宇宙の夜明けからの21cm信号のシミュレーションにおける赤方偏移空間の歪み
| Title |
Redshift-space_distortions_in_simulations_of_the_21-cm_signal_from_the_cosmic_dawn |
| Authors |
Hannah_E._Ross,_Sambit_K._Giri,_Keri_L._Dixon,_Raghunath_Ghara,_Ilian_T._Iliev_and_Garrelt_Mellema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03558 |
CosmicDawn（CD）からの21cmの信号には大きな変動が含まれている可能性が高く、最も極端な天体物理モデルは、電波干渉計からの観測によって除外される寸前です。したがって、この信号を支配する天体物理学的プロセスだけでなく、信号自体に影響を与える他の固有のプロセス、特に見通し内効果も理解することが重要です。完全に数値化された放射伝達シミュレーションのスイートを使用して、これらのプロセスの1つであるCDから21cmの赤方偏移、つまり赤方偏移空間歪み（RSD）への影響を調査します。RSDが追加されると、パワースペクトルのブーストにより、すべての赤方偏移でモデルの信号が検出されやすくなり、CDのパワースペクトル測定が可能になるという期待がさらに高まります。RSDは、CDの最初と最後で信号に異方性をもたらしますが、X線加熱の進行中はそうではありません。ただし、RSDを含めると、歪度と尖度によって測定される不均一なX線加熱による変動の非ガウス性の検出可能性が低下します。一方、SquareKilometerArray望遠鏡での1000時間の観測に対応する望遠鏡ノイズを含むすべてのシミュレーションから作成された模擬観測は、考慮されたすべての加熱モデルのCDを画像化できる可能性があることを示しており、RSDが不均一なLy-$\alpha$背景。
ライマン-$ \ alpha $エミッターを使用したz = 5.7で進行中の再電離の抑制：ボイド、ピーク、および宇宙分散
| Title |
Constraining_Reionization_in_Progress_at_z=5.7_with_Lyman-$\alpha$_Emitters:_Voids,_Peaks,_and_Cosmic_Variance |
| Authors |
Nakul_Gangolli,_Anson_D'Aloisio,_Fahad_Nasir,_Zheng_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03559 |
多くの独立した観測は、銀河間媒体が$z=7$で有意に中性であり、おそらく$z=5.7$で再電離がまだ進行中であったことを示唆しています。狭帯域調査SILVERRUSHは、これらの赤方偏移で$2,000$以上のライマン-$\alpha$エミッター（LAE）をマッピングしました。以前の分析では、再電離が$z=5.7$で終了したと想定されていましたが、このデータは、最後の中性島が宇宙のボイドに追いやられたときの再電離の最終段階を実際にサンプリングする可能性があります。これらの開発に動機付けられて、LAEのボイドとピークの統計、および再電離を抑制するそれらの能力を再検討します。LAE分布のモデルを（1Gpc$/h$）$^3$ボリュームで構築し、$z=5.7$と6.6のニュートラルフラクションの範囲にまたがります。ニュートラルフラクションが高いモデルは、LAE分布に穴を見つける可能性が高いことを示しています。ただし、固定平均面密度でモデルを比較する場合、ボイド内の中性ガスによって隠されているLAEは、他の場所にある目に見えるLAEによって補正する必要があります。したがって、これらのモデルでは、再電離の後半で、密度の高いピークが見つかる可能性も高くなります。広く使用されている角度2点相関関数（2PCF）と比較して、ボイド確率関数（VPF）は、再電離の後半でモデルのより感度の高いテストを提供することがわかります。比較すると、ニュートラルフラクション$\sim50\％$では、VPFと単純なピークしきい値統計は両方とも2PCFと同様に電力を制約します。最後に、SILVERRUSHフィールドで観測された宇宙の分散と大規模な非対称性は、$\Lambda$CDM宇宙の大規模構造と一致していることがわかります。
宇宙の再電離はまだ早く始まり遅く終わったかもしれない：CMB異方性と21cmのグローバル信号で早期発症に立ち向かう
| Title |
Cosmic_Reionization_May_Still_Have_Started_Early_and_Ended_Late:_Confronting_Early_Onset_with_CMB_Anisotropy_and_21_cm_Global_Signals |
| Authors |
Kyungjin_Ahn,_Paul_R._Shapiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03582 |
宇宙の再電離の世界的な歴史は、3つのハロー質量グループによって放出された星の光の相対量によって形作られました：ビリアル温度Tvir>10^4Kの原子冷却ハロー（ACH）、（1）再電離後でも星を形成するのに十分な大きさ（1）HMACH、>〜10^9Msun）または（2）質量が小さい（LMACH）、再電離によって追い抜かれると星形成が抑制される、および（3）Tvir<10^4KのH2冷却ミニハロ（MH）、その星形成は主にH2解離ライマン-ウェルナー（LW）背景によって抑制されます。私たちの以前の研究は、MHを含めると2段階の再イオン化が引き起こされることを示しました-MHによって駆動されるx〜0.1への早期上昇、続いてACHによって駆動されるx〜1への遅い上昇-CMB分極異方性の特徴はプランク衛星によって検出可能です。この予測に動機付けられて、プランクCMBデータおよびEDGESグローバル21cm吸収機能と比較するために、グローバル再電離を半解析的にモデル化します。（2）ACH、自己規制;（3）ACHおよびMH、自己規制。モデル（3）は、プランクコラボレーション（2018）によって提案された制限を超えて、高赤方偏移イオン化の実質的なテールがあっても、プランクEモード分極データとよく一致します。EDGES機能を再現するモデルはありません。モデル（3）の場合、|dTb|EDGESトラフ全体で<〜60mK、1桁浅すぎ、吸収はより高いzから始まりますが、スペクトル的に特徴はありません。MHの人口III星による早期発症の再電離は、現在の制約と互換性がありますが、EDGESの解釈が割り引かれている場合、または他のプロセスがそれを考慮していない場合に限ります。
HSTとSDSSの銀河スピン方向分布は同様の大規模な非対称性を示しています
銀河の大規模なデータセットを使用した最近のいくつかの観測では、銀河が互いに離れすぎて重力相互作用がない場合でも、渦巻銀河のスピン方向のランダムでない分布が示されました。ここでは、ハッブル宇宙望遠鏡によって画像化された$\sim8.7\cdot10^3$渦巻銀河のデータセットを使用して、銀河のスピン方向間の非対称性の可能性をテストおよびプロファイルします。スピン方向が反対の銀河間の非対称性は、スローンデジタルスカイサーベイの銀河の非対称性と比較されます。2つのデータセットには、異なる赤方偏移範囲の異なる銀河が含まれており、各データセットには異なる注釈方法を使用して注釈が付けられています。結果は、両方のデータセットが、両方の望遠鏡でカバーされているCOSMOSフィールドで同様の非対称性を示していることを示しています。銀河の非対称性を余弦依存性に当てはめると、HSTとSDSSでそれぞれ$\sim2.8\sigma$と$\sim7.38\sigma$の確率を持つ双極子軸が示されます。HST銀河で特定された最も可能性の高い双極子軸は$（\alpha=78^o、\delta=47^o）$にあり、最も可能性の高い双極子の位置と比較して$1\sigma$エラー範囲内に十分にあります。$（\alpha=71^o、\delta=61^o）$で識別される$z>0.15$のSDSS銀河の軸。
インフレーションからのヒッグス曲率結合に対する真空崩壊の制約
| Title |
Vacuum_decay_constraints_on_the_Higgs_curvature_coupling_from_inflation |
| Authors |
Andreas_Mantziris,_Tommi_Markkanen_and_Arttu_Rajantie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03763 |
二次および四次カオスインフレーション、およびスタロビンスキーのようなべき乗則インフレーションの3つのインフレーションモデルで、インフレーション中の真空安定性からヒッグス-曲線結合の下限を導き出します。以前のほとんどの研究とは対照的に、過去の光円錐の形状とヒッグス有効ポテンシャルの両方でハッブル率の時間依存性を考慮に入れています。これは、1ループで補完された3ループくりこみ群の改善で近似されます。曲率補正。3つのモデルすべてで、トップクォークの質量に応じて、下限は$\xi\gtrsim0.051\ldots0.066$であることがわかります。また、真空崩壊は、インフレが終了する前に数ドルの折り畳みが発生する可能性が最も高いことも示しています。
ラグランジュ空間におけるスピンモードの再構成
銀河の角運動量の方向（スピン）は観測可能であり、ラグランジアンの潮汐トルク理論によって十分に説明されており、原始宇宙を精査するために提案されています。それらは暗黒物質ハローのスピンを追跡し、ラグランジアン空間におけるプロトハロ特性の指標です。ラグランジュスピンパラメーターと潮汐ねじれパラメーターを定義し、$N$体シミュレーションでのスピンモード再構成におけるスピン保存と予測可能性への影響を定量化します。我々は、より潮汐のねじれ環境におけるプロトハロは、優先的に、より回転がサポートされており、宇宙の進化を通じてそれらのスピン方向を保存する可能性が高いと結論付けています。これらの潮汐環境とスピンの大きさは、ラグランジアン空間での密度再構成によって予測可能であり、そのような予測は、スピンモード再構成による原始宇宙の制約の研究における銀河スピンと初期条件との間の相関を改善できます。
| Title |
Dynamical_Dark_Energy_Properties_Hidden_in_the_Dark_Matter_Halos_and_Voids |
| Authors |
Aghileh_S_Ebrahimi,_A._Vafaei_Sadr,_S._Tavasoli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04061 |
この論文では、LCDMに関する動的暗黒エネルギーモデル（つまり、PLとCPL）の違いとして、赤方偏移z=0.0とz=0.8で実行されたGRベースのN体シミュレーションのハローとボイドの特性を分析しました。ハローを分析すると、ハローの速度分散が動的暗黒エネルギーモデルに対してより敏感であるにもかかわらず、PLとCPLの両方のモデルがLCDMのように動作することがわかります。さらに、シミュレーションデータからボイドの特性を抽出するためにボイドファインダーが開発されました。ボイドに関するさらなる統計モデルは、PLモデルがより大きなボイドを生成することを確認します。要約すると、私たちの新しいシミュレーションは、ダークエネルギーモデルを区別する上で、ボイド特性がハロー特性よりも優れていることを示しています。したがって、結果は、動的暗黒エネルギーモデルを識別する将来の研究でボイドの特性をより活用することを示唆しています。
タイプIIの最小修正重力における暗黒物質の重力の弱体化
| Title |
Weakening_gravity_for_dark_matter_in_a_type-II_minimally_modified_gravity |
| Authors |
Antonio_De_Felice,_Shinji_Mukohyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04188 |
暗黒物質に遅い時間に作用する重力の強さを、余分な重力の自由度を導入することなく、標準的な物質場よりも弱くすることができる新しい宇宙論的枠組みを提案します。このフレームワークは、暗黒物質を、暗黒エネルギー模倣者として最近提案されたタイプIIの最小修正重力に統合します。このようなフレームワークを可能にするアイデアは、暗黒物質のラグランジアンと宇宙定数を、一般相対性理論（GR）の標準的に変換されたフレーム内のメトリックに結合することで構成されます。時間微分同相写像の不変性を明示的に破るゲージ固定制約を課す際に、GRの場合と同様に、重力の自由度の数を2に保ちます。次に、逆正準変換を行って、理論を元のフレームに戻します。ここで、標準の物質フィールドを追加できます。このフレームワークには、上記の正準変換の母関数を指定し、ハッブル膨張率$H（z）$と暗黒物質の有効重力定数の両方の望ましい時間発展を実現するために使用される2つの時間の自由関数が含まれています。問題$G_{\rmeff}（z）$。したがって、この論文の目的は、今日の宇宙論に存在する2つのパズル、つまり$H_0$張力と$S_8$張力に同時に対処するための新しいフレームワークを提供することです。このフレームワークで暗黒物質が冷たい場合、標準の$\Lambda$CDMの宇宙定数$\Lambda$が関数$V（）に置き換えられるため、対応する宇宙モデルVCanonicalColdDarkMatter（VCCDM）をダビングします。補助フィールド$\phi$の\phi）$とCDMは、正規に変換されたフレーム内のメトリックに最小限に結合されます。
| Title |
The_full_Boltzmann_hierarchy_for_dark_matter-massive_neutrino_interactions |
| Authors |
Markus_R._Mosbech,_Celine_Boehm,_Steen_Hannestad,_Olga_Mena,_Julia_Stadler,_Yvonne_Y._Y._Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04206 |
暗黒物質とニュートリノの相互作用が宇宙論的パラメーターの測定に与える影響は、過去に質量のないニュートリノのみの文脈で調査されてきました。ここでは、進行中の宇宙論的緊張に照らして、3つの巨大なニュートリノに対して完全なボルツマン階層を実装することにより、ニュートリノと暗黒物質の結合の役割を再検討します。相互作用の強度に関する最も厳しい95％CL上限。$u_\chi=\frac{\sigma_0}{\sigma_{Th}}\left（\frac{m_\chi}{100\text{GeV}}\right）^{-1}$は、$u_\chi\leq3.34\cdot10^{-4}$であり、PlanckTTTEEEデータ、Planckレンズデータ、およびSDSSBAOデータの組み合わせから生じます。この上限は、予想通り、ニュートリノの質量に関連する補正係数のために、相互作用する質量のないニュートリノの以前の結果よりもわずかに高くなっています。これらの相互作用により、Planckデータから$\Lambda$CDMのコンテキストで推測される$\sigma_8$の値の下限が大幅に緩和され、弱いレンズ効果の推定値と1〜2$\sigma$以内で一致することがわかりますKiDS-1000のものと同様に$\sigma_8$の。ただし、これらの相互作用の存在は、ハッブル定数$H_0$の値にほとんど影響しません。
BAO宇宙論における体系的な赤方偏移バイアスの影響
今後の銀河赤方偏移調査によって提供される規模と精度の著しい増加により、以前は無視できた体系的なエラーが重要になる可能性があります。この論文では、バリオン音響振動（BAO）機能の測定値に対する低等級の系統的赤方偏移オフセットの潜在的な影響、およびそのような測定値から回復された宇宙論的制約を調査します。500の模擬銀河赤方偏移調査をベースラインサンプルとして使用して、一連の体系的な赤方偏移バイアス（+/-0.2％から+/-2％の範囲）を注入し、復元された等方性BAOスケールで結果として生じるシフトを測定します。BAO測定値をCMB制約と組み合わせると（{\Lambda}CDMとwCDMの両方の宇宙論で）、もっともらしい分類学では、H0と{\Omega}mの組み合わせの適合に無視できるオフセットが導入され、分類学はこれより1桁大きくなければなりません。そのような結合された適合に1-{\sigma}シフトを導入するためのもっともらしいベースライン。体系的な赤方偏移バイアスが、現在または近い将来、BAO宇宙論によって提供されるH0などのパラメーターの制約にバイアスをかける可能性は非常に低いと結論付けています。また、{\alpha}に対する均一な赤方偏移分類学の影響を予測する理論モデルについて詳しく説明し、このモデルが模擬調査分析の結果と密接に一致していることを示します。
進化する宇宙ウェブにおける臨界点のクラスタリング
| Title |
The_clustering_of_critical_points_in_the_evolving_cosmic_web |
| Authors |
Junsup_Shim,_Sandrine_Codis,_Christophe_Pichon,_Dmitri_Pogosyan,_Corentin_Cadiou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04321 |
小さな分離とバリオン音響振動スケールの両方に焦点を当て、ピーク、ボイド、壁、フィラメントタイプの臨界点のクラスター化特性の宇宙進化を、$\Lambda$CDM暗黒物質シミュレーションの2点相関関数を使用して測定します。それらの相対的な希少性の機能。ガウス確率場の対応する理論との定性的な比較により、次の観測された特徴を理解できます。i）小さな間隔での除外ゾーンの出現。そのサイズは、希少性とシグネチャ（つまり、負の固有値の数）の両方に依存します。）関連する重要なポイントの;ii）希少性を伴うバリオン音響振動バンプの増幅と、負にバイアスされた臨界点を含む相互相関の逆転。iii）フィラメント（壁）の固有フレーム内のそのような点の相対的な軌跡を反映する、ピークとフィラメント（ボイドと壁）の相互相関の方向依存の小さな分離の発散。相関関係の最も重要な機能が表にされています。最も非線形の臨界点（ピーク、ボイド）を含む（相互）相関は、レッドシフトで大きな変動を示しますが、非線形の臨界点が少ないものは、レッドシフトの進化にほとんど影響を受けないように見えます。これは、モデル化に有利であることがわかります。ピークとフィラメントの相互相関の最大値に対するピークと壁およびピークとボイドの最大値までの相対距離は、$\sim\sqrt{2}$と$\sim\sqrtの比率です。{3}$、それぞれ、宇宙結晶が平均して立方格子に近いことを示していると解釈できます。Redshiftの進化に対する鈍感さは、EuclidやLSSTなどの今後の大規模な調査を分析するときに、臨界点の絶対的および相対的なクラスタリングが、標準的なクラスタリング手法のトポロジ的に堅牢な代替手段になる可能性があることを示唆しています。
DES-Y1および外部データによる暗黒物質の崩壊に関する制約
| Title |
Constraints_on_Decaying_Dark_Matter_with_DES-Y1_and_external_data |
| Authors |
Angela_Chen,_Dragan_Huterer,_Sujeong_Lee,_Agn\`es_Fert\'e,_Noah_Weaverdyck,_Otavio_Alonso_Alves,_C._Danielle_Leonard,_Niall_MacCrann,_Marco_Raveri,_Anna_Porredon,_Eleonora_Di_Valentino,_Jessica_Muir,_Pablo_Lemos,_Andrew_Liddle,_Andrew_Liddle,_Jonathan_Blazek,_Andresa_Campos,_Ross_Cawthon,_Ami_Choi,_Scott_Dodelson,_Jack_Elvin-Poole,_Daniel_Gruen,_Ashley_Ross,_Lucas_F._Secco,_Ignacio_Sevilla,_Erin_Sheldon,_Michael_A._Troxel,_Joe_Zuntz,_Tim_Abbott,_Michel_Aguena,_Sahar_Allam,_James_Annis,_Santiago_Avila,_Emmanuel_Bertin,_Sunayana_Bhargava,_Sarah_Bridle,_David_Brooks,_Aurelio_Carnero_Rosell,_Matias_Carrasco_Kind,_Jorge_Carretero,_Matteo_Costanzi,_Martin_Crocce,_Luiz_da_Costa,_Maria_Elidaiana_da_Silva_Pereira,_Tamara_Davis,_Peter_Doel,_Tim_Eifler,_Ismael_Ferrero,_Pablo_Fosalba,_Josh_Frieman,_Juan_Garcia-Bellido,_et_al._(34_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04606 |
