C $ ^ 3 $-クラスタークラスタリング宇宙論II。銀河団の3点相関関数におけるBAOピークの最初の検出
| Title |
C$^3$-Cluster_Clustering_Cosmology_II._First_detection_of_the_BAO_peak_in_the_three-point_correlation_function_of_galaxy_clusters |
| Authors |
Michele_Moresco,_Alfonso_Veropalumbo,_Federico_Marulli,_Lauro_Moscardini,_Andrea_Cimatti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04665 |
宇宙密度フィールドの3次統計は、より一般的に調査される2次統計との相乗的情報を含む強力な宇宙論的プローブを提供します。ここでは、スローンデジタルスカイサーベイから抽出された72,563個の銀河団の分光カタログを活用し、銀河団の3点相関関数（3PCF）でバリオン音響振動（BAO）ピークを最初に検出します。SDSSクラスターの接続された3PCFと縮小された3PCFの両方を、中規模（$r\sim10$Mpc/h）から大規模（$r\sim140$Mpc/h）まで測定および分析し、さまざまな構成を調査します。中間スケールでの縮小3PCFの分析から、2点相関関数の分析と組み合わせて、クラスターの線形および非線形バイアスパラメーター$b_1=2.75\pm0.03$および$b_2=1.2の両方を制約します。\pm0.5$。3PCFの測定値をより大きなスケールで分析し、理論モデルと比較します。データは、さまざまな構成でのBAOピークの明確な証拠を示しています。これは、接続された3PCFではなく縮小された3PCFでより明確に表示されます。BAOピークを考慮したかどうかを考慮した理論モデル間の比較から、考慮した構成に応じて2〜75の$\Delta\chi^2$でこの証拠の定量的推定値を取得します。最後に、3PCFのBAOピークの予想される信号対雑音比を推定するための一般的なフレームワークを設定し、さまざまな可能な定義を調査します。これを使用して、さまざまな将来の調査でも調査する最も好ましい構成を予測できます。ユークリッドミッションの場合にそれを適用しました。
宇宙論の限界：月の役割
月面は、現在の限界を超えて、宇宙論を前進させるユニークな方法を可能にします。向こう側は、21cmの干渉法を介して暗黒時代を精査し、銀河形成の種となった微小変動の性質に関するとらえどころのない手がかりを探すための、卓越した電波の静かな環境を提供します。寒くて暗い月極クレーターの遠赤外線望遠鏡は、ビッグバンの最初の数ヶ月を調査し、CMBの関連するスペクトル歪みを研究します。光学およびIRメガテレスコープは、宇宙の最初の星団を画像化し、前例のない数の近くのハビタブルゾーン太陽系外惑星の大気中の生命存在指標を探します。目標は説得力があり、安定した月のプラットフォームは、空の何兆ものモードにアクセスできる望遠鏡の構築を可能にし、私たちの宇宙の起源を探求するための鍵を提供します。
PlanckおよびSPTPolデータを使用して、ハッブル張力に対する初期ダークエネルギーソリューションを探索する
長年のハッブル緊張を解決するための有望なアイデアは、伝統的に初期ダークエネルギー（EDE）と呼ばれている再結合前の宇宙の新しいサブドミナントダークエネルギーのようなコンポーネントを仮定することです。ただし、参照に示されているように。\cite{Hill：2020osr、Ivanov：2020ril}宇宙マイクロ波背景放射（CMB）と大規模構造（LSS）のデータは、この提案に厳しい制約を課しています。ここでは、大きな角度スケールでのプランクCMB温度異方性データと、SPTPol偏光およびレンズ測定を考慮して、これらの強い限界を再検討します。参考文献で提唱されているように。\cite{Chudaykin：2020acu}、この結合されたデータアプローチは、$\Lambda$CDMの期待と一致するCMBレンズ効果を予測し、大小両方の角度スケールを効率的にプローブできるようにします。PlanckおよびSPTPolCMBデータを、ハッブル定数$H_0=69.79\pm0.99\、{\rmkms^{-1}Mpc^について見つけたEDE分析でのフルシェイプBOSS尤度および測光LSS調査からの情報と組み合わせる{-1}}$およびEDE分数$f_{\rmEDE}<0.094\、（2\sigma）$の場合。$H_0$（SH0ES）のローカル距離ラダー測定を含めずに取得されたこれらの境界は、ハッブル張力を$2.5\sigma$レベルに緩和します。さらにSH0ESデータを含めると、$H_0=71.81\pm1.19\、{\rmkms^{-1}Mpc^{-1}}$および$f_{\rmEDE}=0.088\pm0.034$が得られます。SH0ESに完全に準拠しています。また、$H_0$の値を高くしても、LSSデータへの適合が大幅に低下することはありません。全体として、EDEシナリオは、宇宙論的パラメーター空間での制約のない方向を考慮した後でも、$\Lambda$CDMよりも（弱くはありますが）好まれます。大規模なプランク温度とSPTPol分極測定は、LSSデータとともに、ハッブル張力の解像度としてEDEモデルを除外しないと結論付けます。このホワイトペーパーでは、EDEシナリオの堅牢な制約に対するCMBレンズ効果の重要性を強調しています。
北楕円極場におけるROSATラスター調査：X線カタログと光学的識別
| Title |
The_ROSAT_Raster_Survey_in_the_North-Ecliptic_Pole_Field:_X-ray_Catalogue_and_Optical_Identifications |
| Authors |
G._Hasinger,_M._Freyberg,_E._M._Hu,_C._Z._Waters,_P._Capak,_A._Moneti,_H._J._McCracken |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04718 |
北極は銀河系外調査にとって重要な地域です。深く/広く隣接する調査は、いくつかの宇宙観測所によって実行されています。NEPの周囲40度2以内のすべてのROSATの尖った観測と調査観測を分析し、視野を半径30フィートの内側に制限します。この分野のROSATAll-SkySurveyよりも3倍深い、0.5〜2keVのフラックス>2.9E-15cgsの805光源のX線カタログを取得します。私たちのデータの感度と角度分解能は、eROSITAAll-SkySurveyの期待に匹敵します。スバル望遠鏡とCFHT望遠鏡のHEROES光学および近赤外イメージング測光を、文献カタログおよび現場での新しい深部および広幅スピッツァー調査とともに使用して、X線源を特定し、対応する候補の測光レッドシフトを計算します。特に、AGNX線の対応物を識別するために中赤外色を利用します。比較的大きなエラーサークルとかすかな対応物、混乱と体系的なエラーにもかかわらず、766の光学的対応物、赤方偏移、および光学的分類のかなり信頼できるカタログを取得します。以前のX線調査では認識されなかったが、調査の立体角、X線感度、および多波長測光の独自の組み合わせにより、大きな赤方偏移で光吸収X線AGNの新しい集団が見つかりました。また、WISEおよびスピッツァー測光を使用して、純粋に中赤外色で選択された185AGNのサンプルを識別します。これらのほとんどは、ROSATでは検出されません。それらの赤方偏移とX線光度およびX線対光束比の上限は、新しいクラスのX線選択発光AGN2よりもさらに高くなっています。このユニークなデータセットは、NEP地域での将来の詳細な調査の参照として重要です。吸収された遠方AGNのほとんどは、eROSITAによって容易に検出されるはずですが、光学的対応物として認識されるには、高感度の中赤外イメージングが必要です。
一般次元のミンコフスキー汎関数の弱く非ガウス公式
| Title |
Weakly_non-Gaussian_formula_for_the_Minkowski_functionals_in_general_dimensions |
| Authors |
Takahiko_Matsubara_and_Satoshi_Kuriki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04954 |
ミンコフスキー汎関数は、さまざまな確率場の形態を定量化するための有用な統計です。それらは、さまざまなタイプの宇宙場、形態学的画像処理などを含む幾何学的パターンの多数の分析に適用されてきました。宇宙論的応用を含む場合によっては、分布のガウス性からのわずかな逸脱が基本的に重要です。非ガウス性が小さいミンコフスキー汎関数の期待値の分析式は、これまで限られたケースで導き出されてきました。これらの以前の作業を一般化して、一般的な次元の空間における非ガウス性の2次補正までのミンコフスキー汎関数の期待値の解析式を導き出します。導出された公式は、任意の次元の統計的に均一で等方性の空間で弱い非ガウス性を持つ任意の確率場に適用されるのに十分な一般性を持っています。
場の古典論：平均場近似における非線形宇宙パワースペクトル
| Title |
Kinetic_field_theory:_Non-linear_cosmic_power_spectra_in_the_mean-field_approximation |
| Authors |
Matthias_Bartelmann,_Johannes_Dombrowski,_Sara_Konrad,_Elena_Kozlikin,_Robert_Lilow,_Carsten_Littek,_Christophe_Pixius,_Felix_Fabis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04979 |
最近開発された宇宙構造形成の運動場理論（KFT）を使用して、粒子相互作用の平均場近似で宇宙密度変動の非線形パワースペクトルを計算する方法を示します。私たちの主な結果は、このパワースペクトルの単純で閉じた分析的な近似式です。この式には、KFT自体の内部で調整できる非線形構造の成長を特徴付ける2つのパラメーターがあります。この自己校正を使用すると、非線形パワースペクトルは、数値シミュレーションから得られた結果と、通常は$\lesssim10\、\％$から波数$k\lesssim10\、h\、\mathrm{Mpc}^{まで一致します。-1}$赤方偏移$z=0$。数値シミュレーションとの一致を最適化するために2つのパラメーターを調整すると、数値結果との相対的な差は通常$\lesssim5\、\％$に縮小します。平均場近似の導出の一部として、ゼルドビッチ軌道に対する暗黒物質粒子間の有効相互作用ポテンシャルは、非線形宇宙密度変動のみによって供給され、ニュートン形状ではなく湯川に近いことを示します。。
KiDS-DR3のAMICO銀河団：z = 0.1とz = 0.8の間の光度関数の進化
| Title |
AMICO_galaxy_clusters_in_KiDS-DR3:_Evolution_of_the_luminosity_function_between_z=0.1_and_z=0.8 |
| Authors |
E._Puddu,_M._Radovich,_M._Sereno,_S._Bardelli,_M._Maturi,_L._Moscardini,_F._Bellagamba,_C.Giocoli,_F._Marulli,_M._Roncarelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05131 |
約400deg$^2$のKiDS-DR3領域でクラスターファインダーAMICOによって検出された約4000クラスターのサンプルの銀河の$r$バンド光度関数（LF）を使用して、豊かな進化を研究しました。受動的な進化（赤）、星形成（青）、および銀河の総人口の赤方偏移。この分析は、赤方偏移範囲[0.1,0.8]および質量範囲[$10^{13}M_{\odot}$、$10^{15}M_{\odot}$]のクラスターに対して実行されました。LFを計算するために、光度分布を大きさでビニングし、バックグラウンドを統計的に差し引きました。次に、クラスターサンプルを赤方偏移と豊富さ/質量の両方のビンに分割しました。銀河集団の合計、赤、青の各2DビンにLFカウントを積み上げました。最後に、スタックされたLFにSchechter関数を適合させ、赤方偏移とリッチ/マスを使用してそのパラメーターの傾向を調査しました。赤と総人口のLFの明るい部分に$z$があり、かすかな銀河には有意な傾向がないという受動的な進化が見つかりました。質量/豊富さの依存性は、密度パラメーター$\Phi_{\star}$については明らかであり、豊富さとともに増加し、母集団全体のかすかな端は、豊富なクラスターでは浅くなります。
生成的敵対的ネットワークによる大規模な宇宙構造のエンコード
| Title |
Encoding_large_scale_cosmological_structure_with_Generative_Adversarial_Networks |
| Authors |
Marion_Ullmo,_Aur\'elien_Decelle,_Nabila_Aghanim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05244 |
最近、生成的敵対的ネットワーク（GAN）と呼ばれるタイプのニューラルネットワークが、シミュレーションのようなデータセットを高速で生成するためのソリューションとして提案され、時間と計算能力の観点から実行するための重い計算と高価な宇宙シミュレーションをバイパスしようとしています。現在の作業では、GANを構築してトレーニングし、そのようなアプローチの長所と制限をさらに調査します。次に、予測モデルを構築するための最初のステップとして、トレーニング済みのGANを使用して単純なオートエンコーダー（AE）を構築する新しい方法を提案します。GANとAEはどちらも、2種類のN体シミュレーション（2Dシミュレーションと3Dシミュレーション）から発行された画像でトレーニングされます。GANは、トレーニングされた画像と統計的に一致する新しい画像を正常に生成することがわかりました。次に、AEがシミュレーション画像から情報を効率的に抽出し、GANの潜在的なエンコーディングを十分に推測して、同様の大規模構造を持つ画像を生成できることを示します。
惑星を含む原始惑星系円盤における重力不安定性の兆候の隠蔽
移動する巨大惑星が自己重力円盤の渦巻き構造を強く抑制することを示すために、3次元SPHシミュレーションを実行します。惑星がない場合、重力の不安定性による渦巻腕が容易に観察されることを示す模擬ALMA連続体観測を提示します。一方、巨大な惑星が存在する場合、渦巻き構造は移動する惑星によって抑制され、リングとギャップ構造を持つほぼ軸対称の円盤になります。ガス運動学のモデリングは、たとえば光学的に薄い13C16Oを使用して、惑星の存在を推測できることを示しています。我々の結果は、高質量ディスクで予想されるスパイラル機能の欠如を説明するために、高いダスト対ガス質量比を仮定することによってディスクのガス質量を制限する必要がないことを示しています。
最も広い意味で、太陽系外惑星の人口統計調査の主な目標は、惑星の形成と進化に影響を与える可能性のある多くの物理的パラメーターの関数として、これらのパラメーターの範囲のできるだけ広い範囲で、惑星の頻度と分布を決定することです。できるだけ。経験的に決定された太陽系外惑星の人口統計は、すべての惑星の形成と進化の理論が再現しなければならないというグラウンドトゥルースを提供します。これらの惑星分布を惑星形成理論の予測と比較することにより、これらの理論のテストと改良の両方を開始できます。この章では、これまでの太陽系外惑星の人口統計に関する主な結果を確認します。これに関連して、未解決の重要な未解決の質問のセットを特定します。さまざまな検出方法を自由に使用して、太陽系外惑星の人口統計を測定する際の課題について概説します。最後に、太陽系外惑星の人口統計の理解を深め、拡大するための将来の機会のいくつかを要約します。
2020年の恒星食の光度曲線の結果に基づく冥王星の大気の研究
| Title |
Study_of_Pluto's_Atmosphere_Based_on_2020_Stellar_Occultation_Light_Curve_Results |
| Authors |
