効果的なモデルをBOSSライマンアルファデータと対峙させることによるニュートリノの質量限界
| Title |
Neutrino_mass_bounds_from_confronting_an_effective_model_with_BOSS_Lyman-alpha_data |
| Authors |
Mathias_Garny,_Thomas_Konstandin,_Laura_Sagunski,_Matteo_Viel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03050 |
バリオンジーンズスケールをはるかに超える1次元ライマン-$\alpha$フラックスパワースペクトルの効果的なモデルを提示します。主な新しい成分は、BOSSによって測定される、大規模な1次元パワースペクトルに対する小さな高度に非線形なスケールの影響をエンコードする2つのパラメーターのセットで構成されます。銀河間媒体の影響を捉えるモデルパラメータをマージナル化することにより、シミュレーションと観測の両方からのフラックスパワースペクトルを高精度で記述することができることを示します。このモデルは、ニュートリノの質量と（私たちの形式では不明な）フラックスパワースペクトルの正規化との間の縮退を示しています。この縮退は、シミュレーションデータを使用してモデルパラメータの1つを調整し、PlanckCMBデータからの入力を使用することで解消できます。このアプローチは、銀河間媒体のダイナミクスからの不確実性の保守的な処理を可能にしながら、比較的低い数値的努力でニュートリノ質量の合計の境界を抽出するために使用できることを示しています。探索的分析では、$95\％$C.Lで$0.16\、$eVの上限が得られます。$3\leqz\leq4.2$のBOSSデータに適用した場合。また、系統的および統計的エラーが2分の1に減少すると、上限は$95\％$C.Lで$0.1\、$eVになると予測します。
ビッグバンから20億年後の宇宙の星形成の暗黒面を照らす
| Title |
Illuminating_the_dark_side_of_cosmic_star_formation_two_billion_years_after_the_Big_Bang |
| Authors |
Margherita_Talia,_Andrea_Cimatti,_Marika_Giulietti,_Gianni_Zamorani,_Matthieu_Bethermin,_Andreas_Faisst,_Olivier_Le_F\`evre,_and_Vernesa_Smol\v{c}i\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03051 |
銀河はいつどのように形成され、星や恒星の質量を集めましたか？天体物理学と宇宙論にとって非常に重要なこれらの質問への答えは、いわゆる宇宙の星形成率密度（SFRD）の完全な再構築、つまり宇宙の単位体積あたりの平均星形成率の進化を必要とします。SFRDは100〜110億年前まで確実にさかのぼりますが、その進化は初期の宇宙時代ではまだ十分に制約されておらず、その推定は主に紫外線で発光し、塵による覆い隠しが少ない銀河に基づいています。この限られた知識は、主に初期の宇宙におけるすべてのタイプの星形成銀河の偏りのない国勢調査の欠如によるものです。光学的対応物の欠如と相まって、電波波長でのそれらの放出に基づいて、塵に覆われた星形成銀河を見つけるための新しいアプローチを提示します。ここでは、この方法で選択された197個の銀河のサンプルを紹介します。これらのシステムは、光学波長と近赤外波長での以前の調査では見落とされており、そのうち22個は非常に高い赤方偏移（つまり、z>4.5）にあります。これらのとらえどころのないシステムのSFRDへの寄与はかなりのものであり、UV-高光度銀河に基づく以前から知られているSFRDの40％にもなる可能性があります。ビッグバンが銀河の形成と進化の初期段階を調査し、これらのシステムと星形成を停止した巨大な銀河との関係を理解するための新しい道を開いた後の最初の20億年に、このような非常に不明瞭な銀河が存在するだけです。後の宇宙時代。
フォッカープランク方程式に基づく2体緩和近似における原始ブラックホールのクラスターの進化について説明します。私たちの計算では、$10^{-4}M_{\odot}$から$100M_{\odot}$までの広範囲のブラックホール質量と総質量$10^5M_{を持つ自己重力クラスターを考慮します。\odot}$。さらに、クラスターの中心に巨大なブラックホールを含め、その周辺の密度プロファイルの進化速度を決定しました。
弱い重力レンズ効果の宇宙膨張関数に対する感度について
宇宙膨張関数に関して、宇宙せん断パワースペクトル$C_\ell^\gamma$の汎関数微分を分析します。そうすることへの私たちの関心は2つあります：（i）おそらく時間依存の暗黒エネルギー密度に起因するかもしれない宇宙膨張関数の小さな変化を検出する試みを考慮して、弱いエネルギー密度がどれほど敏感か知りたいです。レンズ効果スペクトルは、膨張関数の変化に対するものです。（ii）特定の宇宙論モデルとは無関係に、距離測定からの宇宙膨張関数の最近の経験的決定を考慮して、膨張関数の不確実性が宇宙せん断パワースペクトルの不確実性にどのように変換されるかを調べたい。次の答えが見つかります。拡張関数の相対的な変化は、宇宙せん断パワースペクトルによって、変化が適用されるスケールファクターと、現在の不確実性に弱く依存して、係数$\約4-6$で増幅されます。経験的に決定された拡張関数の例は、$\upperx15\、\％$の宇宙せん断パワースペクトルの相対的な不確実性に変換されます。
NANOGravの結果に照らして青く傾いたインフレーションテンソルスペクトルと再加熱
最近のNANOGravの結果を、青く傾いた原始スペクトルを持つインフレーション重力波（IGW）によって説明する可能性について説明します。このようなIGWは、宇宙マイクロ波背景放射スケールでのテンソル対スカラー比の上限と矛盾することなくNANOGrav信号を説明できますが、予測されるスペクトルは、確率的重力波背景放射の振幅の上限と強い緊張関係にあります。ビッグバン元素合成（BBN）と2回目のLIGO-Virgo観測の実行。ただし、再加熱や遅い時間のエントロピー生成などの宇宙の熱履歴は、高周波でのIGWのスペクトル形状に影響を与え、上限を回避することができます。標準的な再加熱シナリオでは、再加熱温度が比較的低い場合、青いテンソルスペクトルが、BBNおよびLIGO-Virgoの制約と矛盾することなく、最近のNANOGrav信号を説明できることを示します。さらに、遅い時間のエントロピー生成を考慮すると、NANOGrav信号は、瞬時の再加熱シナリオでも説明できることがわかります。
相互作用する動的暗黒エネルギーを伴うモデルにおける宇宙論的摂動の進化
| Title |
Evolution_of_cosmological_perturbations_in_the_models_with_interacting_dynamical_dark_energy |
| Authors |
R._Neomenko,_B._Novosyadlyj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03341 |
宇宙論的摂動の進化は、暗黒物質と非重力的に相互作用する動的な暗黒エネルギーを持つモデルで考慮されています。暗黒エネルギーの状態方程式パラメーター（EoS）は時間とともに変化し、断熱音速によってパラメーター化されます。相互作用する暗黒エネルギーのそのようなモデルは、一定のEoSを持つモデルよりも利点があります。これは、暗黒セクターでの特定のタイプの相互作用について、放射が支配的なエポックでの暗黒エネルギーの非断熱不安定性を回避するためです。暗黒エネルギー摂動の方程式の解の安定条件が導き出されました。ダークコンポーネント間の追加の相互作用の強さが、それらの密度と速度の摂動の進化に及ぼす影響を、ダークエネルギーの真髄とファントムタイプについて分析します。
| Title |
Dark_Energy_Survey_Year_3_Results:_Photometric_Data_Set_for_Cosmology |
| Authors |
I.Sevilla-Noarbe_(1),_K.Bechtol_(2),_M.Carrasco_Kind_(3_and_4),_A.Carnero_Rosell_(1_and_5_and_6),_M.R.Becker_(7),_A.Drlica-Wagner_(8_and_9_and_10),_R.A.Gruendl_(3_and_4),_E.S.Rykoff_(11_and_12),_E.Sheldon_(13),_B.Yanny_(9),_A.Alarcon_(7_and_14_and_15),_S.Allam_(9),_A.Amon_(11),_A.Benoit-L\'evy_(16_and_17_and_18),_G.M.Bernstein_(19),_E.Bertin_(16_and_18),_D.L.Burke_(11_and_12),_J.Carretero_(20_and_21),_A.Choi_(22),_H.T.Diehl_(9),_S.Everett_(23),_B.Flaugher_(9),_E.Gaztanaga_(14_and_15),_J.Gschwend_(24_and_25),_I.Harrison_(26),_W.G.Hartley_(27),_B.Hoyle_(28_and_29_and_30),_M.Jarvis_(19),_M.D.Johnson_(4),_R.Kessler_(8_and_10),_R.Kron_(9_and_10),_N.Kuropatkin_(9),_B.Leistedt_(31),_T.S.Li_(32_and_33),_F.Menanteau_(3_and_4),_E.Morganson_(4),_R.L.C.Ogando_(25),_A.Palmese_(9_and_10),_F.Paz-Chinch\'on_(34_and_4),_et_al._(75_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03407 |
DES3年目の宇宙論分析をサポートするために、科学運用の最初の3年間から集められたダークエネルギーサーベイ（DES）測光データセットについて説明し、幅広い天体物理学コミュニティを対象とした使用上の注意を提供します。Y3Goldは、DES、Y1Gold、およびDataRelease1（DESDR1）からの以前のリリースを改善し、画像のトレンド除去と処理、フォトメトリックキャリブレーション、およびオブジェクト分類のアルゴリズム開発を組み込んだ、拡張およびキュレートされたデータセットを提供します。Y3ゴールドは、南銀河のキャップにある約5000平方度のgrizYイメージングで構成され、約3億9000万個のオブジェクトが含まれ、$i_{AB}\sim23.0$までの拡張オブジェクトの深さは、S/N〜10に達し、-大気測光均一性$<3$mmag。DR1と比較して、ガイアに関する測光残差は$50\％$減少し、オブジェクトごとの色補正が導入されています。Y3Goldは、DESDR1をマルチエポック測光への同時適合で補強し、より堅牢な銀河の色測定と対応する測光赤方偏移推定を実現します。Y3ゴールドは、$19<i_{AB}<22.5$の銀河に対して、効率$>98\％$と純度$>99\％$の改良された形態学的星銀河分類を特徴としています。さらに、オブジェクトごとの品質情報、および宇宙論分析サンプルの選択に使用されるフットプリントカバレッジ、マスクされた領域、イメージング深度、調査条件、および天体物理学の前景の付随するマップが含まれています。このペーパーは、オンラインリソースによって補完されます。
| Title |
Dark_Energy_Survey_Year_3_Results:_Weak_Lensing_Shape_Catalogue |
| Authors |
M._Gatti,_E._Sheldon,_A._Amon,_M._Becker,_M._Troxel,_A._Choi,_C._Doux,_N._MacCrann,_A._Navarro_Alsina,_I._Harrison,_D._Gruen,_G._Bernstein,_M._Jarvis,_L._F._Secco,_A._Fert\'e,_T._Shin,_J._McCullough,_R._P._Rollins,_R._Chen,_C._Chang,_S._Pandey,_I._Tutusaus,_J._Prat,_J._Elvin-Poole,_C._Sanchez,_A._A._Plazas,_A._Roodman,_J._Zuntz,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_J._Annis,_S._Avila,_D._Bacon,_E._Bertin,_S._Bhargava,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_F._J._Castander,_C._Conselice,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_T._M._Davis,_J._De_Vicente,_S._Desai,_H._T._Diehl,_J._P._Dietrich,_P._Doel,_A._Drlica-Wagner,_K._Eckert,_S._Everett,_I._Ferrero,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_D._W._Gerdes,_T._Giannantonio,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_W._G._Hartley,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_B._Hoyle,_E._M._Huff,_D._Huterer,_B._Jain,_D._J._James,_T._Jeltema,_E._Krause,_R._Kron,_N._Kuropatkin,_M._Lima,_M._A._G._Maia,_J._L._Marshall,_R._Miquel,_R._Morgan,_J._Myles,_A._Palmese,_F._Paz-Chinch\'on,_E._S._Rykoff,_S._Samuroff,_E._Sanchez,_V._Scarpine,_M._Schubnell,_S._Serrano,_I._Sevilla-Noarbe,_M._Smith,_E._Suchyta,_M._E._C._Swanson,_G._Tarle,_D._Thomas,_C._To,_D._L._Tucker,_T._N._Varga,_R._H._Wechsler,_J._Weller,_W._Wester,_R.D._Wilkinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03408 |
南の空の約4143deg$^2$の有効領域にわたって、ダークエネルギーサーベイ（DES）の最初の3年間の観測からの銀河の形状カタログを提示して特徴づけます。データ分析プロセスと、DESの1年目の分析で使用されるパイプラインをいくつかの側面で構築および改善する自己校正せん断測定パイプラインMETACALIBRATIONについて説明します。DESの3年目の弱いレンズ効果の形状カタログは、$riz$バンドで測定された100,204,026個の銀河で構成され、$n_{\rmeff}=5.59$gal/arcmin$^{2}$の加重ソース数密度になります。対応する形状ノイズ$\sigma_e=0.261$。点像分布関数（PSF）モデリング、偽のカタログBモード信号、カタログ汚染、銀河特性に関連する系統分類学のテストを含む、カタログの一連の内部ヌルテストを実行します。
| Title |
Dark_Energy_Survey_internal_consistency_tests_of_the_joint_cosmological_probes_analysis_with_posterior_predictive_distributions |
| Authors |