宇宙の初期と後期の探査の間で観測された不一致に対する可能な解決策として、崩壊する暗黒物質モデルのクラスを研究します。このクラスのモデルはDDMと呼ばれ、2つの追加パラメーターを使用して共動暗黒物質密度の進化を特徴づけます。DDMがCMB温度や物質パワースペクトルなどの主要な宇宙観測量にどのように影響するかを調査します。ダークエネルギーサーベイの1年目の3x2ptデータ、Planck-2018CMBの温度と偏光のデータ、パンテオンの超新星（SN）タイプIaデータ、BOSSDR12、MGS、6dFGSのBAOデータを組み合わせて、崩壊した暗黒物質とそれが暗黒放射に変換する速度。暗黒物質の現在の量の単位での崩壊した暗黒物質の割合$\zeta$は、68％の信頼水準でDES-Y13x2ptデータの場合は<0.32、CMB+SN+BAOデータの場合は<0.030に制限されます。結合されたデータセットの場合は<0.037。DESおよびCMB+SN+BAOデータセットが一致する確率は、$\Lambda$CDMモデルの4％からDDMの8％（張力が少ない）に増加します。さらに、DES-Y13x2ptとCMB+SN+BAOの間の$S_8=\sigma_8\sqrt{\Omega_m/0.3}$の張力は、2.3$\sigma$から1.9$\sigma$に減少します。結合されたデータをDDMモデルの距離はしごの測定値と比較した場合、ハッブル張力の低下は見られません。DDMと$\Lambda$CDMの最大事後適合度統計は同等であり、$\Lambda$CDMよりもDDM宇宙論が優先されないことを示しています。
| Title |
Search_for_giant_planets_around_seven_white_dwarfs_in_the_Hyades_cluster_with_the_Hubble_Space_Telescope |
| Authors |
Wolfgang_Brandner,_Hans_Zinnecker_and_Taisiya_Kopytova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03562 |
星団環境では、少数の太陽系外惑星しか確認されていません。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）とそのNICMOS装置を使用して、近くの625Myr（45pc）ヒアデス星団の7つの白い矮星の周りの軌道にある自発光の巨大惑星に対して高角度分解能の直接画像検索を開始しました。観測は、F110WおよびF160WフィルターのNIC1で取得され、角度差イメージングを容易にするために2つのHSTロール角度を含みます。差分画像でコンパニオン候補を検索し、放射状に平均化されたコントラスト曲線を計算しました。0.5秒角を超える角度間隔でこれまでで最低の質量検出限界を達成しましたが、最初の主系列質量が2.8Msunを超える7つの白色矮星のいずれにも付随する惑星質量は見つかりませんでした。進化モデルとの比較では、5〜8A.Uの初期半主軸に対応する物理的分離で、1つのモデルでは5〜7木星質量、別のモデルでは9〜12Mjupの検出限界が得られます。（つまり、ホスト星の赤色巨星分枝相に関連する質量損失イベントの前）。この研究は、O型とB型の星を含む最初は密集したクラスター環境が、巨大な星周円盤の形成と、それらの巨大惑星（m>6Mjupとa>6）への変換をあまり助長しない可能性があるというさらなる証拠を提供します。AU）。これは、G型およびK型の巨人の周りの太陽系外惑星の半径方向の速度調査と一致しています。この調査では、約3Msunよりも重い星の周りの惑星は見つかりませんでした。
TRAPPIST-1システムの土地が支配的な惑星の気候に対する土地アルベドの影響
| Title |
The_Effect_of_Land_Albedo_on_the_Climate_of_Land-Dominated_Planets_in_the_TRAPPIST-1_System |
| Authors |
Andrew_J._Rushby,_Aomawa_L._Shields,_Eric_T._Wolf,_Marysa_Lagu\"e_and_Adam_Burgasser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03621 |
土地が支配的な惑星の表面を構成するバルク材料の反射特性の変化は、ホスト星からの入射放射と異なる相互作用をすることにより、惑星のエネルギーバランスに影響を与えます。さらに、近くのM8V矮星TRAPPIST-1などの低質量の冷たい星は、地上の物質がアルベドに追加の変動を示す可能性がある領域で、太陽に比べてより長い波長でフラックスのかなりの部分を放出します。CommunityEarthSystemModel（CESM）を使用して、TRAPPIST-1dの軌道分離で、乾燥した大気を伴う空間的に均質な完全に陸に覆われた惑星のコンテキストで、惑星の気候に対する地表面とそのアルベドの組成の影響を調査します。TRAPPIST-1e、およびTRAPPIST-1f。これらのシミュレーションには、4つの地球型組成端成分（花崗岩、方解石、アリジソル、砂丘砂）の経験的に導き出されたスペクトルと、TRAPPIST-1の複合スペクトルを使用し、これらのモデル出力を水惑星およびいくつかのソルスペクトル制御ケースと比較します。赤外線のアルベドが高い材料（方解石と砂丘の砂）を使用したシナリオと、赤道を越えた熱輸送の減少を、全球平均表面温度の約50Kの違い、大気の回転特性の変化、および赤道横断熱輸送の減少について報告します。花崗岩や乾燥した土壌など、より吸収性の高い地殻物質を使用します。アクアプラネットTRAPPIST-1dシナリオは、不安定な暴走温室効果をもたらします。したがって、大陸の陸塊の組成とアルベドを決定することは、地球型外惑星の気候を正確に決定するために重要であることを示しています。
ESPRESSOを使用したHD209458bの広帯域透過分光法：Na、TiO、またはその両方の証拠
| Title |
Broadband_transmission_spectroscopy_of_HD209458b_with_ESPRESSO:_Evidence_for_Na,_TiO,_or_both |
| Authors |
N._C._Santos,_E._Cristo,_O._Demangeon,_M._Oshagh,_R._Allart,_S._C._C._Barros,_F._Borsa,_V._Bourrier,_N._Casasayas-Barris,_D._Ehrenreich,_J._P._Faria,_P._Figueira,_J._H._C._Martins,_G._Micela,_E._Pall\'e,_A._Sozzetti,_H._M._Tabernero,_M._R._Zapatero_Osorio,_F._Pepe,_S._Cristiani,_R._Rebolo,_V._Adibekyan,_C._Allende_Prieto,_Y._Alibert,_F._Bouchy,_A._Cabral,_H._Dekker,_P._Di_Marcantonio,_V._D'Odorico,_X._Dumusque,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_B._Lavie,_G._Lo_Curto,_C._Lovis,_A._Manescau,_C.J.A.P._Martins,_D._M\'egevand,_A._Mehner,_P._Molaro,_N._J._Nunes,_E._Poretti,_M._Riva,_S._G._Sousa,_A._Su\'arez_Mascare\~no,_S._Udry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03746 |
太陽系外惑星の大気の検出と特性評価は、現在、新しい観測施設の開発を推進している主要な推進力の1つです。この文脈において、高分解能分光法はその可能性を{証明}しており、高分解能分光法がこの分野で最も重要であることを示しています。私たちは、HD209458bの2つのトランジットをカバーするESPRESSOの高解像度スペクトルを利用して、惑星の広帯域伝送光スペクトルを調査することを目指しています。クロマチックRossiter-McLaughin法を適用して、HD209458bの透過スペクトルを導き出しました。結果を以前のHST観測および合成スペクトルと比較しました。HSTデータで得られたものと同様のHD209458bの透過スペクトルを回復します。モデルは、観測された信号がNaのみ、TiOのみ、またはNaとTiOの両方で説明できることを示唆していますが、観測された透過スペクトルを完全に説明できるものはありません。完全なデータセットを説明するために追加の吸収体が必要になる場合がありますが、モデリングの近似と観測誤差も観測された不一致の原因となる可能性があります。クロマチックロシター-マクラフリン技術を使用して、ESPRESSOは、宇宙ベースの施設と連携して、地上からの太陽系外惑星の広帯域透過スペクトルを提供することができ、他の惑星の同様の研究に良い展望を開きます。
/ 2019 LD2（ATLAS）の初期の可視および中赤外特性評価
| Title |
Initial_Visible_and_Mid-IR_Characterization_of_P/2019_LD2_(ATLAS),_an_Active_Transitioning_Centaur_Among_the_Trojans,_with_Hubble,_Spitzer,_ZTF,_Keck,_APO_and_GROWTH_Imaging_and_Spectroscopy |
| Authors |
Bryce_T._Bolin,_Yanga_R._Fernandez,_Carey_M._Lisse,_Timothy_R._Holt,_Zhong-Yi_Lin,_Josiah_N._Purdum,_Kunal_P._Deshmukh,_James_M._Bauer,_Eric_C._Bellm,_Dennis_Bodewits,_Kevin_B._Burdge,_Sean_J._Carey,_Chris_M._Copperwheat,_George_Helou,_Anna_Y._Q._Ho,_Jonathan_Horner,_Jan_van_Roestel,_Varun_Bhalerao,_Chan-Kao_Chang,_Christine_Chen,_Chen-Yen_Hsu,_Wing-Huen_Ip,_Mansi_M._Kasliwal,_Frank_J._Masci,_Chow-Choong_Ngeow,_Robert_Quimby,_Rick_Burruss,_Michael_Coughlin,_Richard_Dekany,_Alexandre_Delacroix,_Andrew_Drake,_Dmitry_A._Duev,_Matthew_Graham,_David_Hale,_Thomas_Kupfer,_Russ_R._Laher,_Ashish_Mahabal,_Przemyslaw_J._Mr\'oz,_James_D._Neill,_Reed_Riddle,_Hector_Rodriguez,_Roger_M._Smith,_Maayane_T._Soumagnac,_Richard_Walters,_Lin_Yan_and_Jeffry_Zolkower |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03782 |
2020年4月1日にハッブル宇宙望遠鏡/WFC3で撮影された木星共軌道彗星P/2019LD$_2$（ATLAS）の可視および中赤外線画像と測光を提示します。2020年1月25日にスピッツァー宇宙望遠鏡/IRAC、ZwickyTransient2019年4月9日から2019年11月8日までの施設と2020年5月から7月までのGROWTH望遠鏡ネットワーク、および2020年8月19日のKeck/LRISからの可視分光法。私たちの観測によると、LD$_2$には半径0.2-1.8の核があります。kmは、0.08アルベドであり、コマは$\sim$100$\mu$mスケールのダストが、SW方向を指す$\sim$1''ジェットで$\sim$1m/sの速度で放出されることによって支配されていると仮定しています。LD$_2$は、$\sim$10$^8$kgの総ダスト質量損失と$\sim$6kg/sのダスト質量損失率を経験し、Af$\rho$/断面は$\sim$85cmの間で変化しました/125km$^2$および$\sim$200cm/310km$^2$、2019年4月9日から2019年11月8日まで。Af$\rho$/断面積の増加が一定のままである場合、LD$_2を意味します。$は、太陽から4.8au以内に到達した、$\sim$201811月以降、アクティブなままです。これは、彗星がH$_2$Oの昇華を開始する一般的な距離です。4.5$\mu$mSpitzerの観測から、CO/CO$_2$ガスの生成に$\sim$10$^{27}$/$\sim$10$^{26}$mol/sの制限を設定しました。10,000kmのアパーチャで測定されたGROWTHネットワークによって取得されたLD$_2$のマルチバンドパス測光は、$g$-$r$=0.59$\pm$0.03、$r$-$i$=0.18$\pm$0.05の色測定を提供します、および$i$-$z$=0.01$\pm$0.07、彗星の典型的な色。$\sim$80kg/sのH$_2$Oガスの生成に分光学的上限を設定しました。私たちの観測でLD$_2$の軌道解を改善すると、LD$_2$の長期軌道は、最後に$\sim$0.5ヒル半径内に来る木星と密接に遭遇した典型的な木星ファミリー彗星の軌道であることがわかります。$\sim$3yから$\sim$9yで0.8ヒル半径内にあり、$<$10Myrで太陽系から放出される可能性が95$\％$あります。
極端な太陽系外縁天体による単一コードの恒星食（541132）Lele \ = {a} k \ = {u} honua
| Title |
A_Single-chord_Stellar_Occultation_by_the_Extreme_Trans-Neptunian_Object_(541132)_Lele\={a}k\={u}honua |
| Authors |
Marc_W._Buie,_Rodrigo_Leiva,_John_M._Keller,_Josselin_Desmars,_Bruno_Sicardy,_JJ_Kavelaars,_Terry_Bridges,_Robert_Weryk,_Dave_Herald,_Sean_L._Haley,_Ryder_Strauss,_Elizabeth_Wilde,_Robert_Baker,_Ken_Conway,_Bryan_Dean,_Mackenzie_Dunham,_James_J_Estes,_Naemi_Fiechter,_Rima_Givot,_Cameron_Glibbery,_Bruce_Gowe,_Jennifer_N._Hayman,_Olivia_L_Ireland,_Matthew_Kehrli,_Erik_M._Moore,_Matthew_A._MacDonald,_Delsie_McCrystal,_Paola_Mendoza,_Bruce_Palmquist,_Sherry_Rennau,_Ramsey_Schar,_Diana_J._Swanson,_Emma_D._Terris,_Holly_Werts,_J._A._Wise |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03889 |
極大近日点の太陽系外縁天体（541132）による恒星食Lele\={a}k\={u}honua（2015TG387の暫定指定でも知られている）は、ラッキースタープロジェクトによって予測され、2018年10月20日UTの研究と教育の共同掩蔽ネットワーク。単一の検出と近くの非検出は、サイズとアルベドの制約を提供します。円形プロファイルを想定した場合、半径は$r={110}_{-10}^{+14}$kmであり、幾何アルベド${p}_{V}={0.21}_{-0.05に対応します。}^{+0.03}$、採用された絶対等級HV=5.6の場合、動的に類似した軌道にある他のオブジェクトに典型的です。掩蔽はまた、高精度の位置天文制約を提供します。
| Title |
Identifying_Bound_Stellar_Companions_to_Kepler_Exoplanet_Host_Stars_Using_Speckle_Imaging |
| Authors |
Nicole_M._Colton,_Elliott_P._Horch,_Mark_E._Everett,_Steve_B._Howell,_James_W._Davidson,_Jr.,_Brian_J._Baptista,_and_Dana_I._Casetti-Dinescu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03903 |
ケプラーミッションとその後の地上での追跡観測により、近くの恒星の仲間と一緒に多くの太陽系外惑星のホスト星が明らかになりました。この研究では、二重星でもある57個のケプラー対象物（KOI）のスペックル観測を示します。これらは、それぞれ3〜8年間にわたって観測されたものであり、相対運動を高精度で追跡することができます。プライマリに対するコンパニオンの位置角と分離を測定すると、ペアが共通の固有運動を示しているかどうかを判断するのに役立ち、バインドされたバイナリシステムである可能性が高いことを示します。研究された合計37のコンパニオンについて、近い恒星のコンパニオンを持つ34のKOIの動きについて報告します。そのうちの3つはトリプルスターです。34のシステムのうち18は、1つのトリプルスターを含む太陽系外惑星のホストとして確認されていますが、他の4つのシステムはその後誤検知と判断され、12はまだ惑星のホストとして確認されていません。21は一般的な固有運動のペアである可能性が最も高く、4は視線のコンパニオンであり、12は現在不確実な性質であることがわかります。このサンプルでは、一般的な固有運動ペアである確認済みの太陽系外惑星ホストシステムの割合は約86％です。このサブサンプルでは、惑星は110日未満の期間でのみ検出されるため、すべての場合において、恒星のコンパニオンは、惑星自体よりも惑星のホスト星からはるかに離れた場所で検出されます。私たちのサンプルで確認された惑星の予備的な周期と半径の関係は、既知の太陽系外惑星の完全なサンプルとこの段階で明らかな違いがないことを示唆しています。
地球の長期的な気候変動と氷河期：第一原理からのミランコビッチサイクルの導出
| Title |
The_Earths_long-term_climate_changes_and_ice_ages:_a_derivation_of_Milankovitch_cycles_from_first_principles |
| Authors |
R._C._T._Rainey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03985 |
地球の軌道面に対する地球軸の傾きの長期的な変化は、北極圏と南極圏のサイズを制御するため、長期的な気候変動にとって非常に重要です。これらのミランコビッチサイクルは、一般にニュートンの運動方程式の数値積分によって計算されており、関連する非常に長いコンピューターシミュレーションでの数値ドリフトに敏感であるため、結果については論争があります。この論文では、サイクルはコンピュータシミュレーションに依存することなく、第一原理から計算されます。問題は惑星歳差運動の1つであり、こまの歳差運動を研究するために使用される方法によって解決できます。ミランコビッチサイクルの主成分は41、000年の周期を持ち、地球-金星系の歳差運動のモードの1つによるものであることが示されています。このシステムの他のモードは、29、500年の期間のコンポーネントを生成し、54、000年の期間の3番目のコンポーネントは、木星と土星の軌道の歳差運動の影響から生じます。これらの結果は、文献のいくつかの数値シミュレーションと密接に一致しており、文献の他の異なる結果が間違っていることを強く示唆しています。
低離心率マルチトランジットシステムにおける惑星質量決定のための単純化された光力学モデル
| Title |
A_Simplified_Photodynamical_Model_for_Planetary_Mass_Determination_in_Low-Eccentricity_Multi-Transiting_Systems |
| Authors |
Gideon_Yoffe,_Aviv_Ofir_and_Oded_Aharonson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04404 |