Farzaneh_Ahangarani_Farahani,_Atila_Poro,_Maryam_Rezaee,_Maryam_Hadizadeh,_Fatemeh_Najafi_kodini,_Mahsa_Seifi_gargari,_Fereshteh_Mosavat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04737 |
2020年6月6日、冥王星による恒星食が地上の天文台で観測され、冥王星の大気の高さを導き出し、その大気パラメータを調査するために検出されました。冥王星の大気の高さ1411+-2kmは、ニューホライズンズ宇宙ミッションから導出された冥王星の半径に従って通過タイミングをフィッティングすることから得られました。構築された光度曲線は、透明で純粋なN2大気を想定することにより、大気モデルに十分に適合しました。上層大気の場合、冥王星の大気圧は、導出された半光レベル1217kmで4.86{\mu}barのままであることがわかります。私たちの結果によると、スプートニク平原氷河のN2凝縮プロセスはまだ続いており、これは冥王星の以前の掩蔽研究と一致しています。したがって、推定圧力は低下を示しています。
放射性加熱とその岩石惑星ダイナモと居住性への影響
| Title |
Radiogenic_Heating_and_its_Influence_on_Rocky_Planet_Dynamos_and_Habitability |
| Authors |
Francis_Nimmo,_Joel_Primack,_Sandra_M._Faber,_Enrico_Ramirez-Ruiz_and_Mohammadtaher_Safarzadeh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04791 |
地質学的タイムスケール（Gyr）での岩石惑星の熱進化は、長寿命の放射性元素であるカリウム、トリウム、およびウランからの熱入力に依存します。岩石惑星マントルにおける後者の2つの濃度は、他の重いr過程元素と同様に、ThとUがまれな恒星過程によって生成されるため、異なる惑星系間で最大1桁異なる可能性があります。ここでは、1Dパラメータ化された対流モデルを使用して、地球サイズの惑星の熱進化に対するこれらの変動の影響について説明します。コンドライト隕石に基づくバルクケイ酸塩地球の地球化学的モデルと一致するThとUの存在量を仮定すると、地球は持続的なダイナモを維持するのにちょうど十分な放射性加熱を持っていたことがわかります。このモデルによると、スペクトル内のユーロピウムの相対的な存在量によって示される、重いr過程元素の存在量が多い地球のような星の惑星は、その寿命のかなりの部分でダイナモを欠いており、潜在的に負である可能性があります生物圏をホストするための結果。1Dモデルの定性的な結果は粘度の処理に強く依存するため、完全な3D対流モデルを使用したさらなる調査が望まれます。
FTIR、TGA、ラマン分光法とそのCM分類を使用したムクンドプラ（MK）炭素質コンドライトの水性変質研究
| Title |
Aqueous_Alteration_Studies_on_Mukundpura_(MK)_Carbonaceous_Chondrite_using_FTIR,_TGA_and_Raman_spectroscopy_and_its_CM_classification |
| Authors |
A._Dixit,_R._P._Tripathi,_Sudhanshu_Kumar,_Mohd._Azaj_Ansari,_and_K_Sreenivas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04964 |
落下直後のMKでのFTIR測定では、約10マイクロメートルの一重項のみが観察される多くの通常のCM2コンドライトとは大きく異なる約10マイクロメートルのユニークなダブレットが示されています。また、MKの非常にかすかな11.2マイクロメートルの特徴は、無水ケイ酸塩、かんらん石が存在しないこと、したがって、親体の深刻な水質変化による無水ケイ酸塩の完全な蛇紋岩化を示しています。ラマン研究は、0{\deg}C付近の低いピーク変成温度を示しており、より高い温度で形成されるFTIRスペクトルにトチリナイトに対応するピークがないことと一致しています。最初の熱重量測定は24時間以内に実施されました。MKの低下は、400〜770{\deg}Cの範囲で10％の重量減少を示し、30か月後の同じバッチの別のMKフラグメントのTGAと一致しており、水和粘土に結合した水に環境への影響がないことを確認しています。この大幅な重量減少は、MKが被る水系変質後の熱イベントも除外し、水和粘土の存在を示します。測定されたMgO/FeOの比率は約0.56で、硫黄の重量は3.4％です。最近、水性変化のみに基づいて、Potinetal。（Potinetal。2020）、MKをCM1として分類し、MKは最大限に変更されたCMである必要があることを意味しますが、Rayetal。（Rayetal2018）、（CM2.7）のようなパリと同等で、水質の変化が最も少ない。ただし、観察された水性変化、MgO/FeO重量比、硫黄重量％を組み合わせると、MKをより包括的に理解できるため、CM2.3.instedCM1またはCM（2.7-2.9）に分類されます。。
1.15-1.73GHzのグリーンバンク望遠鏡による31個の太陽のような星の周りのテクノシグネチャーの検索
| Title |
A_Search_for_Technosignatures_Around_31_Sun-like_Stars_with_the_Green_Bank_Telescope_at_1.15-1.73_GHz |
| Authors |
Jean-Luc_Margot,_Pavlo_Pinchuk,_Robert_Geil,_Stephen_Alexander,_Sparsh_Arora,_Swagata_Biswas,_Jose_Cebreros,_Sanjana_Prabhu_Desai,_Benjamin_Duclos,_Riley_Dunne,_Kristy_Kwan_Lin,_Shashwat_Goel,_Julia_Gonzales,_Alexander_Gonzalez,_Rishabh_Jain,_Adrian_Lam,_Briley_Lewis,_Rebecca_Lewis,_Grace_Li,_Mason_MacDougall,_Christopher_Makarem,_Ivan_Manan,_Eden_Molina,_Caroline_Nagib,_Kyle_Neville,_Connor_O'Toole,_Valerie_Rockwell,_Yoichiro_Rokushima,_Griffin_Romanek,_Carlyn_Schmidgall,_Samar_Seth,_Rehan_Shah,_Yuri_Shimane,_Myank_Singhal,_Armen_Tokadjian,_Lizvette_Villafana,_Zhixian_Wang,_In_Yun,_Lujia_Zhu,_Ryan_S._Lynch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05265 |
2018年4月と2019年4月に、直径100mのグリーンバンク望遠鏡のLバンド受信機（1.15-1.73GHz）を使用して、技術署名の検索を行いました。これらの観測は、銀河の平面近くの31個の太陽のような星を取り巻く領域に焦点を合わせました。このデータセットで狭帯域信号を検索した結果と、データ処理パイプラインの改善点を示します。具体的には、信号パワーの地形的卓越性に依存する改良された候補信号検出手順を適用しました。これにより、以前に分析されたデータセットの信号検出カウントがほぼ2倍になります。また、ほとんどの無線周波数干渉（RFI）を除去する原点フィルターを改善して、別々のスキャンで観測された信号を一意にリンクするようにしました。パイプラインのパフォーマンスをテストするために、予備的な信号注入および回復分析を実行しました。パイプラインは、受信機の使用可能な周波数範囲で注入された信号の93％を回復し、RFIが密集している領域を除外すると98％を回復することがわかりました。この分析では、復元された信号の99.73％がテクノシグネチャー候補として正しく分類されました。改善されたデータ処理パイプラインは、データで検出された約2,600万の信号の99.84％以上をRFIとして分類しました。残りの候補のうち、4539は既知のRFI周波数領域の外側で検出されました。残りの候補者は視覚的に検査され、人為的性質のものであることが確認されました。私たちの検索は、エンドツーエンドの感度、周波数ドリフト率のカバレッジ、および単位積分時間あたりの単位帯域幅あたりの信号検出カウントの点で、他の最近の検索と比べて遜色ありません。
Euclid：StreakDetソフトウェアを使用したシミュレーション画像の小惑星ストリークの識別
| Title |
Euclid:_Identification_of_asteroid_streaks_in_simulated_images_using_StreakDet_software |
| Authors |
M._P\"ontinen,_M._Granvik,_A.A._Nucita,_L._Conversi,_B._Altieri,_N._Auricchio,_C._Bodendorf,_D._Bonino,_M._Brescia,_V._Capobianco,_J._Carretero,_B._Carry,_M._Castellano,_R._Cledassou,_G._Congedo,_L._Corcione,_M._Cropper,_S._Dusini,_M._Frailis,_E._Franceschi,_M._Fumana,_B._Garilli,_F._Grupp,_F._Hormuth,_H._Israel,_K._Jahnke,_S._Kermiche,_T._Kitching,_R._Kohley,_B._Kubik,_M._Kunz,_R._Laureijs,_P._B._Lilje,_I._Lloro,_E._Maiorano,_O._Marggraf,_R._Massey,_M._Meneghetti,_G._Meylan,_L._Moscardini,_C._Padilla,_S._Paltani,_F._Pasian,_S._Pires,_G._Polenta,_F._Raison,_M._Roncarelli,_E._Rossetti,_R._Saglia,_P._Schneider,_A._Secroun,_S._Serrano,_G._Sirri,_A.N._Taylor,_I._Tereno,_R._Toledo-Moreo,_L._Valenziano,_Y._Wang,_M._Wetzstein,_J._Zoubian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05297 |
ESAユークリッド宇宙望遠鏡は、その主要な宇宙論的使命の副産物として最大15万個の小惑星を観測することができました。小惑星は、画像内で追跡されたソース、つまりストリークとして表示されます。15000平方度の調査領域とソースの数のために、それらを見つけるために自動化された方法を使用する必要があります。Euclidには、可視カメラVIS（VISualimager）と、3つのフィルターを備えた近赤外線カメラNISP（Near-InfraredSpectrometerandPhotometer）が装備されています。私たちは、Euclid画像内の動きの速いオブジェクトを高い完全性と高純度の両方で検出するパイプラインの開発を目指しています。StreakDetソフトウェアをテストして、シミュレートされたEuclid画像から小惑星を見つけました。StreakDetのパラメーターを最適化して完全性を最大化し、後処理アルゴリズムを開発して、偽陽性の検出を削除することにより、検出されたソースのサンプルの純度を向上させました。StreakDetは、見かけの等級が23等級より明るく、縞の長さが15ピクセル（$10\、{\rmarcsec\、h^{-1}}$）を超える、合成小惑星の縞の96.9％を検出しますが、これには次のコストがかかります。多数の誤検知を見つける。誤検知の数は、Euclidによって取得された4つのディザすべてを利用するマルチストリーク分析によって根本的に減らすことができます。StreakDetは、ユークリッド画像内の小惑星を識別するための優れたツールですが、特に短いもの（13ピクセル未満、8$\、{\rmarcsec\、h^{-1}に対応）を見つけるにはまだ改善の余地があります}$）および/またはかすかな縞（見かけの等級23よりも暗い）。
原始惑星系円盤における全球渦巻密度波モード：渦巻腕の形態
| Title |
Global_Spiral_Density_Wave_Modes_in_Protoplanetary_Disks:_Morphology_of_Spiral_Arms |
| Authors |
Enze_Chen,_Si-Yue_Yu,_Luis_C._Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05324 |
かみそりのように薄い、非粘性の自己重力原始惑星系円盤の重力不安定性によって生成された2アームのグローバルスパイラル密度波モードを分析して、スパイラルアームの形態（ピッチ角$\alpha$と振幅）のさまざまなディスク条件への依存性を理解します。。結果として生じる渦巻密度波モードの形態は、観測に非常に似ています。それらのピッチ角とパターン速度は、採用された境界条件の影響を受けません。ガウスディスクは、同じ条件下でべき乗則ディスクよりもきつく巻かれたスパイラル（ピッチ角が小さい）を示します。固定されたディスクと星の質量比（$M_d/M_*$）では、ピッチ角は平均Toomreの安定性パラメーター（$\overlineQ$）または平均ディスクアスペクト比（$\overlineh$）とともに増加することがわかります。与えられた$\overlineQ$に対して、$M_d/M_*$が高い密度波モードはピッチ角が大きくなりますが、与えられた$\overlineh$では動作が逆になります。ピッチ角とディスクプロパティ間の相互依存性は、$\alpha\proptoc_s^2/M_d$で概算できます。ここで、$c_s$は音速です。私たちの重力不安定性によって励起された渦巻密度波は、惑星が打ち上げた渦巻と区別することができます。（2）スパイラル振幅のプロファイルは、いくつかのディップとバンプを示します。重力不安定励起密度波は、自己重力原始惑星系円盤で観測された渦巻腕を説明するための代替シナリオとして役立つ可能性があることを提案します。
中間質量コンパニオンの経年摂動の影響：I。銀河中心での円盤星の離心率励起
| Title |
The_influence_of_the_secular_perturbation_of_an_intermediate-mass_companion:_I._Eccentricity_excitation_of_disk_stars_at_the_Galactic_center |
| Authors |
Xiaochen_Zheng,_Douglas_N._C._Lin,_Shude_Mao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04653 |
銀河中心の超大質量ブラックホール（SMBH）から数分の1パーセク以内に、OB星とウォルフライエ星の密集したグループがあります。これらの星は同時代で比較的巨大であるように見えます。これらの星のサブグループは、同じ平面上を周回します。それらが中央の超大質量ブラックホールの周りの共通のガス状円盤から低から中程度の離心率で出現した場合、それらの推定寿命は、動的緩和によるそれらの高軌道離心率の励起を説明するのに十分な長さではありません。ここでは、これらの若い円盤星の高い離心率を説明する潜在的なメカニズムとして、中間質量コンパニオン（IMC）による銀河中心星の経年摂動を分析します。このIMCは、中間質量ブラックホール（IMBH）またはIRS-13Eなどのコンパクトクラスターのいずれかです。その軌道角運動量ベクトルが円盤星のそれと反平行である場合、この摂動は、IMCの歳差運動率と共鳴する軌道歳差運動率で星の離心率を励起するのに効果的です。それがディスクスターと同じ方向にSMBHの周りを周回する場合、若いスターの離心率は、フェルミバブルの打ち上げに関連して、出生ディスクの枯渇中にIMCによって依然として非常に興奮する可能性があります。このシナリオでは、IMCの歳差運動率が低下し、その永年共鳴が若い星の近くを掃引します。IMCの軌道と円盤星の間のさまざまな傾斜角で数値シミュレーションを実行し、この経年相互作用がいくつかの円盤星の離心率と傾斜を励起するための強力なメカニズムであることを示します。
