Quasar-CMBレンズ相互相関を使用して、減衰Ly $ \ alpha $吸収システム（DLA）のハロー質量を$ z = 2-3.5 $に制約します。
| Title |
Constraining_the_Halo_Mass_of_Damped_Ly$\alpha$_Absorption_Systems_(DLAs)_at_$z=2-3.5$_using_the_Quasar-CMB_Lensing_Cross-correlation |
| Authors |
Xiaojing_Lin,_Zheng_Cai,_Yin_Li,_Alex_Krolewski,_Simone_Ferraro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01234 |
最新のDLAカタログとPlanck2018CMBレンズ収束フィールドを使用して、減衰Ly$\alpha$システム（DLA）とそのバックグラウンドクエーサーの相互相関を研究します。私たちの測定では、DLAバイアス$b_{\rmDLA}$は$3.1$よりも小さく、$90\％の信頼度で$\log（M/M_\odoth^{-1}）\leq12.3$に対応します。$。これらの制約は、Alonsoetal。とほぼ一致しています。（2018）およびDLAとLy$\alpha$フォレスト間の相互相関による以前の測定（例：Font-Riberaetal.2012;Perez-Rafolsetal.2018）。さらに、我々の結果は、より高い角度分解能で次世代のCMB実験を使用して、高赤方偏移源のハロー質量のより正確な測定値を取得する可能性を示しています。私たちの分析のPythonベースのコードとデータ製品はhttps://github.com/LittleLin1999/CMB-lensingxDLAで入手できます。
トレーニングセットベースのグローバル21cm宇宙論分析における堅牢性の確保
| Title |
Ensuring_Robustness_in_Training_Set_Based_Global_21-cm_Cosmology_Analysis |
| Authors |
Neil_Bassett,_David_Rapetti,_Keith_Tauscher,_Jack_Burns,_Joshua_Hibbard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01242 |
トレーニングセットの特異値分解（SVD）に基づいて、グローバルな21cm水素宇宙論信号を大規模な分類学から分離する際の分析パイプラインの堅牢性を確保するための方法論を提示します。完全なデータへの適合度を評価する$\chi^2$統計などの従来の適合度指標では、21cmの信号が1つまたはそれらの間の有意な共分散によるより多くの追加のコンポーネント。ただし、特定の適合のためにパイプラインによって選択された各コンポーネントのSVD固有モードの数を、トレーニングセット曲線から作成された合成データ実現用に選択された固有モードの分布と比較すると、1つ以上のトレーニングセットが不十分な場合を検出できることがわかります。信号を最適に抽出します。さらに、このテストでは、データをより適切に記述し、21cm信号抽出の品質を向上させるために、どのトレーニングセット（前景、21cm信号など）を変更する必要があるかを区別できます。また、この適合度検定をトレーニングセットから導出された事前分布が適用される場合に拡張し、この場合、$\chi^2$統計と最近導入された$\psi^2を見つけます。$統計は、事前確率によって課せられた制限の増加によるトレーニングセットの不備を検出できます。重要なのは、このペーパーで説明されているテストは、パイプラインを使用してあらゆるタイプの観測を分析するときに実行できることです。
NANOGravの結果とLIGO-アクシオンのような曲線モデルにおけるVirgo原始ブラックホール
最近のNANOGravの結果と、LIGO-Virgoイベントの原始ブラックホール（PBH）との関連の可能性について説明します。特に、NANOGrav周波数範囲周辺のスカラー摂動によって誘発されるかなりの量のPBHとGWを提供するアクシオンのような曲線モデルに焦点を当てます。このモデルの不可避の非ガウス性は、LIGO-VirgoイベントのPBHに関連付けられた誘導GWを抑制して、NANOGravの結果と互換性を持たせます。アクシオンのような曲線モデルが、LIGO-VirgoイベントとNANOGravの結果のPBHを同時に説明できることを示します。
LOFAR-EoR21cmパワースペクトルの回復のための前景除去技術の比較
| Title |
Comparing_Foreground_Removal_Techniques_for_Recovery_of_the_LOFAR-EoR_21cm_Power_Spectrum |
| Authors |
Ian_Hothi,_Emma_Chapman,_Jonathan_R._Pritchard,_F._G._Mertens,_L.V.E_Koopmans,_B._Ciardi,_B.K._Gehlot,_R._Ghara,_A._Ghosh,_S._K._Giri,_I._T._Iliev,_V._Jeli\'c,_S._Zaroubi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01284 |
宇宙の再電離の時代から中性水素の赤方偏移した21cm信号を検出することを目的としたさまざまな実験で、明るい前景を除去するために利用されているさまざまな前景除去技術を比較します。この作業では、10夜のLOFARデータで除去技術（FastICA、GMCA、およびGPR）のパフォーマンスをテストし、21cm信号の最新の上限を回復する可能性を調査します。興味深いことに、GMCAとFastICAは、$k=0.075〜h\で$\Delta^2_{21}<$（73）$^2$mK$^2$の最新の2$\sigma$上限を再現していることがわかります。mathrm{cMpc}^{-1}$、これはGPRの適用から生じました。また、FastICAとGMCAは、$\sim0.1〜h\mathrm{cMpc}^{-1}$より大きい\textit{k}スケールでノイズ制限から逸脱し始めていることもわかりました。次に、シミュレーションを介してデータを複製し、さまざまな機器の影響に対してテストすることで、FastICAとGMCAの制限の原因を確認します。一次ビーム効果やモード混合などの単一の機器効果では、より大きな\textit{k}スケールでのFastICAおよびGMCAによる回復の低下を説明できないことがわかりました。次に、FastICAとGMCAのスケール非依存性をテストし、より低い\textit{k}スケールを少数の独立したコンポーネントでモデル化できることを確認します。より大きなスケール（$k\gtrsim0.1〜h\mathrm{cMpc}^{-1}$）の場合、前景に合わせるために、より多くの独立したコンポーネントが必要です。LOFARコラボレーションによるGPRの現在の使用法は、適切な除去手法であると結論付けます。これは堅牢であり、過剰適合の傾向が少なく、GPRの適合最適化が将来改善され、より深い制限が得られます。
暗黒物質ハローにおけるボソン星の形成と成長への新しい洞察
| Title |
New_insights_into_the_formation_and_growth_of_boson_stars_in_dark_matter_halos |
| Authors |
Jiajun_Chen,_Xiaolong_Du,_Erik_W._Lentz,_David_J._E._Marsh,_and_Jens_C._Niemeyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01333 |
この研究は、非線形動的数値法を使用した重力凝縮によるボソン星とその周囲のミニクラスターの形成と成長を研究しています。完全に動的な魅力的で反発的な自己相互作用も初めて考慮されます。純粋な重力の場合、ハロー内のボソン星の成長が以前に推測されたように減速して飽和することを数値的に証明し、その状態を詳しく説明します。自己相互作用は、グロス-ピタエフスキー-ポアソン方程式を使用して含まれています。強い魅力的な自己相互作用の場合、以前の定常計算と一致して、ボソン星が不安定になり崩壊する可能性があることがわかります。さらに強い結合では、凝縮液が断片化します。反発的な自己相互作用は、予想通り、ボソン星形成を阻害し、より大きな半径の解をもたらします。
| Title |
Invisible_neutrino_decay_in_precision_cosmology |
| Authors |
Gabriela_Barenboim,_Joe_Zhiyu_Chen,_Steen_Hannestad,_Isabel_M._Oldengott,_Thomas_Tram,_and_Yvonne_Y._Y._Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01502 |
宇宙マイクロ波背景放射とそのような非標準的な物理シナリオの大規模構造現象学を理解するための第一原理アプローチを介して、精密宇宙論的文脈における目に見えないニュートリノ崩壊のトピックを再検討します。重い標準模型ニュートリノ$\nu_H$が軽いもの$\nu_l$と質量のないスカラー粒子$\phi$に湯川相互作用を介して結合する効果的なラグランジアンを仮定すると、第一原理からボルツマン方程式の完全なセットを導き出します。、関連する崩壊および逆崩壊プロセスの存在下での$\nu_H$、$\nu_l$、および$\phi$の位相空間密度について、空間的に均一なレベルと1次の不均一なレベルの両方で。この一連の方程式を手に、$\nu_H$が超相対論的および非相対論的である一方で、崩壊の両方の限界における宇宙論的不可視ニュートリノ崩壊に関する最近の研究の批判的調査を実行します。私たちの2つの主な発見は、（i）非相対論的極限において、既存の文献でニュートリノ-スカラーシステムの摂動を記述するために使用される有効な運動方程式が、運動量保存に正式に違反していること、および（ii）超相対論的極限においてです。、異方性応力の指数関数的減衰は、一般的に使用される速度では発生しません$\Gamma_{\rmT}=（1/\tau_0）（m_{\nuH}/E_{\nuH}）^3$、ただし、レートは$\sim（1/\tau_0）（m_{\nuH}/E_{\nuH}）^5$です。どちらの結果もモデルに依存しません。特に後者は、ニュートリノの寿命$\tau_0$の宇宙論的限界が$\tau_0^{\rmold}\gtrsim1.2\times10^9\、{\rms}\から大幅に改訂されたことを意味します（m_{\nuH}/50\、{\rmmeV}）^3$から$\tau_0\gtrsim（4\times10^5\to4\times10^6）\、{\rms}\、（m_{\nuH}/50{\rmmeV}）^5$。
内在的アラインメントの超サンプル共分散の宇宙論的結果
| Title |
Cosmological_consequences_of_intrinsic_alignments_super-sample_covariance |
| Authors |
Saeed_Ansarifard_and_S._M._S._Movahed |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01551 |
有限の調査量によるスーパーサンプル共分散（SSC）を含む高精度の弱いレンズ効果調査からの宇宙論的制約を調べます。具体的には、平坦な空の近似の下での完全な宇宙せん断信号の一部として、固有の整列における{\itビートカップリング}の寄与に焦点を当てます。SSC効果は、赤方偏移ビンを低くすることで大きくなり、累積信号対雑音比（SNR）の中間および高多重極にかなりのフットプリントがあることを示します。SNRは、固有のアラインメントの振幅、楕円率の分散、および調査の赤方偏移の範囲に応じて、完全な宇宙せん断信号に対して、固有のアラインメントのスーパーサンプル共分散を含めた結果として$\約10\％$減少します。累積信号対雑音比では、測光赤方偏移誤差の寄与は無視できます。フィッシャー行列形式を使用すると、調査の量を超える大きなモードが小さなモードに与える影響によって、固有の配置が変化することがわかります。ただし、宇宙論的パラメータの推定に対する対応する影響は、特に利用可能なすべての赤方偏移ビンを考慮した場合、重力弱いレンズ効果の場合と比較してわずかです。私たちの結果はまた、完全な宇宙せん断の分析共分散行列に固有の整列に対するSSC効果を含めると、ほぼ高い固有のサンプルの$\sigma_8$の信頼区間が$\約10\％$増加することを示しています。アラインメントの振幅。
遠方の銀河クラスターにおける高速磁場増幅
| Title |
Fast_magnetic_field_amplification_in_distant_galaxyclusters |
| Authors |
Gabriella_Di_Gennaro,_Reinout_J._van_Weeren,_Gianfranco_Brunetti,_Rossella_Cassano,_Marcus_Br\"uggen,_Matthias_Hoeft,_Timothy_W._Shimwell,_Huub_J.A._R\"ottgering,_Annalisa_Bonafede,_Andrea_Botteon,_Virginia_Cuciti,_Daniele_Dallacasa,_Francesco_de_Gasperin,_Paola_Dom\'inguez-Fern\'andez,_Torsten_A._Ensslin,_Fabio_Gastaldello,_Soumyajit_Mandal,_Mariachiara_Rossetti_and_Aurora_Simionescu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01628 |
現在の宇宙では、磁場が銀河団に浸透しており、ファラデー回転から得られた数マイクロガウスの強さを持っています。クラスター磁場の証拠は、メガパーセク規模の電波放射、すなわち電波ハローと遺物によっても提供されます。これらはマージシステムで一般的に見られ、急峻な無線スペクトルを特徴としています。磁気流体力学的乱流と衝撃波が宇宙線を（再）加速し、ハローと遺物を生成すると広く信じられています。クラスター内の磁場の起源と増幅はよく理解されていません。乱流は、シード磁場を増幅する小規模なダイナモを駆動することが提案されています（活動銀河核、スターバースト、または風として、原始的および/または銀河流出によって注入されます）。赤方偏移が大きい場合、逆コンプトン損失と距離による調光効果により、電波ハローは弱くなると予想されます。さらに、ファラデー回転の測定値を取得することは困難です。検出された場合、遠方の電波ハローは、磁場増幅を調査するための代替ツールを提供します。ここでは、宇宙が現在の年齢の半分に過ぎず、サンプルの発生率が約50％である場合に、大規模なクラスターでの拡散電波放射を明らかにするLOFAR観測を報告します。高い電波光度は、これらのクラスターが近くのクラスターと同様の磁場強度を持っていることを示しており、クラスター形成の最初の段階で磁場増幅が速いことを示唆しています。
コールドダークマターの崩壊に関する制約を更新
この論文では、崩壊生成物として暗黒放射（DR）を使用して、単純な崩壊コールドダークマター（DCDM）モデルの制約を更新します。寿命の2つの異なるレジーム、つまり短寿命と長寿命を検討し、Planck（2018）からの最新のCMBデータを使用して、以前のPlanckデータによって推測された制約と比較する減衰パラメーターの新しい制約を推測します。（2015）。ここに、最新のCMBデータがDCDMの端数を、長期体制の以前のデータの2倍に制限し、現在の最高の2$\sigma$上限$f_{\rmdcdm}<2.04につながることを示します。\％$。短期間の体制では、以前のCMBデータと比較して、$f_{\rmdcdm}<13.1\％$の2$\sigma$の上限がわずかに緩くなります。BOSSDR-12からのバリオン音響振動データを含めると、$f_{\rmdcdm}<1.28\％$の長期レジームではさらに厳しい制約が得られ、の短期レジームではさらに緩い制約が得られます。$f_{\rmdcdm}<15.2\％$。さらに、短命のDCDMが放射線密度に与える影響を徹底的に分析し、短命のDCDMと補正、$\DeltaN_{\rmeff}$との間のマッピングを導出して、有効な質量のない数にすることにより、以前の作業を改善します。ニュートリノ種。
Proca-stinated Cosmology II：ベクトルガリレオンの物質、ハロー、レンズ統計
| Title |
Proca-stinated_Cosmology_II:_Matter,_Halo,_and_Lensing_Statistics_in_the_vector_Galileon |
| Authors |
Christoph_Becker_(1),_Alexander_Eggemeier_(1),_Christopher_T._Davies_(1),_and_Baojiu_Li_(1)_((1)_Durham-ICC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01719 |
