| Title |
Neural_networks_as_optimal_estimators_to_marginalize_over_baryonic_effects |
| Authors |
Francisco_Villaescusa-Navarro,_Benjamin_D._Wandelt,_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar,_Shy_Genel,_Jose_Manuel_Zorrilla_Mantilla,_Shirley_Ho,_David_N._Spergel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05992 |
多くの異なる研究は、豊富な宇宙論的情報が小さな非線形スケールに存在することを示しています。残念ながら、その情報を利用するために克服しなければならない2つの課題があります。まず、最大の情報を取得できる最適な推定値がわかりません。第二に、バリオン効果はその体制に重大な影響を及ぼし、よく理解されていません。理想的には、バリオン効果を無視しながら、最大の宇宙論的情報を抽出する推定量を使用したいと思います。この作業では、ニューラルネットワークがそれを実現できることを示します。宇宙論的情報の最大量がわかっているデータ（パワースペクトルと2Dガウス密度フィールド）を利用しました。また、単純化されたバリオン効果でデータを汚染し、ニューラルネットワークをトレーニングして宇宙論的パラメーターの値を予測します。このデータについて、ニューラルネットワークが1）利用可能な最大の宇宙論的情報を抽出し、2）バリオン効果を無視し、3）バリオン物理学が支配する体制に埋もれている宇宙論的情報を抽出できることを示します。また、ニューラルネットワークがトレーニングされたデータの事前情報を学習することも示します。宇宙論的実験の科学的利益を最大化するための有望な戦略は、さまざまな強みとバリオン効果の実装を備えた最先端の数値シミュレーションでニューラルネットワークをトレーニングすることであると結論付けています。
TDCOSMO VI：質量シート変換の下での時間遅延宇宙誌における距離測定
| Title |
TDCOSMO_VI:_Distance_Measurements_in_Time-delay_Cosmography_under_the_Mass-sheet_transformation |
| Authors |
Geoff_C.-F._Chen,_Christopher_D._Fassnacht,_Sherry_H._Suyu,_Ak{\i}n_Y{\i}ld{\i}r{\i}m,_Eiichiro_Komatsu,_Jose_Luis_Bernal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06002 |
重力レンズクエーサーを使用した時間遅延宇宙誌は、絶対距離スケールを固定し、従来の距離ラダー手法とは関係なく、ハッブル定数$H_{0}$を測定する上で重要な役割を果たします。時間遅延距離測定の現在の潜在的な制限は、「マスシート変換」（MST）です。これは、レンズイメージングを変更せずに、距離測定と$H_0$の派生値を変更します。この研究では、高解像度のイメージングとレンズ銀河の星の速度分散の測定を組み合わせて、時間遅延宇宙誌でMSTに対処する標準的な方法が、比率$D_{の仮定に依存することを示します。\rms}/D_{\rmds}$は、背景のクエーサーまで、およびレンズ銀河とクエーサーの間の角径距離を制限できます。これは通常、特定の宇宙論モデルの仮定によって達成されます。以前の作業（TDCOSMOIV）は、マスシートの縮退に対処し、$\Lambda$CDMモデルの仮定の下で$H_{0}$を導出しました。この論文では、レンズと超新星Ia型やバリオン音響振動などの相対距離インジケーターを組み合わせることで、特定の宇宙モデルに依存せずに質量シートの縮退を破ることができることを示します。\rms}/D_{\rmds}$。このアプローチにより、質量シートの縮退を宇宙論モデルに依存しない方法で制約できることを示します。したがって、質量シート変換の下での時間遅延宇宙誌におけるモデルに依存しない距離測定を取得できます。
BeyondPlanckII。ギブスサンプリングによるCMBマップ作成
| Title |
BeyondPlanck_II._CMB_map-making_through_Gibbs_sampling |
| Authors |
E._Keih\"anen,_A.-S._Suur-Uski,_K._J._Andersen,_R._Aurlien,_R._Banerji,_M._Bersanelli,_S._Bertocco,_M._Brilenkov,_M._Carbone,_L._P._L._Colombo,_H._K._Eriksen,_M._K._Foss,_C._Franceschet,_U._Fuskeland,_S._Galeotta,_M._Galloway,_S._Gerakakis,_E._Gjerl{\o}w,_B._Hensley,_D._Herman,_M._Iacobellis,_M._Ieronymaki,_H._T._Ihle,_J._B._Jewell,_A._Karakci,_R._Keskitalo,_G._Maggio,_D._Maino,_M._Maris,_A._Mennella,_S._Paradiso,_B._Partridge,_M._Reinecke,_T._L._Svalheim,_D._Tavagnacco,_H._Thommesen,_M._Tomasi,_D._J._Watts,_I._K._Wehus,_A._Zacchei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06024 |
既存のデストライピング手法に基づいて、CMB測定のマップ作成問題に対するギブスサンプリングソリューションを提示します。ギブスサンプリングは、計算量の多いデストライピング問題を2つの別々のステップに分割します。ノイズフィルタリングとマップビニング。2つの別々のステップと見なされ、どちらも、組み合わされた問題を解決するよりも計算上はるかに安価です。これにより、従来の方法と比較してパフォーマンスが大幅に向上し、初めてストライピングのベースライン長を単一のサンプルにすることができます。シミュレートされたプランク30GHzデータにギブス手順を適用します。時間順データのギャップは、ギブスプロセスの一部としてシミュレートされたノイズで埋めることにより、効率的に処理されることがわかります。Gibbsプロシージャは、マップサンプルのチェーンを生成します。このサンプルから、事後平均を最良の推定マップとして計算できます。チェーンの変動は、完全なノイズ共分散行列を作成する必要なしに、相関する残留ノイズに関する情報を提供します。ただし、必要な最尤周波数マップの推定値が1つだけの場合、反復の総数に関して、従来の共役勾配ソルバーはギブスサンプラーよりもはるかに高速に収束することがわかります。ギブスサンプリングアプローチの概念上の利点は、統計的に明確に定義されたエラー伝播と体系的なエラー修正にあり、この方法論は、最初のエンドツーエンドベイジアンを実装するBeyondPlanckフレームワークで採用されているマップ作成アルゴリズムの概念的基礎を形成します。CMB観測の分析パイプライン。
