理学環境による重力波信号の歪み
LIGOとVirgoによって発見された多くのオブジェクトは、以前はコンパクトオブジェクトによって入力されていなかったと考えられていた質量範囲に該当するため、特異です。天体物理学的意味の重要性を考えると、それらの質量が重力波信号からどのように測定されるかを最初に理解することが重要です。測定はどのくらい正確ですか？現在のモデルに欠けている要素があり、偏りが生じる可能性がありますか？この章は、これらの質問に特化しています。特に、GWソースの標準モデルには含まれていないが、質量の推定に大きなバイアスが生じる可能性のあるいくつかの天体物理学的要因を強調します。これらの要因には、強力な重力レンズ効果、光源の相対運動、近くの巨大な物体、および気体の背景が含まれます。
マイクロクエーサーGRS 1915 + 105のX線変動性クラスの非線形数学モデル-I：静止状態、スパイク状態、およびQPO
| Title |
A_non-linear_mathematical_model_for_the_X-ray_variability_classes_of_the_microquasar_GRS_1915+105_--_I:_quiescent,_spiking_states_and_QPOs |
| Authors |
E._Massaro,_F._Capitanio,_M._Feroci,_T._Mineo,_A._Ardito,_P._Ricciardi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07670 |
マイクロクエーサーGRS1915+105は、さまざまな時間スケールとパターンで非常に変動するX線放出を示すことが知られています。Hindmarsh-Roseモデルから適応された2つの常微分方程式のシステムを提案し、2つの動的変数x（t）、y（t）および入力定数パラメーターJ_0にランダムホワイトノイズを追加します。x（t）変数は、いくつかの変動性クラスのX線光度曲線と、低周波数の準周期振動（QPO）の発生を一貫して再現します。J_0の値のみを変更すると、システムは安定解から不安定解に移動し、結果の光度曲線は、ファイやカイ、デルタクラス、スパイクロークラスなどの静止クラスのそれらを再現することを示します。さらに、J_0の値を増やすと、システムが別の安定領域に移動したときにQPOに発展する高周波振動が誘発されることがわかりました。この微分方程式系は、単一の入力関数J_0によって駆動される安定状態と不安定状態の間の遷移に関するGRS1915+105の変動性の統一されたビューを提供します。また、平衡点の安定性解析の結果と、周期解の存在に関するいくつかの考慮事項を示します。
マイクロクエーサーGRS 1915 + 105のX線変動性クラスの非線形数学モデル-II：遷移クラスと揺れクラス
| Title |
A_non-linear_mathematical_model_for_the_X-ray_variability_classes_of_the_microquasar_GRS_1915+105_--_II:_transition_and_swaying_classes |
| Authors |
E._Massaro,_F._Capitanio,_M._Feroci,_T._Mineo,_A._Ardito,_P._Ricciardi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07678 |
特異なブラックホールのバイナリGRS1915+105のX線光度曲線の複雑な時間発展は、Hindmarsch-Roseモデルから派生した常微分方程式の非線形システムの解として得られ、入力関数に応じて入力関数を導入して変更できます。定刻。最初の論文では、ホワイトノイズが重畳された一定の入力を想定して、クラスrho、chi、およびdeltaの光度曲線を再現しました。この数学モデルを使用して、他の8つのGRS1915+105可変性クラスのいくつかの興味深い詳細を含む、可変入力関数を考慮するか、方程式パラメーターの小さな変更を伴う光度曲線を再現します。この拡張モデルとその平衡状態に基づいて、ほとんどのクラスを3つの主なタイプに配置できます。i）安定平衡パターン：（クラスphi、chi、alpha''、theta、xi、およびomega）その光度曲線変化は安定した平衡点の周囲で発生するため、変調は入力関数の同じ時間スケールに従います。ii）不安定な平衡パターン：不安定な平衡点の周りのリミットサイクルによって発生した一連のスパイク（クラスrho）によって特徴付けられます。iii）遷移パターン：（クラスデルタ、ガンマ、ラムダ、カッパ、アルファ'）。入力関数のランダムな変化は、安定した領域から不安定な領域への遷移を引き起こし、ゆっくりとした変化またはスパイクの発生と、ディップとレッドノイズの発生を引き起こします。平衡曲線とスリムディスク方程式の数値積分によって得られた文献結果との類似性に基づいて、モデルの可能な物理的解釈を提示します。
マイクロクエーサーGRS 1515 + 105のX線変動の非線形数学モデル-III：低周波数の準周期的振動
| Title |
A_non-linear_mathematical_model_for_the_X-ray_variability_of_the_microquasar_GRS_1515+105_--_III:_Low-frequency_Quasi_Periodic_Oscillations |
| Authors |
E._Massaro,_F._Capitanio,_M._Feroci,_T._Mineo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07694 |
マイクロクエーサーGRS1515+105からのX線放射は、さまざまな時間スケールでの非常に複雑な変動とともに、30Hz未満の周波数での低周波数の準周期的振動（LFQPO）の存在を示しています。この論文では、GRS1515+105のほとんどすべての変動性クラスを再現できる2つの常微分方程式の系の解として、これらの振動が一貫して自然に得られることを示します。Hindmarsh-Roseモデルを変更し、2つの動的変数x（t）、y（t）を持つシステムを取得しました。最初の変数は線源からのX線フラックスを表し、入力関数J（t）はその平均レベルJ_0とその時間発展は、変動性クラスの原因です。不安定点と安定間隔の境界付近のJ_0の値について、平衡点がスパイラルタイプである場合、出力に広いローレンツ特徴がある観測されたものと同様のモデルの光度曲線で振動挙動が得られることがわかりました密度スペクトル、場合によっては1つまたは2つの高調波。J（t）の急速な変動は、乱流に起因するものとして、低周波の準周期的振動を安定化させ、ゆっくりとした振幅変調パターンをもたらします。モデルを検証するために、実際のRXTEデータと結果を比較しました。数学モデル。私たちの結果は、スパイクリミットサイクルの原因となる同じメカニズムに最終的に関連する降着円盤のLFQPOの起源に関する固有の仮説を支持することを可能にします。
中性子星クラストモデルの事前確率分布