一般化されたプロカ（GP）理論は、宇宙膨張率の加速が宇宙ベクトル場の自己相互作用によって説明できる修正重力モデルです。この論文では、3次ベクトルガリレオン（cvG）モデルとして知られる、最大3次のラグランジアンを使用してGP理論の特定のサブクラスを研究します。このモデルは、第5の力やVainshteinスクリーニングメカニズムなど、多くの点で3次スカラーガリレオン（csG）に似ていますが、第5の力の強さが追加のパラメーターに依存するという追加の柔軟性があり、ゼロとcsGモデルの完全な強度-バックグラウンド拡張履歴はこのパラメーターに依存しません。これは、宇宙の加速を説明する上でLambdaCDMの興味深い代替手段を提供するだけでなく、ハッブル定数H_0の初期測定と後期測定の間の緊張に対する解決策を提供します。このモデルをテストする最良の方法を特定するために、この論文では、修正された重力コードECOSMOGで実行される一連のN体シミュレーションを使用して、大規模構造形成の非線形領域におけるこのモデルの現象論の包括的な研究を行います。。暗黒物質場、暗黒物質ハロー、弱いレンズ効果マップの13の統計を調べることにより、このモデルの5番目の力が、大規模な速度場と遅い時間のレンズ効果に特に大きな影響を与える可能性があることがわかります。-空間の歪みと弱いレンズ効果は、それに強い制約を課す可能性があります。
ビンのない2点統計：大規模構造の相関関数推定量の連続関数一般化
| Title |
Two-point_statistics_without_bins:_A_continuous-function_generalization_of_the_correlation_function_estimator_for_large-scale_structure |
| Authors |
Kate_Storey-Fisher,_David_W._Hogg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01836 |
2点相関関数（2pcf）は、構造形成の重要な統計です。銀河や他の密度フィールドトレーサーのクラスター化を測定します。標準のLandy-Szalay（LS）推定量を含む2pcfの推定量は、ハードエッジの分離ビンで2pcfを評価します。これは科学的に不適切であり、バイアスと分散の間のトレードオフが不十分です。新しい2pcf推定量であるContinuous-FunctionEstimatorを紹介します。これは、LSを連続表現に一般化し、分離またはその他のペアプロパティでのビニングを不要にします。最小二乗フィッティングの数学に触発された推定量は、ビン化されたペアカウントを基底関数への射影に置き換えます。2pcfを記述するための基底関数の最良の線形結合を出力します。基底の選択では、2pcfの予想される形式、および分離以外のペアプロパティへの依存性を考慮に入れることができます。3次スプラインベースの連続関数推定量は、LSと比較して2pcfの形状をより適切に表すことを示します。また、少数の物理的に動機付けられた基底関数を使用して、バリオンの音響スケールを直接推定します。重要なことに、これは共分散推定に必要なモックカタログの数の削減につながります。これは現在、多くの2pcf分析の制限ステップです。銀河の特性に対するクラスタリングの依存性の決定や、大規模構造における潜在的な不均一性または異方性の検索など、連続関数推定器のさらなるアプリケーションについて説明します。
銀河数カウントのフラットスカイ近似-赤方偏移空間相関関数
相対論的効果を含む銀河数カウントのフラットスカイ近似を研究し、フルスカイの結果に関してそのパフォーマンスと精度を評価します。2点相関関数とその多重極への局所的およびレンズ的寄与については$z>0.5$で最大5％、多重極のみで$z>1$および分離$で最大1％の一致が見られます。\lesssim250$Mpc/$h$、1000倍以上のスピードアップ。新しいバージョンのコードCOFFEに実装されている半分析的手法を使用して、パフォーマンスをさらに向上させ、平坦な空の多重極の計算は、全天の計算よりも10000倍以上速く実行されます。これは、宇宙パラメータ推定のためのマルコフ連鎖モンテカルロシミュレーションを大幅に高速化するために使用できます。
ブラックホールとWIMP：オールオアナッシングまたは何か他のもの
暗黒物質（DM）が弱く相互作用する巨大粒子を含む場合、質量範囲$（10^{-18}$-$10^{15}）\、M_{\odot}$の原始ブラックホール（PBH）に対する制約を考慮します。（WIMP）それらの周りにハローを形成し、消滅によって$\gamma$線を生成します。観測された銀河系外の$\gamma$線のバックグラウンドは、PBHDMの割合が$f^{}_{\rmPBH}\lesssim10^{-10}\、（m_{\chi}/{\rmTeV}）^{1.1}$質量範囲$2\times10^{-11}\、M_{\odot}\、（m_{\chi}/{\rmTeV}）^{-3.2}\lesssimM\lesssim3\times10^{11}\、M_{\odot}\、（m_{\chi}/{\rmTeV}）^{1.1}$、ここで$m_{\chi}$と$M$それぞれ、WIMPとPBHの質量です。この制限は$M$に依存しないため、すべてのPBH質量関数に適用されます。$M\lesssim2\times10^{-11}\、M_{\odot}\、（m_{\chi}/{\rmTeV}）^{-3.2}$、$f^{}_{\rmPBH}$の制約は$M$の減少関数であり、PBHは非常に低い質量でも大きなDM寄与をする可能性があります。DMが主にPBHである場合は、WIMPの制約も考慮します。LIGO/Virgoによって最近発見されたマージブラックホールが原始的な起源である場合、これは標準のWIMPDMシナリオを除外します。より一般的には、WIMPDMの割合は$M>10^{-9}\、M_{\odot}$および$m_{\chi}>10\、$GeVの場合$10^{-4}$を超えることはできません。$M\lesssim10^{-11}\、M_{\odot}$と$m_{\chi}\lesssim100\、$GeVのパラメータ空間の領域があり、WIMPとPBHの両方が提供できます。すべてではありませんが一部のDMであるため、3番目のDM候補が必要です。
| Title |
Hot_Jupiter_and_ultra-cold_Saturn_formation_in_dense_star_clusters |
| Authors |
Yi-Han_Wang,_Nathan_W._C._Leigh,_Rosalba_Perna_and_Michael_M._Shara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01236 |
密集したクラスターにおけるホットジュピターの高い発生率の発見は、フィールドベースのホットジュピター形成理論に挑戦します。密集したクラスターでは、惑星系とフライバイ星の間の相互作用は比較的一般的です。これは惑星系に重大な影響を及ぼし、ホットジュピターの形成を支配します。この論文では、恒星のフライバイとそれに続くクラスター内の惑星移動の高精度な少数体シミュレーションを実行します。大規模なパラメータ空間の探索は、惑星系のアーキテクチャを変更する近接フライバイが、高い離心率の移動メカニズムをアクティブ化できることを示しています。私たちのシミュレーションでは、ホットジュピターの多くが「超低温土星」を伴い、数千AUのアパストラに放出されると予測しています。この増加は、元々半主軸比が$\sim$4の2つの巨大惑星をホストし、フライバイ星が惑星軌道面にほぼ垂直に接近している惑星系で特に顕著です。ビリアライズされたクラスターのホットジュピター形成率の推定下限は、$\sim1.6\times10^{-4}（{\sigma}/{\rm1kms^{-1}}）^5（{a_{\rmp}}/{\rm20AU}）（{M_{\rmc}}/{\rm1000M_\odot}）^{-2}$Gyr$^{-1}$星あたり、ここで$\sigma$はクラスターの速度分散、$a_{\rmp}$は惑星系のサイズ、$M_{\rmc}$はクラスターの質量です。私たちのシミュレーションでは、古い散開星団M67で観測されたものよりも50分の1のホットジュピターの存在量が得られます。連星や3つ以上の巨大惑星が関与する相互作用によって、この不一致が解消されると予想されます。
ESPRESSOを使用したWASP-121bの大気ロシター-マクラフリン効果と透過分光法
| Title |
Atmospheric_Rossiter-McLaughlin_effect_and_transmission_spectroscopy_of_WASP-121b_with_ESPRESSO |
| Authors |
F._Borsa,_R._Allart,_N._Casasayas-Barris,_H._Tabernero,_M._R._Zapatero_Osorio,_S._Cristiani,_F._Pepe,_R._Rebolo,_N._C._Santos,_V._Adibekyan,_V._Bourrier,_O._D._S._Demangeon,_D._Ehrenreich,_E._Pall\'e,_S._Sousa,_J._Lillo-Box,_C._Lovis,_G._Micela,_M._Oshagh,_E._Poretti,_A._Sozzetti,_C._Allende_Prieto,_Y._Alibert,_M._Amate,_W._Benz,_F._Bouchy,_A._Cabral,_H._Dekker,_V._D'Odorico,_P._Di_Marcantonio,_P._Figueira,_R._Genova_Santos,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_G._Lo_Curto,_A._Manescau,_C._J._A._P._Martins,_D._M\'egevand,_A._Mehner,_P._Molaro,_N._Nunes,_M._Riva,_A._Su\'arez_Mascare\~no,_S._Udry_and_F._Zerbi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01245 |
WASP-121bは、最も研究されている超高温木星の1つです。その大気の最近の分析の多くは、さまざまな波長範囲で興味深い特徴を報告しています。この論文では、1望遠鏡モードのVLTで高解像度スペクトログラフESPRESSOを使用して取得したWASP-121bの1つのトランジットと、4望遠鏡モードの機器の試運転中に取得した1つの部分トランジットを分析します。異常な輸送中の視線速度曲線を調査し、惑星の透過スペクトルを研究します。輸送中の視線速度を分析することにより、大気中のロシター-マクラフリン効果の存在を推測することができました。恒星マスク（主に鉄）と相関する惑星大気層の高さを1.052$\pm$0.015Rpと測定し、惑星大気の青方偏移も確認しました。恒星の相互相関関数の惑星吸収信号を調べることにより、通過中の青方偏移の時間的変動の存在を確認しました。これは、スペクトルごとに調べることができます。Na、H、K、Li、CaII、Mgの透過スペクトルに有意な吸収が検出され、2D断層撮影技術を使用してそれらの惑星の性質を証明しました。特に注目に値するのはLiの検出で、6$\sigma$レベルで$\sim$0.2％のラインコントラストが検出されます。相互相関手法を使用して、FeI、FeII、CrI、およびVIの存在を確認しました。H$\alpha$とCaIIは、大気中の非常に高い高度（それぞれ、$\sim$1.44Rpと$\sim$2Rp）まで存在し、惑星のトランジットに相当するロッシュローブの半径を超えて広がります。大気のこれらの層は、惑星の自転と公転だけによって引き起こされることと両立しない大きな線の広がりを持っており、蒸発する大気中の垂直風または高高度ジェットから生じる可能性があります。
トロイの木馬小惑星のツビッキー過渡施設観測：千色、回転振幅、および位相関数
| Title |
Zwicky_Transient_Facility_Observations_of_Trojan_Asteroids:_A_Thousand_Colors,_Rotation_Amplitudes,_and_Phase_Functions |
| Authors |
Madeline_Schemel,_Michael_E._Brown |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01329 |
小惑星のまばらな測光データを分析するための新しい方法を紹介し、それを木星のトロヤ群小惑星のツビッキー過渡施設観測に適用します。この方法は、未知の回転位相での回転輝度変動の確率分布を含む尤度モデルの作成に依存しています。尤度モデルは、マルコフ連鎖モンテカルロを介して分析され、パラメーター推定値の不確実性が定量化されます。この方法を使用して、1049木星のトロヤの色、位相パラメーター、回転測定の絶対等級および振幅を提供します。位相パラメータは色と相関しており、トロイの木馬小惑星の回転振幅の分布は、メインベルト小惑星の分布と区別がつかないことがわかります。
通常のガリレオ衛星が周惑星円盤の不感帯に形成された可能性があるかどうかを調査します。不感帯は、磁気回転不安定性（MRI）が抑制されている弱い乱流の領域であり、衛星形成に理想的な環境である可能性があります。グリッドベースの流体力学コードFARGO3Dを使用して、デッドゾーンを持つ周惑星円盤モデルの進化を調べます。材料はディスクの不感帯に蓄積し、総質量は大きくなりますが、完全に乱流のディスクモデルと比較して同様の温度プロファイルになります。潮汐トルクは、不感帯を通過する物質移動の速度を増加させ、降着爆発を受けない不感帯を伴う定常状態のディスクにつながります。ディスク、デッドゾーン、および質量流入パラメータの範囲を調べたところ、ディスクの最大質量は約0.001MJであることがわかりました。このようなディスクの総固体質量ははるかに小さいため、ガリレオ衛星をその場で形成するのに十分な材料がディスクになく、外部からの補足が必要であることがわかります。
昇華トルクによる二葉彗星形状の形成
| Title |
The_Formation_of_Bilobate_Comet_Shapes_through_Sublimative_Torques |
| Authors |
Taylor_K._Safrit,_Jordan_K._Steckloff,_Amanda_S._Bosh,_David_Nesvorny,_Kevin_Walsh,_Ramon_Brasser,_David_A._Minton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01394 |
最近の宇宙船とレーダーの観測によると、短周期彗星の核の約70％、主に木星ファミリーの彗星（JFC）は、二葉の形をしています（2つの塊が狭い首でつながっています）。これは、同様のサイズの小惑星の形状とはまったく対照的であり、その約14％が二葉です。これは、彗星に特有のプロセスまたはメカニズムがこれらの形状を生成していることを示唆しています。ここでは、JFC核の二葉形状が、太陽系外縁天体からケンタウロス集団を通って木星ファミリーに動的に移動する際の昇華活動の自然な副産物であることを示します。この動的な移動中に揮発性の昇華から生じるトルクをモデル化し、それらがこれらの核をスピンアップして破壊する傾向があることを発見しました。一旦破壊されると、彗星核の瓦礫の山のような材料特性（引張強度は約1-10Pa、内部摩擦角は約35$^\circ$）により、それらは二葉の物体として再形成されます。JFCは、木星ファミリーに入る前に回転破壊イベントを経験した可能性が高いことがわかりました。これは、二葉形の有病率を説明する可能性があります。これらの結果は、観測された彗星の二葉形が、太陽系の形成や惑星移動や太陽系外縁天体の居住中の衝突ではなく、その歴史の中で最近（過去1〜10Myr以内に）発達したことを示唆しています。
彗星29P/Schwassmann-Wachmann1と同様の軌道、つまり木星と土星の間のほぼ円軌道にある小天体のダイナミクスを調べます。2019年後半の時点で、この地域には同様の軌道上にある14の既知の物体があります。以前の研究では、この研究では「ケンタウロス近郊」（NCR）と呼ばれる太陽系のこの領域は安定していないことが示され、そこで見つかった物体の寿命は非常に短いことが示唆されています。最初はカイパーベルトにあるが海王星に近く、近日点が33au（「海王星交差点」）をわずかに下回る質量のない粒子の進化について、20Myrの高精度数値シミュレーションを実行しました。これらの粒子の一部はすぐに内側に移動し、NCRを通過してから木星ファミリー彗星になります。NCR内のオブジェクトは、実際、一般的に非常に高速に移動することがわかります。ただし、シミュレーションでは、この領域での共振動作はやや一般的であり、最大100Kyrのオブジェクトをトラップできることが明らかになっています。この地域で29Pと他の観測された物体のダイナミクスを要約し（そのうちの2つは明らかに共鳴挙動を示しているようです）、シミュレーションを使用してネプチューンクロッサーのリザーバーサイズに制限を設けます。カイパーベルトのリザーバーサイズ。最後に、観察された木星ファミリー彗星の集団を定常状態に保つために必要な注入率に基づいて、ケンタウロスの現在の集団、特にNCR集団にいくつかの制約を課しました。
CARMENESはM矮星の周りの太陽系外惑星を検索します-LP714-47b（TOI 442.01）：ネプチュニアン砂漠に住む
| Title |
The_CARMENES_search_for_exoplanets_around_M_dwarfs_--_LP_714-47b_(TOI_442.01):_Populating_the_Neptune_desert |
| Authors |