小さな太陽系外惑星の通過は非常に弱いため、個々の通過タイミングの決定が困難または不可能である可能性があるため、通過タイミングの変動から惑星パラメータを推測することは困難です。数値的に高速なグローバル光力学モデルを一緒に提供するツールの便利な組み合わせを実装します。これは、低離心率の多惑星系、特に小さな惑星で通過する太陽系外惑星の質量を制限するために、TTVを含む光度曲線を適合させるために使用されます。ケプラーの完全なロングケイデンスデータセットから、4つの多惑星系における推定された動的質量と軌道離心率を示します。モデルをKepler-36/KOI-277に対してテストします。これは、TTV反転法によって最も正確に決定された惑星の質量のいくつかを備えたシステムであり、Kepler-36bの質量は5.56+0.41-0.45および9.76+0.79-0.89m_earthであることがわかります。とc、それぞれ-値とエラーの両方で文献と一致しています。次に、Kepler-79/KOI-152の4つの惑星の質量決定を改善します。ここで、文献値は12.5+4.5-3.6、9.5+2.3-2：1、11.3+2.2-2.2、および6.3+1.0に物理的に問題がありました-Kepler-79b、c、d、eの場合はそれぞれ1.0m_earth。2つのシステムに対して、これまで存在しなかった新しい質量制約を提供します。これらは、Kepler-450cの場合は12.5+3.2-2.6m_earth、Kepler-595c（以前のKOI-547.03）およびbの場合はそれぞれ3.3+1.7-1.0および17.4+7.1-3.8m_earthです。ここで使用されているPyDynamicaLCと呼ばれる光力学コードは、一般に公開されています。
ELTのモザイク：暗黒時代から現在までの星や銀河の物理学を解明するための高多重分光法
| Title |
MOSAIC_on_the_ELT:_high-multiplex_spectroscopy_to_unravel_the_physics_of_stars_and_galaxies_from_the_dark_ages_to_the_present-day |
| Authors |
F._Hammer_(1),_S._Morris_(2),_J.G._Cuby_(3),_L._Kaper_(4),_M._Steinmetz_(5),_J._Afonso_(6),_B._Barbuy_(7),_E._Bergin_(8),_A._Finogenov_(9),_J._Gallego_(10),_S._Kassin_(11),_C._Miller_(8),_G._Ostlin_(12),_L._Penterricci_(13),_D._Schaerer_(14),_B._Ziegler_(15),_F._Chemla_(1),_G._Dalton_(16),_F._De_Frondat_(1),_C._Evans_(17),_D._Le_Mignant_(3),_M._Puech_(1),_M._Rodrigues_(1),_R._Sanchez-Janssen_(17),_S._Taburet_(1),_L._Tasca_(3),_Y.B._Yang_(1),_S._Zanchetta_(1),_K._Dohlen_(3),_M._Dubbeldam_(2),_K._El_Hadi_(3),_A._Janssen_(18),_A._Kelz_(5),_M._Larrieu_(19),_I._Lewis_(20),_M._MacIntosh_(17),_T._Morris_(2),_R._Navarro_(18),_W._Seifert_(21) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03549 |
最先端のマルチオブジェクトスペクトログラフMOSAICと世界最大の望遠鏡ELTの強力な組み合わせにより、私たちは宇宙をこれまで以上に深く探査することができます。MOSAICは、最初の銀河や宇宙の再電離の発生源など、宇宙の多くのかすかな発生源にスペクトルを提供する上で非常に効率的な機器です。MOSAICは、NIRのマルチインテグラルフィールドユニット（Multi-IFU）に加えて、NIRとVISで高い多重積分を持っています。そのため、z=3-4の銀河ハローの冷温気相で暗黒物質（回転曲線から）とバリオンのインベントリを実行するのに完全に適しています。MOSAICは、z=3の銀河間媒体の詳細なマップ、ハッブル時代の矮小銀河の進化の歴史、星から数Mpcまでの化学を直接測定できるようにします。最後に、クラスター重力レンズや近くの銀河ハローを取り巻く小川に見られるすべてのかすかな特徴を測定し、MOSAICを非常に広い発見空間を持つ強力な機器として提供します。MOSAICの予備設計は来年開始される予定であり、チームによる機器研究を考慮すると、その準備のレベルはすでに高いです。
ハーシェルオリオン原始星調査：遠赤外線測光と原始星の色、およびオリオンAとB全体でのそれらの変動
| Title |
The_Herschel_Orion_Protostar_Survey:_Far-Infrared_Photometry_and_Colors_of_Protostars_and_Their_Variations_across_Orion_A_and_B |
| Authors |
William_J._Fischer,_S._Thomas_Megeath,_E._Furlan,_Amelia_M._Stutz,_Thomas_Stanke,_John_J._Tobin,_Mayra_Osorio,_P._Manoj,_James_Di_Francesco,_Lori_E._Allen,_Dan_M._Watson,_T._L._Wilson,_and_Thomas_Henning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03552 |
原始星の特性が環境によってどの程度影響を受けるかは、未解決の問題のままです。これを調査するために、500個以内のほとんどの原始星の本拠地であるオリオンAとBの分子雲を調べます。〜400pcで、Orionは、恒星とガスの投影密度の両方の観点から、さまざまな環境で個々の原始星を区別するのに十分な距離にあります。HerschelOrionProtostarSurvey（HOPS）の一環として、PhotodetectorArrayCameraandSpectrometer（PACS）を使用して、エッジ長が5分角または8分角の部分的に重なり合う108個の正方形フィールドをマッピングし、70ミクロンおよび160ミクロンのフラックス密度を測定しました。それらの中の338の原始星。この論文では、これらのフラックス密度とその比率が、オリオン複合体内の進化の状態と環境にどのように依存するかを調べます。クラス0の原始星は、70ミクロンのフラックス密度の領域を占めるのに対し、160ミクロンから70ミクロンのフラックス密度比図は、より進化した対応物とは異なります。次に、インテグラルシェイプフィラメント（ISF）とオリオンBに、人口がまばらなLDN1641領域よりも大きなエンベロープを持つ原始星が含まれているという証拠を示します。これは、ISFとオリオン座Bでの星形成率の増加の証拠として、またはより大きなエンベロープがより高密度の出生環境から継承される傾向として解釈できます。また、HOPSプログラムで使用されるマップ作成および測光手順に関する技術的な詳細も提供します。
クリア：0.6
| Title |
CLEAR:_The_Gas-Phase_Metallicity_Gradients_of_Star-Forming_Galaxies_at_0.6_ |
| Authors |
Raymond_C._Simons,_Casey_Papovich,_Ivelina_Momcheva,_Jonathan_R._Trump,_Gabriel_Brammer,_Vicente_Estrada-Carpenter,_Bren_E._Backhaus,_Nikko_J._Cleri,_Steven_L._Finkelstein,_Mauro_Giavalisco,_Zhiyuan_Ji,_Intae_Jung,_Jasleen_Matharu,_Benjamin_Weiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03553 |
深近近赤外ハッブル宇宙望遠鏡スリットレス分光法で測定した、0.6<z<2.6の264個の星形成銀河のサンプルの気相金属量勾配について報告します。観測には、CANDELSLyaEmissionatReionization（CLEAR）調査の一部として取得された12軌道深度のハッブル/WFC3G102グリズムスペクトル、およびCLEARフットプリントとオーバーラップするアーカイブWFC3G102+G141グリズムスペクトルが含まれます。このサンプルの銀河の大部分（84％）は、プローブされた全質量範囲（8.5<logM_*/M_sun<10.5）全体でゼロまたはわずかに正の金属量勾配と一致しています。金属量勾配の固有の母集団のばらつきを測定し、恒星の質量が減少するにつれて増加することを示します---文献の以前の報告と一致していますが、ここでははるかに大きなサンプルで確認されています。この散乱を支配する物理的メカニズムを理解するために、観測された勾配と固定質量でのさまざまな星の種族の特性との間の相関関係を検索します。しかし、私たちが考える銀河の特性との相関関係の証拠は見つかりません---星形成率、サイズ、星形成率の表面密度、重力ポテンシャルエネルギーあたりの星形成率など。これらの相関の観測された弱点を使用して、理論モデルから予測された固有の相関の重要な制約を提供します。
高赤方偏移ライマンアルファエミッターのシミュレートされた調査のボイド確率関数
| Title |
Void_Probability_Function_of_Simulated_Surveys_of_high-redshift_Lyman-Alpha_Emitters |
| Authors |
Lucia_A._Perez_(1),_Sangeeta_Malhotra_(2),_James_E._Rhoads_(2),_Vithal_Tilvi_(1) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03556 |
広い赤方偏移範囲（$z=3.1、\4.5、\5.7、\6.6$）にわたるライマン-$\alpha$エミッター（LAE）のシミュレーションでボイド確率関数（VPF）を計算します。VPFは、ゼロ点相関関数（つまり、銀河のない場所）を測定し、計算が簡単でありながら、高階相関関数に自然に接続します。VPFのポアソン誤差と系統的誤差を調査し、平均ソース密度とプローブされたボリュームの関数としてその精度を指定し、VPFを測定するための適切なサイズスケールを提供します。小さな半径では、VPFの精度は銀河の密度によって制限されますが、大きな半径では、VPFはプローブされる独立したボリュームの数によって制限されます。また、VPFのエラーを理解して定量化するためのガイドラインも提供します。ジャックナイフ統計が不確実性を過小評価していることがわかった後、カタログの独立したサブボリュームを使用して、VPFのエラーを概算します。VPFを使用して、セル内カウントを使用して相関関数間の階層スケーリングを測定および調査することにより、高次相関関数の強度を調べます。負の二項モデル（NBM）は、低赤方偏移銀河観測の2点相関関数とVPFの間のスケーリングを最もよく表すことが示されています。さらに、VPFからボリューム平均2点相関関数を直接導出することにより、NBMの適合性をテストします。その逆も同様です。NBMは、$z=6.6$カタログのモデルから1$\sigma$の偏差があり、$z=3.1、4.5、5.7$のシミュレートされたLAEを最もよく表していることがわかります。これは、LAEが通常の低赤方偏移銀河と同様の高次のクラスタリング項を示すことを示唆しています。
星形成銀河における銀河規模のイオン化ガス流出を促進する中央集中分子ガス
| Title |
Centrally_concentrated_molecular_gas_driving_galactic-scale_ionised_gas_outflows_in_star-forming_galaxies |
| Authors |
L._M._Hogarth,_A._Saintonge,_L._Cortese,_T._A._Davis,_S._M._Croom,_J._Bland-Hawthorn,_S._Brough,_J._J._Bryant,_B._Catinella,_T._J._Fletcher,_B._Groves,_J._S._Lawrence,_A._R._Lopez-Sanchez,_M._S._Owers,_S._N._Richards,_G._W._Roberts-Borsani,_E._N._Taylor,_J._van_de_Sande,_N._Scott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03566 |
イオン化ガスの銀河規模の流出を経験している主系列星形成銀河において、高空間分解能の分子ガスと星形成率（SFR）マップの共同分析を実行します。私たちの目的は、どの銀河がこれらの強風を発生させることができるかを決定するメカニズムを理解することです。16個のエッジオン銀河でALMAを使用して1インチの解像度でCO（1-0）を観測しました。また、SAMI銀河調査からの2インチの空間分解能の光学面分光観測もあります。サンプル中の銀河の半分は、イオン化ガスの強力で大規模な流出（「流出タイプ」）を抱えていると以前に特定され、残りは対照銀河として機能します。データセットは、IRAM30m望遠鏡からの統合CO（1-0）観測によって補完され、全分子ガス貯留層を調査します。流出に電力を供給する銀河は、対照サンプルと比較した場合、有意に異なる全球ガス分率または星形成効率を持たないことがわかります。しかし、ALMAマップは、流出型銀河の分子ガスが対照銀河よりも中心に分布していることを明らかにしています。私たちの流出型オブジェクトの場合、分子ガスと星形成は主にそれらの内側の有効半径（$\rmr_{eff}$）内に制限されますが、対照サンプルでは、分布はより拡散し、$\rmr_をはるかに超えて広がります。{eff}$。通常の星形成銀河での流出は、分子ガスをそれらの中心領域に追いやる動的メカニズムによって引き起こされる可能性があり、その結果、局所的に強化されたガス面密度と星形成が生じる可能性があると推測されます。
M82の中年円盤超星団の質量半径関係
| Title |
Mass-radius_relation_of_intermediate-age_disk_super_star_clusters_of_M82 |
| Authors |
B._Cuevas-Otahola_(1),_Y._D._Mayya_(1),_I._Puerari_(1),_D._Rosa-Gonz\'alez_(1)_((1)_INAOE,_Mexico) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03594 |
M82のディスクにある99個の中年超星団（SSC）のサンプルの構造パラメーターの完全なセットを提示し、半分析クラスター進化コードEMACSSを使用して生存分析を実行します。パラメータは、前の作業で実行されたプロファイルフィッティング分析に基づいており、100Myrの一定年齢の質量光度比を使用して質量関連量が導出されています。SSCは、インデックス${\alpha}$=1.5のべき乗則質量関数と、典型的な半光半径Rh=4.3pcの対数正規サイズ関数に従います。これらは、どちらもクラスターの値と同等です。巨大な渦巻きではなく、マゼラン雲の中で。SSCの大部分は、指数b=0.29${\pm}$0.05のべき乗則の質量半径の関係に従います。EMACSSを使用したM82SSCの動的分析は、クラスターの23％が潮汐的に制限されており、残りは現在拡張中であることを示唆しています。これらのクラスターの前方進化は、大部分が約2Gyrに溶解することを示唆しています。ただし、4つの巨大なコンパクトクラスターのグループと、比較的大きなガラクトセントリック距離にある5つのSSCの別のグループは、ハッブル時間の間生き残ることがわかります。モデルで予測された質量、Rh、${\mu_V}$、および12Gyrでのこれらの生き残ったSSCのコア半径は、銀河団のサンプルの対応する値と同等です。
サーメ銀河調査：さまざまな環境における受動渦巻銀河の星の種族
| Title |
The_Sami_Galaxy_Survey:_stellar_populations_of_passive_spiral_galaxies_in_different_environment |
| Authors |
Mina_Pak,_Sree_Oh,_Joon_Hyeop_Lee,_Nicholas_Scott,_Rory_Smith,_Jesse_van_de_Sande,_Scott_M._Croom,_Francesco_D'Eugenio,_Kenji_Bekki,_Sarah_Brough,_Caroline_Foster,_Tania_M._Barone,_Katarina_Kraljic,_Hyunjin_Jeong,_Joss_Bland-Hawthorn,_Julia_J._Bryant,_Michael_Goodwin,_Jon_Lawrence,_Matt_S._Owers,_Samuel_N._Richards |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03736 |
シドニー-AAOマルチオブジェクト面分光器銀河調査からの積分場分光データを使用して、質量と環境の関数として受動渦巻銀河の星の種族を調査します。このサンプルは、52ドルのクラスターパッシブスパイラルと18ドルのグループ/フィールドパッシブスパイラル、およびコントロールサンプルとして使用されるS0のセットで構成されています。中心と$1R_{\rme}$内の両方でリック吸収線強度指数を測定することによって推定された年齢と[Z/H]は、クラスターとフィールド/グループパッシブスパイラルの間に有意差を示していません。ただし、log（M$_\star$/M$_\odot）\gtrsim10.5$のフィールド/グループパッシブスパイラルは、恒星の質量（$\sim0）とともに[$\alpha$/Fe]の減少を示しています。クラスターパッシブスパイラルよりも1$dex小さい。また、パッシブスパイラルの星の種族をS0と比較します。クラスターでは、パッシブスパイラルは、質量範囲全体にわたってS0よりもわずかに若い年齢と低い[$\alpha$/Fe]を示していることがわかります。フィールド/グループでは、星の種族はパッシブスパイラルとS0の間で同様の傾向を示しています。特に、フィールド/グループS0の[$\alpha$/Fe]は、フィールドと同様に、log（M$_\star$/M$_\odot）\gtrsim10.5$を超える質量の増加に伴って平坦になる傾向があります。/groupパッシブスパイラル。パッシブスパイラルの年齢と[$\alpha$/Fe]を、位相空間での平均落下時間に関連付けます。数値シミュレーションの予測と一致して、正の相関が見られます。観察された傾向を説明できる環境プロセスについて説明します。この結果から、パッシブスパイラルの形成とS0への変換は、環境に大きく依存する可能性があると結論付けることができます。
X対称性とZ対称性を持つ最初の翼のある電波銀河
| Title |
FIRST_winged_radio_galaxies_with_X_and_Z_symmetry |
| Authors |
Soumen_Bera,_Sabyasachi_Pal,_Tapan_K._Sasmal_and_Soumen_Mondal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03839 |
X字型電波銀河は、一次高表面輝度ローブに対してある角度で配向された一対の二次低表面輝度電波ローブを示す電波源のサブクラスです。時々、二次的な低輝度ローブが一次高輝度ローブのエッジから現れ、Z対称の形態を形成します。X字型電波銀河（XRG）とZ字型電波銀河（ZRG）の体系的な検索結果を、1.4GHzでの20センチメートルの電波空のVLA微弱画像（VLAFIRST）調査から提示します。私たちの検索では、合計296の電波源が得られ、そのうち161がXRG、135がZRGです。また、入手可能なさまざまな文献から、これらのソースを光学的に識別しました。J1124+4325およびJ1319+0502は、それぞれ最も遠い既知のXRGおよびZRGです。これらの電波源のスペクトル指数と電波光度を推定し、以前に検出されたXRGとZRGとの比較研究を行いました。XRGの光度の平均値はZRGの平均値よりも高くなっています。新たに発見されたXRGおよびZRGの大きなサンプルサイズの助けを借りて、これらのソースのさまざまな統計的特性が研究されています。現在の論文で提示されている161個のXRGのうち、70％（113）はFRII電波銀河であり、13％（20）はFRI電波銀河です。28個のXRGの場合、形態は複雑であり、分類できませんでした。XRGの場合、統計的調査は、長軸と短軸の間の角度、および長軸と短軸の相対的なサイズで行われます。ZRGの場合、角度サイズについて統計的調査が行われます。
活動銀河核のための新しい観測ベースの塊状トーラスモデル
| Title |
A_new_observation-based_clumpy_torus_model_for_activate_galactic_nuclei |
| Authors |
