| Title |
HI_intensity_mapping_with_the_MIGHTEE_survey:_power_spectrum_estimates |
| Authors |
Sourabh_Paul,_Mario_G._Santos,_Junaid_Townsend,_Matt_J._Jarvis,_Natasha_Maddox,_Jordan_D._Collier,_Bradley_S._Frank,_Russ_Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13550 |
中性水素を用いた強度マッピング（IM）は、宇宙の大規模構造を調べるための有望な手段です。MeerKATシングルディッシュ測定では、スケールが$>1$度に制限されます。これにより、バリオン音響振動と赤方偏移空間の歪みに重要な制約を設定できます。ただし、MeerKATの干渉観測により、関連する宇宙論的スケールを調べることもできます。この論文では、ミーアキャットの既存の大規模調査プロジェクト（MIGHTEE）の1つを使用して、半線形スケールでHIの統計的検出を行うことができることを確立します。これにより、単一皿のIMに有用な補完性が提供されます。MIGHTEE観測をエミュレートし、$k>0.3$$\rm{Mpc}^{-1}$の場合に$z=0.27$でHIパワースペクトルで達成できる制約を予測する専用のシミュレーションパイプラインを提示します。フォアグラウンド回避方法を使用します。データ自体からのHI、ノイズ、および点光源モデルからの寄与を含む、COSMOSフィールドでの現在のシミュレーションによるパワースペクトル推定値を示します。\textit{visibility}ベースのパイプラインの結果は、すでに利用可能なMIGHTEEデータとよく一致しています。この論文は、MeerKATが半線形スケールでの完全なMIGHTEE調査でHIを検出するために非常に高い感度を達成できることを示しています（$k=0.49$$\rm{Mpc}^{-1で信号対雑音比$>7$}$）は、変動のスペクトルインデックス、ウォームダークマターの制約、準線形赤方偏移空間の歪み、$z\sim0.5$までの宇宙のHI含有量の測定などの宇宙論的量の調査に役立ちます。
NanoGrav12.5年データとさまざまな確率的重力波バックグラウンドソース
| Title |
NanoGrav_12.5-yr_data_and_different_stochastic_Gravitational_wave_background_sources |
| Authors |
Ligong_Bian,_Jing_Liu,_and_Ruiyu_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13893 |
NANOGravコラボレーションは最近、パルサータイミングデータの確率的共通スペクトルプロセスの強力な証拠を観察しました。この作業では、このプロセスを、一次相転移、宇宙ひも、ドメインウォール、および大振幅曲率摂動から生成された確率的重力波バックグラウンドとして解釈する可能性を評価します。
暗光子共鳴からNANOGrav観測への重力波生成の意味と相対論的種の有効数
| Title |
Implications_of_Gravitational-wave_Production_from_Dark_Photon_Resonance_to_NANOGrav_Observations_and_Effective_number_of_Relativistic_Species |
| Authors |
Ryo_Namba,_Motoo_Suzuki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13909 |
軸索場のコヒーレント振動は、共鳴とタキオン増強により、自然に初期宇宙での暗光子粒子の大量生成を促進します。その過程で、エネルギーは前者から後者に突然移動し、重力波の発生を引き起こします。結果として生じる重力波は、今日、確率的背景として最終的に観測されることになっています。この生産の分析結果を報告し、NANOGravコラボレーションによる最近のパルサータイミング結果に接続します。質量$m_\phi\sim10^{-13}\、{\rmeV}$と減衰定数$f_\phi\sim10^{16}\、{\rmの周りの利用可能なパラメータ空間を示します。信号を説明するメカニズムのために、${\calO}（1）$の無次元結合を持つGeV}$。アクシオンが宇宙を支配するのを回避するメカニズムは、このモデルの必要な要素であり、対称性を回復し、アクシオンを生成後に質量のないものにする可能性について説明します。また、現在のハッブル定数の決定に必要な相対論的種の有効数の潜在的な影響についてもコメントします。
潜在的なGW190521電磁カウンターパートZTF19abanrhrからの標準的なサイレン宇宙論的測定
| Title |
A_Standard_Siren_Cosmological_Measurement_from_the_Potential_GW190521_Electromagnetic_Counterpart_ZTF19abanrhr |
| Authors |
Hsin-Yu_Chen,_Carl-Johan_Haster,_Salvatore_Vitale,_Will_M._Farr,_Maximiliano_Isi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14057 |
ブラックホール連星の合併GW190521に対する電磁気の対応する候補ZTF19abanrhrの識別は、一意に識別されたホスト銀河を持つこの標準的なサイレンから宇宙論的パラメーターを推測する可能性を開きます。遠い合併はハッブル定数を超えた宇宙論的推論を可能にします。ここでは、電磁気データから計算されたZTF19abanrhrの3次元空間位置が、LIGO-Virgoコラボレーションによって提供されたGW190521の更新された空のローカリゼーションと一致していることを示します。ZTF19abanrhrがGW190521の合併に関連付けられており、フラットなwCDMモデルを想定している場合、$H_0=48^{+24}_{-10}$km/s/Mpc、$\Omega_m=0.39^{+0.38}_{-0.29}$、および$w_0=-1.29^{+0.63}_{-0.50}$（中央値および68％の信頼区間）。別の重力波イベントから推測されたハッブル定数値GW170817を、フラットな${\Lambda}$CDMの仮定と、物理的物質密度${に対するモデルに依存しない制約とともに、分析の前兆として使用する場合。Planckの\omega}_m$から、$H_0=69.1^{8.7}_{-6.0}$km/s/Mpcが見つかります。
TheHaloMod：ハローモデルのオンライン計算機
ハローモデルは、弱いレンズ効果の観測量から銀河の2点相関関数まで、宇宙における物質の分布を記述するための成功したフレームワークです。銀河の2点統計のコンテキストで、ハローモデルとそのコンポーネントのいくつかの基本的な定式化を確認し、そのアプリケーションの一貫したフレームワークを開発します。このフレームワークを使用して、ハローモデルの量を簡単かつ効率的に計算するための新しいPythonツールのプレゼンテーションと、\halomodと呼ばれる\textit{ハロー職業分布}を介した銀河統計への拡張を動機付けます。このツールは効率的で、使いやすく、包括的であり、重要なことに、カスタム拡張機能に関して大きな柔軟性を提供します。このPythonツールは、https：//thehalomod.appにある新しいWebアプリケーションによって補完されます。このアプリケーションは、ブラウザーから直接多くのハローモデル量を生成することをサポートします。これは、教育者、学生、理論家、オブザーバーに役立ちます。
初期宇宙のQCD相転移でのMHD乱流からのNANOGrav信号
NANOGravの共同研究により、最近、1〜100nHzの周波数範囲に確率的重力波バックグラウンドが存在する証拠が報告されました。このようなバックグラウンドは、一次宇宙論的QCD相転移での電磁流体力学（MHD）乱流によって生成された可能性があると主張します。NANOGrav測定は、磁場パラメーターを示唆しています。マイクロガウスに近い共動場強度と、QCD相転移エポックでのハッブル半径の10％に近い相関長です。このようなパラメータを持つ非らせん磁場の乱流崩壊は、ハッブル張力問題の解決策として以前に提案された再結合エポックで十分に強い磁場につながることに気づきます。NANOGrav信号のMHD乱流モデルは、CTAのようなガンマ線望遠鏡を使用して大規模構造のボイド内の遺物磁場を測定することでテストできることを示します。
パーセントレベルでのシグマエイト：実空間でのEFTの可能性
偏ったトレーサーの密度場の有効場の理論の尤度は、摂動論の特定の順序で利用可能なすべての情報を一貫して使用する銀河団からの宇宙論の推論を可能にします。このホワイトペーパーでは、尤度の実空間（フーリエ空間ではなく）の定式化に関する結果と実装の詳細を示します。これにより、調査ウィンドウ関数を組み込むことができます。実装ではさらに、バイアスされたトレーサーにラグランジュフォワードモデルを使用します。これは、任意の順序までのすべての関連する寄与を自動的に考慮します。$\sigma_8$の偏りのない推論は、質量と赤方偏移の範囲にわたるハローサンプルのカットオフ値$\Lambda\leq0.14h\、{\rmMpc}^{-1}$の2％レベルで示されます。推定値は、下限カットオフ限界でのグラウンドトゥルースへの予想される収束を示しています。観測効果を含める可能性は別として、これはEFT尤度に基づく以前の結果よりもさらに大幅な改善を表しています。
ディスクの内惑星形成領域で酸素に富む化学物質を供給する氷のような小石の移動のヒント
| Title |
Hints_for_icy_pebble_migration_feeding_an_oxygen-rich_chemistry_in_the_inner_planet-forming_region_of_disks |
| Authors |
Andrea_Banzatti,_Ilaria_Pascucci,_Arthur_D._Bosman,_Paola_Pinilla,_Colette_Salyk,_Greg_J._Herczeg,_Klaus_M._Pontoppidan,_Ivan_Vazquez,_Andrew_Watkins,_Sebastiaan_Krijt,_Nathan_Hendler,_and_Feng_Long |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13525 |
原始惑星系円盤の相乗的研究を提示して、内部円盤ガス分子と固体小石の大規模な移動との間のリンクを調査します。サンプルには63個のディスクが含まれており、2種類の測定が可能です。i）ALMAまたはSMAを使用したミリメートル観測からのディスク小石（mm-cmダスト粒子）の半径方向分布を示す空間分解ディスク画像、およびii）赤外線分子放出スピッツァーで観察されたスペクトル。H2OとHCN、C2H2、およびCO2の線フラックス比はすべて、ダストディスク半径R$_{dust}$と反相関しており、Najitaetal。によって発見された以前の結果を拡張しています。（2013）HCN/H2Oとダストディスクの質量について。すべての分子に共通の付着光度に依存して正規化することにより、H2O光度のみがディスク半径との検出可能な反相関を維持し、最も強い根本的な関係がH2OとR$_{dust}$の間にあることを示唆します。R$_{dust}$が大規模な小石のドリフトによって設定され、分子の光度が内部ディスクの温かいガスの元素収支を追跡する場合、これらの結果は、内部ディスクの化学的性質が酸素の昇華によって供給されるシナリオで自然に説明できます。-外側の円盤から内側に移動する豊富な氷の小石。反相関は、すべての分子の光度と、内側のディスクダストキャビティの存在とサイズに敏感な赤外線インデックスn$_{13-30}$の間でも検出されます。全体として、これらの関係は、局所的にもディスクスケール全体でも、ダストとガスの発生の間の物理的な相互接続を示唆しています。この解釈をテストし、小石のドリフト、内部ディスクの枯渇、および惑星形成物質の化学的性質の間の相互作用を研究するための基本的な予測について説明します。
TOI 540 b：近くの急速に回転する低質量星を周回する地球よりも小さい惑星
| Title |
TOI_540_b:_A_Planet_Smaller_than_Earth_Orbiting_a_Nearby_Rapidly_Rotating_Low-mass_Star |
| Authors |
Kristo_Ment_(Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian),_Jonathan_Irwin,_David_Charbonneau,_Jennifer_G._Winters,_Amber_Medina,_Ryan_Cloutier,_Mat\'ias_R._D\'iaz,_James_S._Jenkins,_Carl_Ziegler,_Nicholas_Law,_Andrew_W._Mann,_George_Ricker,_Roland_Vanderspek,_David_W._Latham,_Sara_Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Robert_F._Goeke,_Alan_M._Levine,_B\'arbara_Rojas-Ayala,_Pamela_Rowden,_Eric_B._Ting,_Joseph_D._Twicken |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13623 |
低質量星2MASSJ05051443-4756154を周回する地球よりわずかに小さい高温の惑星であるTOI540bの発見を紹介します。惑星の軌道周期は$P=1.239149$日（$\pm$170ms）で、半径は$r=0.903\pm0.052R_{\rmEarth}$であり、観測された質量に基づいて地球である可能性があります-同様の日射量での小さな太陽系外惑星の半径分布。星は14.008pc離れており、その質量と半径はそれぞれ$M=0.159\pm0.014M_{\rmSun}$と$R=0.1895\pm0.0079R_{\rmSun}$と推定されます。この星は、$P_{\rmrot}=17.4264+/-0.0094$時間という非常に短い自転周期と、それに対応する0.007の小さなロスビー数、および$L_Xの高いX線対ボロメータ光度比で特徴的です。/L_{\rmbol}=0.0028$は、スルー操作中の偶発的なXMM-Newton検出に基づいています。これは、最も急速に回転するM矮星について予測されているように、最大値$L_X/L_{\rmbol}\simeq10^{-3}$で観測されているX線放射と一致しています。TOI540bは、強い恒星X線放射による大気侵食を研究するための魅力的なターゲットである可能性があります。また、JWSTを使用した透過および発光分光法と日食測光の最もアクセスしやすいターゲットのひとつであり、輸送中に高解像度分光法を使用したドップラー断層撮影が可能になる場合があります。この発見は、TESSからの正確な測光データと、MEarthチームによる地上での追跡観測に基づいています。
ゆっくりと回転する自転と公転の太陽系外惑星上の凝縮性の水に富む大気の位相曲線の特徴
| Title |
The_Phase-curve_Signature_of_Condensible_Water-rich_Atmospheres_on_Slowly_Rotating_Tidally_Locked_Exoplanets |
| Authors |
Feng_Ding_and_Raymond_T._Pierrehumbert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13638 |
理想化された3次元大循環モデルを使用して、ゆっくりと回転する自転と公転の地球型惑星で効果のないコールドトラップを伴う凝縮性の豊富な大気を研究します。特に、凝縮性水蒸気を伴う薄くて温帯の大気における気候のダイナミクスを示します。昼と夜の半球間の熱放射の逆転を含め、以前の研究で水蒸気暴走温室に接近している私たちの薄くて温帯の大気と暖かくて厚い大気の類似点について説明します。大気中の水蒸気の絶対量に依存する水蒸気のトランジット分光法とは異なり、昼側と夜側の熱放出のコントラストは、背景大気に対する水蒸気の相対比、および星下付近の大気圧に関する情報を提供します。潜在的に居住可能な世界での対流圏界面と夜間の放出レベル。
エリス/ディスノミアシステムI：ディスノミアの軌道
ハッブル宇宙望遠鏡（HST）のWFC3機器からの新しい画像の分析を含む、エリス/ディスノミアシステムに関する新しい結果を紹介します。2018年1月と2月にプログラム15171に7つのHST軌道が授与され、全軌道期間にわたってダイスノミアをサンプリングするために観測の間隔が選択されました。エリスとディスノミアの相対位置天文学を使用して、ディスノミアに最適なケプラーの軌道を計算しました。ケプラーの適合に基づいて、15.785899$\pm$0。000050日の公転周期が見つかりました。これは、最近の研究とよく一致しています。$\leq$17Myrの推定離心率減衰タイムスケールにもかかわらず、6.2-$\sigma$レベルで0.0062の非ゼロ離心率を報告します。ErisとDysnomiaの両方のボリュームを考慮すると、新しいシステム密度は2.43$\pm$0.05gcm$^{-3}$と計算され、以前の値である2.52$\pm$0.05から$\sim$4％減少しました。gcm$^{-3}$。新しい位置天文測定は、軌道極の向きの縮退を打破するのに十分な精度であり、Dysnomiaが順行的に軌道を回っていることを示しています。エリスの太陽周回軌道の平面に対するディスノミアの軌道傾斜角は78.29$\pm$0.65$^{\circ}$と計算され、以前の研究と一致しています。次の相互イベントシーズンは2239年に発生します。この調査で検討されたすべてのデータに適合するケプラー軌道は6.3-$\sigma$レベルで除外できますが、偏差の原因を特定することはこの作業の範囲外でした。
地上ベースのクロマティックロシター-マクラフリン観測からのHD189733bの最も広いブロードバンド伝送スペクトル（0.38-1.71
$ \ mu $ m）
| Title |
The_widest_broadband_transmission_spectrum_(0.38-1.71_$\mu$m)_of_HD_189733b_from_ground-based_chromatic_Rossiter-McLaughlin_observations |
| Authors |
M._Oshagh,_F._F._Bauer,_M._Lafarga,_K._Molaverdikhani,_P._J._Amado,_L._Nortmann,_A._Reiners,_A._Guzm\'an-Mesa,_E._Pall\'e,_E._Nagel,_J._A._Caballero,_N._Casasayas-Barris,_A._Claret,_S._Czesla,_D._Galad\'i,_Th._Henning,_S._Khalafinejad,_M._L\'opez-Puertas,_D._Montes,_A._Quirrenbach,_I._Ribas,_M._Stangret,_F._Yan,_M._R._Zapatero_Osorio,_M._Zechmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13823 |
マルチバンド測光通過観測（分光測光）は、これまで主に、通過する太陽系外惑星の大気を研究するための広帯域透過スペクトルを取得するために使用されてきました。クロマチックロシター-マクラフリン観測を使用して広帯域透過スペクトルを回復するために、代替方法が提案され、一度だけ使用されました。HD189733bの透過スペクトルを取得するために、HARPSおよびCARMENES機器で取得されたアーカイブおよび新しい観測データに対して、クロマティックロシター-マクラフリン法を使用します。組み合わされた結果は、地上観測から得られた太陽系外惑星の最も広い検索された広帯域伝送スペクトルをカバーしています。可視波長範囲で取得したスペクトルは、かすんでいる雰囲気の兆候を示しており、ナトリウムとカリウムの存在の兆候も含まれています。これらの調査結果はすべて以前の研究と一致しています。可視と近赤外線の透過スペクトルの組み合わせは、HD189733bの大気中のスーパーレイリースロープ、可視と近赤外線の間の未知の系統的な機器オフセット、または強いなど、いくつかの起源を持つ可能性のある強い急勾配を示します。恒星活動の汚染。ホスト星は確かに非常に活発であることが知られており、取得された透過スペクトルに偽の特徴を簡単に生成する可能性があります。CARMENES観測を使用して、このシナリオを評価し、HD189733のアクティブ領域のいくつかのプロパティに有益な制約を課しました。HD189733に星黒点が存在することで、ブロードバンド伝送スペクトルで観測された強い勾配を簡単に説明できることを示します。