C._Doux,_E._Baxter,_P._Lemos,_C._Chang,_A._Alarcon,_A._Amon,_A._Campos,_A._Choi,_M._Gatti,_D._Gruen,_M._Jarvis,_N._MacCrann,_Y._Park,_J._Prat,_M._M._Rau,_M._Raveri,_S._Samuroff,_J._DeRose,_W._G._Hartley,_B._Hoyle,_M._A._Troxel,_J._Zuntz,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_J._Annis,_S._Avila,_D._Bacon,_E._Bertin,_S._Bhargava,_D._Brooks,_D._L._Burke,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_R._Cawthon,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_S._Desai,_H._T._Diehl,_J._P._Dietrich,_P._Doel,_S._Everett,_I._Ferrero,_P._Fosalba,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_D._W._Gerdes,_T._Giannantonio,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_E._M._Huff,_D._Huterer,_B._Jain,_D._J._James,_E._Krause,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_O._Lahav,_C._Lidman,_M._Lima,_M._A._G._Maia,_F._Menanteau,_R._Miquel,_R._Morgan,_J._Muir,_R._L._C._Ogando,_A._Palmese,_F._Paz-Chinch\'on,_A._A._Plazas,_E._Sanchez,_V._Scarpine,_M._Schubnell,_S._Serrano,_I._Sevilla-Noarbe,_M._Smith,_E._Suchyta,_M._E._C._Swanson,_G._Tarle,_C._To,_D._L._Tucker,_T._N._Varga,_J._Weller,_and_R.D._Wilkinson_(DES_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03410 |
Beyond-$\Lambda$CDMの物理学または体系的なエラーにより、$\Lambda$CDMを想定して分析すると、宇宙論的データセットのサブセットが一貫していないように見える場合があります。ダークエネルギーサーベイ1年目（DESY1）のジョイントプローブ分析からの測定値への内部整合性テストの適用を示します。私たちの分析は、$\Lambda$CDMの仮定の下で、これらのデータの事後予測分布（PPD）の計算に依存しています。DESY1データは$\Lambda$CDMに許容できる適合度を持ち、ランダムな偶然${p=0.046}$によってより悪い適合度を見つける可能性があることがわかります。数値PPDテストを使用して、グラフィカルなチェックで補足すると、大規模な測定と小規模な測定の間に小さな緊張が見られますが、ほとんどのデータベクトルが期待と完全に一致しているように見えることがわかります。データベクトルのごく一部（約1.5％）は、期待からの異常に大きな逸脱を示しています。データのこの部分を除外しても、宇宙論的制約への影響はごくわずかですが、$p$値が0.10に大幅に改善されます。ここで開発された方法論は、DES3年目のジョイントプローブデータセットの一貫性をテストするために適用されます。
ダークエネルギーサーベイ3年目の結果：銀河団と銀河-銀河レンズ分析の組み合わせにおけるレンズサンプルの最適化
| Title |
Dark_Energy_Survey_Year_3_Results:_Optimizing_the_Lens_Sample_in_Combined_Galaxy_Clustering_and_Galaxy-Galaxy_Lensing_Analysis |
| Authors |
A._Porredon,_M._Crocce,_P._Fosalba,_J._Elvin-Poole,_A._Carnero_Rosell,_R._Cawthon,_T._F._Eifler,_X._Fang,_I._Ferrero,_E._Krause,_N._MacCrann,_N._Weaverdyck,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_A._Amon,_S._Avila,_D._Bacon,_E._Bertin,_S._Bhargava,_S._L._Bridle,_D._Brooks,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_F._J._Castander,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_J._De_Vicente,_S._Desai,_H._T._Diehl,_P._Doel,_A._Drlica-Wagner,_K._Eckert,_A._Fert\'e,_B._Flaugher,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_D._W._Gerdes,_T._Giannantonio,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_W._G._Hartley,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_B._Hoyle,_D._J._James,_M._Jarvis,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_M._A._G._Maia,_J._L._Marshall,_F._Menanteau,_R._Miquel,_R._Morgan,_A._Palmese,_S._Pandey,_F._Paz-Chinch\'on,_et_al._(15_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03411 |
ダークエネルギーサーベイ（DES）の3年目のデータからの情報を使用してレンズ銀河サンプルの選択を最適化し、ソースのDES1年目のメタキャリブレーションサンプルを想定することにより、銀河団と銀河-銀河レンズの組み合わせによる宇宙論的制約の潜在的な増加を調査します。（測光）赤方偏移$z_{\rmphot}$の関数としての$i$バンドのマグニチュードカットに基づいて、簡単に再現可能な選択を調査し、十分に確立されたredMaGiCサンプルを使用したものに対して潜在的なゲインをベンチマークします。密度と測光赤方偏移の精度のバランスに焦点を当てながら、宇宙論的および体系的なパラメーターの現実的なセットを無視します。私たちの最適な選択であるMagLimサンプルは、$i<4\、z_{\rmphot}+18$を満たし、$\sim30\％$広い赤方偏移分布を持ちますが、$\simはredMaGiCの3.5$倍の銀河を持っています。非線形効果を軽減するためにwCDMモデルと同等のスケールカットを想定すると、これにより、$\Omega_m$、$w$、および$\sigma_8$のペアの組み合わせの性能指数が$40\％$増加し、$16のゲインが得られます。$\sigma_8$の\％$、$\Omega_m$の$10\％$、および$w$の$12\％$。同様に、LCDMでは、$\sigma_8$と$\Omega_m$でそれぞれ$19\％$と$27\％$の改善が見られます。また、フラットマグニチュードカットのフラックス制限サンプルを調査し、最適な選択である$i<22.2$は、MagLimと比較して$\sim7$倍の銀河と、$\sim20\％$広い赤方偏移分布を持っていることを発見しました。より悪い制約。フラックスが制限されたサンプルの場合を除いて、断層撮影ビンの数の増加またはビンの相互相関の包含からの適度なさらなるゲインのみで、仮定された銀河バイアスおよび測光赤方偏移の不確実性に関して、我々の結果がロバストであることを示します。これらの利益はより重要です。
BICEP / Keck Array XII：宇宙マイクロ波背景放射におけるアクシオンのような分極振動に対する制約
| Title |
BICEP_/_Keck_Array_XII:_Constraints_on_axion-like_polarization_oscillations_in_the_cosmic_microwave_background |
| Authors |
Keck_Array,_BICEP_Collaborations:_P._A._R._Ade,_Z._Ahmed,_M._Amiri,_D._Barkats,_R._Basu_Thakur,_C._A._Bischoff,_J._J._Bock,_H._Boenish,_E._Bullock,_V._Buza,_J._R._Cheshire_IV,_J._Connors,_J._Cornelison,_M._Crumrine,_A._Cukierman,_M._Dierickx,_L._Duband,_S._Fatigoni,_J._P._Filippini,_S._Fliescher,_N._Goeckner-Wald,_J._Grayson,_G._Hall,_M._Halpern,_S._Harrison,_S._Henderson,_S._R._Hildebrandt,_G._C._Hilton,_J._Hubmayr,_H._Hui,_K._D._Irwin,_J._Kang,_K._S._Karkare,_E._Karpel,_B._G._Keating,_S._Kefeli,_S._A._Kernasovskiy,_J._M._Kovac,_C._L._Kuo,_K._Lau,_E._M._Leitch,_K._G._Megerian,_L._Moncelsi,_T._Namikawa,_C._B._Netterfield,_H._T._Nguyen,_R._O'Brient,_R._W._Ogburn_IV,_S._Palladino,_T._Prouve,_C._Pryke,_B._Racine,_C._D._Reintsema,_S._Richter,_A._Schillaci,_B._L._Schmitt,_R._Schwarz,_C._D._Sheehy,_et_al._(23_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03483 |
ケックアレイからの観測により、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）におけるアクシオンのような偏光振動の探索を提示します。局所的なアクシオン場は、CMB偏光の全天の時間的正弦波回転を誘発します。したがって、CMB旋光計は、アクシオンのような暗黒物質の直接検出実験として機能することができます。振動信号を抽出する技術を開発しています。メソッドの多くの要素は、CMB偏光測定実験に一般的であり、他のデータセットに適合させることができます。最初のデモンストレーションとして、2012年の観測シーズンのデータを処理して、質量範囲$10^{-21}$-$10^{-18}〜\mathrm{eV}$でアクシオン-光子結合定数の上限を設定します。これは、数時間から数か月のオーダーの振動周期に対応します。バックグラウンドモデルからの統計的に有意な偏差は見つかりません。$24〜\mathrm{hr}$（質量$m<4.8\times10^{-20}〜\mathrm{eV}$）より大きい期間の場合、95％の信頼度の上限の中央値は回転振幅の$0.68^\circ$、これはアクシオン-光子結合定数を$g_{\phi\gamma}<\left（1.1\times10^{-11}〜\mathrm{GeV}^{-1}\right）に制約しますm/\left（10^{-21}〜\mathrm{eV}\right）$、アクシオンのような粒子がすべての暗黒物質を構成している場合。制約は、BICEPシリーズの実験によってすでに収集されたデータで大幅に改善できます。現在および将来のCMB偏光測定実験は、アクシオンパラメータ空間の未踏の領域を除外するのに十分な感度を達成することが期待されています。
銀河の異方性3点相関関数の視線の改善：$ \ mathcal {O}（N ^ 2）$としてスケーリングする重心および単位ベクトル平均法
| Title |
Improving_the_Line_of_Sight_for_the_Anisotropic_3-Point_Correlation_Function_of_Galaxies:_Centroid_and_Unit-Vector-Average_Methods_Scaling_as_$\mathcal{O}(N^2)$ |
| Authors |
Karolina_Garcia_and_Zachary_Slepian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03503 |
銀河のトリプレット間の相関を測定する3点相関関数（3PCF）は、固有速度に関する情報をエンコードします。これにより、視線に沿って観測された銀河の位置が実際の位置から離れて歪められます。この情報にアクセスするには、各三角形の形状だけでなく、視線に対する三角形の方向への3PCFの依存関係を追跡する必要があります。したがって、視線の選択が異なると、測定される3PCFに影響します。これまで、視線は単一トリプレットメンバー（STM）への方向と見なされてきましたが、どのトリプレットメンバーが使用されるかは、BOSSのような調査の統計誤差の約20％だけ3PCFに影響を与えます。5倍正確なDESI（2019-24）の場合、これは統計エラーの100％に変換され、エラーバーの合計が40％増加します。ここでは、トリプレットメンバー間で完全に対称であり、3つの銀河位置ベクトルの平均（三角形の重心を指す点を示します）またはそれらの単位（方向）ベクトルの平均のいずれかを使用する新しい方法を提案します。単純に、これらのアプローチでは、調査のオブジェクト数を$N$として、$N^3$としてスケーリングするトリプレットカウントが必要になるようです。ここでは、体球調和シフト定理を利用して、これらのメソッドを$N^2$としてスケーリングして評価する方法を示します。これらを使用して、DESIなどの今後の赤方偏移調査の異方性3PCFを体系的にロバストに測定することができると期待しています。そうすることで、構造の成長速度を制限するための追加のチャネルが開かれ、それによって物質密度を学習し、重力の理論をテストします。
動的パッキングの分析的評価による多惑星系集団の行方不明惑星の予測
| Title |
Predicting_missing_planets_in_multiplanet_system_populations_via_analytical_assessments_of_dynamical_packing |
| Authors |
Ana_Luisa_Ti\'o_Humphrey_(1),_Elisa_V._Quintana_(2)_((1)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian,_(2)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03053 |
ケプラーやTESSが実施したような通過調査で見つかった、多惑星システムで失われた可能性のある惑星を特定するための新しい分析方法を紹介します。私たちの方法は、動的間隔$\Delta$、隣接する惑星間の相互ヒル半径の数（「惑星ペア」）の観点からシステムの動的パッキングを定量化することに依存しています。このメソッドは、マルチプラネットシステム内のプラネットペアが動的にアンパックされ、追加の中間プラネットをホストできるかどうかを判断します。惑星のペアが開梱されていることがわかった場合、私たちの方法は潜在的な惑星の質量と位置を制約します。私たちは、最初に直接計算を介して、次にモンテカルロ（MC）分析を介して、691個の複数候補システムのケプラープライマリミッションの母集団にこの方法を適用します。惑星ペアの軌道安定性に必要な最小$\Delta$（$\Delta=10$、$12.3$、および$21.7$）について、文献から提案された3つの値を使用して分析を繰り返しました。直接計算によると、$691$Keplerの複数候補システムの$560$の惑星ペアには、追加の惑星が含まれている可能性があります（$\Delta=12.3$）。MC分析は、これらのペアの$164$が開梱される確率$\geq0.90$を持っていることを示しています。さらに、パックされたケプラーシステムから計算された計算された中央値の質量効率によると、これらの潜在的な惑星の$28.2\％$は地球とサブ地球である可能性があります。これらの惑星が存在する場合、ここで予測された質量と準主軸は、予想される検出信号を特徴づけることによって検出を容易にする可能性があります。最終的に、多惑星系の動的パッキングを理解することは、それらのアーキテクチャと形成の理解に貢献するのに役立つ可能性があります。
ARES IV：HST / WFC3カメラで2つの暖かい小さな惑星HD106315cとHD3167cの大気を調査する
| Title |