| Title |
Prior_probability_distributions_of_neutron_star_crust_models |
| Authors |
Lauren_Balliet,_William_Newton,_Sarah_Cantu_and_Srdan_Budimir |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07696 |
マルチメッセンジャー天文学の時代のデータセットと核実験および理論研究の結果を最大限に活用するには、あるドメインから別のドメインにエラーを伝播するために使用できる中性子星モデルの確率分布が必要です。核対称性エネルギーパラメーターの2つの分布-1つは均一、もう1つは純粋な中性子物質（PNM）理論に基づいて使用して、中性子星クラストモデルの2つのアンサンブルを準備します。圧縮可能な液滴モデル（CLDM）内で拡張Skyrmeエネルギー密度汎関数を使用して、地殻モデルを計算します。CLDMの表面パラメーターを地殻密度の中性子ガス中の原子核の量子3Dハートリーフォック計算に適合させ、結果として得られた地殻-コア遷移特性の分布、および初めて、地殻層の特性を表示します。核パスタが最初に表示されます。すべてのモデルは、地殻の質量で50％以上、厚さで地殻の15％がパスタで構成され、パスタの質量の中央値が約62％、地殻のパスタの厚さが30％であると予測しています。また、密度の関数として、地殻の組成、せん断弾性率、溶融温度、および凍結組成の断熱指数の68％および95％の範囲を示します。クラストコアの境界とパスタの遷移特性、パスタ層の厚さ、飽和密度とサブ飽和密度での対称エネルギー、Pb208とCa48の中性子スキンの関係を調べます。非線形関係を効果的に特徴付けることができる最大情報係数を使用して、相関を定量化します。Pb208とCa48の将来の測定、核質量と巨大共鳴からの情報、およびab-initio理論的手法によるPNMの制約により、パスタ層の位置、クラストコアの境界、およびパスタの量に強い制約を課すことができます。地殻に。
CHIME /パルサーを使用したヌルおよびモード切り替えパルサーの発見
| Title |
The_Discovery_of_Nulling_and_Mode_Switching_Pulsars_with_CHIME/Pulsar |
| Authors |
C._Ng,_B._Wu,_M._Ma,_S._M._Ransom,_A._Naidu,_E._Fonseca,_P._J._Boyle,_C._Brar,_D._Cubranic,_P._B._Demorest,_D._C._Good,_V._M._Kaspi,_K._W._Masui,_D._Michilli,_C._Patel,_A._Renard,_P._Scholz,_I._H._Stairs,_S._P._Tendulkar,_I._Tretyakov,_and_K._Vanderlinde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07697 |
カナダの水素強度マッピング実験（CHIME）のパルサーバックエンドは、2018年秋から北の空にある数百の既知のパルサーを監視しており、パルサー放出の時間変動の研究に豊富なデータセットを提供しています。マッチドフィルタリング技術を使用して、5つのパルサーでのヌル動作と9つのパルサーでのモード切り替えを初めて報告します。ヌル信号と変調信号の両方を示すのは、パルサーの1つだけです。これらの新しい無効化とモード切り替えパルサーは、文献の以前の発見と一致して、スピン期間が比較的長い集団からのものであるように見えます。
AGN IIIの降着の歴史：放射効率と再イオン化へのAGNの寄与
| Title |
Accretion_History_of_AGN_III:_Radiative_Efficiency_and_AGN_Contribution_to_Reionization |
| Authors |
Tonima_Tasnim_Ananna,_C._Megan_Urry,_Ezequiel_Treister,_Ryan_C._Hickox,_Francesco_Shankar,_Claudio_Ricci,_Nico_Cappelluti,_Stefano_Marchesi,_Tracey_Jane_Turner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07711 |
超大質量ブラックホール（SMBH）成長の宇宙史は、銀河の進化、再イオン化、降着の物理学を理解するために重要です。最近のNuSTAR、Swift-BATおよび\textit{Chandra}硬X線調査により、非常に覆い隠された活動銀河核（AGN）の空間密度に新しい制約が提供されました。これらのデータから導出された新しいX線光度関数を使用して、ここではSMBHの降着効率と再イオン化へのそれらの寄与を推定します。UV波長に変換されたX放射と不明瞭なカラム密度の分布に基づいて、赤方偏移の関数として活動銀河核（AGN）からの総電離放射線を計算します。光度関数を不明瞭でないAGNのみに制限すると、結果は不明瞭でないAGNの現在のUV光度関数と一致します。脱出率に関する現実的な仮定の場合、すべてのAGNの宇宙再イオン化への寄与は、銀河の寄与（$z\sim6$で23％）より$\sim4$倍低くなります。私たちの結果は、銀河の進化のシミュレーションまたはモデルで使用できる、観測に制約のある処方も提供します。超大質量ブラックホールが質量を光に変換する平均効率を推定するために、ボロメータ補正を使用してX線光から変換された総放射エネルギーを最新のローカルブラックホール質量密度と比較します。最も可能性の高い値$\eta\sim0.3-0.34$は、最大回転のカーブラックホールの理論上の限界$\eta=0.42$に近づき、平均的に成長する超大質量ブラックホールが急速に回転していることを意味します。
コア崩壊超新星におけるニュートリノと物質の相互作用に対する磁場の影響
コア崩壊超新星におけるニュートリノと物質の相互作用に対する磁場の影響を探ります。まず、モーメント形式におけるニュートリノ-核子散乱とニュートリノ吸収および放出プロセスの修正ソース項を導出します。次に、スペクトルニュートリノ輸送を伴う20$M_\odot$星の完全な相対論的3次元磁気回転コア崩壊超新星シミュレーションを実行します。私たちのシミュレーションは、レプトン数、エネルギー、運動量交換に対する磁場のパリティ違反の影響を自己矛盾なく扱います。結果は、各為替レートで赤道面に対して明確なグローバルな非対称性を示しています。非対称特性は2つの要因から生じます。ニュートリノフラックスと磁場の間の角度と、磁場に平行で、熱平衡からのニュートリノの分布関数の偏差にも比例する項です。典型的な補正値は、磁場強度が$\sim10^{15-16}$Gの場合のニュートリノと物質の相互作用率全体に対して$\sim1$％です。これらの非対称特性は、爆発ダイナミクスにすぐには影響しませんが、我々の結果は、ニュートリノがそれらの非対称性を運んでいる原始中性子星核から拡散すると、それらが重要になることを意味している。また、バウンス後の$\sim370$msのシミュレーション時間中に、修正された非弾性散乱プロセスによる修正値が修正されたニュートリノの吸収および放出プロセスの修正値よりも支配的であることを示しています。