バイナリメインベルト彗星の成分特性と相互軌道288P /（300163）2006 VW139
| Title |
Component_properties_and_mutual_orbit_of_binary_main-belt_comet_288P/(300163)_2006_VW139 |
| Authors |
Jessica_Agarwal,_Yoonyoung_Kim,_David_Jewitt,_Max_Mutchler,_Harold_Weaver,_Stephen_Larson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13844 |
二重小惑星288P/（300163）は、広い分離と高い質量比の組み合わせと、彗星のような活動の両方で珍しいものです。活動と異常な軌道との間に因果関係があるかどうか、または代わりに活動がそのようなサブ秒単位のシステムに対する強い検出バイアスを克服するのに役立ったかどうかは現在不明です。可能な形成シナリオを区別する観測上の制約を見つけ、システムコンポーネントの物理的特性を特徴づけることを目的としています。2011年から2020年までの25エポックからの高解像度ハッブル宇宙望遠鏡/広視野カメラ3画像に点像分布関数フィッティングを使用してコンポーネントの分離と明るさを測定しました。測光からコンポーネントのサイズと形状を制約し、ケプレリアン軌道を時間の関数としての分離。コンポーネントAとBを半軸の長さがa$<$bの扁長回転楕円体として近似し、幾何アルベドを0.07と仮定すると、$a_A\leq$0.6km、$b_A\geq$1.4km、$a_B\leq$が見つかります。0.5km、および$b_B\geq$0.8km。ダスト生成がB付近に集中している可能性があり、2016年の近日点通過中に相互軌道周期が1〜2日変化した可能性があることを示しています。軌道ソリューションは、（105-109）kmの範囲の半主軸、0.41から0.51の間の奇行、および近日点前（117.3-117.5）日と近日点後（118.5-119.5）日の期間を持ち、システムに対応します。（6.67-7.23）$\times$10$^{12}$kgの範囲の質量。相互および太陽周回軌道面は大まかに整列しています。軌道整列に基づいて、YORP効果による前駆体のスピンアップがバイナリシステムの形成につながったと推測します。私たちのデータは単一のアクティブなコンポーネントを持つシナリオをサポートしているため、アクティビティが分割によって直接トリガーされたごく最近の形成のシナリオは嫌いです（ただし除外することはできません）。
半自動隕石回収のための機械学習
| Title |
Machine_Learning_for_Semi-Automated_Meteorite_Recovery |
| Authors |
Seamus_Anderson,_Martin_Towner,_Phil_Bland,_Christopher_Haikings,_William_Volante,_Eleanor_Sansom,_Hadrien_Devillepoix,_Patrick_Shober,_Benjamin_Hartig,_Martin_Cupak,_Trent_Jansen-Sturgeon,_Robert_Howie,_Gretchen_Benedix,_Geoff_Deacon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13852 |
ドローンと機械学習アルゴリズムを使用して、火の玉ネットワークによって観測および制約された隕石の落下を回復するための新しい方法論を提示します。このアプローチでは、特定の秋の場所のローカル地形の画像を使用して、隕石候補を検出するように設計された人工ニューラルネットワークをトレーニングします。方法論をフィールドテストして、75〜97％の隕石検出率を示し、同時に偽陽性を排除する効率的なメカニズムを提供しました。西オーストラリア州内の多くの場所でのテストでは、このトレーニングスキームがモデルを一般化して、局所的な地形の特徴を学習できることも示されています。私たちのモデルトレーニングアプローチでは、従来の検索手法を使用して発見された、ネイティブの秋のサイトで3つの隕石を正しく識別することもできました。私たちの方法論は、世界中に広がる火の玉ネットワーク内のさまざまな場所にある隕石の落下を回復するために使用されます。
CMコンドライトの熱変成作用のタイミング：リュウグウとベンヌの将来のサンプルリターンへの影響
| Title |
Timing_of_thermal_metamorphism_in_CM_chondrites:_implication_for_Ryugu_and_Bennu_future_sample_return |
| Authors |
Elsa_Amsellem,_Fr\'ed\'eric_Moynier,_Brandon_Mahan,_Pierre_Beck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13872 |
炭素質コンドライトは、そのほとんどがかなりの量の含水鉱物相を含んでいるため、地球型惑星への水やその他の揮発性物質の潜在的な原因と見なされることがよくあります。このように、炭素質コンドライトは地球の構成要素の候補であり、それらの熱履歴を解明することは、地球と地球型惑星の揮発性元素の歴史を理解するために直接重要です。CMタイプの炭素質コンドライトのかなりの部分が熱的に変成または加熱され、水分の一部を失っています。そのような加熱イベントの起源とタイミングは、短命の放射性加熱を介して太陽系の最初のMyrsで発生したか、後で衝撃によって誘発された加熱や太陽放射によって発生した可能性があるため、まだ議論されています。RbはSrよりも揮発性が高く、一部の加熱されたCMコンドライトはRbが非常に枯渇しているため、87Rbから87Srへの放射性崩壊に基づく年代測定システムを使用して、RbとSrの分別に関連する加熱イベントを年代測定できます。87Rb87Srシステムを活用して、5つのCMコンドライト（PCA02012、PCA02010、PCA91008、QUE93005、およびMIL07675）の加熱を行いました。5つの隕石すべての加熱イベントは、太陽系の形成後少なくとも3Gaで発生したことがわかります。そのようなタイミングは、これらの隕石の熱変成作用の起源としての短命の放射性加熱を除外し、そのような加熱イベントをC型小惑星の衝突族の年齢に関連付けます。
炭素質コンドライトにおける小惑星過程の鉄の記録
| Title |
The_iron_record_of_asteroidal_processes_in_carbonaceous_chondrites |
| Authors |
A._Garenne,_P._Beck,_G._Montes-Hernandez,_L._Bonal,_E._Quirico,_O._Proux,_J.L._Hazemann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13950 |
鉄の価数は、一次ケイ酸塩岩の加水分解を追跡するための地上研究で使用されてきました。ここでは、同様のアプローチを使用して、炭素質コンドライトに影響を与えた二次プロセス、つまり熱変成作用と水性変質作用を特徴付けます。Fe-K吸収端でのX線吸収端構造分光法は、一連の36CM、9CR、10CV、および2CIコンドライトで実行されました。研究された4つの炭素質コンドライトグループの中で、鉄の酸化指数（IOI=[2（（Fe2+）+3（Fe3+））/FeTOT）と水素含有量の間に相関関係が観察されます。ただし、進行性の変化シーケンスが定義されているCMグループ内では、水性変化の程度が増すにつれて、Fe3+からFe2+への変換が観察されます。この鉄の減少は、二次相の鉱物学の進化によって説明することができます。いくつかの熱変成作用を経験した少数のCMコンドライトの場合、水性変成作用に加えて、水性変成作用の酸化還元記憶が存在します。3+2+0Feのかなりの部分が、Feおよび時にはFeとともに存在します。私たちのデータセットから、CRコンドライトは1.5から2.5までのより広い範囲のIOIを示しています。考えられるすべてのCRコンドライトでは、鉄の3つの酸化状態が共存しています。最も変化の少ないCRコンドライトでも、Fe3+の割合が高くなる可能性があります（MET00426の場合は30％）。この観察は、酸化鉄がマトリックス中の細粒アモルファス材料の形成中に組み込まれたことを確認します。最後に、CVコンドライトのIOIは、金属と磁鉄鉱の比率に基づく還元/酸化分類を反映していませんが、記述岩石のタイプと強く相関しています。したがって、CVコンドライト中の鉄の価数は、これらのプロセスが一緒に発生する可能性がある場合でも、水性変化ではなく、熱履歴に最も密接に関連しているように見えます。
新鮮な炭素質コンドライトMukundpuraの有機化合物の鉱物学、化学および組成：CM1またはCM2？
| Title |
Mineralogy,_chemistry_and_composition_of_organic_compounds_in_the_fresh_carbonaceous_chondrite_Mukundpura:_CM1_or_CM2? |
| Authors |
S._Potin,_P.Beck,_L._Bonal,_B._Schmitt,_A._Garenne,_F._Moynier,_A._Agranier,_P._Schmitt-Kopplin,_A.K._Malik,_E._Quirico |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14029 |
ここでは、落下したばかりのMukundpuraCMコンドライトで実行されたいくつかの実験室分析を紹介します。赤外線透過分光法、熱重量分析、反射分光法の結果は、ムクンドプラが主にフィロケイ酸塩で構成されていることを示しています。希土類微量元素の組成と可溶性有機物（SOM）の超高分解能質量分析により、CMコンドライトと一致する結果が得られます。最後に、ラマン分光法は隕石の熱変化の兆候を示していません。すべての結果は、ムクンドプラがその親体の水によって強く変化したことに同意します。隕石で得られた結果を既知の岩石学的タイプの他のコンドライトの結果と比較すると、ムクンドプラはCM1コンドライトに類似しており、CM2としての元の分類とは異なるという結論に至ります。
タイプ3炭素質コンドライトのスペクトル反射率分析とそれらの小惑星親体の検索
| Title |
Spectral_reflectance_analysis_of_type_3_carbonaceous_chondrites_and_search_for_their_asteroidal_parent_bodies |
| Authors |
Jolantha_Escrig,_Lydie_Bonal,_Pierre_Beck,_Trygve_Prestgard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14044 |
未分化の小惑星は、私たちの太陽系で最も原始的な物体の1つであり、激しい加熱メカニズムから逃れています。小惑星で測定された反射スペクトルに含まれる情報を理解するのを助けるために、私たちは実験室で隕石を分析しました。23CV3、15CO3、4CR2、31UnequilibratedOrdinaryChondrites（UOC）などの反射スペクトルの大規模なセットの詳細な分析を示します。各サンプルには、十分に特性化された熱履歴があります。反射スペクトルの変動は、各コンドライトグループ間およびグループ内で観察されます。UOCは体系的に深い吸収特性を示し、炭素質コンドライトとは区別されます。この研究で提示されたCR2サンプルは、より低い波長で1{\mu}mのバンドを示すことにより、タイプ3コンドライトと簡単に区別されます。CVコンドライトとCOコンドライトは同等の鉱物組成を示すため、スペクトルの特徴だけに基づいて区別することはできません。CVコンドライトの場合、1{\mu}mのバンド深さは変成グレードの増加とともに増加しますが、COコンドライトの中で、スペクトルは増加する視覚的傾斜を示します。コンドライトのスペクトルをさまざまな端成分小惑星のスペクトルと比較することにより、研究対象のコンドライトへのいくつかの可能な遺伝的関連を示唆することができます。
ALMAによって検出された海王星の赤道成層圏におけるガス状シアン化水素の帯状分布
| Title |
A_belt-like_distribution_of_gaseous_hydrogen_cyanide_on_Neptune's_equatorial_stratosphere_detected_by_ALMA |
| Authors |
Takahiro_Iino,_Hideo_Sagawa,_Takashi_Tsukagoshi_and_Satonori_Nozawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14072 |
海王星の成層圏シアン化水素（HCN）の積分強度と存在量の空間分解マップを提示します。分析されたデータは、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイのアーカイブされた2016年の観測から得られました。0.42$\times$0.39秒角の合成ビームは、ディスクの中心での緯度方向の解像度$\sim$20度に相当し、海王星の直径2.24秒角のディスクを解像するのに十分な細かさでした。さまざまな光路長の影響を補正した後、HCN放射の空間分布がネプチューンのディスク上で導出され、赤道での帯状のHCN増強が明確に示されます。放射伝達解析によると、赤道で測定されたHCNの体積混合比は、10$^{-3}$バールの圧力レベルを1.92ppb上回っていました。HCNの空間分布は、子午面大気循環による対流圏からのN$_{2}$の輸送の影響、または彗星衝突などの外部供給の影響（またはこれらの理由の両方）として解釈できます。子午面循環の観点から、赤道と極の両方で観察されたHCNの増強は、以前に提案された2セル子午面循環モデルの下向きの枝でのHCNの生成と蓄積によって説明できます。ただし、HCNが枯渇した緯度60Sは、2セル循環モデルの上向き分岐の位置と一致しません。
ガンマ線バースト：私たちが思っていたほど致命的ではない
| Title |
Gamma_Ray_Bursts:_Not_so_Much_Deadlier_than_We_Thought |
| Authors |
Brian_C._Thomas_(Washburn_University),_Dimitra_Atri_(NYU_Abu_Dhabi)_and_Adrian_L._Melott_(Univ._of_Kansas) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14078 |
最大1TeVの範囲で最近検出されたガンマ線バースト残光光子の惑星大気への追加の影響を分析します。地球のような大気の場合、迅速な放出のみをモデルにしたものと比較して、オゾンにはわずかな追加の枯渇があることがわかります。また、惑星表面でのミューオンフラックスのわずかな増強も見られます。全体として、TeV光子を使用した場合でも、追加の残光放出は、過去の研究で見つかったものよりも大幅に大きな影響をもたらさないと結論付けます。
ガリレオ画像からの地形を使用したヨーロッパでの噴火性氷の火山噴火に対する制約
ガリレオソリッドステートイメージャー（SSI）によって撮影されたエウロパの表面の画像は、低粘度の物質の噴火に起因する可能性のある、数キロメートルの滑らかな特徴を示しています。ガリレオ/SSI画像から数値標高モデル（DEM）を作成することにより、これら4つの滑らかな特徴の体積を推定します。シェーディングからの形状法を特別な注意を払って使用して、生成されたDEMの不確実性を推定し、フィーチャのボリュームを（$5.7*10^{7}$m$^{3}$と（$2.7*10）の間で推定します。^{8}$m$^{3}$。凍結貯留層から誘発された噴火の場合の、推定される地下液体貯留層の寸法への影響について説明します。凍結マグマの凍結と凍結のサイクルを考慮することにより、以前の低温火山噴火モデルを改善しました。流出と、蒸発したクリオラバの割合がヨーロッパの表面に広がると推定することにより、これらの滑らかな特徴を生成するには、クリオマグマ貯留層をかなり大きくする必要があることが示されています（流れの特徴が次の場合、1〜100km$^{3}$単一の噴火、および完全な噴火サイクルで0.4〜60km$^{3}$）。将来の2つのミッションJUICE（ESA）とEuropaClipper（NASA）は、2020年代後半にEuropaに到達する必要があります。シュールを理解するための興味深いターゲットであるそれらの推定上の極低温火山地域顔/内部の交換。
20個のCoRoT惑星のエフェメリスの維持：トランジットの最小時間と潜在的なトランジットのタイミング変動
| Title |
Maintaining_the_Ephemeris_of_20_CoRoT_Planets:_Transit_Minimum_Times_and_Potential_Transit_Timing_Variations |
| Authors |
Hans_J._Deeg,_Peter_Klagyivik,_J.D._Armstrong,_David_Nespral,_Lev_Tal-Or,_Roi_Alonso,_Richelle_Cabatic,_Cameron_Chaffey,_Bartek_Gauza,_Sergio_Hoyer,_Christopher_J._Lindsay,_Paulo_Miles-P\'aez,_Patricio_Rojo,_Brandon_Tingley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14132 |
CoRoTミッションによって発見された20の通過する惑星の33の通過最小時間を提示します。これは、これらの惑星の天体暦を維持することを目的として、ミッションの終了以来2012年に地上観測から取得されました。観測された惑星のうち12個は銀河中心近くのCoRoTフィールドにあり、残りの8個の惑星は反中心近くのフィールドにあります。CoRoT3b、11b、13b、27bの場合、トランジットタイミングの大幅な変動の兆候を検出します。さらに2つの惑星（CoRoT18bおよび20b）について、初期の追跡観測におけるタイミングオフセットが、後の時代の追跡観測からのタイミングと一致しない発見出版物の天体暦につながったと結論付けます。CoRoT-20bの場合、これはさらに非通過惑星からの影響が原因である可能性があります。また、報告された最小時間の大部分（33のうち23）は負のO-C値を持っていますが、それらのほとんどはエフェメリスの予想される不確実性の範囲内にあります。
3D恒星照射降着円盤におけるギャップ開口惑星の移動
| Title |
Migration_of_gap-opening_planets_in_3D_stellar-irradiated_accretion_disks |
| Authors |
Ond\v{r}ej_Chrenko,_David_Nesvorn\'y |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14142 |
環境。中程度の間隔での巨大惑星の起源$\simeq$$1$$-$$10$auは、原始惑星系円盤におけるタイプIIの移動の数値研究が、速すぎる準主軸の崩壊を予測することが多いため、まだ完全には理解されていません。最近の2Dシミュレーションによると、ギャップを開く惑星の内側への移動は、中央の星からの照射によって外側のギャップエッジが加熱され、膨らんだ場合、遅くなるか、逆になることさえあります。目的。ここでは、恒星照射がディスク駆動トルクをどのように低減し、より現実的な3Dディスクの移行にどのように影響するかを研究します。メソッド。放射伝達を伴う3D流体力学シミュレーションを使用して、受動的に加熱された降着円盤に埋め込まれた単一のギャップ開口惑星に作用する静的トルクを調査しました。結果。私たちのシミュレーションは、照射された外側のギャップエッジで温度の逆転が確立され、スケールの高さが局所的に増加すると、負の外側のリンドブラッドトルクの大きさが減少することを確認します。ただし、温度超過は2Dシミュレーションで想定されるよりも小さく、トルクの低下は特定のパラメーターでのみ顕著になります。粘度$\alpha=10^{-3}$の場合、総トルクは$0.1$から$0.7$の木星質量の範囲で減少し、最も強い減少は$-0.17$の係数です（外向きの移動を意味します）。）土星質量惑星の場合。木星質量の惑星の場合、トルクの減少は$\alpha$の増加とともに強くなります（$\alpha=5\times10^{-3}$の場合、トルクは半分になります）。結論。適度に広く深いギャップを開く惑星は、最大のトルク変更の影響を受け、ギャップエッジ照明のためにそれらのタイプIIの移動が停止する可能性があると結論付けます。次に、トルクの減少は、$\gtrsim$$1$auで形成される巨大惑星の軌道を安定させるのに役立つ可能性があると主張します。
ガイアによる視線速度太陽系外惑星の真の質量の決定：褐色矮星/恒星体制の9つの惑星候補と27の確認された惑星