銀河内の恒星の質量分布の観点から見た$ z = 2 $以降の銀河のサイズ
| Title |
Galaxy_Sizes_Since_$z=2$_from_the_Perspective_of_Stellar_Mass_Distribution_within_Galaxies |
| Authors |
Moein_Mosleh,_Shiva_Hosseinnejad,_S._Zahra_Hosseini-ShahiSavandi,_Sandro_Tacchella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04656 |
恒星の質量が銀河内でどのように組み立てられるかは、まだ未解決の問題です。赤方偏移$2.0$までの$\log（M_{\ast}/M_{\odot}）\geqslant9.8$を超える恒星質量を持つ$\sim5500$銀河のkpcスケールでの恒星質量分布の測定値を示します。ハッブル宇宙望遠鏡の観測から、ピクセルごとのSEDフィッティング法を使用して恒星の質量マップを作成します。これらのマップは、全恒星質量の$20\％$、$50\％$、および$80\％$（$r_{20}$、$r_{50}$、および$r_{80}$）を含む半径を導出するために使用されます。最適なS\'ersicモデルから。構造パラメータ測定の信頼性と制限は、シミュレートされた銀河の大きなサンプル（$\sim3000$）を使用して広範囲にチェックされます。$r_{20}$、$r_{50}$、$r_{80}$のサイズと質量の関係と赤方偏移の進化について、星形成銀河と静止銀河について調べます。固定質量では、星形成銀河は$r_{20}$、$r_{50}$、$r_{80}$のサイズに大きな変化を示さず、自己相似成長を示しています。$\log（M_{\ast}/M_{\odot}）\simeq10.5$のピボット恒星質量の上でのみ、$r_{80}$は$r_{80}\propto（1+z）^として進化します。{-0.85\pm0.20}$は、これらのシステムの周辺に質量が蓄積していることを示しています（裏返しの成長）。S\'ersic値は、宇宙の後半に向かって大規模な星形成銀河でも増加します。巨大な静止銀河は、すべての半径、特に$r_{20}$サイズでより強いサイズ進化を示します。これらの巨大な銀河の場合、少なくとも$z\sim1.3$以降、S\'ersic値はほぼ一定のままであり、強いサイズの進化がこれらの銀河の外側部分の変化に関連していることを示しています。すべての構造パラメータを公開しています。
巨大な初期型銀河の急速な蓄積。 z = 3.35でのETGの超太陽金属量、高速分散および若い年齢
| Title |
The_Rapid_Build-up_of_Massive_Early-type_Galaxies._Supersolar_Metallicity,_High_Velocity_Dispersion_and_Young_Age_for_an_ETG_at_z=3.35 |
| Authors |
Paolo_Saracco,_Danilo_Marchesini,_Francesco_La_Barbera,_Adriana_Gargiulo,_Marianna_Annunziatella,_Ben_Forrest,_Daniel_J._Lange_Vagle,_Z._Cemile_Marsan,_Adam_Muzzin,_Mauro_Stefanon,_Gillian_Wilson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04657 |
大双眼望遠鏡で行われた非常に深い分光観測のおかげで、赤方偏移$z$=3.352のETGであるC1-23152の恒星年齢、金属量、速度分散を同時に測定しました。これは、宇宙が$\simだった時代に対応します。1.8Gyr古い。そのスペクトルの分析は、AGNをホストしているこの銀河が、観測に先立って$\sim$600Myr内でその形態を形作っている$\sim$2$\times$10$^{11}$M$_\odot$を形成して組み立てたことを示しています、$z$$\sim$4.6以降。星の種族の平均質量加重年齢は400$^{+30}_{-70}$Myrであり、観測されたエポックの前に$\sim$600Myrと$\sim$150Myrの間に形成されます。後者がその時期です。焼入れ以来。その高い恒星速度分散$\sigma_e$=409$\pm$60kms$^{-1}$は、高い質量（M$_{dyn}$=$2.2（\pm0.4）$$\times$10$^{11}$M$_\odot$）および高質量密度（$\Sigma_e^{M^*}$=$\Sigma_{1kpc}=3.2（\pm0.7）\times10^{10}$M$_\odot$kpc$^{-2}$）、その起源での高速散逸プロセスを示唆しています。分析は、上の写真と一致して、スーパーソーラーの金属量[Z/H]=0.25$^{+0.006}_{-0.10}$を示しており、補充時間よりもはるかに高い星形成効率を示唆しています。しかし、私たちの分析では、太陽直下の金属量の値をしっかりと除外することはできません。星形成を150Myr未満でSFR$<$6.5M$_\odot$yr$^{-1}$に減らすには、急冷が非常に効率的だったに違いありません。これは、データから因果関係を確立できない場合でも、AGNの存在によって説明できます。C1-23152は、同等の質量のローカル宇宙で最も密度の高いETGと同じ恒星および物理的特性を持っており、摂動なしで$z=0$に進化したC1-23152のような銀河であることを示唆しています。
二元精練と重力波反跳による最大の銀河コアの形成
| Title |
Formation_of_the_largest_galactic_cores_through_binary_scouring_and_gravitational_wave_recoil |
| Authors |
Imran_Nasim,_Alessia_Gualandris,_Justin_I._Read,_Fabio_Antonini,_Walter_Dehnen_and_Maxime_Delorme |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04663 |
巨大な楕円銀河は、通常、投影された放射状の光プロファイルに中心コアがあることが観察されています。このようなコアは、合併によって持ち込まれた超大質量ブラックホール（SMBH）として「バイナリ精練」によって形成され、硬いバイナリを形成し、銀河中心から星を放出すると長い間考えられてきました。ただし、A2261-BCGの〜3kpcコアのような最も大規模なコアは、この方法で説明するのが難しいままです。この論文では、一連の乾式銀河合体シミュレーションを実行して、巨大な楕円銀河の中心核形成の3つの異なるシナリオ、「バイナリ精練」、「潮汐堆積」、「重力波（GW）誘起反跳」を調査します。グリフィンコードを使用して、SMBHのダイナミクスからハードバイナリの形成まで、融合する銀河の星、暗黒物質、SMBHを自己無撞着にモデル化します。A2261-BCGの大きな表面輝度コアは、バイナリ精練によって小さな〜1kpcコアを生成する大規模な合併と、それに続くコアサイズの拡大に作用するSMBHのGW反動の組み合わせでのみ説明できることがわかりました。。この同じモデルが、A2261-BCGのコア領域で観察された明るい「結び目」も説明できることを示します。このシナリオの重要な予測は、束縛された星のコンパクトなクラスターに囲まれたオフセットSMBHです。表面輝度プロファイルのコアは、（ほぼ）一定の密度の3次元領域を意味するのではなく、$\simr^{-0.5}$のような空間密度スケーリングの浅い尖点を意味することに注意してください。
L-GALAXIES 2020：円盤銀河における放射状金属量プロファイルとグローバル金属量の進化
| Title |
L-GALAXIES_2020:_The_evolution_of_radial_metallicity_profiles_and_global_metallicities_in_disc_galaxies |
| Authors |
Robert_M._Yates,_Bruno_M._B._Henriques,_Jian_Fu,_Guinevere_Kauffmann,_Peter_A._Thomas,_Qi_Guo,_Simon_D._M._White_and_Patricia_Schady |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04670 |
超新星（SNe）による銀河周囲媒体（CGM）の大幅に増加した直接金属濃縮を含む、銀河進化のL-GALAXIES2020半解析モデルの修正バージョンを提示します。これらのより金属が豊富な流出は、他のいくつかの銀河進化モデルとは対照的に、質量負荷係数の増加を必要としません。この修正されたL-GALAXIES2020モデルは、MaNGAとMUSEによって近くの円盤銀河で観測された気相金属量$（Z_{\rmg}）$と恒星金属量$（Z_{*}）$放射状プロファイルを同時に再現できます。観測された質量と同様に、$z=0$でのガスと星の金属量関係と、それらの進化は$z\sim{}2-3$に戻ります。SNe-IIの場合は$\sim{}90\％$の直接CGM濃縮率が推奨されます。巨大な円盤銀河は、L-GALAXIES2020の低質量の銀河よりも、わずかに平坦な$Z_{\rmg}$プロファイルを持っていることがわかります。これは、裏返しの成長と金属に富む降着による周辺のより効率的な濃縮によるものです。恒星の質量と$Z_{\rmg}$プロファイルの傾きの間のこのような弱い正の相関は、571個の星形成円盤銀河のMaNGA-DR15サンプルでも見られます。ただし、${\rmlog}（M_{*}/{\rmM}_{\odot}）\sim{}10.0$より下では、この観測結果は、選択した金属量診断および形態学的選択に強く依存します。さらに、最近の理論的および観測的推定を反映して、$25{\rmM}_{\odot}$の低下した最大SN-II前駆体質量も、Lの$z=0$で観測された金属量プロファイルとの良好な一致を提供できます-GALAXIES2020。ただし、このモデルバージョンでは、宇宙時間にわたる固定質量での$Z_{\rmg}$の進化、またはクラスター内媒体（ICM）で観測されたマグネシウムの存在量を再現できません。
深いポテンシャル：位相空間のスナップショットから重力ポテンシャルを回復する
| Title |
Deep_Potential:_Recovering_the_gravitational_potential_from_a_snapshot_of_phase_space |
| Authors |
Gregory_M._Green,_Yuan-Sen_Ting |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04673 |
天の川のダイナミクスの分野の主要な目標の1つは、重力ポテンシャル場を回復することです。ポテンシャルをマッピングすることで、銀河全体の物質の空間分布（バリオンと暗闇の両方）を決定することができます。最小限の物理的仮定のみに基づいて、星の位相空間位置のスナップショットから重力場を決定するための新しい方法を提示します。最初に、観測された位相空間位置のサンプルで正規化フローをトレーニングし、位相空間分布関数の滑らかで微分可能な近似を取得します。次に、無衝突ボルツマン方程式を使用して、この分布関数を静止させる重力ポテンシャル（フィードフォワードニューラルネットワークで表される）を見つけます。この方法は、狭いクラスの分析モデルをデータに適合させる以前のパラメトリック方法よりもはるかに柔軟性があります。これは、間もなく利用可能になる星の運動学の豊富なデータセットを使用して、天の川の密度構造を明らかにするための有望なアプローチです。
MAGNUM調査：銀河に大きな混乱を引き起こすコンパクトなジェット-ジェットとISMの相互作用のトレーサーとしての放射性ジェットに垂直な線幅の拡大
| Title |
MAGNUM_survey:_compact_jets_causing_large_turmoil_in_galaxies_--_Enhanced_line_widths_perpendicular_to_radio_jets_as_tracers_of_jet-ISM_interaction |
| Authors |
G._Venturi,_G._Cresci,_A._Marconi,_M._Mingozzi,_E._Nardini,_S._Carniani,_F._Mannucci,_A._Marasco,_R._Maiolino,_M._Perna,_E._Treister,_J._Bland-Hawthorn,_J._Gallimore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04677 |
AGNの放射圧またはそれらの速度論的に強力な（$\gtrsim10^{44-45}$erg/s）ジェットによって加速された流出は、AGNイオン化コーンおよびジェットに沿って一般的に観察されます。最近の研究では、低運動パワージェット（$\lesssim10^{44}$erg/s）もそのような流出を加速できることがわかりました。近くのセイファート銀河のMAGNUM調査の一環として、IC5063、NGC5643、NGC1068、NGC1386で、ラジオジェットとイオン化ガスの分布および運動学との関係を研究しています。これらのオブジェクトはすべて、銀河の小さな傾斜（$\lesssim$45{\deg}）で、小規模（$\lesssim$1kpc）の低電力（$\lesssim10^{44}$erg/s）無線ジェットをホストします。ディスク。VLTのMUSEからの光学/近赤外面分光観測を使用して、イオン化ガスの輝線フラックス、運動学的および励起マップを取得し、アーカイブラジオ画像およびチャンドラX線データと比較します。4つのターゲットすべてで、AGNイオン化コーンとジェットに垂直に強い（最大$\gtrsim800-1000$km/s）、拡張（$\gtrsim$1kpc）および衝撃励起輝線速度幅の向上を検出します。このような広く対称的なラインプロファイルは、イオン化コーンとジェットに沿って観察される「古典的な」非対称ラインの高速流出とは異なり、ガスの単一のコヒーレント正味速度とは関連していません。最近の研究では、他のAGNのイオン化コーンに垂直に同様の線速度幅の向上が見られ、すべてコーンと整列した低出力ジェットをホストし、銀河円盤材料との相互作用の証拠を示しています。観測された現象は、銀河円盤内のガスを乱すジェットの作用によるものと解釈します。実際、最近のシミュレーションでも予測されているように、AGNコーンとジェットに垂直なこのような延長された線幅の向上は、銀河円盤上で傾斜が十分に低く、その材料に強い影響を与える低出力ジェットをホストする銀河でのみ観察されます。
ビリアルショックは、宇宙線が支配的な銀河ハローで抑制されます
| Title |
Virial_shocks_are_suppressed_in_cosmic_ray-dominated_galaxy_halos |
| Authors |
Suoqing_Ji,_Du\v{s}an_Kere\v{s},_T._K._Chan,_Jonathan_Stern,_Cameron_B._Hummels,_Philip_F._Hopkins,_Eliot_Quataert,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04706 |
超新星によるCR注入を説明する高解像度の宇宙線FIRE-2シミュレーションの大規模なスイートを使用して、ビリアルショックの構造に対する宇宙線（CR）の影響を研究します。大規模な（$M_{\rmhalo}\gtrsim10^{11}\、M_{\odot}$）、低赤方偏移（$z\lesssim1-2$）ハローでは、「ホットハロー」を形成すると予想されます「準静水圧平衡にある（安定したビリアルショックを伴う）ゆっくりと冷却するガスを使用すると、CRを使用しないシミュレーションでは明確なビリアルショックが示されます。流入から凝縮するより低温の相は、圧力が過密な塊に閉じ込められ、冷却時間が流入時間よりもはるかに長い低密度の体積充填高温ガスに埋め込まれます。したがって、ガスは、冷たい自由落下流入から、ほぼビリアル半径（$\約R_{\rmvir}$）でサポートされる高温および熱圧力に急激に遷移し、衝撃は準球形になります。CRを使用して、この特定の質量と赤方偏移の範囲のハローがCR圧力が支配的なガス状ハローを構築すると以前に主張しました。ここでは、CR圧力が熱圧力よりも支配的である場合、重大なビリアルショックがないことを示します。代わりに、流入するガスはCR圧力勾配によって徐々に減速され、ガスは$R_\mathrm{vir}$まで、さらにはそれを超えて比較的亜音速になります。急速冷却はまた、流入ガスのビリアル下温度を$\simR_\mathrm{vir}$内に維持します。
