宇宙論的構造形成への深層学習の洞察
| Title |
Deep_learning_insights_into_cosmological_structure_formation |
| Authors |
Luisa_Lucie-Smith,_Hiranya_V._Peiris,_Andrew_Pontzen,_Brian_Nord,_Jeyan_Thiyagalingam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10577 |
初期の宇宙に存在する線形の初期条件から後期の暗黒物質の拡張ハローへの進化は、宇宙論的シミュレーションを使用して計算できますが、この複雑なプロセスの理論的理解はとらえどころのないままです。ここでは、この非線形関係を学習するための深層学習フレームワークを構築し、学習したマッピングを物理的に解釈する手法を開発します。3次元畳み込みニューラルネットワーク（CNN）は、初期条件から暗黒物質ハローの質量を予測するようにトレーニングされています。入力から異方性情報を削除してモデルを再トレーニングしても、モデルの予測精度に変化は見られません。これは、CNNによって学習された特徴が、初期条件での球面平均と同等であることを示唆しています。私たちの結果は、解釈可能な深層学習フレームワークが宇宙論的構造形成への洞察を抽出するための強力なツールを提供できることを示しています。
線形秩序を超えたニュートリノ質量制約：宇宙論依存性と構造的偏り
| Title |
Neutrino_mass_constraints_beyond_linear_order:_cosmology_dependence_and_systematic_biases |
| Authors |
Aoife_Boyle_and_Fabian_Schmidt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10594 |
銀河団とCMBレンズの予測を線形から一次次数のパワースペクトルに拡張することによる、予測されるニュートリノ質量制約への影響を示します。私たちが採用する赤方偏移空間1ループパワースペクトルモデルには、追加の4つの自由バイアスパラメーター、速度バイアスパラメーター、および2つの新しい確率的パラメーターが必要です。これらの追加の妨害パラメータは、$M_\nu$の制約をかなり弱めます。CMBレンズは、これらの縮退を緩和し、最終的な制約を厳しくするのに役立つ重要な役割を果たします。再電離$\tau$に対する光学的厚さの制約は、$M_\nu$の制約に強い影響を及ぼしますが、CMBレンズが分析に含まれている場合にのみ、妨害パラメータによる縮退を制御します。また、1）距離プローブとしてのみBAOシグネチャを使用し、2）パワースペクトルのスケール依存性を分離する場合にも制約を抽出します。これは、前の作業で示したように、$M_\nu$の宇宙論に依存しないプローブを提供します。。後者を除くすべての制約は、フラットな$\Lambda$CDMユニバースの仮定に非常に敏感なままです。非線形補正を無視した場合に推定$M_\nu$値に導入されたシフトの大きさの分析を実行し、Euclidのような調査の場合、このシフトが1$\sigma$制約自体とほぼ等しくなることを示します。$k_{max}=0.1〜h〜{\rmMpc}^{-1}$の控えめなカットオフスケールでも。また、次の2ループ次数を含まないことによって引き起こされるニュートリノ質量の適切な予想バイアスの計算を実行し、$k_{max}=0.2〜の場合の1$\sigma$エラーの約20％のシフトのみを予想します。ユークリッドのような調査でh〜{\rmMpc}^{-1}$。
非標準的な運動項を持つインフレーションモデルからの原始ブラックホールと二次重力波
ピークのある非標準的な運動項によって提供される拡張メカニズムを使用すると、大規模な観測との一貫性を保ちながら、原始曲率摂動の振幅を小規模で7桁拡張できます。このメカニズムでは、ピーク関数とインフレポテンシャルは制限されません。例としてヒッグスモデルとTモデルを使用して、質量の異なる豊富な原始ブラックホール暗黒物質と、ピーク周波数の異なる誘導二次重力波がどのように生成されるかを示します。また、原始曲率摂動の強化されたパワースペクトルと、誘導された二次重力波のエネルギー密度が、鋭いピークまたは広いピークのいずれかを持つ可能性があることも示します。増強メカニズムで生成された質量が約$10^{-14}-10^{-12}M_{\odot}$の原始ブラックホールは、ほとんどすべての暗黒物質を構成でき、生成に伴う誘導された二次重力波原始ブラックホールの数は、パルサータイミングアレイと間隔ベースの重力波観測所によってテストできます。したがって、このメカニズムは、原始ブラックホールの暗黒物質と重力波の観測によってテストすることができます。
強くレンズ化された画像を混乱させる暗黒物質サブハロの濃度を推測する
| Title |
Inferring_the_concentration_of_dark_matter_subhalos_perturbing_strongly_lensed_images |
| Authors |
Quinn_E._Minor,_Manoj_Kaplinghat,_Tony_H._Chan,_Emily_Simon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10629 |
低質量暗黒物質サブハロによる強くレンズ化された画像の摂動は、摂動サブハロの濃度によって大きく影響を受けることを示しています。$\Lambda$CDMで予想されるサブハロ濃度の場合、質量が約$10^{10}M_\odot$を超えるサブハロの場合、HST解像度で濃度に大きな制約が生じる可能性があります。それらの濃度がCDMで予想される散乱よりも高い場合、より低い質量のサブハロに対しても制約が可能です。また、$\sim10^8M_\odot$までの低質量摂動体の濃度は、長基線干渉法で達成可能な$\sim0.01''$の分解能で十分に制約できることもわかりました。サブハロ濃度も摂動の検出可能性に重要な役割を果たし、質量$\lesssim10^9M_\odot$の高濃度摂動体のみがHST解像度で検出される可能性があります。レンズモデリング中に$\Lambda$CDM質量濃度関係のばらつきが考慮されていない場合、推定されるサブハロ質量は、質量$10^9M_\odot$（のサブハロに対して最大3（6）倍バイアスされる可能性があります。$10^{10}M_\odot$）;レンズの取り付け中に質量と濃度の両方を変化させると、このバイアスをなくすことができます。あるいは、摂動されているレンズの臨界曲線までの距離によって定義される、サブハロの摂動半径内の投影された質量を確実に推測することができる。十分な数の検出があれば、これらの戦略により、質量関数に加えて低質量でのハローの質量濃度関係を制約することが可能になり、暗黒物質の物理学と小規模な原始パワースペクトルのプローブが提供されます。
COSMOS2015カタログの銀河の空間分布の見通し内分析
| Title |
The_line-of-sight_analysis_of_spatial_distribution_of_galaxies_in_the_COSMOS2015_catalogue |
| Authors |
Maxim_Nikonov,_Mikhail_Chekal,_Stanislav_Shirokov,_Andrey_Baryshev,_and_Vladimir_Gorokhov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10796 |
高赤方偏移オブジェクトの新しい観測は、標準の$\Lambda$CDM宇宙論モデルの改善と宇宙の理解にとって非常に重要です。現代の観測的宇宙論の主な方向性の1つは、特に深宇宙における宇宙の大規模構造の分析です。COSMOSフィールドの光学範囲（$2\times2$deg$）で選択された518,404個の高品質の銀河の測光赤方偏移を含む最新バージョンのCOSMOS2015カタログを使用して、視線に沿った宇宙の大規模構造を研究します。^2$）、赤方偏移$z\sim6$までの深さ。視線に沿った銀河の数の大規模な変動を分析し、$\Deltaz=0.1$の独立した赤方偏移ビンの自己相関変動（構造）の平均線形サイズの推定値を推定値とともに提供します均質性からの標準偏差（観測された宇宙分散）の。これまでの研究に基づいた見通し内分析の新しい方法を提案し、方法開発のさらなる展望を策定します。$\Lambda$CDMフレームワークにおける均質性の近似の理論的形式の場合、均質性からの検出された構造の平均標準偏差は$\sigma_\text{mean}^{\Lambda\text{CDM}}=0.09です。\pm0.02$であり、構造の平均特性サイズは$R_\text{mean}^{\Lambda\text{CDM}}=790\pm150$Mpcです。均質性の経験的近似の場合、均質性からの検出された構造の平均標準偏差は$\sigma_\text{mean}^\text{empiric}=0.08\pm0.01$であり、構造の平均特性サイズは$です。R_\text{mean}^\text{empiric}=640\pm140$Mpc。
MeerKATによる高強度マッピング：前景のクリーニングに対する一次ビームの影響
| Title |
Hi_intensity_mapping_with_MeerKAT:_Primary_beam_effects_on_foreground_cleaning |
| Authors |
Siyambonga_D._Matshawule_and_Marta_Spinelli_and_Mario_G._Santos_and_Sibonelo_Ngobese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10815 |
今後および将来の中性水素強度マッピング調査は、強い前景と宇宙論的信号の間の分離で優れた精度が達成されれば、再電離後の宇宙における宇宙論を制約する絶好の機会を提供します。クリーニング方法は、前景の周波数の滑らかさに依存し、単純なガウス一次ビームを想定して適用されることがよくあります。この作業では、自明ではない周波数依存性を持つ現実的な一次ビームモデルの存在下でクリーニングをテストします。スクエア・キロメートル・アレイの前身であるMeerKAT望遠鏡に焦点を当て、1皿の広域測量をシミュレートします。正確な全天点光源カタログを含む、主要な前景コンポーネントを検討します。ビームサイドローブと前景構造の間の結合がクリーニングを複雑にする可能性があることがわかります。ただし、ビーム周波数依存性が滑らかな場合、遠いサイドローブが予想外に大きい場合にのみクリーニングが問題になることを示します。その場合でも、最強の点光源を取り除き、より積極的に洗浄すれば、適切な再構成が可能です。次に、自明ではない周波数依存性を検討します。これは、MeerKATビームに存在し、SKA1-MIDを含むほとんどの料理で予想されるビーム幅の正弦波タイプの特徴です。このような特徴は、前景の放射と相まって、周波数全体で信号の再構築にバイアスをかけ、宇宙論的分析に影響を与える可能性があります。興味深いことに、このような汚染は、点光源が含まれておらず、ビームがガウス分布である場合でも、より低いレベルで存在します。これは、この周波数リップルがメインローブ内でも問題になる可能性があることを示しています。この効果は$k_\parallel$スペースの狭い領域に制限されており、マップを一般的な低解像度に注意深く再平滑化すると減らすことができることを示しています。
ダークセクター相互作用のモデルに依存しない再構築
| Title |
A_model-independent_reconstruction_of_dark_sector_interactions |
| Authors |
Rodrigo_von_Marttens,_Javier_E._Gonzalez,_Jailson_Alcaniz,_Valerio_Marra,_Luciano_Casarini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10846 |
暗黒物質（DM）と暗黒エネルギー（DE）の場の間の最小結合の従来の仮定を緩和すると、宇宙の予測される進化に大きな変化がもたらされます。したがって、そのような可能性をテストすることは、宇宙論だけでなく、基本的な物理学にとっても不可欠なタスクを構成します。以前の通信で[Phys。Rev.D99、043521、2019]、DMとDEのエネルギー密度間の比率の時間依存性に基づいて、$\Lambda$CDMモデルの新しいヌルテストを提案しました。これは、相互作用の潜在的なシグニチャも検出できます。暗いコンポーネント。この作業では、$\Lambda$CDMの仮定を回避してその分析を拡張し、Ia型超新星、宇宙クロノメーター、バリオン音響振動からのデータを使用して、完全にモデルに依存しない方法でダークセクターの相互作用を再構築します。私たちの分析によると、$\Lambda$CDMモデルは、調査した赤方偏移の全範囲にわたって、少なくとも$3\sigma$CLでモデルに依存しないアプローチと一致しています。一方、私たちの分析は、現在のバックグラウンドデータでは、ダークセクターでの相互作用の存在を除外できないことを示しています。最後に、次世代LSS調査の予測を示します。特に、EuclidとSKAは、$z\約1$で相互作用するモデルを約4\％の精度で区別できることを示しています。
臨界崩壊モデルにおける原始ブラックホールからのホーキング放射が軽元素の存在量に及ぼす影響
| Title |
Impacts_of_Hawking_Radiation_from_Primordial_Black_Holes_in_Critical_Collapse_Model_on_the_Light_Element_Abundances |
| Authors |
Yudong_Luo,_Chao_Chen,_Motohiko_Kusakabe,_Toshitaka_Kajino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10937 |
臨界崩壊モデルにおいて、原始ブラックホール（PBH）からの非熱的ホーキング放射光子によって引き起こされる光崩壊プロセスを研究します。すべてのPBHが、狭いピークのインフレーションスペクトルに起因する単一のエポックで形成され、重力崩壊の臨界現象によって拡張された質量分布が得られるという最も単純なケースを考えます。重要な崩壊質量関数の低質量テールの存在は、PBHのホーキング放射からの高エネルギー光子放出の強化につながる可能性があります。核の光崩壊率は、ボルツマン方程式を繰り返し解くことによって得られた非熱光子スペクトルを使用して計算されます。正確なスペクトルは、頻繁に使用される分析的な曲がったべき乗則スペクトルに基づくスペクトルとは大きく異なります。銀河系HII領域での$^3$Heの存在量に関する最新の観測限界により、地平線質量範囲$10^{12}-10^{13}$gのPBH質量スペクトルに対する更新された$^3$He制約は次のようになります。派生。私たちの結果は、以前の単色の限界がほぼ2桁強くなっていることを示しており、この不一致の考えられる理由が説明されています。また、臨界質量関数に対する$^3$Heの制約は、低質量テール領域のPBHの割合が比較的小さい場合でも、単色の制約よりも1桁厳しいことがわかります。$^6$Liの元素存在比も、臨界質量関数に対して大幅に強化されています。$^6$Liの存在量をより正確に測定することは、将来のPBHに有望な制約を与えるために非常に望ましいことです。
Planck2018偏光データからの宇宙複屈折の新しい抽出
Planck2018偏光データでパリティ違反の物理学の証拠を検索し、宇宙複屈折角の新しい測定値$\beta$について報告します。以前の測定は、プランク検出器の絶対偏光角の系統的な不確実性によって制限されています。宇宙マイクロ波背景放射の$E$モードと$B$モードの偏光と銀河系の前景放射の相互相関を使用して、$\beta$と角度の誤校正を同時に決定することにより、この体系的な不確実性を完全に軽減します。系統的誤差が効果的に軽減され、前の測定よりも2ドルの係数で小さい不確実性を達成し、$\beta=0.35\pm0.14\、\deg$（68％CL）を見つけ、$\betaを除外することを示します。=$99.2$％CLで0$これは、$2.4\sigma$の統計的有意性に対応します。
| Title |
Deuterium:_a_new_bone_of_contention_for_cosmology? |
| Authors |
Cyril_Pitrou,_Alain_Coc,_Jean-Philippe_Uzan,_Elisabeth_Vangioni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11320 |
D（p、$\gamma）^3$He、核反応断面積、および中性子寿命の最近の測定値と、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）分析からの宇宙バリオンの存在量の再評価には、更新が必要です。ビッグバン元素合成（BBN）中に生成される軽元素の存在量予測の結果。当初はホットビッグバンモデルの柱と見なされていましたが、BBNの制約力は主に重水素の存在量に依存しています。軽元素の原始存在量の分析から一方で推定された値と、バリオン密度、または同等にD/H存在量について、新しい$\simeq1.8\sigma$-tensionを指摘します。一方、CMBとバリオン振動データの組み合わせから。これは理論のこの分野に注目を集め、精密宇宙論の文脈でBBNの状態を再評価する機会を与えてくれます。最後に、このペーパーでは、BBNコードPRIMATのアップグレードについて説明します。
| Title |
Oscillations_and_Random_Walk_of_the_Soliton_Core_in_a_Fuzzy_Dark_Matter_Halo |
| Authors |
Xinyu_Li,_Lam_Hui,_Tomer_D._Yavetz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11416 |
ファジー暗黒物質（FDM）ハローは、中心に近いソリトンコアと、外側の領域のNFWのような密度プロファイルで構成されます。以前の調査では、ソリトンコアがハロー中心の周りで一時的な振動とランダムウォークエクスカーションを示すことがわかりました。一連の数値シミュレーションを分析すると、両方の現象が波の干渉の結果として理解できることを示しています。これらの現象の主な特徴を説明するには、固定電位での基底（ソリトン）状態と励起状態の適切な重ね合わせで十分です。。このような固有モード解析は、潮汐破壊を受けている衛星ハローの進化に光を当てることができます。外側のハローが取り除かれ、励起状態の振幅が減少すると、基底状態は断熱的に進化します。これは、ソリトン振動の減少とランダムウォークエクスカーションを示唆しています。これは、恒星の加熱から制約を推定する際に考慮すべき効果です。
バブル膨張の効果的な画像
最近、宇宙の一次相転移から膨張する気泡の熱摩擦が、気泡壁と熱プラズマの間の相互作用のすべての次数に対して計算され、以前に推定された$の代わりに$\gamma^2$スケーリングになりました。\gamma^1$-ローレンツ因子$\gamma$を使用して高速で移動する気泡壁に作用する熱摩擦のスケーリング。任意の$\gamma$スケーリング摩擦が存在する場合に、膨張する気泡壁の有効運動方程式（EOM）を初めて提案し、気泡衝突から効率係数を計算します。これは、$\gammaの場合です。^2$-スケーリング摩擦は、一定の終端速度に近づき始めた後に気泡壁が衝突したときに最近更新された推定値よりも大きいことがわかり、その2次依存性のために気泡衝突からの重力波バックグラウンドの信号がわずかに大きくなります$\gamma^2$スケーリング摩擦自体は、$\gamma^1$スケーリング摩擦の場合と比較して、バブル衝突による寄与をすでに抑制していますが、バブル衝突効率係数についてです。また、ボルツマン方程式の非平衡項の現象論的パラメーター化を提案します。これにより、膨張する気泡壁の有効EOMで最近見つかった摩擦項の$（\gamma^2-1）$スケーリングを再現できます。これは、気泡の膨張と衝突の将来の数値シミュレーションでさらに研究する価値があります。
21cmの強度マッピング前景の存在下での超大規模効果の測定
| Title |