| Title |
Determining_the_true_mass_of_radial-velocity_exoplanets_with_Gaia:_9_planet_candidates_in_the_brown-dwarf/stellar_regime_and_27_confirmed_planets |
| Authors |
Flavien_Kiefer,_Guillaume_H\'ebrard,_Alain_Lecavelier,_Eder_Martioli,_Shweta_Dalal_and_Alfred_Vidal-Madjar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14164 |
質量は、天体の本質を決定するための最も重要なパラメータの1つです。それでも、多くの公開された太陽系外惑星は、それらの真の質量の測定を欠いています、特にそれらのホスト星の視線速度（RV）変動のおかげで検出されたもの。それらの場合、空の平面と比較して検出された軌道の傾斜に対するRVの感度が低いため、最小質量、つまり$m\sini$のみがわかります。データベースで与えられる質量は、一般に、想定されるエッジオンシステムの質量（$\sim$90$^\circ$）ですが、0$^\circ$に近い極端な値（face-オン）。このような場合、公開されたオブジェクトの質量は、最大2桁過小評価される可能性があります。本研究では、Kieferらが最近開発したツールであるGASTONを使用します。（2019）＆Kiefer（2019）は、数百の公開された太陽系外惑星候補の傾斜と真の質量を制限するために、膨大なガイア位置天文学データベースを利用します。恒星または褐色矮星（BD）ドメインに9つの太陽系外惑星候補があり、そのうち6つは特徴付けられていません。30AriBb、HD141937b、HD148427b、HD6718b、HIP65891b、およびHD16760bの質量が3$\sigma$で13.5M$_\text{J}$より大きいことを示します。また、HD10180c、d、gを含む27個の太陽系外惑星の惑星の性質を確認します。BDドメインの公転周期、奇行、ホスト星の金属量を調べたところ、他の出版物と一致する真の質量に関する分布が見つかりました。公転周期の分布は、$\sim$100日未満のBD検出の欠如を示していますが、離心率と金属量の分布は、惑星に類似したBDと星に類似したBDの間の遷移と一致しています。約40-50M$_\text{J}$。
高赤方偏移銀河のIRX-$ \ beta $関係
| Title |
The_IRX-$\beta$_relation_of_high-redshift_galaxies |
| Authors |
Lichen_Liang,_Robert_Feldmann,_Christopher_C._Hayward,_Desika_Narayanan,_Onur_\c{C}atmabacak,_Du\v{s}an_Kere\v{s},_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Philip_F._Hopkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13522 |
赤外線超過（IRX）とUVスペクトル勾配（$\beta_{\rmUV}$）の関係は、銀河の塵の性質の経験的な調査です。この関係の形状、散乱、および赤方偏移の進化はよく理解されていませんが、高赤方偏移での銀河のダスト含有量と星形成率（SFR）の推定に不確実性をもたらします。この研究では、IRX-$\beta_{\rmUV}$関係の性質と特性を、$z=2-6$銀河のサンプル（$M_*\約10^9-10^{12）で調べます。}\、M_\odot$）は、現実環境におけるフィードバック（FIRE）プロジェクトの高解像度宇宙論的シミュレーション（MassiveFIRE）から抽出されました。私たちのサンプルの銀河は、IRX-$\beta_{\rmUV}$の関係を示しています。これは、近くの銀河で観測された関係とよく一致しています。IRXはUV光学的厚さと密接に関連しており、主に総ダスト質量ではなくダストから星への形状によって決定されますが、$\beta_{\rmUV}$は恒星の特性、UV光学的厚さ、およびダスト消火法。全体として、サンプルのIRX-$\beta_{\rmUV}$関係のばらつきの多くは、固有のUVスペクトル勾配の変動によって引き起こされることがわかります。さらに、IRX-$\beta_{\rmUV}$の関係が、視線方向、ダストと金属の比率、誕生雲の構造、およびダスト消滅の法則にどのように依存するかを評価し、ほとんどのをカプセル化する単純なモデルを提示します。依存関係が見つかりました。したがって、報告されている$z>5$での赤外線/サブミリ波の明るい物体の「赤字」は、必ずしもそれらの時代の非標準的な減光法則を意味するものではないと主張します。
銀河系暗黒物質分布の不確実性：最新情報
| Title |
Uncertainties_in_the_Galactic_dark_matter_distribution:_an_update |
| Authors |
Maria_Benito,_Fabio_Iocco,_Alessandro_Cuoco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13523 |
ここでは、天体物理学的性質の不確実性が銀河系である天の川内の暗黒物質分布の決定に与える影響の定量的で正確な推定値を示します。以前の分析の更新に基づいて、この作業は、それぞれGRAVITYコラボレーションとGAIA衛星からの天体物理学的関連量（銀河パラメーター（R0、V0）など）の最近の新しい決定によって動機付けられています。これらの最先端の決定と、統計的および体系的な不確実性の範囲があっても、以前の研究に比べてはるかに狭く、暗黒物質の分布に関する不確実性と、それを超える物理の探索への影響があります。標準模型はかなり大きいままです。
かすかな電波空の超深度マルチバンドVLA調査（COSMOS-XS）：ソースカタログと数カウント
| Title |
An_Ultra-deep_Multi-band_VLA_Survey_of_the_Faint_Radio_Sky_(COSMOS-XS):_Source_Catalog_and_Number_Counts |
| Authors |
D._Van_der_Vlugt,_H.S.B._Algera,_J.A._Hodge,_M._Novak,_J.F._Radcliffe,_D.A._Riechers,_H._R\"ottgering,_V._Smol\v{c}i\'c,_F._Walter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13528 |
COSMOSフィールドでの10GHzおよび$3$GHzでの超深度の整合解像度KarlG。Jansky超大型アレイ（VLA）観測を提示します：COSMOS-XS調査。最後の10GHzと$3$GHzの画像は$\sim16\rm{arcmin}^{2}$と$\sim180\rm{arcmin}^{2}$をカバーし、中央値rms値$0.41\mu\rm{Jy\に達します。、beam}^{-1}$と$0.53\mu\rm{Jy\、beam}^{-1}$、それぞれ。両方の画像の角度解像度は$\sim2.0''$です。広帯域にわたるスペクトル形状と解像度の変動を完全に説明するために、マルチスケール、マルチ周波数合成アルゴリズムを使用してすべてのデータを画像化します。$5\sigma$のピーク輝度しきい値を超える、それぞれ91および1498ソースの10および$3$GHz画像のソースカタログを示します。モンテカルロシミュレーションによって計算された完全性補正を含むソースカウントを示します。$\sim2.8\mu$Jyまでの直接検出での$3$GHzでの修正された無線カウントは、3および1.4GHzでの他の結果との不確実性の範囲内で一貫していますが、以前の直接検出よりも弱いフラックス密度にまで及びます。超微弱な$3$GHzの数は、以前のP（D）分析と一致して、SKASimulatedSkiesプロジェクトのフレームワークで開発された半経験的電波空シミュレーションによって予測された数を超えることがわかりました。私たちの測定された光源数は、これらのかすかな星形成光源のより急な光度関数の進化を示唆しています。半経験的階層型電波銀河系外連続体シミュレーション（T-RECS）は、この急勾配の進化を予測し、私たちの結果とよりよく一致しています。$10$GHzの無線数のカウントも、宇宙分散から予想される変動の範囲内でT-RECSシミュレーションによって予測されたカウントと一致します。要約すると、十分に研究されたCOSMOS分野でのマルチバンドの一致した解像度のCOSMOS-XS調査は、次世代の無線設備を導くのに役立つ超微弱な電波の空の高解像度のビューを提供します。
VLBAとe-MERLINを備えた狭線セイファート1Mrk783の無線構造
| Title |
The_Radio_Structure_of_the_Narrow-Line_Seyfert_1_Mrk_783_with_VLBA_and_e-MERLIN |
| Authors |
E._Congiu,_P._Kharb,_A._Tarchi,_M._Berton,_A._Caccianiga,_S._Chen,_L._Crepaldi,_F._Di_Mille,_E._J\"arvel\"a,_M._E._Jarvis,_G._La_Mura,_A._Vietri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13529 |
この論文では、狭線セイファート1銀河Mrk783の新しい電波および光学観測の分析を示します。e-MERLIN干渉計で実行された1.6GHz観測は、以前に観測された拡散放射の存在を確認します。ベリーロングベースラインアレイ（VLBA）は、1.6GHz（Lバンド）と5GHz（Cバンド）の両方で核源も検出します。Lバンド画像は未解決のコアのみを示していますが、Cバンド画像は60{\deg}の位置角で部分的に解決された構造の存在を示しています。両方のバンドの放射の輝度温度（$>10^6$K）は、それがAGNによって生成されたpcスケールのジェットであることを示唆しています。比較的急勾配のVLBAスペクトルインデックス（$\alpha_{VLBA}=0.63\pm0.03$）は、ミリ秒単位の光学的に薄い放射の存在と一致しています。最後に、銀河で検出されたkpcとpcスケールの無線構造の間に不整合が生じる可能性のある2つのシナリオを調査しました。また、銀河の光学形態を分析しました。これは、Mrk783が比較的最近になって合併したことを示唆しています。
かすかな電波空の多波長解析（COSMOS-XS）：超かすかな電波集団の性質
| Title |
A_Multi-wavelength_Analysis_of_the_Faint_Radio_Sky_(COSMOS-XS):_the_Nature_of_the_Ultra-faint_Radio_Population |
| Authors |
H.S.B._Algera,_D._Van_der_Vlugt,_J._A._Hodge,_I._Smail,_M._Novak,_J.F._Radcliffe,_D.A._Riechers,_H._R\"ottgering,_V._Smol\v{c}i\'c,_F._Walter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13531 |
超深部電波調査は、塵に覆われた星形成の非常に貴重な調査ですが、それらの可能性を最大限に活用するには、電波AGNからの相対的な寄与を明確に理解する必要があります。$\sim350\text{arcmin}の領域で3GHzで検出された1540のソースのサンプルに基づいて、KarlG.Jansky超大型アレイCOSMOS-XS調査で検出された$\mu$Jy無線母集団の構成を調査します。^2$。この超深度調査は、3GHzと10GHzの両方で十分に研究されたCOSMOSフィールドの単一ポインティングで構成され、それぞれ$0.53$と$0.41\mu$Jyビーム$^{-1}$のRMS感度に達します。近紫外線/光学からサブmmのデータの組み合わせに基づいて、電波源の$97\％$に対応する多波長を見つけ、光学/近赤外線波長でのスタッキング分析を通じて、電波源が不足していることをさらに示します。そのような対応物は、本質的に高赤方偏移である可能性があります（通常は$z\sim4-5$）。COSMOSを介した多波長データを利用して、さまざまな診断を通じてAGNを特定し、これらがサンプルの$23.2\pm1.3\％$を構成し、残りが汚染されていない星形成銀河を構成していることを発見します。ただし、AGNの半分以上は、星形成に由来する電波放射と一致しており、電波源の$8.8\pm0.8\％$のみが、明らかに過剰な電波光度を示しています。3GHzで$\sim30\mu$Jyの磁束密度では、星形成電源の割合は$\sim90\％$に達し、この割合はさらに低い磁束密度での1と一致します。全体として、私たちの調査結果は、COSMOS-XSなどの超深度電波調査が、星形成を動力源とする電波源のクリーンなサンプルを取得するための非常に効果的な手段を構成することを示唆しています。
BALおよびMini-BALクエーサーの長距離X線変動
24個のBALクエーサーと35個のミニBALクエーサーの偏りのない均一に選択されたサンプルの残りのフレーム$\approx$0。1-5年のX線変動特性を調査し、そのような変動を調査するために使用される最大の代表サンプルにしました。これらのクエーサー集団のX線変動振幅の分布は、非BALの電波が静かな（典型的な）クエーサーの分布と統計的に類似していることがわかります。
プランクのダスティGEMS。 VIII。 z〜3で最も活発なほこりっぽいスターバーストの高密度ガス貯留層
| Title |
Planck's_Dusty_GEMS._VIII._Dense-gas_reservoirs_in_the_most_active_dusty_starbursts_at_z~3 |
| Authors |
R._Canameras,_N._P._H._Nesvadba,_R._Kneissl,_S._Koenig,_C._Yang,_A._Beelen,_R._Hill,_E._Le_Floc'h,_and_D._Scott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13538 |
PlanckのダスティGEMSの一部であるz〜3-3.5にある、最も明るいレンズ付きのほこりっぽい星形成銀河の3つにおける、高密度トレーサー分子HCN、HCO+、およびHNCのALMA、NOEMA、およびIRAM-30m/EMIR観測を示します。サンプル、それらの例外的なレベルの星形成に密接に関連するガス貯留層を精査するため。J_up=4と6の間の10本の輝線のロバストな検出と、いくつかの追加のフラックス上限が得られます。PLCK_G244.8+54.9では、z=3.0で最も明るい光源、0.1"の解像度でのHNC（5-4）線放射、および他の空間的に統合された線プロファイルは、密度の高い、より拡散したガス貯留層の同等の分布を示唆しています。サンプルのHCO+/HCN>1およびHNC/HCN〜1の線比は、近くのULIRGの線比と類似しており、光子が支配的な領域と一致しています。重要な機械的加熱またはAGNフィードバックの兆候純粋な衝突励起を想定した放射伝達モデルを使用してPLCK_G244.8+54.9の高密度ガス励起を特徴付け、J中期のHCN、HCO+、およびHNCラインが高密度から発生することを発見しました。重要な縮退は正確な条件を決定することを妨げるが、H2密度n〜10^5-6cm^-3の位相。3つのGEMSは、近くの宇宙で導出された高密度ガス星形成法則の外挿と一致しており、さらにevを追加します。z〜3で最も活動銀河で観測された極端な星形成率は、それらの重要な高密度ガス含有量の結果であるというアイデンティティ。HCN/[CI]およびHCO+/[CI]の線比によってトレースされた高密度ガス質量分率は上昇していますが、z>2にある他のレンズ付きのほこりっぽい星形成銀河と比較して例外ではなく、ローカルULIRGの上部エンベロープの近くにあります。。私たちの結果はまた、これらの集団における一定の高密度ガス枯渇時間を支持しています。
Ly {\ alpha}エミッターはプロトクラスター領域に分離されていますか？
| Title |
Are_Ly{\alpha}_emitters_segregated_in_protoclusters_regions? |
| Authors |
T._Hough,_S._Gurung-L\'opez,_A._Orsi,_S._A._Cora,_C._G._Lacey_and_C._M._Baugh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13542 |
星間物質（ISM）と銀河間物質（IGM）に中性水素が存在すると、Ly{\alpha}光子に放射伝達（RT）効果が生じ、Ly{\alpha}エミッター（LAE）の可観測性に影響を与えます。。銀河の形成と進化のGALFORM半解析モデルを使用して、これらの効果が、高赤方偏移の高密度領域周辺のH{\alpha}エミッター（HAE）に関するLAEの空間分布をどのように形成するかを分析します。プロトクラスターの大規模なサンプルを検討すると、Ly{\alpha}放射（HAE+LAE）も示すHAEは、$z=2.2$でLy{\alpha}線を表示しない領域と同じ領域に存在することがわかります。$z=2.53$にある最も大規模なプロトクラスターの1つであるプロトクラスターUSS1558-003と比較します。我々の結果は、USS1558-003の高密度領域に存在するHAE+LAEの強い枯渇は宇宙の分散による可能性があることを示しています。$z=2.2$および$z=3.0$で、ISMのRTは、プロトクラスター中心に向かうHAEに関して、HAE+LAEのクラスター化振幅の大幅な低下（$30$-$50$パーセント）を生成することがわかります。$z=5.7$で、プロトクラスターと銀河の初期の進化状態を考えると、HAE+LAEのクラスター化は、プロトクラスターの中心に向かってより小さな変動（$10$-$20$パーセント）を持ちます。輝線銀河サンプルの相当幅と光度の基準に応じて、IGMは、銀河の特性と高密度領域でのクラスター化に軽度または無効の影響を与える可能性があります。
新しいz> 6.3クエーサーサンプルを使用したz〜6銀河間中程度の光学的厚さと透過スパイクの測定
| Title |
Measurements_of_the_z_~_6_Intergalactic_Medium_Optical_Depth_and_Transmission_Spikes_Using_a_New_z_>_6.3_Quasar_Sample |
| Authors |
Jinyi_Yang,_Feige_Wang,_Xiaohui_Fan,_Joseph_F._Hennawi,_Frederick_B._Davies,_Minghao_Yue,_Anna-Christina_Eilers,_Emanuele_P._Farina,_Xue-Bing_Wu,_Fuyan_Bian,_Fabio_Pacucci,_and_Khee-Gan_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13544 |
$6.308\lez\le7の32個のクエーサーを含むクエーサー視線の新しいサンプルを使用して、$5.3<z<6.5$の銀河間媒体（IGM）Ly$\alpha$およびLy$\beta$の有効光学的厚さの新しい測定値を報告します。.00$。これらのクエーサーは、再イオン化エポックの移行段階でのIGMの進化を測定するための大きな統計サンプルを提供します。VLT、Keck、Gemini、LBT、およびMMTを使用して、これらのクエーサーの深い光学スペクトルのデータセットを構築します。個々のスペクトルとスタックスペクトルの両方のLy$\alpha$フォレストを使用して、Ly$\alpha$の有効光学的厚さを$5.36<z<6.57$で測定します。個々の測定値の大きなばらつきは以前の研究と一致しており、不均一な再イオン化プロセスを示唆しています。新しい測定値と以前の結果を組み合わせると、$z>5.3$、$\tau\propto（1+z）^{8.6\pm1.0}でのLy$\alpha$の有効な光学的厚さの変化に最適です。$。次に、Ly$\beta$フォレストを使用して観測されたLy$\beta$の有効光学的厚さを推定し、比較のためにそれらをLy$\alpha$光学的厚さに変換します。これにより、IGM光学的厚さの変化に追加の制約が与えられます。Ly$\beta$ベースの測定値は、Ly$\alpha$フォレストから得られた最適な進化と一般的に一致しています。この新しいサンプルを使用して、$5.5<z<6.3$で389個のLy$\alpha$と50個のLy$\beta$送信スパイクを識別します。透過スパイクを使用して推定されたLy$\alpha$の光学的厚さの上限は、最適な進化とよく一致しています。これらの高赤方偏移透過スパイクの数密度の変化は、再イオン化の終わりに急速な遷移段階があることを示唆しています。光学的厚さの測定値と流体力学的シミュレーションの比較は、IGM中性水素分率$\langlef_{\rmHI}\rangle\gtrsim10^{-4}$が$z=6$であることを示しています。