パルサー風星雲におけるマグネターバーストの影響の調査
パルサー風星雲（PWN）のラジオ、X線、およびガンマ線フラックスに対するマグネターバーストの考えられる影響を調査します。バーストは電子と陽電子のペアを注入するか、磁場に電力を供給すると想定し、X線束を約1桁増加させるために必要な注入時の総エネルギーとスペクトルインデックス、および休止に達します。また、PWNシンクロトロン放出フラックスの一時的な増加と、おそらくPWNeを取り巻くマグネターの比較的一般的な欠如を説明できる磁気駆動の現象学についても調べます。マグネターとこの種のシステムの間の接続が最近観察的に確立されていることを考えると、この現象論的研究は高速無線バースト（FRB）にとっても興味深いものです。
NICERの観測により、X線の一時的なMAXI J1348-630はブラックホールX線バイナリであることが判明
| Title |
NICER_observations_reveal_that_the_X-ray_transient_MAXI_J1348-630_is_a_Black_Hole_X-ray_binary |
| Authors |
L._Zhang,_D._Altamirano,_V._A._Cuneo,_K._Alabarta,_T._Enoto,_J._Homan,_R._A._Remillard,_P._Uttley,_F._M._Vincentelli,_Z._Arzoumanian,_P._Bult,_K._C._Gendreau,_C._Markwardt,_A._Sanna,_T._E._Strohmayer,_J._F._Steiner,_A._Basak,_J._Neilsen,_and_F._Tombesi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07749 |
NICERで観測された最近発見されたX線トランジェントMAXIJ1348-630の爆発の進化とタイミング特性を調査しました。スペクトルの進化を追跡するために一般的に使用される基本図と、高速X線の変動性を研究するためのパワー密度スペクトルを作成しました。MAXIJ1348-630の主な爆発の進化は、ブラックホールの過渡現象で一般的に観察されるものと似ています。発生源は、ハード状態からハードおよびソフト中間状態を経て、バーストの立ち上がりでソフト状態になり、バーストの減衰中に逆にハード状態に戻りました。バーストの終わりに、MAXIJ1348-630は2つのリフレアを受け、ピークフラックスはメインのバーストよりもそれぞれ1桁と2桁弱かった。再フレア中、ソースはいわゆる「失敗したバースト」と同様に、状態遷移を起こすことなく、ハード状態のみにとどまりました。バーストのさまざまな段階で、さまざまな種類の準周期振動（QPO）が観察されます。スペクトルタイミングの結果に基づいて、MAXIJ1348-630がブラックホールの候補であると結論付けます。
低質量降着率でのGRO J1744-28のNuSTAR観測
| Title |
NuSTAR_observation_of_GRO_J1744-28_at_low_mass_accretion_rate |
| Authors |
O._K\"onig,_F._F\"urst,_P._Kretschmar,_R._Ballhausen,_E._Sokolova-Lapa,_T._Dauser,_C._S\'anchez-Fern\'andez,_P._B._Hemphill,_M._T._Wolff,_K._Pottschmidt,_J._Wilms |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07771 |
2017年2月に$3.2\times10^{36}$erg/s（3-50keV）の低光度で撮影された$\sim$29ksのNuSTARデータを使用したLMXBGROJ1744-28のスペクトル分析を示します。連続体スペクトルは、指数カットオフを備えた吸収べき法則と、追加の鉄ラインコンポーネントでモデル化されます。CRSFの明確な兆候は見つからないため、パルス位相平均スペクトルおよび位相分解スペクトルに対して統計的手法を使用して詳細なサイクロトロンライン検索を実行します。以前に検出されたタイプIIX線バーストはありません。2.141124（9）Hzの周期で明確な脈動が検出されます。パルスプロファイルは、より高い磁束では見られなかった二次ピークの兆候を示しています。3-20keVバンドのCRSFの強度の4$\sigma$上限は0.07keVであり、より高い光度で見られる線の強度よりも低くなります。脈動の検出は、ソースフラックス$4.15\times10^{-10}$erg/cm$^{2}$/sがほぼ1桁であったにもかかわらず、ソースが「プロペラ」領域に入らなかったことを示しています。この情報源に関する以前の研究で主張されているプロペラ体制のしきい値を下回っています。したがって、GROJ1744-28でのプロペラ領域への移行は、表面磁場$\lesssim2.9\times10^{11}$Gを意味する$3.2\times10^{36}$erg/sの光度以下でなければなりません。質量降着率$\lesssim1.7\times10^{16}$g/s。明度の関数としてのCRSF深度の変化は予想外ではなく、他の情報源で観察されています。この結果は、線の深さを検出限界よりも低くするために、質量降着率の関数としての放出ジオメトリの変化を示唆している可能性があります。
強度干渉法の理論の再検討
天文強度干渉法への関心の現在の復活とともに、1950年代と1960年代に開発された関連理論を再検討することは興味深いことです。この論文は、強度干渉法は、フラウンホーファー回折をインコヒーレント光に拡張したものとして理解できると主張しています。干渉パターンは依然として生成されますが、それらはスペックルのような一時的なものであり、コヒーレンス時間と呼ばれる$1/\Delta\nu$（$\Delta\nu$は周波数帯域幅）の時間スケールで変化します。明るい縞は、平均してコヒーレンス時間あたり1フォトン未満であるため、縞が観察される前に変化します。しかし、ごくまれに、コヒーレンス時間内に干渉パターンから2つ以上の光子が検出される場合があります。これらのまれな同時光子は、根本的な一時的な干渉パターンに関する情報を提供し、したがって、光源の輝度分布についての情報を提供します。過渡的なサブフォトン干渉パターンの観点から考えると、強度干渉法が大きな光路許容度を持ち、大気の影響を受けない理由が簡単にわかります。異常なS/N特性も明らかになります。3つのシミュレートされた例を使用して、観測できないが概念的には有用な一時的な干渉パターンと観測可能な相関信号を示します。大体、太陽系外惑星の通過や、おそらくM87ブラックホール環境を模倣します。これらのうち、（i）と（ii）は現在計画されているセットアップの適切なターゲットですが、（iii）は長期的に考えると興味深いものです。