Measuring_ultra-large_scale_effects_in_the_presence_of_21cm_intensity_mapping_foregrounds |
| Authors |
Jos\'e_Fonseca_and_Michele_Liguori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11510 |
HI強度マッピングは、宇宙における中性水素の大規模分布のマップを提供します。これらは、宇宙の大規模構造を使用して原始的な非ガウス性を制約し、アインシュタインの重力理論のさらなるテストを提供するために使用される主要な候補です。しかし、HIマップは、宇宙論的信号より数桁上になる可能性のある前景によって汚染されています。ここでは、前景が残っている大規模な効果（$f_{\rmNL}$およびGR効果）がどのように縮退しているかを定量化します。共同分析は、制約の壊滅的な低下をもたらさず、前景の存在下での大規模効果の限界誤差を決定するためのフレームワークを提供すると結論付けます。同様に、前景の巨視的特性を高精度で測定できると結論付けました。それにもかかわらず、そのような結果は、前景の正確なフォワードモデリングに大きく依存しており、宇宙論的パラメーター、前景のパラメーター化、および大規模効果の最適値に壊滅的なバイアスをかけます。
LUNA後の原始重水素：一致とエラーバジェット
| Title |
Primordial_Deuterium_after_LUNA:_concordances_and_error_budget |
| Authors |
Ofelia_Pisanti,_Gianpiero_Mangano,_Gennaro_Miele,_and_Pierpaolo_Mazzella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11537 |
核反応速度とそれに対応する不確実性を正確に評価することは、軽核種の原始存在量を正確に決定するための必須の要件です。LUNAコラボレーションによるD（p、gamma）3He放射捕獲断面積の最近の測定は、その次数が3％の誤差であり、初期宇宙で生成された重水素の理論的予測を改善する上で重要なステップを表しています。この最近の結果を考慮して、この論文では、その存在量の完全な分析を提示します。これには、重水素燃焼の他の2つの主要なプロセス、つまり重水素-重水素移動反応D（d、p）3HおよびD（d、n）3He。特に、実験データの分析の統計的方法、理論的不確実性の定量的研究、および最近の文献に示されている同様の研究との比較に重点が置かれています。次に、4He質量分率Ypの仮定値の関数として、バリオン密度Omegabh2およびニュートリノパラメーターNeffの有効数に関するPlanck実験結果との原始核合成段階の一致に対する研究の影響について説明します。LUNAの結果の後、重水素の値は非常に正確に固定され、プランクの結果と非常によく一致するバリオン密度の値を示しますが、ヘリウムも含む複合分析は、オメガブh2とネフ。分類学とYpの決定に関する新しい実験結果は、標準的な宇宙論モデルの全体的な一致を評価する上で非常に重要であると私たちは主張します。
WIMP暗黒物質モデルをテストする新しい方法
| Title |
A_new_way_to_test_the_WIMP_dark_matter_models |
| Authors |
Wei_Cheng,_Yuan_He,_Jin-Wang_Diao,_Yu_Pan,_Jun_Zeng_and_Jia-Wei_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11548 |
この論文では、暗黒エネルギー（DE）とWIMPDMの間の相互作用項を導入する最も単純な現象論的モデルを適用することにより、弱く相互作用する質量粒子（WIMP）暗黒物質（DM）モデルをテストする可能性を調査します。3\gamma_{DM}H\rho_{DM}$。一般に、DEとWIMPDMの間の相互作用が非常に弱いため、結合強度$\gamma_{DE}$は$0$に近く、したがって、関連する$Y$の進化に対する$\gamma_{DE}$の影響DMのエネルギー密度は無視しても問題ありません。一方、数値計算では、$x_f\approx20$がDMの凍結温度に関連付けられていることも示されています。これは、相互作用が消失するシナリオと同じです。DMの遺物密度については、$\frac{2-3\gamma_{DM}}{2}[{2\pig_*m_{DM}^3}/{（45s_0x_f^3}）]^{\gamma_{DM}}$回。これは、WIMPDMモデルをテストするための新しい方法を提供します。例として、WIMPDMがスカラーDMである場合を分析します。（SGL+SNe+Hz）および（GRBs+SNe+BAO+CMB）宇宙観測は、$\gamma_{DM}=0.134^{+0.17}_{-0.069}$および$\gamma_{DM}=-を与えますそれぞれ0.0047\pm0.0046$。DM直接検出実験とDM遺物密度の両方からの制約をさらに検討した後、スカラーDMモデルの許容パラメーター空間は、前者の宇宙観測では完全に除外され、後者では増加することがわかります。これらの2つの宇宙論的観測は、逆説的な結論につながります。したがって、近い将来、WIMPDMモデルをテストするために、より正確な宇宙観測が得られることを願っています。
CMBBモード検索用の最小パワースペクトルベースのモーメント拡張
| Title |
A_minimal_power-spectrum-based_moment_expansion_for_CMB_B-mode_searches |
| Authors |
S._Azzoni,_M._H._Abitbol,_D._Alonso,_A._Gough,_N._Katayama,_T._Matsumura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11575 |
偏光された前景の特性評価とモデリングは、原始的な$B$モードの探求において重要な問題になっています。続行するための一般的な方法は、前景のスペクトル特性とそのスケール依存性を因数分解してパラメーター化することです（つまり、前景スペクトルが空の平均によってどこでもよく記述されていると仮定します）。実際には、前景の特性は銀河全体で異なるため、この仮定は、最終的な宇宙論的パラメーター（この場合はテンソル対スカラー比$r$）のバイアスとして現れるモデルの不正確さにつながります。これは、パラメータ値の分布に対してスペクトルをモデル化する必要があるSimonsObservatory（SO）など、空の大部分を対象とした調査に特に関係があります。ここでは、地上ベースの多周波数データに直接適用できるパワースペクトルベースの分析でこの問題に対処するために、既存の「モーメント拡張」アプローチに基づく方法を提案します。さらに、このメソッドは、単純な物理的解釈を備えた少数のパラメーターセットのみを使用し、最終的な$B$モードの制約に対する前景の不確実性の影響を最小限に抑えます。SOのようなシミュレートされた観測を使用してメソッドを検証し、公式の予測と互換性のある標準偏差$\sigma（r）\simeq0.003$でテンソル対スカラー比$r$の不偏推定を復元します。この方法を公開BICEP2/Keckデータに適用すると、スペクトルインデックスの変動をパラメーター化するときにBICEP2/Keckによって検出された結果と互換性のある上限$r<0.06$（$95\％\、{\rmCL}$）が見つかります。スケールに依存しない周波数無相関パラメータを介して。また、パワースペクトルベースのモーメント展開とCMBレンズの分析で使用される方法との形式的な類似点についても説明します。
IllustrisTNGシミュレーションにおける銀河間媒体の磁化：拡張された流出駆動気泡の重要性
| Title |
Magnetization_of_the_intergalactic_medium_in_the_IllustrisTNG_simulations:_the_importance_of_extended,_outflow-driven_bubbles |
| Authors |
Andres_Aramburo_Garcia,_Kyrylo_Bondarenko,_Alexey_Boyarsky,_Dylan_Nelson,_Annalisa_Pillepich,_and_Anastasia_Sokolenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11581 |
IllustrisTNGシミュレーションを使用して、銀河間媒体（IGM）の磁化に対する銀河形成物理学の影響を研究します。銀河や銀河団からの流出の影響を受けた大規模な領域には、同じ電子密度の影響を受けていない領域よりも数桁強い磁場が含まれていることを示しています。さらに、銀河内で増幅された磁場のように、これらの磁場は原始シード、すなわち磁場強度の採用された初期条件に依存しません。これらの強磁場領域の体積充填率とランダムな視線でのそれらの発生を研究します。最初のアプリケーションとして、これらの結果を使用して、CMBのスペクトル歪みからの光子-アクシオン変換に限界を設定します。光子-アクシオン結合がエネルギーとともに成長するにつれて、IGMを介したガンマ線光子の伝搬に関するデータを使用して、より強い制約が得られる可能性があります。最後に、ファラデー回転測定への結果の潜在的なアプリケーションについても簡単に説明します。
ACT-DR4、PlanckLegacyおよびKiDS-1000からのCMBlensingxgalaxy弱いlensing相互相関の強力な検出
| Title |
Strong_detection_of_the_CMB_lensingxgalaxy_weak_lensingcross-correlation_from_ACT-DR4,PlanckLegacy_and_KiDS-1000 |
| Authors |
Naomi_Clare_Robertson,_David_Alonso,_Joachim_Harnois-D\'eraps,_Omar_Darwish,_Arun_Kannawad,_Alexandra_Amon,_Marika_Asgari,_Maciej_Bilicki,_Erminia_Calabrese,_Steve_K._Choi,_Mark_J._Devlin,_Jo_Dunkley,_Andrej_Dvornik,_Thomas_Erben,_Simone_Ferraro,_Maria_Cristina_Fortuna,_Benjamin_Giblin,_Dongwon_Han,_Catherine_Heymans,_Hendrik_Hildebrandt,_J._Colin_Hill,_Matt_Hilton,_Shuay-Pwu_P._Ho,_Henk_Hoekstra,_Johannes_Hubmayr,_Jack_Hughes,_Benjamin_Joachimi,_Shahab_Joudaki,_Kenda_Knowles,_Konrad_Kuijken,_Mathew_S._Madhavacheril,_Kavilan_Moodley,_Lance_Miller,_Toshiya_Namikawa,_Federico_Nati,_Michael_D._Niemack,_Lyman_A._Page,_Bruce_Partridge,_Emmanuel_Schaan,_Alessandro_Schillaci,_Peter_Schneider,_Neelima_Sehgal,_Blake_D._Sherwin,_Crist\'obal_Sif\'on,_Suzanne_T._Staggs,_Tilman_Tr\"oster,_Alexander_van_Engelen,_Edwin_Valentijn,_Edward_J._Wollack,_Angus_H._Wright,_Zhilei_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11613 |
KiloDegreeSurvey（KiDS-1000、DR4）の銀河弱レンズ効果データとAtacamaCosmologyTelescope（ACT、DR4）およびPlanckLegacyサーベイの宇宙マイクロ波背景放射（CMB）レンズ効果データ間の相互相関を測定します。測光赤方偏移で選択されたソース銀河の2つのサンプル、$（0.1<z_{\rmB}<1.2）$と$（1.2<z_{\rmB}<2）$を使用します。これらは、$7.7\sigma$のCMBレンズ/弱い銀河レンズのクロススペクトル。相互相関が$5.3\sigma$の有意性で検出される、より低い赤方偏移銀河サンプルを使用して、物質密度パラメーター$\Omega_{\rmm}$と物質変動振幅に対する共同宇宙論的制約を提示します。パラメータ$\sigma_8$は、赤方偏移とせん断のキャリブレーション、および銀河の固有の整列における不確実性をモデル化する3つの厄介なパラメータをマージナル化します。私たちの測定値は、PlanckとKiDS-1000の両方からの最適なフラット$\Lambda$CDM宇宙論モデルと一致していることがわかりました。以前に使用されていなかった高赤方偏移KiDS銀河サンプル$（1.2<z_{\rmB}<2）$を分析することにより、赤方偏移またはせん断キャリブレーションのいずれかに制約を設定するCMB弱いレンズ相互相関の能力を示します。$7\sigma$の有意性で検出された相互相関。この分析は、分光学的調査における既知の不完全性のために直接較正することが困難な体制での赤方偏移測定の精度についての独立した評価を提供します。
超高温の木星WASP-33bにはTiO発光がありますか？改善されたExoMolTotoラインリストを使用した再評価
| Title |
Is_TiO_emission_present_in_the_ultra-hot_Jupiter_WASP-33b?_A_reassessment_using_the_improved_ExoMol_Toto_line_list |
| Authors |
Dilovan_B._Serindag,_Stevanus_K._Nugroho,_Paul_Molli\`ere,_Ernst_J._W._de_Mooij,_Neale_P._Gibson,_Ignas_A._G._Snellen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10587 |
[要約]TiOとVOによる恒星のUVと可視光線の効率的な吸収は、ホットジュピターの上層大気の温度逆転を促進すると予測されています。ただし、TiOまたはVOの反転または検出はほとんど報告されておらず、結果はしばしば矛盾しています。改良されたExoMolTotoラインリストを使用して、分子が4.8$\sigma$の古いラインリストで以前に検出されたのと同じデータを使用して、WASP-33bの昼側スペクトルでTiO発光を検索しました。分子検出を確認し、ExoMolTotoラインリストによって提供されるシグナルの改善を定量化することを目的としました。スバル望遠鏡の高分散分光器からのデータは、前の研究と同じ方法で抽出され、削減されました。その後、恒星とテルルの汚染が除去されました。WASP-33bの高解像度TiO発光モデルは、放射伝達コードpetitRADTRANSを使用して作成され、データと相互相関しました。ExoMolTotoモデルを使用して4.3$\sigma$TiO放出シグネチャを測定します。これは、$K_\mathrm{p}=252.9^{+5.0}_{-5.3}\\のWASP-33b軌道速度半振幅に対応します。mathrm{km\s^{-1}}$およびシステム速度$v_\mathrm{sys}=-23.0^{+4.7}_{-4.6}\\mathrm{km\s^{-1}}$。新しいラインリストと以前のラインリストに基づくモデルを使用した注入回復テストは、新しいモデルが惑星スペクトルに完全に一致する場合、TiO検出の重要性が$\sim$2倍に増加するはずであることを示しています。私たちが見つけたTiO信号は統計的に有意ですが、以前の研究との比較では、結果があいまいすぎて明確な検出を主張できません。予期せぬことに、新しいExoMolTotoモデルは、以前に見つかったものよりも弱い信号を提供します。これは、$K_\mathrm{p}$-$v_\mathrm{sys}$スペースでオフセットされます。これは、特に最近公開された、異なるデータセットを使用したTiOの非検出に照らして、両方の検出に疑問を投げかけます。
惑星の形成と移動への新しい窓：超高温木星における耐火物と揮発性の元素比
| Title |
A_New_Window_into_Planet_Formation_and_Migration:_Refractory-to-Volatile_Elemental_Ratios_in_Ultra-hot_Jupiters |
| Authors |
Joshua_D._Lothringer,_Zafar_Rustamkulov,_David_K._Sing,_Neale_P._Gibson,_Jamie_Wilson,_Kevin_C._Schlaufman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10626 |
太陽系外惑星の特性評価の主な目標は、惑星の現在の構成を使用して、その惑星がどのように形成されたかを理解することです。たとえば、C/O比は、揮発性化学種の化学に関する重要な情報を運ぶものとして長い間認識されてきました。Fe、Mg、Siなどの耐火性元素は、Fe（s）やMgSiO$_3$などの固体に凝縮し、約2000年よりも低温の太陽系外惑星で観測可能なガス状大気から除去されるため、通常、この会話では考慮されません。K。しかし、超高温木星（UHJ）と呼ばれる、約2000〜Kよりも高温の惑星は、耐火種の凝縮を大幅に回避するのに十分なほど暖かいです。この論文では、耐火物の存在量の測定が惑星の起源に提供できる洞察を探求します。耐火物と揮発性元素の存在比により、惑星の大気中の岩石と氷の割合を推定し、惑星の形成と移動のシナリオを制約することができます。まず、原始惑星系円盤の岩石と氷の成分のさまざまな組成モデルを使用して、惑星の現在の耐火物と揮発性の比率を、形成からの岩石と氷の比率に関連付けます。コア内の重金属の隔離や凝縮などの潜在的な交絡因子について説明します。次に、PETRAを使用したWASP-121bの低解像度UV-IR透過スペクトルの大気検索を使用して、このような測定を示します。これから、耐火物と揮発性の比率を3.6$^{+3.6}_{-1.8}と推定します。\times$太陽と2/3を超える岩石と氷の比率。最後に、JWSTの登場とともに、低解像度と高解像度での観測を組み合わせることにより、超高温木星の耐火物と揮発性物質の比率を測定するための豊富な将来の可能性について説明します。
潮汐ロックと重力フォールドの大惨事
この研究の目的は、2つの回転する物体を備えた2体システムの有効重力ポテンシャルを分析することにより、教育学的枠組みにおける潮汐ロックの現象を研究することです。そのようなシステムの有効な可能性は、褶曲の大惨事の例であることが示されています。実際、自転と公転の円軌道に対応する極小点と鞍点の存在は、2つの物体の特性とシステムの全角運動量に依存する単一の無次元制御パラメーターによって制御されます。この研究で説明されている方法は、円軌道の半径と自転と公転のスピン/軌道周波数のコンパクトな式をもたらします。2つの軌道オブジェクトの1つが点状であるという限定的なケースを詳細に研究します。この限界では2つのパラメーターのみに依存する実効ポテンシャルの分析により、システムの特性を明確に視覚化することができます。火星の衛星フォボスの悪名高い事例は、回帰不能点を過ぎたため、安定または不安定な自転と公転軌道に到達しない衛星の例として示されています。
低解像度地上ベース分光法のための洗練されたテルル吸収補正：太陽系外惑星とKI輝線のO2Aバンドにおける解像度と視線速度の影響
| Title |
Refined_Telluric_Absorption_Correction_for_Low-Resolution_Ground-Based_Spectroscopy:_Resolution_and_Radial_Velocity_Effects_in_the_O2_A-Band_for_Exoplanets_and_K_I_Emission_Lines |
| Authors |
Stefan_Kimeswenger,_Manuel_Rainer,_Norbert_Przybilla_and_Wolfgang_Kausch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10845 |