高極性5員環シアノシクロペンタジエンの星間検出
| Title |
Interstellar_Detection_of_the_Highly_Polar_Five-Membered_Ring_Cyanocyclopentadiene |
| Authors |
Michael_C._McCarthy,_Kin_Long_Kelvin_Lee,_Ryan_A._Loomis,_Andrew_M._Burkhardt,_Christopher_N._Shingledecker,_Steven_B._Charnley,_Martin_A._Cordiner,_Eric_Herbst,_Sergei_Kalenskii,_Eric_R._Willis,_Ci_Xue,_Anthony_J._Remijan,_Brett_A._McGuire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13546 |
6員環と同様に、5員環は有機化学に遍在しており、生化学的重要性の多くを含む、より大きな分子の構成要素として機能することがよくあります。実験室の回転分光法とスターレスクラウドコアTMC-1に向けた無線帯域での高感度スペクトル線調査の組み合わせから、1-シアノ-1,3-シクロペンタジエン$c$-C$_5$の天文学的検出を報告します。H$_5$CN}、シクロペンタジエンの高極性シアノ誘導体、$c$-C$_5$H$_6$。$c$-C$_5$H$_5$CN}の導出された存在量は、多くの炭素鎖の存在量を十分に再現する天体化学モデルから予測されたものよりはるかに大きいです。この発見は、重要な生産メカニズムまたは芳香族物質の大きな貯蔵所のいずれかを考慮する必要があるかもしれないことを意味します。その密接に関連する異性体である2-シアノ-1,3-シクロペンタジエンの明らかな欠如は、その安定性の低さから生じるか、1-シアノ異性体の形成のためのより選択的な経路、おそらく非環式前駆体から始まる経路を示している可能性があります。ピロールやピリジンなどのN複素環が存在しないことは、天文学的な発見に照らして議論されています。
星形成の初期段階での遍在する芳香族炭素化学
| Title |
Ubiquitous_Aromatic_Carbon_Chemistry_at_the_Earliest_Stages_of_Star_Formation |
| Authors |
Andrew_M._Burkhardt,_Ryan_A._Loomis,_Christopher_N._Shingledecker,_Kin_Long_Kelvin_Lee,_Anthony_J._Remijan,_Michael_C._McCarthy,_and_Brett_A._McGuire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13548 |
ベンゼン（$c$-C$_6$H$_6$}）の極性プロキシであるベンゾニトリル（$c$-C$_6$H$_5$CN）は、次の非常に便利な無線プローブとして機能する可能性があります。芳香族化学。ただし、この環が、McGuireetal。によって最初に報告された、分子が豊富な星前雲TMC-1以外の他の天文源で見つかる場合。ここでは、へび座1A、へび座1B、へび座2、およびMC27/L1521Fの4つの追加の星前、およびおそらく原始星のソースにおけるベンゾニトリルの電波天文学的証拠を提示します。これらの検出により、ベンゾニトリルはTMC-1に固有のものではないことが確認されます。むしろ芳香族化学は、星形成の初期段階全体に広がっているようであり、少なくとも原始星の最初の形成まで持続する可能性があります。ベンゾニトリルの存在量は、同じ重原子を持つシアンポリインであるHC$_7$Nなどの炭素鎖の存在量を十分に再現するモデルからの予測をはるかに超えており、（線形構造ではなく）平面炭素構造の原因となる化学を示しています。原始的な情報源は好ましいですが、よく理解されていません。炭素鎖分子に比べてベンゾニトリルが豊富にあることは、おうし座とへび座の雲内のソース間でかなりのばらつきがあり、雲自体の物理的条件と初期の元素貯留層の重要性を示唆しています。
$ 1.3 \ le z \ le 1.8 $の星形成銀河における2175 {\ AA}ダストの特徴：星の質量と特定の星形成率への依存性
| Title |
The_2175_{\AA}_dust_feature_in_star-forming_galaxies_at_$1.3\le_z\le_1.8$:_the_dependence_on_stellar_mass_and_specific_star_formation_rate |
| Authors |
Daichi_Kashino,_Simon_J._Lilly,_John_D._Silverman,_Alvio_Renzini,_Emanuele_Daddi,_Sandro_Bardelli,_Olga_Cucciati,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Vincenzo_Mainieri,_Roser_Pell\'o,_Ying-jie_Peng,_David_Sanders,_and_Elena_Zucca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13582 |
zCOSMOS-deepサーベイからの個々の積み重ねられたスペクトルを使用して、$1.3\lez\le1.8$で505個の星形成主系列銀河における幅広い2175〜{\AA}吸収機能の直接分光測定を提示します。特に複合スペクトルでは、中程度の強度の有意な$2175〜\textrm{\AA}$過剰吸収特性が測定されます。過剰な吸収は、Drudeプロファイルによってよく説明されています。特徴のない\citet{2000ApJ...533..682C}の法則と比較して、$k（\lambda）=A（\lambda）/E（BV）$の単位で表されるバンプ振幅の範囲は$B_k\です。約0.3\textrm{-}0.8$。バンプの振幅は、特定の星形成率（sSFR）とともに減少しますが、恒星の質量とともに適度に増加します。ただし、ローカルの「スターバースト」銀河との比較では、ローカルのサンプルよりもsSFRが高いにもかかわらず、高赤方偏移の主系列銀河には{\it強い}バンプ機能があることが示されています。ただし、メインシーケンスに対して$\Delta\log\mathrm{sSFR}\equiv\log\left（\mathrm{SFR}/\mathrm{SFR_{MS}}\right）$に対してバンプ強度をプロットすると、2つのサンプルをはるかに一致させます。これは、銀河の最近の星形成の歴史が、超新星による小さな炭素質粒子の破壊と、$\sim1〜\mathrm{Gyr}$の時間遅延と相まって強い放射場によってバンプ強度を決定することを示している可能性があります。炭素が豊富な漸近巨星分枝星の出現。
CALIFA調査における銀河の恒星金属量分布関数
| Title |
The_stellar_metallicity_distribution_function_of_galaxies_in_the_CALIFA_survey |
| Authors |
A._Mej\'ia-Narv\'aez_(1),_S._F._S\'anchez_(1),_E._A._D._Lacerda_(1),_L._Carigi_(1),_L._Galbany_(2),_B._Husemann_(3)_and_R._Garc\'ia-Benito_(4)_*1 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13712 |
恒星の金属量分布関数（MDF）を介して面分光データを使用して、銀河の化学構造を取得する新しい方法を紹介します。これは、金属量$Z$を持つ星の種族を観測する確率分布です。この方法を、CALIFA調査の550ドルの銀河のセットに適用します。形態、恒星の質量、半径方向の距離の関数としてMDFの動作を示します。MDFの最初の瞬間として取得された恒星の金属量放射状プロファイルを、メソッドの内部テストとして使用します。これらの放射状プロファイルの勾配は、既知の傾向と一致しています。それらは、大規模な初期型銀河では負であり、大規模でない後期型銀河では正の値になる傾向があります。これらの放射状プロファイルは、一部の銀河タイプの複雑な化学構造を伝えていない可能性があることがわかりました。全体として、低質量銀河（$\log{M_\star/\mathrm{M}_{\odot}}\leq10$）は幅広いMDF（$\sigma_Z\sim1.0\、$dex）を持ち、依存度は不明確です。それらの形態。ただし、この結果は、サンプルで過小評価されているビンの影響を受ける可能性があります。一方、巨大な銀河（$\log{M_\star/\mathrm{M}_{\odot}}\geq11$）は、体系的に狭いMDF（$\sigma_Z\leq0.2\、$dex）を持っています。$r_k/R_e>1.5$のMDFの分散が大きいという明確な傾向が見られます。この結果は、中/低恒星密度領域のまばらなSFHと一致しています。さらに、銀河の周辺（$\sim18\、$パーセント）と中央領域（$\sim40\、$パーセント）にマルチモーダルMDFがあることがわかります。この振る舞いは、金属量の少ない星の種族の後方形成とともに、SFHの初期段階での急速な化学物質の濃縮に関連しています。
太陽圏への接近で失われた星間塵中の有機物：太陽によって点火されたフリーラジカルの発熱化学反応
| Title |
Organic_matter_in_interstellar_dust_lost_at_the_approach_to_the_heliosphere:_Exothermic_chemical_reactions_of_free_radicals_ignited_by_the_Sun |
| Authors |
Hiroshi_Kimura,_Frank_Postberg,_Nicolas_Altobelli,_Mario_Trieloff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13757 |
目的。太陽系を取り巻く局所恒星間雲（LIC）に存在することは間違いありませんが、太陽系内で測定したときに星間塵から欠落している有機物質の難問に取り組んでいます。メソッド。太陽の日射がフリーラジカルの再結合または化合物の炭素結合の再配列を引き起こすとき、有機化合物が発熱反応によってほぼ瞬時に昇華するという理論的議論を提示します。結果。有機物質の昇華が星間中性原子のいわゆる濾過領域を超えて起こることを考慮すると、トリガー温度は20$-$50Kの範囲にあることがわかります。有機物の昇華を考慮しない限り、太陽系のLICダストをその場で測定すると、LICのガスとダストの質量比が過大評価されることがわかります。また、星間ピックアップイオンの以前の測定により、星間ガスだけではなく、ガスと有機物質の総元素存在量が決定されたことがわかりました。結論。LIC有機物は太陽圏に向かう途中で昇華していると結論付けており、宇宙ミッションからのLICダストの理解が不完全であることを示唆しています。土星の軌道内の宇宙ミッションはLICダストの有機物質に関する情報を提供できないため、LIC内の有機物質を完全に理解するには、オールトの雲の内縁への将来の探査ミッションを待つ必要があります。フリーラジカルの発熱化学反応による星間有機物の昇華のモデルが確認されると、拡散星間物質からのパンスペルミア説の仮説は除外されます。
z〜0.3銀河を含むフィールドにおけるSMGの過密度：倍率バイアスと銀河進化の研究への影響
| Title |
Over-density_of_SMGs_in_fields_containing_z~0.3_galaxies:_magnification_bias_and_the_implications_for_studies_of_galaxy_evolution |
| Authors |
Loretta_Dunne,_Laura_Bonavera,_Joaquin_Gonzalez-Nuevo,_Stephen_Maddox,_Catherine_Vlahakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13843 |
我々は、z=0.35で12個の250ミクロンの選択された銀河の統計的に完全なサンプルの周りに、バックグラウンドの4〜7倍の高赤方偏移サブミリ波銀河（SMG）の顕著な過密度を報告します。これらは、ALMAの研究でターゲットにされました。ガストレーサー。この過密度は、ターゲットのz=0.35銀河をホストするハローによるレンズ効果と一致しています。このサンプルの角度相互相関は、より大きなサブmmサンプルを使用して行われたこの効果の統計的測定と一致しています。半径方向の分離の関数としての過密度の大きさは、7x10^{13}M_oのオーダーのハローによる中間スケールのレンズ効果と一致しており、1つまたはおそらく2つの明るい銀河といくつかの小さな衛星をホストするはずです。これは、SMGを使用した6つのフィールドのうち4つのフィールドでの衛星との相互作用の観測的証拠、および5分の1の分光学的に定義されたグループのメンバーシップによってサポートされています。また、これらのSMGがz=0.35銀河の報告されたハーシェルフラックスに与える影響を調査します。これは、350ミクロンと500ミクロンのハーシェルバンドで重大な汚染を引き起こすためです。これらのブースティングイベントの発生率がランダムよりも高いということは、z<0.7銀河に関連するハーシェル光源のサブmm色のバイアスが、以前に想定されていたよりも大幅に大きいことを意味します。f_boost=1.13、1.26、1.44、250、350、500-ミクロン。これは、z=0.2-0.7のハーシェルサンプルに基づくスペクトルエネルギー分布、ソースカウント、および光度関数の研究に影響を与える可能性があります。
銀河団の付着履歴について：時間的および空間的分布
銀河団の質量成長を定量化するために、オイラーAMR宇宙論シミュレーションの結果を分析し、暗黒物質とバリオンの違いを調べます。各質量成分の質量集合履歴（MAH）を決定し、瞬間質量降着率（MAR）のいくつかのプロキシを計算しました。両方のコンポーネントの大規模な成長は、明らかに大規模な合併の貢献によって支配されていますが、高いMARはスムーズな増加期間中にも発生する可能性があります。MAR、合併イベント、クラスター環境の間の相関関係を調査し、$1\leqr/R_{200m}\leq1.5$の平均密度が、大規模な合併を受ける大規模クラスターの$\Gamma_{200m}$と強く相関していることを確認しました。彼らのMAHを通して。暗黒物質の速度プロファイルの研究から、MARプロキシ$\Gamma_{200m}$と$\alpha_{200m}$の間に強い反相関があることがわかりました。最後に、シミュレーションでガス降着流の角度分解分布を研究するための新しいアプローチを提示します。これにより、降着画像への主な寄与を抽出して解釈し、多極を使用してこれらの各寄与の熱力学的特性間の系統的な違いを評価できます。分析。シミュレーションで数値的に解像された最良のクラスターにこの方法を事前に適用しました。最も注目すべき結果の中で、宇宙フィラメントを通って流入するガスは、等方性成分と比較して体系的に低いエントロピーを持っていることがわかりますが、温度の明確な区別は見つかりません。
赤外線暗黒雲における雲と雲の衝突のプローブとしてのSiO放出
| Title |
SiO_emission_as_a_probe_of_Cloud-Cloud_Collisions_in_Infrared_Dark_Clouds |
| Authors |
G._Cosentino,_I._Jim\'enez-Serra,_J._D._Henshaw,_P._Caselli,_S._Viti,_A._T._Barnes,_J._C._Tan,_F._Fontani,_B._Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13890 |
赤外線暗黒雲（IRDC）は、星と星団の形成の初期条件をホストする、非常に密度が高く、高度に消滅した領域です。IRDCの運動学と分子含有量を研究して、それらの形成メカニズムをテストし、最終的にこれらの初期条件を特徴づけることが重要です。高感度一酸化ケイ素、SiO（2-1）、6つのIRDC、G018.82$-$00.28、G019.27+00.07、G028.53$-$00.25、G028.67+00.13、G038に対する放射マップを取得しました。.95$-$00.47およびG053.11+00.05（それぞれクラウドA、B、D、E、I、およびJ）、InstitutodeRadioastronom\'{i}aMillim\'{eで30mアンテナを使用}トリカ（IRAM30m）。6つの雲全体のSiO空間分布と運動学的構造を調査して、IRDCを形成し、それらの中で星形成を引き起こした可能性のある雲と雲の衝突イベントの兆候を探しました。雲A、B、D、I、およびJに向けて、大規模なコアと空間的に一致する幅広いラインプロファイルを持つ空間的にコンパクトなSiO放射を検出します。IRDCAおよびIに向けて、狭いラインプロファイルを示し、静止領域全体に広がっている追加のSiOコンポーネントを報告します。最後に、雲Eへの有意なSiO放出は検出されません。雲に向かって検出された広くコンパクトなSiO放出は、IRDC内で進行中の星形成活動に関連している可能性が高いことを示唆しています。ただし、雲AとIに向かって検出された追加の狭く広範囲のSiO放出は、IRDCと、近くのHII領域によって雲に向かって押し出された分子ガスの流れとの衝突に起因している可能性があります。
へび座南の若い埋め込まれたクラスターに供給する磁化されたフィラメント状ガスの流れ
| Title |
Magnetized_filamentary_gas_flows_feeding_the_young_embedded_cluster_in_Serpens_South |
| Authors |
Thushara_G._S._Pillai,_Dan_P._Clemens,_Stefan_Reissl,_Philip_C._Myers,_Jens_Kauffmann,_Enrique_Lopez-Rodriguez,_Felipe_O._Alves,_Gabriel_P._Franco,_Jonathan_D._Henshaw,_Karl_M._Menten,_Fumitaka_Nakamura,_Daniel_Seifried,_Koji_Sugitani,_Helmut_Wiesemeyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14100 |
観測によると、分子雲は強く磁化されており、磁場が星の形成に影響を与えています。分子雲が著しく磁化されているという結論を裏付ける重要な観察は、それらの内部構造の方向が磁場の方向と密接に関連しているということです。カラム密度が低い場合、構造は磁場と平行に整列しますが、カラム密度が高い場合、ガス構造は通常、磁場に対して垂直に配向し、視覚的消滅$A_V\gtrsim{}3〜\rm{}mag$で遷移します。ここでは、SOFIAのHAWC+偏光計からの遠赤外線偏光観測を使用して、相対的な向きのさらなる遷移、つまり、部分的に$A_V\gtrsim{}21〜\rm{}mag$での平行整列への復帰の発見を報告します。へび座南雲の。この遷移はガスの流れによって引き起こされているようであり、磁気超臨界が$A_V\gtrsim{}21〜\rm{}mag$近くに設定され、比較的強い磁場の存在下でも重力崩壊と星団形成が発生することを示しています。。
星前コア崩壊中の密度プロファイルの進化：崩壊は大規模に始まる
| Title |
Density_profile_evolution_during_prestellar_core_collapse:_Collapse_starts_at_the_large_scale |
| Authors |
Gilberto_C._G\'omez,_Enrique_V\'azquez-Semadeni,_and_Aina_Palau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14151 |