SAMI銀河調査：クラスター銀河のバルジとディスクの星の種族の特性
| Title |
The_SAMI_Galaxy_Survey:_bulge_and_disk_stellar_population_properties_in_cluster_galaxies |
| Authors |
S.Barsanti,_M._S._Owers,_R._M._McDermid,_K._Bekki,_J._Bland-Hawthorn,_S._Brough,_J._J._Bryant,_L._Cortese,_S._M._Croom,_C._Foster,_J._S._Lawrence,_A._R._L\'opez-S\'anchez,_S._Oh,_A._S._G._Robotham,_N._Scott,_S._M._Sweet,_J._van_de_Sande |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04873 |
高密度環境でのレンズ状銀河の形成に光を当てるために、2成分銀河団のバルジとディスクで星の種族の特性を別々に調査します。銀河を特徴づけるために$g$、$r$、および$i$バンドでの2D測光バルジディスク分解を使用して、シドニー-AAOマルチオブジェクト面分光器（SAMI）銀河調査からの8つの低赤方偏移クラスターを研究します。$M_{*}>10^{10〜}M_{\odot}$の192個の二重成分銀河について、バルジとディスクの色、年齢、金属量を推定します。$g-i$の色を分析すると、バルジは周囲のディスクよりも赤く、オフセットの中央値は0.12$\pm$0.02等であり、以前の結果と一致しています。質量加重の年齢と金属量を測定するために、3つの方法を調査します。1つは2つのコンポーネントの銀河の恒星の質量に基づいており、1つはフラックスの重みに基づいており、もう1つは半径方向の分離に基づいています。3つの方法は、ディスクの2〜3倍の金属が豊富なバルジを持つ銀河の62％を見つけることに同意しています。残りの銀河のうち、7％はディスクよりも金属量が少ないバルジを持っていますが、31％は、バルジとディスクの金属量に大きな違いはありません。銀河の23％は古いバルジを特徴とし、34％は若いバルジを特徴としています。残りの43％の銀河には、統計的に区別できない年齢の膨らみと円盤があります。より赤いバルジはディスクよりも金属が豊富である傾向があり、バルジのより赤い色は、星の種族の年齢の違いではなく、ディスクに比べて金属量が強化されているためであることを示唆しています。
巻き毛渦巻銀河M63の周りの新しい小人
0.14mの口径の望遠鏡で撮影した、近くの渦巻銀河M63（NGC5055）の深い（50時間露光）画像を提示します。銀河のハローは、110kpcに広がる既知の非常にかすかな恒星の流れのシステムを示しています。M63の周りに5つの非常に低い表面輝度の矮小銀河が見つかりました。それらがM63の衛星であると仮定すると、それらの中央値パラメーターは次のとおりです。絶対$B$-マグニチュード-8.8等、線径1.3kpc、表面輝度$\sim$27.8mag/sq。arcsecおよび線形投影分離93kpc。視線速度が測定された4つの明るい衛星に基づいて、M63の低軌道質量推定値を$\sim$216kpcのスケールで（5.1$\pm$1.8）10$^{11}M_{\odot}$と導きました。。M63の特定の特性は、その回転曲線の減少です。M63と近くの3つの巨大銀河NGC2683、NGC2903、NGC3521の回転曲線の減少を考慮に入れると、それらの平均軌道質量対Kバンド光度比（4.8$\pm$1.1）$M_が低いことがわかります。{\odot}/L_{\odot}$、これは天の川とM31の対応する比率の$\sim$1/6にすぎません。
Cen Aグループの矮小楕円体銀河の特性：星の種族、内部ダイナミクス、およびハート型のHalphaリング
| Title |
The_properties_of_dwarf_spheroidal_galaxies_in_the_Cen_A_group:_Stellar_populations,_internal_dynamics,_and_a_heart-shaped_Halpha_ring |
| Authors |
Oliver_M\"uller,_Katja_Fahrion,_Marina_Rejkuba,_Michael_Hilker,_Federico_Lelli,_Katharina_Lutz,_Marcel_S.Pawlowski,_Lodovico_Coccato,_Gagandeep_S._Anand,_Helmut_Jerjen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04990 |
矮小楕円体銀河（dSphs）は、局部銀河群で広く調査されていますが、それらの低光度と表面輝度により、より遠方の銀河群での同様の作業が困難になっています。最新のインストルメンテーションは、他の環境でこれらのかすかなシステムを精査する可能性を解き放ち、グループプロパティのパラメータ空間を拡張します。MUSE分光法を使用して、CenAの14個の既知または疑わしいdSph衛星の特性を研究します。12個のターゲットは、視線速度に基づいてグループメンバーであることが確認されています。2つのターゲットは50Mpcの背景銀河です。KK198は対面渦巻銀河で、dw1315-45は有効半径2300pcの超拡散銀河です。CenAグループの12個の確認されたdSphメンバーは、古くて金属量の少ない星の種族を持ち、局部銀河群の矮小銀河によって定義された星の金属量と光度の関係に従います。最も明るい3つの矮小銀河（KK197、KK55、およびKK58）で、球状星団とKK197の惑星状星雲を特定しますが、この銀河および/またはCenAの拡張ハローとの関連は不明です。。4つの離散トレーサーを使用して、KK197の速度分散と動的質量を測定します。このdSphは暗黒物質が支配的であるように見え、不確実性の範囲内で星を形成する銀河の半径方向の加速度関係にあります。また、修正ニュートン力学（MOND）から生じる予測とも一致しています。驚いたことに、ドワーフKK203には、拡張されたHalphaリングがあります。ハッブル宇宙望遠鏡の測光を注意深く調べると、30〜300Myrの年齢で非常に低いレベルの星形成が明らかになります。Halphaの放出は、40Myrの古い超新星残骸に関連している可能性が最も高いですが、その起源の他の可能性を完全に排除することはできません。
銀河系の流出における衝撃波とマルチクラウドの相互作用-II。放射フラクタル雲と冷たいガスの熱力学
| Title |
Shock-multicloud_interactions_in_galactic_outflows_--_II._Radiative_fractal_clouds_and_cold_gas_thermodynamics |
| Authors |
Wladimir_Banda-Barrag\'an,_Marcus_Br\"uggen,_Volker_Heesen,_Evan_Scannapieco,_J'Neil_Cottle,_Christoph_Federrath,_Alexander_Y._Wagner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05240 |
銀河の風は物質の宇宙サイクルに不可欠であり、銀河の密集した領域から物質を輸送します。観測は、そのような風の中で異なる温度相の共存を示していますが、これは説明するのが簡単ではありません。$10^2\、\rmK$と$10^7\、\rmK$の間の温度での放射加熱と冷却を説明する一連の3D衝撃マルチクラウドシミュレーションを示します。衝撃加熱、動的不安定性、乱流、および放射加熱と冷却の間の相互作用により、雨のような形態の複雑な混相流が生成されます。雲のガスは断片化し、継続的に侵食され、効率的に混合され、大量に負荷されます。得られた温かい混合ガスはその後冷却され、新しい高密度の雲に沈殿し、このプロセスが繰り返されます。このように、放射冷却は、暖かい雲と熱風からのガスの凝縮を助けることによって、動きの速い高密度ガスを維持することができます。その後の流出では、温度が$\gtrsim10^6\、\rmK$の高温ガスが、温相と低温相を追い越し、$\約10^4\、\rmK$および$\約10付近で熱平衡に達します。それぞれ^2\、\rmK$。高温ガスの体積充填率は流出の方が高くなりますが、質量の大部分はこれらの温度の高密度ガス雲とフィラメントに集中しています。より多孔質のマルチクラウド層は、より垂直方向に拡張された流出をもたらし、高密度ガスは、よりコンパクトな層でより効率的に生成されます。冷相はラム圧によって加速されませんが、代わりに、熱平衡から外れた温かい混合ガスから沈殿します。このサイクルは、$N_{\rmH\、{\scriptstyleI}}=10^{19-21}\、\rmcm^{-の高速H\、{\sci}ガスの存在を説明できます。2}$と$\Deltav_{{\rmFWHM}}\lesssim37\、\rmkm\、s^{-1}$銀河中心の流出。
| Title |
Extended_X-ray_emission_around_FR_II_radio_galaxies:_hotspots,_lobes_and_galaxy_clusters |
| Authors |
Ana_Jimenez-Gallardo,_Francesco_Massaro,_Alessandro_Paggi,_Raffaele_D'Abrusco,_M._Almudena_Prieto,_Harold_A._Pe\~na-Herazo,_Vittoria_Berta,_Federica_Ricci,_Chiara_Stuardi,_Belinda_J._Wilkes,_Christopher_P._O'Dea,_Stefi_A._Baum,_Ralph_P._Kraft,_William_R._Froman,_Christine_Jones,_Beatriz_Mingo,_Elisabetta_Liuzzo,_Barbara_Balmaverde,_Alessandro_Capetti,_Valentina_Missaglia,_Martin_J._Hardcastle,_Ranieri_D._Baldi_and_Leah_K._Morabito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04668 |
赤方偏移が0.05から0.9の改訂された第3ケンブリッジカタログ（3CR）チャンドラスナップショット調査から約35個のFRII電波銀河で発見された拡張X線放射の体系的な分析を示します。（i）FRII電波銀河周辺の拡張X線放射の存在をテストし、（ii）拡張放射の起源が宇宙マイクロ波背景放射（IC/CMB）から生じるシード光子の逆コンプトン散乱によるものかどうかを調査することを目的としました。）または銀河団ガス（ICM）からの熱放射、および（iii）ホットスポット検出に対するこの拡張放射の影響をテストします。形態を研究することによって拡張X線放射の性質を調査し、TGSSおよびLOFARアーカイブでの低周波無線観測（つまり、$\sim$150MHz）、およびPanからの光学画像と結果を比較しました。-スターズ。さらに、3CRFRII電波銀河のホットスポットに対応するX線の検索を最適化しました。サンプルの$\sim$90％で無線軸に沿って、$\sim$60％で垂直方向に、統計的に有意な拡張放射（$>$3$\sigma$信頼水準）が見つかりました。0.5〜3keVで7つのホットスポットが検出されたことを確認しました。電波軸に垂直な方向の放射が電波軸に沿った方向の放射に匹敵する場合、基礎となる放射プロセスはICMからの熱放射であることが示唆されます。それ以外の場合、支配的な放射プロセスは、ローブからの非熱的IC/CMB放出である可能性があります。非熱的IC/CMBは、サンプルのソースの$\sim$70％で支配的なプロセスであるのに対し、ICMからの熱放射はそれらの$\sim$15％で支配的であることがわかりました。
thornado-hydro：核状態方程式を用いた超新星流体力学のための不連続Galerkin法
| Title |
thornado-hydro:_a_discontinuous_Galerkin_method_for_supernova_hydrodynamics_with_nuclear_equations_of_state |
| Authors |
David_Pochik,_Brandon_L._Barker,_Eirik_Endeve,_Jesse_Buffaloe,_Samuel_J._Dunham,_Nick_Roberts,_and_Anthony_Mezzacappa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04680 |
この論文では、コア崩壊超新星（CCSNe）のマルチフィジックスシミュレーションおよびルンゲクッタ不連続ガレルキン（RKDG）に関連する問題のために開発されている、高次ニュートリノ放射流体力学（ソーナド）のツールキットにおける非相対論的流体力学のアルゴリズムについて説明します。メソッド。より具体的には、thornadoはスペクトル型ノードコロケーション近似を採用しており、標準のRKDGフレームワークから、非物理的振動を防止するスロープリミッターと非物理的状態を防止する境界強制リミッターを拡張リミッターに対応できるようにしています。表形式の核状態方程式（EoS）。核EoSを使用したアルゴリズムの有効性を示すために、最初に、デカルト座標、球面極座標、および円筒座標を使用して、1次元および2次元の理想的な設定での基本的なテスト問題からの数値結果を示します。次に、RKDG法を、15太陽質量前駆体で開始された、断熱崩壊、衝撃波形成、および球対称の衝撃波伝播の問題に適用します。拡張リミッターにより、理想的な設定でのRKDGメソッドの忠実度と堅牢性が向上することがわかりました。バウンドエンフォーシングリミッターは、断熱崩壊アプリケーションでのRKDG法のロバスト性を向上させますが、特性フィールドの勾配制限は、EoSの構造、より具体的には、原子核および核子からバルク核物質への相転移に対して脆弱であることがわかります。これらのアプリケーションの成功は、将来、ソーナドを使用したより現実的なCCSNシミュレーションにRKDGメソッドを適用するための重要なステップを示しています。
排除体積モデルを用いた量子物質の質量と半径の関係
アイソスピン対称四重極物質の排除体積モデルに着想を得て、ハドロンセクターに中性子のみが含まれる電荷中性四重極相の「排除体積」モデルを構築します。このモデルをクォーキオニック中性子物質と呼びます。このモデルの状態方程式を計算し、Tolman-Oppenhermer-Volkoff方程式を解いて、中性子星に関連する質量と半径の関係を取得します。対称四重極物質のモデルを四重極中性子物質に拡張する最も簡単な方法は、中性子星測定からの質量半径の制約を満たしていません。しかし、除外された体積モデルに適切な核相互作用を組み込むことにより、二項中性子星合体の重力波と中性子星の最大質量測定から得られる制約内にある質量-半径関係を生成できることを示します。
アンドロメダハロー半球間のガンマ線の非対称性の可能性の理論的兆候は、ハロー内の仮想ソースからの電子のコンプトン散乱によるものです。
| Title |
Theoretical_indication_of_a_possible_asymmetry_in_gamma-radiation_between_Andromeda_halo_hemispheres_due_to_Compton_scattering_on_electrons_from_their_hypothetical_sources_in_the_halo |
| Authors |
K.M._Belotsky,_E.S._Shlepkina,_M.L._Soloviev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04689 |