ARES_IV:_Probing_the_atmospheres_of_the_two_warm_small_planets_HD_106315_c_and_HD_3167_c_with_the_HST/WFC3_camera |
| Authors |
Gloria_Guilluy,_Am\'elie_Gressier,_Sam_Wright,_Alexandre_Santerne,_Adam_Y._jaziri,_Billy_Edwards,_Quentin_Changeat,_Darius_Modirrousta-Galian,_Nour_Skaf,_Ahmed_Al-Refaie,_Robin_Baeyens,_Michelle_Fabienne_Bieger,_Doriann_Blain,_Flavien_Kiefer,_Mario_Morvan,_Lorenzo_V._Mugnai,_William_Pluriel,_Mathilde_Poveda,_Tiziano_Tsingales,_Niall_Whiteford,_Kai_Hou_Yip,_Benjamin_Charnay,_J\'er\'emy_Leconte,_Pierre_Drossart,_Alessandro_Sozzetti,_Emmanuel_Marcq,_Angelos_Tsiaras,_Olivia_Venot,_Ingo_Waldmann,_and_Jean-Philippe_Beaulieu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03221 |
海王星の半径を囲む2つの中型惑星の大気特性研究を提示します：HD106315c（R$_{\rm{P}}$=4.98$\pm$0.23R$_{\oplus}$）とHD3167c（R$_{\rm{P}}$=2.740$_{-0.100}^{+0.106}$R$_{\oplus}$）。ハッブル宇宙望遠鏡に搭載された広視野カメラ3（WFC3）のG141グリズム（1.125〜1.650$\mu$m）で得られた空間スキャン分光観測を分析します。公開されているIraclisパイプラインとTauREx3大気検索コードを使用し、$\log_{10}[\mathrm{H_2O}]=-2.1^{+0.7}_{の豊富な両方の惑星の大気中の水蒸気を検出します。-1.3}$（$\sim$5.68$\sigma$）および$\log_{10}[\mathrm{H_2O}]=-4.1^{+0.9}_{-0.9}$（$\sim$3.17$\sigma$）それぞれHD106315cおよびHD3167cの場合。HD106315cの透過スペクトルは、アンモニア吸収の可能性のある証拠も示しています（$\log_{10}[\mathrm{NH_3}]=-4.3^{+0.7}_{-2.0}$、$\sim$1.97$\sigma$-重要ではない場合でも-）、二酸化炭素吸収機能は、HD3167cの大気中に$\sim$1.1-1.6〜$\mu$m波長範囲（$\log_{10}）で存在する可能性があります。[\mathrm{CO_{2}}]=-2.4^{+0.7}_{-1.0}$、$\sim$3.28$\sigma$）。ただし、CO$_2$の検出は重要であるように見えますが、慎重に検討し、見通しを立てる必要があります。実際、CO$_2$の存在は、1D平衡化学モデルでは説明されておらず、系統分類学の可能性が原因である可能性があります。雲、CO、CH$_4$の追加の寄与について説明します。HD106315cとHD3167cは、JamesWebbSpaceTelescope（JWST）やAtmosphericRemote-SensingInfraredExoplanetLarge-Survey（Ariel）などの今後の望遠鏡の興味深いターゲットになります。
| Title |
Clouds_in_Exoplanetary_Atmospheres |
| Authors |
Christiane_Helling_(Centre_for_Exoplanet_Science,_University_of_St_Andrews,_St_Andrews,_SRON_Netherlands_Institute_for_Space_Research) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03302 |
今日、私たちは、約3200の惑星系でホスト星を周回する約4330の太陽系外惑星を知っています。これらの太陽系外惑星の多様性は大きく、既知の太陽系外惑星はいずれも太陽系惑星の双子ではなく、既知の太陽系外惑星系も太陽系の双子ではありません。多くの規模と構造レベルでのそのような多様性には、基本的な理論的アプローチが必要です。太陽系外惑星の大気、雲の形成、円盤化学、惑星系のダイナミクス、マントル対流、惑星大気の質量損失など、太陽系外惑星科学の個々の側面を開発するための大規模な取り組みが進行中です。以下の課題は、観察努力と並行して取り組む必要があります。それらは、さまざまな機器やミッションからの観測データのギャップを埋めるために仮想実験室としてモデルを探索し、さまざまな時点で取得することによって、太陽系外惑星とその大気の理解を深める機会を提供します。課題a）理論的厳密さに基づいて複雑なモデルを構築するこれは、大気プロセスの相互作用を理解し、雲の形成とその気相化学へのフィードバック、および太陽系に触発されたパラメータ化から離れる惑星大気のエネルギー収支を処理することを目的としています。課題b）宇宙の太陽系外惑星の大きくて未踏の化学的、放射的、熱力学的パラメータ範囲に適用できるように、基本的な物理化学的洞察に基づいてクラウドモデリングを可能にする。課題b）は、ExoFrontiersという本のこの章で説明します。
暖かいサブネプチューンHD3167cの透過分光法：分子吸収と高金属量雰囲気の可能性の証拠
| Title |
Transmission_spectroscopy_for_the_warm_sub-Neptune_HD3167c:_evidence_for_molecular_absorption_and_a_possible_high_metallicity_atmosphere |
| Authors |
Thomas_Mikal-Evans,_Ian_J._M._Crossfield,_Bjorn_Benneke,_Laura_Kreidberg,_Julie_Moses,_Caroline_V._Morley,_Daniel_Thorngren,_Paul_Molliere,_Kevin_K._Hardegree-Ullman,_John_Brewer,_Jessie_L._Christiansen,_David_R._Ciardi,_Diana_Dragomir,_Courtney_Dressing,_Jonathan_J._Fortney,_Varoujan_Gorjian,_Thomas_P._Greene,_Lea_A._Hirsch,_Andrew_W._Howard,_Steve_B._Howell,_Howard_Isaacson,_Molly_R._Kosiarek,_Jessica_Krick,_John_H._Livingston,_Joshua_D._Lothringer,_Farisa_Y._Morales,_Erik_A._Petigura,_Joshua_E._Schlieder,_Michael_Werner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03470 |
ハッブル宇宙望遠鏡広視野カメラ3赤外線分光器を使用して得られた暖かい（500-600K）サブネプチューンHD3167cの透過スペクトルを提示します。1.125〜1.643ミクロンの波長範囲にわたるこれらのデータを、Kepler/K2（0.6〜0.9ミクロン）およびSpitzer/IRAC（4〜5ミクロン）を使用して行われたブロードバンドトランジット測定と組み合わせます。データの精度ではこれらの分子を明確に区別することはできませんが、H2O、HCN、CO2、およびCH4の少なくとも1つによる吸収の証拠が見つかります（ベイズ因子7.4;2.5シグマの有意性）。透過スペクトルは、5.8シグマ以上の信頼度で太陽の100倍未満の金属量を持つ雲のない水素が支配的な大気を除外します。対照的に、金属量が太陽の700倍を超えると仮定した場合、雲のないモデルではデータとの良好な一致が得られます。ただし、雲の影響を含む検索分析の場合、雲頂圧力による縮退のため、はるかに広い範囲の金属量（太陽直下点を含む）がデータと一致します。光化学と垂直混合を説明する自己無撞着な化学モデルは、HD3167cの雰囲気のために提示されます。これらのモデルの予測は、主に後者の大きな不確実性によるものですが、私たちの存在量の制約と概ね一致しています。内部構造モデルは、コアの質量分率が40％を超え、岩石または水のコア組成に依存せず、最大1000x太陽の大気エンベロープ金属量に依存しないことを示唆しています。また、ホスト星の15の元素の存在量の測定値を報告し、太陽の組成に非常に近いことを示しています。
GLISSE：軌道安定性計算への応用を備えたGPU最適化惑星系インテグレーター
惑星系の小天体の安定性計算用に特別に最適化されたGPU加速数値積分器を紹介します。具体的には、インテグレータは、最初は「接近遭遇のない」軌道の軌道安定性を評価するために、多数のテスト粒子（数万または数十万）を長期間（数百万の軌道）追跡する必要がある場合のために設計されています。GLISSE（GpuLong-termIntegratorforSolarSystemEvolution）コードは、いくつかの最適化を実装して、CPUで同じコードを実行する場合に比べて約100倍の速度向上を実現します。いくつかの選択肢は使用を特定のタイプのアプリケーションに制限しますが、慎重なコード設計によってさまざまなハードウェア速度のボトルネックを回避する方法について説明します。最初のアプリケーションとして、天王星と海王星の間の軌道上で最初に小天体の長期安定性を研究します。小天体が45億年の進化で生き残ることができる位相空間の小さな部分を詳細に計画します。多数の粒子を統合する機能により、不安定性を誘発する平均運動共鳴の重なりがどのように安定領域を明確に定義するかを初めて特定することができます。2番目のアプリケーションとして、5：2および3：1の平均運動共鳴における4Gyr安定性または太陽系外縁天体の境界をマッピングし、長期摂動が最初は安定したネプチューン交差メンバーを除去することを示します。
若いマルチプルシステムHD34700のダストトラップ
| Title |
A_Dust_Trap_in_the_Young_Multiple_System_HD_34700 |
| Authors |
Peyton_Benac,_Luca_Matra,_David_J._Wilner,_Maria_J._Jimenez-Donaire,_John_D._Monnier,_Evan_A._Rich,_Tim_J._Harries,_Anna_Laws,_Qizhou_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03489 |
若い星の周りの円盤をミリメートルで観察すると、粒子の成長と惑星の形成を助ける可能性のあるガス圧トラップを示す下部構造が明らかになります。HD34700のサブミリ波アレイ観測を提示します-2つのHerbigAe星を近接連星（Aa/Ab、$\sim$0.25AU）で、散乱光で見られる大きな空洞と渦巻腕を示すディスクに囲まれ、2つの遠方の低質量の仲間。これらの観測には、1.3mmの連続発光と$\sim0.5$"（178AU）の解像度での$^{12}$CO2-1線が含まれます。これらは、連続体の顕著な方位角非対称性と、周連星のケプラー回転を解決します。$^{12}$COラインのディスク。非対称性は$155^{+11}_{-7}$AUの半径にあり、散乱光キャビティのエッジと一致し、両方の半径で解決されます（$72^{+14}_{-15}$AU）と方位角（FWHM=$64^{\circ+8}_{-7}$）。ミリメートルの連続放射の強い非対称性は、ダストトラップの証拠である可能性があります。$^{12}$CO放出と小さな粒子のより対称的な形態とともに、散乱光の空洞の原因であり、塵の閉じ込めに現れる空洞の端に渦を生成する、目に見えない周連星の仲間を仮定します。ディスクの質量$^{12}$COの検出と$^{13}$COの非検出によって課せられる制限があります。このシステムの潜在的な過去の重力不安定性に対するその結果について、次のように説明します。周連星の仲間の急速な形成を説明します。また、星周円盤を通して説明する、HD34700B（投影分離$\sim1850$AU）に関連する解決された連続発光の発見についても報告します。
トリプルブラックホールに対する相対論的効果：Burrauの問題の再検討
トリプルブラックホールシステムの進化に対する相対論的補正の影響を研究した。軌道の数値積分は、2.5$^{th}$オーダーまでの相対論的補正（ポストニュートン）を使用して実行されました。ブラックホールの初期位置はピタゴラスの三角形の頂点にあり、その質量は三角形の反対側の長さに比例していました。すべてのブラックホールは、ゼロの初速度とゼロの角運動量で始まりました。各構成について、ブラックホールの質量は10$^0$$M_{\odot}$$-$10$^{12}$$M_{\odot}$から10倍にスケーリングされました。同じ質量単位の2つの三角形のシミュレーションを実行することにより、距離の影響も調査しました。各質量の場合、9つの距離単位（0.01、0.1、0.5、1、5、10、100、1000、および10000パーセク）が比較されました。システムの進化の記述子として、存続期間、バイナリエンカウンターの数、および合併の数がすべて分析されました。合計で、16の異なる構成が研究されました（c$<$100のピタゴラス三角形）。合併の数と質量の間には強い正の相関がありました（0.9868）。対照的に、バイナリの遭遇と質量の間には強い負の相関がありました（-0.9015）。システムの平均寿命は、質量が増加するにつれて指数関数的に減衰しました（決定係数0.9986）。距離シミュレーションは、距離単位と合併の数、および距離単位とシステムの寿命の両方の間に反比例の関係があることを示しました。
| Title |
New_Horizons_Observations_of_the_Cosmic_Optical_Background |
| Authors |
Tod_R._Lauer,_Marc_Postman,_Harold_A._Weaver,_John_R._Spencer,_S._Alan_Stern,_Marc_W._Buie,_Daniel_D._Durda,_Carey_M._Lisse,_A._R._Poppe,_Richard_P._Binzel,_Daniel_T._Britt,_Bonnie_J._Buratti,_Andrew_F._Cheng,_W.M._Grundy,_Mihaly_Horanyi_J.J._Kavelaars,_Ivan_R._Linscott,_William_B._McKinnon,_Jeffrey_M._Moore,_J._I._Nu\~nez_Catherine_B._Olkin,_Joel_W._Parker,_Simon_B._Porter,_Dennis_C._Reuter,_Stuart_J._Robbins,_Paul_Schenk,_Mark_R._Showalter,_Kelsi_N._Singer,_Anne._J._Verbiscer,_Leslie_A._Youn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03052 |
NewHorizonsLORRIカメラの既存のデータを使用して、7つの高銀河緯度フィールド内の光学帯域（$0.4\lesssim\lambda\lesssim0.9{\rm\mum}$）の空の明るさを測定しました。ニューホライズンズが太陽から42〜45AUの間に測定された平均生レベルは、$33.2\pm0.5{\rm〜nW〜m^{-2}〜sr^{-1}}です。$これは$\sim10\です。{\itハッブル宇宙望遠鏡}にアクセスできる最も暗い空よりも何倍も暗く、宇宙の光学的背景（COB）を検出するためのニューホライズンズの有用性を強調しています。生の合計に対するCOBの寄与を分離するには、明るい星や銀河からの散乱光、フィールド内の測光検出限界未満のかすかな星、および赤外線サーラスによって散乱された拡散天の川光を差し引く必要があります。新たに特定された残留黄道光をIRIS$100\mu$mの全天図から削除して、拡散銀河光（DGL）の2つの異なる推定値を生成します。これらを使用すると、${\rm15.9\pm4.2\（1.8〜stat。、3.7〜sys。）〜nW〜m^{-2}〜sr^{-1}}の範囲でCOBの非常に有意な検出が得られます。$から${\rm18.7\pm3.8\（1.8〜stat。、3.3〜sys。）〜nW〜m^{-2}〜sr^{-1}}$、LORRIピボット波長0.608$\mu$m。総COBレベルから測光検出限界よりも暗い銀河の積分光（IGL）を差し引くと、${\rm8.8\pm4.9\（1.8〜stat。、4.5）の範囲に原因不明の拡散フラックス成分が残ります。〜sys。）〜nW〜m^{-2}〜sr^{-1}}$から${\rm11.9\pm4.6\（1.8〜stat。、4.2〜sys。）〜nW〜m^{-2}〜sr^{-1}}$。検出されていない銀河でそれを説明するには、銀河数のかすかな端の傾斜が$V>24$で著しく急勾配になるか、既存の調査で$V<30$の銀河の半分が欠落している必要があります。