自律システムによる天体物理学的観測の有効化と強化
| Title |
Enabling_and_Enhancing_Astrophysical_Observations_with_Autonomous_Systems |
| Authors |
Rashied_Amini,_Steve_Chien,_Lorraine_Fesq,_Jeremy_Frank,_Ksenia_Kolcio,_Bertrand_Mennsesson,_Sara_Seager,_Rachel_Street |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07361 |
自律システムが天体物理学に与える影響は、私たちの日常生活と同じくらい革新的です。このペーパーには、天体物理学コミュニティが自律システムの利点を実現できるように、以下が含まれています。有効化および強化された監視。採用ギャップ;推奨案。
ますます自律的なシステムで科学的フロンティアを前進させる
| Title |
Advancing_the_Scientific_Frontier_with_Increasingly_Autonomous_Systems |
| Authors |
Rashied_Amini,_Abigail_Azari,_Shyam_Bhaskaran,_Patricia_Beauchamp,_Julie_Castillo-Rogez,_Rebecca_Castano,_Seung_Chung,_John_Day,_Richard_Doyle,_Martin_Feather,_Lorraine_Fesq,_Jeremy_Frank,_P._Michael_Furlong,_Michel_Ingham,_Brian_Kennedy,_Ksenia_Kolcio,_Issa_Nesnas,_Robert_Rasmussen,_Glenn_Reeves,_Cristina_Sorice,_Bethany_Theiling,_Jay_Wyatt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07363 |
人と部分的に自律型の機械との密接なパートナーシップにより、数十年にわたる宇宙探査が可能になりました。しかし、私たちの視野をさらに広げるには、私たちのシステムがより機能的になる必要があります。自律性の性質と程度を高めること-私たちのシステムがミッションチームの指示に従って独自の決定を行い、それに基づいて行動できるようにすることで、新しい科学能力を可能にし、科学のリターンを高めます。2011年の惑星科学10年調査（PSDS）および進行中の10年前のミッション調査は、将来のミッションに必要なコアテクノロジーとして自律性の向上を確認しています。しかし、科学的発見が自律システムの開発を必要とし、過去の飛行デモンストレーションが成功したとしても、制度的障壁は既存の惑星ミッションへのその成熟と注入を制限しました。したがって、このペーパーの作成者と承認者は、自律性を導入するための新しいプログラムパスウェイを開発し、自律システムをサポートするためのインフラストラクチャに投資し、新しいプラクティスを採用し、運用に対する自律性のコスト削減価値を検討することを推奨します。
深層学習による回転コア崩壊重力波からの状態方程式の分類
この論文では、「回転するコア崩壊の重力波信号の画像があれば、その核の状態方程式を決定できるか」という質問に答えようとしています。この質問に答えるために、核の状態方程式（EOS）を予測するために、回転畳み込み重力波（GW）信号に埋め込まれた視覚パターンを学習するために、深い畳み込みニューラルネットワークを使用します。1824種類の核EOSを持つ\citet{richers：2017}による1824回転コア崩壊GWシミュレーションを使用して、これを古典的なマルチクラス画像分類問題と見なします。テストセットで最大71\％の正しい分類を達成し、「上位5」の最も可能性の高いラベルを考慮すると、これは最大97\％に増加し、回転コアの崩壊の適度で測定可能な依存関係があることを示しています核EOSのGW信号。
監視レーダー測定の相関関係への属性の適用
| Title |
Application_of_Attributables_to_the_Correlation_of_Surveillance_Radar_Measurements |
| Authors |
Benedikt_Reihs,_Alessandro_Vananti,_Thomas_Schildknecht,_Jan_Siminski,_Tim_Flohrer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07559 |
レーダーによる宇宙監視は、特に低地球軌道で、軌道上のオブジェクトのデータベース（カタログとも呼ばれる）を維持するために使用されます。特に、空の関心領域を常にスキャンしている監視レーダーがこの目的で使用されます。既知のカタログオブジェクトに割り当てることができないこのようなレーダーからの検出には、トラックレットとも呼ばれる単一の測定パスから新しいカタログエントリの信頼できる初期軌道を取得するのに十分な情報が含まれていない可能性があります。代わりに、2つのトラックレットを組み合わせて、初期軌道の品質を向上させ、相関の問題を引き起こすことができます。つまり、2つのトラックレットが同じオブジェクトに属しているかどうかをテストする必要があり、トラックレットを組み合わせて初期軌道を導出する必要があります。トラックレットの情報を圧縮する一般的なアプローチは、いわゆる属性にそれらを適合させることです。レーダー観測にはさまざまなタイプの観測値が含まれるため、これらの属性のフィッティングは、相関プロセス全体の重要な部分と見なす必要があります。この論文では、達成された精度とトラックレット相関への影響を考慮して、帰属フィッティングの影響を分析します。新しい特異点のない座標系が導入され、フィッティングと相関の結果が改善されます。最後に、シミュレートされた調査シナリオでのテストでは、2つの追加フィルターを導入して、偽陽性の相関を削除します。属性ベースのアプローチは、異なる検出頻度で最大3分のトラックレットに正常に適用できることが示されています。
Vera C. Rubin Observatoryのレガシー調査による時空（LSST）の太陽系科学への科学的影響
| Title |
The_Scientific_Impact_of_the_Vera_C._Rubin_Observatory's_Legacy_Survey_of_Space_and_Time_(LSST)_for_Solar_System_Science |
| Authors |