我々は、重力によって支配され、付着によって引き起こされる星前核の進化を研究します。私たちのモデルでは、コアの密度が増加すると、コアは一定密度の環境に浸されたままになるため、この環境から降着し、質量が増加し、ジーンズの長さが短くなります。べき乗則密度プロファイル$\rho\proptor^{-p}$を仮定して、勾配$p$の変化率を計算し、値$p=2$が静止していること、さらに、アトラクタ。ジーンズの長さの半径方向のプロファイルは$r^{p/2}$としてスケーリングされます。これは、$p<2$の場合、その領域がジーンズの長さよりも小さい半径があることを意味します。したがって、重力的に安定しており、圧力閉じ込めの必要性。実際には、それは大規模な崩壊の一部であり、落下する物質によって圧縮されています。この領域では、落下速度は中心に向かって減少し、最終的に亜音速になり、乱流の散逸を必要とせずに「コヒーレント」に見えます。密なコアの密度プロファイルの観測による決定をまとめたものを提示し、それらの勾配の分布が$p\sim1.7-1.9$でピークに達することを示し、プロファイルが時間とともに急勾配になるという概念をサポートします。最後に、磁場が$B\propto\rho^\beta$としてスケーリングするコアでの磁気サポートの場合について説明します。$\beta=2/3$の期待値の場合、これは、磁束比に対する質量もコアの中央部分に向かって減少し、磁気的に支持されているように見えることを意味しますが、実際には、より大きな崩壊超臨界の一部である可能性があります領域。熱的または磁気的支持の局所的な特徴は安定性の決定的な証拠ではなく、領域の重力不安定性は大規模に確立されなければならず、崩壊の星前段階は準静的ではなく動的であると結論します。
イオン化、中性鉄線、およびガンマ線によって研究された分子雲への宇宙線の侵入
| Title |
Intrusion_of_Cosmic-Rays_into_Molecular_Clouds_Studied_by_Ionization,_the_Neutral_Iron_Line,_and_Gamma-Rays |
| Authors |
Yutaka_Fujita,_Kumiko_K._Nobukawa,_Hidetoshi_Sano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13524 |
低エネルギー（〜MeV）宇宙線（CR）は分子雲をイオン化し、6.4keVで中性鉄線（FeIKa）を作成します。一方、高エネルギー>〜GeVCRは、高密度の雲ガスと相互作用し、ガンマ線を生成します。一次元モデルに基づいて、ガスのイオン化率、6.4keVの線フラックス、および隣接する超新星残骸で加速されたCRによって照らされた分子雲からのガンマ線放出の間の空間相関を研究します。これらの3つの観測量の空間分布は、CRが雲に侵入する方法と雲の内部構造に依存することがわかります。侵入が遅い拡散で表される場合、イオン化率が高い雲の端の周りで6.4keVの線が検出されるはずです。一方、CRが雲の中を自由に流れる場合は、ガンマ線が放出される場所で6.4keVの線を観測する必要があります。前者の場合、6.4keVラインを担当するCRの冷却時間は、雲の交差時間よりも短く、後者の場合は逆になります。結果を観察結果と比較すると、拡散とフリーストリーミングの両方のケースが実現されているように見えます。私たちの予測は、XRISMやAthenaなどの将来のX線ミッションや、より広いフィールドをカバーするイオン化率の観測によって、より詳細に確認できます。
最も珍しいダブルブラックホール合併の最も普通の形成
LIGO/VirgoCollaborationは、85Msunと66Msun（GW190521）のコンポーネント質量を持つ、最新の最も大規模なブラックホール-ブラックホール（BH-BH）の合併の検出を報告しました。大マゼラン雲（>200Msun;例：R136a）の30Doradusクラスターにおける大質量星の最近の観測に動機付けられ、脈動対不安定型質量損失（最大質量のBHを形成する可能性を可能にする）に関する新たに推定された不確実性を採用90Msun）古典的な孤立したバイナリ進化を通じて、このような大規模なBH-BH合併を形成することは簡単であることを示します（動的相互作用やエキゾチカの支援なしで）。2つの巨大な（180+150Msun）PopulationII星（Z=0.0001）で構成されるバイナリは、安定したロッシュローブのオーバーフローと共通外層のエピソードを通じて進化します。両方の露出した恒星の核は、直接のコア崩壊を受け、対不安定型脈動の質量損失または完全な破壊を回避しながら、大規模なBHを形成します。LIGO/Virgoの観測によると、軽いBH-BH合併（両方のコンポーネント：<50Msun）の合併率密度は10-100Gpc^-3yr^-1のオーダーであり、GW190521はより重い合併の率を示しています。0.02-0.43Gpc^-3yr^-1です。私たちのモデル（入力物理学に関する標準的な仮定を使用）ですが、200Msunの星を含み、恒星の核が90MsunBHに崩壊する可能性を考慮して、次のレートを生成します。軽いBH-BHの合併では63Gpc^-3yr^-1大量のBH-BH合併の場合は0.04Gpc^-3yr^-1。GW190521が孤立したバイナリによって形成されたとは主張していませんが、そのような可能性を排除することはできないようです。
天の川に住むのに最適な場所と時間
| Title |
The_best_place_and_time_to_live_in_the_Milky_Way |
| Authors |
R._Spinelli,_G._Ghirlanda,_F._Haardt,_G._Ghisellini,_G._Scuderi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13539 |
最も強力な宇宙イベントの中で、超新星（SNe）とガンマ線バースト（GRB）は、生命にとって非常に破壊的である可能性があります。それらの放射線は、生物相に有害であるか、地球型惑星の保護大気オゾン層のほとんどを除去することによって絶滅を引き起こす可能性があります。地球上での大量絶滅の引き金となる可能性があるものとして、近くの高エネルギーの一時的な天体物理学的イベントが提案されています。私たちは、銀河系内で最も安全な場所と時代を特定する範囲で、潜在的に破壊的な天体物理学的過渡現象に対して、その宇宙の歴史に沿って天の川（MW）の居住性を評価することを目指しています。また、長いGRBがオルドビス紀後期の大量絶滅イベント（約440ミリ秒前）で主導的な役割を果たしたという仮説を検証します。我々は、その宇宙の歴史に沿ったMWの居住性を、地球型惑星のガラクトセントリック距離の関数として特徴づけます。一過性の天体物理学的イベント（長い/短いGRBとSNe）の危険な影響を、その宇宙の歴史に沿った銀河内の特定の星形成と金属量の進化にそれらの速度を結び付けるモデルで推定します。私たちのモデルは、FGKとMの星の周りに地球型惑星を形成する確率も考慮しています。約60億年前まで、地球型惑星の密度が比較的低いにもかかわらず、ギャラクシーの郊外は住むのに最も安全な場所でした。過去約40億年の間に、地球型惑星の密度が高い、中心から2〜8kpcの地域が、比較的安全な生物の生命の成長に最適な場所になりました。1つの長いGRBがオルドビス紀後期の大量絶滅イベントで主導的な役割を果たしたという仮説を確認します。過去500マイルでは、最も安全な銀河領域はMWの中心から2〜8kpcで構成されていますが、銀河の周辺は2〜5個の長いGRBによって滅菌されています。
AGNジェットにおけるMHD不安定性とそれらの非熱放射への影響の数値研究
| Title |
Numerical_study_of_MHD_instabilities_in_AGN_jets_and_their_impact_on_non-thermal_emission |
| Authors |
Nikhil_Borse,_Sriyasriti_Acharya,_Bhargav_Vaidya,_Dipanjan_Mukherjee,_Gianluigi_Bodo,_Paola_Rossi,_Andrea_Mignone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13540 |
活動銀河核（AGN）ジェットからの非熱放射は、電磁流体力学的不安定性が多数発生する傾向があるにもかかわらず、大規模にまで拡大します。この研究の主な焦点は、大規模なAGNジェットからの非熱放射に対するMHDの不安定性の影響を理解することです。プラズマカラムの高解像度3次元電磁流体力学シミュレーションを実行して、さまざまな磁場プロファイル、ジェット速度、密度コントラストを使用したキロパーセクスケールでのジェット構成の動的および放出特性を調査します。軸方向磁場構成におけるケルビン・ヘルムホルツ（KH）不安定性による衝撃は、ジェットダイナミクスに強く影響する可能性があることがわかります。さらに、密度の低いジェットカラムに弱いバイコニカルショックが存在することもわかります。らせん状の磁場を含めると、せん断面での渦の成長が妨げられ、ジェットカラムが安定します。また、静的粒子スペクトルを想定したアプローチと、衝撃加速と放射損失の効果を組み込んだラグランジュマクロ粒子を使用して粒子スペクトルを進化させることによって得られたアプローチを使用して、さまざまな視野角の合成非熱放射シグネチャを取得します。後者のアプローチでは、KHの不安定性が強い場合に得られた合成SEDは、無線からTeVガンマ線バンドまでの範囲の複数のこぶの存在を示しています。特に、新たに形成された衝撃波の近くで加速された高エネルギー電子からのシンクロトロン放射によるX線バンドのスペクトル硬化の証拠が見つかりました。このような硬化スペクトルの意味は、大規模ジェットでの多波長観測シグネチャを考慮して説明されています。
2つの繰り返し高速電波バースト源の多波長電波観測：FRB121102およびFRB180916.J0158 + 65
| Title |
Multiwavelength_Radio_Observations_of_Two_Repeating_Fast_Radio_Burst_Sources:_FRB_121102_and_FRB_180916.J0158+65 |
| Authors |
Aaron_B._Pearlman,_Walid_A._Majid,_Thomas_A._Prince,_Kenzie_Nimmo,_Jason_W._T._Hessels,_Charles_J._Naudet,_Jonathon_Kocz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13559 |
高速電波バースト（FRB）のスペクトルは、ソースのローカル環境、基礎となる放射メカニズム、および見通し線に沿った介在メディアに関する貴重な情報をエンコードします。NASA深宇宙ネットワーク（DSN）70m電波望遠鏡（DSS-63およびDSS-14）を使用した、2つの繰り返しFRBソース、FRB121102およびFRB180916.J0158+65の長期多波長電波モニタリングキャンペーンの結果を示します。）。FRB121102の観測は、2.3GHzと8.4GHzで同時に実行され、2019年9月19日から2020年2月11日までの合計27.3時間に及びました。FRB121102から2.3GHz周波数帯で2つの電波バーストが検出されましたが、電波の証拠はありません。いずれの観測でも、8.4GHzで放射が検出されました。FRB180916.J0158+65を2.3GHzと8.4GHzで同時に観測し、1.5GHz周波数帯域でも別々に、2019年9月19日から2020年5月14日までの合計101.8時間観測しました。FRB180916.J0158+65の観測はスパンしました。ソースがアクティブであることがわかっていて、広範囲のアクティビティフェーズをカバーしている複数のアクティビティサイクル。私たちの観測のいくつかは、カナダ水素強度マッピング実験（CHIME）電波望遠鏡で400〜800MHzのソースからバーストが検出されたときに発生しました。しかし、DSN電波望遠鏡での観測中に使用された周波数のいずれにおいても、FRB〜180916.J0158+65からの電波バーストは検出されませんでした。FRB180916.J0158+65の見かけの活動は、無線バーストの狭帯域の性質により、周波数に強く依存していることがわかります。これは、高い無線周波数（$\gtrsim$2GHz）でのスペクトル占有率が低いためです。また、高い無線周波数でソースから放出されるバーストが少ないか、弱いことがわかります。これらの結果がFRBを繰り返す可能性のある前駆体モデルに与える影響について説明します。
食変光星ミリ秒パルサーの消失軌道X線変動について47Tuc W
レッドバックミリ秒パルサー（MSP）は通常、パルサー風とコンパニオンからの恒星風の間のバイナリ内衝撃（IBS）の見方が変化するため、X線放射に顕著な軌道変動を示します。一部のセアカゴケグモ（「過渡的」MSP）は、多波長特性に劇的な変化を示しており、電波パルサー状態から降着動力状態への遷移を示しています。セアカゴケグモのMSP47TucWは、2002年のチャンドラACIS-S観測で明確なX線軌道変動を示しましたが、2005-06年のより長いチャンドラHRC-S観測では検出できなかったため、状態遷移が発生した可能性があります。ただし、2014-15年の47Tucのチャンドラ観測では、2002年と同様のX線軌道変動が示されています。X線スペクトルの2つの成分（軟X）の観点から、これらの時代とは異なるX線光曲線を説明します。-パルサーからの光線とIBSからのより硬いX線）、および各エポックで観測されるX線装置の異なる感度。ただし、HRC応答ファイルで最適なスペクトルを使用してHRC光度曲線をモデル化すると、2005-06年のチャンドラデータで観察されたものよりも大幅で短いディップが予想されます。これは、システムのIBSに本質的な変化があることを示唆しています。IBSによる加熱の計算を含むICARUS恒星モデリングソフトウェアを使用して、47TucWのX線、光学、およびUV光曲線をモデリングします。最適なパラメーターは、高傾斜システム（i〜60度）、これは主にパルサー放射によって加熱され、IBSは付随する風の運動量によって支配されます。
さらなる手がかりを得るためにMkn421のX線スペクトル曲率を展開する
| Title |
Unfolding_the_X-ray_Spectral_Curvature_of_Mkn_421_for_Further_Clues |
| Authors |
Pranjupriya_Goswami,_Sunder_Sahayanathan,_Atreyee_Sinha_and_Rupjyoti_Gogoi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13578 |
Mkn421のX線観測は、対数放物線関数によって再現できる有意なスペクトル曲率を示しています。スペクトルは、エネルギー依存拡散を伴う衝撃波面で加速される電子分布からのシンクロトロン放射を考慮した分析モデル（EDDモデル）によって適合させることもできます。さまざまなフラックス状態でEDDモデルを使用したNuSTARおよびSwift-XRT観測のスペクトル適合は、モデルパラメーターが強く相関していることを示しています。この相関関係の詳細な調査を実行して、その下に隠されている情報を解読します。モデルは、シンクロトロンのピークエネルギーがMkn421の場合と一致するピークスペクトル曲率と相関することを予測します。磁気流体力学的乱流エネルギー指数の観点から拡散のエネルギー依存性を表すと、乱流はコルモゴロフ/クライヒナンからシフトしているように見えます。高フラックス状態の間、ボーム限界にタイプします。さらに、EDDモデルの最適なパラメーター間の相関関係により、シンクロトロンとコンプトンのピークエネルギーに関するソース磁場（B）とジェットドップラー係数（$\delta$）の積の式を導き出すことができます。シンクロトロンのピークエネルギーは、Swift-XRTとNuSTARの同時観測を使用して取得されます。一方、コンプトンピークエネルギーは、アーカイブスペクトルピークの線形回帰分析を実行することによって推定されます。推定される$\delta$Bは、広範囲にわたって変化します。ただし、EDDモデルに依存しないスペクトルピークエネルギーのみから推定された値では、かなり満足できます。これは、電子拡散の微視的記述とMkn421の広帯域スペクトルを決定する巨視的量との間のもっともらしい関係を強調しています。
GRB 180325Aの迅速な発光のモデリング：光学線からガンマ線へのスパイクの進化
| Title |
Modelling_the_prompt_optical_emission_of_GRB_180325A:_the_evolution_of_a_spike_from_the_optical_to_gamma-rays |
| Authors |
Rosa_L._Becerra,_Fabio_De_Colle,_Jorge_Cant\'o,_Susana_Lizano,_Ricardo_F._Gonz\'alez,_Jonathan_Granot,_Alain_Klotz,_Alan_M._Watson,_Nissim_Fraija,_Anabella_T._Araudo,_Eleonora_Troja,_Jean_Luc_Atteia,_William_H._Lee,_Damien_Turpin,_Joshua_S._Bloom,_Michael_Boer,_Nathaniel_R._Butler,_Jos\'e_J._Gonz\'alez,_Alexander_S._Kutyrev,_J._Xavier_Prochaska,_Enrico_Ram\'irez-Ru\'iz,_Michael_G._Richer,_Carlos_G._Rom\'an_Z\'u\~niga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13614 |
プロンプトから残光放出への移行は、ガンマ線バースト（GRB）で最も刺激的で最も理解されていないフェーズの1つです。GRBでの光、X線、およびガンマ線放射間の相関関係が調査され、最も初期の光放射が内部および/または外部の衝撃によるものかどうかに答えようとしています。TAROTおよびRATIR地上望遠鏡で収集されたGRB180325Aの光学測光観測を提示します。これらの観察結果は、$\sim50\;$sと$\sim120\;$sに別々のピークを持つ2つの強い光フラッシュと、それに続く一時的に拡張された光放射を示しています。また、ニールゲーレルスウィフト天文台でバーストアラート望遠鏡（BAT）とX線望遠鏡（XRT）によって検出されたGRB180325AのX線とガンマ線の観測を示します。どちらも$\sim80で狭いフラッシュを観測しました。\;$s。迅速なガンマ線およびX線の早期放出は、相対論的流出内の内部散逸と一致する同様の時間的およびスペクトル的特徴を共有するが（たとえば、内部衝撃または磁気リコネクションによる）、初期の光フラッシュは、噴出物が外部媒体を一掃するときに、噴出物を減速します。
2008年3月9日のSTEREO-Aショックで加速された粒子の双方向ストリーミング
| Title |
Bi-directional_streaming_of_particles_accelerated_at_the_STEREO-A_shock_on_9th_March_2008 |
| Authors |
Federico_Fraschetti_and_Joe_Giacalone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13662 |
2008年3月9日にSolarTerrestrialRelationsObservatoryAhead（ST-A）によって測定された、高速の準垂直逆衝撃付近の超熱イオンの異方性と強度の解釈を示します。超熱粒子の測定された強度プロファイルは、衝撃波の到着時に増強または「スパイク」を示し、衝撃波の到着前のピッチ角異方性はバイモーダルであり、共同でほぼ散乱のないイオンのトラップを示唆している2つの場所で衝撃と交差する磁力線に沿って。衝撃波を横切って移流された既存の上流静磁気変動を使用して、テスト粒子シミュレーションを実行します。測定されたバイモーダル上流異方性、衝撃の約15分上流までのほぼ磁場に沿った異方性、および衝撃の約10分下流までの「パンケーキのような」異方性がシミュレーションによって十分に再現されています。これらの結果は、以前の研究と一致して、衝撃での初期の粒子加速を鍛造する際の磁場の大規模構造（数百の超熱陽子ジャイロ半径）の支配的な役割を示唆している。
| Title |
Determining_the_Hubble_Constant_with_Black_Hole_Mergers_in_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Y._Yang,_V._Gayathri,_S._M_arka,_Z._M_arka,_I._Bartos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13739 |
中性子星合体からの重力波は、宇宙の局所膨張率を表すハッブル定数$H_0$を測定するための有望な方法と長い間考えられてきました。ブラックホールの併合はより豊富に観察されますが、電磁放射の欠如と重力波の局在化が不十分であると予想されるため、$H_0$の測定にはあまり適していません。活動銀河核（AGN）のディスク内のブラックホール連星の合併は例外かもしれません。AGNディスクからの降着は、観測者をホスト銀河に向ける電磁信号を生成する可能性があります。あるいは、AGNの数密度が低いと、合併の$1-5\％$のホスト銀河を特定するのに役立つ可能性があります。ここでは、AGNディスクでのブラックホールの併合が、重力波で$H_0$を決定する最も感度の高い方法である可能性があることを示しています。LIGO/Virgoの観測の1％が特定されたホスト銀河を持つAGNディスクで発生する場合、5年以内に1％の不確実性で$H_0$を測定できます。これは、おそらく中性子星の合併の感度を超えています。