重力によるSgrA *付近のかすかな星の検出
| Title |
Detection_of_faint_stars_near_SgrA*_with_GRAVITY |
| Authors |
GRAVITY_Collaboration:,_R._Abuter,_A._Amorim,_M._Baub\"ock,_J.P._Berger,_H._Bonnet,_W._Brandner,_Y._Cl\'enet,_Y._Dallilar,_R._Davies,_P.T._de_Zeeuw,_J._Dexter,_A._Drescher,_F._Eisenhauer,_N.M._F\"orster_Schreiber,_P._Garcia,_F._Gao,_E._Gendron,_R._Genzel,_S._Gillessen,_M._Habibi,_X._Haubois,_G._Hei{\ss}el,_T._Henning,_S._Hippler,_M._Horrobin,_A._Jim\'enez-Rosales,_L._Jochum,_L._Jocou,_A._Kaufer,_P._Kervella,_S._Lacour,_V._Lapeyr\`ere,_J.-B._Le_Bouquin,_P._L\'ena,_D._Lutz,_M._Nowak,_T._Ott,_T._Paumard,_K._Perraut,_G._Perrin,_O._Pfuhl,_S._Rabien,_G._Rodr\'iguez-Coira,_J._Shangguan,_T._Shimizu,_S._Scheithauer,_J._Stadler,_O._Straub,_C._Straubmeier,_E._Sturm,_L.J._Tacconi,_F._Vincent,_S._von_Fellenberg,_I._Waisberg,_F._Widmann,_E._Wieprecht,_E._Wiezorrek,_J._Woillez,_S._Yazici,_and_G._Zins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03058 |
銀河中心にある超大質量ブラックホールのスピンは、原則として、S2よりもSgrA*にはるかに近い星の軌道を正確に測定することで測定できます。この軌道は、最近、重力赤方偏移とシュヴァルツシルトの譲歩。VLTの4つの8m望遠鏡を組み合わせたGRAVITY近赤外干渉計は、2〜4masの空間分解能を提供し、1つの8〜10m望遠鏡で補償光学支援イメージングの混乱の障壁を打ち破ります。2019年の6か月間でGRAVITYを使用してSgrA*を観測し、電波天文学で開発された干渉再構成法を使用して、SgrA*の近くのかすかな天体を検索しました。これにより、SgrA*の30mas以内のKバンドでマグニチュード18.9のゆっくりと動く星が明らかになりました。星の位置と固有運動は、以前から知られている星S62と一致しています。これは、物理的にかなり離れていますが、投影ではSgrA*の近くを通過します。2019年8月と9月の観測では、SgrA*から約130masで、Kマグニチュード16.6のS29が簡単に検出されました。計画されているGRAVITYのアップグレード、およびキャリブレーションのさらなる改善により、Kでマグニチュード19よりも暗い星を見つけることが期待されます。
ほこりはどこにありますか？：NGC 4725Bにおけるマイクロ波放射の深刻化する異常
| Title |
Where's_the_Dust?:_The_Deepening_Anomaly_of_Microwave_Emission_in_NGC_4725_B |
| Authors |
E._J._Murphy,_B._S._Hensley,_S._T._Linden,_B._T._Draine,_D._Dong,_E._Momjian,_G._Helou,_and_A._S._Evans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03060 |
強力な異常マイクロ波放射（AME）を示す、近くの銀河NGC4725の星形成ディスク内の離散的でコンパクトな光学的にかすかな領域である、NGC4725Bに向けた新しいアタカマ大型ミリ波アレイ（ALMA）の観測結果を紹介します。これらの新しいALMAデータには、92、133、203、および221GHzを中心とする連続観測と、$^{12}$CO（$J=2\rightarrow1$）ラインのスペクトル観測が含まれます。NGC4725Bは、203GHzでの検出はわずかですが、すべての周波数で連続体で検出されます。分子ガスはNGC4725Bの正確な位置では検出されませんが、関連する拡散8$\mu$m放出とともに、分子ガスがすぐ近くにあります（つまり、$\lesssim100$pc）。1.5、3、5.5、9、14、22、33、および44GHzの既存の超大型アレイ連続体データと組み合わせると、スペクトルはAME、シンクロトロン、およびフリーフリーエミッションの組み合わせに最適です。$\sim6$GHz未満で自由に吸収されます。AMEの強度を考えると、驚くべきことに、ALMA干渉計データの感度で$\lesssim$6\arcsec〜空間スケールでNGC4725Bに関連するミリメートルダスト放出の兆候はありません。最も近い分子ガス複合体の特性と推定される星形成率に基づいて、NGC4725Bは、非常に若い（$\sim3-5$Myr）巨大な（$\lesssim10^{5}M_{\odot}$）アクティブなクラスターフィードバックを受けているクラスター。ただし、ミリメートルの熱ダスト放出がないことを、30GHz放出の回転するダストの起源と一致させることは困難です。一方、NGC4725Bを新しいクラスの背景電波銀河としてモデル化することも不十分です。
レミング。 II。近くの銀河のe-MERLINレガシー調査。パーセクスケールでのパロマーサンプルの最も深いラジオビュー
| Title |
LeMMINGs._II._The_e-MERLIN_legacy_survey_of_nearby_galaxies._The_deepest_radio_view_of_the_Palomar_sample_on_parsec_scale |
| Authors |
R._D._Baldi_(INAF-Institute_of_Radio_Astronomy,_University_of_Southampton),_D._R._A._Williams,_I._M._McHardy,_R._J._Beswick,_E._Brinks,_B._T._Dullo,_J._H._Knapen,_M._K._Argo,_S._Aalto,_A._Alberdi,_W._A._Baan,_G._J._Bendo,_S._Corbel,_D._M._Fenech,_J._S._Gallagher,_D._A._Green,_R._C._Kennicutt,_H.-R._Kl\"ockner,_E._K\"ording,_T._J._Maccarone,_T._W._B._Muxlow,_C._G._Mundell,_F._Panessa,_A._B._Peck,_M._A._P\'erez-Torres,_C._Romero-Ca\~nizales,_P._Saikia,_F._Shankar,_R._E._Spencer,_I._R._Stevens,_E._Varenius,_M._J._Ward,_J._Yates |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03062 |
LeMMING（レガシーe-の一部として、e-MERLINアレイで観測された、パロマーサンプルからの177個の近くの銀河の高解像度（$\leq0.2$arcsec）1.5GHz無線画像の2番目のデータリリースを提示します。近くの銀河サンプルのMERLINマルチバンドイメージング）調査。最初のLeMMINGsデータリリースの103のターゲットとともに、これは280のローカルアクティブ（LINERおよびSeyfert）および非アクティブ銀河HII銀河および吸収線銀河（ALG）の完全なサンプルを表します。この大規模なプログラムは、ホストと核のタイプに関係なく、ローカル宇宙の最も深い無線調査$\gtrsim$10$^{17.6}$WHz$^{-1}$です。無線放射を検出します$\gtrsim$0.25mJy通常$\lesssim$100pcのサイズの125/280銀河（44.6パーセント）のビーム$^{-1}$。それらの125のうち、106のターゲットは1.2秒角以内に光核と一致するコアを示します。私たちは主にコアを観測しましたが、検出された銀河の約3分の1はジェット形態を特徴としています。サンプルで検出された無線コアの光度は、$\sim$10$^{34}$から10$^{40}$ergs$^{-1}$の範囲です。ライナーとセイファートが最も明るい光源ですが、HII銀河は最も少ないです。ライナーはFRIのようなコアで明るくなった電波構造を示し、セイファートは対称形態の最も高い割合を示します。HII銀河の大部分は、単一の電波コアまたは複雑な拡張構造を持っており、おそらく核のスターバーストや弱い活動銀河を隠しています（そのうちの7つは明確なジェットを示しています）。進化した楕円形に通常見られるALGは、数は少ないものの、平均して、LINERと同様に最も明るい無線構造を示します。
| Title |
The_Feasibility_and_Flexibility_of_Selecting_Quasars_by_Variability_Using_Ensemble_Machine_Learning_Algorithms |
| Authors |
Da-Ming_Yang,_Zhang-Liang_Xie,_Jun-Xian_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03160 |
この作業では、3つのディシジョンツリーベースのアンサンブル機械学習アルゴリズム（それぞれランダムフォレスト分類器、アダプティブブースティング、グラディエントブースティングディシジョンツリー）をトレーニングして、SDSSStripe82の可変ソースカタログでクエーサーの選択を研究します。トレーニングとテストサンプル（両方）を作成します。SDSSDR14で分光的に確認されたソース（8330個のクエーサーと3966個の星を含む）を使用して、1：1のクエーサーと星を含む）。変化パラメータのみでトレーニングすると、3つのモデルすべてが、SDSSカラーのみでトレーニングした場合（$\sim$97.2）よりも、同様に非常に高い精度と完全性（$\sim$98.5％および97.5％）でクエーサーを選択できることがわかります。％および96.5％）、以前の研究と一致しています。分光学的識別なしで可変ソースにトレーニング済みモデルを適用することにより、Stripe82可変ソースカタログで分光的に確認されたクエーサーサンプルが$\sim$93％完了していると推定します（$m_i<19.0$の場合は95％）。ランダムフォレスト分類子を使用して、分類に使用される観測機能の相対的な重要性を導き出します。さらに、1年または2年の時間領域観測を使用しても、変動に基づくクエーサー選択が非常に効率的である可能性があることを示します。
IllustrisTNG銀河の水素分子：環境の特徴をローカルのCOおよびSFRデータと注意深く比較する
| Title |
Molecular_hydrogen_in_IllustrisTNG_galaxies:_carefully_comparing_signatures_of_environment_with_local_CO_&_SFR_data |
| Authors |
Adam_R._H._Stevens,_Claudia_del_P._Lagos,_Luca_Cortese,_Barbara_Catinella,_Benedikt_Diemer,_Dylan_Nelson,_Annalisa_Pillepich,_Lars_Hernquist,_Federico_Marinacci_and_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03226 |
TNG100宇宙論的、流体力学的シミュレーションからの銀河における分子水素の後処理された含有量（H$_2$）が、$z\！=\！0$の環境でどのように変化するかを調べ、中央/衛星の状態とホストのハロー質量を評価します。可能な場合は、一酸化炭素（CO）排出量調査xCOLDGASSと綿密に比較し、調査の仕様に一致するようにTNG100銀河を模擬観測しました。$10^{11}\！\lesssim\！M_{\rm200c}/{\rmM}_{\odot}\！<\！10^{14.6}$全体のホストハローの代表的なサンプルについて、TNG100は予測します$m_*\！\geq\！10^9\、{\rmM}_{\odot}$の衛星は、中央値の$\sim$0.6dexのH$_2$分数に中央値の赤字があるはずです。同じ恒星の質量。観察とグループ発見の不確実性が説明されると、この赤字の兆候は$\sim$0.2dexに減少します。驚くべきことに、私たちの予測に沿って、0.2〜0.3dexの中心と比較したxCOLDGASS衛星のH$_2$コンテンツの不足を計算します。さらに、TNG100とSDSSのデータは、互いに定量的に一致して、より高密度の環境で固定された恒星の質量で銀河の平均星形成率の継続的な低下を示すことを示しています。TNG100に落下した瞬間から衛星を追跡することにより、水素原子（HI）が平均H$_2$よりもわずかに高い割合で枯渇していることを直接示します。この図を裏付けるように、衛星のH$_2$/HI質量比は、xCOLDGASSの中央に比べて高くなっていることがわかります。将来のCO調査でスペクトルスタッキングを使用してテストできる、H$_2$（絶対およびHIに対する相対の両方）に対する環境の影響に関する追加の予測を提供します。
球状星団の赤い水平分枝と赤い塊に沿った複数の星の種族
| Title |
Multiple_stellar_populations_along_the_red_Horizontal_Branch_and_Red_Clump_of_Globular_Clusters |
| Authors |
Emanuele_Dondoglio,_Antonino_P._Milone,_Edoardo_P._Lagioia,_Anna_F._Marino,_Marco_Tailo,_Giacomo_Cordoni,_Sohee_Jang,_Marilia_G._Carlos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03283 |
マルチバンドハッブル宇宙望遠鏡測光を利用して、12個の天の川GCとマゼラン雲GCNGC1978を含む14個の金属に富む球状星団（GC）の赤い水平分枝（HB）と赤い塊に沿った複数の集団（MP）を調査します。適切な2色の図に基づいて、銀河系GCの1G星の割合が球状星団の質量と相関していることがわかり、赤巨大分岐（RGB）星に基づく以前の結果が確認されました。マゼラン雲GCは、同様の質量を持つ銀河系GCよりも1G星の割合が高いことを示しており、環境がMP現象に影響を与えていることを示唆しています。HBに基づく母集団の割合を、MSおよびRGBからの以前の推定値と比較および組み合わせ、地上ベースのUBVI測光（NGC104、NGC5927、NGC6366、NGC6838で利用可能）を使用して、調査を見る。研究されたすべてのGCは、2Gがより中央に集中しているNGC416を除いて、クラスターの中心から約1分以内の1Gおよび2G星の平坦な分布と一致しています。NGC104とNGC5927の2G星は、1Gよりも中央に集中していますが、NGC6366とNGC6838の分布は平坦です。分析されたGCのほとんどが、赤いHBに沿って1G星の拡張シーケンスを示し、一貫性がないことがわかりました。単純な人口で。適切な合成CMDと観測されたCMDを比較すると、これらの拡張された分布は、ヘリウムの星から星への変動または内部の金属量の広がりと一致しており、ChMに沿った1G星の不均一性を思い出します。
NGC $ \、$ 419周辺の運動学的複雑性：クラスター、小マゼラン雲、マゼラニックブリッジの固有運動の解決
| Title |
Kinematic_complexity_around_NGC$\,$419:_resolving_the_proper_motion_of_the_cluster,_the_Small_Magellanic_Cloud_and_the_Magellanic_Bridge |
| Authors |