分光観測のテルリック補正は、科学ターゲットに沿って時間と気団の近くで観測される標準星を介して実行されるか、理論的なテルル吸収モデリングによって最近重要性が増しています。両方のアプローチは、地電流が分解される場合、つまり約10000を超えるスペクトル分解能で正常に機能し、より低い分解能でのスペクトル特徴の検出を容易にするのに十分です。ただし、意味のある定量分析には、ライン強度の信頼性の高い回復も必要です。ここでは、一般的な問題の例として、分子O2のフラウンホーファーAバンドについて、標準的な地電流補正アプローチが低いスペクトル分解能では失敗することを示します。復元されたフラックスのドップラーシフトに依存するエラーが発生する可能性があり、ターゲットのスペクトル特徴の線形状によっては、極端な場合には50％を超える可能性があります。2つのアプリケーションについて説明します。軌道を回るスターシェードと地上の超大型望遠鏡を使用して将来的に容易になる可能性のある、地球アナログ大気の反射光でのO2バンドの回復。そして、現在の計装を使用して関連性を例示するために、発光領域の光学的厚さをトレースするポストノバV4332SgrのKI線の固有比の回復。個々のケースで解決する必要のある高解像度の大気透過モデリングを使用して、視線速度シフト、スペクトル解像度、およびターゲットラインプロファイル関数に依存する誤差を補正するための補正関数を導出する方法を示します。
内部加熱システムでの溶融物の生成を評価するための混合長理論の適用
| Title |
Application_of_the_mixing_length_theory_to_assess_the_generation_of_melt_in_internally_heated_systems |
| Authors |
Kenny_Vilella_and_Shunichi_Kamata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11172 |
惑星のマントルの融解の影響は、それらの熱化学的進化において重要な役割を果たします。溶融は横方向に不均一であるため、原則として3D数値シミュレーションが必要であり、広範囲の条件を探索することはできません。この問題を克服するために、単純化された対流系の1D分析モデルで融解の量と深さを推定できる新しい分析フレームワークを提案します。そのために、混合長理論の拡張バージョンに部分的に基づいて、自然システムで最も高温の温度の分布を推定できるアプローチを開発します。このアプローチには、3D数値シミュレーションをフィッティングすることによって較正されるいくつかの自由パラメーターが含まれます。私たちのアルゴリズムは、定常状態での融解プロファイルと、3D数値シミュレーションで得られたものとかなりよく一致する長期的な進化を提供することを示しています。次に、さまざまな惑星のサイズと加熱速度にフレームワークを適用します。惑星のサイズが大きくなると、小さな惑星では融解の深さが増しますが、大きな惑星では減少することがわかります。この傾向の変化は、固相線の圧力依存性によって引き起こされます。
実験室実験からの木星の渦の形状の遠隔決定
| Title |
Remote_determination_of_the_shape_of_Jupiter's_vortices_from_laboratory_experiments |
| Authors |
Daphn\'e_Lemasquerier,_Giulio_Facchini,_Benjamin_Favier_and_Michael_Le_Bars |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11279 |
木星のダイナミクスはその雲のパターンを形作りますが、この自然の観測障壁の下ではほとんど知られていません。したがって、基礎となる3次元の流れを解明することは、2011年に開始されたNASAの進行中のJunoミッションの主要な目標です。ここでは、理論的および数値的分析によって補完された実験室実験を使用して、大きな木星渦のダイナミクスに対処します。三次元のパンケーキのような形の原因となる一般的な力のバランスを決定します。このことから、周囲の回転、成層、および帯状風速の関数として、水平および垂直のアスペクト比のスケーリング則を定義します。特に大赤斑については、1979年のボイジャーミッション以降、予測された水平方向の寸法が雲レベルでの測定値とよく一致しています。さらに、直接観測できない大赤斑の厚さも予測しています。驚くべきことに、水平方向に観測されたにもかかわらず、一定のままです。収縮。私たちの結果は、今後のJunoの観測との比較を待っています。
| Title |
Peeking_inside_the_Black_Box:_Interpreting_Deep_Learning_Models_for_Exoplanet_Atmospheric_Retrievals |
| Authors |
Kai_Hou_Yip,_Quentin_Changeat,_Nikolaos_Nikolaou,_Mario_Morvan,_Billy_Edwards,_Ingo_P._Waldmann,_Giovanna_Tinetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11284 |
深層学習アルゴリズムは、高度に非線形な関係をモデル化し、データ駆動型の方法で興味深い問題を解決する能力があるため、太陽系外惑星科学の分野で人気が高まっています。ディープニューラルネットワーク（DNN）などの機械学習アルゴリズムを使用して、大気パラメータの高速検索を実行しようとしたいくつかの研究があります。それでも、高い予測力にもかかわらず、DNNは「ブラックボックス」であることでも有名です。天体物理学のコミュニティがそれらを採用することを躊躇するのは、説明性の明らかな欠如です。彼らの予測は何に基づいていますか？私たちは彼らにどれほど自信を持っているべきですか？それらはいつ間違っており、どれほど間違っている可能性がありますか？この作業では、トレーニングされたモデルに適用できる一般的な評価方法をいくつか紹介し、このような質問に答えます。特に、太陽系外惑星のスペクトルから大気パラメータを取得するために、3つの異なる一般的なDNNアーキテクチャをトレーニングし、3つすべてが優れた予測パフォーマンスを達成することを示しています。次に、DNNの予測の広範な分析を示します。これにより、特に、特定の機器およびモデルの大気パラメータの信頼性の限界を知ることができます。最後に、摂動ベースの感度分析を実行して、検索の結果がスペクトルのどの特徴に最も敏感であるかを特定します。異なる分子について、DNNの予測が最も敏感な波長範囲は、実際にそれらの特徴的な吸収領域と一致すると結論付けます。この作業で提示された方法論は、DNNの評価を改善し、それらの予測に解釈可能性を与えるのに役立ちます。
TOI-519 b：多色測光と位相曲線分析を使用して検証されたM矮星の周りの短周期亜恒星天体
| Title |
TOI-519_b:_a_short-period_substellar_object_around_an_M_dwarf_validated_using_multicolour_photometry_and_phase_curve_analysis |
| Authors |
H._Parviainen,_E._Palle,_M.R._Zapatero-Osorio,_G._Nowak,_A._Fukui,_F._Murgas,_N._Narita,_K.G._Stassun,_J.H._Livingston,_K.A._Collins,_D._Hidalgo_Soto,_V.J.S._B\'ejar,_J._Korth,_M._Monelli,_P._Montanes_Rodriguez,_N._Casasayas-Barris,_G._Chen,_N._Crouzet,_J.P._de_Leon,_A._Hernandez,_K._Kawauchi,_P._Klagyivik,_N._Kusakabe,_R._Luque,_M._Mori,_T._Nishiumi,_J._Prieto-Arranz,_M._Tamura,_N._Watanabe,_T._Gan,_K.I._Collins,_E.L.N._Jensen,_T._Barclay,_J.P._Doty,_J.M._Jenkins,_D.W._Latham,_M._Paegert,_G._Ricker,_D.R._Rodriguez,_S._Seager,_A._Shporer,_R._Vanderspek,_J._Villase\~nor,_J.N._Winn,_B._Wohler,_and_I._Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11458 |
コンテキスト：TOI-519b（TIC218795833）、1.26d軌道上でかすかなM矮星（V=17.35）を周回する通過する亜恒星天体（R=1.07RJup）の発見を報告します。褐色矮星や短周期軌道でM矮星を周回する巨大な惑星はまれですが、惑星形成モデルから予想されるよりも多くがすでに発見されています。TOI-519は、このありそうもないシステムのグループへの貴重な追加であり、惑星形成の境界の理解に役立ちます。目的：トランジット系外惑星探査衛星（TESS）の対象物TOI-519の性質を決定するために着手しました。方法：私たちの分析では、セクター7のSPOCパイプラインTESS光度曲線、MuSCAT2とMuSCATで観測されたマルチカラートランジット測光、およびLCOGT望遠鏡で観測されたトランジット測光を使用します。マルチカラートランジットモデリングを使用してトランジットオブジェクトの半径を推定し、ドップラーブースト、楕円形の変化、熱放射、および反射光成分を含む位相曲線モデルを使用して、その質量、有効温度、およびボンドアルベドの上限を設定します。結果：TOI-519bは、半径事後中央値が1.07RJupで、5パーセンタイルと95パーセンタイルがそれぞれ0.66と1.20RJupの亜恒星天体であり、不確実性のほとんどは恒星半径の不確実性に由来します。位相曲線分析では、有効温度の上限を1800K、ボンドアルベドの上限を0.49、コンパニオン質量の上限を14MJupに設定しています。テフと質量の制限を組み合わせたコンパニオン半径の推定値は、コンパニオンが褐色矮星よりも惑星である可能性が高いことを示唆していますが、褐色矮星のシナリオは、M矮星の周りの1日の軌道に既知の巨大な惑星がないことを考えると先験的に可能性が高いテフ<3800Kで、褐色矮星がいくつか（しかし少数）存在します。
木星のような惑星の周りに衛星を形成するためのN体集団合成フレームワーク
| Title |
An_N-body_population_synthesis_framework_for_the_formation_of_moons_around_Jupiter-like_planets |
| Authors |
Marco_Cilibrasi,_Judit_Szul\'agyi,_Simon_L._Grimm,_Lucio_Mayer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11513 |
巨大惑星の衛星は、周惑星円盤（CPD）でその場で形成されると考えられています。ここでは、木星のような惑星の周りの衛星形成のためのN体集団合成フレームワークを提示します。ここでは、ダスト対ガス比、原始惑星系円盤からの固体の降着率、数、および原始惑星系円盤の初期位置が現実的な分布からランダムに選択されます。ディスクのプロパティは、1Dおよび2Dグリッドでサンプリングされた3D放射シミュレーションからのものであり、時間とともに半解析的に進化しました。N体衛星シミュレーションは、ディスクのダスト成分から質量を降着させ、互いに重力的に相互作用し、散乱と衝突の両方で接近した遭遇を経験しました。この改善されたモデリングにより、結果として得られた人口の約$15\％$がガリラヤ人よりも大きく、$8.5\％$だけが共鳴していることがわかりました。衛星は$10^5$年で最も頻繁にエウロパの質量に到達します。ケースの$10\％$では、衛星は惑星に飲み込まれ、衛星システムの$1\％$は、少なくとも1つの地球質量を惑星に失い、巨大な惑星のエンベロープの重い元素の含有量に寄与します。$1\％$のケースでは、0.1を超える衛星の奇行と傾斜が見つかりました。1Dディスクモデルと2Dディスクモデルの結果の違いを調べ、機械学習（t-SNEと一緒にランダム化された依存係数）を使用して、母集団をガリラヤシステムと比較しました。トランジットとTTVを介して既知のトランジット木星のような惑星の周りの人口を検出することは困難ですが、月の$14\％$は、$10^{-5}$の機器トランジット感度である可能性があります。
| Title |
Formation_and_dynamics_of_water_clouds_on_temperate_sub-Neptunes:_the_example_of_K2-18b |
| Authors |
Benjamin_Charnay,_Doriann_Blain,_Bruno_B\'ezard,_J\'er\'emy_Leconte,_Martin_Turbet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11553 |
温帯サブネプチューンK2-18bのハッブル（HST）分光通過観測は、潜在的な水雲を伴う水蒸気の存在として解釈されました。1Dモデリング研究では、いくつかの条件での水雲の形成も予測されます。ただし、このようなモデルでは、大気のダイナミクスと熱のコントラストによって引き起こされる雲量を予測できず、したがって、スペクトルに対する実際の影響を予測することはできません。この研究の主な目的は、K2-18bおよびその他の温帯サブネプチューンにおける水雲の形成、分布、および観測結果を理解することです。3DGCMを使用して、H2が優勢な大気のK2-18bの大気ダイナミクス、水雲形成、およびスペクトルをシミュレートしました。大気組成（金属量が1*太陽から1000*太陽）、雲凝結核の濃度、惑星の自転速度の影響を分析しました。K2-18bが同期回転していると仮定すると、上層大気の大気循環は本質的に対称的な昼夜循環に対応することを示します。この体制は、優先的に太陽直下点またはターミネーターでの雲の形成につながります。雲は、比較的大きな粒子で100*太陽を超える金属量で形成されます。100-300*太陽金属量の場合、ターミネーターでの雲の割合は小さく、通過スペクトルへの影響は限定的です。1000*太陽の金属量の場合、ターミネーターに非常に厚い雲が形成されます。雲の分布は、CCNの濃度と惑星の自転速度に非常に敏感に見えます。HSTトランジットデータをシミュレートされたスペクトルに適合させると、金属量が約100〜300*ソーラーであることがわかります。さらに、ターミネーターでの雲の割合は非常に変動しやすく、通過スペクトルに潜在的な変動をもたらす可能性があることがわかりました。この効果は、曇った太陽系外惑星で一般的であり、複数の通過観測で検出できる可能性があります。
マゼラン-TESS調査I：調査の説明と調査中の結果
| Title |
The_Magellan-TESS_Survey_I:_Survey_Description_and_Mid-Survey_Results |
| Authors |
Johanna_Teske,_Sharon_Xuesong_Wang,_Angie_Wolfgang,_Tianjun_Gan,_Mykhaylo_Plotnykov,_David_J._Armstrong,_R._Paul_Butler,_Bryson_Cale,_Jeffrey_D._Crane,_Ward_Howard,_Eric_L._N._Jensen,_Nicholas_Law,_Stephen_A._Shectman,_Peter_Plavchan,_Diana_Valencia,_Andrew_Vanderburg,_George_Ricker,_Roland_Vanderspek,_Dave_W._Latham,_Sara_Seager,_Joshua_W._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Vardan_Adibekyan,_David_Barrado,_Susana_C._C._Barros,_David_J._A._Brown,_Edward_M._Bryant,_Jennifer_Burt,_Douglas_A._Caldwell,_David_Charbonneau,_Ryan_Cloutier,_Karen_A._Collins,_Kevin_I._Collins,_Nicole_D._Colon,_Dennis_M._Conti,_Olivier_D._S._Demangeon,_Jason_D._Eastman,_Mohammed_Elmufti,_Fabo_Feng,_Erin_Flowers,_Natalia_M._Guerrero,_Saeed_Hojjatpanah,_Jonathan_M._Irwin,_Giovanni_Isopi,_Jorge_Lillo-Box,_Franco_Mallia,_Bob_Massey,_et_al._(22_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11560 |
ケプラーからの最も重要な啓示の1つは、太陽のような星の約3分の1が、100日以内に星を周回し、地球と海王星のサイズの間にある惑星をホストしていることです。これらのスーパーアースとサブネプチューンの惑星はどのように形成され、それらは何でできているのでしょうか、そしてそれらは連続的な集団を表すのでしょうか、それとも自然に別々のグループに分かれるのでしょうか？それらの質量、したがってかさ密度を測定することは、それらの起源と組成に関するこれらの問題に対処するのに役立ちます。そのために、マゼランII/PFSを使用してTESSによって発見された30のトランジット系外惑星の視線速度（RV）質量を取得し、観測された惑星分布を基礎となる集団に接続する分析フレームワークを開発するマゼラン-TESS調査（MTS）を開始しました。過去には、ほとんどのケプラーシステムのかすかなRV半振幅のために、小さな惑星のRV測定値を取得するのは困難であり、非アルゴリズムによる小さな惑星の質量の既存のアンサンブルに潜在的なバイアスがあるため、解釈するのは困難でした。ターゲットの選択と観測計画の決定。MTSは、明るいTESSターゲットに焦点を合わせ、定量的選択機能と複数年の観察戦略を採用することにより、これらのバイアスを最小限に抑えようとします。このホワイトペーパーでは、（1）MTSの背後にある動機と調査戦略について説明し、（2）25のTESS対象オブジェクト（TOI、人口分析サンプルでは20、5つは同じシステムのメンバー）、および（3）階層ベイズモデルを使用して、質量-半径（MR）関係の予備的な制約を生成します。以前の質量と半径の関係と定性的に一致していますが、いくつかの量的な違いがあります（要約）。この作業の結果は、個々のシステムのより詳細な研究に情報を提供し、人口の推論を目的とした将来のRV調査に適用できるフレームワークを提供することができます。
S2D2：小規模で重要な下部構造DBSCAN検出I.2D星形成領域でのNEST検出
| Title |
S2D2:_Small-scale_Significant_substructure_DBSCAN_Detection_I._NESTs_detection_in_2D_star-forming_regions |
| Authors |
Marta_Gonz\'alez,_Isabelle_Joncour,_Anne_S._M._Buckner,_Zeinhab_Khorrami,_Estelle_Moraux,_Stuart_L._Lumsden,_Paul_Clark,_Ren\'e_D._Oudmaijer,_Jos\'e_Manuel_Blanco,_Ignacio_de_la_Calle,_Jos\'e_Mar\'ia_Herrera-Fernandez,_Jes\'us_J._Salgado,_Luis_Valero-Mart\'in,_Zoe_Torres,_\'Alvaro_Hacar,_Ana_Ulla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10574 |