Vera_C._Rubin_Observatory_LSST_Solar_System_Science_Collaboration,_R._Lynne_Jones,_Michelle_T._Bannister,_Bryce_T._Bolin,_Colin_Orion_Chandler,_Steven_R._Chesley,_Siegfried_Eggl,_Sarah_Greenstreet,_Timothy_R._Holt,_Henry_H._Hsieh,_Zeljko_Ivezi\'c,_Mario_Juri\'c,_Michael_S._P._Kelley,_Matthew_M._Knight,_Renu_Malhotra,_William_J._Oldroyd,_Gal_Sarid,_Megan_E._Schwamb,_Colin_Snodgrass,_Michael_Solontoi,_and_David_E._Trilling |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07653 |
ヴェラC.ルビン天文台は、今後10年間、惑星天文学における小天体科学の重要な施設になるでしょう。それは空間と時間のレガシー調査（LSST）を実行し、9.6平方度の6.5mの有効径望遠鏡を使用して、u、g、r、i、z、yで10年間にわたって空を繰り返し観測します。視野あたり、およそr=24.5等級（5-{\sigma}の深さ）に達します。結果のデータセットは、惑星の形成と進化の研究をさらに進める、多数の（現在知られているものよりも10〜100倍多い）小さな太陽系本体の発見と特性評価の両方に並はずれた機会を提供します。このホワイトペーパーでは、LSSTの10年間で予想される科学のいくつかを要約し、LSSTが完成した後は、惑星天文学コミュニティがルービン天文台の道に投資し続ける必要があることを強調しています。
月の超高精度時刻同期技術運用
光周波数コムとGHZ無線周波数スパイラルスキャニングデフレクターに基づく超高精度の時刻同期技術は、アルテミスミッション中に月に設置することをお勧めします。地球の重力で動作する類似のデバイスのパラメータと比較することにより、高精度の基本的な物理的原理をテストできます。
ArielRad：アリエル放射測定モデル
| Title |
ArielRad:_the_Ariel_Radiometric_Model |
| Authors |
Lorenzo_V._Mugnai,_Enzo_Pascale,_Billy_Edwards,_Andreas_Papageorgiou_and_Subhajit_Sarkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07824 |
アリエル放射分析モデルであるArielRadは、宇宙ミッション科学ペイロードの最適化における課題に対処し、パフォーマンス要件への準拠を実証するために開発されたシミュレーターです。大気リモートセンシング赤外線太陽系外惑星の大規模調査であるアリエルは、宇宙ビジョンプログラムのM4ミッションとしてESAによって選択され、4年間の主要な運用中に、通過する太陽系外惑星の大気。ミッションの正確な調査を可能にするために、ArielRadは物理的に動機付けられたノイズモデルを使用して、定常プロセスから生じる寄与を推定し、相関および時間依存のノイズソースのマージンを含めます。測定の不確実性が光子統計によって支配されていること、および約1000個の太陽系外惑星のターゲットを備えた観測プログラムがプライマリミッションの存続期間中に完了することができることを示します。
コロナアーケード内の加熱に対する運転時間スケールの影響
環境。コロナの温度を維持する上でのACおよびDC加熱の相対的な重要性は、十分に制限されていません。ねらい。コロナアーケード内のエネルギーの注入と散逸に対する光球駆動の特徴的な時間スケールの影響を調査します。メソッド。アーケードに課せられたフットポイントドライビングの3次元MHDシミュレーションを実施しました。ACおよびDCドライバーを使用して得られた暖房の効率を理解するために、典型的な運転時間スケールを変更しました。注入されたポインティングフラックスと散逸体制でのエネルギー放出の性質への影響を検討しました。結果。同じドライバーの振幅と複雑さの場合、長い時間スケールの動きで、はるかに大きなポインティングフラックスをコロナに注入できます。その結果、理想的でない状況では、ストレスのかかる動きが遅いと、波のような運転よりもプラズマ温度が大幅に上昇します。散逸シミュレーションでは、オーミック加熱は粘性加熱よりもはるかに重要であることがわかっています。パラメータスペース内のすべてのドライバについて、エネルギー散逸は、磁場強度が最も強いアーケードのベースに近く、フィールドの接続性が変化するセパラトリックスサーフェスで最大になります。すべてのシミュレーションにおいて、バックグラウンドフィールドは、（DC加熱研究の典型的な方法で）ランダムな足のポイントの動きで強調されており、短い時間スケールの駆動の場合でも、小さな振幅の流れを考慮すると、注入されるポインティングフラックスは大きくなります。長時間の運転では、エネルギー注入の速度はアクティブな地域で予想される要件に匹敵しました。加熱速度は、全体の磁場強度ではなく、摂動磁場強度に比例することがわかりました。結論。コロナ内の電力が低周波運動に支配されていることを示す最近の研究と並んで、私たちの結果は、閉じたコロナでは、DC加熱がAC加熱よりも重要であることを示唆しています。
1 AUでの平均鉄電荷状態の分布関数：二峰性風からICME同定まで
| Title |
The_distribution_function_of_the_average_iron_charge_state_at_1_AU:_from_a_bimodal_wind_to_ICME_identification |
| Authors |
C._Larrodera,_C._Cid |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07596 |
1AUで$\langleQ_{Fe}\rangle$の分布関数を調査して、バイモーダル風に対応しているかどうかを確認することを目的としています。ACE宇宙船に搭載されているSWICS機器のデータを20年間使用しています。$\langleQ_{Fe}\rangle$分布に適合する確率分布関数として、双ガウス関数を提案します。太陽周期に伴う二峰性分布のパラメータの進化を研究します。サンプルの外れ値を既存のICMEのカタログと比較し、新しいICMEを特定します。1AUの$\langleQ_{Fe}\rangle$は、太陽周期に関連する二峰性分布を示しています。私たちの結果は、$\langleQ_{Fe}\rangle>12$がICME識別の信頼できるプロキシであり、ICME境界定義の信頼できる署名であることを確認しています。
天体物理学的物体の高密度の縮退した二流体プラズマにおける動的な高速の流れの生成/加速
| Title |
Dynamical_fast_flow_generation/acceleration_in_dense_degenerate_two-fluid_plasmas_of_astrophysical_objects |
| Authors |
Ketevan_Kotorashvili,_Nino_Revazashvili,_Nana_L._Shatashvili |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07679 |