Blazar OJ287での$ \ sim $ 314日の可能な$ \ gamma $線準周期的振動
| Title |
A_Possible_$\gamma$-ray_Quasi-periodic_Oscillation_of_$\sim$_314_days_in_the_Blazar_OJ_287 |
| Authors |
Pankaj_Kushwaha,_Arkadipta_Sarkar,_Alok_C._Gupta,_Ashutosh_Tripathi,_a_and_Paul_J._Wiita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13754 |
毎月のビニングされた0.1〜300GeV$\gamma$-ray{\itFermi}-LAT光度曲線で約314日の推定$\gamma$線準周期振動（QPO）の検出を報告します。よく知られているBLLacblazarOJ287。OJ287の$\gamma$線光度曲線のQPOの性質を識別および定量化するために、Lomb-Scargleピリオドグラム（LSP）、REDFIT、および加重ウェーブレットz変換（WWZ）を使用しました。）分析。ブレーザーでのそのような期間の$\gamma$線QPOを説明できる、ラジオラウド活動銀河核（AGN）の可能な放出モデルについて簡単に説明します。年間のタイムスケールでの準定常無線ノットの位置の変化の報告、および以前の研究でのガンマ線とmm無線放射の間の強い相関は、信号がおそらくこれらのノットに関連していることを示しています。
3回目のaLIGO /おとめ座観測実行中の重力波トリガーのSwift-XRTフォローアップ
| Title |
Swift-XRT_follow-up_of_gravitational_wave_triggers_during_the_third_aLIGO/Virgo_observing_run |
| Authors |
K.L._Page_(1),_P.A._Evans_(1),_A._Tohuvavohu_(2),_J.A._Kennea_(3),_N.J._Klingler_(3),_S.B._Cenko_(4,5),_S.R._Oates_(6),_E._Ambrosi_(7),_S.D._Barthelmy_(4),_A.P._Beardmore_(1),_M.G._Bernardini_(8),_A.A._Breeveld_(9),_P.J._Brown_(10),_D.N._Burrows_(3),_S._Campana_(8),_R._Caputo_(4),_G._Cusumano_(7),_A._D'Ai_(7),_P._D'Avanzo_(8),_V._D'Elia_(11,12),_M._De_Pasquale_(13),_S.W.K._Emery_(9),_P._Giommi_(12),_C._Gronwall_(3,14),_D.H._Hartmann_(15),_H.A._Krimm_(16),_N.P.M._Kuin_(9),_D.B._Malesani_(17),_F.E._Marshall_(4),_A._Melandri_(8),_J.A._Nousek_(3),_P.T._O'Brien_(1),_J.P._Osborne_(1),_C._Pagani_(1),_M.J._Page_(9),_D.M._Palmer_(18),_M._Perri_(12,11),_J.L._Racusin_(4),_T._Sakamoto_(19),_B._Sbarufatti_(3),_J.E._Schlieder_(4),_M.H._Siegel_(3),_G._Tagliaferri_(8),_E._Troja_(4,20)_((1)_School_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Leicester,_(2)_Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_University_of_Toronto,_(3)_Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_The_Pennsylvania_State_University,_(4)_Astrophysics_Science_Division,_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_(5)_Joint_Space-Science_Institute,_Computer_and_Space_Sciences_Building,_University_of_Maryland,_(6)_School_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Birmingham,_(7)_INAF_--_IASF_Palermo,_(8)_INAF_--_Osservatorio_Astronomico_di_Brera,_(9)_University_College_London,_Mullard_Space_Science_Laboratory,_(10)_George_P._and_Cynthia_Woods_Mitchell_Institute_for_Fundamental_Physics_and_Astronomy,_Mitchell_Physics_Building,_Texas_A.,&M._University,_Department_of_Physics_and_Astronomy,_(11)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Roma,_(12)_Space_Science_Data_Center_(SSDC)_-_Agenzia_Spaziale_Italiana_(ASI),_(13)_Department_of_Astronomy_and_Space_Sciences,_Istanbul_University,_(14)_Institute_for_Gravitation_and_the_Cosmos,_The_Pennsylvania_State_University,_(15)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Clemson_University,_Kinard_Lab_of_Physics,_(16)_National_Science_Foundation,_(17)_DTU_Space,_National_Space_Institute,_Technical_University_of_Denmark,_(18)_Los_Alamos_National_Laboratory,_(19)_Department_of_Physics_and_Mathematics,_Aoyama_Gakuin_University,_(20)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Maryland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13804 |
ニールゲーレルスウィフト天文台は、2019/2020年のO3観測の実行中に、LIGO/Virgoコラボレーションからの18の重力波（GW）トリガーを追跡し、合計で約6500のポインティングを実行しました。これらのイベントのうち、最終的に（実際の場合）バイナリブラックホール（BH）トリガーとして分類された4つ、バイナリ中性子星（NS）イベントとして6つ、NSBHおよび質量ギャップトリガーのそれぞれ2つ、モデル化されていない（バースト）トリガーの1つ、およびその後、残りの3つは撤回されました。これまでのところ、これらのO3トリガーのうち4つは、実際の重力波イベントとして正式に確認されています。X線データでは、これらのGWイベントのいずれかに対応する電磁的対応物は特定されていませんが（平均上限3.60x10^{-12}ergcm^{-2}s^{-1}、0.3を超えています）-10keV）、または他の波長で、O3中に実行されたすべてのSwift-XRT観測の要約を、観測された各トリガーの一般的な上限とともに示します。O3中に検出されたX線源の大部分は、以前はカタログ化されていませんでした。これらのいくつかは新しい（一時的な）情報源になりますが、他の情報源は、ROSATなどの以前の調査ミッションでは検出できなかっただけです。eROSITAによって現在実行されている全天観測は、将来の観測実行にとって非常に有用な比較であり、見かけの候補X線対応物の数を最大95％削減します。
超高輝度超新星のイベント率と光度関数について
Pan-STARRS1MediumDeepSurvey（PS1MDS）で発見された17のイベントに基づいて、水素の少ない超高輝度超新星（SLSNe-I）の単位体積あたりの割合を計算します。光度関数（LF）の2つの形式が想定されています。それぞれ対数正規形式と単一のべき乗則形式です。SLSNe-Iの速度は、$（1+z）^{\alpha}$の追加の赤方偏移を伴う、宇宙の星形成速度に比例すると想定されています。私たちの結果は、単一のべき乗則形式が対数正規形式よりもデータによく適合し、SLSNe-Iのイベント率が宇宙の星形成率に直接比例することを示しています（$\alpha=0$）。SLSNe-Iレートは、以前の作業と一致する$\overlinez=0.89$の加重平均赤方偏移で約$40〜\rm{yr^{-1}Gpc^{-3}}$であると測定されます。
銀河系外バイナリシステムLMCX-1における天体物理学的電磁流体力学的流出
| Title |
Astrophysical_magnetohydrodynamical_outflows_in_the_extragalactic_binary_system_LMC_X-1 |
| Authors |
Th._V._Papavasileiou,_D._A._Papadopoulos_and_T._S._Kosmas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13883 |
この研究では、最初に、相対論的電磁流体力学の法則に基づいて、連星系とマイクロクエーサーの天体物理学的流れを研究するモデルを提示します。次に、時間に依存しない伝達方程式を解くことにより、ハドロン宇宙ジェット内の一次および二次粒子分布、ならびに高エネルギーニュートリノおよび$\gamma$線の放射率を推定します。私たちの主な目標の1つは、ハドロンジェットへの粒子のさまざまなエネルギー損失を考慮して、連星系の相対論的ハドロンジェットに焦点を当てたそれぞれの粒子分布を輸送方程式を通じて決定することです。具体的な例として、天の川銀河の伴銀河である大マゼラン雲にある銀河系外バイナリシステムLMCX-1を調べます。
NS LMXB 4U1636-536のX線スペクトルにおけるディスク反射の証拠
\nustar{}を使用して$\sim92$ksで観測された環礁源4U〜1636-536の広帯域スペクトル分析を示します。この観測中、線源は低光度状態であり、$3-79\kev{}$X線光度は$L_{3-79keV}=（1.03\pm0.01）\times10^{であることがわかりました。37}$ergs/s、6kpcの距離を想定。この観測中に12個のタイプIX線バーストを特定して除去し、持続的な放出を研究しました。連続体は、$\Gamma\sim1.9$、$kT_{e}\sim28\kev{}$、および$kT_{s}\sim0.9\kevを使用した熱圧縮モデル{\ttnthcomp}によって適切に記述されます。{}$。\nustar{}データは、ディスク反射の明確な特徴、非常に広いFe-K輝線（約$5-8\kev{}$）、および対応する反射こぶ（約$15-30\kev{}$）を示しています。。自己無撞着な相対論的にぼやけた反射モデルでスペクトルをモデル化することにより、内側のディスクが$R_{in}=（3.2-4.7）\;R_{ISCO}$（$\simeq16-24\、R_{g}\：\text{or}\：36-54$km）。この内側の円盤の半径は、中性子星の磁場強度が$B\leq2.0\times10^{9}$Gであることを示唆しています。
高速電波バーストを繰り返す可能性のある発祥の地として、超高輝度超新星と長いガンマ線バーストを観測する
| Title |
Observing_superluminous_supernovae_and_long_gamma_ray_bursts_as_potential_birthplaces_of_repeating_fast_radio_bursts |
| Authors |
G._H._Hilmarsson,_L._G._Spitler,_E._F._Keane,_T._M._Athanasiadis,_E._Barr,_M._Cruces,_X._Deng,_S._Heyminck,_R._Karuppusamy,_M._Kramer,_S._P._Sathyanarayanan,_V._Ventakraman_Krishnan,_G._Wieching,_J._Wu,_O._Wucknitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14042 |
超高輝度超新星（SLSNe）と長ガンマ線バースト（LGRB）は、高速電波バースト（FRB）の繰り返しの前駆体として提案されています。このシナリオでは、バーストは若いマグネターとその周囲の超新星残骸（SNR）の間の相互作用から発生します。このようなモデルは、FRB121102の繰り返しの、明らかに非ポアソニアンな性質を説明することができます。FRB121102は、静止期と活動期を示しているように見えます。このバースト動作は、クラスタリングのパラメーター化を含むワイブル分布でよりよく説明されます。10個のSLSNe/LGRBを63時間観測し、Effelsberg-100m電波望遠鏡で繰り返しFRBを探しましたが、バーストは検出されませんでした。FRB121102のバーストレートを、観測された各ターゲットに存在するFRB121102のようなソースにスケーリングし、このレートをソースごとのバーストレートの上限と比較します。0.6の基準ビーム率を採用することにより、観測されたソースの少なくとも1つと少なくとも半分がそれぞれ私たちに向けてビームされる99.99\％と83.4\％の確率が得られます。SLSNターゲットの1つであるPTF10hgiは、永続的な電波源と一致しており、FRB121102に類似している可能性があります。Effelsberg-100〜mおよびParkes-64〜m電波望遠鏡を使用して、このソースについてさらに観測を行いました。PTF10hgiにFRB121102のようなソースが含まれていると仮定すると、観測中にワイブル分布からバーストが検出されない確率は、エフェルスベルクとパークスでそれぞれ14\％と16\％です。多くの短い観測の調査がワイブル分布バースト活動を伴うソースのバースト検出確率を増加させることを示すことによって結論を下します。
マグネターの付着に反対する観測的議論
| Title |
An_observational_argument_against_accretion_in_magnetars |
| Authors |
Victor_Doroshenko_and_Andrea_Santangelo_and_Valery_Suleimanov_and_Sergey_Tsygankov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14064 |
異常X線パルサーの現象論は、通常、マグネターとしても知られる非常に高度に磁化された中性子星のパラダイム内で解釈されます。このパラダイムによれば、異常X線パルサー（AXP）の持続的な放出は、磁場の減衰によって促進されます。ただし、持続的な排出が付加によって説明される代替シナリオも文献で説明されています。特に、AXP4U0142+61は、降着する中性子星または白色矮星のいずれかであることが示唆されています。ここでは、ソースの観測されたX線変動特性に基づいてこのシナリオを除外します。4U0142+61と他の2つのマグネター、1RXSJ170849.0$-$400910と1E1841-045の観測されたパワースペクトルを、X線パルサー1A0535+262と中間ポーラーGKペルセウスのそれと直接比較します。。さらに、明るい若いラジオパルサーPSRB1509-58を比較に含めます。降着源とは異なり、マグネターと電波パルサーの電力密度スペクトルでは、予想される周波数範囲内で非周期的な変動が観察されないことを示します。強い変動性は若い恒星状天体から超大質量ブラックホールまでのすべての降着システムの確立された特徴であり、他のマグネターからの変動性レポートがないことを考慮すると、我々の結果はマグネターが一般に降着によって動力を与えられていないことも示していると結論付けます。
ガンマ線バーストGRB191221Bの初期残光の分光偏光測定、測光、および無線検出
| Title |
Spectropolarimetry,_photometry_and_radio_detection_of_the_early_afterglow_of_the_gamma-ray_burst_GRB191221B |
| Authors |
D._A._H._Buckley,_S._Bagnulo,_R._J._Britto,_J._Mao,_D._A._Kann,_J._Cooper,_V._Lipunov,_D._M._Hewitt,_S._Razzaque,_N._P._M._Kuin,_I._M._Monageng,_S._Covino,_P._Jakobsson,_A._J._van_der_Horst,_K._Wiersema,_M._B\"ottcher,_S._Campana,_V._D'Elia,_E._S._Gorbovskoy,_I._Gorbunov,_D._N._Groenewald,_D._H._Hartmann,_V._G._Kornilov,_C._G._Mundell,_R._Podesta,_J._K._Thomas,_N._Tyurina,_D._Vlasenko,_B._van_Soelen_and_D._Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14081 |
SALT/RSSとVLT/FORS2で得られた長いガンマ線バーストGRB191221Bの残光の分光偏光測定の結果と、MASTER-SAAO（南）にあるMASTERGlobalRoboticNetworkの2つの望遠鏡からの測光の結果について報告します。アフリカ）およびMASTER-OAFA（アルゼンチン）ステーション。アラートの38秒後にMASTER-SAAOによって迅速な発光が検出され、10ksの期間にわたって10から16.2等の光度（白色光）から暗くなり、その後10ksまで続くプラトーフェーズが続きました。80ks後に約18等に低下。光度曲線は複雑な構造を示しており、べき乗則の低下率に4つまたは5つの明確な切れ目があります。残光のSALT/RSS線形分光偏光測定は、バーストの約2.9時間後、光度曲線のプラトー段階の初期に始まりました。〜6010\r{A}と5490\r{A}に見られる吸収線は、z=1.15のホスト銀河とz=0.96にある介在系からのMgII2799\r{A}線で識別されます。3400-8000\r{A}で測定された平均直線偏光は、$\theta$〜65$^{\circ}$の平均位置角で〜1.5％でした。VLT/FORS2分光偏光測定は、バーストの約10時間後、ゆっくりと低下する期間（$\alpha=-0.44$）に取得され、偏光はp=1.2％および$\theta=60^{\circと測定されました。}$。バーストの1か月後に行われたMeerKAT電波望遠鏡による短い（40分）観測は、$69\pm10$$\mu$Jy/ビームのピークフラックス密度で残光を検出しました。この長いGRBの光度曲線と偏光を、徐冷前方衝撃の観点から解釈します。
| Title |
High_metal_content_of_highly_accreting_quasars |
| Authors |
Marzena_\'Sniegowska,_Paola_Marziani,_Bo\.zena_Czerny,_Swayamtrupta_Panda,_Mary_Loli_Mart\'inez-Aldama,_Ascensi\'on_del_Olmo_and_Mauro_D'Onofrio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14177 |