S._Dreizler,_I.,_J.,_M._Crossfield,_D._Kossakowski,_P._Plavchan,_S.,_V._Jeffers,_J._Kemmer,_R._Luque,_N._Espinoza,_E._Pall\'e,_K._Stassun,_E._Matthews,_B._Cale,_J.,_A._Caballero,_M._Schlecker,_J._Lillo-Box,_M._Zechmeister,_S._Lalitha,_A._Reiners,_A._Soubkiou,_B._Bitsch,_M.,_R._Zapatero_Osorio,_P._Chaturvedi,_A.,_P._Hatzes,_G._Ricker,_R._Vanderspek,_D.,_W._Latham,_S._Seager,_J._Winn,_J._M._Jenkins,_J._Aceituno,_P.,_J._Amado,_K._Barkaoui,_M._Barbieri,_N.,_M._Batalha,_F.,_F._Bauer,_B._Benneke,_Z._Benkhaldoun,_C,_Beichman,_J._Berberian,_J._Burt,_R.,_P._Butler,_D.,_A._Caldwell,_A._Chintada,_A._Chontos,_J.,_L._Christiansen,_D._R._Ciardi,_C._Cifuentes,_K.,_A._Collins,_K.,_I._Collins,_D._Combs,_M._Cort\'es-Contreras,_J.,_D._Crane,_T._Daylan,_D._Dragomir,_E._Esparza-Borges,_P._Evans,_F._Feng,_E.,_E._Flowers,_et_al._(79_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01716 |
「ホットネプチューン砂漠」にある海王星のような惑星（LP714-47b、P=4.05204d、m_b=30.8+/-1.5M_earth、R_b=4.7+/-0.3R_earth）の発見を報告します。TESS対象物（TOI442.01）の確認は、CARMENES、ESPRESSO、HIRES、iSHELL、およびPFSを使用した放射状速度のフォローアップ、およびTESS、Spitzerを使用した測光データ、およびMuSCAT2の地上測光によって達成されました。、TRAPPIST-南、MONET-南、ジョージメイソン大学望遠鏡、ラスクンブレス天文台グローバル望遠鏡ネットワーク、エルソース望遠鏡、TUBITAK国立天文台、ルイビル大学マナー望遠鏡、およびWASP-南。また、ジェミニ近赤外イメージャを使用した高空間分解能の補償光学イメージングについても説明します。質量と半径の決定における不確実性が低いため、LP714-47bは、物理的によく特徴付けられた惑星の間に配置され、惑星構造モデルとの有意義な比較が可能になります。ホスト星LP714-47は、ゆっくりと回転する初期M矮星（T_eff=3950+/-51K）で、質量は0.59+/-0.02M_sun、半径は0.58+/-0.02R_sunです。長期の測光モニタリングと分光学的活動指標から、約33日の恒星の自転周期を決定します。恒星の活動は、視線速度データの相関ノイズとしても現れます。視線速度データのパワースペクトルでは、惑星の4日間の信号に加えて、16日間の周期の2番目の信号を検出します。これは、恒星の自転周期の高調波または第2の惑星の信号であることが示されている可能性があります。もう一度TESSデータと視線速度データが得られれば、違いがわかるかもしれません。
Herschel / SPIREによる天王星の成層圏HClの上限
天王星のハーシェル/スパイア観測は、41.74cm$^{-1}$での成層圏塩化水素（HCl）放出を検索するために使用されます。HClは検出されず、代わりに3$\sigma$の上限が決定されました。0.1mbarステッププロファイルの場合は$<$6.2ppb（$<$2.0$\times$10$^{14}$分子/cm$^{2}$）、$<$0.40ppb（$<$1.2$\times$10$^{14}$分子/cm$^{2}$）1mbarステッププロファイルの場合。HClには外部ソースがあると予想され、これらの上限は他の外部種（CO、H$_2$O、CO$_2$）および太陽組成ソースの存在量と一致しています。
CALIFA銀河における化学濃縮と質量-金属量関係の進化
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Evolution_of_the_chemical_enrichment_and_the_Mass-Metallicity_relation_in_CALIFA_galaxies |
| Authors |
A._Camps-Fari\~na,_S._F._Sanchez,_E.A.D._Lacerda,_L._Carigi,_R._Garc\'ia-Benito,_D._Mast,_L._Galbany |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01229 |
CALIFAサンプルの化石記録技術を使用して、局所宇宙の銀河が化学物質の含有量の観点からどのように進化したかを研究します。サンプル内の銀河の金属量と質量-金属量関係（MZR）が時間の経過とともにどのように進化するか、および質量、形態、星形成状態に基づいて銀河を分割すると、この進化がどのように変化するかを示します。また、中央または周辺の金属量を測定した場合の影響も確認します。最も巨大な銀河がより速く濃縮され、MZRがより高い赤方偏移でより急になるという期待される結果が見つかりました。しかし、銀河を形態ビンに分割すると、この振る舞いはそれほど明確ではありません。これは、形態が銀河の濃縮速度を決定する主要な要因であり、質量が濃縮量を決定することを示唆しています。また、星形成銀河は化学進化の過程で収束しているように見えます。つまり、質量の異なる星形成銀河の金属量は、数Gyr前と比較して最近では非常に似ています。
GalaxyZooを使用したSDSSStripe82の塊状銀河の調査
| Title |
Investigating_Clumpy_Galaxies_in_SDSS_Stripe82_using_Galaxy_Zoo |
| Authors |
Vihang_Mehta,_Claudia_Scarlata,_Lucy_Fortson,_Hugh_Dickinson,_Dominic_Adams,_Jacopo_Chevallard,_St\'ephane_Charlot,_Melanie_Beck,_Sandor_Kruk,_Brooke_Simmons |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01232 |
巨星形成の塊は、高赤方偏移の星形成銀河に共通する特徴であり、それらの混沌とした形態を形作る上で重要な役割を果たしますが、銀河の進化におけるそれらの性質と役割はまだ完全に理解されていません。凝集塊を研究するための努力の大部分は高い赤方偏移に焦点を合わせており、局所的な凝集塊の研究はしばしばサンプルサイズが小さいことに苦しんでいます。この作品では、ローカル宇宙の塊のプロパティの分析を提示します。初めて、統計的に有意なサンプルで実行されました。市民科学を活用したGalaxyZoo：Hubbleプロジェクトの助けを借りて、SDSSStripe82銀河の中の92$z<0.06$の塊状銀河のサンプルを選択します。このサンプル内で、コントラストベースの画像分析アルゴリズムを使用して543の塊を識別し、測光を実行し、それらの星の種族の特性を推定します。$z<0.06$の塊のサンプルの全体的な特性は、高赤方偏移の塊に匹敵します。しかし、高赤方偏移の研究とは対照的に、ガラクトセントリック距離の関数としての凝集塊の年齢または質量の勾配の証拠は見当たらず、局所宇宙の凝集塊の進化のための内向きの移動シナリオを除外しています。
ガイアDR2の銀河棒渦巻銀河の共鳴の特定：II。アングルスペースからの手がかり
天の川円盤は、まだ議論されている力学起源の複雑な軌道下部構造を示しています。位相角$（\theta_\phi、\theta_R）$---アクション$（L_z、J_R）$と共役であり、軌道に沿った星の位置を表します---$m$を識別するための強力な診断です。：軌道形状関係$\Delta\theta_R/\Delta\theta_\phi=-m/l$を介した$l$共振。これまで、角度シグネチャは調査選択効果（SE）によって隠されていました。棒渦巻銀河のテスト粒子シミュレーションを使用して、\emph{Gaia}により、角度空間で銀河棒の外側リンドブラッド共鳴（OLR、$l=+1、m=2$）を識別できることを示します。SEを軽減および測定するための簡単な戦略を示します。\emph{Gaia}DR2RVSサンプルの角度データでは、OLRの4つの候補、したがってパターン速度$\Omega_\text{bar}$を個別に識別します。最強の候補である$\Omega_\text{bar}\sim1.4\Omega_0$は、OLRを「シリウス」移動グループの上に配置し、銀河中心からの測定値と一致し、銀河中心の周りの高次共鳴によってサポートされる可能性があります。「ヘラクレス/ホーン」。しかし、アクションに関するコンパニオンスタディで説明されているように、古典的な軌道方向の反転を見逃しています。候補$\Omega_\text{bar}\sim1.2\Omega_0$もアクションベースの調査で提案され、「帽子」にOLRがあり、\emph{スローバー}モデルと一致していますが、影響を受けていますSEによる。弱い候補は$\Omega_\text{bar}=1.6$と$1.74\Omega_0$です。さらに、恒星の角度は、\emph{高速バー}のOLRによって作成される「ヘラクレス/ホーン」をサポートしていないことを示しています。---「Sirius」または「Hat」がバーのOLRに関連しているかどうかを解決するには、より複雑な動的説明および/またはより拡張されたデータが必要であると結論付けます。
浴槽の中の象：星形成の物理学が銀河のバリオンサイクルを調節するとき
| Title |
The_Elephant_in_the_Bathtub:_when_the_physics_of_star_formation_regulate_the_baryon_cycle_of_galaxies |
| Authors |
Jindra_Gensior_(Heidelberg),_J.M._Diederik_Kruijssen_(Heidelberg) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01235 |
銀河の形成と進化の単純なモデルでは、星の形成は銀河に存在するガスの量によってのみ制御されます。しかし、最近、主な回転楕円体成分と低いガス分率を含む銀河の銀河ダイナミクスによって星形成を抑制できることが示されました。この「動的抑制」は、高赤方偏移でのガスに富む銀河の消光にも寄与すると仮定されていますが、銀河集団全体への影響は不明なままです。この論文では、孤立した銀河の流体力学的シミュレーションを通じて、銀河進化のガスレギュレーターモデルのコンテキストでの動的抑制の重要性を評価します。ガスと恒星の質量比は0.01〜0.20で、銀河の重力ポテンシャルの範囲はディスクからのものです。球状に支配されています。星形成は、ガスのビリアルパラメータに依存する自由落下時間あたりのダイナミクスに依存する効率を使用してモデル化されます。動的抑制は、ガスの割合が低いほど効果的であり、ガスの割合と恒星の回転楕円体の質量面密度の関数として、星形成率への影響を定量化することがわかります。シミュレーションの結果を、宇宙時間にわたる銀河の特性の変化を表す観測されたスケーリング関係と組み合わせて、動的抑制がバリオンサイクルに影響を与える可能性のある銀河の質量と赤方偏移の範囲を決定します。星形成の物理学は、低赤方偏移（$z\lesssim1.4$）と高銀河質量（$M_{\ast}\gtrsim3\times10^{10}〜M_{）でバリオンサイクルを制限および調整できると予測しています。\odot}$）、ここで動的抑制は銀河を星形成の主系列星から追い出すことができます。
巨大な低表面輝度銀河の起源に関する観測的洞察
| Title |
Observational_insights_on_the_origin_of_giant_low_surface_brightness_galaxies |
| Authors |
Anna_Saburova,_Igor_Chilingarian,_Anastasia_Kasparova,_Olga_Sil'chenko,_Kirill_Grishin,_Ivan_Katkov,_Roman_Uklein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01238 |
動的に冷たい恒星円盤が半径130kpcに達する巨大な低表面輝度銀河（gLSBG）は、現在考えられている銀河形成メカニズムに挑戦します。質量モデリングを実行し、バーカート暗黒物質密度プロファイルを仮定して暗黒物質ハローのパラメーターを推定した、7つのgLSBGのサンプルについて、新しいディープロングスリット光学分光観測、アーカイブ光学画像、公開されたHIおよび光学分光データを分析します。私たちのサンプルは、形態、星の種族のパラメーター、および総質量によって均一ではありませんが、7つの銀河のうち6つは、バリオンのタリー-フィッシャー関係の高質量拡張上にあります。UGC1382では、拡張LSBディスクに対する恒星の高表面輝度（HSB）ディスクのグローバルな逆回転を検出しました。合併の可能性の兆候があるUGC1922では、ガスの逆回転が内側の円盤に見られます。6つの銀河は活動銀河核をホストしており、そのうちの3つは、（疑似）バルジ特性で予想されるブラックホールの質量を大幅に下回っています。全体として、外側の円盤の形態、内部ダイナミクス、および低い星形成効率は、3つの形成シナリオがgLSBGを形成することを示しています。（i）HSB銀河が最初に形成され、次にガスを降着させることによってLSBディスクを成長させる2段階の形成外部供給から;（ii）異常な浅くて長い暗黒物質ハロー。（iii）微調整された軌道パラメータと合体する銀河の形態との大規模な合体。
修羅場の外側の円盤：ガイアの位置天文サンプルによるいっかくじゅう座とACSのブラインド検出
| Title |
The_outer_disc_in_shambles:_blind_detection_of_Monoceros_and_ACS_with_Gaia's_astrometric_sample |
| Authors |
P._Ramos,_T._Antoja,_C._Mateu,_F._Anders,_C._F._P._Laporte,_J.A._Carballo-Bello,_B._Famaey,_R._Ibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01241 |
ガイアの位置天文サンプルにより、最も外側の銀河円盤、ハロー、およびそれらの界面を研究することができます。外部摂動の影響が最も顕著であると予想されるのは、まさにディスクの端にあります。私たちの目標は、ハローと天の川（MW）ディスクの端に存在する運動学的下部構造を検出し、それらの位相空間分布に観測上の制約を与えることです。一度に1つのHEALpixをダウンロードして、遠方の星の固有運動ヒストグラムをダウンロードします。これにウェーブレット変換を適用して、重大な過密度を明らかにします。次に、空に現れる大きなコヒーレント構造を分析します。北のいっかくじゅう座（MNC）と射手座ストリーム（ACS）が優勢で、マゼラン雲と射手座ストリームに匹敵する強度で、南のMNCと負の緯度のTriAndが支配する、鋭くて複雑なアンチセンターを明らかにします。私たちの方法では、経度が100$^\circ$を超えるMNCとACSの形態素解析を実行し、$\simまでの緯度までMNCを追跡する巨人の高純度サンプルを提供できます。$5$^\circ$。それらの色-等級図は、ディスクで発生した$\sim$10-11kpcの距離での拡張構造と一致しており、M個の巨人に対するRRLyraeの比率は非常に低く、運動学はこれらの距離での回転曲線と互換性があります。少し遅い。MNCとACSの正確な特性を示します。これは、私たちの方法が自然に明らかにする2つの既知の構造であり、特定の恒星タイプに限定されることなく、初めて運動学のみを使用してそれらを検出できるようにします。私たちの結果は、将来の研究がそれらの化学療法と進化をモデル化することを可能にし、したがって、MWを形作った最も影響力のあるプロセスのいくつかを制約します。
パルサーによって探査された非普遍的な星間密度スペクトル
銀河系の星間乱流は、密度分布と星形成に影響を与えます。パルサーの大規模なサンプルの分散測定（DM）を使用して、星間乱流密度スペクトルを測定する新しい方法を紹介します。複数のトレーサーを呼び出す必要なしに、長さスケールのさまざまな範囲にわたって多相星間物質の非普遍的な密度スペクトルを取得します。DMの分析構造関数を、空のさまざまな領域で観測的に測定されたものと比較することにより、冷たい星間相の超音速乱流から生じる浅い密度スペクトルと、拡散暖かいイオン化媒体（WIM）のコルモゴロフのような密度スペクトルを見つけます。）。両方のスペクトルは数百pcまで拡張されます。大規模では、拡散WIMで最大数kpcまでの急峻な密度スペクトルを初めて特定しました。私たちの結果は、パルサーのDMが星間乱流に関するユニークな新しい情報を提供できることを示しています。
最も近い高光度赤外線銀河であるNGC3256のGMCスケールの高乱流ガス
| Title |
Highly_turbulent_gas_on_GMC-scales_in_NGC_3256,_the_nearest_luminous_infrared_galaxy |
| Authors |
Nathan_Brunetti,_Christine_D._Wilson,_Kazimierz_Sliwa,_Eva_Schinnerer,_Susanne_Aalto,_and_Alison_B._Peck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01250 |