星形成領域の空間的および動的な構造は、星形成パターンに関する洞察を提供するのに役立ちます。現在および今後の調査からのデータ量は、構造を検出するための堅牢で客観的な手順を必要とするため、結果を統計的に分析し、さまざまな地域を比較することができます。私たちは、星形成過程の痕跡である可能性のある星形成領域で、ランダムな予想を超える小規模の重要な構造を検出できるツールをコミュニティに提供します。このツールは、1点相関関数と最近傍統計を利用して、DBSCANアルゴリズムのパラメーターを決定します。この手順では、不均一な領域で重要な小規模の下部構造を正常に検出し、設計された目標を達成し、非常に信頼性の高い構造を提供します。完全な空間ランダム性（$Q\in[0.7,0.87]$）に近い領域の分析は、何らかの構造が存在して回復した場合でも、投影効果のために均一領域でのスプリアス検出とほとんど区別できないことを示しています。したがって、解釈は注意して行う必要があります。集中領域では、コアに対応する小さな構造に囲まれた主要な構造と、その周囲のポアソン変動を検出します。これらの構造は、私たちが探している小さなコンパクトな領域に対応していないと私たちは主張します。現実的なケースでは、地域の複雑さを把握するために、より完全な階層型のマルチスケール分析が必要になります。私たちは、私たちの手順の実装と、コミュニティに公開されている4つの星形成領域（おうし座、IC348、アッパースコーピウス、カリーナ）で検出されたNEST（NestedElementarySTructures）のカタログを開発しました。3Dの実装、および適切な動きを含む手順の最大6Dバージョンが進行中であり、将来の作業として提供される予定です。
Gaia-verse IIIの完全性：隠れた状態を使用して、ギャップ、検出効率、およびDR2光度曲線からのスキャン法則を推測します。
| Title |
Completeness_of_the_Gaia-verse_III:_using_hidden_states_to_infer_gaps,_detection_efficiencies_and_the_scanning_law_from_the_DR2_light_curves |
| Authors |
Douglas_Boubert,_Andrew_Everall,_Jack_Fraser,_Amery_Gration_and_Berry_Holl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10578 |
ガイアカタログの完全性は、その宇宙望遠鏡の経時的な状態に大きく依存します。星は、最小回数検出された場合にのみ、位置天文、測光、および分光データ製品のそれぞれで公開されます。科学的操作にギャップがある場合、検出効率の低下、またはガイアがコマンドされたスキャン法から逸脱している場合、星は潜在的な検出を見逃し、ガイアカタログに入る可能性が低くなります。数十億の星の数十の個別測定から、時間とギャップ、および検出の効率低下を通じてガイアの方向と角速度の両方を推測する新しい方法論を開発することにより、ミッション全体でガイアの状態を遡及的に確認するための基礎を築きます。。これらの方法論をガイアDR2変光星エポック測光（現時点で唯一公開されているガイア時系列）に適用し、結果を公開しました。これらの結果には、新しいPythonパッケージscanninglaw（https://github.com/gaiaverse/scanninglaw）が付属しており、これを使用して、空の任意の場所のGaia観測時間と検出確率を簡単に予測できます。
銀河形成シミュレーションにおけるブランドフォード・ナエックジェット：方法と実装
活動銀河核（AGN）によって発射されたジェットは、銀河の特性を形作る上で重要な役割を果たし、銀河がクエンチされることができるエネルギー的に実行可能なメカニズムを提供すると考えられています。ここでは、AREPOコードに組み込んだ新しいAGNフィードバックモデルを紹介します。これは、降着流が薄い$\alpha$-ディスクを通過するときにブラックホールの質量とスピンを進化させ、ブランドフォードに自己無撞着に結合します-Znajekジェット。このモデルを、高温の銀河系周辺媒体（CGM）に埋め込まれた典型的なラジオラウドセイファート銀河の中央領域に適用します。高圧環境に発射されたジェットは、再コリメーションショックの形成とこれらのショックが励起する激しい不安定性により、CGMとジェット材料の混合効率を高めるために効率的に熱化することがわかります。しかしながら、より過圧されたジェットのビームは、不安定性によって容易に破壊されないので、ジェットベースでの運動量フラックスの大部分は、ジェットが逆衝撃で終了するヘッドに保持されます。すべてのジェットは、かなりの量の冷たい核周囲円盤材料を同伴します。これは、エネルギー的には重要ではありませんが、高温の同伴されたCGM材料とともにローブの質量を支配します。ジェットパワーは、ブラックホールによる効果的な自己調整により大幅に進化し、経年的に駆動される断続的な質量流によって供給されます。効果的なバーディーン-ペターソントルクにより、核周囲円盤に直接発射されるジェットの方向は大幅に変化します。興味深いことに、これらのジェットはディスクの最も内側の領域を消し去り、大規模な多相の乱流双極流出を駆動します。
大マゼラン雲の落下による天の川反射運動の検出
| Title |
Detection_of_the_Milky_Way_reflex_motion_due_to_the_Large_Magellanic_Cloud_infall |
| Authors |
Michael_S._Petersen_and_Jorge_Pe\~narrubia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10581 |
大マゼラン雲は天の川銀河の中で最も巨大な伴銀河であり、推定質量は天の川の質量の10分の1を超えています。大マゼラン雲は、約50kpcの最も近い接近を過ぎて、327km/sの驚異的な速度で天の川を飛んでいるため、銀河の中心から天の川の円盤を取り除くなど、さまざまな方法で銀河に影響を与える可能性があります。-質量。ここでは、天の川の円盤が$v_{\rmtravel}=32^{+4}_{-4}の外側のハロー（$40<r<120$kpc）の恒星トレーサーに対して動いているという証拠を報告します。$km/s、方向$（\ell、b）_{\rmapex}=（56^{+9}_{-9}、-34^{+10}_{-9}）$度、LMC軌道上の以前の場所を指します。結果として生じる反射運動は、正確な距離、固有運動、および視線速度で、外側のハロー星と天の川伴銀河の運動学で検出されます。私たちの結果は、私たちの銀河の動的モデルが大マゼラン雲の落下によって引き起こされた重力摂動を無視することはできず、星のハローの観測をディスク反射運動を補正しない参照フレームで扱うこともできないことを示しています。ガイアの位置天文学と組み合わせた恒星のハローの将来の分光学的調査は、天の川を横切る大マゼラン雲の軌道の洗練されたモデリングを可能にし、前例のない詳細で両方の銀河の暗黒物質分布を制約します。
見えない$ z = 6.84 $銀河の星間および銀河周囲の特性：最も初期の既知のクエーサー吸収体における存在量、イオン化、および加熱
| Title |
Interstellar_and_Circumgalactic_Properties_of_an_Unseen_$z=6.84$_Galaxy:_Abundances,_Ionization,_and_Heating_in_the_Earliest_Known_Quasar_Absorber |
| Authors |
Robert_A._Simcoe,_Masafusa_Onoue,_Anna-Christina_Eilers,_Eduardo_Banados,_Thomas_J._Cooper,_Gabor_Furesz,_Joseph_F._Hennawi,_and_Bram_Venemans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10582 |
z=7.54バックグラウンドクエーサーULASJ134208.10+092838.61のスペクトルに見られる、z=6.84の強吸収システムにおける相対存在量とイオン化条件を分析します。単一イオン化されたC、Si、Fe、Mg、およびAlの測定値は、金属が少ないが化学的に純粋ではない温かい中性媒体と一致しています。CIVおよびSiIVの確実な非検出は、IGMまたはCGMの温かいイオン化相が、これらの線が存在する低赤方偏移DLAとは異なり、超金属欠乏レジーム（<0.001Z_{solar}）を超えてまだ濃縮されていないことを意味します。ほぼユビキタスです。ビッグバン後の重元素794Myrの相対的な存在量は、中間の赤方偏移と天の川のハロー星での金属の少ない減衰したライマンアルファシステムの存在量に似ており、強化されたα/Fe、[C/Fe]などの証拠を示していません。巨大な星が支配する収量の兆候。CII*微細構造線の検出により、CMBによって供給される光励起のレベルを超えた、加熱による局所的な励起源が明らかになります。中性媒体のヒューリスティックな2相モデルを開発するために、ISM熱源とバランスを取りながら、合計および[CII]冷却速度を推定します。暗示的な加熱には、天の川の表面密度をわずかに超える星形成の表面密度が必要ですが、強いスターバーストのレベルでは必要ありません。典型的な（仮定された）NHI=10^{20.6}の場合、[Fe/H]=-2.2の存在量は中性相の種の列と一致します。CIVで検出されないままにするには、暖かいイオン化相は、1kpcの吸収経路ではるかに低い[C/H]<-4.2を必要とするか、または非常に小さい吸収経路（数pc）を必要とします。まだ推測的ですが、これらの結果は、銀河の化学進化の初期段階で予想されるように、ISMの中性星形成領域の外側の重元素濃縮の大幅な減少を示唆しています。
初期の宇宙における受動銀河の出現
| Title |
The_emergence_of_passive_galaxies_in_the_early_Universe |
| Authors |
P._Santini,_M._Castellano,_E._Merlin,_A._Fontana,_F._Fortuni,_D._Kodra,_B._Magnelli,_N._Menci,_A._Calabr\`o,_C._C._Lovell,_L._Pentericci,_V._Testa,_S._M._Wilkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10584 |
初期の宇宙での受動銀河の出現は、それらの迅速な組み立てとそれらのSFの突然のシャットダウンに責任がある物理的プロセス間の相互作用から生じます。初期の受動銀河の個々の特性と人口統計を調査することで、これらのメカニズムの理解が深まります。この研究では、マーリンらによって選択されたz>3の受動銀河候補の追跡分析を提示します。（2019）CANDELSフィールド。まず、サブmm放射を利用して、進行中のSFがないことを示すことにより、パッシブ分類の精度を確認します。アーカイブALMA観測を使用して、観測された候補の少なくとも61％がパッシブであることを確認できます。残りは確認のための十分に深いデータが不足していますが、統計的な意味でサンプル全体を検証することができます。次に、z=5からz=3までの3つの赤方偏移ビンにある101個のパッシブ候補すべての恒星質量関数（SMF）を推定します。測光誤差、質量の完全性、および事後補正なしのエディントンバイアスを考慮に入れるという利点がある段階的アプローチを採用しています。z〜4付近でSMFの顕著な進化が観察され、この時代に受動的な集団の出現を目撃していることを示しています。巨大な（M>10^11Msun）受動銀河は、z>4の銀河のごく一部（<20％）しか占めておらず、後の時代に支配的になります。測光品質、サンプルの選択、方法論の組み合わせのおかげで、全体として、以前の研究よりも高密度のパッシブ銀河が見つかりました。理論的予測との比較は、定性的な一致にもかかわらず、これらの銀河の形成に関与する物理的プロセスのまだ不完全な理解を示しています。最後に、結果を外挿して、将来の施設で実施される調査で予想される初期の受動銀河の数を予測します。
重力レンズSDSSJ0946 + 1006の暗い下部構造の予想外の高濃度
| Title |
An_unexpected_high_concentration_for_the_dark_substructure_in_the_gravitational_lens_SDSSJ0946+1006 |
| Authors |
Quinn_E._Minor,_Sophia_Gad-Nasr,_Manoj_Kaplinghat,_Simona_Vegetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10627 |
目に見えない下部構造の存在は、レンズ画像の摂動によって重力レンズ銀河SDSSJ0946+1006で以前に検出されました。メインハローとサブハロー摂動の柔軟なモデルを使用してレンズ画像に適合させることで、サブハローの中心密度が非常に高く、密度の傾きが急であることを示します。サブハロの推定濃度は、同様の質量の$\Lambda$CDMハローの濃度の予想されるばらつきをはるかに上回っています。1kpc以内のサブハロの予測質量は、すべてのレンズモデルで$>$95％CLで$\sim2$-$3.7\times10^9$M$_\odot$であると確実に推測されますが、サブハロの平均勾配は半径範囲0.75〜1.25kpcでの投影密度プロファイルは、等温（$\gamma_{2D}\lesssim-1$）よりも急勾配になるように制約されています。サブハロ光を直接モデル化することにより、95％CLでの光度$L_V<1.2\times10^8L_\odot$の控えめな上限を推測します。これは、摂動物質が暗黒物質に支配されていることを示しています。$\Lambda$CDMの期待値と比較するために、IllustrisTNG100-1シミュレーションでレンズ銀河の類似物内のサブハロを多くの視線で分析し、$\gtrsim2\の1kpc以内で投影質量を達成する数百のサブハロを見つけます。times10^9M_\odot$。ただし、模擬観測の1％未満では、レンズモデルと一致するのに十分な急勾配の対数勾配が得られ、それらのすべての質量は、観測で許容される質量を約1桁以上超えています。$\Lambda$CDM宇宙では、このような暗くて高濃度のサブハロの存在は予想外であると結論付けています。最後に、摂動体がサブハロではなく視線構造であると仮定した場合、CDMによるこの張力は大幅に減少しないことを示します。
天の川の星の種族の青写真。 II。 SDSSおよびPan-STARRS測光システムでのアイソクロンキャリブレーションの改善
| Title |
A_Blueprint_for_the_Milky_Way's_Stellar_Populations._II._Improved_Isochrone_Calibration_in_the_SDSS_and_Pan-STARRS_Photometric_Systems |
| Authors |
Deokkeun_An,_Timothy_C._Beers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10740 |
スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）およびPan-STARRS1（PS1）測光システムで経験的に較正された星の等時線の更新されたセットに基づいて、銀河ハロー内の個々の星の種族の識別と分離を改善します。銀河の素数子午線（$l=0^{\circ}$および$180^{\circ}$）に沿って、ガイアDR2からの固有運動と視差を使用して、天の川の残りのフレームの星の回転速度を計算できます。ちなみに、我々は、大きな横方向の動きを持つ星の観測された二重の色と大きさのシーケンスを使用します。これは、それぞれ、金属の少ないハローとハローのような運動学を持つ厚い円盤の星のグループに起因します。Gaiaシーケンスは、モデルの色の色と大きさの関係を直接制約し、銀河団を使用した以前のキャリブレーションの改善に役立ちます。これらの更新された恒星の等時線のセットに基づいて、金属量対回転速度面に異なる星のグループが存在するという以前の結果を確認し、最も金属量の少ない（[Fe/H]$<-サンプルの2$）星は、それぞれ順行軌道と逆行軌道の2つの別々のグループを使用してモデル化できます。銀河面から$4$-$6$kpcで、スプラッシュディスクと金属が豊富な（$\langle{\rm[Fe/H]}\rangle\sim-1.6$）と金属の比率がほぼ等しいことがわかります。-順行軌道上の貧弱な（$\langle{\rm[Fe/H]}\rangle\sim-2.5$）ハロー。Gaia-Sausage-Enceladus、金属の弱い厚い円盤、および逆行ハロー構造（$\langle{\rm[Fe/H]}\rangle\sim-2.2$）は、約$10\％$を構成します。これらの距離にある残りの星の種族。
分子ガスの二次元観測から三次元密度を再構築する
| Title |
Reconstructing_three-dimensional_densities_from_two-dimensional_observations_of_molecular_gas |
| Authors |
Zipeng_Hu,_Mark_R._Krumholz_and_Christoph_Federrath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10788 |
星形成は、特定のガス雲の質量のごく一部$\epsilon_{\rmff}$のみが雲の自由落下時間ごとに星に変換されるという意味で、非効率的なプロセスであることが長い間知られています。ただし、星形成の理論を成功させるには、$\epsilon_{\rmff}$の平均値と1つの分子雲から別の分子雲への散乱の両方を測定する必要があります。$\epsilon_{\rmff}$は自由落下時間に対して測定されるため、このような測定には雲の体積密度を正確に決定する必要があります。ただし、2D投影データから体積密度を測定する取り組みは、これまで分子雲を単純な均一な球として扱うことに依存してきましたが、実際の形状はフィラメント状であり、密度分布は均一にはほど遠いものです。結果として生じる真の体積密度の不確実性は、$\epsilon_{\rmff}$の観測推定値におけるエラーの主な原因の1つである可能性があります。この論文では、星形成雲の一連のシミュレーションを使用して、より正確な体積密度推定値を取得し、それによってこのエラーを減らすことができるかどうかを調べます。シミュレーションから模擬観測を作成し、球形の仮定に依存する現在の方法では、体積密度推定で約0.5dexエラーが発生する可能性があり、これは$\epsilon_{\rmff}$での約0.25dex散乱に相当します。観測された雲のサンプルに散らばっています。2D測定でアクセス可能な情報（最も重要なのは面密度分布のジニ係数）を使用して予測モデルを構築し、散乱が約0.2〜0.3デックス少ない体積密度の推定値を生成します。このモデルを$\epsilon_{\rmff}$の観測推定値に適用すると、エラーの最大の原因の1つが大幅に減少し、その真の平均値と$\epsilon_{\rmff}のばらつきを大幅に正確に決定できるようになります。$。
観測された電波スペクトルから遠方の電波源周辺の周囲の媒体密度を推定するための新しい方法
| Title |
A_Novel_Method_for_Estimating_the_Ambient_Medium_Density_Around_Distant_Radio_Sources_from_Their_Observed_Radio_Spectra |
| Authors |
Anna_Wojtowicz,_Lukasz_Stawarz,_Jerzy_Machalski,_Luisa_Ostorero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10807 |