暗黒物質（DM）は、電子または/および光子の生成に伴って減衰または消滅する観測可能な効果を与える可能性があります。そのような確率は私たちの銀河のために広く研究されました。ここでは、アンドロメダ銀河に対する同様の効果の1つの側面について考察します。ハロー内の電子からの逆コンプトン（IC）散乱を経験している媒体の光子のエネルギーを明示的に推定します。これらの光子は、さまざまな実験で登録できます。暗黒物質の消滅または崩壊は、ハロー内の高エネルギー電子の発生源である可能性がありますが、発生源は他の起源（たとえば、実行中の中性子星）である可能性もあります。アンドロメダ銀河円盤の空間配向の詳細（視線に対して少し傾いている）のため、アンドロメダハローの2つの半球からの光子にエネルギーの違いが生じる可能性があります。このような非対称性は、数十％のレベルになり得ることが得られる。
宇宙ベースの重力波干渉計によるバイナリ白色矮星の個々の質量の測定
| Title |
Measuring_Individual_Masses_of_Binary_White_Dwarfs_with_Space-based_Gravitational-wave_Interferometers |
| Authors |
Anna_Wolz,_Kent_Yagi,_Nick_Anderson,_Andrew_J._Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04722 |
地上の検出器の観測期間にわたって著しくチャープするブラックホールと中性子星の合体からの重力波とは異なり、バイナリ白色矮星からの重力波はほとんど単色です。これにより、個々の質量を測定することが非常に困難になります。ここでは、有限サイズの効果を使用し、特定の普遍的な関係を適用して、LISAを使用してバイナリ白色矮星の個々の質量を測定するという新しいアプローチを採用しています。白色矮星の組成に敏感に依存しない白色矮星の質量、慣性モーメント、および潮汐変形能の間の準普遍的な関係を発見しました。これらの関係により、波形の慣性モーメントと潮汐変形性を質量で書き換えることができます。次に、フィッシャー分析を実行して、チャープ質量と有限サイズの測定値から個々の質量をどれだけ正確に測定できるかを推定しました。初期周波数が十分に高く（$\sim0.02$Hz）、バイナリ分離が小さい（$\sim1$kpc）場合、4年間の観測で個々の白色矮星の質量をLISAで測定できることがわかりました。質量は比較的大きい$（m\gtrsim0.8M_\odot）$。これにより、宇宙ベースの干渉計を使用して、バイナリ白色矮星の個々の質量を測定する新しい可能性が開かれます。
超新星から超新星残骸へ：熱核爆発モデルの比較
| Title |
From_supernova_to_supernova_remnant:_comparison_of_thermonuclear_explosion_models |
| Authors |
Gilles_Ferrand,_Donald_C._Warren,_Masaomi_Ono,_Shigehiro_Nagataki,_Friedrich_K._Roepke,_Ivo_R._Seitenzahl,_Florian_Lach,_Hiroyoshi_Iwasaki,_Toshiki_Sato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04769 |
超新星（SN）の3次元モデリングの進歩により、超新星残骸（SNR）フェーズを再検討する必要があります。チャンドラセカール質量白色矮星の遅延爆発モデルから始めた、それが生成するSNRへの熱核爆発の痕跡の研究を続けています。ここでは、2つの異なるタイプの爆発モデルを比較します。それぞれに2つのバリエーションがあります。2つの遅延爆轟モデル（N100ddt、N5ddt）と2つの純粋な爆燃モデル（N100def、N5def）で、N番号が点火をパラメーター化します。各SNシミュレーションの出力は、爆発後500年まで実行されるSNRシミュレーションの入力として使用されます。すべてのSNRモデルは時間の経過とともにより球形になり、全体的に若いSNRに期待される理論的構造を示しますが、点火の形状と爆発フロントの有無に応じて、モデル間で明確な違いが見られます。N100モデルと比較して、N5モデルは強い双極子成分を持ち、非対称の残骸を生成します。N5defは通常の外観ですが、オフセットされたレムナントを生成しますが、N5ddtは両面レムナントを生成します。純粋な爆燃モデルは、特定の特性を示します。不完全な爆発による中央の過密度、表面を横切るシームラインのネットワーク、燃焼セル間の境界です。SNからのシグネチャは、モデルに応じて、爆発後100年から300年までSNRの形態を支配し、500年でも測定可能であり、爆発モデルをテストする方法を提供する可能性があります。
| Title |
Towards_precision_measurements_of_accreting_black_holes_using_X-ray_reflection_spectroscopy |
| Authors |
Cosimo_Bambi,_Laura_W._Brenneman,_Thomas_Dauser,_Javier_A._Garcia,_Victoria_Grinberg,_Adam_Ingram,_Jiachen_Jiang,_Erin_Kara,_Honghui_Liu,_Anne_M._Lohfink,_Andrea_Marinucci,_Guglielmo_Mastroserio,_Riccardo_Middei,_Sourabh_Nampalliwar,_Andrzej_Niedzwiecki,_James_F._Steiner,_Ashutosh_Tripathi,_Andrzej_A._Zdziarski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04792 |
相対論的反射の特徴は、降着するブラックホールのX線スペクトルで一般的に観察されます。高品質のデータが存在し、正しい天体物理学モデルがあれば、X線反射分光法は、強重力領域を調べ、降着物質の形態を研究し、ブラックホールのスピンを測定し、場合によってはアインシュタインをテストするための非常に強力なツールになる可能性があります。強磁場レジームにおける一般相対性理論。過去10年間で、より洗練された天体物理学モデルと新しい観測施設のおかげで、これらの特徴の分析の開発に大きな進歩がありました。ここでは、相対論的反射モデリングの最先端をレビューし、あるレベルで最終測定に影響を与える可能性があり、将来よりよく調査される可能性のある仮定と単純化をリストします。NuSTAR時代のすべてのブラックホールスピン測定をリストし、X線反射分光法を使用して基本的な物理学をテストするための最新の取り組みを簡単にレビューします。
IceCube-170922Aの追跡観測：急速な近赤外線変動の検出とTXS 0506 +056の集中的な監視
| Title |
Follow-up_Observations_for_IceCube-170922A:_Detection_of_Rapid_Near-Infrared_Variability_and_Intensive_Monitoring_of_TXS_0506+056 |
| Authors |
Tomoki_Morokuma,_Yousuke_Utsumi,_Kouji_Ohta,_Masayuki_Yamanaka,_Koji_S._Kawabata,_Yoshiyuki_Inoue,_Masaomi_Tanaka,_Michitoshi_Yoshida,_Ryosuke_Itoh,_Mahito_Sasada,_Nozomu_Tominaga,_Hiroki_Mori,_Miho_Kawabata,_Tatsuya_Nakaoka,_Maiko_Chogi,_Taisei_Abe,_Ruochen_Huang,_Naoki_Kawahara,_Hiroki_Kimura,_Hiroki_Nagashima,_Kengo_Takagi,_Yuina_Yamazaki,_Wei_Liu,_Ryou_Ohsawa,_Shigeyuki_Sako,_Katsuhiro_L._Murata,_Kumiko_Morihana,_Christina_K._Gilligan,_Keisuke_Isogai,_Mariko_Kimura,_Yasuyuki_Wakamatsu,_Ryuhei_Ohnishi,_Masaki_Takayama,_Satoshi_Honda,_Yoshiki_Matsuoka,_Takuji_Yamashita,_Shigehiro_Nagataki,_Yasuyuki_T._Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04957 |
IceCube高エネルギーニュートリノの電磁的対応物であるIceCube-170922Aを検索するための追跡観測を提示します。可能性のある対応物であるTXS0506+056のモニタリング観測についても説明します。まず、ニュートリノ検出直後のIceCubeエラー領域内の7つのフラットスペクトル電波源の光学および近赤外線画像をすばやく撮影し、カナタ/HONIRJバンドデータでTXS0506+056の急激なフラックス低下を発見しました。この発見に動機付けられて、TXS0506+056の集中的な追跡観測が継続的に行われています。これには、イメージング観測、分光観測、光学および近赤外波長での偏光観測が含まれます。TXS0506+056は、数日以上の時間スケールで大きな振幅（〜1.0等）の変動を示しますが、1日以下の時間スケールでは有意な変動は検出されません。TXS0506+056は、光および近赤外線の波長で、明るいときに青い傾向も示します。変動性の構造関数が調べられ、TXS0506+056が光学的変動性の観点から特別なブレーザーではないことが示されています。TXS0506+056の偏光測定結果についても説明します。
カーテンを持ち上げる：セイファート銀河Mrk 335は、一連の急速なフレアイベントで深い低状態から出現します
| Title |
Lifting_the_curtain:_The_Seyfert_galaxy_Mrk_335_emerges_from_deep_low-state_in_a_sequence_of_rapid_flare_events |
| Authors |
S._Komossa,_D._Grupe,_L.C._Gallo,_P._Poulos,_D._Blue,_E._Kara,_G._Kriss,_A.L._Longinotti,_M.L._Parker,_D._Wilkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04996 |
細い線のセイファート1銀河Mrk335は、X線で最も明るいAGNの1つでしたが、2007年以降、体系的に衰退しています。ここでは、Swiftを使用して、一連の明るく急速なX線フレアイベントの発見を報告します。その超深い複数年の低状態からのMrk335の出現。結果は、Swiftによる専用の複数年モニタリングに基づいています。他の明るいAGNとは異なり、光学UVは通常、数日から数か月のタイムスケールでMrk335のX線と相関していません。この事実は、2つの排出成分の間に直接的なつながりがないことを意味します。または、観測されたX線が私たちのl.o.sに沿った（ほこりのない）吸収によって著しく影響を受けることを意味します。ただし、UVと光学は99.99％の信頼水準で密接に相関しています。UVは、デルタt=1.5+/-1.5dだけ光学系をリードしています。SwiftX線スペクトルは、バーストのすべての輝度状態で単一のべき乗則からの強い偏差を示しており、大幅な吸収または再処理が行われていることを示しています。Mrk335は、中間のX線レベルでより柔らかく明るい変動パターンを表示します。これは2007年以降のSwiftデータで確認されています（合計590回の観測に基づく）。このパターンは、最高および最低のカウント率で崩壊します。2020年にMrk335が明るくなったのは、Mrk335の固有放出の増加部分を明らかにする、塊状の降着円盤風の形で、視線に沿った部分被覆吸収体の柱密度と被覆係数の減少として解釈されます。ディスクおよび/またはコロナ領域、一方、光輝線領域は、より変動の少ないスペクトルエネルギー分布を受け取ります。これはまた、Mrk335がSwiftによる50倍のX線変動にもかかわらず、光学セイファートタイプを変更することが見られなかった理由（「外観の変更」ではない）を説明しています。
ガンマ線超新星残骸RXJ1713.7-3946のALMACO観測：0.01pcスケールでの衝撃を受けた分子雲とフィラメントの発見
| Title |
ALMA_CO_Observations_of_the_Gamma-Ray_Supernova_Remnant_RX_J1713.7-3946:_Discovery_of_Shocked_Molecular_Cloudlets_and_Filaments_at_0.01_pc_scales |
| Authors |
H._Sano,_T._Inoue,_K._Tokuda,_T._Tanaka,_G._Rowell,_M._D._Filipovic,_Y._Yamane,_T._Hayakawa,_K._Tachihara,_R._Yamazaki,_S._Inutsuka,_F._Aharonian,_S._Yoshiike,_N._Maxted,_H._Uchida,_Y._Uchiyama,_Y._Fukui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05018 |
RXJ1713.7-3946は、星間ガス雲との相互作用に加えて、宇宙線によって引き起こされる明るいTeVガンマ線とシンクロトロンX線を放出する独自のコア崩壊SNRです。ここでは、SNRの北西シェルに向けたALMA$^{12}$CO（$J$=1-0）観測の結果について報告します。新たに、典型的な半径が$\sim$0.03-0.05pc、密度が$\sim$$10^4$cm$^{-3}$の、数十個の衝撃を受けた分子雲とフィラメントからなる3つの分子複合体が見つかりました。これらの雲とフィラメントは、シンクロトロンX線フィラメントに沿ってだけでなく、月または年スケールの時間変動があるX線ホットスポットの近くにもあります。X線ホットスポットは、mGまでの磁場増幅による衝撃波と雲の相互作用によって生成されたと主張します。$\sim$$10^5$のISM密度コントラスト、分子クラウドレットと$\sim$0.1cm$^{-3}$の低密度拡散媒体の共存は、このような磁場増幅と一致しています。風の泡のシナリオ。小規模な雲の構造は、表面および内部の雲の磁場増幅を考慮して、ハドロンガンマ線スペクトルにも影響を与えます。
3年間のIceCubeデータを使用して、一時的なソースからのサブTeVニュートリノ放出を検索します
| Title |
Search_for_sub-TeV_neutrino_emission_from_transient_sources_with_three_years_of_IceCube_data |
| Authors |
R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_M._Ahrens,_C._Alispach,_A._A._Alves_Jr.,_N._M._Amin,_K._Andeen,_T._Anderson,_I._Ansseau,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_S._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_A._Barbano,_S._W._Barwick,_B._Bastian,_V._Basu,_V._Baum,_S._Baur,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_C._Bellenghi,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_J._Bourbeau,_F._Bradascio,_J._Braun,_S._Bron,_J._Brostean-Kaiser,_A._Burgman,_R._S._Busse,_M._A._Campana,_C._Chen,_D._Chirkin,_S._Choi,_B._A._Clark,_K._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_J._M._Conrad,_P._Coppin,_P._Correa,_D._F._Cowen,_R._Cross,_P._Dave,_C._De_Clercq,_J._J._DeLaunay,_H._Dembinski,_K._Deoskar,_et_al._(297_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05096 |