X._Zhao,_S._Marchesi,_M._Ajello,_D._Cole,_Z._Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03851 |
活動銀河核（AGN）で観測された不明瞭化は、主に超大質量ブラックホール（SMBH）を取り巻くトーラスのような構造に分布した塵とガスによって引き起こされます。最近の観察では、ほこりっぽいトーラスの不明瞭な物質は均一に分布しているのではなく、塊状であることが示唆されています。ただし、ほとんどのAGNモデルは、SMBHを取り巻く不明瞭な物質を特徴付けるときに、滑らかなトーラスを採用しています。この作業では、高品質のアーカイブNuSTARデータを持つ近くの宇宙の不明瞭なAGNの大きな偏りのないサンプルの広帯域X線スペクトル分析を実行し、不明瞭なトーラスの物理的および幾何学的特性を正確に特徴付けることができます。さまざまなタイプのAGNが同様のトーラスを持っている可能性があり、平均してコンプトンの厚さ（NH、tor、ave〜1.4x10^24cm^-2）であり、かなり塊状です（たとえば、サンプルのソースの80％を超える場合）、トーラスの平均カラム密度は、視線カラム密度の3倍以上異なります）。サンプル内のすべてのソースのトーラス列密度、トーラス被覆率、およびトーラス凝集度について取得した情報を利用して、AGNの新しい塊状トーラスモデルを開発します。新しいモデルを使用して、近くの宇宙で観測されたAGNの列密度分布を予測します。これは、最近の人口合成モデルの制約とよく一致しています。
星間物質における乱流ダイナミクスの説明：マルチフラクタル/ミクロカノニカル解析I.ムスカフィラメントのハーシェル観測への応用
| Title |
Description_of_turbulent_dynamics_in_the_interstellar_medium:_multifractal/microcanonical_analysis_I._Application_to_Herschel_observations_of_the_Musca_filament |
| Authors |
H._Yahia,_N._Schneider,_S._Bontemps,_L._Bonne,_G._Attuel,_S._Dib,_V._Ossenkopf,_A._Turiel,_A._Zebadua,_D._Elia,_S._K._Maji,_F._G._Schmitt,_J.-F_Robitaille |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03990 |
星間物質（ISM）の観測は、乱流に部分的に起因する複雑な密度と速度の構造を示しています。ここでは、ミクロカノニカルバージョンでのマルチフラクタル形式の自己完結型の紹介を紹介します。これにより、統計的観測量のグランドアンサンブルの平均を必要とせずに、単一の観測マップから正確な乱流特性パラメーターを初めて計算できます。Muscaフィラメントの250mu-mHerschelマップの研究に焦点を当て、MHDシミュレーションを利用します。慣性範囲が0.05〜0.65pcの、Muscaの乗法カスケードの明確な兆候が見つかりました。提案されたミクロカノニカルアプローチが、マルチフラクタル性を分析するための任意の方法を検証するために必要な、真にスケール不変である特異性スペクトルを提供することを示します。得られた、初めて十分に正確な、Muscaの特異性スペクトルは、対数正規動作で通常観察されるほど対称的ではないことは明らかです。Muscaに対するISMは、その特異性スペクトルの対数ポアソン形状を特徴としていると私たちは主張します。log-Poissonの振る舞いは、乱流のまれなイベントの散逸がより均一な（体積と時間の）散逸イベントとは対照的に強い場合に存在すると主張されているため、対数正規性からのこの偏差は、小規模。これは、ムスカの主要なフィラメント構造を説明するか、少なくともそれと一致している可能性があります。さらに、Muscaのサブ領域は異なるマルチフラクタル特性を示す傾向があることがわかります。これは、Muscaクラウド内にさまざまなタイプのダイナミクスが存在することを強く示唆しています。サブ領域間のこれらの違いは、観測マップを「対数正規化」する傾向があるノイズの特徴を排除した後にのみ現れます。私たちの研究は、今後の研究で他の銀河雲とシミュレーションに適用される基本的なツールを設定します。
Seahorse赤外線暗黒雲の高密度コア：修正された黒体からの物理的特性は、遠赤外線サブミリ波スペクトルエネルギー分布に適合します
| Title |
Dense_cores_in_the_Seahorse_infrared_dark_cloud:_physical_properties_from_modified_blackbody_fits_to_the_far-infrared-submillimetre_spectral_energy_distributions |
| Authors |
Oskari_Miettinen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04293 |
WISE、IRAS、およびHerschelのデータを、SABOCAおよびLABOCAでの以前の観測と組み合わせて使用し、フィラメント状のSeahorse赤外線暗黒雲（IRDC）G304の高密度コアの遠赤外線からサブミリ波のスペクトルエネルギー分布（SED）を構築しました。74+01.32。2つのIRダークコア（WISE対応物なし）、9つのIRブライトコア、および1つのHII領域を含む、分析された12のコアの場合、コールド（ウォーム）コンポーネントの平均ダスト温度、質量、光度、H$_2$数密度、および面密度は、$13.3\pm1.4$K（$47.0\pm5.0$K）、$113\pm29$M$_{\odot}$、$192\pm94$L$_{\odot}として導出されました。$、$（4.3\pm1.2）\times10^5$cm$^{-3}$、および$0.77\pm0.19$gcm$^{-3}$、それぞれ。HII領域IRAS13039-6108aは、サンプルで最も明るい光源であることがわかりました（$（1.1\pm0.4）\times10^3$L$_{\odot}$）。すべてのコアが重力で結合していることがわかりました（つまり、ビリアルパラメータ$\alpha_{\rmvir}<2$）。分析されたコアの12個のうち7個（58％）は、文献で提案されている高質量星形成の質量半径しきい値を超えていることがわかりました。これらの7つのコアに対して導出された$\Sigma>0.4$gcm$^{-3}$の表面密度も、高質量星形成の対応するしきい値を超えています。分析されたコアのうち5つ（42％）は、SABOCA350$\mu$m画像で2つのコンポーネントへの断片化の証拠を示しています。HII領域のソースであるIRAS13039-6108aに加えて、タツノオトシゴの他のコアのいくつかも、高質量の星を産むことができるようです。SeahorseIRDCの高密度コア集団は、十分に研究されたSnakeIRDCG11.11-0.12のコアと同等の平均特性を持っています。タツノオトシゴのコア断片化メカニズムは、熱的および非熱的ジーンズ不安定性の場合を含め、不均一であるように見えます。断片化されたコアが高質量星を形成する真の可能性に取り組むには、高解像度の追跡調査が必要です。
| Title |
Metal-THINGS:_On_the_metallicity_and_ionization_of_ULX_sources_in_NGC_925 |
| Authors |
Maritza_A._Lara-L\'opez,_Igor_A._Zinchenko,_Leonid_S._Pilyugin,_Madusha_L._P._Gunawardhana,_Omar_L\'opez-Cruz,_Shane_P._O'Sullivan,_Anna_Feltre,_Margarita_Rosado,_M\'onica_S\'anchez-Cruces,_Jacopo_Chevallard,_Maria_Emilia_De_Rossi,_Sami_Dib,_Jacopo_Fritz,_Isaura_Fuentes-Carrera,_Luis_E._Gardu\~no,_Eduardo_Ibar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04302 |
NGC925で特定された3つの超大光度X線（ULX）線源の光学特性の分析を示します。Metal-THINGS調査のコンテキストで、GeorgeMitchel分光器からの面積分フィールドユニットデータを使用します。ULX-1およびULX-3の光学特性が示されていますが、ULX-2に関連するスパクセルのS/Nが低いため、分析ができませんでした。また、PUMAファブリペロー分光器からの補助データを使用して、各ULXに関連付けられた光学星雲の運動学と寸法を報告します。BPT分析は、NGC925のほとんどのスパクセルが、ULX-1およびULX-3に関連するものを含む星形成領域によって支配されていることを示しています。分解された気相金属量を使用すると、負の金属量勾配が見つかります。これは、渦巻銀河の以前の結果と一致していますが、イオン化パラメーターは銀河全体で放射状に増加する傾向があります。興味深いことに、ULX-1は、ガラクトセントリック距離に対して非常に低いガス金属量を示し、2つの独立した方法で識別されますが、典型的なイオン化を示します。このような低ガス金属量は、高質量X線連星集団のコンテキストで最もよく説明されることがわかります。低金属量環境は、はるかに高い降着率を駆動できるアクティブなロッシュローブオーバーフローに有利に働きます。低質量銀河の降着を引き起こす代替シナリオは、この地域のデータではサポートされていません。最後に、ULX-3は、高い金属量とイオン化パラメーターの両方を示します。これは、進化した星の種族領域内で高度に降着する中性子星である前駆体と一致しています。
z〜1での銀河のHIガス分率の研究
| Title |
A_study_of_the_HI_gas_fractions_of_galaxies_at_z_~_1 |
| Authors |
Wei_Zhang,_Guinevere_Kauffmann,_Jing_Wang,_Yanmei_Chen,_Jian_Fu,_Hong_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04500 |
高赤方偏移の大きな銀河サンプルではHI質量測定が利用できないため、銀河のローカル宇宙サンプルを使用して較正されたHI対恒星質量比M_HI/M_*の測光推定量を銀河のサンプルに適用します。DEEP2調査のz〜1で。これらのHI質量推定値を使用して、HI質量関数（HIMF）と宇宙HI質量密度（Omega_HI）を計算し、z〜1の銀河の星形成率とHIガス含有量の相関を調べます。HIガス質量を推定しました。残りのフレームの紫外線光学色（NUV-r）と恒星の組み合わせを使用して、0.75<z<1.4の範囲の赤方偏移と星の質量M_*>10^{10}M_solarのDEEP2調査で約7,000個の銀河の場合M_HI/M_*を推定する方法としての質量密度mu_*。高zHI質量関数（HIMF）の高質量端は、ローカルHIMFのそれと非常に類似していることがわかります。銀河のHI質量をM_*>10^{10}M_solarと直接積分することによって得られる、Omega_HI、limit=2.1*10^{-4}h_70^{-1}の下限は、巨大な星形成銀河であることを確認しています。z〜1で中性ガスを支配しないでください。M_*<10^{10}の銀河からの寄与の場合、z〜1での総Omega_HIは6.2*10^{-4}h_70^{-1}と推定されます。M_solarが推定されます。z〜1から今日までのHI質量対恒星質量比の進化を研究し、より高いレッドシフトでのHIガス質量分率と恒星質量の間のより急な関係を見つけます。具体的には、z〜1でM_*=10^{11}M_solarの銀河は、局所銀河よりも3〜4倍高い中性ガスの割合を持っていることがわかりますが、M_*=10^では4〜12倍の増加が見られます。{10}M_solar。また、一定の恒星質量でのHI枯渇時間の大きな広がりが見られ、HIガス質量と星形成率の間に弱い相関関係があることを示しています。
吸収によって選択された銀河は、$ z \ sim 2-3 $で低質量の晩期型星形成集団を追跡します
| Title |
Absorption-selected_galaxies_trace_the_low-mass,_late-type,_star-forming_population_at_$z_\sim_2-3$ |
| Authors |
N._H._P._Rhodin,_J.-K._Krogager,_L._Christensen,_F._Valentino,_K._E._Heintz,_P._M{\o}ller,_T._Zafar,_J._P._U._Fynbo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04557 |
強い中性水素（HI）吸収体（減衰Ly-アルファ吸収体（DLA）およびサブ吸収体）として検出された7つの新しい銀河と3つの既知の高赤方偏移（z>2）銀河の恒星含有量、半光半径、星形成率について報告します。DLA）バックグラウンドクエーサーに向けて。それらの銀河環境を研究し、高赤方偏移でのそのような吸収-発光ペアの最初の体系的な形態学的特性評価を実行します。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）広視野カメラ3の空間分解能と、注意深い点像分布関数の減算を利用して、F606W、F105W、およびF160Wフィルターの吸収体の対応物を画像化します。私たちの分析は、複数の星形成の塊を持つ複雑で不規則なホストを明らかにしています。0.067秒角/pxlの霧雨の空間分解能で、吸収によって選択されたサンプルの40％は、観測された銀河の配光の正確なモデリングのために複数のセルシック成分を必要とします。最も赤いバンド（F160W）に基づいてr_1/2〜0.4〜2.6kpcの範囲の半光半径を測定し、最も古い星の種族と、次の範囲から導出されたlogM*[Msun]〜8〜10の範囲の星の質量を追跡します。スペクトルエネルギー分布（SED）は、ブロードバンドHST測光に適合します。分光法とSEDに基づく星形成率はほぼ一貫しており、logSFR[Msun/yr]=-0.06-1.7の範囲にあります。質量とサイズの関係と星形成銀河の主系列星に配置すると、高赤方偏移での吸収選択により、深い光度で選択された調査から決定された既知の関係が、主に星で構成される質量の小さい銀河にまで拡張されることがわかります。後期型を形成します。
LAMOST J1109 +7459の起源
LAMOSTJ1109+0754、比較的明るい（V=12.8）、非常に金属が少ない（[Fe/H]=$-3.17$）、およびプログレード（$J_\phi$および$V_\phi$$>0$）スター、強力な\textit{r}プロセス拡張（[Eu/Fe]=$+$0.94$\pm$0.12、[Ba/Fe]=$-$0.52$\pm$0.15）。31の化学物質の存在量（リチウムからトリウムまで）が導き出されました。恒星の質量が13.4-29.5M$_\odot$の可能性のある前駆体を提案します。J1109+0754は、スケーリングされた太陽の\textit{r}プロセスコンポーネントとよく一致しているため、メインの\textit{r}プロセスコンポーネントの代表であると主張します。\texttt{Illustris-TNG}シミュレーションから抽出された天の川アナログモデルに基づいて、{\it時変銀河ポテンシャル}でこの星の軌道履歴を分析します。このモデルを使用して、若い宇宙年齢でのJ1109+0754の位相空間座標の統計的推定を実行します。まとめると、計算された運動、導出された化学、および宇宙論的シミュレーションの結果は、LAMOSTJ1109+0754が低質量の矮小銀河で形成された可能性が高く、銀河系の外側のハロー集団に属することを示唆しています。
IceCube高エネルギー開始イベントサンプル：7。5年のデータによる説明とフラックスの特性評価
| Title |
The_IceCube_high-energy_starting_event_sample:_Description_and_flux_characterization_with_7.5_years_of_data |
| Authors |
R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_M._Ahrens,_C._Alispach,_A._A._Alves_Jr.,_N._M._Amin,_K._Andeen,_T._Anderson,_I._Ansseau,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_S._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_A._Barbano,_S._W._Barwick,_B._Bastian,_V._Basu,_V._Baum,_S._Baur,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_C._Bellenghi,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_J._Bourbeau,_F._Bradascio,_J._Braun,_S._Bron,_J._Brostean-Kaiser,_A._Burgman,_R._S._Busse,_M._A._Campana,_C._Chen,_D._Chirkin,_S._Choi,_B._A._Clark,_K._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_J._M._Conrad,_P._Coppin,_P._Correa,_D._F._Cowen,_R._Cross,_P._Dave,_C._De_Clercq,_J._J._DeLaunay,_H._Dembinski,_K._Deoskar,_et_al._(300_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03545 |
IceCubeニュートリノ天文台は、天体物理学的起源の高エネルギー全天ニュートリノフラックスの存在を確立しました。この発見は、アクティブな拒否権に囲まれた検出器の基準領域内で相互作用するイベントと、一般に高エネルギー開始イベントサンプル（HESE）として知られる60TeVを超える再構成エネルギーを使用して行われました。さらに4。5年のデータ、新しい氷河氷モデル、および改良された系統的処理を使用して、HESEサンプルの分析を再検討します。この論文では、サンプルについて詳細に説明し、最新の天体物理ニュートリノフラックス測定について報告し、天体ニュートリノのソース検索を示します。これらの観測結果と、一般的なべき乗則のようなシナリオだけでなく、文献で提案されている特定の等方性フラックスモデルとの互換性を示します。$\nu_e：\nu_\mu：\nu_\tau=1：1：1$であり、ニュートリノと反ニュートリノのフラックスが等しいと仮定すると、天体物理学的ニュートリノスペクトルは、優先スペクトルを持つ、破られていないべき乗則と互換性があることがわかります。$68.3\％$信頼区間の${2.87}^{+0.20}_{-0.19}$のインデックス。
深層学習によるブラックホール連星の母集団からのフィールドクラスター混合率、共通外層効率、および球状星団半径に対するジョイントコンストレイント
| Title |
Joint_constraints_on_the_field-cluster_mixing_fraction,_common_envelope_efficiency,_and_globular_cluster_radii_from_a_population_of_binary_hole_mergers_via_deep_learning |
| Authors |
Kaze_W._K._Wong,_Katelyn_Breivik,_Kyle_Kremer,_Thomas_Callister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03564 |
2番目の重力波過渡カタログ（GWTC-2）の最近のリリースでは、既知のGWイベントの数が大幅に増加し、コンパクトなバイナリの形成モデルに前例のない制約が課せられました。差し迫った問題の1つは、孤立したフィールド形成と高密度の星団での動的形成など、さまざまな形成チャネルに由来するバイナリの割合を理解することです。この論文では、$\texttt{COSMIC}$バイナリ母集団合成スイートと球状星団進化のための$\texttt{CMC}$コードを組み合わせて、両方の形成シナリオでブラックホール連星形成の混合モデルを作成します。初めて、これらのコード本体は自己無撞着に組み合わされ、$\texttt{CMC}$自体が$\texttt{COSMIC}$を使用して恒星進化を追跡します。次に、深層学習の強化された階層ベイズ分析を使用して、形成モデル間の混合率$f$を制約すると同時に、$\texttt{COSMIC}$で想定される共通外層効率$\alpha$と初期クラスタービリアル半径$を制約します。r_v$は$\texttt{CMC}$で想定されています。孤立したバイナリおよび球状星団の進化の他の不確実な側面に関する特定の仮定の下で、3つの物理パラメータ$（f、\alpha、r_v）=（0.20^{+0.32}_{-の中央値および$90\％$信頼区間を報告します。0.18}、2.26^{+2.65}_{-1.84}、2.71^{+0.83}_{-1.17}）$。この同時制約は、天の川銀河で観測された球状星団の特性と一致し、GW観測からコンパクトなバイナリ形成の天体物理学を学習するための経路の重要な最初のステップです。