Davide_Massari,_Silvia_Raso,_Mattia_Libralato_and_Andrea_Bellini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03288 |
小マゼラン雲の星団NGC$\、$419の方向への$\it{Hubble}$$\it{Space}$$\it{Telescope}$固有運動を示します。私たちの測定の精度が高いため、接線方向に沿っていても、フィールドにある星の種族の複雑な運動学を初めて解決することができます。実際、私たちが測定した固有運動により、平均して（$\mu_{\alpha}\cos\delta^{\rmNGC\、419}、\mu_{\delta}^{で移動する星団を分離することができます。\rmNGC\、419}$）=（$+0.878\pm0.055$、$-1.246\pm0.048$）masyr$^{-1}$、小マゼラン雲のものとそれに属するものからマゼラニックブリッジの一部として認識されている3番目の運動学的特徴。このような運動学的な複雑さを解決することで、汚染除去された色と大きさの図を作成し、3つの別々のコンポーネントの絶対固有運動を測定することができます。したがって、私たちの研究は、その星団の解決された運動学を利用することによって、マゼラン雲を動的に調査する可能性に向けた最初のステップを設定します。
局部銀河群外の銀河で最も明るい星を探す
| Title |
Search_for_the_brightest_stars_in_galaxies_outside_the_Local_Group |
| Authors |
N.A._Tikhonov,_O.A._Galazutdinova,_O.N._Sholukhova,_A._Valcheva,_P.B._Nedialkov,_O.A._Merkulova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03324 |
この論文は、局部銀河群を超えて銀河の明るい巨大な星を探すための技術を示しています。巨大な星を探すために、DAOPHOTパッケージとDOLPHOTパッケージを使用したハッブル宇宙望遠鏡画像の恒星測光の結果を使用しました。このような検索の結果は、銀河DDO68、M94、NGC1672の例に示されています。銀河DDO68では、LBV星の明るさが変化し、M94では、H${\alpha}$バンドの過剰によって巨大な星を識別できます。銀河NGC1672については、TRGB法で初めて距離を測定しました。これにより、若い星形成領域で最も明るい星、おそらく極超巨星の光度を決定することができました。これまでに、12Mpc未満の距離にある320個の北天銀河のHST画像の恒星測光を実行しました。これにより、極超巨星の可能性がある53個の銀河を特定することができました。これらの銀河のさらなる測光およびスペクトル観測は、巨大な星を探すために計画されています。
イオン化ガス排出量を追跡する乙女座環境調査（VESTIGE）。
VIII。おとめ座銀河団渦巻銀河NGC4330における拡散ガスのラム圧力ストリッピングのモデリング
| Title |
A_Virgo_Environmental_Survey_Tracing_Ionised_Gas_Emission_(VESTIGE)._VIII._Modeling_ram_pressure_stripping_of_diffuse_gas_in_the_Virgo_cluster_spiral_galaxy_NGC_4330 |
| Authors |
B._Vollmer_(1),_M._Fossati_(2,_3),_A._Boselli_(4),_M._Soida_(5),_S._Gwyn_(6),_J.C._Cuillandre_(7),_Ph._Amram_(4),_S._Boissier_(4),_M._Boquien_(8),_G._Hensler_(9)_((1)_Observatoire_astronomique_de_Strasbourg,_(2)_Universita_degli_Studi_di_Milano_Bicocca,_(3)_Durham_University,_(4)_LAM,_Marseille,_(5)_Astronomical_Observatory_Krakow,_(6)_NRC_Herzberg_Astronomy_and_Astrophysics_Victoria,_(7)_Paris_Sciences_et_Lettres_University,_(8)_Centro_de_Astronom\'ia_(CITEVA)_Antofagasta,_(9)_University_of_Vienna) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03437 |
NGC4330は、おとめ座銀河の1つであり、そのUV分布は尾の構造を示しています。関連するテール構造は、HIおよびH$\alpha$の放出分布でも観察されます。以前の動的モデリングは、銀河がクラスターの中心に近づいており、したがって、増加するラム圧力ストリッピングを受けていることを示しました。マルチバンド測光と一緒に深い光学スペクトルの最近の星の種族フィッティングは、星形成が銀河円盤で急冷された時間の決定につながります。拡散イオン化ガスを含む力学モデルの新しいバージョンを紹介し、銀河円盤の外側のガスのない部分の星形成履歴とともに、HI、H$\alpha$、UV分布を再現することを目指しています。5つの異なるローレンツ時間ラム圧力プロファイルとシミュレーション開始とピークラム圧力の間の5つの異なる遅延を使用した50回のシミュレーションの結果が示されています。拡散ガスストリッピングを含めると、HI、UV、およびH$\alpha$の放出分布が大幅に変化します。拡散ガスストリッピングを使用したシミュレーションでは、銀河円盤の風下領域に垂直方向の低面密度フィラメントが自然に発生します。これらのフィラメントは、拡散ガスストリッピングなしのシミュレーションではあまり発生しません。拡散ガスストリッピングを使用したシミュレーションにより、SEDおよび光学スペクトルへのジョイントフィットが向上します。SEDと光学スペクトルを最もよく再現するモデルスナップショットのHI、NUV、およびH$\alpha$の形態は十分に異なるため、最適なモデルを選択できます。拡散ガスストリッピングを含めると、モデルと観測値の類似性が大幅に向上すると結論付けます。私たちの推奨モデルは、将来的に140Myrのラム圧力がピークに達するまでの時間をもたらします。電波連続体と拡散H$\alpha$テールの空間的一致は、両方の気相が一緒に除去されていることを示唆しています。
SN2019muj-クラスの光度ギャップを埋めるよく観察されているタイプIax超新星
| Title |
SN_2019muj_--_a_well-observed_Type_Iax_supernova_that_bridges_the_luminosity_gap_of_the_class |
| Authors |
Barnab\'as_Barna,_Tam\'as_Szalai,_Saurabh_W._Jha,_Yssavo_Camacho-Neves,_Lindsey_Kwok,_Ryan_J._Foley,_Charles_D._Kilpatrick,_David_A._Coulter,_Georgios_Dimitriadis,_Armin_Rest,_Cesar_Rojas-Bravo,_Matthew_R._Siebert,_Peter_J._Brown,_Jamison_Burke,_Estefania_Padilla_Gonzalez,_Daichi_Hiramatsu,_D._Andrew_Howell,_Curtis_McCully,_Craig_Pellegrino,_Matthew_Dobson,_Stephen_J._Smartt,_Jonathan_J._Swift,_Holland_Stacey,_Mohammed_Rahman,_David_J._Sand,_Jennifer_Andrews,_Samuel_Wyatt,_Eric_Y._Hsiao,_Joseph_P._Anderson,_Ting-Wan_Chen,_Massimo_Della_Valle,_Llu\'is_Galbany,_Mariusz_Gromadzki,_Cosimo_Inserra,_Joe_Lyman,_Mark_Magee,_Kate_Maguire,_Tom\'as_E._M\"uller-Bravo,_Matt_Nicholl,_Shubham_Srivastav,_Steven_C._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03068 |
独特のSNIaxクラスの最もよく観測されたメンバーの1つであるSN2019muj（=ASASSN-19tr）の初期（$t<+50$日）の観測を提示します。紫外線および光学測光および光学および近赤外分光法のフォローアップは、最大光の5日前の$\sim$（$58707.8$MJDの$t_{max}（B）$）から始まり、光球相をカバーしています。初期の観察により、噴出物の物理的特性を推定し、均一な化学的存在量構造からの可能な発散を特徴づけることができます。推定されたボロメータ光度曲線は1.05$\times$10$^{42}$ergs$^{-1}$でピークに達し、$^{56}$Niの0.031$M_\odot$のみが生成されたことを示しています。SN2019mujは、Iaxクラスの中程度の光度のオブジェクトで、絶対等級は$M_{V}$=-16.4等です。爆発の推定日は$t_0=58698.2$MJDであり、$B$バンドで$t_{rise}$=9。6日の短い立ち上がり時間を意味します。放射伝達コードTARDISを介して計算された合成スペクトルによる分光データの適合。より明るいSNeIaxに基づく部分的に層化されたアバンダンステンプレートを採用すると、SN2019mujとの良好な一致が得られます。ただし、以前のスペクトルがなければ、層化の必要性は、外層にのみ現れることが許可されている炭素を除いて、ほとんどの元素で述べることができません。SN2019mujは、非常に低光度のSNeIaxを十分に研究された明るいSNeIaxにリンクするユニークな機会を提供します。
$ 1
| Title |
Disentangling_the_AGN_and_star-formation_contributions_to_the_radio-X-ray_emission_of_radio-loud_quasars_at_$1 |
| Authors |
Mojegan_Azadi,_Belinda_Wilkes,_Joanna_Kuraszkiewicz,_Jonathan_McDowell,_Ralf_Siebenmorgen,_Matthew_Ashby,_Steven_Willner,_Mark_Birkinshaw,_Diana_Worrall,_Natasha_Abrams,_Peter_Barthel,_Giovanni_Fazio,_Martin_Haas,_S\'oley_Hyman,_Rafael_Mart\'inez-Galarza,_Eileen_Meyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03130 |
活動銀河核（AGN）とそのホスト銀河に電力を供給するエネルギーの生成に関与する放出メカニズムを制約するには、波長の関数として両方からの寄与を解きほぐすことが不可欠です。ここでは、最先端のAGN無線からX線へのスペクトルエネルギー分布フィッティングモデル（ARXSED）を紹介します。ARXSEDは、複数のコンポーネントを使用して、AGNとそのホストからの放射を複製します。電波波長では、ARXSEDは電波構造（ローブ、ジェットなど）からの放射を考慮します。近赤外線から遠赤外線の波長では、ARXSEDは、トーラスからの放射を考慮して、塊状の媒体と均質なディスクを組み合わせます。光学UVおよびX線では、ARXSEDが降着円盤からの放射を考慮します。電波からUV波長までの基礎となる成分が、ホスト銀河からの放射を説明しています。ここでは、ARXSEDが$1<z\lesssim2$の3CRRサンプルからの20個のラジオラウドクエーサーのパンクロマティックSEDに適合した結果を示します。コンパクトな無線構造（コア、ホットスポット）が存在する場合、単一のべき乗則が無線放射に適合できないことがわかります。クエーサーの電波構造からの非熱放射が、サンプルの半分のサブミリ波の光度に大きく寄与し（$>70\％$）、サブミリ波ベースの星形成率の推定に影響を与えることがわかりました。ラジオラウドクエーサーの固有SEDの中央値を$z>1$で提示し、\cite{Elvis1994}のSEDの中央値がラジオで選択されたAGNのSEDを$z>1$で説明できないことを発見しました。私たちのフィッティング手法から推測されたAGNトーラスと降着円盤のパラメーターは、同様のサンプルの文献のパラメーターと一致しています。トーラス/降着円盤の向きが、サンプルの電波ジェットの傾きと一致していないことがわかります。
低質量中性子星星震学による核飽和パラメータの推定
さまざまな統一された現実的な状態方程式で構築された冷たい中性子星からの重力波の基本（$f$-）および第1圧力（$p_1$-）モード周波数を調べます。計算された頻度を使用して、星の平均密度の平方根とパラメーターの関数として、$f$-および$p_1$モードの頻度$f_f$および$f_{p_1}$の実験式を導き出します。（$\eta$）、これは核飽和パラメータの組み合わせです。経験式を使用して、$f$モードと$p_1$モードの重力波を同時に観測することにより、$1.5\lesssimf_{p_1}/f_f\lesssim2.5$（質量が$\lesssim0.9M_\odot$）、$\sim10\％$の精度内で$\eta$の値を推定できます。これにより、中性子星物質のEOSに強い制約が生じます。さらに、最大$f$モード周波数は、中性子星の最小半径と強く関連していることがわかります。つまり、$f$モードのより高い周波数を観測する場合、最小中性子星半径の上限を制約する可能性があります。
チャンドラで観測された若い高BパルサーPSRJ1208-6238の低いX線効率
| Title |
Low_X-ray_Efficiency_of_a_Young_High-B_Pulsar_PSR_J1208-6238_Observed_with_Chandra |
| Authors |
Aya_Bamba_(1,_2),_Eri_Watanabe_(3),_Koji_Mori_(4),_Shinpei_Shibata_(3)_Yukikatsu_Terada_(5),_Hidetoshi_Sano_(6,_7),_Miroslav_D._Filipovic_(8)_((1)_U._Tokyo,_(2)_RESCEU_U._Tokyo,_(3)_Yamagata_U.,_(4)_U._Miyazaki,_(5)_Saitama_U.,_(6)_Nagoya_U.,_(7)_NAOJ,_(8)_Western_Sydney_U.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03235 |
高磁場（高B）パルサーは、マグネターと従来の回転動力パルサーを橋渡しし、マグネター活動の起源を理解するための重要な情報源です。最年少の高BパルサーPSRJ1208-6238の1つのX線束の厳しい上限を初めて推定しました。Chandra10ksの観測では、重要な情報源は示されていません。放出モデルに応じて、固有の0.5〜7keVフラックスの3シグマ上限は（2.2〜10.0）e-14erg/s/cm2になります。
中性子星クラストにおける磁気変形の進化
この研究では、中性子星の地殻で発生する磁場の進化を調べます。弾性限界を超えると、格子イオンは塑性流動として機能すると想定されます。数値シミュレーションでは、ローレンツ力によって駆動されるオーミック散逸、ホールドリフト、およびバルク流体速度が考慮されます。進化の過程で地殻に磁気的に誘発された四重極変形が観察されます。一般に、楕円率は磁気エネルギーが減少するにつれて減少します。トロイダルフィールドが支配的なモデルでは、楕円率の符号が変化します。つまり、初期の扁長形状は扁平になる傾向があります。これは、トロイダル成分がポロイダル双極子成分よりも短いタイムスケールで急速に減衰するために発生します。検討した単純な初期モデルの場合、磁気双極子成分は$\sim1$Myrのホールタイムスケールで大幅に変化しないことがわかります。したがって、上記のタイムスケールで表面双極子の高速減衰を研究するには、より複雑な初期モデルが必要です。
FRB20180916Bの60個の環境
| Title |
The_60-pc_Environment_of_FRB_20180916B |
| Authors |