高エネルギーの天体物理ニュートリノのフラックスが発見されて以来、それらの起源の探索は主にTeV-PeVエネルギーに焦点を合わせてきました。サブTeV検索と比較して、高エネルギー検索は、ニュートリノ断面積の増加、ニュートリノ方向の角度分解能の向上、および大気ニュートリノとミューオンからのバックグラウンドの減少の恩恵を受けます。ただし、高エネルギーに焦点を当てても、IceCubeが感度を保持しているTeV以下のニュートリノ放出の存在を排除するものではありません。ここでは、IceCube-DeepCore検出器で取得した3年間のデータを使用して、1〜100GeVの低エネルギーニュートリノの一時的な放出に関するIceCubeからの最初のオールフレーバー検索を示します。データに一過性のニュートリノ放出の証拠は見当たらないため、$\sim705-2301\、\text{Gpc}^{-3}\、\text{yr}^{-1}$は、平均エネルギーが100GeV、ボロメータエネルギーが$10^{52}$ergの準光球エネルギースペクトルに従うソースです。
重力波イベントを伴うハイブリッド星への制約
LIGO/Virgoの観測から最近発見されたコンパクト星に動機付けられて、これらの天体のいくつかをダークスターと呼ばれる暗黒物質からなるコンパクト星、またはハイブリッド星と呼ばれる暗黒物質と核物質の混合物として識別する可能性を研究します。特に、GW190814では、2.6$M_{\odot}$の新しいコンパクトオブジェクトが報告されています。これは、最も明るいブラックホール、最も重い中性子星、および暗い星またはハイブリッド星である可能性があります。この作業では、等方性限界のさまざまな自己相互作用暗黒物質（SIDM）で作られたハイブリッド星としての最近のLIGO/Virgoイベントの解釈に関する議論を拡張します。可能なSIDMモデルを制約するハイブリッド星のサドルの不安定性に特に注意を払います。
4つのコンポーネントの円錐パルサーPSRJ2321 + 6024でのモード変更、サブパルスドリフト、およびヌル
| Title |
Mode_changing,_subpulse_drifting_and_nulling_in_four_component_conal_pulsar_PSR_J2321+6024 |
| Authors |
Sk._Minhajur_Rahaman,_Rahul_Basu,_Dipanjan_Mitra,_George_I._Melikidze |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05214 |
この研究では、巨大メートル波電波望遠鏡で観測されたパルサーJ2321+6024（B2319+60）からの電波放射の詳細な単一パルス偏光解析について、300〜500MHzの広い周波数と広く離れた観測セッションについて報告します。。パルサープロファイルは、4つの異なる円錐成分の存在を示し、円錐四重極プロファイルタイプとして分類されるパルサーの小さなグループに属しています。単一パルスシーケンスは、サブパルスドリフトを示す3つの異なる放出モード、A、B、およびABNの存在を明らかにします。その上、パルサーがドリフト挙動を示さなかったシーケンスがあり、これはモードCと呼ばれる新しい放出状態の可能性を示唆しています。モード変化挙動の進化は、さまざまな存在量のさまざまな観測セッションでも見られました。各日付で見られるモードの平均期間として。ドリフト周期は、モードA、B、ABNでそれぞれ7.8$\pm$0.3$P$、4.3$\pm$0.4$P$、3.1$\pm$0.2$P$であり、モードプロファイル内で大きな位相変動を示しました。。パルサーはまた、特に先行成分と後続成分に直交偏光モードの存在を示しました。これは、より強いパルスとより弱いパルスに対して異なる特性を持っています。ただし、放出モードとそれらの偏光挙動の間に相関関係は見られず、推定された放出高さは全体を通してほぼ一定のままでした。部分的にスクリーニングされたギャップモデルを使用して、ドリフト、モード変更、およびヌルの間の関係を理解しました。
未解決の光度曲線からの強レンズQSOの発見
自己相関関数を使用して、未解決の光度曲線から銀河スケールの強力なレンズのQSOシステムを発見する新しい方法を紹介します。この方法は、パノラマ調査望遠鏡の中深度調査など、既存、進行中、および今後の時間領域調査からの光度曲線の品質に一致するように設計された、時間遅延チャレンジ1のシミュレートされた光度曲線の5つのラングでテストされます。RapidResponseSystem1、ZwickyTransientFacility、およびRubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTime。現在の最良のアルゴリズムで時間遅延を正常に測定できるシミュレートされたレンズシステムの中で、私たちの方法は、二重画像のQSO（2倍）で28〜58％、4枚画像のQSOで36〜60％の全体的な真陽性率を達成します。（クワッド）$\lesssim$10％の偽陽性率を維持しながら。また、22個の既知の強レンズQSOの観測された光度曲線にこの方法を適用し、ダブルの20％とクワッドの25％を回復します。テストは、主要な時間領域調査から強いレンズのQSOを発見するための私たちの方法の能力を示しています。マルチフィルターの光度曲線を分析し、形態、色、および/または位置天文学の制約を補足することにより、私たちの方法のパフォーマンスをさらに向上させることができます。さらに重要なことに、私たちの方法は、従来のイメージングベースの方法を補完する、小さな分離の強いレンズのQSOを発見するのに特に役立ちます。
視界が制限されたイメージング空の調査-小型望遠鏡と大型望遠鏡
（要約）通常、大規模な望遠鏡の建設と運用のコストは、収集エリアよりも早くスケールアップします。これは科学の進歩を遅らせ、望遠鏡のサイズを大きくすることは高価で複雑になります。画像測量望遠鏡の能力を表し、幅広い科学目的を捉える測定基準は、望遠鏡の把握です。これは、標準光源が単位時間あたりに検出できる空間の体積です。把握のための分析式を提供し、バックグラウンドが支配的なノイズ制限では、最適な露光時間はデッドタイムの3倍であることも示しています。情報コンテンツ把握と呼ばれる関連メトリックを紹介します。これは、望遠鏡によって観測されたすべてのソースの単位時間あたりの分散を要約したものです。把持、エテンデュ、または収集領域の最適化の観点から、視界が支配的な空の調査では、最近の技術の進歩により、同様の把持またはエテンデュを備えた単一の大型望遠鏡ではなく、複数の小型望遠鏡を構築する方が費用効果が高くなっています。これらの重要な進歩の中には、4ミクロン未満のピクセルを備えた大判裏面照射型CMOS検出器が利用可能であり、小型高速望遠鏡の典型的な焦点距離が与えられた場合の標準的な観察条件のサンプルに適しています。また、分光法のための複数の小さな望遠鏡の使用の可能性についても説明します。複数の小さな望遠鏡を使用して費用対効果の高い広視野イメージングとマルチオブジェクト分光器を実装することへのすべての障害が取り除かれると、新しい単一の大口径（>1m）可視光望遠鏡を構築する動機が見られます-支配され、弱体化されます。これらのアイデアは、現在建設中の大アレイ調査望遠鏡（LAST）の概念につながりました。
SDSS-IV MaNGA：スペクトル線広がり関数をサブパーセントの精度でモデル化
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_Modeling_the_Spectral_Line_Spread_Function_to_Sub-Percent_Accuracy |
| Authors |
David_R._Law,_Kyle_B._Westfall,_Matthew_A._Bershady,_Michele_Cappellari,_Renbin_Yan,_Francesco_Belfiore,_Dmitry_Bizyaev,_Joel_R._Brownstein,_Yanping_Chen,_Brian_Cherinka,_Niv_Drory,_Daniel_Lazarz,_Shravan_Shetty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04675 |
SDSS-IVAPOでの近くの銀河のマッピング（MaNGA）プログラムは、2014年から2020年まで運用されており、現在、低赤方偏移宇宙（z〜0.05）で9,456個の銀河のサンプルを面分光法で観測しています。静止光学（\lambda\lambda0.36-1.0um）スペクトル分解能R〜2000の場合、機器のスペクトル線像分布関数（LSF）の1シグマ幅は通常約70km/sであり、これは通常の研究に課題をもたらします。現在の円盤銀河におけるイオン化ガスの20-30km/sの速度分散。この寄稿では、MaNGAデータパイプラインアーキテクチャの大幅な改訂を紹介します。特に、効果的なLSFに影響を与えるさまざまな要因（アンダーサンプリング、スペクトル補正、データキューブの構築など）に焦点を当てています。大幅に高解像度のR〜10,000機器によって提供されるMaNGAデータの外部評価との比較を通じて、改訂されたMPL-10パイプラインが機器の線像分布関数を十分に正確に測定することを示します（<=0.6％系統的、2％ランダムHalpha）SNR>50で輝線が検出されたスパクセルの天体物理的速度分散sigma_Halpha〜20km/sの信頼性の高い測定を可能にします。[OII]、Hbeta、[OIII]、[NII]、および[NII]から導出された速度分散[SII]は、sigma_Halpha>30km/sでHalphaから派生したものと約2％以内で一致しています。推定LSFに対するこれらの変更の影響は、約100km/sを超える速度分散では最小限に抑えられますが、機器の分解能をはるかに下回る分散に基づく以前のデータリリースからの科学的結果を再評価する必要があります。
SmallSat対応の宇宙天気活動の国際調整とサポート
| Title |
International_Coordination_and_Support_for_SmallSat-enabled_Space_Weather_Activities |
| Authors |
Teresa_Nieves-Chinchilla,_Bhavya_Lal,_Robert_Robinson,_Amir_Caspi,_David_R._Jackson,_Therese_Moretto_J{\o}rgensen,_and_James_Spann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04759 |
宇宙天気科学と小型衛星（SmallSat）技術の進歩は、過去20年間にわたって並行して進んできましたが、この急速な進歩に貢献するそれぞれの世界的なコミュニティ間で、より良いコミュニケーションと調整が必要です。以下を含む、国際調整の改善が特に望ましい6つの分野を特定します。（1）スペースデブリの軽減。（2）スペクトル管理。（3）輸出管理規則。（4）タイムリーで低コストの発売機会へのアクセス。（5）包括的なデータポリシー。（6）教育。私たちは、これら2つのますます重要な取り組みの統合を通じて最大の科学的および技術的進歩を実現しながら、宇宙天気の研究と予測のための小型衛星の使用を促進するための国際的に調整されたポリシーとプログラムの必要性を主張します。
フロンティア開発ラボとSpaceMLからの学習-NASAとESAのAIアクセラレータ
| Title |
Learnings_from_Frontier_Development_Lab_and_SpaceML_--_AI_Accelerators_for_NASA_and_ESA |
| Authors |
Siddha_Ganju,_Anirudh_Koul,_Alexander_Lavin,_Josh_Veitch-Michaelis,_Meher_Kasam,_James_Parr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04776 |
AIおよびMLテクノロジーを使用した研究は、多くの場合非同期の目標とタイムラインを持つさまざまな状況で生活しています。学術研究所や政府機関は、長期的な価値のある発見に焦点を当てたオープンエンドの研究を追求していますが、業界の研究は商業的追求によって推進されているため、短期的なタイムラインと投資収益率。研究から製品への道のりは暗黙的または臨時的であることが多く、テクノロジーの移行に失敗し、研究開発が組織間および学際的である場合はさらに悪化します。さらに、結果を生み出す能力の多くは、個々の研究者のプライベートリポジトリとノウハウに閉じ込められたままであり、他者による将来の研究への影響を遅らせ、再現性におけるMLコミュニティの課題に貢献しています。爆発的な分野の配列に焦点を当てた研究組織では、学際的な研究の引き継ぎと成熟の機会が減少します。これらの緊張により、研究の開発中に研究の正確性、影響、および関連性を測定して、より良いコラボレーション、再現性の向上、より迅速な進捗、より信頼できる結果を実現する必要性が高まっています。NASAとESAの官民パートナーシップの下でAIアクセラレーターであるFrontierDevelopmentLab（FDL）のケーススタディを実行します。FDLの研究は、AI研究の責任ある開発、実施、普及に基づいた原則的な慣行に従っており、NASAの技術準備レベルで測定された学際的および組織間の研究プロジェクトを成功させることができます。また、SpaceMLオープンソース研究プログラムについても見ていきます。このプログラムは、FDLの研究を加速し、市民科学者の間で広く採用されている展開可能なプロジェクトに移行するのに役立ちます。
周回積分による位置天文マイクロレンズの公開コード
| Title |
A_public_code_for_astrometric_microlensing_with_contour_integration |
| Authors |
Valerio_Bozza,_Elahe_Khalouei,_Etienne_Bachelet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04780 |
マイクロレンズイベント中に発生する位置天文重心シフトを計算するための最初の公開コードを提示します。計算は、輪郭積分スキームに基づいており、任意の周縁減光プロファイルを持つ有限ソースのシングルおよびバイナリレンズをカバーしています。これにより、位置天文バイナリマイクロレンズ法における有限ソースサイズの影響の一般的な詳細な調査が可能になります。新しいコードは、\texttt{VBBinaryLensing}のバージョン3.0に埋め込まれています。これは、現在の調査と将来の宇宙ミッションからのマイクロレンズデータの広範な研究のための強力な計算ツールを提供します。
JUSLでの暗黒物質探索実験のための中性子バックグラウンドのシミュレーション
| Title |
Simulation_of_neutron_background_for_a_dark_matter_search_experiment_at_JUSL |
| Authors |
S._Banik,_V._K._S._Kashyap,_S._Ghosh,_S._Dutta,_B._Mohanty,_Meghna_K._K.,_P._Bhattacharjee,_S._Saha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04969 |
暗黒物質探索実験は、動作するために低から超低の放射線バックグラウンドを必要とします。放射線のバックグラウンドの性質を理解することは非常に重要です。これには、それに寄与するソースに関する知識も含まれます。背景の評価は、実験用に選択されたサイトや実験構成に非常に固有になる場合があります。インドのジャドゥゴダ地下科学研究所（JUSL）に暗黒物質探索実験を設置することが提案されています。実験室は、555mの垂直岩表土がある既存の鉱山内に配置されます。$（\alpha、n）$反応、岩石中の自然放射性不純物の自発核分裂、および宇宙ミューオン誘発反応から生成された中性子は、実験の感度と結果に影響を与える可能性のある主な背景と見なされます。この研究では、GEANT4に基づくシミュレーションを行って、周囲の岩石の自然放射能によって引き起こされる放射性中性子バックグラウンドと、深く浸透する宇宙ミューオンと岩石との相互作用による宇宙線生成中性子バックグラウンドの両方を理解します。洞窟内のミューオンフラックスは$4.49（\pm0.25）\times10^{-7}$cm$^{-2}$s$^{-1}$であり、上記の放射性および宇宙線生成中性子のフラックスは洞窟内の1MeVのエネルギーしきい値は、$5.75（\pm0.58）\times10^{-6}$cm$^{-2}$s$^{-1}$および$7.25（\pm0）となるように取得されます。65）\times10^{-9}$cm$^{-2}$s$^{-1}$それぞれ。得られた値は、Boulby鉱山でのDAMA、WIPP、および暗黒物質の実験で行われた推定と測定に匹敵します。JUSLでの暗黒物質探索実験のために可能な限り最良の中性子バックグラウンド低減を得るために、さまざまなシールド材料の有効性も調査されます。また、推定された中性子バックグラウンドを考慮して、JUSLでの弱相互作用質量粒子（WIMP）暗黒物質探索のためのCsIベースの検出器の感度を推定します。