NGC3256のこれまでに得られた最高解像度のCO（2-1）観測（0.25"）を提示し、それらを使用して、この合併の中央6kpcにおける分子星間物質の詳細な特性を決定します。物理量の分布が報告されます。55および120pcスケールでのピクセルごとの測定から、PHANGS-ALMAによって観測された円盤銀河と比較。質量表面密度は8〜5500M$_{\odot}$pc$^{-2}$および速度の範囲10〜200kmの分散s$^{-1}$。37Kものピーク輝度温度が測定され、NGC3256のガスは、PHANGS-ALMAによって測定された近くの円盤銀河のすべての領域よりも高温である可能性があることを示しています。輝度温度同じスケールでNGC4038/9のオーバーラップ領域のそれらを上回っています。ガスの大部分は、7〜19の中央ウイルスパラメータで結合されていないように見えますが、外部圧力がガスの一部を結合する可能性があります。10$の高い内部乱流圧力^{5}$から10$^{10}$Kcm$^{-3}$が見つかりました。不足しているためPHANGS-ALMA円盤銀河に見られるより構造化された媒体とは異なり、表面密度、輝度温度、および物理的スケールによる速度分散の重要な傾向の中で、分子ガスは55pcスケールまでの滑らかな媒体で構成されていると主張します。
ALMAは潮汐矮小銀河の巨大な分子雲を分解します
| Title |
ALMA_Resolves_Giant_Molecular_Clouds_in_a_Tidal_Dwarf_Galaxy |
| Authors |
M._Querejeta,_F._Lelli,_E._Schinnerer,_D._Colombo,_U._Lisenfeld,_C._G._Mundell,_F._Bigiel,_S._Garc\'ia-Burillo,_C._N._Herrera,_A._Hughes,_J._M._D._Kruijssen,_S._E._Meidt,_T._J._T._Moore,_J._Pety,_A._J._Rigby |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01287 |
潮汐矮小銀河（TDG）は、銀河の相互作用の間に形成されたガスと星の重力結合凝縮です。ここでは、相互作用システムArp94のTDGであるJ1023+1952のマルチ構成ALMA観測を示します。ここでは、CO（2-1）放出を0.64"〜45pcの解像度で巨大分子雲（GMC）まで分解します。干渉計によってフィルターで除去され、拡散ガスを追跡する可能性が高い、拡張分子放出の非常に高い割合（〜80-90％）。ミルキーウェイや他の近くの銀河と同様の質量スペクトルを与える111個のGMCを検出します（a-1.76+/-0.13の勾配を持つ切り捨てられたパワーの法則）また、GMCプロパティの利用可能な動的範囲（質量で約2dex、サイズで約1dex）についてLarsonの法則を研究します。GMCは、のサイズと質量の関係に従います。天の川ですが、速度分散が大きく、サイズと線幅とウイルスの関係が超線形に見え、標準値から外れています。グローバルな分子対原子ガス比は非常に高く（〜1）、CO（2-1）/CO（1-0）比は非常に低く（〜0.5）、両方の量は北から南に変化します。rmationは主にTDGの南で行われており、GMCと約50pcから〜200pcの範囲の若い星団との間の予測されるオフセットが観察されます。他の銀河に見られるように、最大のオフセットは最も古い結び目に対応します。静止した北では、より多くの分子雲とより高い分子対原子ガス比（〜1.5）が見られます。原子および拡散分子ガスも、そこではより高い速度分散を持っています。全体として、このTDGの分子ISMの構成は、大規模な他のタイプの銀河とはかなり異なりますが、GMCの特性はかなり類似しているように見え、小規模な星形成プロセスのほぼ普遍性を示しています。
条痕、積分、砂時計、崩壊-分子雲の熱不安定性駆動磁気シミュレーション
| Title |
Striations,_integrals,_hourglasses_and_collapse_--_thermal_instability_driven_magnetic_simulations_of_molecular_clouds |
| Authors |
C.J._Wareing,_J.M._Pittard,_S.A.E.G._Falle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01321 |
アダプティブメッシュリファインメント（AMR）コードのMHDバージョンであるMGは、熱不安定性、磁場、重力の相互作用を、数パーセクのスケールで崩壊する冷たい塊の形成の3Dシミュレーションを通じて研究するために採用されました。より大きな分子雲。拡散原子の初期条件は、圧力平衡状態にあり、周囲の密度が低く、均一な磁場が通っている、静止した熱的に不安定な球形の雲で構成されています。この雲は、n=1.1cm^{-3}付近の最も細かい初期グリッドレベルで10％の密度摂動でシードされ、最初から含まれる自己重力で進化しました。いくつかの雲の直径（100pc、200pc、400pc）は、いくつかの雲の質量（17,000Msun、136,000Msun、1.1x10^6Msun）に相当すると考えられました。雲が力線に沿って崩壊して円盤状の構造になると、低密度の磁場に沿った縞模様が観察されました。力線に沿って誘導された流れは、重力の最小値と一体型の外観の周りのシートの振動につながります。磁気的に超臨界になると、雲は崩壊し、強く強められた磁場で砂時計の磁場構成を生成し、観測行動を再現します。より高い解像度での最も質量の大きい雲の領域の再シミュレーションは、塊フレームの超音速（M〜5）および超アルヴェーン（M_A〜4）速度を含む、重力によって束縛された崩壊する塊をシート内に形成します。雲と最も密度の高い塊の観測的に現実的な密度と速度のパワースペクトルが得られます。今後の作業では、これらの現実的な初期条件を使用して、個々の星とクラスターのフィードバックを研究します。
| Title |
Predicting_Primordial_Star_Formation_with_Deep_Convolutional_Neural_Networks |
| Authors |
Azton_I._Wells_and_Michael_L._Norman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01358 |
流体力学的宇宙論的シミュレーションで原始星形成領域の位置を予測するために使用される一連の深い畳み込みニューラルネットワークを提示します。予測子は2つのディープニューラルネットワークで構成されます。1つは星形成領域をホストするkpc$^3$を共動するサイズ10$^3$のサブボリュームを予測し、もう1つはサブボリューム内のどのボクセルが星を形成している可能性があるかを予測します。結合された深層ニューラルネットワークモジュールは、原始星形成領域を正確に$\geq99.8\％$で予測し、星形成は領域内で$\lesssim5^3$〜voxels（$\sim1.60$〜）にローカライズできることがわかります。総体積が$17.58$〜comovingMpc$^3$であるシミュレーションでの共動kpc$^3$）。さらに、モジュールを、星形成領域を特定するための原始的な星形成を伴わない、空間的に十分に分解されていない流体力学的シミュレーションに適用することによって検証します。トレーニングデータシミュレーションと同じ質量分解能で空間分解能が低いシミュレーションに適用すると、モデルは、原始的な星形成とフィードバックを明示的にモデル化する高解像度の完全物理シミュレーションと比較して、妥当な数の星形成領域を再現します。より粗い質量分解能のシミュレーションに適用すると、この方法は後の赤方偏移で星形成領域を見つけることができますが、質量と力の分解能が低いために生じる遅延構造形成を完全に克服することはできません。このモデルは、ハロー発見を使用せずに第1世代の星形成サイトを予測し、原始星形成ハローを正確に解決できない空間的に十分に解決されていないシミュレーションで原始星を予測できるようにします。
HIが豊富なグループの銀河の環境処理
| Title |
Environmental_processing_of_galaxies_in_HI-rich_groups |
| Authors |
Robert_D\v{z}ud\v{z}ar,_Virginia_Kilborn,_Sarah_M._Sweet,_Gerhardt_Meurer,_T.H._Jarrett_and_Dane_Kleiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01438 |
「合唱団」と呼ばれる13のHIに富み、後期型が優勢なグループの分解された原子状水素（HI）含有量を提示および調査します。祖父母のHIPASSサンプルのHI質量分率（$f_{\textrm{HI}}$）の中央値に関して、合唱銀河のHI含有量を定量化します。合唱銀河のHI質量分率は、HI-から$-1.4\leq\Deltaf_{\textrm{HI}}\textrm{[dex]}\leq0.7$の範囲のHIPASS中央値の周りに分散していることがわかります。HI欠損銀河体制への過剰。HI過剰/HI不足銀河には、HIPASS中央値に対して予想されるHI含有量の2.5倍以上/以下が含まれています。合唱団の環境処理は、潮汐ストリッピングと銀河の合体によって行われることを示し、議論します。私たちの分析は、銀河の合体がHIの強化に寄与する一方で、潮汐ストリッピングがHIの喪失に寄与することを示唆しています。合唱銀河の中赤外線特性を調べると、9つの合唱銀河でのみ環境処理が可能であることがわかります。これは、環境処理が中赤外線特性よりもHIコンテンツで認識されやすいことを示しています。さらに、環境処理は、それらが孤立しているか、宇宙のウェブフィラメントなどのより密度の高い構造に近接しているかにかかわらず、地球環境に関係なく合唱団で発生することがわかります。合唱団の進化の可能なシナリオを、HIの内容、速度分散、交差時間、および地球環境を考慮して調査します。大多数の合唱団グループにとって最も可能性の高い進化は、メンバーが複数のHIに富む合併を受けるにつれて、よりコンパクトになることであると結論付けています。
ハブフィラメントシステムの形成G33.92 + 0.11：重力、速度、磁場間の局所的な相互作用
| Title |
Formation_of_the_Hub-Filament_System_G33.92+0.11:_Local_Interplay_between_Gravity,_Velocity,_and_Magnetic_Field |
| Authors |
Jia-Wei_Wang,_Patrick_M._Koch,_Roberto_Galv\'an-Madrid,_Shih-Ping_Lai,_Hauyu_Baobab_Liu,_Sheng-Jun_Lin,_Kate_Pattle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01555 |
分子雲でのフィラメントの形成は、星形成の重要なプロセスです。ハブフィラメントシステム（HFS）は、パーセクスケールのフィラメントとプロトクラスターを接続する移行段階です。HFSの起源を理解することは、星形成が雲からコアにどのように進行するかを明らかにするために重要です。ここでは、大規模なHFSG33.92+0.11に向けたJCMTPOL-2850$\mu$m偏光とIRAM30-mC$^{18}$O（2-1）線観測を報告します。850$\mu$mの連続体マップは、G33.92+0.11の中心に収束する4つの主要なフィラメントと、局所的な強度のピークで主要なフィラメントに接続する多数の短いフィラメントを示しています。フィラメントの局所的な配向、磁場、重力、および速度勾配を観測から推定し、それらの局所的な特性に基づいてそれらの相関関係を調べます。高密度領域では、我々の分析は、フィラメントが磁場と局所重力と整列する傾向があることを示しています。低密度領域では、フィラメントは依然として局所重力と整列する傾向がありますが、局所速度勾配は磁場と局所重力の両方に垂直になる傾向があることがわかります。グローバルビリアル分析は、重力エネルギーが全体的に磁気エネルギーと運動エネルギーを支配していることを示唆しています。ローカルとグローバルの側面を組み合わせて、G33.92+0.11の形成は主に重力によって駆動され、内側の密な中心に向かう途中で主要なフィラメントと磁場を引きずって整列させると結論付けます。外側の拡散領域の局所的な速度勾配によって追跡されると、周囲のガスが直接または短いフィラメントを介して主要なフィラメントに付着する可能性があります。
進化した星の大気を模倣した実験室条件下でのシリコンと水素の化学
| Title |
Silicon_and_hydrogen_chemistry_under_laboratory_conditions_mimicking_the_atmosphere_of_evolved_stars |
| Authors |
Mario_Accolla,_Gonzalo_Santoro,_Pablo_Merino,_Lidia_Mart\'inez,_Guillermo_Tajuelo-Castilla,_Luis_V\'azquez,_Jes\'us_M._Sobrado,_Marcelino_Ag\'undez,_Miguel_Jim\'enez-Redondo,_V\'ictor_J._Herrero,_Isabel_Tanarro,_Jos\'e_Cernicharo,_Jos\'e_\'Angel_Mart\'in-Gago |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01581 |
シリコンは星間塵粒、隕石、小惑星に存在し、これまでに、シランやシラン誘導体を含む、後期型の星や分子雲に向かう気相で13個のシリコン含有分子が検出されています。この研究では、進化した星の大気中のものを模倣した物理的条件下での原子状シリコンと水素の間の相互作用を実験的に研究しました。Si、H、H$_2$の化学的性質により、シラン（SiH$_4$）、ジシラン（Si$_2$H$_6$）、アモルファス水素化シリコン（a-Si：H）粒子が効率的に生成されることがわかりました。シランは炭素が豊富な星IRC\、+10216に向かって確実に検出されていますが、ジシランはまだ宇宙で検出されていません。したがって、我々の結果に基づいて、原子SiとHおよびH$_2$との気相反応は、SiH$_4$の総量への寄与は低いかもしれないが、Cに富むAGBにおけるシランのもっともらしい供給源であると提案する。ダスト粒子の表面での触媒反応による提案された形成経路と比較して。さらに、生成されたa-Si：Hダスト類似体は、500Kを超える温度でSiH$_4$とSi$_2$H$_6$に分解し、進化した星の周りのエンベロープでこれらの種が形成される追加のメカニズムを示唆しています。また、これらのダスト類似体を水蒸気にさらすと、SiH部分を犠牲にしてSi-O-SiおよびSi-OH基に酸素が取り込まれることもわかりました。これは、このタイプの粒子が星間物質の場合、それらはおそらく、ダスト粒子の表面を覆っている水氷との相互作用によってケイ酸塩に処理されます。
L1287のVLAアンモニア観測：「ギター」コアと2つのフィラメントの分析
| Title |
VLA_ammonia_observations_of_L1287:_analysis_of_the_"Guitar"_core_and_two_filaments |
| Authors |
Inma_Sep\'ulveda_(1),_Robert_Estalella_(1),_Guillem_Anglada_(2),_Rosario_L\'opez_(1),_Angels_Riera_(3),_Gemma_Busquet_(4_and_5),_Aina_Palau_(6),_Jos\'e_M._Torrelles_(4_and_5),_Luis_F._Rodr\'iguez_(6)_((1)_Departament_de_F\'isica_Qu\`antica_i_Astrof\'isica,_Institut_de_Ci\`encies_del_Cosmos,_Universitat_de_Barcelona_(IEEC-UB),_(2)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Andaluc\'ia,_CSIC,_(3)_Departament_de_F\'isica_i_Enginyeria_Nuclear,_Universitat_Polit\`ecnica_de_Catalunya,_(4)_Institut_de_Ci\`encies_de_l'Espai_(ICE,_CSIC),_(5)_Institut_d'Estudis_Espacials_de_Catalunya_(IEEC),_(6)_Instituto_de_Radioastronom\'ia_y_Astrof\'isica,_Universidad_Nacional_Aut\'onoma_de_M\'exico) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01651 |
現在の研究は、分子雲LDN1287（L1287）の高密度ガスを研究することを目的としています。これは、二重FUオリシステム、エネルギー分子の流出、および深く埋め込まれた低質量の若い恒星状天体のまだ形成されているクラスターを含み、高レベルの断片化。光学Halphaと[SII]、およびVLANH$_3$（1,1）と（2,2）の観測を角度分解能〜3.5''で提示します。観測されたNH$_3$スペクトルは、HfSツールを使用して分析され、3つの異なる速度成分を同時にフィッティングしました。L1287からのNH$_3$放出は、4つの異なる構造から発生します。RNO1に関連付けられたコア、ギター型のコア（「ギター」）、およびバイナリFUOriにほぼ中心がある2つのインターレースフィラメント（青と赤のフィラメント）です。システムRNO1B/Cおよびそれに関連するクラスター。ギターコアに関しては、約2.1$M_\odot$と推定されている中央の塊へのガスの落下の明確な兆候があります。2つのフィラメントに関しては、半径が約0.03pc、単位長さあたりの質量が約50$M_\odot$pc$^{-1}$であり、等温平衡に近い状態です。おそらく流出に関連し、Halphaと[SII]の放出によって追跡された中央の空洞が特定され、その内壁の近くにいくつかの若い恒星状天体があります。両方のフィラメントは、クラスターの1つまたは複数の若い恒星状天体によって駆動される流出の高速ガスによる摂動の明らかな兆候を示しています。青と赤のフィラメントは速度がコヒーレントであり、埋め込まれたソースの位置を除いて、ほぼ亜音速のガス運動をします。ブルーフィラメント全体の速度勾配は、フィラメントへの物質の落下または回転として解釈できます。フィラメントに沿った速度勾配は、両方のフィラメントの交差点で重力井戸に向かう落下運動として解釈されます。