Shriharsh_P._Tendulkar_(1_and_2),_Armando_Gil_de_Paz_(3_and_4),_Aida_Yu._Kirichenko_(5_and_6),_Jason_W._T._Hessels_(7_and_8),_Mohit_Bhardwaj_(9_and_10),_Fernando_\'Avila_(11),_Cees_Bassa_(8),_Pragya_Chawla_(9_and_10),_Emmanuel_Fonseca_(9_and_10_and_12_and_13),_Victoria_M._Kaspi_(9_and_10),_Aard_Keimpema_(14),_Franz_Kirsten_(15),_T._Joseph_W._Lazio_(16),_Benito_Marcote_(14),_Kiyoshi_Masui_(17_and_18),_Kenzie_Nimmo_(8_and_7),_Zsolt_Paragi_(14),_Mubdi_Rahman_(19_and_20)Daniel_Reverte_Pay\'a_(21_and_22),_Paul_Scholz_(19),_Ingrid_Stairs_(23)_((1)_Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Tata_Institute_of_Fundamental_Research,_(2)_National_Centre_for_Radio_Astrophysics,_(3)_Departamento_de_F\'isica_de_la_Tierra_y_Astrof\'isica,_Universidad_Complutense_de_Madrid_(UCM),_(4)_Instituto_de_F\'isica_de_Part\'iculas_y_del_Cosmos_(IPARCOS),_(5)_Instituto_de_Astronom\'ia,_Universidad_Nacional_Aut\'onoma_de_M\'exico,_(6)_Ioffe_Institute,_(7)_Anton_Pannekoek_Institute_for_Astronomy,_(8)_ASTRON,_(9)_Department_of_Physics,_McGill_University,_(10)_McGill_Space_Institute,_McGill_University,_(11)_Observatorio_Astron\'omico_Nacional,_Instituto_de_Astronom\'ia,_Universidad_Nacional_Aut\'onoma_de_M\'exico,_(12)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_West_Virginia_University,_(13)_Center_for_Gravitational_Waves_and_Cosmology,_West_Virginia_University,_(14)_Joint_Institute_for_VLBI_ERIC,_(15)_Department_of_Space,_Earth_and_Environment,_Chalmers_University_of_Technology,_(16)_Jet_Propulsion_Laboratory,_California_Institute_of_Technology,_(17)_MIT_Kavli_Institute_for_Astrophysics_and_Space_Research,_Massachusetts_Institute_of_Technology,_(18)_Department_of_Physics,_Massachusetts_Institute_of_Technology,_(19)_Dunlap_Institute_for_Astronomy_&_Astrophysics,_University_of_Toronto,_(20)_Sidrat_Research,_(21)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_(22)_GRANTECAN,_(23)_Department_of_Physics_&_Astronomy,_University_of_British_Columbia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03257 |
149Mpcのホスト銀河SDSSJ015800.28+654253.0の高速電波バーストFRB20180916Bは、堅牢なホスト銀河関連を持つ最もよく知られているFRBです。ソースはまた、そのバーストで16。35日の期間を示しています。ここでは、ハッブル宇宙望遠鏡のWFC3カメラと10.4mのカナリア大望遠鏡のMEGARA分光器を使用したFRB20180916Bの光学および赤外線イメージングと面分光観測を紹介します。ハッブルイメージングの60〜90ミリアーク秒（mas）の解像度と、FRB20180916Bの以前の2.3マスのローカリゼーションにより、30〜60pcの解像度で環境をプローブできます。FRB20180916Bの位置にある点状の星形成またはHII領域を、H$\alpha$の光度$L_\mathrm{H\alpha}\lesssim10^{37}\、\mathrm{erg\を持つように制約します。、s^{-1}}$であり、それに応じて、ローカルの星形成率を$\lesssim10^{-4}\、\mathrm{M_\odot\、yr^{-1}}$に制限します。H$\alpha$の制約は、FRB20180916Bの可能な恒星のコンパニオンは、O6Vよりも低温で質量の小さいスペクトル型でなければならないことを示唆しています。FRB20180916Bは、最も近い若い恒星状天体の最も明るいピクセルから250pc離れています（投影距離）。サイズは$\sim380$\、pcです（半値全幅）。パルサー、マグネター、または中性子星のバイナリの典型的な投影速度（60-750kms$^{-1}$）では、FRB20180916Bは、推定された出生場所から観測された距離を横断するために800kyrから7Myrを必要とします。このタイムスケールは、マグネターのアクティブな年齢（$\lesssim10$kyr）と一致していません。むしろ、推定された年齢と観測された分離は、高質量X線連星とガンマ線連星の年齢、および最も近いOB関連からのそれらの分離と互換性があります。
大規模な銀河系外ジェットのX線放射のためのせん断加速モデルの制約
大規模（$>1$kpc）規模の強力な銀河系外ジェットからの強力なX線放射の性質についてはまだ議論されています。電子によるCMBの逆コンプトン散乱を引き起こすシナリオは、GeVバンドでのガンマ線放出の欠如によって挑戦されます。別の方法は、超高エネルギー電子の異なる集団によるシンクロトロン放射を想定しています。ここでは、このシナリオを適用する具体的な試みを示し、超高エネルギー電子がジェットを取り巻くせん断層で加速される特定のモデルを調査します。研究を非相対論的流れに限定し、粒子加速はフォッカープランク方程式によって扱われます。低エネルギー（無線、光学）とX線放射の間の厳密な空間的一致は、事前に加速された粒子の必要な集団が、低周波数で放出される電子の加速に関与する衝撃によって提供されると仮定することを促します。このモデルを、最もよく研究されている2つのオブジェクトであるPKS0637-752とPKS1136-135のジェットの主ノットの放出に適用します。採用された基準パラメータのセットの場合、ジェット出力が制限値$10^{48}$ergs$^{-1}$を超えないという条件は、磁場を$10$$\mu$Gより上に拘束します。PKS0637-752の場合は中程度のビーム（$\delta\simeq2$）。どちらのソースでも、せん断層の磁気乱流がコルモゴロフスペクトル$I（k）\proptok^{-q}$（$q=）に従う場合、電子の加速が放射冷却よりも速く進行するという要件を満たすことができます。5/3$ですが、ボームのような場合（$q=1$）では満足できません。
狭線セイファート1銀河1H0707-495のeROSITA観測における極端な超軟X線変動
| Title |
Extreme_ultra-soft_X-ray_variability_in_an_eROSITA_observation_of_the_Narrow-Line_Seyfert_1_Galaxy_1H_0707-495 |
| Authors |
Th._Boller,_T._Liu,_P._Weber,_R._Arcodia,_T._Dauser,_J._Wilms,_K._Nandra,_J._Buchner,_A._Merloni,_M.J._Freyberg,_M._Krumpe,_S._G._H._Waddell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03307 |
超ソフトなナローラインセイファート1ギャラクシー1H0707-495は、複雑で急峻なX線スペクトルを備えた、よく知られた非常に可変的なAGNであり、過去にXMM-Newtonで広範な研究の対象となってきました。1H0707-495は、2019年10月11日の最初のCAL/PV観測の1つとしてeROSITAで約60,000秒間観測されました。eROSITA光度曲線は、31〜235の1シグマ誤差信頼区間で58分の1のフラックス減少の形で有意な変動を示します。この変動は主にソフトバンドにあり、ハードバンドではそれほど極端ではありません。XMM-Newton光学モニターの同時観測では、強い紫外線変動は検出されていません。UV放射は約10^44ergs^-1で、エディントン限界に近いです。1H0707-495は、20年間のXMM-Newton観測すべての中で最低のハードフラックス状態に入りました。2020年4月に行われたeROSITAAll-SkySurvey（eRASS）観測では、X線光度曲線は超ソフトバンドでさらに変動しますが、ソフトバンドとハードバンドのカウント率が増加し、以前に観測されたフラックス状態に類似しています。相対論的反射と可変部分被覆吸収体を含むモデルは、スペクトルに適合し、極端な光度曲線の振る舞いの可能な説明を提供します。吸収体はおそらくイオン化されているため、軟X線に対してより透過的です。これにより、軟X線がさまざまな量で漏れ、大振幅の軟X線の変動が発生します。
| Title |
Radio_counterparts_of_gamma-ray_sources_in_the_Cygnus_region |
| Authors |
Paula_Benaglia,_C.H._Ishwara-Chandra,_Josep_M._Paredes,_Huib_T._Intema,_Marcelo_E._Colazo,_Natacha_L._Isequilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03456 |
ガンマ線宇宙の視野は、宇宙高エネルギー（HE）および地上ベースの超高エネルギー（VHE）観測所によって継続的に拡大されています。それでも、角度分解能の制限により、これらのガンマ線放出源を簡単に特定することはできません。電波観測は、電波放射の原因となる相対論的電子の同じ母集団が逆コンプトン散乱を介してHE/VHE放射を生成する可能性があるため、低エネルギーで可能な対応物を検索するための効果的なツールです。はくちょう座地域は多くのガンマ線源で混雑しており、それらのほとんどは未確認のままです。未確認のガンマ線源に対応する可能性のあるものを見つけるために、610MHzと325MHzで巨大メートル波電波望遠鏡を使用してはくちょう座地域の詳細な調査を実施しました。HE/VHEソースのエラーサークル内の対応するものを詳細に検索しました。15個のHEソースのエラー楕円で見つかった36個の電波ソースと、VHEソースのエラー楕円で11個の電波ソースを報告します。8つのソースは、非常に急な電波スペクトルインデックスアルファ<-1.5を持っています。これはパルサーである可能性が最も高く、周期性検索のためにフォローアップされます。HE/VHEソースのエラーサークル内のこのようなかなりの数のパルサー候補は、この文脈でのパルサーとパルサー風星雲のエネルギー学と有効性の新たな見方を促します。
高速電波バーストの物理的メカニズム
高速電波バーストは、電波の空に蔓延している不思議なミリ秒の過渡現象です。近年のデータの急速な蓄積により、これらのイベントの根本的な物理的メカニズムの理解が容易になりました。ガンマ線バーストと電波パルサーの隣接する分野から得られた知識も洞察を提供しました。ここでは、この動きの速い分野での開発をレビューします。コンパクトオブジェクト（中性子星またはブラックホール）の磁気圏またはそのようなオブジェクトから発射される相対論的衝撃のいずれかを呼び出す放射モデルの2つの一般的なカテゴリについて多くの議論がありました。軟ガンマ線リピーターに関連する銀河系の高速電波バーストの最近の検出は、マグネターエンジンが少なくともいくつかの、そしておそらくすべての高速電波バーストを生成できることを示唆しています。高速電波バーストを生成する可能性のある他のエンジンは必要ありませんが、不可能ではありません。
SAIMSUのコーカサス山岳天文台の2.5m望遠鏡の過渡ダブルビーム分光器
| Title |
Transient_Double-beam_Spectrograph_for_the_2.5-m_Telescope_of_the_Caucasus_Mountain_Observatory_of_SAI_MSU |
| Authors |
S._A._Potanin_(1,2),_A._A._Belinski_(2),_A.V._Dodin_(2),_S._G._Zheltoukhov_(1,2),_V._Yu._Lander_(1),_K._A._Postnov_(2,1),_A._D._Savvin_(2),_A._M._Tatarnikov_(2),_A._M._Cherepashchuk_(2),_D._V._Cheryasov_(2),_I._V._Chilingarian_(3,2),_N._I._Shatsky_(2)_((1)_Faculty_of_Physics,_Lomonosov_Moscow_State_University,_Moscow,_Russia_(2)_Sternberg_Astronomical_Institute,_Moscow,_Russia_(3)_Smithsonian_Astrophysical_Observatory,_Cambridge,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03061 |
トランジェントダブルビームスペクトログラフ（TDS）は、シュテルンベルク天文研究所のコーカサス山脈天文台の2.5m望遠鏡を使用した非定常および銀河系外の光源の光学的低解像度観測用に設計されています。短波長（360〜577nm、相互分散1.21A/ピクセル、分解能R=1300、1秒角スリット）と長波長（567〜746nm、0.87A/ピクセル、R）で同時に動作します。=2500）チャネル。光は、574nmで50％の透過率を持つダイクロイックミラーによって分割されます。「ブルー」チャンネルでは、2倍の分解能を持つグリズムによるグレーティングの自動交換が可能です。2台のCCDカメラは、50kHzの読み出し速度で3$e-$の読み出しノイズで$-70^\circ$Cに冷却されたE2V42-10検出器を使用します。分光器には、バックスリットビューアーカメラとキャリブレーションユニットが装備されており、波長キャリブレーション用のホローカソードランプまたは連続スペクトル（「フラットフィールド」）を備えたLED光源からの比較スペクトルを記録して、ケラレを考慮に入れることができます。不均一なスリット照明。スリット損失のない光路全体のスループットは、「青」チャネルで天頂で20％、「赤」チャネルで35％です。大気と望遠鏡を除いて、TDS自体の効率はそれぞれ最大47％と65％に達します。分光器は、広視野測光CCDカメラとポートを共有するCMOSAIMSUの2.5m望遠鏡のカセグレン焦点に恒久的に取り付けられています。分光器は、光路に導入された折りたたみミラーからの光によって供給されます。2019年11月以降、TDSは、ピクセルあたり5を超える信号対雑音比で、2時間の露出で最大20等の非定常星と銀河系外の源の定期的な観測に使用されています。
環境および望遠鏡の動作条件に基づく天文画質の予測
| Title |
Astronomical_Image_Quality_Prediction_based_on_Environmental_and_Telescope_Operating_Conditions |
| Authors |
Sankalp_Gilda,_Yuan-Sen_Ting,_Kanoa_Withington,_Matthew_Wilson,_Simon_Prunet,_William_Mahoney,_Sebastien_Fabbro,_Stark_C._Draper,_Andrew_Sheinis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03132 |