FRIIタイプの発光電波銀河とクエーサーの動的進化と放射特性はよく理解されています。結果として、そのようなソースの観測された電波放射の詳細なモデリングを使用することにより、電波構造が進化する周囲媒体の密度を含む、システムのさまざまな物理的パラメータを推定することができます。ただし、これにはかなり包括的な観測情報が必要です。つまり、ターゲットの広帯域無線連続体をいくつかの周波数でサンプリングし、それらの無線構造を高解像度でイメージングする必要があります。一方、このような観測は、特に高赤方偏移のオブジェクトの場合、常に利用できるとは限りません。ここでは、高品質の多波長電波フラックス測定値を収集できる、FRII電波源の現在利用可能な最大のサンプルの広範なモデリングから導き出された、音源の物理パラメータの最適値を分析します。分析されたデータセットでは、非熱的電波放射連続体のスペクトルインデックスと周囲媒体の密度との間に有意で非自明な相関関係があることに気づきました。対応する相関パラメータを導き出し、ベイズ分析によって固有の散乱を定量化します。発見された相関関係は、遠方の電波銀河の大きなサンプルの周囲媒体の密度を推定するための宇宙論的ツールとして使用できることを提案します。私たちの方法は、個々のソースの詳細なモデリングを必要とせず、限られた観測情報、つまり、0.4GHzと5GHzの放射周波数間の無線連続体の傾きに依存し、無線構造の合計線形サイズと組み合わされる可能性があります。
| Title |
Polycyclic_Aromatic_Hydrocarbons_in_Seyfert_and_star-forming_galaxies |
| Authors |
I._Garc\'ia-Bernete_(1),_D._Rigopoulou_(1),_A._Alonso-Herrero_(2),_M._Pereira-Santaella_(3),_P._F._Roche_(1),_and_B._Kerkeni_(1)_((1)_Department_of_Physics,_University_of_Oxford,_(2)_Centro_de_Astrobiolog\'ia,_CSIC-INTA,_Madrid,_Spain,_(3)_Centro_de_Astrobiolog\'ia,_CSIC-INTA,_Madrid,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10882 |
多環芳香族炭化水素（PAH）は、芳香族環と関連種の結合から生じる炭素ベースの分子であり、強い赤外線放射機能（3.3、6.2、7.7、8.6、11.3、および12.7ミクロン）の原因である可能性があります。この作業では、セイファート銀河（DL<100Mpc）のサンプルを使用して、AGNの核周囲（内部kpc）PAH放出と星形成（SF）コントロールサンプルを比較し、中央PAHと拡張PAHの違いを調査します。プロパティ。理論スペクトルから導出された、新しく開発されたPAH診断モデルグリッドを使用して、予測されたPAH比と観測されたPAH比を比較します。セイファート銀河とSF銀河の大規模なサンプルには、スピッツァー/赤外線スペクトログラフのスペクトルデータを使用します。一般に、SF銀河と強力なセイファート銀河はPAH診断図の異なる領域にあることがわかります。これは、PAH分子のサイズと電荷だけでなく、それらを励起する放射線場の性質と硬度も異なることを示しています。私たちの研究は、強力なAGNが中性種だけでなくより大きなPAH分子（Nc>400）を好むように見えることを示しています。全スペクトルから中央を差し引くことにより、AGNの小さなサンプルの中央/拡張領域でのPAH放射を比較することができます。AGNが優勢なシステムの中央領域の調査結果とは対照的に、両方のセイファート銀河の拡張放出は、SF銀河の中央領域（100<Nc<300）と同様のPAH分子サイズ分布と分子のイオン化率を持っていることがわかります。
| Title |
Placing_High-Redshift_Quasars_in_Perspective:_a_Catalog_of_Spectroscopic_Properties_from_the_Gemini_Near_Infrared_Spectrograph_--_Distant_Quasar_Survey |
| Authors |
Brandon_M._Matthews_(1),_Ohad_Shemmer_(1),_Cooper_Dix_(1),_Michael_S._Brotherton_(2),_Adam_D._Myers_(2),_I._Andruchow_(3),_W._N._Brandt_(4),_Gabriel_A._Ferrero_(3),_S._C._Gallagher_(5),_Richard_Green_(6),_Paulina_Lira_(7),_Richard_M._Plotkin_(8),_Gordon_T._Richards_(9),_Jessie_C._Runnoe_(10),_Donald_P._Schneider_(4),_Yue_Shen_(11),_Michael_A._Strauss_(12),_Beverley_J._Wills_(13)_((1)_U._North_Texas,_(2)_U._Wyoming,_(3)_U._La_Plata,_(4)_Penn_State,_(5)_Western,_(6)_U._Arizona,_(7)_U._Chile,_(8)_U._Nevada_Reno,_(9)_Drexel,_(10)_Vanderbilt,_(11)_U._Illinois_Urbana-Champaign,_(12)_Princeton,_(13)_U._Texas_at_Austin) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10895 |
GeminiNearInfraredSpectrograph-DistantQuasarSurvey（GNIRS-DQS）からの226の光源の分光測定値を示します。この種の最大の均一で均質な調査であり、スローンデジタルスカイのフラックス制限サンプル（$m_{i}$${\lesssim}$19.0等、$H$${\lesssim}$16.5等）を表しています。1.5${\lesssim}$$z$${\lesssim}$3.5のサーベイ（SDSS）クエーサー、5100${\unicode{xC5}}の単色光度（${\lambda}L_{\lambda}$）$10^{44}-10^{46}$erg$\rm{s}^{-1}$の範囲の$。GNIRSスペクトルとSDSSスペクトルの組み合わせは、主にCIV${\lambda}$1549、MgII${\lambda}{\lambda}$2798、2803、H${\beta}$${\などの主要なクエーサー診断機能をカバーしています。lambda}$4861、および[OIII]${\lambda}{\lambda}$4959、5007輝線、各ソース。スペクトルインベントリは、主に、すべてのクエーサーのより正確で正確な赤方偏移、ブラックホールの質量、および降着率を取得するための処方箋を作成するために使用されます。さらに、測定により、クエーサーの静止フレームの紫外線光学スペクトル特性の赤方偏移、光度、およびエディントン比への依存性の理解が容易になり、クエーサー中央エンジンの物理的特性が宇宙時間にわたって進化するかどうかがテストされます。
{\ itGaia}銀河の塵の中のDR2巨人-I。塵の層全体と巨大な塊のいくつかの特性全体で赤くなる
| Title |
{\it_Gaia}_DR2_giants_in_the_Galactic_dust_--_I._Reddening_across_the_whole_dust_layer_and_some_properties_of_the_giant_clump |
| Authors |
George_A._Gontcharov_and_Aleksandr_V._Mosenkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11113 |
太陽の周りの半径700pc、高さ$|Z|=1800の宇宙シリンダーのヘルツシュプルング・ラッセル図のレッドクランプドメイン内にガイアDR2視差$\varpi$を持つ101810の巨人の完全なサンプルを検討します。$pc。GaiaDR2$G_\mathrm{BP}$、$G_\mathrm{RP}$、およびWISE$W3$測光を使用します。観測可能な$G_\mathrm{BP}-G_\mathrm{RP}$、$G_\mathrm{RP}-W3$、$G_\mathrm{BP}+5+5\のモードの空間的変化について説明します。、\log_{10}\varpi$、$G_\mathrm{RP}+5+5\、\log_{10}\varpi$、および$W3+5+5\、\log_{10}\varpi$by固有の色の線形垂直勾配と赤い巨大な塊の絶対等級と組み合わせた消滅と赤化。$W3$で導出された塊の中央値の絶対等級は、最近の文献の推定値と一致しています。$G_\mathrm{BP}$と$G_\mathrm{RP}$の塊の中央値の固有色と絶対等級は、0.01等の精度レベルで初めて導出されました。PARSEC、MIST、およびBaSTIの等時線からの理論的予測と比較することにより、導出された凝集塊の絶対等級、固有の色、およびそれらの垂直勾配の信頼性を確認します。これにより、銀河系の中央平面から$|Z|<1.7$kpc以内の塊の年齢の中央値と[Fe/H]が$（2.3\pm0.5）+（3.2\pm1.6）\として導かれます。|Z|$Gyrおよび$（-0.08\pm0.08）-（0.16\pm0.07）\、|Z|$dex、ここで$Z$はkpcで表されます。これらの結果は、最近の経験的および理論的推定と一致しています。さらに、すべてのモデルは、光学範囲での結果を使用することにより、同様の年齢-金属量関係を示します。太陽の下または上のダスト半層全体にわたる導出された絶滅と赤化は、最も信頼できる絶滅法則を使用して、赤化する$E（B-V）=0.06$magに収束します。
おとめ座銀河団周辺の宇宙フィラメント中の銀河の性質
| Title |
Properties_of_Galaxies_in_Cosmic_Filaments_around_the_Virgo_Cluster |
| Authors |
Youngdae_Lee,_Suk_Kim,_Soo-Chang_Rey,_and_Jiwon_Chung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11169 |
NASA-SloanAtlasカタログを使用して、おとめ座銀河団の周りのフィラメントにある銀河の特性を、フィラメントの背骨からの垂直距離に関して示します。フィラメントは主に低質量の青色矮星銀河で構成されています。銀河のg-r色が青になり、垂直フィラメント距離が長くなるにつれて恒星の質量が減少することがわかります。銀河は、高質量（logh^2M_*>8）と低質量（logh^2M_*<8）のサブサンプルに分けられました。また、垂直距離に対する2つのサブサンプルのg-r色、恒星質量、Halpha相当幅（EW（Halpha））、近紫外線（NUV）-r色、およびHIフラクション分布を調べます。低質量銀河は負のg-r色グラデーションを示しますが、高質量銀河は平坦なg-r色分布を示します。質量の大きい銀河では負のEW（Halpha）勾配が観測されますが、質量の小さい銀河では明確なEW（Halpha）の変動は見られません。対照的に、高質量銀河のNUV-r色分布は強い傾向を示さないのに対し、低質量銀河は負のNUV-r色勾配を示します。質量の大きいサブサンプルでも質量の小さいサブサンプルでも、HIフラクションの明確な勾配は見られません。銀河の負の色と恒星の質量勾配は、異なる垂直フィラメント距離での過去の銀河の合体からの質量集合によって説明できることを提案します。さらに、銀河の相互作用は、高質量サブサンプルと低質量サブサンプルの間のEW（Halpha）とNUV-rの色分布の対照的な特徴の原因である可能性があります。2つのサブサンプルのHIフラクション分布は、ラム圧力ストリッピングとガス降着が乙女座フィラメントの無視できるプロセスである可能性があることを示唆しています。
銀河円盤全体の垂直位相混合
{\itLAMOST}と{\itGaia}のデータを組み合わせることにより、銀河円盤全体の垂直位相混合を調査します。私たちの結果は、6〜12kpcの位相空間カタツムリ殻（または位相スパイラル）の存在を確認します。現在の半径（$R$）ではなく、ガイド半径（$R_{g}$）で星をグループ化すると、次の点でカタツムリの殻の信号がさらに強化されることがわかります。（1）カタツムリの殻の形状の明瞭さが増す;（2）カタツムリの殻のより多くのラップが見られます。（3）位相空間は、観測バイアスの影響をあまり受けません。つまり、消滅のためにディスクの中央面に近い星がないことです。（4）位相空間カタツムリの殻は、より大きな半径範囲で増幅されます。定量的に測定されたカタツムリの殻の形状は、$R_{g}$ベースのカタツムリの殻がより多くのラップを示し、コントラストが優れていることを除いて、類似しています。これらの証拠は、誘導半径（角運動量）が銀河円盤を横切る位相空間カタツムリの殻を追跡する基本的なパラメーターであるという結論につながります。インパルス近似を使用したテスト粒子シミュレーションの結果は、ガイド半径に従ってグループ化された粒子が、数密度位相空間でより顕著で明確な、より鋭いカタツムリの殻の特徴を明らかにすることを確認します。将来の垂直位相混合研究のガイドラインとして、銀河円盤の位相空間カタツムリ殻の透明度を向上させるために、軌道の熱さ（楕円率）に追加の制約を加えたガイド半径を使用することをお勧めします。
ニハオ-XXV。高い星形成閾値での冷たい暗黒物質ハローのカスプコア変換における収束
| Title |
NIHAO_--_XXV._Convergence_in_the_cusp-core_transformation_of_cold_dark_matter_haloes_at_high_star_formation_thresholds |
| Authors |
Aaron_A._Dutton_(NYUAD),_Tobias_Buck_(AIP),_Andrea_V._Macci\`o_(NYUAD,_MPIA),_Keri_L._Dixon_(NYUAD),_Marvin_Blank_(NYUAD,_Kiel),_Aura_Obreja_(USM) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11351 |
NIHAOプロジェクトの宇宙論的流体力学的銀河形成シミュレーションを使用して、バリオン過程に対するコールドダークマター（CDM）ハローの応答を調査します。以前の研究では、ハロー応答は主に銀河の恒星の質量と全ウイルスの質量の比率、およびそれを超えるとガスが星を形成するのに適した密度のしきい値、$n[{\rmcm}^{-3}]$。低い$n$では、文献のすべてのシミュレーションは矮小銀河のハローが尖っていることに同意していますが、高い$n\ge100$ではコンセンサスがありません。以前のいくつかのシミュレーションで報告された$n\ge100$の矮小銀河のハロー収縮を、空間分解能が不十分であると追跡します。採用された星形成しきい値がシミュレーションの解像度に適切である場合、ハロー応答は、テストした最高の星形成しきい値である$n=500$まで、$n\ge5$で非常に安定していることを示します。この自由パラメーターは、観測された若い星のクラスター化を使用して較正できます。しきい値が低い$n\le1$のシミュレーションでは、クラスタリングが弱すぎると予測されますが、星形成のしきい値が高い$n\ge5$のシミュレーションは、観測されたクラスタリングと一致しています。最後に、近くの矮小銀河の円速度に対してCDM予測をテストします。しきい値が低いと、速度が高すぎることが予測されますが、$n\sim10$を使用したシミュレーションでは、観測値とよく一致します。したがって、バリオンの効果が適切に捉えられていれば、CDMモデルはkpcスケールで銀河の構造を適切に説明していると結論付けます。
Gaia-ESO調査：銀河系の薄いディスクと厚いディスクの酸素存在量
| Title |
The_Gaia-ESO_Survey:_Oxygen_abundance_in_the_Galactic_thin_and_thick_disks |
| Authors |
Mariagrazia_Franchini,_Carlo_Morossi,_Paolo_Di_Marcantonio,_Miguel_Chavez,_Vardan_Adibekyan,_Thomas_Bensby,_Angela_Bragaglia,_Anais_Gonneau,_Ulrike_Heiter,_Georges_Kordopatis,_Laura_Magrini,_Donatella_Romano,_Luca_Sbordone,_Rodolfo_Smiljanic,_Gra{\v{z}}ina_Tautvai\v{s}ien{\._e},_Gerry_Gilmore,_Sofia_Randich,_Amelia_Bayo,_Giovanni_Carraro,_Lorenzo_Morbidelli,_Simone_Zaggia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11473 |
銀河系の2つの主要な集団である薄い円盤と厚い円盤を代表する恒星サンプルの酸素存在量を分析します。目的は、銀河円盤のメンバー間の違いを調査し、銀河における酸素化学濃縮の起源の理解に貢献することです。分析は、GESサーベイから得られたHRスペクトル（$R\sim$52,500）の[O\、{\sci}]=6300.30\、\AA〜酸素ラインに基づいています。観測されたスペクトルを、SPECTRUM合成およびATLAS12コードを使用してLTEで計算された理論データセットと比較することにより、以前に炭素存在量を測定した516個のFGK矮星の酸素存在量を導き出します。運動学的、化学的、動的な考慮事項に基づいて、20個の薄い円盤メンバーと365個の厚い円盤メンバーを特定します。両方のサブサンプルの潜在的な傾向を、それらの化学的性質（[O/H]、[O/Fe]、[O/Mg]、および[C/O]と[Fe/H]および[Mg/H]）の観点から研究します。、年齢、銀河系での位置。主な結果は次のとおりです。（a）[O/H]と[O/Fe]の比率と[Fe/H]の比率は、薄い円盤と厚い円盤の間に系統的な違いがあり、薄い円盤のメンバーと金属が豊富な領域でも、金属量の増加に伴う[O/Fe]の単調な減少。（b）[O/Mg]と両方の集団の年齢との滑らかな相関関係。これは、この存在比が天の川内の恒星の年齢の良い代用になる可能性があることを示唆しています。（c）[Fe/H]$\simeq0$の薄いディスク部材は、太陽の値よりも小さい[C/O]比を示し、低いガラクトセントリック半径からの太陽の外向きの移動の可能性を示唆しています。
ディスクの不安定性によるバルジ形成-I
| Title |
Bulge_formation_through_disc_instability_--_I |
| Authors |
Timoth\'ee_Devergne,_Andrea_Cattaneo,_Fr\'ed\'eric_Bournaud,_Ioanna_Koutsouridou,_Audrey_Winter,_Paola_Dimauro,_Gary_A._Mamon,_William_Wacher,_Margot_Varin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11629 |
シミュレーションを使用して、静的な球形のハローに埋め込まれた、孤立した薄い指数関数的な恒星円盤の疑似バルジの成長を研究します。後期から初期の形態型への移行と、ディスクとハローの質量比が高い場合、ディスクとハローのサイズ比が低い場合、およびハロー濃度が低い場合に、バーの隆起が増加することが観察されます。2成分のS\'ersic-exponential面密度分布をフィッティングすることにより、バルジと全恒星の質量比$B/T$を計算します。最終的な$B/T$は、光学半径での総重力加速度に対するディスクのわずかな寄与$f_{\rmd}$と強く関連しています。式$B/T=0.5\、f_{\rm}^{1.8}$は、シミュレーションを$30\％$の精度に適合させ、光度の関数としてのB/Tとf_dの観測測定値と一致します。銀河形成のGalICS〜2.0半解析モデルに組み込まれたときに、$B/T$と恒星の質量との間に観測された関係を再現します。
高密度ガスの光イオン化モデル
| Title |
Photoionization_Models_for_High_Density_Gas |
| Authors |