ユニファイドリバースダイナモ/ダイナモメカニズムによる初期乱流（マイクロスケール）磁場/速度場を持つ縮退2流体天体物理学システムでの高速マクロスケールプラズマフローの生成/増幅を示しました。このプロセスは、マイクロスケールの統合ダイナモと同時に発生し、補完的です。マクロスケールの流れの生成は、磁気流体結合の本質的な結果であることがわかりました。マクロの生成-高速の流れと磁場は同時に発生し、比例して大きくなります。結果として生じる動的な流れの加速は、縮退e-i（縮退e-p）天体プラズマにおける初期の乱流磁気（運動/磁気）エネルギーに正比例します。プロセスは、システムの縮退レベルと磁気流体結合の両方に非常に敏感です。縮退e-pプラズマの場合、現実的な物理パラメーターの場合、強いマクロスケールの流れ/流出の形成が保証される分散関係の実際の解が常に存在します。生成され/加速されたローカルのスーパーアルフのエニックフローは、さまざまな天体物理学的流出で観察されるように、アルフフのマッハ数$>10^3$で非常に高速です。
星の活動的な生活：F、G、K、およびM矮星の回転とXUV進化の完全な説明
| Title |
The_active_lives_of_stars:_a_complete_description_of_rotation_and_XUV_evolution_of_F,_G,_K,_and_M_dwarfs |
| Authors |
Colin_P._Johnstone,_Michael_Bartel,_Manuel_G\"udel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07695 |
ねらい。回転の進化と高エネルギーX線、極端紫外（EUV）、F、G、K、Mの矮星のLy-alpha放射を質量0.1から1.2Msunで研究し、進化のコードと惑星大気研究で使用するために自由に利用できる進化のトラックのセット。メソッド。若い恒星クラスターで観測された回転分布によって制約された物理的な回転進化モデルを開発します。回転、X線、EUV、およびLy-alphaの測定値を使用して、高エネルギー放出の恒星パラメーターへの依存性の経験的関係を導き出します。X線の進化に関する私たちの説明は、若いクラスターのX線分布の測定を使用して検証されます。結果。星のX線、EUV、およびLy-alphaの進化は、その質量と初期回転速度によって決まります。初期回転は、低質量の星ではそれほど重要ではありません。すべての年齢層で、太陽質量星は低質量星よりもはるかに多くのX線光度を持ち、高速回転子として生まれた星は、低速回転子として生まれた星よりも長く活動し続けます。すべての進化段階で、ハビタブルゾーンの惑星は、進化のタイムスケールが長いため、低質量の星を周回するときに、より高いX線とEUVフラックスを受け取ります。フレアの割合は同様の進化傾向をたどり、高質量星はすべての年齢で低質量星よりも頻繁にフレアしますが、居住可能ゾーンの惑星は低質量星を軌道に乗るときにフレアの影響をより受ける可能性があります。結論。私たちの結果は、単一の崩壊則では恒星活動の進化を説明するには不十分であり、短期変動の影響も含めて、回転の進化に基づくより包括的な説明の必要性を強調していることを示しています。ホストの星から同様の軌道距離にある惑星は、より高い質量の星を軌道に乗っているときに、その寿命全体でかなり多くのX線とEUVエネルギーを受け取ります。（アブストラクト不完全）
Gaia Data Release 2の大振幅変数。マルチバンド変動特性
| Title |
Large-amplitude_variables_in_Gaia_Data_Release_2._Multi-band_variability_characterization |
| Authors |
N._Mowlavi,_L._Rimoldini,_D._W._Evans,_M._Riello,_F._De_Angeli,_L._Palaversa,_M._Audard,_L._Eyer,_P._Garcia-Lario,_P._Gavras,_B._Holl,_G._Jevardat_de_Fombelle,_I._Lec{\oe}ur-Ta\"ibi,_K._Nienartowicz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07746 |
Gaiaの2番目のデータリリース（DR2）は、14億ドルの光源に対して3つのバンドで平均測光を提供しますが、光度曲線と変動特性を利用できるのは50万ドルのみです。ここでは、平均輝度が5.5〜19〜magのオブジェクトの$G$バンドに$\sim$0.2〜magより大きい振幅を持つ大振幅変数のセンサスを提供します。これを達成するには、DR2で公開されたマグニチュードの不確実性から計算された$G$、$G_{BP}$、および$G_{RP}$の変動性振幅プロキシを使用します。次に、連続するフィルターを適用して、信頼できる平均$G_{BP}$と$G_{RP}$（色を使用する研究用）のソースと、$G$、$G_{BP}で互換性のある振幅プロキシを持つソースをそれぞれ含む2つのサブセットを識別します。$および$G_{RP}$（マルチバンド変動性研究用）。完全なカタログには、23'315'874の大振幅変数候補が収集され、純度のレベルが向上した2つのサブセットには、それぞれ1'148'861および618'966のソースが含まれています。カタログのマルチバンド変動分析は、さまざまなタイプの変光星が、$G$、$G_{BP}$から決定された色と青と赤の振幅比に従って4つのグループにグローバルに分類できることを示しています$G_{RP}$振幅プロキシ。このカタログは、パブリックDR2アーカイブから抽出された、ガイア大振幅変数候補の最初の国勢調査を構成します。ここで紹介する概要は、エポック測光がまだすべてのソースで利用できないこの段階でも、マルチバンド変動性研究のミッションの付加価値を示しています。（要約）
対流的に不安定な領域を持つ粘性原始惑星系円盤の進化II。降着体制と長期ダイナミクス
| Title |
Evolution_of_a_Viscous_Protoplanetary_Disk_with_Convectively_Unstable_Regions._II._Accretion_Regimes_and_Long-Term_Dynamics |
| Authors |
L.A._Maksimova,_Ya.N._Pavlyuchenkov,_A.V._Tutukov_(Institute_of_Astronomy,_Russian_Academy_of_Sciences,_Moscow,_Russia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07750 |