ポインティングフラックスが支配的なジェットにおける高速磁気リコネクション構造
| Title |
Fast_magnetic_reconnection_structures_in_Poynting-flux_dominated_jets |
| Authors |
Lu\'is_H.S_Kadowaki,_Elisabete_M._de_Gouveia_Dal_Pino,_Tania_E._Medina_Torrejon,_Yosuke_Mizuno,_and_Pankaj_Kushwaha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03634 |
ブラックホールに関連する遍在する相対論的ジェット現象は、高エネルギーおよび超高エネルギー（VHE）の天体物理学において主要な役割を果たします。特に、観測により、ブレーザーは日（GeVバンド）から分（TeVバンド）まで時間変動するVHE放出を示し、非常にコンパクトな放出領域を示しています。この放出の原因となる粒子加速プロセスを説明できる実際のメカニズムはまだ議論されていますが、磁気リコネクションは最近、有力な候補として、場合によっては唯一の可能な候補として議論されています。この作業では、相対論的ジェットに沿った電流駆動キンク不安定性によって引き起こされる乱流によって駆動される再接続イベントの開発の3次元特殊相対論的電磁流体力学シミュレーションの結果を提示します。システム内のすべての再接続領域の体系的な識別を実行し、それらのローカル磁場トポロジを特徴付け、再接続率を定量化しました。乱流によって引き起こされる高速再接続の理論の予測に匹敵する$0.051\pm0.026$（Alfv\'{e}n速度の単位）の平均速度が得られました。詳細な統計分析では、高速再接続イベントが対数正規分布に従うことも示されました。これは、その乱流起源の特徴です。私たちの方法のロバスト性を精査するために、私たちはブレーザーMrk421に結果を適用しました。磁気リコネクションイベントの積分パワーから合成光度曲線を構築し、パワースペクトル密度分析から時間変動性を評価しました。GeVバンドでの観測との一致。これは、キンクの不安定性によって引き起こされる乱流の高速磁気リコネクションが、ブレーザーで観察される高エネルギー放出変動現象の背後にある可能性のあるプロセスである可能性があることを示唆しています。
| Title |
A_two-zone_blazar_radiation_model_for_"orphan"_neutrino_flares |
| Authors |
Rui_Xue,_Ruo-Yu_Liu,_Ze-Rui_Wang,_Nan_Ding_and_Xiang-Yu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03681 |
この作業では、ブレーザーTXS0506+056に関連する2014-2015ニュートリノフレアと、ブレーザー4FGLJ0955.1+3551と空間的に一致する最近発見されたミューニュートリノイベントIceCube-200107Aを、2つのフレームワークの下で調査します。超大質量ブラックホールに近い/遠い内側/外側のブロブが呼び出されるブレーザーのゾーン放射モデル。2つのソースに共通する興味深い特徴は、ニュートリノ検出期間中にGeVガンマ線活動の証拠が見つからないことです。これは、おそらくニュートリノ生成領域でのGeVガンマ線の不透明度が高いことを意味します。私たちのモデルでは、連続的な粒子加速/注入がジェットベースの内部ブロブで行われ、超大質量ブラックホールの高温X線コロナが効率的なニュートリノ生成と強力なGeVガンマ線吸収のためのターゲット光子場を提供します。このモデルが、大きなパラメーター空間内の2つのブレーザーの両方からのニュートリノ放出を自己無撞着に解釈できることを示します。その間、外側のブロブの散逸プロセスは、両方の光源の同時多波長放射の原因となります。TXS0506+056の以前の研究と一致して、内部ブロブに誘導された電磁カスケードからの強いMeV放出は、モデルのニュートリノフレアを伴うと強く予想されます。次世代MeVガンマでモデルをテストするために使用できます。-将来の光線検出器。
潮汐破壊現象AT2019dsgによって駆動される軸外ジェットからのニュートリノ放出
| Title |
Neutrino_Emission_from_an_Off-Axis_Jet_Driven_by_the_Tidal_Disruption_Event_AT2019dsg |
| Authors |
Ruo-Yu_Liu,_Shao-Qiang_Xi_and_Xiang-Yu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03773 |
最近、高エネルギーミューニュートリノイベントが、光/UV光度のピークから約150日後の時点で、潮汐破壊イベント（TDE）AT2019dsgに関連して検出されました。中程度の角度でジェットを観測している場合、このような関連は、TDEから発射されたジェットで加速された相対論的陽子と光学/UV光球内のTDEの強い放射場との間のハドロン相互作用から生じると解釈できると提案します（すなわち、ジェット軸に対して約10〜30度）。このような軸外の視野角は、視線内の高いガス柱密度につながり、光イオン化とBethe-Heitlerプロセスに高い不透明度を提供します。{そして、の固有の長期X線放射の存在を可能にします。比較的高い放射率}。その結果、ニュートリノ生成に伴うカスケード放出は、そうでなければX線および/またはGeVバンドのフラックス限界を超えてしまい、著しく不明瞭になるか、吸収されます。TDEのジェットは空にランダムに向けられると想定されているため、軸外ジェットを使用したTDEのソース密度率は、軸上ジェットを使用したTDEのソース密度率よりも大幅に高くなります。したがって、軸外ジェットは、提案されたシナリオをサポートする、発見されている近くのTDEで自然に予想されます。
この作業では、固有の光度の分布に関する観測的制約を使用して、ガンマ線バースト（GRB）の固有の光度関数$N（L）dL$を定量化する以前の試みを再検討します。私たちの以前の研究では、赤方偏移の関数として、既知の赤方偏移のビームされた同一の検出可能な光源の光度の中央値$L_{median}（z）$が計算され、既知の赤方偏移の近くのGRBの光度と比較されました。この論文では、{\itunknown}赤方偏移を持つGRBのサンプルから予想される$N（F）$を計算することにより、観測されたフラックス分布$N（F）dF$から$N（L）dL$を制約します。物理モデルからの理論上の期待値をフェルミGBMデータと比較し、GRBの角度放出プロファイルを制約します。広角では、$N（L）$はサブルミナスコンポーネントを持つことと一致していますが、{\it純粋に}軸上の表示とは一致しないことがわかります。
高速電波バーストの繰り返しによる円偏波の非検出について
| Title |
On_the_Non-detection_of_Circular_Polarisation_from_Repeating_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
Shi_Dai,_Jiguang_Lu,_Chen_Wang,_Weiyang_Wang,_Renxin_Xu,_Yuanpei_Yang,_Songbo_Zhang,_George_Hobbs,_Di_Li_and_Rui_Luo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03960 |
高速電波バースト（FRB）の性質は、未解決の問題です。この手紙では、繰り返しのFRBからの円形に分極された電波放射の非検出に注意を向け、これが繰り返しおよび非繰り返しのFRBの起源の重要な判別式である可能性があることを示唆しています。繰り返しのFRBが、超強力な磁場を伴う高速回転（たとえば、サブセカンド）パルサーによって駆動される場合、磁気圏での伝搬効果によって円偏光を生成することはできないと主張します。あるいは、繰り返しのFRBが低速回転（たとえば、2番目の）パルサーに由来する場合、円偏光の欠如は、放出が磁気圏の比較的高い高度から来ることを示唆していると主張します。いずれにせよ、繰り返しのないFRBで観察された有意な円偏光は、繰り返しのFRBと比較して、それらが異なる起源を持っているか、異なる放射メカニズムを含んでいることを示しています。
コンパクトなバイナリ合併の電磁カウンターパート
| Title |
Electromagnetic_Counterparts_of_Compact_Binary_Mergers |
| Authors |
Stefano_Ascenzi,_Gor_Oganesyan,_Marica_Branchesi,_Riccardo_Ciolfi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04001 |
重力波と光子による二元中性子星合体の最初の検出は、重力波によるマルチメッセンジャー天文学の夜明けを示し、天体物理学と基礎物理学のさまざまな分野での洞察を大幅に高めました。ただし、コンパクトなバイナリマージに関連する物理プロセスに関する多くの未解決の質問がまだ残っており、これらのプロセスの多くはプラズマ物理学に関係しています。第二世代の重力波干渉計が設計感度に近づき、新世代が設計研究中であり、新しいX線検出器が開発中であるため、高エネルギー宇宙は極限状態のプラズマを理解するためのユニークな実験室になります。このレビューでは、2つのコンパクトなオブジェクトの統合に続くと予想される主な電磁信号について説明し、関連する主な物理的プロセスと、この分野で最も重要な未解決の問題のいくつかを強調します。
さまざまなタイムスケールでの光学範囲におけるTeVブレーザーPG1553 +113のマルチバンド動作
| Title |
Multi-band_behaviour_of_the_TeV_blazar_PG_1553+113_in_optical_range_on_diverse_timescales |
| Authors |
A._Agarwal,_B._Mihov,_I._Andruchow,_Sergio_A._Cellone,_G._C._Anupama,_V._Agrawal,_S._Zola,_L._Slavcheva-Mihova,_Aykut_Ozdonmez,_Ergun_Ege,_Ashish_Raj,_Luis_Mammana,_L._Zibecchi,_E._Fern\'andez-Laj\'us |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04074 |
環境。TeVBLLacオブジェクトPG1553+113は、バイナリ超大質量ブラックホールシステムの主要な候補の1つです。目的。（i）2016年1月から2019年8月までの76夜にわたって収集された9つの光学望遠鏡を含むBVRIデータ、および（ii）過去のVRデータ（私たちの）2005年から2019年までの期間に取得。方法。さまざまな統計的検定、フィッティングと相互相関の手法、および周期性の検索方法を使用して、光度曲線を分析しました。対応する光度曲線が長期変動に対して補正される前後の色と大きさの図を調べました。結果。文献データで補足された夜間の監視により、〜（10-18）％の低いデューティサイクルが得られます。2019年4月に、2005年から2019年までの期間でPG1553+113の最も明るい状態を示すフレアを記録しました：R=13.2等。このフレアは、VRの色と等級の図に時計回りのスペクトルヒステリシスループと、Vバンドの変動がRバンドの変動よりも進んでいるという意味でのタイムラグを示していることがわかります。フレアに関連する放出領域を特徴付ける半径、磁場強度、および電子エネルギーの推定値を取得します。過去の光度曲線を使用して、期間の中央値（2.21+/-0.04）を見つけます。さらに、長期変動を補正した過去の光度曲線を使用して、約210日の二次期間を検出します。この期間の考えられる起源について簡単に説明します。
| Title |
Gravitational_Waves_from_Disks_Around_Spinning_Black_Holes:_Simulations_in_Full_General_Relativity |
| Authors |
Erik_Wessel,_Vasileios_Paschalidis,_Antonios_Tsokaros,_Milton_Ruiz,_Stuart_L._Shapiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04077 |
ディスクの角運動量に平行または反平行の無次元スピン$a/M=0.7$で回転するブラックホールの周りの自己重力トーラスの完全に一般相対論的な数値進化を提示します。初期の円盤は、流体力学的パパロイゾウ-プリングル不安定性に対して不安定であり、それにより、それらは永続的な軌道を回る物質の塊を成長させます。不安定性の成長と飽和に対するブラックホールスピンの影響が評価されます。不安定性は、スピンによって引き起こされるディスク軌道周期の変化による周波数のシフトを伴う、非スピンブラックホールを使用した以前のシミュレーションと同様に動作することがわかります。これらのシステムによって大量の重力波が生成され、現在および将来の広範囲の質量の重力波観測所によってそれらの検出可能性を分析します。ブラックホールと中性子星の合体に関連する$10M_\odot$のシステムは、CosmicExplorerによって$\sim300$Mpcまで検出可能であり、DECIGO（LISA）は$1000M_\odot$のシステムを検出できることがわかりました。（$10^5M_\odot$）-崩壊する超大質量星で形成されるディスクに関連する-$z\sim5$（$z\sim1$）の宇宙赤方偏移に。これらのシステムの降着率を計算すると、これらのシステムも同時電磁信号の有望なソースである可能性があることがわかります。
宇宙線と波の存在下での流出
宇宙線の影響下での重力ポテンシャルに対するプラズマ流出または風は、流体力学の文脈で研究されています。宇宙線は、電磁流体力学の変動を介してプラズマと相互作用します。その過程で、宇宙線はプラズマを介して移流および拡散します。熱プラズマに加えて、宇宙線や自励アルフベン波も流体として扱う多流体モデルを採用しています。ポテンシャル井戸の底部の境界条件を考慮して、3流体（1つのアルフベン波）モデルと4流体（2つのアルフベン波）モデルの可能な物理的に許容可能な定常状態の解を求めます。一般的に言えば、流出には亜音速と超音速の2つのクラスがあります（適切に定義された音速に関して）。宇宙線拡散のない3流体モデルは、古典的な恒星風問題と同じ方法で研究でき、参照モデルとして使用されます。宇宙線拡散が含まれる場合、解決策には2つのカテゴリがあります。それらの1つは、拡散のない3流体モデルに似ており、もう1つは、波が枯れて宇宙線がプラズマから切り離されると、長距離での熱風のように動作します。また、波の減衰メカニズム（非線形ランダウ減衰など）の影響も調べます。大まかに言えば、超音速流出の方が亜音速流出よりも効果がはるかに小さい。
GX339-4の切頭ディスクと内部ホットフローの進化
| Title |
Evolution_of_the_truncated_disc_and_inner_hot-flow_of_GX_339-4 |
| Authors |
P._Chainakun,_W._Luangtip,_A._J._Young,_P._Thongkonsing,_M._Srichok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04238 |
目的。爆発の最後に行われた6つのXMM-Newton観測から抽出されたパワースペクトル密度（PSD）を分析することにより、切頭円盤の形状の変化とGX339-4の内部ホットフローを研究します。メソッド。0.3〜0.7keV（熱残響が支配的）および0.7〜1.5keV（ディスク連続体が支配的）のエネルギー帯域におけるGX339-4のPSDの理論モデルが開発されています。このモデルは、標準降着円盤が特定の半径で切り詰められていることを前提としています。その内側には、2つの異なるホットフローゾーンがあります。1つはスペクトル的にソフトで、もう1つはスペクトル的にハードです。ディスクの変動と熱残響の影響が考慮されます。結果。このモデルは、従来のでこぼこのPSDプロファイルを正常に生成し、GX339-4データに適切に適合します。切り捨て半径は、光源の光度が減少するにつれて$r_{\rmtrc}$$\sim$10から55$r_{\rmg}$に増加することがわかり、切り捨て半径が次の関数として特徴付けられることが強く確認されています。明るさ。トランケーション半径の以前の測定における大きな不確実性を念頭に置いて、私たちの値は分光分析から得られた値よりも大きいですが、残響ラグ分析から示唆された値よりも小さいです。さらに、スペクトル的に硬く、スペクトル的に柔らかい2つの内部ホットフローゾーンのサイズも、$\sim$5から27$r_{\rmg}$および$\sim$3から26$r_{\に増加しています。フラックスが減少するにつれて、それぞれrmg}$。内側のハードゾーンの半径範囲は常にソフトホットフローゾーンの範囲よりも大きいが、$\sim$1.1-2.2という比較的小さい係数であることがわかります。
中性子星クラストにおけるクーロン結晶の破壊応力
クーロン結晶モデルは、中性子星の地殻内の物質を記述するために使用できることが一般的に認められています。[1]では、変形したクーロン結晶の特性と、それらの安定性が電子バックグラウンドの分極にどのように依存するかを研究しています。ゼロ温度での地殻$\sigma_{\max}$の破壊応力は、クーロン結晶の静電エネルギーとフォノンスペクトルの分析に基づいて計算されました。このホワイトペーパーでは、ゼロ点と熱の寄与が$\sigma_{\max}$に与える影響について簡単に説明します。
LIGOO2データでさそり座X-1からの連続重力波を検索
LIGOO2公開データで、低質量X線連星さそり座X-1の中性子星からの連続重力波を検索した結果を示します。40〜180Hzの範囲で$\upperx$の一定周波数の信号を検索します。検索パイプラインの効率のおかげで、長いコヒーレンス時間を使用して前例のない感度を達成し、既存の結果を大幅に改善することができます。これは、中性子星の半径での降着トルクのバランスをとることができる重力波の振幅を調べることができた最初の検索です。私たちの検索では、無線観測から得られた傾斜角$44^\circ\pm6^\circ$について、67.5Hz〜131.5Hzのこのレベルでの放射を除外し（Fomalontetal。2001）、スピン軸がに垂直であると仮定しています。軌道面。トルクアームが$\約$26km（\alfven\半径の控えめな見積もり）である場合、結果は帯域全体の間接的な制限よりも制約が大きくなります。これにより、特定の質量と半径の組み合わせを除外し、星の磁場の強さに上限を設けることができます。また、トルクバランスで重力波の振幅を与える方程式（Abbottetal。2017b、2019a）の文献に記載されている誤りを修正し、これに照らして関連する最新のLIGO/Virgoの結果を再解釈します。
重力波データ分析における改良された深層学習技術
近年、畳み込みニューラルネットワーク（CNN）やその他の深層学習モデルが、重力波（GW）データ処理の分野に徐々に導入されています。従来の整合フィルタリング技術と比較して、CNNはGW信号検出タスクの効率に大きな利点があります。さらに、整合フィルタリング技術は、既存の理論波形のテンプレートバンクに基づいているため、理論上の予想を超えるGW信号を見つけることは困難です。この論文では、バイナリブラックホールのGW検出のタスクに基づいて、バッチ正規化やドロップアウトなどの深層学習の最適化手法をCNNモデルに紹介します。モデル性能の詳細な研究が実施されます。この調査を通じて、GW信号検出タスクのCNNモデルでバッチ正規化とドロップアウト手法を使用することをお勧めします。さらに、GW信号のさまざまなパラメーター範囲でのCNNモデルの一般化能力を調査します。CNNモデルは、GW波形のパラメーター範囲の変動に対してロバストであることを指摘します。これは、マッチドフィルタリング手法に対する深層学習モデルの主な利点です。
DAMPE実験に照らした「ダークディスク」モデル
暗黒物質（DM）が宇宙線（CR）陽電子過剰の原因であると考えているモデルはたくさんあります。しかし、それらはガンマ線の形で障害に直面しています。単純なDMモデルはガンマ線を過剰生成する傾向があり、等方性ガンマ線バックグラウンド（IGRB）との矛盾につながります。この矛盾を緩和するために、<<ダークディスク>>モデルが提案されています。この作品は、ディスクモデルの枠組みの中でDAMPE実験の結果を考慮しています。そのようなフレームワークは、データ適合をかなり改善することを可能にすることが得られる。