スピッツァーへの応用を伴う体系的な振動望遠鏡の識別と緩和
| Title |
Identification_and_Mitigation_of_a_Vibrational_Telescope_Systematic_with_Application_to_Spitzer |
| Authors |
Ryan_C._Challener_(1),_Joseph_Harrington_(1),_James_Jenkins_(2_and_3),_Nicol\'as_T._Kurtovic_(2),_Ricardo_Ramirez_(2),_Kathleen_J._McIntyre_(1),_Michael_D._Himes_(1),_Eloy_Rodr\'iguez_(4),_Guillem_Anglada-Escud\'e_(5),_Stefan_Dreizler_(6),_Aviv_Ofir_(7),_Pablo_A._Pe\~na_Rojas_(2),_Ignasi_Ribas_(8_and_9),_Patricio_Rojo_(2),_David_Kipping_(10),_R._Paul_Butler_(11),_Pedro_J._Amado_(4),_Cristina_Rodr\'iguez-L\'opez_(4),_Enric_Palle_(12_and_13),_Felipe_Murgas_(12_and_13)_((1)_University_of_Central_Florida,_(2)_Universidad_de_Chile,_(3)_Centro_de_Astrof\'isica_y_Ticnolog\'ias,_(4)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Andaluc\'ia,_(5)_Queen_Mary_University_of_London,_(6)_Institut_f\"ur_Astrophysik,_(7)_Weizmann_Institute_of_Science,_(8)_Institut_de_Ci\'encies_de_l'Espai,_(9)_Institut_d'Estudis_Espacials_de_Catalunya,_(10)_Columbia_University,_(11)_Carnegie_Institution_for_Science,_(12)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_(13)_Universidad_de_La_Laguna) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05270 |
プロキシマケンタウリのトランジットを検索するために、スピッツァー宇宙望遠鏡インフラレッドアレイカメラ（IRAC）でプロキシマケンタウリを2016年と2017年に5回観測しました。標準的な分析手順に従って、振動系統学であると現在理解されている3つの非対称のトランジットのようなイベントを発見しました。この系統分類は、検出器アレイに関して回転および非回転のガウスフィットで測定する点応答関数（PRF）の幅と相関しています。系統的は、適応楕円開口測光技術の新しいアプリケーションで削除できることを示し、この手法のパフォーマンスを、BiLinearlyInterpolatedSubpixelSensitivity（BLISS）マップと非ビニングされたピクセルレベルの非相関（PLD）。BLISSマップを使用すると、楕円測光により、正規化された残差の標準偏差が低くなり、円形アパーチャと比較した場合に相関ノイズが減少または類似します。PLDは可変の円形アパーチャを好みますが、一般的にBLISSよりも相関ノイズが多くなります。この振動効果は、他の望遠鏡やスピッツァー観測で見られる可能性が高く、補正によって結果が改善される可能性があります。当社の楕円アパーチャは、あらゆる測光観測に適用でき、スピッツァーよりも多くの円形PRFに適用するとさらに効果的である可能性があります。
FOXSI-2ソーラーマイクロフレアII：硬X線イメージング分光法とフレアエネルギー学
| Title |
FOXSI-2_Solar_Microflares_II:_Hard_X-ray_Imaging_Spectroscopy_and_Flare_Energetics |
| Authors |
Juliana_T._Vievering,_Lindsay_Glesener,_P._S._Athiray,_Juan_Camilo_Buitrago-Casas,_Sophie_Musset,_Daniel_Ryan,_Shin-nosuke_Ishikawa,_Jessie_Duncan,_Steven_Christe,_S\"am_Krucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04753 |
2014年12月11日のフォーカシングオプティクスX線ソーラーイメージャー（FOXSI-2）観測ロケット実験の2回目の飛行中に観測された2つのサブAクラスソーラーマイクロフレアのエネルギー放出と伝達の性質を研究します。FOXSIは最初のソーラー-集束光学系を利用して、4〜20keVのエネルギー範囲に敏感な硬X線（HXR）領域で太陽を画像化するための専用機器。光学的に薄い等温プラズマモデルを使用した2つのマイクロフレアのスペクトル分析を通じて、プラズマが約10MKの温度に加熱され、排出量が約$10^{44}〜$cm$^{-3}$に達する証拠が見つかりました。FOXSI-2マイクロフレアでは非熱放出は検出されませんでしたが、隠れている可能性のある非熱成分のパラメータ空間を調べたところ、マイクロフレア1の熱エネルギーを説明するのに十分なエネルギーが非熱電子にある可能性があり、このフレアがもっともらしいことを示しています。標準のシックターゲットモデルと一致します。太陽に最適化された設計とHXR集束光学系の改善により、FOXSI-2は、典型的なマイクロフレア観測用の核分光望遠鏡アレイ（NuSTAR）よりも10keVで約5倍高い感度を提供し、太陽HXRの最初の直接イメージング分光法を可能にします。マイクロフレアに関連するスケールでの角度分解能。小規模なイベントの進化を研究するためにこれらの改善された機能を利用して、サブAクラスのフレア中の空間的および時間的複雑さの証拠を見つけます。ソーラーダイナミクスオブザーバトリー（SDO/AIA）に搭載された大気イメージングアセンブリによる同時観測と組み合わせたこれらの研究は、これらの小さなマイクロフレアの進化が、ナノフレアに期待されるエネルギーの単一バーストよりも大きなフレアの進化に類似していることを示しています。
L1448C（N）原始星SiOジェットのマルチエポックSMA観測
| Title |
Multi-epoch_SMA_observations_of_the_L1448C(N)_protostellar_SiO_jet |
| Authors |
Tomohiro_Yoshida,_Tien-Hao_Hsieh,_Naomi_Hirano,_and_Yusuke_Aso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04882 |
L1448C（N）はペルセウスの若い原始星で、流出と超高速（EHV）分子ジェットを駆動します。サブミリメータアレイを使用して、2006年、2010年、および2017年にL1448C（N）に向かうSiO$J=8-7$、CO$J=3-2$ライン、および345GHzダスト連続体のマルチエポック観測を示します。SiO線でトレースされたノットは、平均固有運動が$\sim0''。06〜{\rmyr^{-1}}$および$\sim0''。04〜{\rmyr^{-1}であることを示しています。}$は、それぞれ青方偏移と赤方偏移のジェットです。対応する横方向の速度は、$\sim78〜{\rmkms^{-1}}$（青方偏移）と$\sim52〜{\rmkms^{-1}}$（赤方偏移）です。視線速度と合わせて、空の平面からのジェットの傾斜角は、青方偏移ジェットの場合は$\sim34$\deg$$、赤方偏移ジェットの場合は$\sim46$\deg$$であることがわかりました。新しい傾斜角を考慮して、質量損失率と機械力は、それぞれ$\sim1.8\times10^{-6}〜M_\odot$と$\sim1.3〜L_\odot$に改良されました。2017年のエポックでは、赤方偏移したジェットの基部で新しい結び目が検出されました。新しいノットの質量損失率は、赤方偏移したジェットの平均質量損失率の3倍であることがわかりました。さらに、連続体フラックスは2010年から2017年の間に$\sim37\％$増加しました。これらは、$\sim3$の係数による質量降着率の変動が$\sim10-20$の短いタイムスケールで発生したことを意味します。年さらに、赤方偏移したジェットの下流の結び目が3つのエポックにわたって薄暗くなっていることがわかります。
BGCMiの時間管理
中間ポーラーBGCMiの測光モニタリングの2005年から2016年までの12シーズンが提示され、以前の観測と比較されます。白色矮星のスピンアップは、1996年から2005年の間に大きな変化を遂げたことがわかりました。側波帯信号の証拠もいくつかあります。
大規模な星形成における降着のバーストモードのパラメータ研究
| Title |
Parameter_study_for_the_burst_mode_of_accretion_in_massive_star_formation |
| Authors |
D._M.-A._Meyer_(1),_E._I._Vorobyov_(2,3),_V._G._Elbakyan_(3),_J._Eisloeffel_(4),_A._M._Sobolev_(5)_and_M._Stoehr_(6,7)_((1)_Institut_fuer_Physik_und_Astronomie,_Universitaet_Potsdam,_Germany_(2)_Department_of_Astrophysics,_The_University_of_Vienna,_Austria_(3)_Institute_of_Astronomy,_Russian_Academy_of_Sciences,_Russia_(4)_Thueringer_Landessternwarte_Tautenburg,_Germany_(5)_Ural_Federal_University,_Russia_(6)_VSC_Research_Center,_TU_Wien,_(7)_BOKU-IT,_University_of_Natural_Resources_and_Life_Sciences) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05017 |
現在では、星の形成と初期の進化において、星が一気に質量を蓄積するという見方が広く受け入れられています。星形成シナリオのバーストモードは、重力的に不安定な星周円盤から移動する断片の一時的な降着によって星が大量に成長することを提案し、高質量の原始星から観測された前主系列星のバーストの存在を自然に説明します。崩壊する雲の初期質量（Mc=60-200Mo）と回転エネルギーと重力エネルギーの比（ベータ=0：005-0：）を調査する、巨大な若い恒星状天体（MYSO）の流体力学的モデルのパラメーター研究を提示します。33）。Mcおよび/またはベータの増加は、重力の不安定性を開発し、バーストを経験する傾向がある原始星降着円盤を生成します。恒星前のコアがベータ<=0.01である場合でも、すべてのMYSOにバーストがあることがわかります。したがって、私たちの仮定の範囲内で、安定した円盤の欠如は、低質量と高質量の星形成メカニズムの大きな違いです。私たちのすべての円盤の質量と円盤と星の質量比Md=M*>1は、恒星の質量のべき乗則として表されます。私たちの結果は、巨大な原始星がバーストモードでそれらの質量の約40-60％を降着することを確認しています。2つの連続するバースト間の期間の分布は二峰性です：短くてかすかなバーストに対応する短い持続時間（〜1-10年）のピークと対応する長い持続時間のピーク（〜10^3-10^4年）があります後のディスク進化、すなわちディスク形成後約30kyrに現れる長いFU-Orionisタイプのバーストに。降着バースト履歴の潜在的な兆候として、大規模な原始星ジェットの構造のコンテキストでこのバイモダリティについて説明します。
20年間のACEデータ：重ね合わせたエポック分析が惑星間CMEプロファイルの一般的な特徴を明らかにする方法
| Title |
20_Years_of_ACE_Data:_How_Superposed_Epoch_Analyses_Reveal_Generic_Features_in_Interplanetary_CME_Profiles |
| Authors |
F._Regnault,_M._Janvier,_P._D\'emoulin,_F._Auch\`ere,_A._Strugarek,_S._Dasso,_C._No\^us |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05050 |
惑星間コロナ質量放出（ICME）は、太陽のコロナから惑星間物質に伝播する磁気構造です。L1秤動点での20年以上の観測により、ACEは、いくつかの太陽周期のさまざまな時間に、伝搬速度などのさまざまな機能で検出された数百のICMEを提供します。磁気およびプラズマパラメータの分布の平均値、中央値、および最も可能性の高い値について、重ね合わせたエポック法を使用して、400を超えるICMEの再検討されたカタログを調査します。また、太陽風、太陽周期、および磁気雲の存在に対するICMEの速度が一般的なICMEプロファイルに及ぼす影響を調査します。圧縮されたシースと磁場の非対称プロファイルからわかるように、（前の太陽風と比較して）高速で伝播するICMEは、依然として1auで圧縮の兆候を示していることがわかります。太陽周期の進化はICMEの一般的な機能に影響を与えませんが、周期のアクティブな部分ではより極端なイベントが発生し、すべてのパラメーターの分布が広がります。最後に、磁気雲が検出された場合とされていない場合のICMEが同様のプロファイルを示すことがわかります。これは、磁気雲が検出されていないICMEがフラックスロープコアからさらに離れて交差しているという仮説を裏付けています。このような研究は、太陽風におけるICMEの全体的な特徴を形作るプロセスの一般的な理解を提供し、太陽系のさまざまな場所での将来のミッションで拡張することができます。
0.2および1auでヘリオスフィアイメージャによって観測されたコロナ質量放出：2019年4月1日および2日のイベント
| Title |
Coronal_mass_ejections_observed_by_heliospheric_imagers_at_0.2_and_1_au:_the_events_on_April_1_and_2,_2019 |
| Authors |
Carlos_Roberto_Braga_and_Angelos_Vourlidas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05229 |