T._Kallman,_M._Bautista,_J._Deprince,_J._A._Garcia,_C._Mendoza,_A._Ogorzalek,_P._Palmeri,_P._Quinet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10603 |
X線連星や活動銀河核（AGN）を含む多くの降着力のある物体から、相対論的に広がり、赤方偏移した6.4〜6.9keVの鉄K線が観測されます。中央エンジンの近くにガスが存在するということは、ガスが部分的にイオン化されたままである場合、大きな放射線強度とそれに対応する大きなガス密度を意味します。簡単な見積もりは、イオン化に対する鉄の生存を可能にするために高いガス密度が必要であることを示しています。これらは十分に高いため、多くの原子プロセスの速度は、近くのイオンや電子との相互作用に関連するメカニズムの影響を受けます。放射線強度は十分に高いため、刺激されたプロセスが重要になる可能性があります。相対論的線の解釈に現在使用されているほとんどのモデルは、低密度で使用するために設計された原子速度係数を使用し、刺激されたプロセスを無視します。これまでの研究では、コンパクトオブジェクトの近くの線放出ガスと一致する密度で物理的に適切なモデルを提供することを目的として、原子構造計算を提示してきました。この論文では、これらの速度を光イオン化計算に適用し、高密度と高放射線強度に適したイオン化バランス曲線とX線放射率および不透明度を作成します。私たちのプログラムの最後のステップは、次の論文で紹介されます：これらの速度を合成スペクトルに組み込むモデル大気計算。
中性子星合体の数値相対論シミュレーションからの動的噴出物と円盤質量のマッピング
| Title |
Mapping_dynamical_ejecta_and_disk_masses_from_numerical_relativity_simulations_of_neutron_star_mergers |
| Authors |
Vsevolod_Nedora,_Federico_Schianchi,_Sebastiano_Bernuzzi,_David_Radice,_Boris_Daszuta,_Andrea_Endrizzi,_Albino_Perego,_Aviral_Prakash,_and_Francesco_Zappa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11110 |
数値相対論シミュレーションの大規模なサンプルからの動的噴出物特性と残留ディスク質量のフィッティング式を提示します。考慮されるデータには、微物理的核状態方程式（EOS）とニュートリノ輸送を使用した最新のシミュレーションの一部と、文献で入手可能なポリトロープEOSを使用したその他の結果が含まれます。私たちの分析は、動的噴出物とディスクのプロパティの幅広い特徴は、質量比と減少した潮汐パラメータに依存する式をフィッティングすることによってキャプチャできることを示しています。文献データの比較分析は、微物理学とニュートリノ吸収が動的噴出物の特性に大きな影響を与えることを示しています。微物理的核状態方程式は、ポリトロープEOSよりも小さい平均速度をもたらしますが、ニュートリノ吸収を含めると、平均エジェクタ質量と電子分率が大きくなります。したがって、マイクロフィジックスとニュートリノ輸送は、バイナリパラメータの観点から噴出物の定量的モデルを取得するために必要です。
Abell2319のコアの下部構造
高温銀河団Abell〜2319の深いアーカイブチャンドラ観測を分析して、そのコアの顕著な寒冷前線を調査しました。正面の主な鋭い弧は、波打つ、または弧に沿った密度ジャンプの半径の変化を示しています。弧の南端には、ケルビンヘルムホルツ（KH）渦に似た特徴があり、それを超えると鋭い前面が溶けます。これらの特徴は、KH不安定性が前面で発生することを示唆しています。この仮定の下で、等方性スピッツァー値の数倍低いICM粘度に上限を設けることができます。その他の特徴には、北端での寒冷前線の分割が含まれます。これは、別のKH渦である可能性があります。寒冷前線の内側には、高温で密度の低いガスの小さなポケットがあります。これは、寒冷前線の磁気絶縁層に「穴」があり、外側のガスからの熱が寒冷前線の内側に浸透することを示している可能性があります。最後に、クラスターコアの南西にある大きな凹状の明るさの特徴は、ガスダイナミック不安定性によって引き起こされる可能性があります。へびつかい座と同様に、巨大なAGNバブルの内側の境界にもなり得ると推測しています。後者の解釈がより良い無線データによってサポートされている場合、これは別の非常に強力なAGN爆発の残骸である可能性があります。
ミリ秒パルサーの起源と二元進化
単一またはバイナリ進化における中性子星（NS）のチャネル形成と、ドナーコンパニオンによる質量降着が古いNSをミリ秒パルサー（MSP）に加速する古典的なリサイクルシナリオを要約します。球状星団のMSP集団の高頻度について考えられる説明と要件を検討します。バイナリ進化の基本が与えられ、全身角運動量損失の重要な概念は、最初にカタクリスミックバイナリの経年進化の枠組みの中で議論されます。コンパクトなコンパニオンを備えたMSPバイナリは、以前の進化のエンドポイントを表しています。短い軌道周期と低いコンパニオン質量を特徴とするシステムのクラスでは、代わりに「実際に」リサイクル段階を捉えている可能性があります。これらのシステムは、実際にはMSP、または低質量X線連星（LMXB）のいずれかであり、その一部はX線MSP（AMXP）を降着させるか、降着から無線MSPステージへの「移行」システムですらあります。ドナー構造は、蓄積するNSからのX線による照射、またはエネルギースペクトルのガンマ線範囲で放出されるMSP回転エネルギー損失の高い割合の影響を受けます。X線照射は周期的なLMXBステージにつながり、コンパニオン進化の最初のフェーズでスーパーエディントンの物質移動速度を引き起こし、おそらく非降着物質によって運び去られる角運動量と相まって、高い正の軌道を説明するのに役立ちます一部のLMXBシステムの周期派生物であり、LMXBとMSPの（明らかに）異なる出生率を説明します。MSPによる照射は、ドナーを放射性放出（レッドバック）またはコンパニオン拡張による質量損失のいずれかの段階に追いやることができる可能性があり、「蒸発」が黒人未亡人段階およびコンパニオンの最終的な混乱。
ANTARES検出器によって記録されたニュートリノとIACTによって検出されたGRBの間の相関関係を検索します
| Title |
Search_for_correlations_between_neutrinos_recorded_by_the_ANTARES_detector_and_GRBs_detected_by_IACTs |
| Authors |
ANTARES_Collaboration:_A._Albert,_M._Andr\'e,_M._Anghinolfi,_G._Anton,_M._Ardid,_J.-J._Aubert,_J._Aublin,_B._Baret,_S._Basa,_B._Belhorma,_V._Bertin,_S._Biagi,_M._Bissinger,_J._Boumaaza,_M._Bouta,_M.C._Bouwhuis,_H._Br\^anza\c{s},_R._Bruijn,_J._Brunner,_J._Busto,_A._Capone,_L._Caramete,_J._Carr,_V._Carretero,_S._Celli,_M._Chabab,_T._N._Chau,_R._Cherkaoui_El_Moursli,_T._Chiarusi,_M._Circella,_A._Coleiro,_M._Colomer-Molla,_R._Coniglione,_P._Coyle,_A._Creusot,_A._F._D\'iaz,_G._de_Wasseige,_A._Deschamps,_C._Distefano,_I._Di_Palma,_A._Domi,_C._Donzaud,_D._Dornic,_D._Drouhin,_T._Eberl,_N._El_Khayati,_A._Enzenh\"ofer,_A._Ettahiri,_P._Fermani,_G._Ferrara,_F._Filippini,_L._Fusco,_R._Garc\'ia,_P._Gay,_H._Glotin,_R._Gozzini,_K._Graf,_C._Guidi,_S._Hallmann,_H._van_Haren,_A.J._Heijboer,_Y._Hello,_J.J._Hern\'andez-Rey,_J._H\"o{\ss}l,_J._Hofest\"adt,_F._Huang,_G._Illuminati,_C._W._James,_B._Jisse-Jung,_M._de_Jong,_P._de_Jong,_M._Jongen,_M._Kadler,_O._Kalekin,_U._Katz,_N.R._Khan-Chowdhury,_A._Kouchner,_I._Kreykenbohm,_V._Kulikovskiy,_R._Lahmann,_R._Le_Breton,_D._Lef\`evre,_E._Leonora,_G._Levi,_M._Lincetto,_D._Lopez-Coto,_S._Loucatos,_L._Maderer,_J._Manczak,_M._Marcelin,_A._Margiotta,_A._Marinelli,_J.A._Mart\'inez-Mora,_S._Mazzou,_K._Melis,_P._Migliozzi,_M._Moser,_A._Moussa,_R._Muller,_L._Nauta,_S._Navas,_E._Nezri,_A._Nu\~nez-Casti\~neyra,_B._O'Fearraigh,_M._Organokov,_G.E._P\u{a}v\u{a}la\c{s},_C._Pellegrino,_M._Perrin-Terrin,_P._Piattelli,_C._Pieterse,_C._Poir\`e,_V._Popa,_T._Pradier,_N._Randazzo,_S._Reck,_G._Riccobene,_A._S\'anchez-Losa,_D._F._E._Samtleben,_M._Sanguineti,_P._Sapienza,_J._Schnabel,_F._Sch\"ussler,_M._Spurio,_Th._Stolarczyk,_M._Taiuti,_Y._Tayalati,_T._Thakore,_S.J._Tingay,_B._Vallage,_V._Van_Elewyck,_F._Versari,_S._Viola,_D._Vivolo,_J._Wilms,_A._Zegarelli,_J.D._Zornoza_and_J._Z\'u\~niga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11411 |
イメージング大気チェレンコフ望遠鏡による最初のガンマ線バースト検出が最近発表されました：MAGICによって検出されたGRB190114C、H.E.S.Sによって観測されたGRB180720BおよびGRB190829A。IACTによって観測されたガンマ線放出と一致する時空のニュートリノの専用検索がANTARESデータを使用して実行されました。この検索は、プロンプトフェーズとアフターグローフェーズの両方をカバーしており、調査した3つのGRBと一致するニュートリノは生成されませんでした。ニュートリノ放出のエネルギー学に対する制約が推測されます。
3〜20keVのエネルギー帯における宇宙X線背景放射のNuSTAR測定
| Title |
NuSTAR_measurement_of_the_cosmic_X-ray_background_in_the_3-20_keV_energy_band |
| Authors |
Roman_Krivonos,_Daniel_Wik,_Brian_Grefenstette,_Kristin_Madsen,_Kerstin_Perez,_Steven_Rossland,_Sergey_Sazonov_and_Andreas_Zoglauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11469 |
NuSTAR望遠鏡を使用した3〜20keVのエネルギー範囲での宇宙X線背景放射（CXB）の強度の測定値を示します。私たちの方法は、望遠鏡の側面開口部を介してNuSTAR検出器でCXB信号の空間変調を使用します。総曝露量が7Msの選択された銀河系外フィールドのNuSTAR観測に基づいて、CXB3-20keVフラックスは2.8E-11erg/s/cm^2/deg^2と推定され、これは約8高いです。HEAO-1で測定されたものよりも、INTEGRAL測定と一致しています。3〜20keVのエネルギーバンドで推定されるCXBスペクトル形状は、Gruberetal。の標準モデルと一致しています。NuSTARによって測定された空間的に変調されたCXB信号は、系統的なノイズによって汚染されておらず、光子統計によって制限されていることを示しています。異なる空の方向の間で測定されたCXB強度の相対散乱は、宇宙分散と互換性があり、NuSTARを使用して全天のCXB異方性を研究するための新しい可能性を開きます。
超軟活動銀河核からの可能性のある約0.4時間のX線準周期性
| Title |
Possible_~0.4_hour_X-ray_quasi-periodicity_from_an_ultrasoft_active_galactic_nucleus |
| Authors |
J._R._Song_(1),_X._W._Shu_(1),_L._M._Sun_(1),_Y._Q._Xue_(2),_C._Jin_(3,_4),_W._J._Zhang_(1),_N._Jiang_(2),_L._M._Dou_(5)_and_T._G._Wang_(2)_((1)_AHNU,_(2)_USTC,_(3)_NAOC_(4)_UCAS_(5)_GZU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11482 |
RXJ1301.9+2747は、非常に柔らかい活動銀河核（AGN）であり、異常なX線変動があり、長い静止状態と短命のフレア状態を特徴としています。X線フレアは、13〜20ksのタイムスケールで準周期的に再発することがわかっています。ここでは、18。5年にわたる2つのXMM観測からの静止状態の光度曲線の分析と、約1500秒の周期の準周期的X線振動（QPO）の可能性の発見について報告します。QPOは、2つの独立した観測で同じ頻度で検出され、合計で99.89％を超える有意性があります。QPOは、AGNと銀河系ブラックホールX線連星（XRB）の以前の研究で報告されている周波数とブラックホール質量（M_BH）の関係と一致しています。QPO周波数は、ほぼ20年間安定しており、XRBに見られる高周波タイプに対応している可能性があり、おそらく特定のディスク共振モードに由来している可能性があります。3：2ツイン周波数共鳴モデルでは、M_BH範囲の最良の推定値は、最大のブラックホールスピンを除外できることを意味します。これまでに報告されたすべての超軟XAGNは、X線放射に準周期性を示しており、極端な変動現象の一部が超軟X線成分に関連している可能性を示唆しています。これは、ウルトラソフトAGNがX線周期性の将来の検索で最も有望な候補になる可能性があることを示しています。
IC443超新星残骸のTeVガンマ線ピークの星間解剖学
| Title |
Interstellar_anatomy_of_the_TeV_gamma-ray_peak_in_the_IC443_supernova_remnant |
| Authors |
P._Dell'Ova,_A._Gusdorf,_M._Gerin,_D._Riquelme,_R._G\"usten,_A._Noriega-Crespo,_L.N._Tram,_M._Houde,_P._Guillard,_A._Lehmann,_P._Lesaffre,_F._Louvet,_A._Marcowith,_M._Padovani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11515 |
超新星残骸（SNR）は、銀河の星間物質上の星からの主要なフィードバックソースを表しています。超新星爆発の最新の段階では、最初の爆発によって生成された衝撃波がガスと塵の化学的性質を変更し、周囲に運動エネルギーを注入し、星形成特性を変える可能性があります。同時に、ガンマ線放出は、周囲の媒体と宇宙線の間の相互作用によって生成されます。1.9kpcの距離で進化したシェル型SNRであるIC443の星と星間の内容を研究し、推定年齢は30kyrです。VERITASとFermiによって検出されたガンマ線放出のピークに対応する拡張G領域内のガスの質量を測定することを目指しています。12COと13COのJ=1-0、J=2-1とJ=3-2の純粋な回転線、およびC18OJ=1-0とJ=2-1の10'x10'マップ観測を実行しました。IRAM-30mおよびAPEX望遠鏡。まず、データをローカル熱力学的平衡（LTE）モデルと比較しました。アイソトポログ13COおよびC18Oの発光から各線の光学的厚さを推定しました。ポピュレーションダイアグラムと大速度勾配（LVG）の仮定を使用して、12COおよび13COラインを使用してガスのカラム密度、質量、および運動温度を測定しました。補完的なデータ（複数の波長の星、ガス、塵）と赤外線点光源カタログを使用して、原始星の候補を検索しました。私たちの結果は、宇宙線と高密度の局所媒体との相互作用を定量化するときに、リング状の構造とクラウドレットに関連する質量を見逃すことはできないことを強調しています。さらに、この地域に多数の原始星が存在する可能性があることは、CRの新たな発生源を表している可能性があり、この地域でのガンマ線観測の解釈においても考慮に入れる必要があります。
到着方向の異方性からの最高エネルギーでのUHECR質量組成
| Title |
UHECR_mass_composition_at_highest_energies_from_anisotropy_of_their_arrival_directions |
| Authors |
M.Yu._Kuznetsov,_P.G._Tinyakov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11590 |
超高エネルギー宇宙線（UHECR）の質量組成をそれらの到達方向の分布から推定するための新しい方法を提案します。この方法は、局所宇宙における発光物質の分布に関するUHECRイベントの特徴的な偏向に基づく検定統計量（TS）を採用しています。模擬UHECRセットの現実的なシミュレーションを行うことで、このTSが通常の銀河磁場の存在に対してロバストであり、セット内のイベントの質量組成に敏感であることを示します。これにより、問題の組成モデルのTS分布をデータTSと比較することにより、UHECRの質量組成を制約し、異なる組成モデルを区別することができます。この方法の統計的検出力はGMFパラメーターにいくらか依存しますが、この依存性は統計の増加とともに減少します。この方法は、従来の方法によるUHCERの質量組成の推定が低い統計によって複雑になる、GZKエネルギーでも良好なパフォーマンスを示します。
線形化された解析的位相多様性（LAPD）を備えた複数開口望遠鏡のコフェージング
| Title |
Cophasing_multiple_aperture_telescopes_with_Linearized_Analytic_Phase_Diversity_(LAPD) |
| Authors |
Sebastien_Vievard,_Aurelie_Bonnefois,_Frederic_Cassaing,_Joseph_Montri,_Laurent_Mugnier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10696 |
焦点面波面センシングは、複数の開口部の望遠鏡を同相にする魅力的な手法です。任意のアパーチャ構成またはソース拡張で動作可能な位相ダイバーシティは、一般に高い計算負荷に悩まされます。このレターでは、高速線形化位相ダイバーシティアルゴリズム\rev{従来の位相ダイバーシティに匹敵するキャプチャ範囲を備えた}に基づいて、LAPDアルゴリズムを紹介、特性評価、実験的に検証します。ラムダ/75RMS波面エラーの典型的なパフォーマンスを示します。到達することができます。
Tianlai実験用のデータ処理パイプライン
| Title |