| Title |
Secular_Dynamics_around_a_Supermassive_Black_Hole_via_Multipole_Expansion |
| Authors |
Jean-Baptiste_Fouvry_and_Walter_Dehnen_and_Scott_Tremaine_and_Ben_Bar-Or |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01673 |
銀河核では、重力ポテンシャルは中央の超大質量ブラックホールによって支配されているため、星は準ケプラーの軌道をたどります。これらの軌道は、他の星からの重力によって歪められ、長期的な軌道緩和につながります。中央のブラックホールによって課せられる速い軌道運動は非常に小さなタイムステップを必要とするため、これらのプロセスの直接的な数値研究は困難です。基礎となるケプラーの軌道に沿って星を塗りつぶすという経年近似の範囲内で、星間のペアワイズ相互作用の多重極展開により、軌道パラメーターの長期的な進化を調査するための効率的な数値コードが生成されます。これらの新しいシミュレーションは、経年ダイナミクスの分析計算によって得られた恒星の奇行の拡散係数を正確に回復します。現在の方法の計算の複雑さは、星の総数に比例して変化するので、中心質量によって支配される自己重力システムの長期的な進化を研究することは有用であることがわかるはずです。
テラヘルツウォーターメーザー：II。星周流出に向けたさらなるSOFIA / GREAT検出、およびマルチトランジション分析
| Title |
Terahertz_Water_Masers:_II._Further_SOFIA/GREAT_Detections_toward_Circumstellar_Outflows,_and_a_Multitransition_Analysis |
| Authors |
David_A._Neufeld_(JHU),_Karl_M._Menten_(MPIfR),_Carlos_Dur\'an_(MPIfR,_ESO),_Rolf_G\"usten_(MPIfR),_Michael_J._Kaufman_(SJSU),_Alex_Kraus_(MPIfR),_Parichay_Mazumdar_(MPIfR),_Gary_J._Melnick_(CfA),_Gisela_Ortiz-Leon_(MPIfR),_Helmut_Wiesemeyer_(MPIfR),_and_Friedrich_Wyrowski_(MPIfR) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01807 |
2017年に報告されたテラヘルツ水メーザーの発見に続いて、1THzを超える周波数での水メーザー放射のさらに2つの検出を報告します。SOFIAのGREAT機器を使用して、1.296411THz$8_{27}-7_{34}$遷移で、酸素が豊富な2つの追加の進化星、オミクロンセティ（ミラ）とRクラテリスへの水の放出を検出し、オリオン座U星からの1.296テラヘルツ線放射の上限。これらの3つのソースに向けて、および1.296THzライン放射が以前に報告された赤色超巨星VYCanisMajoraeに向けて、APEX12m望遠鏡と22を使用して、いくつかの低周波（サブ）ミリメートルの水柱遷移も観測しました。Effelsberg100m望遠鏡を使用したGHz遷移。単純なモデルを使用して、それによって得られたマルチトランジションデータを分析しました。これらの4つの情報源とうみへび座W星の質量損失率の以前の独立した文献推定を採用して、非常に狭い範囲の水量を推測します：$n（{\rmH}_2）/n（{\rmH_2O}）=1.4-2.5\times10^{-4}$。oCet、VYCMa、およびWHyaの場合、モデルは、メーザーラインフラックスを一般的な係数$\sim1.6〜3$以内に予測することに成功しています。RCrtおよびUOriの場合、モデルはあまり成功せず、典型的な線束予測は観測値の1桁上または下にあります。メーザー増幅の指数関数的な性質を考えると、そのような不一致はおそらく驚くべきことではありません。
この記事の最初の部分では、空間密度と重力ポテンシャルの間の関係の決定に関連する方法論の3つの基本的な側面を拡張します。これらは、異なる質量密度の凝集に特化できます。結果として、ゼロのない正方対称行列の対角要素の一般的な関係を取得し、いくつかの異なる質量密度構成を表すのに適した重力ポテンシャルの式を提供し、aの半軸の関係を決定します。回転楕円体の質量密度、体積密度、および半径の関数としての3軸回転楕円体の質量分布。この原稿の第2部では、第1部で開発したツールを使用して、暗黒物質の回転への適合を通じて、UGC8490とUGC9753の暗黒物質ハローの質量密度の内容と内部およびグローバル構造を分析します。3軸の球状暗黒物質の質量構成を想定した2つの銀河の曲線。NavarroFrenkとWhite、Burkert、DiCintio、Einasto、Stadelの暗黒物質モデルを採用し、コアのBurkertとcuspyDiCintioとNavarroFrenkとWhiteの内向き暗黒物質の分布の両方が観測データを等しくよく表すことができることを取得しました。UGC8490およびUGC9753の偏平球形暗黒物質質量密度構成。後者の結果は、対応するバリオン成分に対して、分析された各銀河の暗黒物質ハローによって及ぼされる重力トルクの推定によって確認されます。
LMCX-3のMessungder Masse des Schwarzen Loches（LMC X-3のブラックホールの質量の測定）
| Title |
Messung_der_Masse_des_Schwarzen_Loches_in_LMC_X-3_(Measuring_the_mass_of_the_black_hole_in_LMC_X-3) |
| Authors |
Dominik_Gr\"aff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01230 |
質量が大きいため、X線連星システムLMCX-3は、ブラックホールをホストする連星システムの候補です。この作業の目的は、このブラックホールの質量とシステムの軌道傾斜角を決定することです。そのため、2007年10月20日から2013年12月13日までの間に記録されたチリのラシラにあるMPI/ESO2.2m望遠鏡のGROND機器からのデータを分析しました。エドワードL.ロビンソンのプログラム「XRbinary」を使用して、データを記述し、ブラックホールの質量とバイナリシステムの軌道傾斜角を反転させました。ブラックホールの質量は（$7.15\pm0.65$）太陽質量に、傾斜は（$68^{+2}_{-3}$）度に決定されました。これらの2つの量から、LMCX-3のブラックホールの回転に関する推定値を導き出すことができ、X線連星のブラックホールの質量分布を拡張することができます。
大規模なブラックホール連星システムとNANOGrav12。5年の結果
| Title |
Massive_black_hole_binary_systems_and_the_NANOGrav_12.5_year_results |
| Authors |
Hannah_Middleton,_Alberto_Sesana,_Siyuan_Chen,_Alberto_Vecchio,_Walter_Del_Pozzo,_Pablo_A._Rosado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01246 |
重力波のための北米ナノヘルツ天文台（NANOGrav）は最近、パルサーの配列全体に共通の確率的信号が存在する証拠を報告しました。この信号の起源はまだ不明です。可能性の1つは、$\sim1-10\、{\rmnHz}$周波数領域の確率的重力波バックグラウンド（SGWB）が原因である可能性があります。NANOGravの観測結果を額面通りにとると、この信号は、現在の理論モデルによって予測された、スパイラル内の巨大ブラックホール連星（MBHB）の未解決の集団によって生成されたSGWBと完全に一致することを示します。天体物理学的に不可知論的なモデルを検討すると、MBHBの合併率は$10^{-11}-2$$\mathrm{Mpc}^{-3}\、\mathrm{Gyr}^{-1}の範囲に緩く制約されていることがわかります。$。銀河ペアリングの割合とMBHバルジのスケーリング関係からの追加の制約を含めると、MBHBの合併率は$10^{-5}-5\times10^{-4}$$\mathrm{Mpc}^{-3}\であることがわかります。、\mathrm{Gyr}^{-1}$、MBHB合併のタイムスケールは$\le3\、\mathrm{Gyr}$であり、$M_\mathrm{BH}-M_\mathrm{bulgeのノルム}$関係$\ge1.2\times10^{8}\、M_\odot$（すべての間隔は90\％の信頼度で引用）。MBHBアセンブリの天体物理学的詳細に関係なく、この結果は、十分に大きなブラックホールの集団がペアになり、バイナリを形成し、ハッブル時間内にマージすることを意味します。
内側の磁化されたディスクの小規模な噴火からのコンパクトなバイナリのQPO
| Title |
QPOs_in_compact_binaries_from_small_scale_eruptions_in_an_inner_magnetized_disk |
| Authors |
Nicolas_Scepi,_Mitchell_C._Begelman_and_Jason_Dexter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01271 |
Dwarfnov\ae\（DNe）および低質量X線連星（LMXB）は、数年から数秒未満までの時間スケールで変動を示すコンパクトなバイナリです。ここでは、外側の標準ディスクと内側の磁化ディスクで構成されるハイブリッドディスクを使用したDNeの月ごとの噴火に関する最近の研究の枠組みに従って、DNeの急激な変動の一部を説明することに焦点を当てます。DNeの毎月の噴火の原因であるイオン化の不安定性が、内側の磁化されたディスクでも機能することを示します。内側の磁化されたディスクの密度が低く、降着の時間スケールが速いことを考えると、イオン化の不安定性により、内側のディスク内を前後に伝播する小さくて急速な加熱および冷却フロントが生成されます。これにより、1000ドル程度の周期の準周期的振動（QPO）が発生します。私たちのモデルの強力な予測は、これらのQPOは、静止状態または爆発の開始/終了時にのみ発生する可能性があるということです。これらの急激な変動は、DNeですでに観測されているQPOのサブクラスと、LMXBでまだ観測されていないQPOのサブクラスを説明している可能性があることを提案します。また、放射圧の不安定性がLMXBのタイプBQPOに関連している可能性を推定します。
| Title |
Swift_X-ray_Follow-Up_Observations_of_Gravitational_Wave_and_High-Energy_Neutrino_Coincident_Signals |
| Authors |
Azadeh_Keivani,_Jamie_A._Kennea,_Phil_A._Evans,_Aaron_Tohuvavohu,_Riki_Rapisura,_Stefan_Countryman,_Imre_Bartos,_Zsuzsa_Marka,_Doga_Veske,_Szabolcs_Marka,_Derek_B._Fox |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01319 |
重力波と高エネルギーニュートリノイベントの電磁観測は、それらの天体物理学源の物理学を理解する上で重要です。X線の対応物は、ジェットの物理学、流出のエネルギー、およびシステム内の粒子加速メカニズムの研究に特に役立ちます。ニールゲーレルスウィフト天文台は、LIGO/Virgoの3回目の観測中に発生した、共同重力波と高エネルギーニュートリノ同時発生イベントに対応するX線の迅速な検索を提示します。Swiftは、LIGOによってトリガーされた後、IceCubeニュートリノ天文台によってリアルタイムで生成された3つのかなりの（p値<1％）共同重力波と高エネルギーニュートリノ同時アラートについて、重力波とニュートリノエラー領域の重複を観測しました。/Virgo重力波の公開アラート。検索では、対応するX線が重力波と高エネルギーニュートリノの同時発生イベントのいずれにも関連付けられませんでしたが、これらのアラートのフォローアップにより、重力波のスカイマップとニュートリノのエラーの間の領域をカバーするタイリング手法が大幅に改善されました。地域、将来の潜在的な発見に備えてリアルタイムシステムを準備します。各フォローアップ手順の詳細、各検索の結果、および今後の検索の計画について説明します。
高速電波バースト：リピーターと非リピーターは統計的に類似したアンサンブルで発生しますか
| Title |
Fast_radio_bursts:_do_repeaters_and_non-repeaters_originate_in_statistically_similar_ensembles |
| Authors |
Xiang-Han_Cui,_Cheng-Min_Zhang,_Shuang-Qiang_Wang,_Jian-Wei_Zhang,_Di_Li,_Bo_Peng,_Wei-Wei_Zhu,_Na_Wang,_Richard_Strom,_Chang-Qing_Ye,_De-Hua_Wang,_Yi-Yan_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01339 |
高速電波バースト（FRB）は、数ミリ秒続く短くて強い電波パルスです。その後、それらは、ほとんどの場合、宇宙論的な距離にある未知の物体から発せられるものとして識別されます。現在、100を超えるFRBが検証されており、2つのグループに分類されています。繰り返しバースト（20サンプル）と明らかに非繰り返しバースト（91サンプル）です。しかし、それらの起源はまだ熱く議論されています。ここでは、アンダーソン-ダーリング（A-D）検定とマン-ホイットニー-ウィルコクソン（M-W-W）検定を使用して、2つのサンプルグループの統計的分類を調査し、非反復FRBと反復FRBの起源が異なるかどうかを確認します。まず、パルス幅を統計的バリアントとして採用することにより、全体のデータと非反復グループはガウス分布に従うものの、繰り返しサンプルはガウス統計量に従わないことがわかりました（カイ2乗分布に属する可能性があります）。一方、2つのグループ間の統計的差異を調査するために、M-W-Wテストに目を向けると、2つの分布の起源が異なることがわかります。次に、FRBの電波光度を統計的バリアントと見なし、M-W-Wテストでは起源が異なりますが、サンプルの両方のグループがA-Dテストではガウス分布と見なすことができることを確認します。したがって、統計的には、リピーターと非リピーターの両方の分類が妥当である、2つのFRBクラスの起源が異なる、またはそれぞれが異なるフェーズを経験したか、独自の物理的プロセスの対象であると結論付けることができます。
Jansky超大型アレイで観測された銀河中心の電波明るいゾーンにおけるコンパクトな電波変数と過渡現象の集団
| Title |
A_population_of_compact_radio_variables_and_transients_in_the_radio_bright_zone_at_the_Galactic_center_observed_with_the_Jansky_Very_Large_Array |
| Authors |
Jun-Hui_Zhao,_Mark_R._Morris_and_W._M._Goss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01368 |
2014年と2019年の複数のエポックで5.5GHzでの高解像度観測から得られたJVLAデータを使用して、銀河中心の電波明るいゾーンで電波変数と過渡現象の母集団を検出しました。0.4秒角の角度分解能で180分角$^2$の空の領域をカバーする観測で、$<1$秒角のサイズの110個の銀河中心コンパクトラジオ（GCCR）ソースの新しい検出を報告します。GCCRの磁束密度は70$\mu$Jyを超え、少なくとも10$\sigma$の有意性があります。これらのソースのうち、82は可変または一時的であり、28は非可変です。それらの約10\％は銀河系外の背景源であると予想されます。検出されたソースの天体物理学的性質の可能性について説明します。通常のパルサー（NP）とミリ秒パルサー（MSP）の銀河円盤（GD）の母集団と比較すると、GCCRの大部分（80\％）は、外挿すると、パルサー分布の高フラックス密度テール内にあるように見えます。銀河円盤のNPのサンプルから。ただし、GD母集団から推定されたMSPは弱すぎて、検出されたGCCR母集団に大きく貢献できませんでした。また、チャンドラX線カタログのX線源とGCCRを相互相関させたところ、42個のGCCRに対応するX線候補があることがわかりました。X線に対応するGCCRのほとんどは、ブラックホールまたは中性子星のいずれかのコンパクトオブジェクトを使用してX線連星から発射された未解決またはわずかに解決されたラジオジェットに関連付けられている可能性があります。