地上の天文台で行われる一連の科学的曝露のインテリジェントなスケジューリングは、非常に困難です。観測時間はオーバーサブスクライブされており、大気条件は絶えず変化しています。機械学習を使用して天文台のスケジューリングをガイドすることを提案します。カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡によって記録された曝露、環境、および動作条件の15年間のアーカイブを活用して、画質を正確に予測する確率的データ駆動型モデルを構築します。望遠鏡のドームに配置された12個のベントの開閉を最適化することにより、ドームによって引き起こされる乱流を減らし、望遠鏡の画質を（0.05〜0.2秒角）改善できることを示します。これは、$\sim10-15\％$の露出時間（したがってコスト）の削減に相当します。私たちの研究は、現在および次世代の望遠鏡の数百万ドル規模の運用のデータベースによる最適化に向けた第一歩です。
小惑星資源の利用：倫理的懸念と進歩
| Title |
Asteroid_Resource_Utilization:_Ethical_Concerns_and_Progress |
| Authors |
Andrew_S._Rivkin,_Moses_Milazzo,_Aparna_Venkatesan,_Elizabeth_Frank,_Monica_R._Vidaurri,_Phil_Metzger,_Chris_Lewicki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03369 |
小惑星の採掘が現実に向かって進むにつれて、事業への参入に対する高い障壁が参加を制限し、不平等を拡大し、疎外された人々や発展途上国によって得られる利益を減少または排除する可能性があります。倫理的な問題の検討が緊急に必要であり、多国間だけでなく国際的な解決策への参加も必要です。
レーザー周波数コムを使用したHARPSのラインプロファイルの測定と特性評価
| Title |
Measuring_and_characterizing_the_line_profile_of_HARPS_with_a_laser_frequency_comb |
| Authors |
Fei_Zhao,_G._Lo_Curto,_L._Pasquini,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_J._R._De_Medeiros,_I._C._Le\~ao,_B._L._Canto_Martins,_R._Rebolo,_A._Su\'arez_Mascare\~no,_M._Esposito,_A._Manescau,_T._Steinmetz,_T._Udem,_R._Probst,_R._Holzwarth,_G._Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03391 |
目的。HARPS（高精度放射速度惑星サーチャー）の2Dスペクトル線プロファイルを研究し、検出器全体の位置と線強度の変化に伴う変化を測定します。ラインプロファイルとその変動の特性評価は、太陽のような星の周りのハビタブルゾーンで地球の双子を検出するために必要な10^{-10}または3.0cm/sの波長スケールの精度を達成するために重要です。メソッド。機器のラインプロファイルをプローブするために、未解決および未ブレンドのラインを備えたレーザー周波数コム（LFC）を使用しました。LFC光（さまざまな減光フィルターによって減衰）をHARPSのオブジェクトファイバーと参照ファイバーの両方に注入し、ライン強度によるラインプロファイルの変化を調べました。モーメント分析を適用して、ラインの位置、幅、歪度を測定し、分光器と検出器によって引き起こされるラインプロファイルの歪みを特徴付けました。これに基づいて、両方のファイバーのビームプロファイルを追跡することにより、点広がり関数の歪みを補正するモデルを確立しました。結果。ラインプロファイルは、検出器上の位置とライン強度の関数として変化することを示しています。これは、HARPS検出器に対する電荷移動非効率（CTI）の影響と一致しています。ライン位置の推定はラインプロファイルに大きく依存するため、ライン振幅の変化はラインの測定位置を効果的に変化させ、機器の波長スケールの安定性に影響を与えます。補正関数を推定して適用し、この影響を再調整して軽減し、フォトンノイズと一致するレベルまで低減します。
| Title |
Dark_Energy_Survey_Year_3_Results:_Point-Spread_Function_Modeling |
| Authors |
M._Jarvis,_G._M._Bernstein,_A._Amon,_C._Davis,_P._F._L\'eget,_K._Bechtol,_I._Harrison,_M._Gatti,_A._Roodman,_C._Chang,_R._Chen,_A._Choi,_S._Desai,_A._Drlica-Wagner,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_A._Hernandez,_N._MacCrann,_J._Meyers,_A._Navarro-Alsina,_S._Pandey,_A._A._Plazas,_L._F._Secco,_E._Sheldon,_M._A._Troxel,_S._Vorperian,_K._Wei,_J._Zuntz,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_S._Avila,_S._Bhargava,_S._L._Bridle,_D._Brooks,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_J._De_Vicente,_H._T._Diehl,_P._Doel,_S._Everett,_B._Flaugher,_P._Fosalba,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gaztanaga,_D._W._Gerdes,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_S._Kent,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_O._Lahav,_M._A._G._Maia,_M._March,_J._L._Marshall,_P._Melchior,_F._Menanteau,_R._Miquel,_R._L._C._Ogando,_F._Paz-Chinch\'on,_E._S._Rykoff,_E._Sanchez,_V._Scarpine,_M._Schubnell,_S._Serrano,_I._Sevilla-Noarbe,_M._Smith,_E._Suchyta,_M._E._C._Swanson,_G._Tarle,_T._N._Varga,_A._R._Walker,_W._Wester,_R.D._Wilkinson,_DES_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03409 |
天文画像の点像分布関数（PSF）をモデル化するための新しいソフトウェアパッケージであるPiff（PSFIntheFullFOV）を紹介します。これは、ダークエネルギーサーベイ（DES）の最初の3年間（Y3として知られています）に適用されます。）データ。PSFモデルが視野（FOV）全体でどのように変化するかなど、PiffがPSFをモデル化するために使用するアルゴリズムに関する詳細について説明します。診断結果は、PSFモデリングからの系統的誤差が、DESY3弱レンズ効果分析にとって重要なスケールの範囲にわたって非常に小さいことを示しています。特に、PSFモデリングからの系統的誤差は、DES1年目（Y1）分析からの対応する結果よりも大幅に小さくなっています。また、将来の分析でモデリングエラーをさらに減らすことが期待されるPiffのいくつかの計画された改善についても簡単に説明します。
人為的スカイグローの微分測光による下層大気のエアロゾル含有量の夜間モニタリング
| Title |
Nighttime_monitoring_of_the_aerosol_content_of_the_lower_atmosphere_by_differential_photometry_of_the_anthropogenic_skyglow |
| Authors |
Miroslav_Kocifaj_and_Salvador_Bar\'a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03441 |
下層大気のエアロゾル含有量の夜間モニタリングは、適切な参照自然光源が不足しているため、困難な作業です。ここでは、都市の光による人為的な夜空の明るさが、任意の厚さの大気層のエアロゾル光学的厚さを推定するためにうまく使用できることを示します。この方法では、制限層の高度に配置された2つの検出器を使用して天頂の夜空の明るさを測定する必要があります。全体的な大気の光学的厚さの推定値（地上での測定または特定の衛星製品から入手可能）と組み合わせると、これらの放射輝度の比率により、これら2つの高度間の気柱のエアロゾル光学的厚さの差が直接推定されます。これらの測定は、光害研究コミュニティで広く使用されているシングルチャネルの低コスト放射輝度検出器を使用して行うことができます。
小型衛星による天文学の未来
小型衛星の数は、過去10年間で、2010年代半ばの年間数十の衛星から、2020年代半ばまでに軌道上で数万の予測に劇的に増加しました。これは、観測天文学の問題と機会の両方を提示します。小型衛星は、地上の天文学とより大きな宇宙ミッションの両方に補完的な費用効果の高い機能を提供します。地上の天文学と比較すると、これらの利点は、地球の大気が不透明な波長範囲にアクセスできるだけでなく、安定した高精度の測光、長期監視、および改善された面積範囲にもあります。天文学には、主要な発見につながる新しい観測パラメータ空間の長い歴史があります。ここでは、小型衛星が天体物理学の新しいパラメーター空間を探索する可能性について説明し、現在および提案されているミッションの例を利用し、連星、外惑星、太陽系科学から初期の宇宙および基礎物理学までの幅広い科学目標にまたがっています。
静止衛星からの1秒未満のフレアの高速前景
| Title |
A_high-rate_foreground_of_sub-second_flares_from_geosynchronous_satellites |
| Authors |
Guy_Nir,_Eran_O._Ofek,_Sagi_Ben-Ami,_Noam_Segev,_David_Polishook,_Ilan_Manulis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03497 |
WeizmannFastAstronomicalSurveyTelescope（W-FAST）は、55cmの光学測量望遠鏡で、広い視野（7deg^2）で空を高ケイデンス（25Hz）で監視します。フレームレートが高いため、複数の画像で1秒未満のトランジェントを検出できます。このようなトランジェントの非対象調査で検出された約0.1〜0.3秒の持続時間フレアのサンプルを示します。それらのすべてではないにしても、ほとんどが静止衛星と墓場軌道衛星から反射された太陽光の輝きであることを示します。私たちが検出するフレアの典型的な大きさは9-11であり、30秒の露光時間で希釈すると約14-16の大きさになります。-20度から+10度の間の赤緯では、約11等より明るいイベントの割合は、1度あたり1日あたり30〜40イベントのオーダーであると推定されます。これには、真上の静止帯に対応する赤緯は含まれません。赤道、レートが高くなる可能性があります。そのようなきらめきは、広域調査（ZTFやLSSTなど）で一般的であり、それらのいくつかは点のような外観を持ち、高速電波バーストの対応物などの高速過渡現象の検索を混乱させることを提案します。地球の影の方向で観測することにより、11等より明るいイベントの0.052度^-2日^-1（95\％信頼限界）の高速天体物理学的過渡現象の速度に上限を設けることができます。
3DGLASS-バックグラウンドフローの音響ソーラーモデリング
| Title |
3D_GLASS_--_Acoustic_Solar_Modeling_of_Background_Flows |
| Authors |
Andrey_M._Stejko,_Alexander_G._Kosovichev,_Nagi_N._Mansour |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03131 |
線形化された圧縮性オイラー方程式の3次元（3D）数値ソルバー（3DGLASS-GLobalAcousticSolarSimulation）を紹介します。これは、太陽内部全体の音響振動をモデル化するために使用されます。支配方程式は、完全にグローバルな球形メッシュ（$0\le\phi\le2\pi$、$0\le\theta\le\pi$、$0\ler\leR_{\odot}$）上で保存形式で解かれます。）標準の太陽モデルSによって生成された背景状態に対して。効率的な疑似スペクトル計算法を実装して、内部速度摂動に対する圧縮性物質微分ダイアドの寄与を計算し、任意の3D背景速度場で振動を計算します。このモデルは、日震学の手法を使用して内部質量流のさまざまなレジームを探索する、「フォワードモデリング」アプローチの基盤を提供します。観測された太陽光発電スペクトルを再現し、固体の回転による回転分裂を示し、局所日震学技術を適用して単一細胞子午面循環の単純なモデルによって作成された移動時間を測定することにより、この論文で提示された数値的方法の有効性を示します。
四重極次数での三項系におけるフォンゼイペル-リドフ-コザイ振動の特性：試験粒子近似の緩和
| Title |
Properties_of_von_Zeipel-Lidov-Kozai_oscillations_in_triple_systems_at_the_quadrupole_order:_relaxing_the_test_particle_approximation |
| Authors |
Adrian_S._Hamers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03294 |
階層的三項系におけるフォンゼイペル-リドフ-コザイ（ZLK）振動は、強い相互作用を引き起こしたり、Ia型超新星や重力波源などを生成したりするなど、天体物理学的に重要な意味を持っています。最低（四重極）膨張次数でのZLK振動の解析特性、および高次項による複雑さを考慮する場合、通常、内部バイナリのボディの1つが質量のないテスト粒子限界を想定します。この近似は、たとえば惑星系には適していますが、恒星の三塁打など、より比較可能な質量を持つシステムでは精度が低くなります。非試験粒子効果は通常、数値シミュレーションで考慮されますが、私たちの知る限り、試験粒子と一般的なケース（四重極次数）の違いに焦点を当てたより分析的なアプローチは提示されていません。ここでは、4倍の拡張次数でトリプルの経年振動のいくつかの分析特性を導き出します。後者は、八重極次効果が抑制されるように内部本体の質量が類似している限り、比較的コンパクトなトリプルにも適用されます。振動の特性（円形対秤動）、最小および最大の偏心、およびタイムスケールの一般的な条件を、すべて$\gamma\equiv（1/2）L_1/G_2$、内部との比率の関数として考慮します。-外側の軌道角運動量変数（テスト粒子限界で$\gamma=0$）。特に、離心率振動は、ゼロ以外の$\gamma$の逆行方向でより効果的です。初期の内部離心率がゼロであると仮定すると、最大離心率は$\cos（i_\mathrm{rel、0}）=-\gamma$でピークになります。ここで、$i_\mathrm{rel、0}$は初期の相対傾斜です。これらのプロパティをすばやく計算するために使用できるPythonスクリプトを提供します。
散開星団NGC1817の領域における広帯域直線偏波
クラスターNGC1817の領域にある125個の星のマルチバンド線形偏光観測が、その方向の星間塵と粒子の特性を研究することを目的として実行されました。偏光は波長に依存し、平均値が0.95％のVバンドで最大であることがわかります。前景の星間塵粒は、NGC1817の方向に向かう星の光の直線偏光の主な原因であるように見えます。119.2度のVバンドの位置角の平均値は、銀河系の平行方向よりも小さいことがわかります。この領域は、その方向のダスト粒子がおそらくまだ緩和されていないことを示しています。塵の空間分布は、クラスターのコア領域よりもコロナル領域でより多様であるように見えます。偏光度の最大値は、セルコウスキーの関係を使用して、クラスターのメンバーで0.93％と推定されます。0.54+/-0.02ミクロンの最大偏光に対応する波長の平均値は、視線内のダスト粒子のサイズ分布が一般的な星間物質のサイズ分布と類似していることを示しています。クラスター内のいくつかの変光星も偏光測定で観察され、脈動変光星はクラスターの他の非変光星からわずかに低い偏光値を持っているように見えます。銀河面の近くにあるクラスターの前にダスト層が存在する兆候がありますが、銀河面から離れた場所にあるクラスターの場合、主要なダスト層は観察されません。