ブロードライン放出ガスの化学的存在量の推定を目的として、極端な人口A（xA）クエーサーに属すると考えられている13個のクエーサーのUVスペクトルの分析を提示します。クエーサーのブロードライン放出ガスの金属量推定にはいくつかの注意点がありますが、現在のデータは、光学的FeII放出の卓越性とともにクエーサーの主系列に沿って増加する可能性を示唆しています。極端な母集団最も強いFeII放出を持つソースは、クエーサーの一般的な母集団に関していくつかの利点を提供します。それらの光学およびUV輝線は、おおよそクエーサーの静止フレームでの低イオン化成分の合計として解釈できるためです（ガラス化ガスから）。、およびさまざまな物理的条件での青方偏移した過剰（ディスク風）。具体的には、イオン化パラメータ、雲密度、金属量、カラム密度の観点から。これらの結果を利用して、静止フレームのコンポーネントと青方偏移されたコンポーネントを分析し、（金属量$Z$に対するいくつかの強度線比の）依存性を利用します。金属量指標としての強度線比の妥当性は、物理的条件に依存することがわかります。測定された診断比を適用して、ガスの密度、イオン化、金属量などのソースの物理的特性を推定します。私たちの結果は、異なる動的条件の2つの領域（低イオン化成分と青方偏移過剰）も異なる物理的条件を示し、$Zで、クエーサーの主系列に沿って高く、おそらく最も高い金属量値を示唆していることを確認します\gtrsim10Z_{\odot}$。おそらく超新星噴出物によるブロードライン放出ガスの選択的濃縮のために、炭素に関してアルミニウムが過剰であるといういくつかの証拠が見つかりました。
マルチメッセンジャーフォローアップのためのバイナリ合併の高速パラメータ推定
AdvancedLIGOとVirgoによって検出された重力波イベントの電磁的追跡には、かなりの人的および観測的リソースが費やされてきました。LIGOとVirgoの感度が向上すると、検出されるソースの割合が増加します。Margalit＆Metzger（2019;arXiv：1904.11995）は、将来のイベントの観測に優先順位を付ける必要があるかもしれないことを示唆しています。最適な優先順位付けには、重力波イベントの質量とスピンの迅速な測定が必要です。これらは、電磁放射の性質を決定する可能性があるためです。Zackayらの相対的なビニング方法を拡張します。（2018;arXiv：1806.08792）コヒーレント検出器ネットワーク統計。マッチドフィルター検索の出力からメソッドをシードし、ベイズパラメーター測定フレームワークで使用して、32個のCPUコアで検出されてから20分以内にソースのパラメーターの周辺化された事後確率密度を生成できることを示します。このアルゴリズムが、標準の重力波尤度を使用してパラメーター推定を実行するのと同じ精度でパラメーターの不偏推定を生成することを示します。将来のLIGO-Virgo観測実行でこの方法を採用して、検出されたイベントのパラメーターを迅速に配布できるようにし、観測コミュニティがそのリソースを最大限に活用できるようにすることをお勧めします。
無料のスプレッドシートプログラムでSDSSスペクトルの画像を生成する簡単な方法
Googleスプレッドシートを使用して、SDSSスペクトルの何千もの画像を簡単に再現する方法を開発しました。これにより、他の方法でかかる時間のほんの一部で調査できるようになります。この方法は、スペクトルを含むSDSSオブジェクトの大規模なサンプルを必要とするプロジェクトで役立つ場合があり、すべての人がアクセスできるように段階的に説明されています。
天文学用SOIピクセルセンサー「XRPIX」の低エネルギーX線性能
| Title |
Low-Energy_X-ray_Performance_of_SOI_Pixel_Sensors_for_Astronomy,_"XRPIX" |
| Authors |
Ryota_Kodama,_Takeshi_Go_Tsuru,_Takaaki_Tanaka,_Hiroyuki_Uchida,_Kazuho_Kayama,_Yuki_Amano,_Ayaki_Takeda,_Koji_Mori,_Yusuke_Nishioka,_Masataka_Yukumoto,_Takahiro_Hida,_Yasuo_Arai,_Ikuo_Kurachi,_Takayoshi_Kohmura,_Kouichi_Hagino,_Mitsuki_Hayashida,_Masatoshi_Kitajima,_Shoji_Kawahito,_Keita_Yasutomi,_Hiroki_Kamehama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14034 |
将来の日本のX線衛星「FORCE」のために、1〜20keVの広いエネルギー帯域でイメージング分光法を実行できる新しいタイプのX線ピクセルセンサー「XRPIX」を開発しています。XRPIXデバイスは、相補型金属酸化膜半導体シリコンオンインシュレータ技術で製造されており、「イベント駆動型読み出しモード」を備えています。このモードでは、搭載されたトリガー出力機能からのヒット情報を使用して、ヒットイベントのみが読み取られます。各ピクセル。この論文では、ピンドデプリーテッドダイオード（PDD）構造を備えた「XRPIX6E」デバイスの低エネルギーX線性能について報告します。PDD構造は特に読み出しノイズを低減するため、低エネルギーX線の量子効率を大幅に向上させることが期待されます。0.68keVのFKX線と1.5keVのAl-KX線は、トリガー出力機能を使用せずにすべてのピクセルが連続して読み取られる「フレーム読み出しモード」で正常に検出されますが、デバイスは検出できます。イベント駆動型読み出しモードのFKX線ではなく、Al-KX線。コンパレータ回路への入力でのペデスタル電圧の領域ごとの変動に起因する、イベント駆動型読み出しモードでのAl-KX線のカウントマップに不均一性が観察されます。利用可能な最低のしきい値エネルギーは、不均一性が最小限に抑えられているデバイスの小さな領域で1.1keVです。センスノードの電荷に敏感な増幅器のノイズとトリガー出力機能に関連するノイズは、それぞれ〜$18〜e^-$（rms）と〜$13〜e^-$（rms）です。
ZTFソース分類プロジェクト：II。周期性と変動性の処理メトリック
| Title |
The_ZTF_Source_Classification_Project:_II._Periodicity_and_variability_processing_metrics |
| Authors |
Michael_W._Coughlin,_Kevin_Burdge,_Dmitry_A._Duev,_Michael_L._Katz,_Jan_van_Roestel,_Andrew_Drake,_Matthew_J._Graham,_Lynne_Hillenbrand,_Ashish_A._Mahabal,_Frank_J._Masci,_Przemek_Mr\'oz,_Thomas_A._Prince,_Yuhan_Yao,_Eric_C._Bellm,_Rick_Burruss,_Richard_Dekany,_Amruta_Jaodand,_David_L._Kaplan,_Thomas_Kupfer,_Russ_R._Laher,_Reed_Riddle,_Mickael_Rigault,_Hector_Rodriguez,_Ben_Rusholme,_Jeffry_Zolkower |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14071 |
現世代の全天観測は、変動する一時的なソースを研究する能力を急速に拡大しています。これらの調査は、さまざまな感度、リズム、および視野を使用して、さまざまなタイムスケールと規模を調査します。ZwickyTransientFacility（ZTF）からのデータは、数分から数か月までのタイムスケールで変数を見つける機会をもたらします。このホワイトペーパーでは、コードベース、ztfperiodic、およびZTFの2番目のデータリリースに基づいてカタログに採用された計算メトリックを示します。公的に利用可能な、グラフィカルプロセスユニットに最適化された期間検出アルゴリズムを説明し、既存および将来のグラフィカルプロセスユニットクラスターの利点を強調します。このスケールのカタログへの入力としてメトリックを生成することが、将来のZTFデータリリースでどのように可能であるかを示します。ベラC.ルービン天文台の時空のレガシー調査からの将来のデータのためにさらなる作業が必要になるでしょう。
超新星詐欺師AT2019krlの前駆体：青色超巨星からのSN2008Sのような過渡現象
| Title |
The_progenitor_of_the_supernova_imposter_AT_2019krl:_a_SN_2008S-like_transient_from_a_blue_supergiant |
| Authors |
Jennifer_E._Andrews,_Jacob_E._Jencson,_Schuyler_D._Van_Dyk,_Jack_M._M._Neustadt,_Nathan_Smith,_David_J._Sand,_K._Kreckel,_C.S._Kochanek,_S._Valenti,_Jay_Strader,_M.C._Bersten,_Guillermo_A._Blanc,_K._Azalee_Bostroem,_Thomas_G._Brink,_Eric_Emsellem,_Alexei_V._Filippenko,_Gast\'on_Folatelli,_Mansi_M._Kasliwal,_Frank_J._Masci,_Rebecca_McElroy,_Dan_Milisavljevic,_Francesco_Santoro,_Tam\'as_Szalai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13541 |
最近の中間光度の過渡現象については、M74（NGC628）のAT2019krl、わずか〜9.8Mpcの距離、広範なアーカイブ$\textit{ハッブル宇宙望遠鏡（HST）}$、$\textit{スピッツァー宇宙望遠鏡}$、大型双眼望遠鏡（LBT）イメージングは、明るい光学およびMIR前駆星を明らかにします。赤外線で絶対等級$M_{4.5\、\mu{\rmm}}=-18.4$magのピークが検出されたため、視覚波長のピーク絶対等級$-$13.5から$-を推測できます。14.5ドル。発見前のアーカイブデータからの光度曲線は、過去16年間に爆発がなかったことを示しています。前駆体の色、大きさ、および推定温度は、前景の絶滅のみが考慮されている場合は13〜14M$_{\odot}$の黄色または青色の超巨星、または存在する場合はより高温でより重い星に最もよく一致します。追加の局所絶滅が含まれています。星の噴火前のスペクトルは、幅が約200kms$^{-1}$（FWHM）で、翼が$\pm$2000kmまで伸びている細い線のコアを持つ強いH$\alpha$放射を示しています。s$^{-1}$。噴火後のスペクトルはかなり平坦で特徴がなく、H$\alpha$、NaID、[CaII]、およびCaII近赤外線トリプレットのみが発光し、H$\alpha$の形状はほとんど変化しません。120日以上。以前の多くの中間光度過渡現象と同様に、AT2019krlは、大規模な高光度青色変光（LBV）噴火とSN2008Sのようなイベントの両方に顕著な類似性を示しています。ただし、この場合、噴火前の星に関する情報により、このSN2008Sのようなイベントの起源として、スーパーAGB星と電子捕獲SNの両方を明確に除外することができます。代わりに、データは、比較的隠されていない青色超巨星（ポールオンで見られる可能性が高い）または$M>$20M$_{\odot}$の高度に消滅したLBVのいずれかを支持し、合併を受ける可能性のあるBSGまたはLBVが実行可能であることを確認しますSN2008Sのようなイベントを生成するための前駆経路。
高分散面分光法による裏返しの生まれ変わった惑星状星雲HuBi1での急速に膨張する殻の発見
| Title |
Discovery_of_a_Fast_Expanding_Shell_in_the_Inside-out_Born-Again_Planetary_Nebula_HuBi_1_Through_High-Dispersion_Integral_Field_Spectroscopy |
| Authors |
J.S._Rechy-Garc\'ia,_M.A._Guerrero,_E._Santamar\'ia,_V.M.A._G\'omez-Gonz\'alez,_G._Ramos-Larios,_J.A._Toal\'a,_S._Cazzoli,_L._Sabin,_L.F._Miranda,_X._Fang_and_J._Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13575 |
HuBi1は、希少なクラスの生まれ変わった惑星状星雲（PNe）のメンバーであると提案されています。つまり、その中心星は非常に遅い熱パルスを経験し、古い水素に富むPN内で高速で高度に処理された物質を放出しました。この手紙では、高スペクトル分解能$\simeq16$kms$^{-1}$でのHuBi1の最も内側の領域のGTCMEGARA面分光観測と$\simeq12$yrで得られたマルチエポックサブアークセック画像を示します。離れて。これらのデータの分析は、HuBi1の内部領域が$\simeq200$年前に放出され、速度$\simeq300$kms$^{-1}$で拡大し、生まれ変わったシナリオと非常によく一致していることを示しています。ここで使用されたGTCMEGARA高分散観測の前例のない断層撮影機能は、HuBi1の噴出物が、他の生まれ変わったPNeの噴出物の破壊されたディスクとジェット形態とは対照的に、殻のような構造を持っていることを明らかにします。
対流セルによるすべてのサイズの太陽双極磁気領域のための磁束ロープ$ \ Omega $ループの作成について
| Title |
On_Making_Magnetic-Flux-Rope_$\Omega$_Loops_for_Solar_Bipolar_Magnetic_Regions_of_All_Sizes_by_Convection_Cells |
| Authors |
Ronald_L._Moore,_Sanjiv_K._Tiwari,_Navdeep_K._Panesar,_Alphonse_C._Sterling |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13694 |
双極磁気領域（BMR）になるように出現する磁束ロープ$\Omega$ループは、セルの底から取り込まれた最初の水平磁場からの$\Omega$ループのサイズの対流セルによって作成されることを提案します。このアイデアは、（1）すべてのスパン（$\sim$1000kmから$\sim$200,000km）のBMRの観測された特性、（2）超粒子サイズによるBMRの生成のよく知られたシミュレーションに基づいています。セルの下部に配置された水平磁場からの対流セル、および（3）よく知られている対流層シミュレーション。観測とシミュレーションから、（1）最大の対流セル（巨大セル）が最大のBMR$\Omega$ループを作成するために摂取する場の強度は$\sim$10$^3$Gであると推測します（2）観測された最大のBMRのスパンとフラックスが$\sim$200,000kmと$\sim$10$^{22}$Mxである理由をもっともらしく説明し、（3）巨大細胞がどのように「失敗したBMR」を作る可能性があるかを示唆します。上部対流層に水平磁場を配置する$\Omega$ループから、小さな対流セルがそのサイズのBMR$\Omega$ループを作成します。（4）太陽黒点サイクルの減少段階で観測された黒点が半球ヘリシティに違反する傾向がある理由を示唆します。ルール、および（5）黒点サイクルのダイナモプロセスのために以前に提案された修正されたバブコックシナリオをサポートします。黒点-BMR$\Omega$ループを作成するために提案された対流ベースのヒューリスティックモデルは、対流層の下部にある初期フラックスロープに$\sim$10$^5$Gフィールドがないことを回避するため、魅力的な代替手段です。現在の磁気浮力ベースの標準シナリオに準拠しており、十分な解像度の巨細胞磁気対流シミュレーションによるテストが必要です。
G133.50 + 9.01：フィラメント、コア、星団の形成を引き起こす可能性のある雲と雲の衝突複合体
| Title |
G133.50+9.01:_A_likely_cloud-cloud_collision_complex_triggering_the_formation_of_filaments,_cores_and_a_stellar_cluster |
| Authors |
Namitha_Issac_(1),_Anandmayee_Tej_(1),_Tie_Liu_(2,3),_Yuefang_Wu_(4)_((1)_Indian_Institute_of_Space_Science_and_Technology,_Thiruvananthapuram,_India,_(2)_Shanghai_Astronomical_Observatory,_Chinese_Academy_of_Sciences,_Shanghai,_People's_Republic_of_China,_(3)_Key_Laboratory_for_Research_in_Galaxies_and_Cosmology,_Chinese_Academy_of_Sciences,_Shanghai,_People's_Republic_of_China,_(4)_Department_of_Astronomy,_Peking_University,_Beijing,_China) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13731 |
G133.50+9.01が真正な雲と雲の衝突候補であり、フィラメント、コア、クラスターの形成が誘発されているという説得力のある観測証拠を提示します。CO分子線の観測により、G133.50+9.01複合体は、-16.9kms-1と-14.1kms-1の全身速度を持つ2つの衝突する分子雲で構成されていることがわかります。雲の交差点は、衝突に特徴的な幅広いブリッジ機能が特徴です。相互作用フロントでの衝撃を受けた層の形態は、励起温度とH2カラム密度が向上した弧状の構造に似ています。フィラメントの複雑なネットワークが、14個の高密度コアが埋め込まれたSCUBA850{\mu}m画像で検出され、すべてが衝撃を受けた層と空間的によく相関しています。識別されたクラスIおよびIIの若い恒星状天体の密度が高すぎることで明らかになった星団は、衝突によって引き起こされた可能性のある起源を裏付ける交差領域の弧に沿って位置しています。
冠状温度に対する太陽風質量流束の感度
| Title |
Sensitivity_of_solar_wind_mass_flux_to_coronal_temperature |
| Authors |
D._Stansby,_L._Ber\v{c}i\v{c},_L._Matteini,_C._J._Owen,_R._French,_D._Baker,_S._T._Badman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13918 |
太陽風モデルは、太陽風で太陽から運び去られる質量流束は、太陽風が加速されるコロナの温度に非常に敏感であるはずであると予測しています。コロナホールとアクティブ領域で、その場とリモートセンシングの観測を組み合わせて、この予測の直接テストを実行します。コロナホールの場合、0.8MKから1.2MKへの温度の50％の上昇は、コロナ質量流束の3倍に関連しています。2MKを超える温度では、アクティブ領域内でこの傾向が維持され、温度が4倍に上昇すると、冠状質量流束が200倍に増加します。
ダブルモードラジアルパルセータSXPhoenicisの地震解析
| Title |
Seismic_analysis_of_the_double-mode_radial_pulsator_SX_Phoenicis |
| Authors |
Jadwiga_Daszy\'nska-Daszkiewicz,_A._A._Pamyatnykh,_P._Walczak,_W._Szewczuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14065 |
ほうおう座SX星の複雑な地震解析の結果を紹介します。この分析は、2つのラジアルモード周波数、対応するボロメータフラックス振幅の値（パラメータ$f$）および固有モード振幅$\varepsilon$の同時フィッティングで構成されます。さまざまなパラメータの影響と不透明度データを調べます。各不透明度テーブルを使用して、有効温度と光度の観測値に適した進化モデルによって許可された質量で、2つの観測周波数を再現する地震モデルを見つけることができます。すべての地震モデルは、主系列星後の段階にあります。OPALおよびOP地震モデルは水素シェル燃焼段階にあり、OPLIB地震モデルは全体的な収縮を終えたばかりで、シェル内で水素を燃焼し始めています。OPモデルとOPLIBモデルは、初期の水素存在量が高く（$X_0=0.75）$であり、母集団IIの星の場合のように金属量が高すぎる（$Z\約0.004$）ため、可能性が低くなります。経験値が多色測光観測から導き出されたパラメータ$f$のフィッティングは、星の外層での対流輸送の効率と大気中の微視的乱流速度に制約を与えます。各不透明度データを使用した複雑な地震解析では、$\alpha_{\rmMLT}\in（0.0、〜0.7）$の混合長パラメーター、および微視的乱流速度によって記述される、星のエンベロープ内の低から中程度の効率の対流が示されます。約$\xi_{\rmt}\in（4、〜8）〜\kms$の雰囲気。