Data_Processing_Pipeline_For_Tianlai_Experiment |
| Authors |
Shifan_Zuo,_Jixia_Li,_Yichao_Li,_Das_Santanu,_Albert_Stebbins,_Kiyoshi_W._Masui,_Richard_Shaw,_Jiao_Zhang,_Fengquan_Wu,_Xuelei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10757 |
Tianlaiプロジェクトは、大規模構造のパワースペクトルでバリオン音響振動（BAO）の特徴を測定することにより、暗黒エネルギーを検出することを目的とした21cmの強度マッピング実験です。この実験は、宇宙論的な21cm信号抽出のためのデータ処理方法をテストする機会を提供します。これは、現在の電波天文学研究において依然として大きな課題です。21cmの信号は前景よりもはるかに弱く、機器の応答の不完全さの影響を受けやすくなっています。さらに、大量の干渉計データを処理することは、実際的な課題をもたらします。Tianlai実験からのドリフトスキャン調査データを処理するために、{\tttlpipe}と呼ばれるデータ処理パイプラインソフトウェアを開発しました。無線周波数干渉（RFI）フラグ付け、アレイキャリブレーション、ビニング、マップ作成などのオフラインデータ処理タスクを実行します。また、データ選択、変換、視覚化など、データ分析に必要なユーティリティ機能も含まれています。配列キャリブレーション用の固有ベクトル分解法や$m$モード分析用のTikhonov正則化など、多くの新しいアルゴリズムが実装されています。このホワイトペーパーでは、{\tttlpipe}の設計と実装について説明し、実際のデータを分析してその機能を説明します。最後に、この公開コードの将来の開発の方向性について概説します。
| Title |
An_Iterative_Reconstruction_Algorithm_for_Faraday_Tomography |
| Authors |
Suchetha_Cooray,_Tsutomu_T._Takeuchi,_Takuya_Akahori,_Yoshimitsu_Miyashita,_Shinsuke_Ideguchi,_Keitaro_Takahashi,_Kiyotomo_Ichiki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10840 |
ファラデートモグラフィーは、その磁気イオン媒体を観察することにより、クエーサー、銀河、銀河団などの磁化された天体に関する重要な情報を提供します。観測された直線偏光スペクトルは、ファラデー分散関数（FDF）を取得するために逆フーリエ変換され、視線に沿った磁気イオン媒体の断層撮影分布を提供します。ただし、この変換では、機器の波長範囲が限られているため、FDFの再構成が不十分になります。上記の逆問題を確実に解決することができない現在のファラデー断層撮影技術は、宇宙磁気研究を著しく悩ませてきました。ファラデー断層撮影のための制約と復元の反復アルゴリズム（CRAFT）と呼ばれる、信号復元のよく研究された領域に触発された新しいアルゴリズムを提案します。この反復モデルに依存しないアルゴリズムは、計算コストが低く、忠実度の高いFDF再構成を生成するために必要なのは物理的に動機付けられた弱い仮定のみです。天の川の現実的な合成モデルFDFのアプリケーションを示します。ここでは、CRAFTが他の一般的なモデルに依存しない手法よりも大きな可能性を示しています。観測周波数カバレッジのさまざまな手法の再構成パフォーマンスへの依存性は、より単純なFDFでも示されています。CRAFTは、ソース内のFDF振幅と偏光角の変動の複雑なマルチスケール機能をキャプチャすることにより、モデルに依存する手法（つまり、QUフィッティング）よりも優れています。提案されたアプローチは、将来の宇宙磁気研究、特にスクエアキロメートルアレイとその前駆体からの広帯域分極データで最も重要になります。CRAFTコードを公開します。
天文学教育生態系における天文学者の役割：研究に基づく展望
| Title |
The_Roles_of_Astronomers_in_the_Astronomy_Education_Ecosystem:_A_Research-Based_Perspective |
| Authors |
Stephen_Pompea,_Pedro_Russo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11350 |
天文学者は、より大きな天文学教育エコシステムとの関わりにおいて多くの役割を果たしてきました。彼らの活動は、世界中の公式および非公式の教育コミュニティの両方に役立っており、臨時の参加者からフルタイムの専門家までのレベルの関与があります。これらの多くの多様な役割について説明し、天文学教育の奨励と改善におけるそれらの価値についての背景、背景、および展望を示します。このレビューでは、多様な学習環境のベストプラクティスに関する大量の新しい研究について説明します。正式な教育学習環境については、大学入学前の役割とエンゲージメント活動をカバーしています。この証拠に基づく視点は、天文学者がより生産的かつ効率的な方法で幅広い天文学教育エコシステムに貢献し、科学リテラシー社会に必要な科学資本を開発し、科学への過小評価されたグループのより大きな関与のための新しいニッチとアプローチを特定することを支援できます。企業。
HSTCosmicraysは、暗いフレーム（シャッターを閉じた状態で撮影された露出）で見つかった宇宙線を見つけて特性評価するように設計されたPythonベースのパイプラインです。暗い露出は、キャリブレーションのためにすべてのハッブル宇宙望遠鏡（HST）機器によって定期的に取得されます。メインの処理パイプラインは、ローカルまたはAWSのクラウドで実行されます。これまでに、ACS/HRC、ACS/WFC、STIS、WFC3/UVIS、およびレガシー機器WFPC2の4つのアクティブな機器からのCCDで取得された約76,000のダークフレームで12億を超える宇宙線を特徴づけました。
高輝度赤色新星AT2019zhd、M31の新しい合併
| Title |
Luminous_Red_Nova_AT_2019zhd,_a_new_merger_in_M_31 |
| Authors |
A._Pastorello,_M._Fraser,_G._Valerin,_A._Reguitti,_K._Itagaki,_P._Ochner,_S._C._Williams,_S._J._Smartt,_K._W._Smith,_S._Srivastav,_N._Elias-Rosa,_E._Kankare,_E._Karamehmetoglu,_P._Lundqvist,_P._A._Mazzali,_U._Munari,_M._D._Stritzinger,_L._Tomasella,_J._P._Anderson,_K._C._Chambers,_A._Rest |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10588 |
M31で観測されたこのクラスの3番目のイベントである高輝度赤色新星（LRN）AT〜2019zhdのフォローアップキャンペーンを提示します。オブジェクトは、爆発の前に約5か月間、いくつかの空の調査が続き、その間にゆっくりとした明るさの上昇。この段階では、絶対等級はM_r=-2.8+-0.2等からM_r=-5.6+-0.1等の範囲でした。その後、4〜5日間で、AT2019zhdは大幅な増光を経験し、ピークM_r=-9.61+-0.08等に達し、光学光度は1.4x10^39erg/sに達しました。急速に下降した後、光度曲線は赤い帯の短期間のプラトーに落ち着きました。あまり目立たないが、この特徴は他のLRNeで観察された2番目の赤い最大値を彷彿とさせる。このフェーズに続いて、すべてのバンドで急激な線形低下が発生しました。最大で、スペクトルは顕著なバルマー輝線を伴う青い連続体を示しています。最大後のスペクトルは、中間型の星のそれに似た、はるかに赤い連続体を示しています。この段階では、Halphaは非常に弱くなり、Hbetaは検出できなくなり、狭い吸収金属線の森がスペクトルを支配するようになります。プラトー後の衰退の間に得られた最新のスペクトルは、Mタイプの星のものと同様に、TiOの広い分子バンドを持つ非常に赤い連続体（T_eff〜3000K）を示しています。ピークの前に観察された、長く続くゆっくりとした測光の上昇は、共通外層の放出の兆候として解釈されたLRNV1309Scoの上昇に似ています。その後の爆発は、恒星の合体イベントに続くガスの流出が原因である可能性があります。LRN発見の22年前に撮影されたアーカイブHST画像の検査により、AT2019zhdの位置にかすかな赤い光源（M_F555W=0.21+-0.14等、F555W-F814W=2.96+-0.12等）が明らかになりました。静止前駆体。ソースは、優勢なM5タイプの星を含む連星への期待と一致しています。
高輝度赤色新星の品種：AT2020hatおよびAT2020kog
| Title |
The_Luminous_Red_Nova_variety:_AT_2020hat_and_AT_2020kog |
| Authors |
A._Pastorello,_G._Valerin,_M._Fraser,_N._Elias-Rosa,_S._Valenti,_A._Reguitti,_P._A._Mazzali,_R._C._Amaro,_J._E._Andrews,_Y._Dong,_J._Jencson,_M._Lundquist,_D._E._Reichart,_D._J._Sand,_S._Wyatt,_S._J._Smartt,_K._W._Smith,_S._Srivastav,_Y.-Z._Cai,_E._Cappellaro,_S._Holmbo,_A._Fiore,_D._Jones,_E._Kankare,_E._Karamehmetoglu,_P._Lundqvist,_A._Morales-Garoffolo,_T._M._Reynolds,_M._D._Stritzinger,_S._C._Williams,_K._C._Chambers,_T._J._L._de_Boer,_M._E._Huber,_A._Rest,_R._Wainscoat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10590 |
NGC5068の高輝度赤色新星（LRNe）AT2020hatとNGC6106のAT2020kogの監視キャンペーンの結果を示します。2つのオブジェクトは、定期的な調査操作によって発見される前に画像化（および検出）されました。それらは、少なくとも数ヶ月続くゆっくりとした光度上昇の一般的な傾向を示しています。その後の主要なLRNの爆発は、測光と分光法で広範囲に追跡されました。光度曲線は、最初の短期間のピークと、それに続くより赤いプラトーフェーズを示します。AT2020kogは、約7x10^40erg/sでピークに達する適度に明るいイベントですが、AT2020hatは、AT2020kogよりもほぼ1桁暗いですが、V838Monよりはまだ明るいです。他のLRNeと同様に、AT2020kogのスペクトルは時間とともに大幅に変化します。それらは、初期段階ではタイプIIn超新星のものに似ており、その後、高原ではK型星のものに、非常に遅い段階ではM型星のものに似たものになります。対照的に、AT2020hatは、すでに初期のエポックでより赤い連続体を示し、そのスペクトルは分子バンドの遅い出現を示しています。最大後+37日で取得されたAT2020hatの中解像度スペクトルは、速度180km/sの狭いPCygni金属線の森と、半値全幅250のHalpha放射を示しています。km/s。AT2020hatの場合、ハッブル宇宙望遠鏡のアーカイブ画像によって、静止状態の前駆体に対する強力な制約が提供されます。前駆体は、絶対等級M_F606W=-3.33+-0.09等、色F606W-F814W=1.14+-0.05等の、中型K型星として明確に検出されており、これらは、後でコア崩壊超新星を生成します。非常に独特ですが、2つのオブジェクトは、文献で説明されている前駆細胞と光度曲線の絶対等級の相関関係とよく一致しています。
噴火中のCMEフラックスロープのトロイダルフラックスの進化
コロナ質量放出（CME）は、コロナ磁場の大規模な爆発です。磁気リコネクションは、噴火の際に磁束ロープであるCMEのコア構造を大幅に構築すると考えられています。ただし、フラックスロープ、特にそのトロイダルフラックスの量的進化はまだ不明です。この論文では、4つのイベントに対するCMEフラックスロープのトロイダルフラックスの進化を研究します。トロイダル磁束は、磁束ロープのフットポイント領域の磁束として推定されます。これは、コロナル調光とフレアリボンのフックを同時に考慮する方法によって識別されます。4つのイベントすべてのCMEフラックスロープのトロイダルフラックスは、2段階の進化を示していることがわかります。急速に増加する段階とそれに続く減少する段階です。さらに、トロイダルフラックスの進化を静止運用環境衛星の軟X線フラックスの進化と比較し、前者のピークがいくらか遅れていることを除いて、それらは基本的に時間的に同期していることを発見します。結果は、CMEフラックスロープのトロイダルフラックスは、主にせん断された上にあるフィールドで行われる再接続によって最初に迅速に構築され、次にフラックスロープ内のねじれた磁力線間の再接続によって減少する可能性があることを示唆しています。CMEの3D電磁流体力学シミュレーション。
連続する惑星の仲間からの複数の一般的なエンベロープイベント
| Title |
Multiple_common_envelope_events_from_successive_planetary_companions |
| Authors |
Luke_Chamandy,_Eric_G._Blackman,_Jason_Nordhaus,_Emily_Wilson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11106 |
多くの星は多惑星系を持っています。これらの星が進化の後半に拡大すると、最も内側の惑星が飲み込まれ、共通外層（CE）イベントが発生する可能性があります。このCEの相互作用がエンベロープを排出するには不十分である場合でも、星がさらに拡大し、追加のCEイベントが発生し、最後の1つがエンベロープの残りのバインドを解除する可能性があります。このマルチプラネットCEシナリオは、さまざまなシステムにわたる恒星および惑星の進化に幅広い影響を与える可能性があります。簡略化されたバージョンを開発し、最近観測された惑星WD1856bを説明できる可能性があることを示します。
低光度II型超新星III。 SN 2018hwm、異常に長いプラトーを持つかすかなイベント
| Title |
Low_luminosity_Type_II_supernovae_III._SN_2018hwm,_a_faint_event_with_an_unusually_long_plateau |
| Authors |
Reguitti_A.,_Pumo_M._L.,_Mazzali_P._A.,_Pastorello_A.,_Pignata_G.,_Elias-Rosa_N.,_Prentice_S._J.,_Reynolds_T.,_Benetti_S.,_Mattila_S.,_Kuncarayakti_H |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11297 |
この作業では、低光度タイプIIP超新星（SN）2018hwmの測光および分光データを提示します。この天体は、かすかな（$M_r=-15$mag）と非常に長い（$\sim$130日）高原を示し、その後、放射性尾部への$r$バンドの2.7magの低下が続きます。最初のスペクトルは、狭いバルマー線を持つ青い連続体を示していますが、プラトーの間、スペクトルは、すべて強くて狭いP-Cygniプロファイルを持つ多数の金属線を示しています。膨張速度は低く、1000〜1400kms$^{-1}$の範囲です。発光のH$\alpha$が支配的な星雲スペクトルは、[OI]および[CaII]ダブレットからの弱い発光を示しています。異なる位相での絶対光度曲線とスペクトルは、低光度SNeIIPのものと同様です。流体力学シミュレーションにより、$^{56}$Ni質量の0.002$M_{\odot}$が放出されたと推定されます。観測されたデータへのモデルの最適な適合は、0.055敵の非常に低い爆発エネルギー、215$R_{\odot}$の前駆体半径、および9-10$M_{\odot}$の最終前駆体質量で見られます。。最後に、放出される酸素とカルシウムの量を確立するために、星雲スペクトルのモデリングを実行しました。低いM（$^{16}$O）$\約0.02$$M_{\odot}$が見つかりましたが、高いM（$^{40}$Ca）は0.3$M_{\odot}$です。推定される低爆発エネルギー、低放出$^{56}$Ni質量、および前駆体パラメーターは、星雲スペクトルで観察される特有の特徴とともに、超漸近巨星分枝星の電子捕獲SN爆発の両方と一致しています。そして、10-12$M_{\odot}$赤色超巨星からの低エネルギー、Ni-poor鉄コア崩壊SNで。
アクシオン起源光子によるコロナ加熱問題の解決
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Coronal_heating_problem_solution_by_means_of_axion_origin_photons |
| Authors |
V.D._Rusov,_I.V._Sharph,_V.P._Smolyar,_M.V._Eingorn,_M.E._Beglaryan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11415 |
この論文では、ほぼ90年の歴史を持つ2つの一見無関係な謎、つまり暗黒物質の性質と百万度の太陽コロナは、同じコインの両面、つまり暗黒物質のアクシオンにすぎないという考えを提唱しています。太陽の中心部で生まれ、100万度の太陽コロナのアクシオン起源の光子。その変調は、太陽内部の非対称暗黒物質（ADM）密度の反相関変調によって制御されます。
黒点シミュレーション：半影形成とフルーティングの不安定性
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Sunspot_simulations:_penumbra_formation_and_the_fluting_instability |
| Authors |
Mayukh_Panja,_Robert_Cameron,_Sami_K._Solanki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11447 |
黒点フラックスチューブの地下構造の推進力として、溝の不安定性が示唆されています。スポットの地下構造に対するフルーティングの不安定性の影響を研究するために、異なる初期曲率のフラックスチューブを使用する一連の数値実験を実施しました。以前は完全な黒点をシミュレートするために使用されていたMURaMコードを使用して、最初にスラブジオメトリの4つの黒点を計算し、次に反対の極性の2つの完全な黒点を計算しました。フラックスチューブの曲率が、フラックスチューブが受けるフルーティングの程度を実際に決定することがわかります。フラックスチューブが湾曲しているほど、フルーティングが多くなります。さらに、曲率の強い黒点は表面に強い水平磁場を持っているため、半影フィラメントを容易に形成します。溝付きの黒点は最終的に下から崩壊し、溝が始まってから数時間後にライトブリッジが表面に現れます。
AGB流出内のダストガス化学の化学モデリングIII。氷の写真処理とISMへの復帰
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Chemical_modelling_of_dust-gas_chemistry_within_AGB_outflows_III._Photoprocessing_of_the_ice_and_return_to_the_ISM |
| Authors |
M._Van_de_Sande,_C._Walsh_and_T.J._Millar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11563 |