長期安定性を確保するために更新されたSupernovaX線データベース（SNaX）
| Title |
Supernova_X-Ray_Database_(SNaX)_Updated_to_Ensure_Long-term_Stability |
| Authors |
Alexandra_Nisenoff,_Vikram_V._Dwarkadas_(University_of_Chicago),_Mathias_C._Ross_(UCLA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04427 |
超新星X線データベース（SNaX）は、超新星（SNe）のX線データをエレガントな検索可能なWebインターフェイスを介して公開するために数年前に設立されました。データベースは最近PhP7に更新され、セキュリティ更新が行われ、新しいサーバーに移動されて、長期的な安定性が確保されています。天文学者には、仕事に必要なデータをダウンロードし続けることをお勧めします。SNeにX線データをお持ちの方は、簡単に記入できるスプレッドシートを介してデータベースにアップロードし、誰でもアクセスできるようにしてください。
三軸変形した中性子星の歳差運動
瞬間的なスピン軸と角運動量が整列していない場合、変形した中性子星（NS）は歳差運動します。このような歳差運動は、連続的な重力波（GW）を生成し、パルサーの電磁パルス信号を変調する可能性があります。この寄稿では、以前の作業をより便利なパラメーター化に拡張します。NSを剛体の3軸物体として扱い、角速度とオイラー角の解析ソリューションを提供します。自由に歳差運動する3軸NSからの一般的なGW波形を要約し、テイラー展開を使用して小さなウォブル角度の波形を取得します。パルサー信号の場合、タイミング残差とパルスプロファイル変調を研究するために単純なコーンモデルを採用します。実際には、電磁トルクはパルサーに作用し、歳差運動に影響を与えます。その中で、以前の作業の追加の拡張として、真空トルクを検討し、ボディフレームの角速度の残差の実例を示します。トライアキシアルNSの強制歳差運動からの連続GWと変調パルサー信号に関する詳細な調査は、将来の研究で与えられます。
ブラックホール連星の質量分布における構造の出現
LIGOとVirgoによって観測されたブラックホール連星の合体イベントからの重力波信号を使用して、合体するブラックホールの母集団の基礎となる質量とスピンの分布を再構築します。混合モデルフレームワークVAMANA（Tiwari2020）を使用して、最初の2回の観測実行と3回目の実行の前半（O1、O2、およびO3a）で発生するGWTC-2の観測を使用して母集団を再構築します。私たちの分析は、観察された集団のチャープ質量分布の構造を特定します。具体的には、8、14、26、および45Mでのチャープ質量分布のピークと、9、16、30、および57Mの質量でブラックホールが過剰なコンポーネント質量分布の相補構造を特定します。興味深いことに、後続のピークの位置は約2倍離れており、チャープ質量が10〜12Mのマージはありません。これらの機能は、階層的な合併シナリオの足跡である可能性があると推測されます。簡単に言えば、これらの特徴は、13M付近の質量ギャップが最初のピーク付近にブラックホールの堆積を引き起こし、低質量のブラックホールが階層的に結合して高質量のブラックホールを生成するシナリオと組み合わされて説明できます。ただし、このシナリオを受け入れる場合は、質量ギャップの存在、世代間の合併ピークの欠如、およびほとんどの観測における高スピンの欠如を未知の物理学に帰する必要があります。現在、観測数が少ないため、測定精度は限られていますが、将来の重力波観測によって確認されれば、これらの特徴は広範囲に及ぶ可能性があります。
AdvancedVirgoでのエンドベンチ散乱光モデリングと減算
| Title |
End_benches_scattered_light_modeling_and_subtraction_in_Advanced_Virgo |
| Authors |
Michal_Was,_Romain_Gouaty,_Romain_Bonnand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03539 |
高度なVirgoエンドベンチは、2019年4月1日から2020年3月27日まで続いた3回目の観測実行中の散乱光ノイズの重要な原因でした。オンラインひずみデータの再構築中に補助チャネルを使用してそのノイズを差し引く方法について説明します。散乱光ノイズ結合を詳細にモデル化し、さらにノイズを差し引くことができることを示します。また、フィッティングされたモデルパラメータを使用して干渉計を光学的に特性評価し、特に検出器のひずみデータの絶対キャリブレーションを確立する新しい方法を提供できることも示します。
ペタバイト規模の空の調査の時代におけるコミュニティの課題
| Title |
Community_Challenges_in_the_Era_of_Petabyte-Scale_Sky_Surveys |
| Authors |
Michael_S._P._Kelley,_Henry_H._Hsieh,_Colin_Orion_Chandler,_Siegfried_Eggl,_Timothy_R._Holt,_Lynne_Jones,_Mario_Juric,_Timothy_A._Lister,_Joachim_Moeyens,_William_J._Oldroyd,_Darin_Ragozzine,_David_E._Trilling |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03584 |
次世代の大規模な天文調査の時代に惑星科学コミュニティが直面する課題の概要を説明し、コミュニティがアーカイブ、既存、およびNASAとNSFの目標を満たしながら、将来の調査。
銀河の合体の改善されたクロスドメイン研究のためのドメイン適応技術
| Title |
Domain_adaptation_techniques_for_improved_cross-domain_study_of_galaxy_mergers |
| Authors |
A._\'Ciprijanovi\'c_and_D._Kafkes_and_S._Jenkin_and_K._Downey_and_G._N._Perdue_and_S._Madireddy_and_T._Johnston_and_B._Nord |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03591 |
天文学では、ニューラルネットワークは、実際の観測に適用される可能性があるシミュレーションデータでトレーニングされることがよくあります。残念ながら、あるドメインの画像でディープニューラルネットワークをトレーニングするだけでは、別のドメインの新しい画像で満足のいくパフォーマンスが保証されるわけではありません。クロスドメイン知識を共有する機能は、最新のディープドメイン適応技術の主な利点です。ここでは、2つの手法（最大平均不一致（MMD）とドメイン敵対ニューラルネットワーク（DANN）を使用した敵対的トレーニング）を使用して、提示された2つのドメインのみが異なるIllustris-1シミュレーションから遠方の銀河の合体を分類する方法を示します。観測ノイズが含まれているため。MMDまたは敵対的トレーニングのいずれかを追加すると、従来の機械学習アルゴリズムと比較して、ターゲットドメインでの分類器のパフォーマンスが大幅に向上し、天文学での使用に大きな期待が寄せられることを示します。
大小の天文画像データセットのためのオプション駆動型学習によるデータ駆動型画像復元
| Title |
Data--driven_Image_Restoration_with_Option--driven_Learning_for_Big_and_Small_Astronomical_Image_Datasets |
| Authors |
Peng_Jia,_Ruiyu_Ning,_Ruiqi_Sun,_Xiaoshan_Yang_and_Dongmei_Cai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03696 |
画像復元方法は、天文画像の品質を向上させるために一般的に使用されます。近年、ディープニューラルネットワークの開発と天文画像の数の増加により、多くのデータ駆動型画像復元方法が引き起こされています。ただし、これらの方法のほとんどは教師あり学習アルゴリズムに属しており、実際の観測またはシミュレーションデータのいずれかからのペア画像をトレーニングセットとして必要とします。一部のアプリケーションでは、実際の観測から十分なペア画像を取得することが困難であり、シミュレートされた画像は実際の観測画像とはかなり異なります。本論文では、オプション駆動型学習を用いた生成的敵対的ネットワークに基づく新しいデータ駆動型画像復元法を提案する。私たちの方法は、いくつかの高解像度画像を参照として使用し、参照画像の数が異なる場合は異なる学習戦略を適用します。観測条件が変動する空の調査では、参照画像の数に関係なく、非常に安定した画像復元結果を得ることができます。
極端なデコンボリューションを使用したパルサーの分類
極端なデコンボリューションベースのガウス混合モデルを使用して、観測されたすべてのパルサー母集団を、それらの周期と周期導関数に基づいて、別個のクラスターに分類します。次に、ベイズ情報量基準を使用して、クラスターの最適な数を選択します。以前の研究と一致して、パルサーデータセットは6つのクラスターに最適に分類でき、2つはミリ秒パルサー母集団用、4つは通常のパルサー母集団用であることがわかりました。数値実験を使用して、ExtremeDeconvolutionベースの分類がデータセットの変動に敏感でないことを確認します。この作業に使用されたすべての分析コードは、一般に公開されています。
50〜87MHzの範囲での銀河の前景放射のスペクトルインデックス
| Title |
Spectral_index_of_the_Galactic_foreground_emission_in_the_50-87_MHz_range |
| Authors |
Marta_Spinelli,_Gianni_Bernardi,_Hugh_Garsden,_Lincoln_J._Greehill,_Anastasia_Fialkov,_Jayce_Dowell_and_Daniel_C._Price |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03994 |
個々のダイポールアンテナを使用した放射測定は、中性水素の21cm遷移から生じる空の明るさの測定を通じて、宇宙の夜明け（z〜20）と呼ばれる宇宙論的時代を研究するための潜在的に効果的な方法です。銀河系外の前景。このプロセスでは、統合された空の明るさの温度の測定されたスペクトルを使用して、前景放射の特性を定量化できます。この作業では、50〜87MHzの範囲の暗黒時代（LEDA）を検出するための大口径実験からのデータを分析して、北の空の前景放射のスペクトルインデックス$\beta$を制約します。2つの天頂に向けられたLEDA放射計に焦点を当て、$\beta$の推定値がローカル恒星時（LST）によってどのように変化するかを研究します。ゲインパターンの色度の影響を補正し、推定絶対温度をシミュレーションと比較します。観測条件が最も良い時間帯に、「参照」放射計の場合、$\beta$は-2.55から-2.58まで変化すると推定されます。これは、南の空とシミュレートされた空のモデルの以前の測定と一致しています。2番目の実験用放射計のデータを使用すると、$-2.46<\beta<-2.43$の範囲で、$|\beta|$がわずかに小さいものの、LSTと同様の傾向が見られます。2018年半ばから2019年半ばに分散されたデータを使用して、LST=9-12.5hの場合に1-2$\sigma$のレベルで計算されたスペクトルインデックスの一貫性から、良好な機器の安定性を推測します。銀河中心が空にあるときを除いて、スペクトル曲率の証拠は、残留系統誤差のために弱いです。そのとき、負の曲率の証拠$\gamma$〜-0.4が見つかります。
画質メトリクスとシーイングパラメータの波長依存性とそれらの補償光学性能との関係
| Title |
Wavelength_Dependence_of_Image_Quality_Metrics_and_Seeing_Parameters_and_their_Relation_to_Adaptive_Optics_Performance |
| Authors |
Robert_Kamlah,_Meetu_Verma,_Andrea_Diercke,_Carsten_Denker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04346 |
地上での太陽観測は、地球の乱気流の影響を大きく受けます。結果として、観察された画質と一般的な観察条件は密接に関連しています。画像劣化の部分的な補正は、現在、補償光学（AO）システムによってリアルタイムで提供されています。この研究では、画質のさまざまなメトリックが、一般的なシーイング条件を特徴付けるパラメーター、つまり、メディアンフィルター勾配類似性（MFGS）、メディアンフィルターラプラシアン類似性（MFLS）、Helmli-Scherer平均、粒状rmsコントラスト、差分画像モーションと比較されます。、および揚げパラメータr0。ディスクセンターでの静かな太陽の観測は、スペインのテネリフェ島イザナにあるObservatoriodelTeide（OT）のVacuumTowerTelescope（VTT）で行われました。2016年7月と8月に、スペクトルの可視部分と近赤外線部分のさまざまな波長で、高解像度高速イメージャー（HiFI）を使用して短時間露光画像の時系列が記録されました。相関分析により、画質メトリックとシーイングパラメータの波長依存性が得られ、均一マニホールド近似および投影（UMAP）を使用して、特定の観測日のシーイングを特徴付けます。さらに、画質メトリックと表示パラメータは、AOシステムによって提供される補正のフィールド依存性を決定するために使用されます。大口径の地上望遠鏡からの高解像度画像データの管理には、信頼性の高い画質メトリックと、一般的なシーイング条件およびAOパフォーマンスの意味のある特性評価が必要です。本研究は、事後的にそのような情報を取得する方法のガイダンスを提供します。
サブスケールスターシェードの光学的検証実験
| Title |
Optical_Verification_Experiments_of_Sub-scale_Starshades |
| Authors |
Anthony_Harness,_Stuart_Shaklan,_Phillip_Willems,_N._Jeremy_Kasdin,_K._Balasubramanian,_Philip_Dumont,_Victor_White,_Karl_Yee,_Rich_Muller,_Michael_Galvin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04432 |
スターシェードは、地球のような太陽系外惑星の検出と分光学的特性評価を可能にする最先端のテクノロジーです。この論文では、次世代の宇宙望遠鏡に備えて、重要な星の光抑制技術を進歩させるサブスケールのスターシェードの光学実験について報告します。これらの実験は、プリンストンのスターシェードテストベッドで実施されました。これは、飛行のようなフレネル数で1/1000スケールのスターシェードをテストする長さ80mのエンクロージャーです。可視スペクトルの10％にわたるスターシェードの幾何学的な内側の作動角で1e-10のコントラストを示し、2.0e-10の内側の作動角と2e-11のコントラストフロアでの平均コントラストを示します。これらの高コントラストのデモンストレーションに加えて、意図的に欠陥のあるスターシェードのテストを通じて、回折モデルを35％以上の精度で検証します。全体として、この一連の実験は、スターシェードの花びらの間の狭いギャップを通って伝播する光によるスカラー回折理論からの逸脱を明らかにしています。1e-10未満のコントラストレベルでこの効果を正確にキャプチャするモデルを提供します。これらの実験の結果は、地球のような太陽系外惑星を検出するのに十分なコントラストを提供するスターシェードを構築するための光学的障害がないことを示しています。この作業はまた、スターシェードの性能を予測するために使用される回折モデルの未知数の影響に上限を設定し、スターシェードの製造に許容誤差を設定します。
超大型望遠鏡の最初の光近赤外装置であるMICADOの画像データ校正および縮小ソフトウェアを設計します。このプロセスでは、主にpdf/wordドキュメントにキャプチャされる詳細なソフトウェア設計で達成できることの限界に達しました。厳しい科学要件を満たすには、ハードウェアとキャリブレーションソフトウェア間のトレードオフが必要です。このようなトレードオフをサポートするには、プロジェクトの初期段階で、シミュレーター、アーカイブ、プロトタイプレシピ、パイプラインなど、より多くのソフトウェアを開発する必要があります。これには、ソフトウェアグループとハードウェアグループの間で進化する設計を継続的かつ効率的に交換する必要があります。これは、手動で保守するドキュメントでは実現が困難です。これと、設計ドキュメントとさまざまなソフトウェアコンポーネント間の一貫性の維持は、機械可読バージョンの設計で可能です。ソフトウェアと人間の両方が読める詳細なデザインを構築します。これから、設計ドキュメント、プロトタイプパイプライン、およびデータアーカイブが自動的に生成されます。以前のプロジェクト（OmegaCAM、MUSE、Euclidなど）で学んだ専門知識と教訓に基づいた、ELTMICADOイメージャのキャリブレーションソフトウェアの詳細設計に対するこのようなアプローチの実装を紹介します。
2つの炭素-酸素コア白色矮星の合併の残骸の進化モデル
2つの炭素-酸素（CO）コア白色矮星（WD）の合併の残骸の進化モデルを構築します。総質量が$1〜2{\rmM_\odot}$の範囲にある場合、これらの残骸は単一の巨大なWDを残すか、または合併によって引き起こされる中性子星（NS）への崩壊を受ける可能性があります。最終的な運命に向かう途中で、これらのオブジェクトは一般に$\sim10$kyrの発光巨大相を経験します。これは、安定したシェル燃焼構成を設定するのに十分なヘリウムが残っている場合に延長される可能性があります。この段階での不確実であるがおそらく重要な質量損失率は、最終的な残留質量と運命（WDまたはNS）に影響を与えます。WDの初期COコア組成は、最終質量$\gtrsim1.05{\rmM_\odot}$の残留物で酸素ネオン（ONe）に変換されることがわかります。これは、合併によって形成された単一のWDのCOコア/ONeコアの遷移が、単一の星から派生したWDと同様の質量で発生することを意味します。したがって、WD-WDの合併は、超大規模なCOコアを生成するためのルートを自然に提供しません。WD。残骸がコンパクトな構成に向かって収縮すると、保持できる特徴的な全角運動量を設定する「ボトルネック」が発生します。この制限は、WD-WDの合併から形成された単一のWDの回転周期がWD冷却トラック上で約10〜20ドル分であることを予測しています。同様に、崩壊が自転周期$\sim10$msのNSを形成する可能性がある残骸を予測します。
白色矮星（WD）の形成につながる基本的なパラメーターと物理的プロセスは、散開星団（OC）でWDを発見することにより、制約され、洗練される可能性があります。クラスターメンバーシップを利用して、そのようなWDの正確な距離、光度、年齢、および前駆体の質量を確立できます。銀河系のフィールドWDに対して実行するのが非現実的または困難なWD研究を容易にするために、OCメンバーである可能性のあるWDのリストをまとめます。\textit{Gaia}衛星ミッション（GDR2）の2番目のデータリリースに基づくWDとOCの最近のカタログを使用して、OCメンバーであるWDを識別します。このクロスマッチは、GDR2と派生カタログに含まれる位置天文データと測光データによって促進されます。WDメンバーのほとんどがDAタイプであると仮定して、WD質量、冷却年齢、および前駆体質量を推定します。いくつかの新しい可能性のあるWDメンバーを検出し、以前に調査対象のOCに関連付けられていた文献WDのメンバーシップを再評価しました。回収されたWDのいくつかは、最近報告された$M_{i}\sim2.0M_{\odot}$付近の初期-最終質量関係（IFMR）の不連続性に分類されます。これにより、この体制でのIFMRに対するより厳しい制約が可能になります。
TESSで観測された脈動する水素欠乏白色矮星と前白色矮星：I。GWVir星RXJ2117 + 3412、HS 2324 +
3944、NGC 6905、NGC 1501、NGC 2371、およびK1-16の星震学
| Title |