重い二重中性子星：誕生、中年、そして死
| Title |
Heavy_double_neutron_stars:_birth,_mid-life_and_death |
| Authors |
Shanika_Galaudage,_Christian_Adamcewicz,_Xing-Jiang_Zhu,_Eric_Thrane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01495 |
電波パルサー観測は銀河系二重中性子星（DNS）システムの寿命を調査し、重力波は銀河系外のDNSを最後の瞬間に研究することを可能にします。電波天文学と重力波天文学の測定値を組み合わせることで、形成から合併までのDNSをより完全に理解することを目指しています。最近の重力波バイナリ中性子星合体GW170817とGW190425を、電波天文学で知られている他のDNSのコンテキストで分析します。DNSの誕生と進化のモデルを採用することにより、誕生時、中年期（ラジオ）、および死亡時（重力波）のDNSの質量分布を測定します。高質量重力波イベントGW190425は、不安定なケースのBB物質移動によって形成された部分母集団の一部であり、$\sim10-100〜\mathrm{Myr}$にすばやくマージされるという仮説を検討します。この仮説を裏付ける穏やかな証拠が見つかり、GW190425は以前に主張されたように無線集団からの明確な外れ値ではありません。高速にマージされるバイナリがある場合、それらは誕生時にDNSの$8-79\％$を構成すると推定されます（90％の信頼性）。高速マージバイナリの誕生から消滅までの一般的な遅延時間は、$\approx5-401〜\mathrm{Myr}$（90％の信頼性）と推定されます。ラジオと重力波天文学への影響について議論します。
見知らぬ星モデルのパルサーグリッチ。 II。アクティビティ
| Title |
Pulsar_glitches_in_a_strangeon_star_model._II._The_activity |
| Authors |
Weihua_Wang,_Xiaoyu_Lai,_Enping_Zhou,_Jiguang_Lu,_Xiaoping_Zheng,_Renxin_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01496 |
グリッチはパルサーの内部への有用なプローブであると思われますが、根底にある物理学は不可解なままです。グリッチ活動は、従来の中性子星モデルにおける地殻慣性モーメントの下限を反映している可能性があります。それにもかかわらず、その統計的特徴は、ここで焦点を当てているストレンジンスターモデルでも再現できます。固体のストレンジン星モデルのスタークエイクの枠組みの下で、通常の電波パルサーのグリッチ活動を定式化します。ストレンジン物質のせん断弾性率は、$\mu\simeq3\times10^{34}〜\rmerg/cm^{3}$、前の作業と一致します。それにもかかわらず、統計的観測を実現するには、グリッチ間隔中に蓄積された扁平率の約10倍のシフトが必要です。2つの急速に進化するパルサー（かにパルサーとPSRB0540-69）の典型的なグリッチサイズが、ベラパルサーよりも約2桁小さく、供給できる扁平率の変化よりも大幅に小さいという事実は、おそらくパルサーが若いと、扁平率の変化の一部が緩和されます。解放されていない扁平率とストレスは、次の進化の代償として緩和する可能性があります。かにパルサーの小さなグリッチサイズと低いグリッチ活動は、この現象論的モデルで同時に説明することができます。最後に、典型的なグリッチの場合、エネルギー放出は$\DeltaE\sim2.4\times10^{40}〜\rmerg$および$\DeltaE\sim4.2\times10^{41}〜\rmerg$になります。$\Delta\nu/\nu\sim10^{-6}$（ベラのような）と$\sim10^{-8}$（カニのような）のサイズ。今後のSKAは、エネルギー放出と、減少した回復係数$Q/|\dot\nu|^{1/2}$と$\Delta\nu/\nu$の間のべき乗則の関係を通じてこのモデルをテストする可能性があります。
近くの潮汐破壊現象AT2019qizの初期進化における高速鉄低イオン化流出の発見
| Title |
Discovery_of_a_Fast_Iron_Low-ionization_Outflow_in_the_Early_Evolution_of_the_Nearby_Tidal_Disruption_Event_AT2019qiz |
| Authors |
Tiara_Hung,_Ryan_J._Foley,_S._Veilleux,_S._B._Cenko,_Jane_L._Dai,_Katie_Auchettl,_Thomas_G._Brink,_Georgios_Dimitriadis,_Alexei_V._Filippenko,_S._Gezari,_Thomas_W.-S._Holoien,_Charles_D._Kilpatrick,_Brenna_Mockler,_Anthony_L._Piro,_Enrico_Ramirez-Ruiz,_C\'esar_Rojas-Bravo,_Matthew_R._Siebert,_Sjoert_van_Velzen,_and_WeiKang_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01593 |
潮汐破壊現象（TDE）AT2019qizのUVおよび光学測光および分光分析の結果を報告します。私たちの追跡観測は、その光学光が上昇し始めた直後（$\lesssim$10日）に始まり、6か月間続きました。私たちの遅い時間のホスト支配スペクトルは、ホスト銀河が弱いAGNを持っている可能性が高いことを示しています。AT2019qizの初期HSTスペクトルは、TDEで初めて見られる鉄および低イオン化広吸収線（FeLoBAL）システムを示しています。このスペクトルはまた、超高輝度超新星であるGaia16apdのスペクトルと非常によく似ています。私たちの観察は、TDEの流出特性への洞察を提供し、Metzger＆Stone（2016）で最初に示唆されたように、初期段階でTDEとエンジン駆動の超新星との関係の証拠を示しています。50日の時間枠で、AT2019qizのUVスペクトルは、高イオン化BALのみを使用した以前のTDEに類似し始めました。UVスペクトルシグネチャの変化は、流出速度の低下を伴います。これは、$15,000$kms$^{-1}$で始まり、$\sim10,000$kms$^{-1}$に減速しました。H$\alpha$輝線幅の同様の進展は、幅広いバルマー輝線がTDE流出で形成されるという推測をさらに支持します。さらに、AT2019qizの初期のHSTUVスペクトルで、FeLoBALシグネチャに加えて狭い吸収特性を検出します。測定されたHIカラム密度はライマン限界システムに対応しますが、NV、CIV、FeII、MgIIなどの金属吸収線は、ホスト銀河の核周囲ガスと星間物質を探査している可能性があります。
GMRTを使用した南極点望遠鏡SZで選択されたクラスターの低周波電波ハロー調査
| Title |
A_low-frequency_radio_halo_survey_of_the_South_Pole_Telescope_SZ-selected_clusters_with_the_GMRT |
| Authors |
Ramij_Raja,_Majidul_Rahaman,_Abhirup_Datta,_Reinout_J._van_Weeren,_Huib_T._Intema,_and_Surajit_Paul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01652 |
銀河団ガス（ICM）内の非熱電子と大規模磁場の存在は、メガパーセク（Mpc）スケールの拡散放射光放射光の検出を通じて知られています。過去10年間で、新しい拡散電波源の発見に大きな進歩が見られましたが、調査のほとんどは、大規模な低赤方偏移クラスターに限定されています。この作業では、巨大メートル波電波望遠鏡（GMRT）を使用して、325MHzでの拡散電波放射を求めて赤方偏移$z>0.3$のクラスターを探索します。このキャンペーンにより、以前に報告された2つの新しい無線ハロー（SPT-CLJ0013-4906およびSPT-CLJ0304-4401）と、他の2つの検出（SPT-CLJ2031-4037およびSPT-CLJ2248-4431）が発見されました。（325MHzで）文献にあります。さらに、サンプルの1つのクラスターでハロー候補を検出し、ハローの上限は、拡散放出が検出されない8つのクラスターに配置されています。$P_{1.4}-L_\mathrm{X}$平面では、検出されたハローは観測された相関に従いますが、上限は相関線より上にあり、高感度の観測で将来検出される可能性を示しています。
赤と青のクエーサーからのラジオの大音量からラジオの静かな進化の証拠
赤と青の準恒星オブジェクト（QSO）に関する最近の研究では、活動銀河の母集団のサブセットがラジオが静かな状態になります。無線静音フェーズでは時間発展が1桁以上遅くなるため、赤と青のQSOの数は、無線ラウドネスの無線静音範囲の両端で互いに近づきます。代わりに、ほとんどのラジオラウドフェーズの急速な時間発展により、数値は類似していますが、遠方のラジオラウドエンドでは低くなります。代わりに、ラジオのラウドネスの中間点で、赤と青のQSOの違いが最大値を示します。これは、降着によってブラックホールが急速にスピンダウンし、その後、ゆっくりとスピンアップするためです。観測のこれらの基本的な特徴を回復することは、ラジオのラウドネスから離れて急速に進化し、ラジオが静かな状態でゆっくりと進化する証拠です。
| Title |
Cosmic_rays,_neutrinos_and_GeV-TeV_gamma_rays_from_Starburst_Galaxy_NGC_4945 |
| Authors |
E._Aguilar-Ruiz,_N._Fraija,_Jagdish_C._Joshi,_A._Galvan-Gamez_and_J.A._de_Diego |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01847 |
高エネルギー天体物理ニュートリノと超高エネルギー宇宙線（UHECR）の検出は、宇宙線の発生源を探索するための新しい方法を提供します。IC35としてタグ付けされたIceCubeによって検出された最も高いエネルギーのニュートリノイベントの1つは、ピエールオージェ天文台によって検出されたUHECRの異方性領域の近くにあります。最近、ピエールオージェの共同研究により、近くのスターバースト銀河（SBG）が$\rm4\sigma$の信頼水準でUHECR信号の形態を再現できることが示されました。近くのSBGであるNGC4945は、この異方性領域に近く、IC35イベントの平均角度誤差の内側にあります。NGC4945のSB領域にある極超新星を考えます。これは、陽子を$\sim10^{17}\、\rmeV$まで加速し、それらを星間物質に注入することができます。これらの陽子とSB領域のガス密度との相互作用が、フェルミ-LATガンマ線観測を説明できることを示します。このソースの10年間での推定PeVニュートリノイベントは約0.32であり、これはIC35がこのSBGの中央領域で生成されていないことを示しています。最後に、NGC4945の超風領域を検討し、宇宙線陽子がUHEまで加速できないことを示します。したがって、私たちのシナリオでは、UHECRへのNGC4945の寄与はごくわずかです。
流体力学的メッシュレス法における冗長なペアワイズ相互作用の数の削減
| Title |
Reducing_the_number_of_redundant_pair-wise_interactions_in_hydrodynamic_meshless_methods |
| Authors |
Isaac_Alonso_Asensio_and_Claudio_Dalla_Vecchia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01227 |
隣接する解像度要素（粒子）との物理的相互作用を計算する広く使用されているラグランジュ数値コードは、粒子のペア間の相互作用の計算を複製します。冗長な計算の数を減らすアルゴリズムを開発しました。このアルゴリズムは、ハッシュ関数を使用して、すでに計算された相互作用と最終的な衝突にフラグを立てます。ハッシュの結果は2つのキャッシュに保存されます。キャッシュメモリの使用量を制限することなく、重複する計算をすべて回避でき、2倍の高速化を実現します。キャッシュサイズ（ビット単位）を隣接する粒子の一般的な数の2倍に制限することで、冗長な計算の70％を回避でき、ほぼ35％のスピードアップが得られることを示します。
| Title |
Classification_of_Periodic_Variable_Stars_with_Novel_Cyclic-Permutation_Invariant_Neural_Networks |
| Authors |
Keming_Zhang,_Joshua_S._Bloom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01243 |
ニューラルネットワーク（NN）は、最先端の機能エンジニアリングや周期的変光星のランダムフォレスト（RF）分類に対して競合することが示されています。NNを利用した以前の研究では、複数サイクルの時系列を単一のサイクルに折りたたむことで周期性を利用していましたが、時空間から位相空間へと、ネットワーク予測という事実を利用したアプローチはこれまでありませんでした。ピリオドフォールドシーケンスの初期フェーズに対して不変である必要があります。初期段階は変動の物理的起源に対して外因性であるため、除外する必要があります。ここでは、巡回置換不変ネットワークを紹介します。これは、「対称パディング」を使用して実装する極座標畳み込みによって位相シフトに対する不変性が保証される新しいクラスのNNです。変光星の光度曲線の3つの異なるデータセット全体で、巡回置換不変ネットワークの2つの実装（iTCNとiResNet）が、不変でないベースラインを一貫して上回り、全体的なエラー率を4％から22％削減することを示します。同じデータを使用した最近の研究でのRNN/RF精度70.5％/89.5％と比較して、10クラスのOGLE-IIIサンプルで、iTCN/iResNetはクラスあたりの平均精度93.4％/93.3％を達成しています。天文学以外のベンチマークで改善が見られたので、ここで紹介した方法論は、物理的な対称性のために周期的なデータが豊富にある幅広い科学分野にも適用できるはずです。
| Title |
Inpainting_CMB_using_Partial_Convolutional_Neural_Networks |
| Authors |
Gabriele_Montefalcone,_Maximilian_H._Abitbol,_Darsh_Kodwani,_R.D.P._Grumitt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01433 |
宇宙マイクロ波背景放射のマスクされた画像を修復できる部分畳み込みニューラルネットワーク（PCNN）の新しいアプリケーションを紹介します。ネットワークは、画像領域の最大10％をカバーする円形および不規則な形状のマスクに対して、マップとパワースペクトルの両方を数パーセントまで再構築できます。コルモゴロフ-スミルノフ検定を実行することにより、再構築されたマップとパワースペクトルが、99.9％レベルで入力マップとパワースペクトルと区別できないことを示します。さらに、PCNNが通常のマスクと不規則なマスクで同じ精度でマップを修復できることを示します。これは、銀河系の前景などの天体物理学的ソースに由来するCMBの不規則なマスクを塗りつぶすのに特に有益です。この論文で示された概念実証アプリケーションは、PCNNが宇宙論のデータ分析パイプラインにおける重要なツールになり得ることを示しています。
Starlink LEODarksat衛星の光からNIRへのマグニチュード測定と暗くする処理の有効性
| Title |
Optical_to_NIR_magnitude_measurements_of_the_Starlink_LEO_Darksat_satellite_and_effectiveness_of_the_darkening_treatment |
| Authors |
J._Tregloan-Reed,_A._Otarola,_E._Unda-Sanzana,_B_Haeussler,_F._Gaete,_J._P._Colque,_C._Gonz\'alez-Fern\'andez,_J._Anais,_V._Molina,_R._Gonz\'alez,_E._Ortiz,_S._Mieske,_S._Brillant,_J._P._Anderson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01820 |