星間物質（ISM）の塵の性質を説明するには、耐火性の有機マントルの存在が必要です。AGB星の流出は、ISMへの恒星の塵の主な原因の1つです。ISMへのAGB星の耐火性有機的寄与の最初の研究を提示します。実験室での実験に基づいて、拡張化学反応速度モデルに新しい反応を含めました。揮発性の錯氷を光処理して不活性な耐火性有機材料にすることです。ISMへのAGB流出の難治性有機フィードバックは、観察的に動機付けられた親種とCリッチおよびOリッチ流出のモデルのグリッドを使用して推定されます。耐火性有機物は、主に気相から粉塵への付着とその後の光処理によって受け継がれます。氷の光分解によって開始される粒子表面化学は、ごくわずかな部分しか生成せず、ほとんどすべての流出において単分子層以下の領域で起こります。耐火性有機材料の形成は、流出密度とともに増加し、初期の気相組成に依存します。Oに富むダストは耐火性有機物でほとんど覆われていませんが、Cに富むダストの平均被覆率は$3-9\％$ですが、$8-22\％$にもなる可能性があります。Cに富む塵は、ISMの裸の場所には入りませんが、その平均被覆率は低すぎて、ISMでの進化に影響を与えたり、星間塵の被覆率に大きく貢献したりすることはできません。この研究は、他の粉塵を生成する環境の適用範囲に関する疑問を開きます。これは、ダスト形成の理解を深め、流出内の密度構造に固有のモデルの必要性を浮き彫りにします。
525 L、T、およびYドワーフの全天20pc国勢調査に基づくフィールド亜恒星質量関数
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The_Field_Substellar_Mass_Function_Based_on_the_Full-sky_20-pc_Census_of_525_L,_T,_and_Y_Dwarfs |
| Authors |
J._Davy_Kirkpatrick,_Christopher_R._Gelino,_Jacqueline_K._Faherty,_Aaron_M._Meisner,_Dan_Caselden,_Adam_C._Schneider,_Federico_Marocco,_Alfred_J._Cayago,_R._L._Smart,_Peter_R._Eisenhardt,_Marc_J._Kuchner,_Edward_L._Wright,_Michael_C._Cushing,_Katelyn_N._Allers,_Daniella_C._Bardalez_Gagliuffi,_Adam_J._Burgasser,_Jonathan_Gagne,_Sarah_E._Logsdon,_Emily_C._Martin,_James_G._Ingalls,_Patrick_J._Lowrance,_Ellianna_S._Abrahams,_Christian_Aganze,_Roman_Gerasimov,_Eileen_C._Gonzales,_Chih-Chun_Hsu,_Nikita_Kamraj,_Rocio_Kiman,_Jon_Rees,_Christopher_Theissen,_Kareem_Ammar,_Nikolaj_Stevnbak_Andersen,_Paul_Beaulieu,_Guillaume_Colin,_Charles_A._Elachi,_Samuel_J._Goodman,_Leopold_Gramaize,_Leslie_K._Hamlet,_Justin_Hong,_Alexander_Jonkeren,_Mohammed_Khalil,_David_W._Martin,_William_Pendrill,_Benjamin_Pumphrey,_Austin_Rothermich,_Arttu_Sainio,_Andres_Stenner,_Christopher_Tanner,_Melina_Thevenot,_Nikita_V._Voloshin,_Jim_Walla,_and_Zbigniew_Wedracki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11616 |
361L、T、およびYドワーフの最終的なスピッツァー三角関数視差を示します。これらを以前の研究と組み合わせて、太陽から20pc以内にある525個の既知のL、T、およびYの矮星のリストを作成し、そのうち38個をここで初めて紹介します。公開されている測光と分光法、および独自のフォローアップを使用して、国勢調査のメンバーをさらに特徴づけるために、色の大きさと色の色の図の配列を提示し、バルクトレンドに多項式フィットを提供します。これらの特性を使用して、各オブジェクトに$T_{\rmeff}$値を割り当て、$T_{\rmeff}$とスペクトルタイプのビンでサンプルの完全性を判断します。タイプ$\ge$T8および$T_{\rmeff}<$600Kを除いて、国勢調査は統計的に20個の制限まで完了しています。測定された空間密度をシミュレートされた密度分布と比較すると、最適なのは$\alpha=0.6{\pm}0.1$のべき乗則（$dN/dM\proptoM^{-\alpha}$）であることがわかります。Saumon＆Marleyの進化モデルは、1200K$<T_{\rmeff}<$1350Kで見られる空間密度スパイクの観測された大きさを正しく予測していることがわかります。これは、L/全体の冷却タイムスケールの増加によって引き起こされると考えられています。T遷移。このサンプルを使用して低質量終端を定義するには、$T_{\rmeff}<$400Kの矮星$\ge$Y0.5のより統計的に堅牢で完全なサンプルが必要です。これまでに特定されたものはほとんどないにもかかわらず、そのような極寒の物体はかなりの数存在しているに違いないと結論し、それらがほとんど検出されなかった考えられる理由について説明します。
BL彼女の星の理論的枠組み。 I.周期-光度および周期-半径の関係に対する金属量および対流パラメーターの影響
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A_theoretical_framework_of_BL_Her_stars._I._Effect_of_metallicity_and_convection_parameters_on_period-luminosity_and_period-radius_relations |
| Authors |
Susmita_Das,_Shashi_M._Kanbur,_Radoslaw_Smolec,_Anupam_Bhardwaj,_Harinder_P._Singh,_and_Marina_Rejkuba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11626 |
最先端の1D非線形放射状星脈動変光星MESA-RSPを使用して、対流BLHerculisモデルの新しいグリッドを提示します。多波長特性に対する金属量と4セットの異なる対流パラメーターの影響を調査します。非線形モデルは、BLHerの星に典型的な期間、つまり$1\leq\mathrm{P（日）}\leq4$で計算され、広範囲の入力パラメータをカバーしています-金属量（$-2.0\;\mathrm{dex}\leq\mathrm{[Fe/H]}\leq0.0\;\mathrm{dex}$）、恒星の質量（0.5M$_{\odot}$-0.8M$_{\odot}$）、光度（50L$_{\odot}$-300L$_{\odot}$）および有効温度（不安定帯の全範囲;50K刻み）。この研究で使用された全振幅の安定した脈動を伴うBLHerモデルの総数は、4セットの対流パラメーター全体で10280です。それらのマルチバンド（$UBVRIJHKLL'M$）光度曲線を取得し、平均光での新しい理論的な周期-光度（$PL$）、周期-Wesenheit（$PW$）、および周期-半径（$PR$）の関係を導き出します。放射冷却で計算されたモデルは、$PL$、$PW$、および$PR$の関係について統計的に類似した勾配を示していることがわかります。ほとんどの経験的関係は、4セットの対流パラメーターを使用して計算されたBLHerモデルからの理論的な$PL$、$PW$、および$PR$関係とよく一致します。ただし、放射冷却を使用したモデルの$PL$勾配は、$HK_S$バンドのLMCにあるBLHer星の経験的関係によりよく一致します。対流パラメータの各セットについて、金属量の影響は$U$および$B$バンドで有意であり、赤外線バンドでは無視できます。これは、経験的な結果と一致しています。$PR$の関係では、重要な金属量の影響は見られません。
mHz帯域の地動説検出器ネットワークによる重力波背景のパリティ非対称性の測定
パリティの奇数偏光モードと偶数偏光モードの両方を対象とした、相関分析による1mHz付近の等方性重力波バックグラウンドの探索について説明します。宇宙干渉計LISAだけではキャンセルのために2つのモードを調べることはできませんが、太地などの他の宇宙検出器の強力な開発により、見通しは大幅に変更されています。実際、地動説干渉計ネットワークは、{太陽から中心から外れた仮想球によって照らされた}好ましい幾何学的対称性を保持しています。データストリームの内部対称性を利用することにより、相関分析で奇数および偶数のパリティモードを最適に分解できます。LISAとTaijiを同時に10年間使用することにより、2つのモードに対する感度は、正規化されたエネルギー密度に関して$\sim10^{-12}$に達する可能性があります。
赤方偏移ドリフトの多重極分解-宇宙の膨張履歴のモデルに依存しないマッピング
物理的に解釈可能な多重極級数で表される一般的な時空での赤方偏移ドリフトを考慮します。導出された結果からの重要な認識は、赤方偏移ドリフトは、天体物理学の光源から観測者への光線に沿った構造の存在のために、一般に宇宙の平均膨張率の直接的なプローブとは考えられないということです。また、局所的に異方性の環境に配置された観測者の赤方偏移ドリフトの検出における双極子および四重極子オフセットの一般的な存在を予測します。
合併後のような回転プロファイルを持つ差動回転星の平衡シーケンス
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Equilibrium_sequences_of_differentially_rotating_stars_with_post-merger-like_rotational_profiles |
| Authors |
Panagiotis_Iosif_and_Nikolaos_Stergioulas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10612 |
雨竜らによって提案された新しい回転法則で構築された、回転する相対論的星の平衡シーケンスを提示します。（2017）。バイナリ中性子星合体の残骸のシミュレーションによって動機付けられた回転パラメータを選択しますが、それ以外の場合は、コマツ、エリグチ、ハチス（1989）の回転を使用した公開された平衡シーケンスとの詳細な比較を実行するために、コールドで相対論的なN=1ポリトロープEOSを採用します。法律。回転則の選択が平衡モデルの質量に与える影響は小さく、半径に与える影響はやや大きくなります。新しい回転法則の多様性により、合併の残骸で観察されたのと同様の回転プロファイルと軸比を持ち、同時に準球形であるモデルを構築できます。私たちのモデルは完全に一般相対論的な構造方程式の非常に正確な解ですが、合併の残骸に関連するモデルについては、IWM-CFC近似が依然として許容可能な精度を維持していることを示しています。
再開された摂動論における冷たくて密なQCD物質の状態方程式
有限クォーク質量でのハードデンスループの再開について議論し、$\beta$平衡状態にある冷たくて密度の高いQCD物質の状態方程式（EoS）を評価します。クォークセクターでの再開はバリオン数密度を下げる効果があり、EoSの不確実性は摂動QCD推定よりはるかに小さいことがわかります。私たちの数値結果は、高密度で再開されたQCD計算からのEoSと核物質密度領域からの外挿されたEoSの間のスムーズなマッチングを支持します。また、EoSの音速がコンフォーマル制限をわずかに超えていることも指摘します。
銀河系のコア崩壊超新星（SNe）は、1世紀に数回しか発生しませんが、1時間ごとに宇宙全体で膨大な数の爆発が発生し、ニュートリノの形でエネルギーを放出し、拡散超新星ニュートリノバックグラウンド（DSNB）をもたらします。DSNBはまだ検出されていませんが、ガドリニウムをドープしたスーパーカミオカンデは、今後数年以内に最初の統計的に有意な観測をもたらすと予想されています。コア崩壊で生成されたニュートリノは地球への伝播中に混合を受けるため、検出時のフレーバー含有量は振動物理学のテストです。この論文では、DUNE、Hyper-K、およびJUNOの実験で予想されるDSNBデータを推定します。これらのデータを組み合わせると、すべての異なるニュートリノフレーバーに敏感になります。Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein（MSW）シナリオとニュートリノ崩壊シナリオについて、DSNBのフレーバーコンテンツが将来どの程度再構築されるかを決定します。フレーバー空間の大部分は除外されますが、重いレプトンのニュートリノフラックスは依然として課題です。
中性子星の音の状態と音速のQCD方程式
中性子星は、量子色力学（QCD）で高密度物質を研究するための宇宙実験室です。中性子星の観測可能な質量と半径の関係は、QCDの状態方程式によって決定され、QCDの相転移の特性を反映することができます。過去10年間に、中性子星の歴史的発見、2太陽質量中性子星の発見、および中性子星合体イベントがあり、状態方程式に厳しい制約を課しました。これらの制約を満たすために多くの状態方程式が構築されますが、理論的な課題は、これらの構築をハドロン物理学および中程度の計算から予想される微物理学とどのように調和させるかです。この短い記事では、最近の観察結果を簡単に説明し、密度の低い限界と高い限界でのQCD制約、QCDのような理論、バリオンとバリオンの相互作用の格子QCDの結果に言及しながら、高密度QCD物質への影響について説明します。
反復トリミングに基づくロバストなガウス過程回帰
データが外れ値で汚染されている場合、ガウス過程（GP）回帰のモデル予測に大きなバイアスがかかる可能性があります。予測された平均からの偏差が最大のデータポイントの一部を繰り返しトリミングする、新しい堅牢なGP回帰アルゴリズムを提案します。新しいアルゴリズムは、ノンパラメトリックで柔軟な回帰法として標準GPの魅力的な特性を保持しますが、極端な場合でも外れ値の影響を大幅に減らすことができます。また、近似推論に依存する以前の堅牢なGPバリアントよりも実装が簡単です。汚染のあるさまざまな合成データセットに適用すると、提案された方法は、特に外れ値の割合が高い場合に、スチューデントの尤度で標準GPおよび一般的な堅牢なGPバリアントよりも優れています。最後に、天体物理学研究の実際的な例として、この方法が星団の色と大きさの図で主系列の稜線を正確に決定できることを示します。
中性子星の第3ファミリーブランチへの移行のエネルギー収支について
質量双子を特徴とする状態方程式（EoS）のコンパクト星の第3ファミリーへの遷移が考慮されます。静的コンパクト星構成のバリオン数保存遷移で放出されるエネルギーは、比較のために2セットのモデルに対して計算されます。選択されるEoSは、密度に依存する機能的DD2EoSであり、一定速度の音速アプローチによって記述される非閉じ込めクォーク物質への相転移を被るハドロン物質のモデル補正が除外されています。EoSモデルの2つのセットは、マルチメッセンジャー天文学と経験的核データからの最先端の制約を同時に満たしながら、遷移時のエネルギーと半径の差を最大化する、異なるコンパクト星の質量開始を特徴としています。遷移時の最大エネルギーバジェットは、$10^{49}$-$10^{52}$エルグの範囲にあることがわかります。
$ \ Lambda $ CDMバックグラウンドでの非共動コールドダークマター
共動CMBフレームとして識別された$\Lambda$CDMバックグラウンドで、不均一な宇宙構造の配列の固有速度の進化を調べます。これらの配列は、不完全な流体エネルギーを持つSzekeres-IIモデルのこの宇宙論的背景領域にスムーズに一致することによって構築されます。運動量テンソルは非共動ダストとして再解釈され、$v/c$で一次項のみを保持します。文献で報告されている値と互換性のある大きさの固有速度場を見つけます。共動フレームと非共動フレームのハッブルフローを評価および比較することにより、ハッブルスカラーの現在の張力と同じオーダーの$H_0$の値の差を取得します。モデルはガラス化プロセスを説明することはできませんが、代表的な例を通して、銀河団の質量の構造が$z\sim3$付近の赤方偏移でこのプロセスの開始に達することを示します。
量子運動平衡
初期宇宙のアクティブステライルニュートリノシステムの量子反応速度方程式（QKE）を解きました。表面上、これは過度に単純化されたシステムのように見えるかもしれませんが、他の線形2状態システムをアクティブ滅菌システムにマッピングすることができます。初期の宇宙では、QKEの解は断熱近似によって十分に記述されており、密度演算子の非対角項は短い（振動および/または散乱）タイムスケールでは一定ですが、長い（拡張）ではゆっくりと進化する可能性があります。）タイムスケール。この「量子速度論的平衡」は、位相の量子的発達が位相の動的破壊と釣り合うときに達成されます。この作業では、ニュートリノ状態がゼロ以外のレプトン数で初期宇宙で進化し、散乱によって誘発されるアクティブステライルニュートリノ変換をもたらすレベル交差を引き起こすときに、この平衡仮説を導入して評価します。
周期から準周期、カオスへ：双極子磁場に閉じ込められた荷電粒子の軌道の連続スペクトル
| Title |
From_period_to_quasi-period_to_chaos:_A_continuous_spectrum_of_orbits_of_charged_particles_trapped_in_a_dipole_magnetic_field |
| Authors |
Yuxin_Xie,_Siming_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.11249 |
リアプノフ指数の評価を介して、双極子磁場にトラップされた荷電粒子の準周期軌道の位相空間レジームの3つの顕著なセットの発見を報告します。広範囲に研究され、トラップされた軌道の位相空間の各次元で10％以上をカバーする低エネルギーレジームに加えて、2セットの高エネルギーレジームがあり、最大のものは、の各次元で4％以上をカバーします。トラップされた軌道の位相空間。これらの高エネルギー軌道にある粒子は、宇宙で観測され、地球でのプラズマ実験で実現される可能性があります。2自由度のハミルトン系の安定周期軌道の周りに準周期軌道があり、これらの準周期軌道も安定していることはよく知られています。周期軌道は位相空間で無視できる程度であるように見えるので、それらは自然界で実現するのが困難です。一方、準周期軌道は、4次元（4D）位相空間で有限体積を占め、容易に検出できる場合があります。カオス軌道には、少なくとも1つの正のリアプノフ指数があります。一方、準周期軌道のリアプノフ指数はゼロでなければなりません。双極子磁場にトラップされた荷電粒子の軌道のリアプノフ指数を計算することにより、対応する位相空間をスキャンし、赤道面の安定した周期軌道に関連する準周期軌道のいくつかの顕著な領域を見つけました。これらの体制は、子午線面の安定した周期軌道に関連する準周期軌道のいくつかの小さな体制に関連しているように見えます。私たちの数値結果はまた、安定した周期から、リアプノフ指数が消失する準周期、そして最終的には少なくとも1つの正のリアプノフ指数を持つカオス軌道までのこれらの軌道の連続スペクトルを示しており、正の最大リアプノフ指数を持つ不安定な周期軌道があります。
従来のフリードマン宇宙論は、超対称性に典型的な相互作用強度を持ち、数TeVより重い安定した粒子の存在と緊張関係にあることが知られています。そのような粒子の生命を救うための可能な方法は、これらの重い遺物の密度が大幅に減少するような方法で、標準的な宇宙膨張法則を修正することかもしれません。スカラロンのさまざまな崩壊チャネルについて、スタロビンスキーインフレーションモデルで粒子の生成を研究します。熱化の過程で、GUTSUSYに典型的な結合強度を持つ超重安定粒子が、観測された暗黒物質の密度に等しい密度で生成される可能性があることが示されています。