TESSフルフレーム画像での可変準矮星B型星の検索-I。南黄道半球の可変オブジェクト
| Title |
A_search_for_variable_subdwarf_B_stars_in_TESS_Full_Frame_Images_--_I._Variable_objects_in_the_southern_ecliptic_hemisphere |
| Authors |
S._K._Sahoo_(1_and_2),_A._S._Baran_(1_and_3),_S._Sanjayan_(1_and_2),_J._Ostrowski_(1)_((1)_ARDASTELLA_Research_Group,_Institute_of_Physics,_Pedagogical_University_of_Krakow,_Poland,_(2)_Nicolaus_Copernicus_Astronomical_Centre_of_the_Polish_Academy_of_Sciences,_Poland,_(3)_Department_of_Physics,_Astronomy,_and_Materials_Science,_Missouri_State_University,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03465 |
フルフレーム画像で脈動する準矮星B型星を検索した結果を報告し、30分のリズムでサンプリングし、TESSミッションの1年目に収集しました。1年目は南黄道半球のほとんどをカバーします。脈動をチェックしたオブジェクトのサンプルは、一般に公開されている準矮星のB型星データベースから選択されました。2つの陽性検出のみが達成されましたが、検索の副産物として1807の可変オブジェクトが見つかりました。それらのほとんどは分類されていないため、この段階では特定の変動クラスを確認できません。私たちの予備的な発見には、2つの新しい準矮星B（sdB）パルセータ、既知のsdBスペクトルを持つ26の変数、83の分類されていない脈動星、83の食変光星（分離および半分離）、1535のパルセータと非食変光星の混合、2つの新星、および既知の（非sdB）スペクトル分類を持つ77個の変数。食変光星の中から、2つの既知のHWVirシステムと4つの新しい候補を特定しました。2つのsdBパルセータの振幅スペクトルはモードが豊富ではありませんが、そのうちの1つのモード次数の推定値を導き出します。さらに、83個のパルセータの中からモード識別用に5つのsdBV候補を選択し、この予備分析に基づいて結果を説明しました。さらなる進歩には、新たに発見された変光星のスペクトル分類が必要になります。これには、準矮星B型星がさらに含まれることが望まれます。
太陽周期24におけるIV型太陽電波バーストの発生とそれらのコロナ質量放出との関連について
| Title |
On_the_occurrence_of_type_IV_solar_radio_bursts_in_the_solar_cycle_24_and_their_association_with_coronal_mass_ejections |
| Authors |
Anshu_Kumari,_D._E._Morosan,_E._K._J._Kilpua |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03509 |
太陽活動、特にコロナ質量放出（CME）は、しばしばメートル波長の放射のバーストを伴います。これらのバーストのいくつかは、持続時間が長く、広い周波数帯域に広がります。つまり、タイプIVの電波バーストです。ただし、タイプIVバーストとコロナ質量放出との関連はまだよく理解されていません。この記事では、太陽周期24におけるタイプIVの太陽電波バーストの最初の統計的研究を行います。私たちの研究には、このサイクル中に発生した合計446のタイプIV電波バーストが含まれています。私たちの結果は、白色光CME観測との時間的関連に基づいて、明らかに過半数のタイプIVバーストの$\sim81\％$がCMEを伴っていたことを示しています。ただし、CMEの$\sim2.2\％$のみがタイプIV電波バーストを伴うことがわかりました。スペクトル特性に基づいてタイプIVバーストを移動または静止として分類し、この調査のタイプIVバースト全体の$\sim18\％$のみが移動タイプIVバーストであることがわかりました。私たちの研究では、タイプIVバーストは、「高速」（$\geq500$km/s）と「低速」（$<500$km/s）の両方、および「ワイド」（$\geq60^）の両方で発生する可能性があることが示唆されています。{\circ}$）および`Narrow'（$<60^{\circ}$）CME。しかし、私たちの研究における移動するタイプIVバーストは、タイプII電波バーストと同様に、ほとんどが「高速」および「ワイド」CME（$\sim52\％$）に関連していました。タイプIIバーストとは対照的に、静止タイプIVバーストは、すべてのCMEタイプとより均一に関連付けられます。
一般相対性理論における一般化されたチャプリギンガスのスローロールインフレはありません
| Title |
No_slow-roll_inflation_\`a_la_Generalized_Chaplygin_Gas_in_General_Relativity |
| Authors |
Alexander_Gallego_Cadavid_and_J.R._Villanueva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/1912.12298 |
一般化チャプリギンガス（GCG）モデルは、状態方程式$P=-A\rho^{-\alpha}$によって特徴付けられます。ここで、$A>0$および$\alpha<1$です。このモデルは、その興味深い特性と、遅い時間の加速から原始的なインフレーションまで、いくつかのコンテキストでの適用性のために、広く研究されてきました。それにもかかわらず、一般相対性理論（GR）を考慮した場合、GCGモデルのパラメーター空間のほとんどでインフレのスローロール体制を満足できないことを示します。特に、モデルは$0<\alpha<1$のインフレに適用されていますが、$-1<\alpha\le1$の場合、宇宙の膨張はなく、収縮が加速していることを示しています。$\alpha\le-5/3$の場合、2番目のスローロールパラメーター$\eta_H$は1より大きいため、持続的なインフレ期間はありません。-1に非常に近い$\alpha$の場合のみ、モデルは十分な$e$倍を生成するため、パラメーター空間が大幅に削減されます。さらに、モデルがPlanck2018の結果によって除外されていることを示します。最後に、分析を一般化チャプリギン-ヤコビガス（GCJG）モデルに拡張します。新しいパラメータを導入しても、以前の結果は変わらないことがわかりました。したがって、スローロール条件の違反は、GRを考慮した場合のインフレーション中のGCGおよびGCJGモデルの一般的な特徴であり、モデルはPlanck2018の結果によって除外されていると結論付けます。
TDI数値シミュレーションと感度調査のアルゴリズム
この作業では、動的な場合の時間遅延干渉法（TDI）チャネルの時間遅延と宇宙船の位置を数値的に決定し、SCレイアウト-時間遅延図を実装することによって計算を合理化する一般的なアルゴリズムを紹介します。4つのアプローチから構築された11の第2世代TDIチャネルを選択し、重力波応答、ノイズレベル、数値LISA軌道下での平均感度などのパフォーマンスを評価します。結果は、選択されたTDIチャネルの干渉経路がよく一致しており、レーザー周波数ノイズが2次ノイズの下で抑制される必要があることを示しています。チャネルは[0.1mHz、0.3Hz]の範囲でさまざまな感度を示し、主な違いは20mHzより低い周波数領域に現れます。第2世代のMichelsonTDIチャネル（X$_1$、X$_2$、およびX$_3$）から組み合わせた最適なチャネルA$_2$またはE$_2$は、選択したチャネルで、より低い周波数で最高の感度を実現します。50mHzですが、Sagnac$\alpha_1$チャネルは感度が低くなっています。複数のチャネルは、基準X$_1$チャネルと比較して、いくつかの特徴的な周波数でより良い感度を示します。マイケルソンタイプのチャネルは、GW応答によるノイズレベルの変化を考慮すると、同じ感度を持ちます。共同の$\mathrm{A_2+E_2+T_2}$観測は、X$_1$チャネルの感度を$\sqrt{2}$から2倍に高めるだけでなく、空のカバレッジの容量も改善します。
非ボルツマン抑制によりフリーズアウトが発生した場合：縮退したダークセクターの研究
| Title |
When_Freeze-out_occurs_due_to_a_non-Boltzmann_suppression:_A_study_of_degenerate_dark_sector |
| Authors |
Anirban_Biswas,_Sougata_Ganguly,_Sourov_Roy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02499 |
暗黒物質の数密度における指数関数的抑制または一般にボルツマン抑制として知られているものは、通常の熱凍結の前に化学的不均衡を作り出すための重要な要素です。縮退/準縮退暗黒物質は、放射性崩壊の法則に類似した数密度の異なる指数関数的抑制を経験し、共崩壊暗黒物質として知られる暗黒物質の遅延凍結メカニズムにつながる可能性があります。この作業では、標準模型の隠された$U（1）_{X}$拡張で、熱的に分離された縮退暗黒セクターからの多成分暗黒物質のダイナミクスを研究します。4つの結合されたボルツマン方程式を解くことにより、共崩壊メカニズムによって凍結された暗黒物質の遺物密度を計算します。宇宙の永遠の膨張に伴うすべてのタイプの$3\rightarrow2$と$2\rightarrow2$の相互作用により、ダークセクター$T^\prime$の温度がどのように変化するかを示します。$3\rightarrow2$の相互作用は、ダークセクターでエネルギー粒子を生成することにより、$T^\prime$を強化し、過剰な熱は$2\rightarrow2$の相互作用によってダークセクター全体に伝達されることがわかります。直接検出は微弱なポータル結合によってのみ可能であるため、1ステップカスケードプロセスによる暗黒物質消滅からのニュートリノおよび$\gamma$線信号を調査し、その結果をスーパーカミオカンデによって測定された大気ニュートリノのフラックスと比較します。フェルミ-LATとEGRETのコラボレーションによる$\gamma$線の拡散。現在のシナリオは、大気ニュートリノからの既存のすべての境界を簡単に回避し、$\gamma$線の観測を拡散させることがわかります。
巨大なブラックホールによるコンパクトオブジェクトの重力捕獲
超大質量ブラックホールによる恒星質量コンパクトオブジェクト（CO）の重力捕獲は、強磁場領域における重力のユニークなプローブです。質量比が大きいため、これらのソースを極限質量比インスピレーション（EMRI）と呼びます。同様の方法で、COは球状星団または矮小銀河の中間質量ブラックホールによって捕獲することができます。この場合の質量比は低いため、このシステムを中間質量比インスパイア（IMRI）と呼びます。また、褐色矮星のような、太陽よりもはるかに軽い質量を持つ亜恒星天体は、銀河中心にあるいて座A*のような超大質量ブラックホールにインスピレーションを与えることができます。この場合、質量比が非常に大きいため、このシステムを超大質量比インスパイア（XMRI）と呼びます。これらの重力波のすべてのソースは、超大質量ブラックホールの周りの時空のスナップショットのコレクションを提供します。これにより、超大質量ブラックホールの周りの歪んだ時空の直接マッピングを行うことができます。これは、この極端な重力体制における重力のライブ地図作成です。。E/I/XMRIは、LISAのような将来の宇宙搭載天文台によって検出されます。これらのインスピレーションで私たちができる科学を行うことができる、これまでに考案、計画、または考えられたプローブは他にありません。相対論的天体物理学の観点から議論します。
ニュートリノ望遠鏡でU（1）$ _ {L_ \ mu-L_ \ tau} $充電された暗黒物質を検索する
U（1）$_{L_\mu-L_\tau}$理論で単純なディラックフェルミオン暗黒物質モデルを研究します。新しいライトゲージボソン$X$は、暗黒物質の物理学とミューオン$g-2$の異常の説明の両方で重要な役割を果たします。観測された暗黒物質の遺物密度は、$X$ボソンの共鳴効果を導入することなく、大きなU（1）$_{L_\mu-L_\tau}$電荷によって実現されます。モデルの副産物として、サブGeV暗黒物質$\psi$からの特徴的なニュートリノシグネチャが質量スペクトルに応じて予測されます。$\psi\bar\psi\to\nu\bar\nu$、および$\psi\bar\psi\toXX$の後に$X\to\nu\bar\nu$の分析を定式化します。モデルに依存しない方法。前者のプロセスのニュートリノのエネルギースペクトルは単色ですが、後者のプロセスでは箱型です。また、スーパーカミオカンデおよび将来のハイパーカミオカンデ検出器の感度も評価します。分析は最終的にU（1）$_{L_\mu-L_\tau}$暗黒物質モデルに適用されます。
不連続Galerkin法のためのサブエレメント適応衝撃捕捉アプローチ
| Title |
A_Sub-Element_Adaptive_Shock_Capturing_Approach_for_Discontinuous_Galerkin_Methods |
| Authors |
Johannes_Markert,_Gregor_Gassner,_Stefanie_Walch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03338 |
この論文では、不連続ガレルキン（DG）近似のためのサブエレメントベースの衝撃捕捉のための新しい戦略が提示されます。アイデアは、DG要素をデータのコレクションとして解釈し、一次有限体積スキームから完全次DGスキームまでを含む、このデータセットの低次から高次の離散化の階層を構築することです。次に、サブエレメントの問題のあるセルインジケーターに従って、さまざまなDG離散化がブレンドされ、単一のDGエレメント内で低次から高次まで適応的にブレンドされる最終的な離散化が行われます。目標は、非常に強い衝撃を伴うシミュレーションでも、可能な限り高次の精度を維持することです。セドフテストで提示されました。このフレームワークは、標準のDGスキームの局所性を保持しているため、アダプティブメッシュリファインメントおよび並列コンピューティングとの組み合わせに適しています。数値テストは、新しい衝撃捕捉アプローチのサブエレメント適応挙動とその高精度を示しています。
ゆっくりと回転する中性子星に対する動的重力磁気潮汐の相対論的有効作用
| Title |
Relativistic_effective_action_of_dynamical_gravitomagnetic_tides_for_slowly_rotating_neutron_stars |
| Authors |
Pawan_Kumar_Gupta,_Jan_Steinhoff,_Tanja_Hinderer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03508 |
中性子星の重力磁気準ノーマルモードは、バイナリインスパイア中に潮汐効果によって共鳴的に励起され、重力波信号に潜在的に測定可能な効果をもたらします。多くの微妙な点を明らかにする重力磁気ダイナミクスの相対論的有効作用を開発することにより、これらの効果を波形モデルに組み込むための重要な一歩を踏み出しました。低速回転の限界で作業し、最初にポストニュートン近似を検討し、運動方程式から有効な作用を明示的に導き出します。この定式化がモード周波数を計算する新しい方法を開き、関連する物質変数への洞察をもたらし、重力磁気モード振幅の変位下での流体特性のシフト対称性の役割を解明することを示します。次に、対称性と電力カウントスキームに基づいて完全に相対論的なアクションを構築します。この作用には、中性子星の内部構造に依存し、重力波に刻印された重要な物質のパラメーターを特徴付ける4つの結合係数が含まれます。正規化によって係数の1つを固定した後、他の3つは2種類の重力磁気ラブ数（静的および非回転）とモード周波数を直接含むことを示します。このアクションのいくつかの興味深い機能と動的な結果について説明します。私たちの結果は、重力波天文学のために、重力磁気効果の正確な予測と、それらがエンコードする核物理学を導き出すための基礎を提供します。