ほとんどの超新星爆発は、巨大な星の死を伴います。これらの爆発は、中性子星とブラックホールを生み出し、重元素の太陽質量を放出します。しかし、爆発のメカニズムを決定することは、非常に複雑な半世紀の旅でした。この論文では、この理論的探求の状況と、その解決策が依存していると思われる物理学と天体物理学の展望を示します。遅延ニュートリノ加熱メカニズムは強力な解決策として浮上していますが、勝利を明確に宣言する前に、対処すべき多くの問題が残っています。特に、ダイナミクスの混乱が関係しています。この多面的で半世紀以上にわたる理論的探求のすべての側面を詳細に検討することは不可能です。むしろ、ここでは、爆発の主要な成分と、現在見られるように、前駆体の質量を持つ観測量の新たな分類学をマップします。私たちの議論は必然的に部分的に投機的であり、アイデアの多くは将来の精査に耐えられないかもしれません。いくつかのステートメントは、超新星宇宙を目撃し、診断する天文学者を正しく行使する多数の観測量に関する情報に基づいた予測と見なされる場合があります。重要なことに、同じメカニズムによる内部での同じ爆発は、爆発時の星の質量と半径に応じて、光子で非常に異なって見える可能性があります。赤色超巨星の10$^{51}$-erg（1つの「Bethe」）爆発。水素が豊富なエンベロープ、水素エンベロープの減少、水素エンベロープなし、おそらく水素エンベロープやヘリウムシェルがない非常に異なりますが、コアと爆発の進化は同じである可能性があります。
修正重力理論における最大力
接触する地平線を持つ2つのブラックホールの間に束縛された古典的な最大力の存在と性質を調査します。一般相対性理論に加えて、最大力の限界は、モファットの理論、ブランズ・ディッケ理論（アインシュタインの真空の理論と同じ）、およびアインシュタインの理論の高次元の一般化、単一を持っていることを特徴とする純粋なラブロック重力でのみブラックホールの質量に依存しませんアクションの低次の合計を含まない、ラブロック多項式の$n$次の項。さらに、境界がより高い次元に存在し、完全に光速と重力定数の観点からある場合、それは純粋なラブロック重力でなければなりません。純粋なラブロック重力では、最大力限界はすべての$3n$空間次元に存在し、値は$c^4/4G_n$です。ここで、$G_n$は対応する重力定数です。最大力限界に質量依存性がないことは、裸の特異点の形成に関連している可能性があります。
円筒形超伝導体でアクシオンを検出するための新しい方法
アクシオン-光子変換における暗黒物質アクシオンを探索する方法を提案する。強磁場下で円筒形の超伝導体を考えます。暗黒物質のアクシオンは、超伝導体の表面に振動する超伝導電流を誘導する振動電場を生成します。電流は、アクシオン質量$m_a$によって与えられる周波数$m_a/2\pi$の双極子放射を発生させます。半径$\sim1$cm、長さ$\sim10$の場合、電流によって生成される放射フラックスは、磁場$\sim3$Tの下で$10^{-18}$Wのオーダーであることを示します。円筒形超伝導体のcm。％超伝導電流は表面を深さ$\lambda\simeq5\times10^{-6}$cmまで流れます。数密度の大きいクーパー対（$\sim10^{22}/\rmcm^{3}$）が超伝導体に存在するため、大量の放射フラックスが発生します。高い検出感度により、既存の電波望遠鏡と同時に広帯域の無線周波数を検索できます。
CRAHCN-O：CO2、N2、H2O、CH4、およびH2が支配的な雰囲気でのシアン化水素およびホルムアルデヒド化学のための一貫した還元大気ハイブリッド化学ネットワーク酸素拡張
| Title |
CRAHCN-O:_A_Consistent_Reduced_Atmospheric_Hybrid_Chemical_Network_Oxygen_Extension_for_Hydrogen_Cyanide_and_Formaldehyde_Chemistry_in_CO2-,_N2-,_H2O-,_CH4-,_and_H2-Dominated_Atmospheres |
| Authors |
Ben_K._D._Pearce,_Paul_W._Ayers,_Ralph_E._Pudritz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12375 |
シアン化水素（HCN）とホルムアルデヒド（H2CO）は、惑星大気中の核酸塩基やアミノ酸などの生体分子の重要な前駆体です。ただし、CO2とH2Oを含む雰囲気でこれらの種を生成および破壊する多くの反応は、まだ文献から欠落しています。量子化学アプローチを使用して、これらの欠落した反応を見つけ、BHandHLYP/aug-cc-pVDZレベルの理論で標準的な変分遷移状態理論とRice-Ramsperger-Kassel-Marcus/マスター方程式理論を使用してそれらの速度係数を計算します。合計126の反応の速度係数を計算し、利用可能なケースの39％の実験データと比較して計算を検証します。計算された速度係数は、ほとんどの場合、実験値の2倍以内であり、通常は常にこれらの値の1桁以内です。これまで知られていなかった45の反応を発見し、このリストから、惑星大気でのH2COおよびHCNの生成と破壊を支配する可能性が最も高い6つを特定します。$^1$O+CH3$\rightarrow$H2CO+Hを新しいキーソースとして強調表示し、H2CO+$^1$O$\rightarrow$HCO+OHを新しいキーシンクとして、上部惑星大気のH2COについて強調表示します。この取り組みでは、一貫性のある還元大気ハイブリッド化学ネットワーク（CRAHCN-O）への酸素拡張を開発し、N2、CH4、およびH2が支配的な大気（CRAHCN）でのHCN生成のために以前に開発したネットワークを構築します。この拡張機能を使用して、CO2、N2、H2O、CH4、およびH2のいずれかが支配的な大気でのHCNとH2COの両方の生成をシミュレートできます。
| Title |
Effective_Field_Theory_of_Dark_Matter_Direct_Detection_With_Collective_Excitations |
| Authors |
Tanner_Trickle,_Zhengkang_Zhang,_Kathryn_M._Zurek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13534 |
一般的な有効演算子を介した単一フォノンおよびマグノン励起による明暗黒物質の直接検出率を計算するためのフレームワークを開発します。私たちの仕事は、全核子と電子数$N$（フォノンを励起する通常のルート）を含むスピン非依存相互作用と、全電子スピン$S$（マグノンを励起する通常のルート）を含むスピン依存相互作用に焦点を当てた以前の計算を一般化します。、軌道角運動量$L$と、ターゲット内のスピン軌道結合$L\otimesS$を含む新しい応答を特定するように導きます。4種類の応答はすべてフォノンを励起できますが、電子の$S$および$L$への結合もマグノンを励起できます。有効場の理論アプローチを、（擬）スカラー媒介相互作用を含む一連の動機付けられた相対論的ベンチマークモデル、および暗黒物質が暗黒電気双極子、磁気双極子、またはアナポールモーメントなどの多極子モーメントを介して相互作用するモデルに適用します。。点のような自由度$N$と$S$への結合が暗黒物質の検出率を支配することが多く、軌道$L$次数のエキゾチックな物質や大きなスピン軌道相互作用$L\otimesS$は必要ないことを意味します。幅広いクラスのDMモデルに強力にリーチすること。また、アクティブなR＆D（SPICEなど）でのフォノンベースの結晶実験は、単純なスピンに依存しない相互作用を持つモデルをはるかに超えて、明るい暗黒物質モデルをプローブすることを強調します。双極子とアナポールの相互作用を持つモデル。
修正されたMITバッグモデルptII：QCD状態図、ホットクォーク星および音速
| Title |
Modified_MIT_Bag_Models_pt_II:_QCD_phase_diagram,_hot_quark_stars_and_speed_of_sound |
| Authors |
Luiz_L._Lopes,_Carline_Biesdorf,_K._D._Marquez,_Debora_P._Menezes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13552 |
現在の作業では、ベクトル場と自己相互作用項の両方が導入されたMITバッグモデルの修正バージョンを使用して、ホットクォーク物質を取得し、QCD状態図を調査します。まず、ハドロン相での凍結と液相転移の両方に制約された2フレーバーのクォーク物質を分析します。その後、$\beta$平衡と電荷中性の対象となる3フレーバーのクォーク物質を使用して、クォーク星の巨視的特性を計算します。これは、最近の観測された大規模で標準的な星の半径の結果に直面しています。最後に、Nambu-Jona-Lasinioモデルから得られたQCD状態図との比較が実行され、量子色物質の存在の可能性が議論されます。
ループ量子宇宙論におけるウォームバウンスとインフレーション期間の予測
ループ量子宇宙論におけるバウンス後のインフレーション前フェーズとスローロールフェーズの期間の確率的予測を研究および推定し、バウンス前フェーズの放射線の存在がこれらの結果にどのように影響するかを決定します。単項式のべき乗則カオスタイプのポテンシャルを含むさまざまなクラスのインフレーションポテンシャル、つまり、二次、四次、六次ポテンシャル、および真空期待値のさまざまな値を考慮したヒッグスのような対称性の破れポテンシャルの分析を示します。後者の場合の値。インフレeフォールドの数および各モデルの他の関連する量の確率密度関数を取得し、これらの分布から導き出された確率結果を生成します。この研究により、各モデルが最終的に宇宙マイクロ波背景放射のスペクトルで観測可能なシグネチャにつながる可能性がある条件、または十分な加速膨張量を予測しないために除外される条件について議論することができます。各モデルの予測に対する放射線の影響は明示的に定量化されています。得られた結果は、ループ量子宇宙論におけるインフレーションeフォールドの数は、事前に任意の数ではないが、結果がモデルと放射量に依存している場合でも、原則として予測可能な量である可能性があることを示しています。インフレ体制が始まる前の宇宙。
| Title |
Bayesian_inference_of_dense_matter_EOS_encapsulating_a_first-order_hadron-quark_phase_transition_from_observables_of_canonical_neutron_stars |
| Authors |
Wen-Jie_Xie_and_Bao-An_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13653 |
[目的：]LIGO/VIRGOによって報告された標準NSの半径データから、1次ハドロンクォーク相転移をカプセル化する高密度中性子リッチ物質のEOSを特徴付ける9つのパラメーターの事後確率分布関数（PDF）と相関を推測します。、NICERとチャンドラのコラボレーション。また、1.4M$_{\odot}$NSでクォーク物質（QM）の質量分率とその半径を推測し、より大規模なNSでそれらの値を予測します。[方法：]メタモデリングを使用して、ベイズ統計フレームワーク内のマルコフ連鎖モンテカルロサンプリングプロセスでハドロンとQMEOSの両方を生成します。$\beta$平衡にあるNSの$npe\mu$物質の明示的にアイソスピンに依存するパラメトリックEOSは、Maxwell構造を介して、Alford、Han、およびPrakashの定音速（CSS）モデルによって記述されるQMEOSに接続されます。。[結果：]（1）ハドロン-クォーク遷移密度$\rho_t/\rho_0$とそこにジャンプする相対エネルギー密度$\De\ep/\ep_t$の最も可能性の高い値は$\rho_t/\rho_0=1.6です。^{+1.2}_{-0.4}$と$\De\ep/\ep_t=0.4^{+0.20}_{-0.15}$、それぞれ68\％の信頼レベル。1.4M$_{\odot}$NSのQMフラクションの対応する確率分布は、10kmの球の0.9付近でピークになります。$\rho_t$および$\De\ep/\ep_t$のPDFと強く相関しており、音速の2乗$\cQMsq/c^2$のPDFは$0.95^{+0.05}_{-0.35でピークに達します。}$であり、1/3未満になる確率の合計は非常に小さいです。（2）ハドロンパラメータとQMEOSパラメータのPDF間の相関は非常に弱いです。[結論：]理論および地上核実験からのすべての既知のEOS制約と一緒に考慮された利用可能な天体物理学データは、標準的なNSでも大量のQMの形成を好みます。
将来の重力波観測所での数Hzのオーダーの低周波数感度は、非常に長い持続時間の重力波信号の検出を可能にするでしょう。これらの長い波形を使用したパラメーター推定の実行時間は数か月から数年になる可能性があるため、既存のベイズ推定パイプラインでは実用的ではありません。最近、低次モデリングと低次求積積分ルールが、パラメーター推定の計算コストを大幅に削減できる有望な手法として活用されています。重力波のパラメーター推定を加速するために必要な低次元求積データを構築するPyROQという名前のPythonベースの低次元求積構築コードについて説明します。コードのインフラストラクチャは、レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）などの宇宙搭載重力波検出器の重力波推論にも直接適用できます。さらに、この手法は、高速ベイズ分析が必要な他の研究分野にも広く適用できます。
| Title |
Light_clusters_in_warm_stellar_matter:_calibrating_the_equation_of_state |
| Authors |
Tiago_Cust\'odio,_Alexandre_Falc\~ao,_Helena_Pais,_Constan\c{c}a_Provid\^encia,_Francesca_Gulminelli,_and_Gerd_R\"opke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14035 |
中程度の効果を考慮した形式内の光クラスターの存在量は、密度に依存する結合と密度に依存しない結合の両方を使用して、いくつかの相対論的平均場モデルを使用して計算されます。クラスターは、スカラー中間子場への結合が変更された新しい準粒子として導入されます。重イオン衝突からの実験データとの比較により、結果のモデル依存性を解決し、中間子場への光クラスターの結合を決定することができます。高密度核媒体中のクラスターの融解に関連する密度を説得力を持って特定するには、高密度での追加の実験的制約が必要であることがわかります。非対称物質における6Heなどの中性子に富むクラスターの役割について説明します。
磁気リコネクションと熱平衡
太陽コロナを駆動するフットポイントの動きやトカマクの非軸対称不安定性などによって、磁場が時間スケール$\tau_{ev}$で進化するように強制されると、磁力線は時間とともにトポロジーの大規模な変化を受けます$\tau_{ev}$よりも約1桁長いスケール。しかし、そのような変更を可能にする物理学は、8桁以上遅い時間スケールで動作します。同様の現象が空気中で発生します。温度平衡は、空気が部屋を通過するのにかかる時間よりも約1桁長い時間スケール、$\tau_{ev}$で発生しますが、温度平衡を可能にする物理的メカニズムは$\tau_{よりも約4桁遅いです。ev}$。ラグランジュ解析では、基本的な方程式を解き、両方の現象を説明できます。ラグランジュ分析を使用した導出と、磁気リコネクションの従来の研究のパラダイムおよび推定との間のギャップを埋めることは困難であるため、ラグラジアン分析はほとんど無視されてきました。熱平衡と磁気リコネクションの理論は、読者がラグランジュ法の重要性と性質を理解するのを助けるために並行して開発されています。
太陽圏エネルギー中性原子：非定常モデリングとIBEX-Hiデータとの比較
| Title |
Heliospheric_Energetic_Neutral_Atoms:_Non-stationary_Modeling_and_Comparison_with_IBEX-Hi_data |
| Authors |
I._I._Baliukin,_V._V._Izmodenov,_D._B._Alexashov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14062 |
星間境界エクスプローラー（IBEX）は、2008年からIBEX-Hi（0.3〜6keV）機器を使用して、エネルギー中性原子（ENA）のフラックスを測定しています。グローバルに分布するフラックスを計算するための数値時間依存コードを開発しました（1）グローバル太陽圏の3DキネティックMHDモデルと2）IBEXによって観測された1auから内部太陽圏（IHS）の起源点までの原子軌道の再構築の両方を使用する水素ENAのGDF）。シミュレーションの重要な要素は、太陽圏の陽子の超熱成分であるピックアップイオン（PUI）の詳細な速度論的考察です。これは、ENAの「親」であり、ピックアップされる超音速太陽風の領域で発生します。太陽圏磁場による。調査の結果、（1）開発したモデルはIBEX-HiGDFマップに見られるマルチローブ構造の形状を再現できる、（2）GDFは次の形式に非常に敏感であると結論付けました。IHSにおけるPUIの速度分布関数、およびPUIの追加のエネルギー集団の存在の説明は、データを説明するために不可欠です。（3）比較的良好な一致にもかかわらず、モデル計算とIBEXの間にはいくつかの量的な違いがあります。-こんにちはデータ。これらの違いの考えられる理由について説明します。
| Title |
Holographic_quark_matter_with_colour_superconductivity_and_a_stiff_equation_of_state_for_compact_stars |
| Authors |
Kazem_Bitaghsir_Fadafan,_Jesus_Cruz_Rojas_and_Nick_Evans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14079 |
化学ポテンシャルmuを伴う一次キラル回復相転移を伴うQCDのホログラフィックモデルを提示します。一次の振る舞いは、クォークがそれらの構成質量の下に統合されているので、二重記述の不連続性を許容することから生じます。このモデルは、非常に硬い状態方程式と1に近い音速を持つ核密度相よりも上の、中間密度（350MeV<mu<500MeV）での限定されていないが大規模なクォーク相を予測します。また、キラル復元された真空中の色の超伝導凝縮物のホログラフィック記述を含め、結果として生じる状態方程式を研究します。それらは、非常に高密度（mu>500MeV）で、閉じ込められていない大規模なクォーク相からの行儀の良い一次遷移を提供します。トルマン-オッペンハイマー-ボルコフ方程式を結果の状態方程式で解き、クォークコアを持つ安定したハイブリッド星を見つけます。これらのハイブリッド星の潮汐変形能を計算し、それらが中性子星衝突に関するLIGO/Virgoデータと一致していることを示します。私たちのホログラフィックモデルは、クォーク物質がそのようなコンパクト星の中心に存在する可能性があることを示しています。
測地線光円錐の背景に関する宇宙論的摂動理論
| Title |
The_Cosmological_Perturbation_Theory_on_the_Geodesic_Light-Cone_background |
| Authors |
Giuseppe_Fanizza,_Giovanni_Marozzi,_Matheus_Medeiros_and_Gloria_Schiaffino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14134 |
完全に非線形の測地線光円錐（GLC）ゲージに触発されて、摂動されていない宇宙を表す類似の座標セットを検討します。この出発点を前提として、その上に宇宙論的摂動理論を構築し、この新しい一連の摂動に関連するゲージ変換特性を研究し、標準的な宇宙論的摂動理論との関係を示します。特に、標準摂動論のどのゲージがGLCゲージに対応するかを取得し、これが標準の同期ゲージの有用な代替手段である方法を証明します。さらに、ゲージ不変の組み合わせについて、いくつかの実行可能な定義を活用します。とりわけ、それらの値が線形化されたGLCゲージ摂動の値と等しくなるようにゲージ不変変数を構築します。この選択は、GLCゲージの2つの重要な特性によって動機付けられています。i）光のような観測量の単純な表現を許可します。完全に非線形のレベルでの赤方偏移と角距離、およびii）GLCの固有時は、自由落下する観測者の固有時と一致します。最初のプロパティのおかげで、正確な式を線形順序で簡単に展開して、選択したオブザーバブルの線形ゲージ不変式を取得できます。さらに、2番目の機能は、そのような自由落下オブザーバブルによって測定された時間の観点から、物理的オブザーバブルのゲージ不変式を自然に提供します。最後に、線形化された角距離とレッドシフトの関係の場合について、これらすべての側面を明示的に示します。