StarlinkのLEO通信衛星であるDarksatとSTARLINK-1113の4つの観測が、2つの望遠鏡で2夜にわたって行われました。Ckoirama天文台（チリ）のChakana0.6\、m望遠鏡は、2020-03-05（UTC）と2020-03-07（UTC）の両方の衛星をSloan{\itr'}とSloan{\itを使用して観測しました。それぞれi'}フィルター。天文学のためのESO可視および赤外線調査望遠鏡（VISTA）4.0\、m望遠鏡とVISTA赤外線カメラ（VIRCAM）は、NIRで2020/03/05（UTC）と2020/03/07（UTC）の両方の衛星を観測しました{それぞれ\itJ}バンドとNIR{\itKs}バンド。Darksat画像のキャリブレーション、画像処理、および分析により、550\の範囲にスケーリングすると、r〜5.6\、mag、i〜5.0\、mag、J〜4.2\、mag、およびKs〜4.0\、magが得られます。km（気団$=1$）で、太陽の入射と観測者の位相角を補正しました。比較すると、STARLINK-1113画像は、範囲、太陽入射、および観測者の位相角を補正すると、r〜4.9\、mag、i〜4.4\、mag、J〜3.8\、mag、およびKs〜3.6\、magを示します。この作業で提示されたデータと結果は、StarlinkforDarksatで使用されている特別な暗色コーティングにより、スローン{\itr'}の大きさが50\、\％、スローン{\iti'}の大きさが42\、\％、NIRJの大きさは32\、\％、NIRKsの大きさは28\、\％。結果は、両方の衛星が波長の増加とともに反射輝度が増加し、暗くなる処理の有効性がより長い波長で減少することを示しています。これは、Starlinkおよび他のLEO衛星オペレーターによって開発されている緩和戦略が、光学/可視だけでなく、他の波長を考慮する必要があることを示しています。この作業は、多くの異なるLEO衛星の多波長観測を取得して、それらの反射特性を特徴付け、コミュニティが衝撃シミュレーションを開発し、緩和ツールを開発するのを支援することの継続的な重要性を強調しています。
SOHO / SUMERソーラーディスク観測から得られた静かな太陽水素ライマンα線プロファイル
| Title |
Quiet-Sun_hydrogen_Lyman-alpha_line_profile_derived_from_SOHO/SUMER_solar-disk_observations |
| Authors |
S._Gunar_(1),_P._Schwartz_(2),_J._Koza_(2),_P._Heinzel_(1)_((1)_Astronomical_Institute,_The_Czech_Academy_of_Sciences,_(2)_Astronomical_Institute_of_Slovak_Academy_of_Sciences) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01299 |
水素のライマンαスペクトル線の太陽放射は、プロミネンス、スピキュール、彩層フィブリル、コロナ質量放出のコア、太陽風などの彩層および冠状構造の照明に重要な役割を果たします。さらに、太陽圏、地球の電離層、惑星、衛星、彗星の大気の調査にとっても重要です。最小の太陽活動中の太陽ディスクからのライマンアルファ放射を表す参照クワイエットサンライマンアルファスペクトルプロファイルを導出します。このプロファイルは、彩層および冠状構造の放射伝達モデリングの入射放射境界条件として機能します。ライマン系列の日射量は時間の経過とともに一定ではなく、太陽周期によって大きく変化するため、入射放射のライマン線プロファイル（ライマンα線以上の線）を特定の日付に適合させる方法を提供します。さらに、入射放射の変化が放射伝達モデリングによって生成される合成スペクトルにどのように影響するかを分析します。太陽周期によるライマンαの変動を考慮に入れるために、LISIRD複合ライマンα$インデックスを使用しました。ライマン系列の入射放射の変化が放射伝達モデルの結果に与える影響を推定するために、2Dプロミネンス微細構造モデルを使用しました。入射放射線の変化の影響の分析は、合成スペクトルが入射放射線境界条件の変更によって強く影響を受けることを示しています。太陽円盤からのHアルファ放射は太陽周期によって変化しないという事実にもかかわらず、水素Hアルファ線もかなり影響を受ける可能性があります。
OBAスターIIIのスペクトルにおける超高速ラインプロファイルの変動：A0スター$ \ alpha ^ 2 \、$ CVn、新しい結果
| Title |
Superfast_Line_Profile_Variations_in_the_Spectra_of_OBA_Stars_III:_A0_Star_$\alpha^2\,$CVn,_New_Results |
| Authors |
A.F._Kholtygin,_A._V._Moiseeva,_I_A._Yakunin,_S._Hubrig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01312 |
この研究は、初期型の星のスペクトルにおけるラインプロファイルの超高速変動の研究の続きです。化学的に特異なA0Vp星$\alpha^2\、$CVnのスペクトルのラインプロファイル変動（LPV）は、2020年1月6日、特別天体物理観測所（SAO）の6メートルBTA望遠鏡で実施された観測を使用して調査されます。MSS分光器を備えたロシア科学アカデミー（RAS）。H$_\beta$、Fe\、II、およびCr\、IIラインの定期的な短期周期変動が、$\sim\！$4から$\sim\！$140分の範囲の期間で検出されました。星の磁場は、すべての観測について決定されました。観測期間全体にわたって測定された平均縦磁場成分は約$\約$600\、Gであり、これはよく知られている磁場位相曲線から予想される値に近い値です。
Waldmeier効果を使用した黒点とグループ番号のキャリブレーション
ヴァルトマイヤー効果は、太陽黒点周期の立ち上がり時間が周期の振幅に反比例して変化するという観測です。強い周期は弱い周期よりも速く最大に上昇します。サイクルの形状、したがって立ち上がり時間は、サンスポット数のスケールファクターに依存しないため、Wolfer（1902）およびWaldmeier（1978）によってすでに指摘されているように、スケールファクターの時間による一定性を検証するために使用できます。新しいSILSOサンスポット番号（バージョン2）とグループ番号を使用して分析を現在まで拡張し、スケールファクターが過去250年間大幅に変化していないことを確認します。この効果は、黒点領域、EUV（およびF10.7）プロキシ（地磁気変動の毎日の範囲）、および宇宙線変調でも見られます。その結果、太陽活動は（17世紀？）18世紀、19世紀、20世紀のすべてで同様の高い値に達し、現代のグランドマキシマムがなかったという発見を裏付けています。
原始星の進化の数値シミュレーションによるディスク識別法のテスト
| Title |
Testing_Disk_Identification_Methods_Through_Numerical_Simulations_of_Protostellar_Evolution |
| Authors |
Yusuke_Aso_and_Masahiro_N._Machida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01478 |
星周円盤の半径が、数値シミュレーションの結果を適用した観測で確実に決定できるかどうかをテストします。まず、回転する磁化された球形コアから始まるコア崩壊シミュレーションを実行し、原始星の質量が0.5Msunに達するまで計算を続けます。次に、シミュレーションデータの各セットについて、放射伝達を計算して、合成観測用のデータキューブを生成します。合成観測の空間分解能と速度分解能は、それぞれ0.15秒角（20au）と0.1km/sです。7つの異なるディスク半径を定義します。連続体画像、連続体の可視性、C18Oチャネルマップ、およびC18O位置速度（PV）ダイアグラムを使用して、合成観測から4つの半径が推定されます。他の3つの半径はシミュレーションから取得され、ディスクの回転、落下運動、および原始星の周りの密度のコントラストを使用してディスクを識別します。最後に、全身観測から推定されたディスク半径をシミュレーションから推定されたディスク半径と比較します。PVダイアグラムを使用して定義されたディスク半径は、原始星の質量が視線に対する傾斜角に関係なくM_*>〜0.2Msunより大きい場合に、ケプラーディスクを確実にトレースできることがわかります。さらに、PVダイアグラムは、原始星の進化全体を通して、中心の恒星の質量の正確な推定値を提供します。シミュレーションはまた、星周円盤が進化を通して重力的に不安定になるほど十分に大きいことを示しています。このような不安定なディスクは、同様のタイムスケールで円形またはらせん状の形態を示す可能性があります。
明るいRRcスターTセックスの分光および測光時系列
| Title |
Spectroscopic_and_photometric_time_series_of_the_bright_RRc_star_T_Sex |
| Authors |
J._M._Benk\H{o},_\'A._S\'odor,_A._P\'al |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01574 |
最も明るい北のRRc星の1つであるTセックスに関する分光時系列観測を提示します。さらに、拡張測光データセット、特にTESS宇宙望遠鏡の最近の観測も分析しました。私たちの研究の主な発見は次のとおりです。Tセックスは、宇宙測光が分析されたすべてのRRc星とは異なり、追加の脈動周波数として$0.5f_x$周波数のみを示します。これにより、Tセックスは、宇宙測光から発見されたそのようなまれなRRc星の最初の代表である可能性があります。分光データは、脈動位相を伴うH$\alpha$線の周期的な歪みを示しています。この現象は、こと座RR型変光星では報告されていません。特徴的な線の歪みは、おそらく乱流対流によって引き起こされ、その結果、Tセックスのマクロ乱流速度は典型的なRRab星よりも高くなりました。NaDラインのラインダブリングは、0.37と0.80の脈動フェーズの間に観察されました。この現象の説明は、2つの吸収成分が異なるソースに由来するということです。赤い成分は星の脈動する大気から来ており、青い成分は星間空間から来ています。フェーズ0.438で、NaD線上で発光が検出されました。これは、弱い衝撃波を示している可能性があります。
V772 Cas：食変光星の楕円体HgMn星
| Title |
V772_Cas:_an_ellipsoidal_HgMn_star_in_an_eclipsing_binary |
| Authors |
O._Kochukhov,_C._Johnston,_J._Labadie-Bartz,_S._Shetye,_T.A._Ryabchikova,_A._Tkachenko,_M.E._Shultz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01666 |
後期B型星V772Cas（HD10260）は、以前は、食の連星系における磁気化学的に特異な星のまれな例であると疑われていました。TESS衛星によって得られたこの星の測光観測は、同じ周期での有意な日食外変動を伴う、5.0137dの周期での明確な日食を示しています。高分解能分光法により、V772CasはSB1システムであることが明らかになり、主成分は公転周期より2倍遅く回転し、非磁性HgMnの化学的に特異な星に典型的な化学的特異性を示しています。これは、知られている3番目の食変光星であり、その明るさのために、詳細な追跡調査にアクセスできる化学的に特異な成分を持つ数少ない食変光星の1つです。V772Casで利用可能な測光および分光観測を利用して、PHOEBEコードを使用してこのシステムのモデリングを実行しました。この分析は、コンポーネントの基本的なパラメータを提供し、日食外の明るさの変化が、進化した非同期で回転するプライマリの楕円形によって説明されることを示しました。これは、そのような変動性が明確に特定された最初のHgMn星です。
磁場は、M矮星の内部および大気特性に基本的な役割を果たし、これらの低質量星のハビタブルゾーンを周回する地球型惑星に大きな影響を与えます。恒星表面と拡張された恒星磁気圏の両方での磁場の強さとトポロジーの決定は、恒星と惑星科学を進歩させるための重要な要素です。ここでは、高解像度の強度と偏光スペクトルにおけるゼーマン効果の特徴の解釈に基づく直接診断に重点を置いて、M矮星に適用される磁場測定の最新の方法をレビューします。ゼーマン広がり分析から得られた平均電界強度測定の結果、および分光偏光観測に断層撮影マッピング法を適用することによって推測された全体的な磁気形状に関する情報が要約され、批判的に評価されます。M-矮星磁場の複雑でマルチスケールの性質の新たな理解は、磁場によって変化する電磁流体力学と恒星内部構造の理論モデルの文脈で議論されています。
高度に構造化された光度曲線を持つさらに急速に回転する前主系列M矮星：下部ケンタウルス-核と上部ケンタウルス-ループスの関連における初期調査
| Title |
Even_More_Rapidly_Rotating_Pre-Main_Sequence_M_Dwarfs_with_Highly_Structured_Light_Curves:_An_Initial_Survey_in_the_Lower_Centaurus-Crux_and_Upper_Centaurus-Lupus_Associations |
| Authors |
J._R._Stauffer,_L._M._Rebull,_M._Jardine,_A._Collier_Cameron,_A._M._Cody,_L._A._Hillenbrand,_D._Barrado,_E._Kruse,_B._P._Powell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01839 |
K2を使用して、UpperScoのメンバーの光度曲線を分析しているときに、新しいタイプの周期的な測光変動を最近発見しました（Stauffer\etal\2017）。この新しい変動タイプの23の模範は、すべて中期M矮星であり、自転周期は短い。それらの段階的な光度曲線は、1つまたは複数の広いフラックスディップまたは複数の弧状構造を持っていますが、これらは光球スポットまたは固体による食では説明できません。現在、TESSデータを使用して、Sco-Cenの他の主要セクションであるUpperCentaurus-Lupus（UCL）およびLowerCentaurus-Crux（LCC）でこのタイプの変動を検索しました。同じ光度曲線の形態を持つ28個の星を識別します。このクラスのUpperScoとUCL/LCCの代表者の間には、光度曲線の形態、周期、または変動の振幅に関して明らかな違いはありません。この変動の背後にある物理的メカニズムは不明ですが、考えられる手がかりとして、UCL/LCCで急速に回転するM型矮星は、ゆっくりと回転するM型矮星とはわずかに異なる色を持っていることを示しています。または赤色過剰（暖かいほこり？）。新しく同定された星の1つ（TIC242407571）は、非常に印象的な光度曲線の形態を持っています。位相の約0.05ごとにつららに似た特徴があります。「つらら」は、主な特徴が広いフラックスディップである第2の周期的システムがあるために発生します。おもちゃのモデルを使用して、2つの周期の比率とフラックスディップ幅を注意深く調整した場合にのみ、観測された光度曲線の形態が得られることを示します。
SOFIA / EXESによるしし座R星の二酸化炭素の赤外蛍光の検出
| Title |
Detection_of_infrared_fluorescence_of_carbon_dioxide_in_R_Leonis_with_SOFIA/EXES |
| Authors |
J._P._Fonfr\'ia,_E._J._Montiel,_J._Cernicharo,_C._N._DeWitt,_M._J._Richter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01903 |
成層圏赤外線天文台に搭載されたエシェロンクロスエシェル分光器（EXES）で実施された12.8〜14.3umの範囲の高スペクトル分解能観測に基づいて、OリッチAGBスターRLeoでの高温CO2の検出について報告します。天文学（SOFIA）。いくつかの振動帯で約240のCO2輝線が見つかりました。これらの検出は、地電流CO2機能による汚染を回避できる好ましいドップラーシフトのおかげで可能でした。最高の励起線は、約7000Kのエネルギーのレベルを含みます。検出された線は狭く（平均デコンボリューション幅〜2.5km/s）、弱い（通常は連続体の10％未満）。回転振動図は、3つの異なる集団、暖かい、熱い、非常に熱い、それぞれ〜550、1150、および1600Kの回転温度があることを示しています。この図から、カラム密度の下限は〜2.2E+16cm^{-2}になります。RLeoエンベロープのモデルに基づくさらなる計算は、総カラム密度が7.0E+17cm^{-2}に達し、H2〜2.5E-05に関する存在比が大きくなる可能性があることを示唆しています。検出された線は、高エネルギーの振動状態からのCO2分子の脱励起が原因で形成されている可能性があります。これは、2.7および4.2umの強力なRLeo連続体によって本質的に占められています。
不定形スカラー場への新しいウィンドウとして歳差運動をスピンする
| Title |
Spin_precession_as_a_new_window_into_disformal_scalar_fields |
| Authors |
Philippe_Brax,_Anne-Christine_Davis,_Scott_Melville,_Leong_Khim_Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01213 |