環境。2019年4月1日から2日の間にパーカーソーラープローブ用の内部広視野イメージャー（WISPR-I）とSTEREO-Aに搭載された内部ヘリオスフィアイメージャー（HI-1）の両方によって観測された2つのコロナ質量放出（CME）を研究します。これは、同じ方向であるが太陽の距離がかなり異なる2つの視点からのCME観測の最初の研究です。目的。私たちの目的は、PSPの観測がCMEの運動学にどのように影響するかを理解することです。特に、太陽に近いためです。メソッド。2つの宇宙船からの画像観測と、CMEを点構造と見なし、宇宙船の位置の急激な変化を考慮した一連の分析式を使用して、CMEの位置、速度、加速度、伝搬方向、および縦方向のたわみを推定します。結果。両方のCMEが遅く（$<400\km\s^{-1}$）、太陽-地球線の東に伝播していることがわかります。2番目のCMEは、$\sim0.1$から$\sim0.2\au$の間で加速し、太陽の自転速度と一致する角速度で西に偏向するようです。CMEの太陽距離（最大$0.05\au$、特にCME\＃1の場合）、緯度（最大$\sim10^{\circ}$）、経度（最大$24^{\circ}）にいくつかの不一致があります。$）異なる適合ケース（異なる観測値または自由パラメーターのセット）からの結果を比較する場合。結論。経度の不一致は、機器のバイアスや適合の仮定ではなく、視覚的に追跡された機能が原因である可能性があります。同様の理由で、WISPR-Iの観測から得られたCME\＃1の太陽距離は、考慮されている適合パラメーターに関係なく、HI-1の結果よりも大きくなっています。CMEキネマティクスの誤差推定値は、観測機器に関連する明確な傾向を示していません。ソース領域の場所と明確なその場での対応物の欠如（地球近くとPSPの両方）は、両方のイベントの伝播方向の推定をサポートします。
長周期バイナリシステム$ \ theta $ Cepの分光軌道決定
| Title |
Spectroscopic_orbit_determination_of_the_long-periodic_binary_system_$\theta$_Cep |
| Authors |
R._Bischoff,_M._Mugrauer,_O._Lux,_T._Zehe,_T._Heyne,_D._Wagner,_and_M._Geymeier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05241 |
2015年に、分光連星系の軌道解を再決定および/または制約するために、視線速度監視キャンペーンが開始されました。観測は、エシェル分光器FLECHASを使用して大学天文台イエナで実施されました。ターゲットサンプルの主要部分の結果はすでに公開されています。このキャンペーンの最終目標である$\theta$Cepについて、均一に覆われた視線速度曲線に基づいた軌道解を提示できるようになりました。この単一線の分光連星の周期は、分光連星軌道の第9カタログの指定された値と比較して、大幅に大きく、軌道ははるかに偏心していることがわかります。
400 GeV / c陽子を使用した超高密度ペアビームの生成
| Title |
Generating_ultra-dense_pair_beams_using_400_GeV/c_protons |
| Authors |
C._D._Arrowsmith,_N._Shukla,_N._Charitonidis,_R._Boni,_H._Chen,_T._Davenne,_D._H._Froula,_B._T._Huffman,_Y._Kadi,_B._Reville,_S._Richardson,_S._Sarkar,_J._L._Shaw,_L._O._Silva,_R._M._G._M._Trines,_R._Bingham,_G._Gregori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04398 |
CERNのHiRadMatやAWAKEなどの施設で利用可能な400GeV/c陽子を使用して、低発散、超高密度、相対論的、電子陽電子ビームを生成するための、これまで未踏の実験スキームが提示されています。予備的なモンテカルロおよびパーティクルインセルシミュレーションは、衝突のないビームプラズマ不安定性を駆動するのに十分な高密度で$10^{13}-10^{14}$電子-陽電子ペアを含むビームを生成する可能性を示しています。相対論的天体物理学的現象の磁場生成および関連する放射特性において重要な役割を果たします。ペアビームは準中性であり、サイズはすべての次元でいくつかの皮膚の深さを超えており、磁場の成長に対する横方向と縦方向の不安定モード間の競合の影響を初めて調べることができます。さらに、提示されたスキームは、ビーム内の電子-陽電子対に対するハドロンの相対密度を制御する可能性を可能にし、異なる天体物理学的環境のパラメータ空間を探索することを可能にします。
暗黒物質の自己相互作用のための半古典的体制
| Title |
The_Semi-Classical_Regime_for_Dark_Matter_Self-Interactions |
| Authors |
Brian_Colquhoun,_Saniya_Heeba,_Felix_Kahlhoefer,_Laura_Sagunski,_Sean_Tulin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.04679 |
暗黒物質の自己相互作用の多くの素粒子物理学モデル（衝突のないコールドダークマターパラダイムへの長年の課題に取り組むことを目的としています）は、暗黒物質のドブロイ波長と比較して長距離の相互作用ポテンシャルを持つ半古典的体制に含まれます物質粒子。この作業では、湯川ポテンシャルによって媒介される自己相互作用の半古典的運動量伝達と粘度断面積の量子力学的導出と新しい解析式を提示します。私たちの結果には、古典極限を超える主要な量子補正が含まれており、識別可能で同一の暗黒物質粒子の両方が可能です。私たちの公式は、自己相互作用する暗黒物質の現象論的研究でよく使用される、古典的な散乱問題から得られる運動量伝達断面積のよく知られた公式に取って代わります。量子レジームの断面積の以前の近似式とともに、新しい結果により、湯川ポテンシャルとの自己相互作用のパラメーター空間をほぼ完全に分析的にカバーできます。また、結果の現象論的意味について説明し、速度依存の自己相互作用を制約するための新しい速度平均化手順を提供します。結果は、新しくリリースされたコードCLASSICSに実装されています。
AI Poincar \ 'e：軌道からの機械学習保存則
未知の動的システムからの軌道データを使用して保存量を自動検出するための機械学習アルゴリズムであるAIPoincar\'eを紹介します。重力3体問題を含む5つのハミルトン系でテストし、正確に保存されたすべての量だけでなく、周期的な軌道、相転移、おおよその保存則の破壊タイムスケールも検出することを発見しました。
ビッグバン温度計としての重力波
初期宇宙の熱プラズマで生成された確率的重力波のバックグラウンドが保証されています。対数周波数間隔あたりのエネルギー密度は、標準的なホットビッグバン時代の初めに原始プラズマが到達した最高温度$T_{\rmmax}$に比例します。マイクロ波範囲でピークに達し、約$80\、{\rmGHz}\、[106.75/g_{*s}（T_{\rmmax}）]^{1/3}$、ここで$g_{*s}（T_{\rmmax}）$は、$T_{\rmmax}$での原始プラズマのエントロピー自由度の有効数です。一般モデルのこの宇宙重力マイクロ波背景放射（CGMB）の最先端の予測を提示し、標準模型（SM）の場合とその拡張のいくつかについて計算を実行します。最小限の拡張の側面では、ニュートリノ最小SM（$\nu$MSM）とSM-アクシオン-シーソー-ヒッグスポータルインフレーションモデル（SMASH）を検討します。これらは、インフレーションを含む完全で一貫した宇宙の歴史を提供します。SMの非最小拡張の例として、最小超対称標準模型（MSSM）を検討します。さらに、実験室での実験でCGMBを検出し、ホットビッグバンの開始時の最高温度と有効自由度を測定するための現在の上限と展望について説明します。
レプトンポータル暗黒物質モデルにおいて、暗黒物質の質量が1\、GeV未満であるという新しい可能性を探ります。このモデルには、暗黒物質、左巻きレプトン、および追加のスカラーダブレットを含む湯川相互作用があります。軽い質量領域では、暗黒物質はニュートリノへの消滅によって熱的に生成されます。正しい熱的残存粒子を取得し、衝突型加速器の境界を回避するには、中性スカラーは軽い必要がありますが、荷電スカラーは電弱スケールよりも重い必要があります。このような質量スペクトルは、スカラーポテンシャルの四次結合を調整するか、追加の一重項スカラーを導入することによって実現されます。10\、MeV--10\、GeVの質量領域には、実験的および観測的な制約がほとんどないことがわかります。また、ニュートリノ望遠鏡を使った銀河系暗黒物質の消滅からの余分なニュートリノフラックスの検索が、モデルをテストするための最良の方法であることも指摘します。
レプトンを介した電弱バリオン数生成、重力波、およびコライダーでの$ 4 \ tau $最終状態
$\tau$レプトン輸送によって媒介される電弱バリオン数生成（EWBG）メカニズムが提案されています。標準模型を実際の一重項スカラー$S$で拡張して、強力な1次電弱相転移（SFOEWPT）をトリガーし、十分なCP対称性の破れのソースを提供する一連の親油性次元5演算子を使用します。このモデルが、観測された宇宙のバリオン非対称性を生成できることを示します。このシナリオは、次世代の宇宙ベースの検出器でのSFOEWPT重力波信号、または$pp\toh^*\toSS\to4\tau$プロセス（$h^*$はハドロン衝突型加速器でのオフシェルヒッグス）。詳細な衝突型加速器シミュレーションは、HL-LHCでパラメーター空間のかなりの部分をプローブできることを示していますが、EWBGで許可されているパラメーター空間のほぼ全体に27TeVHE-LHCで到達できます。
ニュートン重力の標準法則をフラクタル（つまり非整数）次元の空間を含む低次元空間に拡張したニュートンフラクタル次元重力（NFDG）の分析を続けます。モデルを3つの回転支持銀河に適用します：NGC7814（バルジ支配渦巻）、NGC6503（ディスク支配渦巻）、およびNGC3741（ガス支配渦巻）。この主題に関する以前の研究で研究された球対称および軸対称構造の一般的なケースで行われたように、NFDGと修正ニュートン力学（MOND）の間の可能な接続を調べます。これは、暗黒物質（DM）仮説を必要とせずに、これらの銀河の特性を観察しました。NFDGでは、MOND加速定数$a_{0}\simeq1.2\times10^{-10}\mbox{m}\thinspace\mbox{s}^{-2}$は自然なスケールの長さ$に関連付けることができます。l_{0}$、つまり、質量$M$の銀河の場合は$a_{0}\approxGM/l_{0}^{2}$。また、観測された半径方向の加速度$g_{obs}$をバリオニックの半径方向の加速度$g_{bar}$に接続する、経験的な半径方向の加速度関係（RAR）は、可変ローカル次元$D$で説明できます。この方法論の例として、上記の3つの銀河の詳細な回転曲線の適合を提供します。
古典的で、特異ではない、跳ねる宇宙
ヌルエネルギー条件（NEC）に違反することなく、古典的な非特異なバウンス宇宙論のモデルを提示します。フィールドの内容は、一般相対性理論に加えて、正規の運動項を持ち、ジョーダンフレームのスカラーフィールドに対して繰り込み可能な多項式型の自己相互作用のみを持つ実際のスカラーフィールドです。宇宙は$t=-\infty$で真空エネルギーが支配的で収縮し始めます。NECに違反せずに宇宙が跳ね返る原因となる、正の空間曲率を持つ閉じた宇宙を検討します。Ricciスカラーとスカラー場の間の$R\phi^2$結合は、バウンス中にスカラーを最初の偽の真空から真の真空に駆動します。モデルはその進化を通してサブプランクであり、すべての次元のパラメーターは有効場の理論スケール$M_P$を下回っているため、ゴーストタイプまたはタキオンの不安定性はないと予想されます。このモデルは、地平線の問題を解決し、共動粒子測地線を過去の無限大まで拡張して、特異点のない地質学的に完全な宇宙をもたらします。フリードマン方程式とスカラー場運動方程式を数値的に、そして特定の近似の下で解析的に解きます。
| Title |
Frequency_Estimation_of_Gravitational_Waves_from_a_Binary_Black_Hole_Merger |
| Authors |
Varun_Nagesh_Jolly_Behera,_Anik_Kumar_Samanta,_Aurobinda_Routray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05145 |
これは、低SNRのブラックホール連星の合体からの重力波の周波数の推定に関する文献レビューといくつかの初期作業のコレクションです。このドキュメントは、頻度推定のフォローアップ作業に必要な前提条件の概要とともに、出発点を提供します。
衛星コンステレーションインターネットの手頃な価格とニーズ
| Title |
Satellite_Constellation_Internet_Affordability_and_Need |
| Authors |
Meredith_L._Rawls,_Heidi_B._Thiemann,_Victor_Chemin,_Lucianne_Walkowicz,_Mike_W._Peel,_and_Yan_G._Grange |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05168 |
低軌道にある大規模な衛星コンステレーションは、グローバルブロードバンドインターネットやその他の通信ニーズのインフラストラクチャとなることを目指しています。衛星コンステレーションが天文学に与える影響を簡単に確認し、これらの衛星が提供するインターネットサービスは、主に手頃な価格ではない、不要な、またはその両方の人々を対象としていることを示しています。数万から数十万の低軌道衛星が天文学、世界中のスターゲイザー、そして環境に与える害は容認できません。
CHIANTI-輝線の原子データベース-ペーパーXVI：バージョン10、さらなる拡張
CHIANTIパッケージのバージョン10を紹介します。このリリースでは、いくつかのヘリウム様イオンと、天体プラズマに豊富に存在するベリリウム、炭素、マグネシウムの等電子シーケンスのすべてのイオンの更新された原子モデルを提供します。大規模な原子構造と散乱計算からのレートが含まれています。これは、多くの場合、以前のバージョンよりも大幅に改善されています。特に、電子密度と温度を測定するための有用なライン診断を備えたBe-likeシーケンスの場合はそうです。また、新しいイオンを追加し、それらのいくつかを新しい原子レートとライン識別で更新しました。また、IDLソフトウェアにいくつかの改善を加えて、計算を高速化し、二電子再結合の抑制を推定しました。
原始星形成の潜在的な冷却剤としてのH $ _3 $とHeHのRydberg州
| Title |
Rydberg_States_of_H$_3$_and_HeH_as_Potential_Coolants_for_Primordial_Star_Formation |
| Authors |
Gokul_Kannan,_Jeremy_R._Chien,_Anthony_J._Benjamin,_Niranjan_Bhatia,_Richard_J._Saykally |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05250 |
現在の理論と測定は、宇宙の年齢をおよそとして確立しています。138億年。その存在の最初の数億年の間、それは暗くて不透明な空間でした。その後、「普通の」物質の大部分を構成する水素原子が凝縮してイオン化し始め、最終的には空を照らす最初の星を形成しました。これらの「原始的な」星がどのように形成されたかの詳細は広く議論されてきましたが、とらえどころのないままです。このプロセスの中心的な問題は、暗黒物質の作用によって集められた原始ガス（主に水素原子とヘリウム原子）が冷却され、さらに核融合密度に降着するメカニズムです。現在のモデルは、H$_2$分子回転の衝突励起と、弱い分子四重極モーメントによって許容される後続の放射回転遷移を呼び出します。この記事では、重要な考慮事項を確認し、中赤外線における中性H$_3$Rydberg電子状態放出の最近の分光観測に基づいていくつかの新しいアイデアを提示します。
ブレーンインフレーションに対するCMBの制約
5D超重力に触発された理論のボソニックセクターのBogomol'nyi-Prasad-Sommerfield（BPS）ドメインウォールソリューションによってモデル化されたブレーンインフレーションのコンテキストで、宇宙の原始段階を調査します。解は5次元に埋め込まれ、バルク内の弾性粒子の衝突により相互作用すると想定されます。4次元のアークタン型インフラトンポテンシャルは、加速膨張段階を駆動し、現在利用可能な宇宙マイクロ波背景放射データとよく一致する観測量を予測します。