この記事では、原始惑星系円盤における一時的な降着の考えられる要因として対流の研究に進みます。Article〜Iで提示されたモデル内では、降着履歴はエンベロープからディスクに流入する物質の異なる速度と領域で分析されます。バーストのようなレジームが広範囲のパラメーターで発生することが示されています。エンベロープからの時間とともに減少する物質流入を含む、ディスクの長期的な進化もモデル化されています。円盤が対流的に不安定になり、数百万年間星にバーストのような降着を維持することが示されています。一方、不安定性は数十天文単位の領域に拡大し、時間とともに徐々に減少します。また、ディスクの進化の初期段階では、ディスクの外側の部分で重力が不安定になり、対流的に不安定な内側の領域でダストが蒸発する条件が発生することも示されています。研究の一般的な結論は、対流が原始星円盤における一時的な降着のメカニズムの1つとして機能する可能性があるということですが、この結論はより一貫した流体力学的モデルを使用して検証する必要があります。
原始星円板の形成と進化におけるホール効果
| Title |
Hall_Effect_in_Protostellar_Disc_Formation_and_Evolution |
| Authors |
Bo_Zhao,_Paola_Caselli,_Zhi-Yun_Li,_Ruben_Krasnopolsky,_Hsien_Shang,_Ka_Ho_Lam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07796 |
ホール効果は最近、磁化された高密度分子コアで効率的であることが示され、最初のコアフェーズで回転支持ディスク（RSD）のバイモーダルな形成につながる可能性があります。ただし、そのようなホールが支配するシステムが原始星降着期にどのように進化するかは不明のままです。平衡化学ネットワークから計算された現実的な磁気拡散率を使用して、ホール効果とオーミック散逸を含む2D軸対称シミュレーションを実行します。非常に小さな粒子（VSG：$\lesssim$10nm）の大きな母集団が標準のMRNサイズ分布から削除された場合にのみ、ホール効果が有効になることがわかります。ただし、このような強化されたホール効果により、円板形成の二峰性は主な降着段階に進みません。反整列構成で形成された最初の$\sim$40AUディスクの外側部分（${\bf\Omega\cdotB}<0$）は、ホール効果によってポロイダル磁気が移動するにつれて、回転してサポートされる薄いホール電流シートに平らになります物質に対して半径方向内側にフィールドを作成し、内側の$\lesssim$10--20AURSDのみを残します。整列した構成（${\bf\Omega\cdotB}>0$）では、最初にディスクの形成が抑制されますが、その後、効率的な方位角ホールドリフトにより、逆回転ディスクが形成されます。Hall効果が磁場を半径方向外側に移動させると、逆回転ディスクは最初に$\sim$30AUまで成長しますが、内側の$\lesssim$10AURSDのみが、反整列の場合のように長寿命です。VSGの削除に加えて、ホール効果がディスク形成で効率的になるには、宇宙線イオン化率が数10$^{-16}$s$^{-1}$未満である必要があります。ホール効果は、磁場の極性に関係なく$\lesssim$10--20AUの小さなディスクを生成し、磁場の半径方向外側への拡散は、ディスクの形成と成長にとって重要なままであると結論付けます。
両極性拡散とホール効果の磁場減結合と原始星円盤形成への相互作用
| Title |
The_Interplay_between_Ambipolar_Diffusion_and_Hall_Effect_on_Magnetic_Field_Decoupling_and_Protostellar_Disc_Formation |
| Authors |
Bo_Zhao,_Paola_Caselli,_Zhi-Yun_Li,_Ruben_Krasnopolsky,_Hsien_Shang,_Ka_Ho_Lam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07820 |
非理想的なMHD効果は、磁気ブレーキの「カタストロフィ」を回避し、原始星円盤の形成を促進する強力なメカニズムとして最近示されています。ただし、非理想的なMHD効果の効率を決定する磁気拡散率は微物理学に非常に敏感です。非理想的なMHDシミュレーションを実行して、ディスク形成における微物理の役割と、原始星の崩壊時の両極性拡散（AD）とホール効果の間の相互作用を探ります。標準のMRNサイズ分布から最小の粒子の母集団（$\lesssim$10nm）を削除することで、ディスクの形成を可能にするのに十分であることがわかります。粒度をさらに変化させると、ホール支配またはAD支配の崩壊が発生する可能性があります。どちらも、磁場の極性に関係なく、サイズが数十AUのディスクを形成します。椎間板回転の方向は、ホールが支配的な崩壊では二峰性ですが、ADが支配的な崩壊では単峰性です。また、ADとHallの効果は、半径方向と方位角方向の両方で、または相互に作用することができますが、ADとHallを組み合わせた効果は、磁場を半径方向外側に移動することです。さらに、微物理と磁場の極性は、観測可能値（たとえば、流出形態、恒星質量比）と原始惑星系円盤の磁場特性の両方に大きな痕跡を残す可能性があります。ホール効果を含めると、円盤形成のための微物理学の要件が緩和されるため、宇宙線電離率が$\lesssim$2--3$\times10^{-16}$s$^{-1}$の星間コアを形成できます。半径$\lesssim$10の小さなディスク。我々は、ディスク形成は典型的な星間コア条件に比較的一般的であるはずであり、原始星エンベロープにおける微物理学は、ディスク形成だけでなく原始惑星系ディスクの進化にも不可欠であると結論付けています。
Schwinger-Keldysh時間コンターのストリング摂動論
行列の自由度を持つ非平衡量子システムのSchwinger-Keldyshの定式化で大$N$展開を実行し、予想される二重ストリング理論の普遍的な特徴を研究します。トポロジー属の展開の豊富な改良を見つけます。元の定式化では、シュウィンガー-ケルディッシュ時間コンターの前方分岐と後方分岐が交わる未来の時刻は、独自のワールドシートの属展開に関連付けられています。ケルディッシュ回転の後、ワールドシートは古典的な部分と量子部分に分解されます。
相対論的宇宙論における構造形成のラグランジアン理論。 VI。 Szekeresの厳密解との比較
| Title |
Lagrangian_theory_of_structure_formation_in_relativistic_cosmology._VI._Comparison_with_Szekeres_exact_solutions |
| Authors |
Ismael_Delgado_Gaspar_and_Thomas_Buchert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06339 |