Pulsating_hydrogen-deficient_white_dwarfs_and_pre-white_dwarfs_observed_with_TESS:_I._Asteroseismology_of_the_GW_Vir_stars_RX_J2117+3412,_HS_2324+3944,_NGC_6905,_NGC_1501,_NGC_2371,_and_K_1-16 |
| Authors |
Alejandro_H._C\'orsico,_Murat_Uzundag,_S._O._Kepler,_Leandro_G._Althaus,_Roberto_Silvotti,_Andrzej_S._Baran,_Maja_Vu\v{c}kovi\'c,_Klaus_Werner,_Keaton_J._Bell,_and_Michael_Higgins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03629 |
この論文では、TESSミッションによって収集された観測を含む、6つのGWVir星の詳細な星震学的分析を提示します。RXJ2117+3412、HS2324+3944、NGC6905、NGC1501、NGC2371、およびK1-16のTESS観測を処理および分析しました。前駆星の完全な進化を考慮に入れたPG1159進化モデルに基づいて、これらの星の詳細な星震学的分析を実施しました。合計で、標準的なプレホワイトニング手順を使用してTESS光度曲線から58の周期性を抽出し、潜在的な脈動周波数を導き出しました。私たちが見つけたすべての発振周波数は、$\sim817$sから$\sim2682$sまでの周期のgモード脈動に関連しています。1つを除くすべての星について一定の周期間隔が見つかり、それらの恒星の質量を推測し、モードの調和度$\ell$を制約することができました。分析した6つの星のうち5つについて、期間ごとの適合分析を実行しました。4つの星については、周期間隔から推定された恒星の質量値と一致し、一般に分光学的質量と互換性のある質量を持つ星震学モデルを見つけることができました。地震学的距離を推定し、GAIAで測定された正確な位置天文距離と比較しました。最後に、K1-16の周期スペクトルが周波数と振幅の劇的な変化を示すことがわかります。TESS宇宙ミッションによって収集された高品質のデータは、地上での観測と同時に考慮され、他のクラスの脈動白色矮星の場合と同様に、GWVir星の星震学に非常に貴重な情報を提供することができます。TESSミッションは、将来の宇宙ミッションおよび今後の調査と併せて、白色矮星の星震学において目覚ましい進歩を遂げます。
フォローアップ偏光測定マイクロレンズ観測を使用した恒星大気パラメータの測定
| Title |
Measuring_the_stellar_atmosphere_parameters_using_follow-up_polarimetry_microlensing_observations |
| Authors |
Elahe_Khalouei,_Sedighe_Sajadian,_Sohrab_Rahvar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03642 |
遠方の星の恒星大気を研究するために、潜在的なフォローアップ偏光測定マイクロレンズ観測の分析を提示します。まず、銀河モデル、星の種族、銀河バルジに向かう星間塵を使用して、合成マイクロレンズイベントを生成します。偏光マイクロレンズの光度曲線をシミュレートし、超大型望遠鏡（VLT）のFOcalReducerおよび低分散分光器（FORS2）偏光計の機器仕様を通過させて分析します。VLT望遠鏡の精度により、クールなRGB星の大気を制限できることがわかりました。OGLE望遠鏡による年間約3000ドルのマイクロレンズイベントの検出を想定すると、3つの連続した偏光測定データポイントより上の4つの異なる基準で、ほぼ20ドル、10ドル、8ドル、5ドルの偏光マイクロレンズイベントが検出されると予想されます。偏光測定の光度曲線にそれぞれ$1\sigma$、$2\sigma$、$3\sigma$、および$4\sigma$のベースライン。共分散行列の定式化を一般化し、偏光測定と測光の情報の組み合わせを提示して、大気の散乱光学的厚さと赤色巨星の恒星エンベロープの内側半径を測定します。これらの2つのパラメーターは、クールなRGBソース星の大気の塵の不透明度と塵が形成される可能性のある半径を決定する可能性があります。
恒星黒点からステラコロナ質量放出へ-経験的なステラ関係の再考
| Title |
From_Starspots_to_Stellar_Coronal_Mass_Ejections_--_Revisiting_Empirical_Stellar_Relations |
| Authors |
Konstantin_Herbst_and_Athanasios_Papaioannou_and_Vladimir_S._Airapetian_and_Dimitra_Atri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03761 |
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡を含む今後のミッションは、大気の生命存在指標を探しているクールなK型およびM型の星の周りの居住可能なゾーンにある陸生型の太陽系外惑星の大気をまもなく特徴付けます。最近の観測は、活発な涼しい惑星のホストからの電離放射線と粒子環境が太陽系外惑星の居住性に有害であるかもしれないことを示唆しています。放射場に関する直接的な情報が入手できないため、星黒点のサイズや磁場など、恒星活動の特徴間の経験的関係がよく使用されます。ここでは、恒星黒点のサイズと有効な恒星温度との経験的関係を再検討し、恒星フレアエネルギー、コロナ質量放出、および関連する恒星エネルギー粒子イベントのフラックスの推定値への影響を評価します。
惑星と円盤を持つ若い星への非常に幅広いコンパニオン候補の特性評価
| Title |
Characterization_of_very_wide_companion_candidates_to_young_stars_with_planets_and_disks |
| Authors |
F._Z._Majidi,_S._Desidera,_J._M._Alcal\'a,_A._Frasca,_V._D'Orazi,_M._Bonnefoy,_R._Claudi,_R._Gratton,_D._Mesa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03980 |
恒星系の幅広い仲間を発見することで、動的環境と恒星系の年齢を制限することができます。私たちは、4つの異なる恒星系の4つの可能性のある広いコンパニオンを研究しました。中心の星はV4046Sgr、HIP74865、HIP65426、およびHIP73145であり、それらの可能性のある広いコンパニオンは、それぞれ2MASSJ18152222-3249329、2MASSJ15174874-3028484、2MASSJ13242119-5129503、および2MASSJ14571503-3543505です。V4046Sgrは$\beta$-PictorisMovingGroupのメンバーであり、残りの恒星系はさそり-ケンタウルス協会のメンバーとして認められています。選択された恒星系は、それらすべてが低質量のコンパニオンおよび/または空間的に分解されたディスクを持っていることがすでに知られているため、特に興味深いものです。これらの星のより広いコンパニオンを特定することで、さまざまな三項系の形成チャネルを理解するためのベンチマークとしての適格性を向上させることができ、多重度が高い場合に、おそらく発見されていない内側のより広いコンパニオンの軌道を決定するのに役立ちます。さそり-ケンタウルス協会のすでに認識されている前主系列（PMS）メンバーである2MASSJ15174874-3028484（0.11$M_{\odot}$、7.4$\pm$0.5Myr）は、HIPの非常に可能性の高い幅広いコンパニオンであることがわかります。74865.2MASSJ13242119-5129503（0.04$M_{\odot}$、16$\pm$2.2Myr）は、HIP65426のもっともらしい広い仲間として除外されていますが、さそり-ケンタウルスの新しいサブステラメンバーであることが確認されています。協会。2MASSJ14571503-3543505（0.02$M_{\odot}$、17.75$\pm$4.15Myr）は、同じ協会のおそらく亜恒星のメンバーですが、重力によってHIP73145に結合しているかどうかは確認できません。2MASSJ18152222-3249329（0.3$M_{\odot}$、150Myrより古い）は、穏やかにアクティブな主系列（MS）スターであり、$\beta$-PictorisMovingGroupのメンバーよりもはるかに古く、V4046Sgrにバインドされていないと判断されました。それらの同様の運動学的特徴にもかかわらず。
ホール電磁流体力学における三次元コヒーレント構造の進化
| Title |
Evolution_of_three-dimensional_coherent_structures_in_Hall_magnetohydrodynamics |
| Authors |
Kamlesh_Bora,_Ramit_Bhattacharyya,_Piotr_K._Smolarkiewicz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04223 |
この作業は、計算モデルEULAG-MHDを拡張して、ホール電磁流体力学（HMHD）を含めます---イオン慣性長さスケールのオーダーで高速磁気リコネクションを受ける物理システムを探索するために重要です。例としては、磁気圏、磁気圏尾部、実験室プラズマでの再接続に伴う太陽過渡現象があります。この論文は、一方向の正弦波磁場で開始された、ホール強制項の存在下と非存在下での暗黙のラージエディシミュレーションの2つの異なるセットの結果を文書化しています。コードのベンチマーク中のHMHDシミュレーションでは、2次元（2D）の対応物よりも3次元（3D）の進化の複雑さも強調されています。磁気リコネクションはHMHDのかなり早い段階で始まります。重要なのは、ホール項によって生成された磁場が固有の対称性を破り、最終的に進化を3Dにすることです。結果として生じる3D再接続は、磁束ロープと磁束管を開発します。再接続面に投影されると、ロープとチューブは磁気アイランドとして表示され、後で2次アイランドに分割され、最終的に合体してXタイプの中性点を生成します。これらの調査結果は、HMHDの理論と現在のシミュレーションと一致しており、EULAG-MHDモデルの拡張を検証します。2番目のセットは、せん断された磁気アーケードからの磁束ロープの生成と上昇に対するホール強制の影響を調査します---冠状動脈の過渡現象を理解するのに役立つ新しいシナリオ。ロープは中間の複雑な構造を介して進化し、最終的には再接続のために局所的に破損します。興味深いことに、破損はホール項の存在下で早期に発生し、再接続に有利な磁気トポロジーにつながるより速いダイナミクスを意味します。
2つの新しいLiリッチジャイアンツのLAMOST / HRS分光分析
| Title |
LAMOST/HRS_Spectroscopic_Analysis_of_Two_New_Li-rich_Giants |
| Authors |
Zeming_Zhou,_Jianrong_Shi,_Hongliang_Yan,_Yonghui_Hou,_Kai_Zhang,_Qi_Gao,_Xiaodong_Xu,_Hailong_Yuan,_Yutao_Zhou,_Kaike_Pan,_Ziye_Sang_and_Yongheng_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04228 |
Liが豊富な2つの候補、TYC1338-1410-1とTYC2825-596-1が、新しい高解像度エシェル分光器LAMOST/HRSで観測されました。高解像度および高信号対雑音比（SNR）スペクトルに基づいて、2つの候補の星のパラメーターと14の重要な元素の存在量を導き出しました。恒星のパラメーターとリチウムの存在量は、それらがLiに富むK型の巨人であり、A（Li）$_\mathrm{NLTE}$がそれぞれ1.77と2.91dexであることを示しています。私たちの分析によると、TYC1338-1410-1はバンプ段階の赤色巨星分枝（RGB）星である可能性が高く、TYC2825-596-1はコアヘリウム燃焼赤色巨星（RC）星である可能性が高いです。両方のスペクトルのラインプロファイルは、2つのLiに富む巨人が遅い回転子であり、赤外線（IR）の過剰を示さないことを示しています。我々は、巻き込みはどちらの星のリチウム濃縮メカニズムでもないと結論付けています。TYC1338-1410-1の濃縮リチウムは、Cameron-Fowlerメカニズムを介して作成できますが、TYC2825-596-1の過剰なリチウムは、非標準混合プロセスまたはHeフラッシュのいずれかに関連している可能性があります。
矮新星TWビルギニスのスーパーバーストを取り巻く静止ディスクの進化
| Title |
Evolution_of_the_Quiescent_Disk_surrounding_a_Superoutburst_of_the_Dwarf_Nova_TW_Virginis |
| Authors |
Zhibin_Dai,_Paula_Szkody,_Peter_M._Garnavich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04257 |
静止時の矮新星（DN）TWVirのケプラーK2ショートケイデンス光度曲線の部分を光度曲線モデリングを使用して調査します。光度曲線は24のセクションに分割され、それぞれのデータ長は$\sim\、$0.93\、dで、スーパーバースト（SO）の前と後の4つのセクションで構成されています。形態の違いにより、静止軌道変調は3つのタイプに分類されます。固定ディスク半径と2つのコンポーネント恒星パラメーターを使用して、セクションの24の合成ディスクモデルはすべて、ディスクと2つのホットスポットで構成される一貫した構成を示します。1つはディスクの端の垂直側にあり、もう1つはディスクの表面。SOの前に、ディスクとリング状の表面ホットスポットが突然強化され、プリカーサー、次にSOがトリガーされます。SOに続く静止期間の終わりで、最初の通常の爆発の前に、エッジホットスポットはより高温になり、表面ホットスポットはディスク表面のほぼ半分をカバーする「クールスポット」に切り替わります。静止状態では、表面のホットスポットは常に一定の半径方向の幅でディスクの外側に位置します。ディスクの平らな半径方向の温度分布が見つかり、爆発に近づくと平らに見えます。多くのU\、GemタイプのDNと同様に、公転周期が3〜5時間の場合、物質移動係数は、CV進化の標準/改訂モデルの予測よりも大幅に低くなります。
恒星風バウショック星雲の偏光シミュレーション。 II。粉じん散乱の場合
| Title |
Polarization_simulations_of_stellar_wind_bow_shock_nebulae._II._The_case_of_dust_scattering |
| Authors |
Manisha_Shrestha,_Hilding_R._Neilson,_Jennifer_L._Hoffman,_Richard_Ignace,_Andrew_G._Fullard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04314 |
モンテカルロ放射伝達コードSLIPを使用して、恒星源を取り巻く密度が高められたバウショック形状の領域での塵からの散乱によって生成される偏光を研究します。バウショックは、動きの速い星の風と星間物質との相互作用によって形成される構造です。私たちの以前の研究は、電子散乱によってこれらの構造で生成された分極に焦点を当てていました。偏光は傾斜角に大きく依存し、多重散乱は偏光の形状と程度を変化させることを示しました。電子散乱とは対照的に、ダスト散乱は波長に依存し、偏光の振る舞いを変化させます。ここでは、さまざまなダストの粒子サイズと組成を調べ、それぞれの場合の偏光スペクトルエネルギー分布を生成します。分極SEDの振る舞いは、ダストの組成と粒子サイズに依存することがわかります。ダスト放出を含めると、バウショックの方向に敏感な方法で、より高い光学的厚さで温度とともに偏光が変化します。さまざまなシナリオで、特定の仮定の下で、シミュレーションにより、分解および未分解のバウショック形状の散乱領域の光学的厚さとダスト特性を制約できます。光学的厚さの制約により、観測されたバウショックの局所ISM密度を推定できます。また、星とバウショックの間の領域を埋めるダスト粒子の影響を研究します。星とバウショックの間の塵の密度が増加するにつれて、結果として生じる偏光は、すべての光学的厚さの領域で抑制されることがわかります。
X線、EUV、およびボロメータ観測から得られた太陽フレアの熱-非熱エネルギー分割
| Title |
Thermal-nonthermal_energy_partition_in_solar_flares_derived_from_X-ray,_EUV,_and_bolometric_observations |
| Authors |
Alexander_Warmuth,_Gottfried_Mann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04442 |
太陽フレアでは、エネルギーは衝動的に放出され、部分的に高温プラズマの熱エネルギーと加速された非熱粒子の運動エネルギーに変換されます。多くの努力にもかかわらず、このエネルギーバランスを定量化することについてのコンセンサスはまだ得られていません。最近のさまざまな研究で得られたエネルギー分配の結果が矛盾する理由を理解することを目指しています。太陽フレアの熱-非熱エネルギー分配に取り組む5つの最近の研究を検討しました。それらの結果がレビューされ、それらの方法が比較され、詳細に議論されます。エネルギー分割を導出する際の主な不確実性は、（a）微分放出測定（DEM）分布の導出、（b）熱成分の伝導エネルギー損失の役割、および（c）の決定として識別されます。注入された電子の低エネルギーカットオフ。フレアで放出される総エネルギーの代用としてのボロメータ放射エネルギーは、熱エネルギーと非熱エネルギーの両方に対する有用な独立した制約です。ほとんどの場合、導出されたエネルギー学はこの制約と一致しています。熱-非熱エネルギー分配がフレア強度とともに変化するという兆候があります。弱いフレアでは、エネルギー電子が不足しているように見えますが、注入された非熱エネルギーは、強いフレアの熱成分を説明するのに十分です。この振る舞いは、私たちが検討した研究で異なる結果の主な原因として特定されています。パーティションの変更には2つの重要な結果があります。（a）追加の直接（つまり非ビーム）加熱メカニズムが存在する必要があります。（b）ボロメータ放射が主により深い大気層から発生することを考慮すると、追加として伝導または波が必要です。エネルギー輸送メカニズム。
Kepler LEGACY星を使用して、太陽類似体を超えた存在量と年齢の関係をテストする
| Title |
Testing_abundance-age_relations_beyond_solar_analogues_with_Kepler_LEGACY_stars |
| Authors |
Thierry_Morel,_Orlagh_L._Creevey,_Josefina_Montalban,_Andrea_Miglio,_Emma_Willett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04481 |
ケプラーLEGACYサンプルから抽出された13個の明るいFG矮星のサンプルに、21個の元素の存在量を示し、太陽から大きく逸脱する特性を持つ星への存在量と年齢の関係の適用可能性を調べます。これらの星は、存在量に基づく推定値と比較できる正確な星震学の年代を持っています。検証の目的でよく知られているバイナリ16CygABを分析し、惑星の形成/摂取から生じる可能性のある、プライマリのわずかな金属増強（〜0.02dex）の存在を確認します。星震学的推論に大きなバイアスをかける可能性のある、広く使用されている非地震パラメータのカタログの体系的なエラーに注意を向けます。特に、APOKASCカタログに使用されているASPCAPTeffスケールは矮星にはクールすぎ、[Fe/H]値は約0.1dex過小評価されているという証拠が見つかりました。地震の年齢を、PARSECの等時線からの年齢とHARPS-GTOプログラムのフレームワークで得られた存在量に基づいて、経験的な存在量と年齢の関係から推測された年齢と比較します。これらのキャリブレーションは、恒星の有効温度、金属量、および/または質量との依存関係を考慮に入れています。地震と存在量に基づく年齢は平均で1.5〜2Gyr異なりますが、キャリブレーションで1つまたは2つの恒星パラメータとの依存関係を考慮すると、最大0.5Gyrのグローバルな改善につながります。ただし、その場合でも、地震の年齢は体系的に約0.7Gyr大きいことがわかります。それは、私たちの存在量とキャリブレーションの構築に使用されたものとの間に小さなゼロ点オフセットが存在することや、理論上の等時線のセットの選択など、さまざまな原因に起因する可能性があると主張します。上記の結論は、多数のケプラーターゲットの文献データの分析によって裏付けられています。[要約]