物質に等角および非等角の両方で結合された軽いスカラー場が、回転する点のような物体の進化にどのように影響するかについての最初の調査を開始します。運動方程式のレベルで直接作業して、非相対論的で弱い場の展開における主要な次数に正確な新しいスピン軌道相互作用とスピンスピン効果を導き出します。重要なのは、回転対称性のために円形バイナリで消滅することが示されている、ディスフォーマル結合によって引き起こされるスピン非依存効果とは異なり、ここで研究するスピン依存効果は、離心率がゼロの限界でも持続するため、新しいこれらの種類の相互作用を精査するための質的に異なる方法。それらの可能性を説明するために、グラビティプローブB実験からのスピン歳差運動の測定値と予測を比較し、結果として生じる制約が近点移動からの既存の境界を5桁以上改善することを発見しました。したがって、我々の結果は、不定形に結合されたダークセクターへの有望なウィンドウとしてスピン効果を確立します。
| Title |
Neutrino_Masses_and_Mixing_in_Models_with_Large_Extra_Dimensions_and_Localized_Fermions |
| Authors |
S._Girmohanta,_R._N._Mohapatra,_and_R._Shrock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01237 |
低エネルギー有効場の理論アプローチを使用して、大きな余剰次元を持つモデルのいくつかの特性を研究します。このモデルでは、クォークとレプトンが大きな余剰次元に局所的な波動関数を持っています。（i）標準モデルゲージグループと（ii）左右対称（LRS）ゲージグループの2種類のゲージグループを持つモデルを検討します。私たちの主な焦点は、$n=2$の余分な次元を持つモデルのレプトンセクター、特にニュートリノの質量と混合にあります。モデルがデータと一致するために満たす必要のある必要条件を分析し、これらの条件を満たす追加の次元でのレプトン波動関数のソリューションを提示します。私たちの仕事の一環として、クォーク波動関数センターの新しいソリューションも紹介します。味を変える中性電流の影響に関する問題が評価されます。最後に、これらのモデルにおけるバリオン数生成と暗黒物質について述べます。
ベクトルの熱的残存粒子への新しい経路-ポータル暗黒物質
暗黒光子$A^{\prime}$と暗黒物質$\chi$の質量の比率が存在するパラメーター空間の領域で、ベクトルポータル暗黒物質モデルの熱凍結履歴を完全に調査します。範囲$1\lesssimm_{A^{\prime}}/m_{\chi}\lesssim2$。この領域では、ダークセクター内の$2\rightarrow2$と$3\rightarrow2$の消滅プロセス、およびダークセクターと標準模型の間でエネルギーを伝達するプロセスが、暗黒物質の熱凍結を制御する上で重要な役割を果たします。私たちはすべての種の温度を注意深く追跡し、暗黒物質と標準模型のセクターが暗黒物質の凍結の間ずっと熱平衡にとどまっているという以前の研究の仮定を緩和します。私たちの計算は、暗黒物質の観測された遺物密度につながる新しい経路の豊富なセットを明らかにし、これらの異なる体制の簡単な分析的理解を発展させます。私たちのモデルの実行可能なパラメーター空間は、光（MeV-GeV）暗黒物質を探す将来の実験のターゲットを提供し、暗黒物質の自己相互作用断面積が銀河の小規模構造に影響を与えるのに十分な大きさの領域を含みます。
f（Q）対称テレパラレル重力における跳ね返る宇宙論
| Title |
Bouncing_Cosmology_in_f(Q)_Symmetric_Teleparallel_Gravity |
| Authors |
Francesco_Bajardi,_Daniele_Vernieri,_Salvatore_Capozziello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01248 |
f（Q）拡張対称テレパラレル宇宙論（Qは非計量スカラー）を検討し、次数削減法によってその関数形式を制約します。この手法を使用することにより、場の方程式を縮小して統合し、対応するモデルを選択して、跳ね返る宇宙論を生み出すことができます。次に、選択されたラグランジアンを使用して、ハミルトニアン形式を開発し、宇宙の波動関数を取得します。これは、古典的な観測可能な宇宙がハートル基準に従って復元できることを示唆しています。
| Title |
Dark_matter_admixed_neutron_star_properties_in_the_light_of_gravitational_wave_observations:_a_two_fluid_approach |
| Authors |
Arpan_Das,_Tuhin_Malik,_Alekha_C._Nayak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01318 |
中性子星の質量、半径、および潮汐変形能に対する密度依存暗黒物質の影響を検討します。平均場モデルでは、核物質（通常の物質）とフェルミ粒子の暗黒物質セクターが考慮されます。暗黒物質が中性子星の性質に及ぼす影響を調べるために、2つの流体形式を採用しています。2つの流動的な画像では、暗黒物質と核物質の間に直接的な相互作用はありません。むしろ、これら2つのセクターは、重力相互作用によってのみ相互作用します。核物質セクターは、「FSU2R」パラメーター化における$\sigma-\omega-\rho$中間子相互作用によって記述されます。暗黒物質セクターでは、ベイズパラメーター最適化手法を使用して、暗黒物質の状態方程式の未知のパラメーターを修正します。2つの流体の図では、結合されたトルマン-オッペンハイマー-ボルコフ（TOV）方程式を解いて、暗黒物質混合中性子星（DANS）の質量と半径を取得します。また、暗黒物質混合中性子星（DANS）の潮汐変形能に対する密度依存暗黒物質セクターの影響を推定します。
ハイデルベルクコンパクト電子ビームイオントラップ
| Title |
The_Heidelberg_compact_electron_beam_ion_traps |
| Authors |
P._Micke,_S._K\"uhn,_L._Buchauer,_J._R._Harries,_T._M._B\"ucking,_K._Blaum,_A._Cieluch,_A._Egl,_D._Hollain,_S._Kraemer,_T._Pfeifer,_P._O._Schmidt,_R._X._Sch\"ussler,_Ch._Schweiger,_T._St\"ohlker,_S._Sturm,_R._N._Wolf,_S._Bernitt,_J._R._Crespo_L\'opez-Urrutia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01363 |
電子ビームイオントラップ（EBIT）は、高電荷イオン（HCI）の生成と研究の両方に理想的なツールです。建設、保守、運用のコストを削減するために、私たちは斬新でコンパクトな室温設計のハイデルベルクコンパクトEBIT（HC-EBIT）を開発しました。すでに試運転されている4つのデバイスは、永久磁石を使用したこのようなEBITで報告されている最強の磁場（最大0.86T）で動作し、最大80mAの電子ビーム電流と、最大10keVのエネルギーを実行します。それらは、パルス化されたAr$^{16+}$バンチと、すでに4mA、2keVの電子ビームを備えた高電荷Xeから電荷状態29+までの連続100pAイオンビームのHCI生成、トラップ、および抽出を示しています。さらに、HC-EBITは大きな立体角ポートを提供するため、フォトンカウント率が高くなります。たとえば、Fe$^{24+}$までのHCIでの二電子再結合のX線分光法では、5keVで$E/\DeltaE>1500$の電子エネルギー分解能を達成します。従来の軸上電子銃に加えて、レーザー、シンクロトロン、および自由電子レーザーアプリケーション用の新しい軸外銃も実装し、トラップ軸に沿った明確な光学的アクセスを提供します。高電荷酸素の共鳴光励起を実証するシンクロトロン放射施設での最初の操作について報告します。
$ \ Lambda $ CDM背景の弱い重力
安定性、重力波の速度$c_T$は$c$に等しく、サブホライズンスケールでの準静的近似（QSA）に従うHorndeski修正重力モデルを検討します。さらに、$\Lambda$CDMバックグラウンド拡張と$\alpha$関数の単調進化が$\alpha_i=\alpha_{i0}〜a^s$として機能すると仮定します。ここで、$i=M、B$、$a$はスケールファクターと$\alpha_{i0}$（$\alpha_{M0}、\alpha_{B0}$）、$s$は任意のパラメーターです。成長とレンズ効果が減少した（無次元の）重力結合$\mu\equivG_{\rm成長}/G$、$\Sigma\equivG_{\rmレンズ効果}/G$は、今日、次の一般的な特性を示すことを示します。\Sigma_0<1$はすべての実行可能なパラメーターで、$\mu_0<1$（今日の弱い重力）は小さい$s$で優先され、$\mu_0>1$は大きい$s$で優先されます。また、常に$\mu\geq\Sigma$の関係を確立します。$f\sigma_8$および$E_G$データを考慮に入れると、パラメーター$s$が$s\lesssim2$を満たすように制約されます。したがって、これらのデータは、$s<2$の場合、今日の弱い重力レジーム（$\mu_0<1$）を本質的に選択しますが、$\mu_0>1$は$s\約2$でわずかしか存在しません。成長指数$\gamma（z）$をさらに検討し、差異の特定の兆候に対応する$（\alpha_{M0}、\alpha_{B0}、s）$パラメーター領域を特定します$\gamma_0-\gamma_0^{\LambdaCDM}$、および$\gamma_1-\gamma_1^{\LambdaCDM}$、ここで$\gamma_0\equiv\gamma\bigl|_{z=0}$および$\gamma_1\equiv\frac{{\rmd}\gamma}{\rmdz}\bigl|_{z=0}$。このようにして、$\mu$の過去の進化に関する重要な情報が得られます。特に、選択した弱い重力領域で$s<2$の署名$\gamma_0>\gamma_0^{\LambdaCDM}$を取得します。
初期宇宙におけるNEC違反からのナノヘルツ重力波
ヌルエネルギー条件（NEC）違反の初期宇宙における量子ゆらぎからのパルサータイミングアレイ実験に関連するナノヘルツ重力波を研究します。NEC違反は、スケールファクター$a\propto（-t）^{-p}$（$p>0$）で加速膨張を認め、テンソルスペクトルインデックス$n_t=2/（p+1）>0を与えます。$。ビッグバン元素合成（BBN）からの制約を回避するために、NEC違反相を、標準的な再加熱で終了する後続の短いスローロールインフレーション相に接続し、それによってスペクトルの高周波部分を減らします。明示的なモデルは、NECの安定した違反を可能にする3次ホルンデスキー理論内で構築されます。さまざまな最大ハッブルパラメータ（重力波のピーク振幅を決定する）、さまざまなインフレーションハッブルパラメータ（高周波重力波の振幅を決定する）、およびインフレーションフェーズのさまざまな期間（これは本質的にスペクトルのピーク周波数を決定します）。$f\lesssim1/{\rmyr}$の$n_t=0.8$、$0.9$、および$0.95$のスペクトルを表示します。これは、最近のNANOGravの結果と一致しています。また、BBN制約と矛盾しないことも確認します。NEC違反フェーズで曲率摂動のほぼスケール不変のスペクトルがどのように生成されるかについて説明します。
この作業では、ハイブリッドメトリック-パラチニ重力のスカラーテンソル表現のコンテキストで、フリードマン-レマ\^{i}tre-ロバートソン-ウォーカー背景における時間依存のトラバース可能なワームホールジオメトリの進化を分析します。バックグラウンド量、スカラー場、スケールファクター、形状関数の観点からワームホール時空を通過する物質のエネルギー運動量プロファイルを推定し、バックグラウンド物質の順圧状態方程式を考慮して特定のワームホール解を見つけます。特定のケースが常にヌルおよび弱いエネルギー条件を満たすことがわかります。順圧状態方程式に加えて、ワームホールを通過する物質にトレースレスエネルギー運動量テンソルを課すことにより、特定の進化するワームホール時空を探索し、このジオメトリが常にヌルおよび弱いエネルギー条件を満たすことを発見します。
異なる真空中の熱放射下でのド・ジッター空間の不安定性
異なる真空中の熱放射下でのド・ジッター時空（dS）の不安定性を研究します。最初に、4次元dSのスカラー場のモード関数解を入力モードと出力モードに分けることができると主張します。dSのさまざまな真空は、各ソリューションに割り当てられた正の周波数モードのさまざまな組み合わせによって実現されます。最小結合の質量のないスカラー場の場合、地平線近くのUnruh真空におけるモード関数と対応するエネルギー運動量テンソルの動作を明示的に計算し、地平線の面積が入ってくる（出て行く）ときに時間とともに増加（減少）することを見つけます。モードは熱流束に寄与します。
| Title |
Constraining_the_primordial_black_hole_scenario_with_Bayesian_inference_and_machine_learning:_the_GWTC-2_gravitational_wave_catalog |
| Authors |
K._W._K._Wong,_G._Franciolini,_V._De_Luca,_V._Baibhav,_E._Berti,_P._Pani_and_A._Riotto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01865 |
原始ブラックホール（PBH）は初期の宇宙で形成される可能性があり、暗黒物質の少なくとも一部を構成する可能性があります。LIGO-Virgo-KAGRAコラボレーションの3回目の観測実行から最近リリースされたGWTC-2データセットを使用して、現在の観測がこれまでに検出されたすべてのブラックホール連星が原始起源であるという仮説と互換性があるかどうかを調査します。ディープラーニング手法に基づいて階層ベイズ推定フレームワーク内にPBH形成モデルを制約し、PBHの初期質量関数、暗黒物質中のPBHの割合、降着効率など、これらのモデルの特徴的な機能に最適な値を見つけます。GWTC-2データセットにいくつかの回転するバイナリが存在することで、PBHが蓄積してスピンアップするシナリオが有利になります。私たちの結果は、PBHが暗黒物質全体の$0.3\％$よりも小さい部分しか含まない可能性があり、予測されたPBHの存在量が他の制約と互換性があることを示しています。
パルサータイミング観測への時計比較法の適用
| Title |
Applying_clock_comparison_methods_to_pulsar_timing_observations |
| Authors |
Siyuan_Chen,_Francois_Vernotte,_Enrico_Rubiola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01912 |
周波数計測は、精度（$10^{-16}$の部分）と小さな変動（$<10^{-17}$）において、計測の他のどの分野よりも優れています。次に、天体の中で、ミリ秒パルサー（MSP）の回転速度がはるかに安定しています（$<10^{-18}$）。したがって、パルサー信号の到着時間（TOA）を正確に測定することで、宇宙論的現象に関する情報を開示し、天体物理学の知識を拡大することが期待されます。このトピックに関連して、パルサータイミングアレイ（PTA）プロジェクトは、過去数十年にわたって開発および運用されてきました。パルサーからのTOAは、星間物質を通過する伝播の方向に、または超大質量ブラックホール連星からの重力波によって普遍的に、局所的な放出と環境の影響によって影響を受ける可能性があります。これらの影響（信号）は、現象論的にはレッドノイズに似た、時間の経過に伴う低周波変動として現れる可能性があります。残りのパルサーの内在的および機器的背景（ノイズ）は白です。この記事では、パルサーの周波数計測に焦点を当てています。私たちの立場からすると、パルサーは正確な時計であり、無相関のホワイトノイズを排除するために複数の望遠鏡で同時に測定されます。時間と周波数の計測の最新の統計手法をシミュレートされたパルサーデータに適用し、望遠鏡間の相関する赤いノイズ信号の検出限界を示します。
完全運動シミュレーションからの縮小プラズマ物理モデルのデータ駆動型発見
| Title |
Data-driven_discovery_of_reduced_plasma_physics_models_from_fully-kinetic_simulations |
| Authors |
E._Paulo_Alves_and_Frederico_Fiuza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01927 |
制御された核融合から宇宙線の加速まで、プラズマ物理学におけるいくつかの最も重要な問題の核心は、非線形のマルチスケールプラズマダイナミクスを説明するという課題です。精度と複雑さのバランスをとる縮小プラズマモデルの開発は、理論的理解を進め、これらの問題の全体的な計算記述を可能にするために重要です。ここでは、第一原理のセル内粒子シミュレーションから直接、偏微分方程式の形で、正確な還元プラズマモデルのデータ駆動型の発見を報告します。これは、スパース性に基づくモデル発見手法の積分定式化を使用して実現し、離散粒子ノイズの存在下で支配方程式を確実に識別するために重要であることを示しています。ウラソフ方程式から電磁流体力学まで、プラズマ物理モデルの基本的な階層を回復することにより、このアプローチの可能性を示します。私たちの調査結果は、このデータ駆動型の方法論が、複雑な非線形プラズマ現象の縮小理論モデルの開発を加速し、マルチスケールプラズマシミュレーションのための計算効率の高いアルゴリズムを設計するための有望な新しいルートを提供することを示しています。