Szekeresモデルと相対論的ラグランジアン摂動スキーム、特に相対論的ゼルドビッチ近似（RZA）の関係を調べます。後者が時空のフロー直交フォリオレーションを持つ非回転ダストソースに制限される場合、セケレスソリューションの2番目のクラスはRZA内に正確に含まれることを示します。そのような場合、解は変形場の最初の主スカラー不変量によって支配され、対称性のないニュートンの3次元解のクラスとの直接接続を証明します。2番目のクラスでは、均一性のスケールでの宇宙論的逆反応の消失に必要かつ十分な条件が、積分制約によって表現されます。逆反応のないドメインはスムーズにマッチングされ、ラティスモデルを形成します。正確な偏差は、与えられた均一性のスケールで平均化され、均一で等方的な背景はモデルの平均プロパティとして復元されます。Szekeresソリューションの最初のクラスとの接続は簡単ではありませんが、このクラスは、交差しない流体線の空間的重ね合わせに関する解釈を可能にします。ここで、各ワールド線は独立してRZAモデル方程式の下で展開しますが、関連する「ローカル背景」。これは、ラグランジュ摂動スキームを一般化して、グローバルな宇宙論的反応を含む、進化する背景の形成モデルを構造化する可能性を示しています。
連星中性子星合併後の最初の10ミリ秒での乱流磁場増幅：高解像度シミュレーションとラージエディシミュレーションの比較
| Title |
Turbulent_magnetic-field_amplification_in_the_first_10_milliseconds_after_a_binary_neutron_star_merger:_comparing_high-resolution_and_large_eddy_simulations |
| Authors |
Ricard_Aguilera-Miret,_Daniele_Vigan\`o,_Federico_Carrasco,_Borja_Mi\~nano,_Carlos_Palenzuela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06669 |
連星中性子星の合併の検出は、近年の最も重要で複雑な天体物理学的発見の1つを表しています。問題の不明確な側面の1つは、乱流磁場の増幅です。これは、現在到達可能な数値分解能よりもはるかに小さなスケールで、ケルビン-ヘルムホルツの不安定性によって最初に引き起こされます。ここでは、バイナリ中性子星合体の最初の10ミリ秒の数値シミュレーションを示します。まず、乱流MHD理論から予想されるように、シミュレートされた増幅が数値分解能にどのように依存し、幅広いスケールで分布するかを詳細に確認します。各星内の$10^{11}\、$Gの初期の大規模磁場は、最初の$5$内の$10^{16}\、$Gを超える平方根二乗値の残差で増幅されることがわかります最高解像度の実行ではミリ秒。次に、ラージエディシミュレーションを実行して、以前の乱流ボックスシミュレーションで既に正常にテストされたサブグリッドスケールの勾配モデルのパフォーマンスを調査します。このモデルの追加は、より高い分解能の実行に匹敵する磁場の増幅をもたらすが、計算コストが大幅に削減されるため、誘導方程式において特に重要であることを示します。最初の10ミリ秒では、秩序だった大規模磁場の明確なヒントはありません。これは、実際には、磁気巻線と磁気回転の不安定性により長い時間スケールで発生するはずです。
宇宙の曲：強磁場重力のテストにおけるプラズマの役割
重力波天文学は、正確なパルサータイミングと長いベースライン干渉法とともに、天体物理観測による基本物理学のテストを実行する私たちの能力を変えています。これらのテストの一部は、電磁プローブまたは帯電物体に基づいており、空の宇宙を想定しています。しかし、宇宙はプラズマで満たされ、低周波、小振幅の電磁波の伝播を妨げる希薄な媒体です。特に、プラズマはいくつかの強磁場重力試験を実行する能力を妨げることを示します。（i）〜非線形プラズマ効果は、プラズマ駆動超放射不安定性を劇的に抑制します。（ii）〜帯電したブラックホールバイナリのインスパイラルへの電磁放射の寄与が強く抑制されている。（iii）〜電磁駆動の2次モードは、帯電したブラックホールのスペクトルに存在しますが、重力波リングダウン信号では無視できる程度の振幅に励起されます。最後の2つの影響は、真空中で伝播する巨大な場の場合にも関連し、巨大な自由度を含む修正された重力理論のテストを危険にさらす可能性があります。
$ f（T）$重力における構成エントロピー
宇宙の構成的エントロピーの進化は、密度変動の成長率とハッブルパラメータに依存します。この作業では、$f（T）=\zeta（-T）^b$の形式のべき乗則$f（T）$重力モデルの構成エントロピーの進化を示します。ここで、$\zeta=（6H_{0}^{2}）^{（1-s）}\frac{\Omega_{P_{0}}}{2s-1}$および$b$は無料のパラメータです。分析から、$f（T）$重力の構成エントロピーは負であり、スケールファクターの増加に伴って減少するため、加速宇宙と一致することを報告します。$b=0$のときに暗黒エネルギーの効果が最大になるため、$b$が消失したときに構成エントロピーの減少が最も大きくなります。さらに、パラメーター$b$が増加すると、成長率、成長モード、および物質密度パラメーターがゆっくりと進化するのに対し、ハッブルパラメーターは急速に進化することがわかります。$b=0$の成長率と関連したハッブルパラメータの急速な進化は、構成エントロピーの大きな散逸の説明を提供する可能性があります。
濃縮二酸化ゲルマニウムの水素還元とLEGEND実験のためのゾーン精製
| Title |
Hydrogen_reduction_of_enriched_germanium_dioxide_and_zone-refining_for_the_LEGEND_experiment |
| Authors |
Kevin-Peter_Gradwohl_(1),_Oskar_Moras_(2),_Jozsef_Janicsk\'o-Cs\'athy_(1),_Stefan_Sch\"onert_(2)_and_R._Radhakrishnan_Sumathi_(1)_((1)_Leibniz-Institut_f\"ur_Kristallz\"uchtung,_(2)_Physik_Department,_Technische_Universit\"at_M\"unchen) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07585 |
現在建設中のLEGEND実験では、$^{76}$Geのニュートリノのないダブルベータ崩壊の検索のために、Ge検出器の多数の配列を操作します。このホワイトペーパーでは、LEGEND実験用の検出器を製造する取り組みの一環として、$^{76}$Geに富む二酸化ゲルマニウムの水素還元のためのプロセス開発について報告します。プロセスは、動的な未反応収縮モデルを介して最適化され、天然のGeO$_2$のバッチでテストされました。同位体濃縮されたGe23kgのバッチの削減を完了し、平均収率は99.85％でした。その後、Geはゾーン精製によって固有の純度に精製され、全体の99％のGe収率が達成されました。中間の地下貯蔵を使用して、156時間の平均宇宙線曝露が蓄積されました。プロセス中の損失を回避し、リサイクルするために特別な注意が払われました。