複数の恒星進化：複数の星系の恒星、バイナリ、および動的進化をモデル化するための集団合成アルゴリズム
| Title |
Multiple_Stellar_Evolution:_a_population_synthesis_algorithm_to_model_the_stellar,_binary,_and_dynamical_evolution_of_multiple-star_systems |
| Authors |
Adrian_S._Hamers,_Antti_Rantala,_Patrick_Neunteufel,_Holly_Preece,_Pavan_Vynatheya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04513 |
近年、観測によれば、特に大質量星の間では、階層的な三重星系や四重星系などの複数の星系が一般的であることが示されています。それらは、超新星につながるコンパクトオブジェクトの合併や重力波イベントなどの興味深い天体物理学的現象の潜在的な原因です。ただし、多くの不確実性は、しばしば複雑な進化に残っています。ここでは、複数の星系の恒星、バイナリ、および動的進化を迅速にモデル化するように設計された、集団合成コードMultipleStellarEvolution（MSE）を紹介します。MSEには、以前の集団合成コードには存在しなかった多くの新機能が含まれています。1）初期システムが階層的である限り、任意の数の星、2）重力の効率的な計算のための経年および直接N体統合間の動的切り替えダイナミクス、3）複数の星系で一般的に発生する偏心軌道での物質移動の処理、4）潮汐、共通エンベロープ、および物質移動の進化の単純な処理。ここでは、アキュレーターは単一の星ではなくバイナリです。5）恒星系内の惑星を考慮に入れる。主にC++言語で記述されたMSEは公開され、前提条件はほとんどありません。便利なPythonインターフェースが提供されています。MSEの詳細な説明を提供し、実際にコードを使用する方法を示します。いくつかの例でその動作を示します。
IceCubeによる高エネルギー全フレーバーニュートリノ核子断面積の測定
| Title |
Measurement_of_the_high-energy_all-flavor_neutrino-nucleon_cross_section_with_IceCube |
| Authors |
R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_M._Ahrens,_C._Alispach,_A._A._Alves_Jr.,_N._M._Amin,_K._Andeen,_T._Anderson,_I._Ansseau,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_S._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_A._Barbano,_S._W._Barwick,_B._Bastian,_V._Basu,_V._Baum,_S._Baur,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_C._Bellenghi,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_J._Bourbeau,_F._Bradascio,_J._Braun,_S._Bron,_J._Brostean-Kaiser,_A._Burgman,_R._S._Busse,_M._A._Campana,_C._Chen,_D._Chirkin,_S._Choi,_B._A._Clark,_K._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_J._M._Conrad,_P._Coppin,_P._Correa,_D._F._Cowen,_R._Cross,_P._Dave,_C._De_Clercq,_J._J._DeLaunay,_H._Dembinski,_K._Deoskar,_et_al._(299_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03560 |
地球を通過する高エネルギーニュートリノのフラックスは、物質との相互作用のために減衰します。相互作用率はニュートリノ相互作用断面積によって変調され、南極氷床に埋め込まれた立方キロメートルのニュートリノ検出器であるIceCubeニュートリノ天文台に到達するフラックスに影響を与えます。7。5年のデータを含むIceCubeからの高エネルギー開始イベント（HESE）サンプルを使用して、60TeVから10PeVの間のニュートリノ断面積の測定値を示します。結果はニュートリノエネルギーにビニングされ、ベイズ統計と頻度論的統計の両方を使用して取得されます。標準モデルからの予測と互換性があることがわかります。フレーバー情報は、更新された形態分類子、3つのニュートリノフレーバーのプロキシを通じて明示的に含まれています。これは、観測量として3つの形態を使用する最初のそのような測定であり、タウ崩壊からのニュートリノを説明する最初のものです。
IceCubeの高エネルギー開始イベントにおける天体物理学的タウニュートリノの測定
| Title |
Measurement_of_Astrophysical_Tau_Neutrinos_in_IceCube's_High-Energy_Starting_Events |
| Authors |
R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_M._Ahrens,_C._Alispach,_A._A._Alves_Jr.,_N._M._Amin,_K._Andeen,_T._Anderson,_I._Ansseau,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_S._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_A._Barbano,_S._W._Barwick,_B._Bastian,_V._Basu,_V._Baum,_S._Baur,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_C._Bellenghi,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_J._Bourbeau,_F._Bradascio,_J._Braun,_S._Bron,_J._Brostean-Kaiser,_A._Burgman,_R._S._Busse,_M._A._Campana,_C._Chen,_D._Chirkin,_S._Choi,_B._A._Clark,_K._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_J._M._Conrad,_P._Coppin,_P._Correa,_D._F._Cowen,_R._Cross,_P._Dave,_C._De_Clercq,_J._J._DeLaunay,_H._Dembinski,_K._Deoskar,_et_al._(301_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03561 |
7。5年間のIceCubeの高エネルギー開始イベントデータにおける天体物理学的タウニュートリノの検索結果を提示します。高エネルギーでは、タウニュートリノの荷電電流相互作用とそれに続くタウレプトン崩壊に起因する2つのエネルギー沈着が解決される可能性があります。天体物理学的タウニュートリノによって生成される確率が$\sim76\％$と$\sim98\％$である、このような2つのイベントの最初の検出を報告します。結果として得られる天体物理学的ニュートリノフレーバーの測定値は予想と一致しており、2.8$\sigma$の重要性を持つ非天体物理学的タウニュートリノフラックスシナリオを嫌います。
重力波天体物理学の最初の5年間
重力波は、天体物理学の物体の加速によって生成される時空の構造の波紋です。アインシュタインの一般相対性理論の直接の結果であるこれらは、2015年に2つのLIGO天文台によって初めて直接観測されました。5年後、中性子星やブラックホールなどのコンパクトな物体の融合によって放出される数十の重力波が検出されました。これらの信号は、コンパクトオブジェクトとその前駆星の形成についての洞察をもたらします。それらは一般相対性理論の厳密なテストを可能にし、核上密度での物質の振る舞いを明らかにします。重力波と電磁波の両方を放出する明るい合併は、短いガンマ線バーストと重元素の形成のユニークなプローブであり、宇宙の局所的な膨張率を測定するために使用できます。
有限の光移動時間からの超光ベクトル暗黒物質に対する干渉重力波検出器の感度の改善
| Title |
Improved_sensitivity_of_interferometric_gravitational_wave_detectors_to_ultralight_vector_dark_matter_from_the_finite_light-traveling_time |
| Authors |
Soichiro_Morisaki,_Tomohiro_Fujita,_Yuta_Michimura,_Hiromasa_Nakatsuka,_Ippei_Obata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03589 |
最近、いくつかの研究で、重力波検出器は超軽量ベクトル暗黒物質に敏感であり、等価原理テストによって与えられる現在の最良の制約を改善できることが指摘されています。重力波検出器は、腕の長さの違いを測定する非常に正確なツールですが、ベクトル暗黒物質によって引き起こされるテストマスミラーの変位がほとんど一般的であるため、感度が制限されます。この手紙では、検出器のアーム内の有限の光移動時間の影響を考慮に入れると、感度が大幅に向上することを指摘します。この効果により、高度なLIGOは、現在の最良の制約と比較して、$U（1）_{B-L}$ゲージ結合の制約を1桁改善できます。また、将来の重力波検出器の感度が現在のものよりも圧倒的に優れています。新しい効果によって制約が改善される要因は、ベクトル暗黒物質の質量に依存し、最大の改善要因は、高度なLIGO、アインシュタイン望遠鏡の場合、470ドル、880ドル、1600ドル、180ドル、1400ドルです。CosmicExplorer、DECIGO、LISA。新しい効果を含めて、高度なLIGOの最初の観測実行によって与えられた制約を更新し、現在の最良の制約と比較して、$U（1）_B$ゲージ結合の制約を1桁改善します。
| Title |
Topology_change_and_emergent_scale_symmetry_via_gravitational_wave_detections |
| Authors |
Wen-Cong_Yang,_Yong-Liang_Ma,_Yue-Liang_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03665 |
トポロジー構造は、高度に相関する物性物理学で広く研究され、確認されています。コンパクト星の高密度核物質の疑似共形モデルを使用して、バイナリ中性子星合体から放出される重力波を調べます。これは、トポロジーの変化と可能な創発スケールの対称性を考慮し、天体物理学からのすべての制約を満たします。トポロジーの変化の場所は、状態方程式への影響により、重力波に劇的に影響を与えることがわかります。そして、重力波の波形への影響は、進行中および今後の施設の能力の範囲内であり、したがって、原子核物理学のトポロジー構造を測定するための可能な方法を提供します。
| Title |
Quantum_black_hole_spectroscopy:_probing_the_quantum_nature_of_the_black_hole_area_using_LIGO-Virgo_ringdown_detections |
| Authors |
Danny_Laghi,_Gregorio_Carullo,_John_Veitch,_Walter_Del_Pozzo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03816 |
Foit＆Kleban（2019）で提示されたヒューリスティックな量子化リングダウンモデルの徹底的な観察調査を提示します。このモデルは、ベッケンシュタイン-ムハノフの推測に基づいており、ブラックホールの地平線の面積は、プランク面積$l_P^2$の整数倍に現象定数$\alpha$を掛けたものであると述べています。追加のブラックホール固有パラメータ。私たちのアプローチは、LIGOとVirgoのコラボレーションによって検出されたブラックホール連星の合体のリングダウンフェーズによって生成された重力波信号の時間領域分析に基づいています。完全なベイズ形式を採用し、ブラックホールパラメータ間の完全な相関構造を考慮に入れると、Foit＆Kleban（2019）で提案されたものとは対照的に、GW150914のみを使用して$\alpha$の値を制約できないことを示します。2019年10月1日まで、LIGOとVirgoのコラボレーションによって検出された新しい重力波イベントについて同じ分析を繰り返し、$\alpha=15.6^{+20.5}_{-13.3}$に等しい複合イベント測定値を取得します。結合された対数オッズ比は$0.1\pm0.6$であり、現在のデータは一般相対性理論に対してこのモデルを支持または破棄するのに十分な情報がないことを意味します。次に、$\mathcal{O}（20）$GW150914のようなシミュレートされたイベントの母集団を使用して（地上ベースの検出器の現在のインフラストラクチャによって設計感度で検出された）、量子化されたモデルを自信を持って改ざんしたり、証明したりできることを示します。その有効性。この場合、数％レベルで$\alpha$をプローブします。最後に、人口調査に現れる可能性のあるステルスバイアスを分類します。
質量のない重力子を伴う非最小結合アインシュタイン-ガウス-ボンネ重力：一定ロールの場合
| Title |
Non-minimally_Coupled_Einstein-Gauss-Bonnet_Gravity_with_Massless_Gravitons:_The_Constant-roll_Case |
| Authors |
V.K._Oikonomou,_F.P._Fronimos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03828 |
この手紙では、一定のロール条件で非最小結合のアインシュタイン-ガウス-ボンネ重力理論の振る舞いを研究します。印象的なGW170817イベントの結果を思い出して、重力波の速度が自然単位で1に等しいこと、つまり$c_T^2=1$であることを要求します。これは、自由度の低下につながり、その後、おそらく異なる起源を持つ理論のスカラー関数間の関係を明らかにするため、強力な制限です。このフレームワークでは、スカラーポテンシャルが存在し、スカラー結合関数を指定するだけで運動方程式から簡単に抽出できると仮定します。明らかに、別のアプローチが実行可能ですが、そのような選択は非常に便利であることがわかります。その後、研究を容易にするために特定の近似を課します。各仮定は異なる現象論を生み出すことができるので、ハッブルのパラメータ、その導関数、およびスカラーポテンシャルのすべての可能な構成の要約が、対応する仮定とともに論文の最後にあります。モデルが実行可能な結果を生成すると同時に単一の近似に違反する可能性があるため、課せられた近似に常に注意する必要がありますが、一定のロールの仮定の下での互換性は、さまざまなモデル関数とさまざまなアプローチで達成できることを示します。。最後に、読者の選択に応じて、多数の便利な結合関数につながる新しい形式が提示されます。そのような形式を利用することは、まだ使用されていない結合関数の新しいケースにつながる可能性がありますが、実際にはインフレ時代の実行可能な現象学を生み出すことができます。
$ F（R）$重力モデルでの$ H_0 $張力の分析
ハッブル定張力問題は、修正された重力のクラス、いわゆる$F（R）$重力のフレームワークで分析されます。そのために、指数関数とべき乗則$F（R）$の重力の2つのモデルを調べます。これには、後者の初期暗黒エネルギー（EDE）項が含まれます。これらのモデルは、初期のインフレ時代と後期の加速膨張宇宙の両方を説明することができます。両方のモデルに、パンテオンIa型超新星サンプル、銀河の異なる年代（宇宙クロノメーター）からのハッブルパラメーター$H（z）$の最新の測定値、およびバリオン音響振動とは別に含む最近の観測データを提示します。宇宙マイクロ波背景放射からの標準的な定規データセットも分析に含まれています。ハッブル定数の推定値は、基本的に観測データのセットに依存しているようで、68〜70.3km/（s$\cdot$Mpc）の範囲で変化します。モデルの他の自由パラメーターの適合も得られ、興味深い結果が明らかになります。
$ ^ {78} $ Ni周辺の熱励起原子核における電子捕獲に対する複雑な多体相関の影響
| Title |
Impact_of_complex_many-body_correlations_on_electron_capture_in_thermally_excited_nuclei_around_$^{78}$Ni |
| Authors |
Elena_Litvinova_and_Caroline_Robin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04203 |
原子核の構造特性に決定的な役割を果たす複雑な多体相関を、星の進化中に発生する電子捕獲に関連付けます。最近開発された有限温度応答理論は、単一核子と集団自由度の間の結合を考慮して、電子捕獲率を支配するスピン-アイソスピン遷移に適用されます。計算は、$^{78}$Niと、コア崩壊超新星シミュレーションのコンテキストで、核チャートの高感度領域に関連付けられた周囲の偶数-偶数核に対して実行されます。得られた電子捕獲率は、そのような計算で標準的に使用されている、より単純な熱準粒子ランダム位相近似（TQRPA）の電子捕獲率と比較されます。比較は、TQRPAを超える相関が、典型的な熱力学的条件下で著しく高い電子捕獲率につながることを示しています。
カーブラックホール時空における光子脱出の完全な分類
カーブラックホールの地平線付近から放出された光子が無限大に逃げるための必要十分条件を考えます。半径方向の運動方程式は、光子が無限大に到達するために必要な条件を決定し、極角運動方程式は、光子の運動の許容領域をさらに制限します。赤道面からの放出とは異なり、後者の制限は、放出点の初期極角が任意である場合のフォトンエスケープにとって重要です。これらの2つの条件を分析し、フォトンエスケープを明らかにする手順を示すための視覚化ツールを提供します。最後に、光子が逃げることができる2次元の衝撃パラメータ空間を完全に特定します。
この論文では、高分解能衝撃捕捉スキームを使用して一般相対論的流体力学方程式を解くことにより、新しい4次元アインシュタイン-ガウス-ボンネ重力における非回転ブラックホールの周りのボンダイ-ホイル降着の数値的調査を調査します。この目的のために、風を生成するX線連星からの蓄積された物質は、超音波的に、ドメインのはるか上流側からブラックホールに向かって落下します。4DEGB重力におけるガウス-ボネ結合定数$\alpha$が、下流領域で作成された付着物質とショックコーンに及ぼす影響を詳細に調べます。下流領域にショックコーンがあるのに必要な時間は、アルファ>0の場合は短くなり、アルファ<0の場合は増加します。アルファの増加は、ショックコーン内の激しい振動を引き起こし、降着効率を高めることがわかります。激しい振動は、X線のエネルギーフラックス、温度、およびスペクトルの増加を引き起こします。したがって、準周期振動（QPO）は、-5\leqalpha\leq0.8の場合、ショックコーン内で自然に生成されます。また、アルファ\rightarrow0の場合、EGBブラックホール解は一般相対性理論でシュワルツシルト解に収束することも確認されています。さらに、負の結合定数は妥当な物理解を与え、負の方向のアルファの増加はショックコーンで観察される振動を抑制します。。
現在および今後の強いレンズ観測によって達成される精度には、メインデフレクターに対するさまざまな摂動を正確にモデル化する必要があります。これまで、理論モデルは、宇宙論的な見通し内摂動、またはマルチプレーンレンズフレームワークを介した孤立した二次レンズのいずれかを説明するために開発されてきました。この記事では、任意の時空背景内の複数のレンズを記述するための一般的な形式を提案します。レンズ方程式、および増幅と時間遅延の表現は、そのフレームワークで厳密に導き出されます。私たちの結果は、異方性宇宙論における強いレンズ効果から、潮汐体制を超えた視線摂動まで、幅広いセットアップに適用される可能性があります。