不等時間物質パワースペクトル：弱いレンズ効果の観測量への影響
| Title |
The_unequal-time_matter_power_spectrum:_impact_on_weak_lensing_observables |
| Authors |
Lucia_F._de_la_Bella_and_Nicolas_Tessore_and_Sarah_Bridle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06185 |
弱いレンズ効果のパワースペクトルに対する一般的な近似の影響を調査します。レッドシフト上の積分での単一エポック物質のパワースペクトルの使用です。これを、密接に関連するリンバーの近似から解きほぐします。非線形物理学を扱うために、標準的な摂動論と有効場の理論の1ループでの不等時間物質パワースペクトルを導き出します。これらの形式を比較し、有効場の理論を使用した不等時間パワースペクトルは、スケール$k\sim0.4h/Mpc$で破れると結論付けます。別の方法として、中点近似を導入します。また、Quijoteシミュレーションに基づいて、有効場の理論のカウンタータームの時間発展のためのフィッティング関数を初めて提供します。次に、さまざまなアプローチを使用して角度パワースペクトルを計算します。リンバーの近似、および幾何学的近似と中点近似です。不等時間パワースペクトルを使用して、すべての角度スケールでの正確な計算と結果を比較します。分析には、DESY1およびLSSTのようなredshift分布を使用します。弱いレンズ効果でのリンバーの近似の使用は、大角度の分離、$\ell<10$での角度パワースペクトルの正確な計算とは異なることがわかります。この偏差は宇宙レンズでは最大$2\％$のオーダーですが、銀河団と銀河-銀河レンズで最大の効果が見られます。これは、今後の銀河調査だけでなく、DESY1などの現在のデータにも当てはまることを示しています。最後に、パイプラインと分析をunequalpyと呼ばれるPythonパッケージとして公開します。
最近の沼地の予想のいくつかに動機付けられて、U（1）またはSU（2）ゲージ場との相互作用により、典型的なアクシオンが急なポテンシャルでゆっくりと転がるダークエネルギーのモデルを研究します。この相互作用によって生成されるゲージ場は、$f\sim\left（10^{-16}-10^{-14}\right）\;の範囲の周波数を持つ確率的重力波背景を生成できます。{\rmHz}$。この範囲の重力波は、原則としてCMBスペクトル歪みによって調べることができます。このモデルで生成された信号の振幅は、非常に好ましいパラメーターの選択の下でのみ、検出可能性のレベルを上回っていることを示します。
銀河団の半径方向加速関係のさらに別のテスト
| Title |
Yet_another_test_of_Radial_Acceleration_Relation_for_galaxy_clusters |
| Authors |
S._Pradyumna,_Sajal_Gupta,_Sowmya_Seeram,_Shantanu_Desai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06421 |
反対の結論に達した2つの最近の分析の独立したクロスチェックとして、文献にまとめられた2つの異なるカタログから銀河団の半径方向加速度関係（RAR）のテストを実行します。検討したデータセットには、12クラスターのChandraサンプルと12クラスターのX-COPサンプルが含まれています。これらのサンプルの両方で、固有の散乱が大きい（X-COPサンプル）か、近似の大きな誤差のために決定的な結論を導き出すことができない（Chandraサンプル）ことがわかります。したがって、これらのクラスターサンプルの固有散乱が狭い半径方向の加速度関係の分析からは証拠が見つかりません。しかし、両方のカタログで、私たちが得た加速スケールは、銀河で得られたものよりも約1桁大きく、最近の両方の推定値と一致しています。
調和空間と実空間における宇宙せん断解析の一貫性
| Title |
Consistency_of_cosmic_shear_analyses_in_harmonic_and_real_space |
| Authors |
C._Doux,_C._Chang,_B._Jain,_J._Blazek,_H._Camacho,_X._Fang,_M._Gatti,_E._Krause,_N._MacCrann,_S._Samuroff,_L._F._Secco,_M._A._Troxel,_J._Zuntz,_M._Aguena,_S._Allam,_A._Amon,_S._Avila,_D._Bacon,_E._Bertin,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_A._Choi,_M._Costanzi,_M._Crocce,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_T._M._Davis,_J._P._Dietrich,_P._Doel,_I._Ferrero,_A._Fert\'e,_P._Fosalba,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gaztanaga,_D._W._Gerdes,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_W._G._Hartley,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_D._Huterer,_D._J._James,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_M._A._G._Maia,_J._L._Marshall,_F._Menanteau,_R._Miquel,_R._Morgan,_A._Palmese,_F._Paz-Chinch\'on,_A._A._Plazas,_A._Roodman,_E._Sanchez,_M._Schubnell,_S._Serrano,_I._Sevilla-Noarbe,_M._Smith,_et_al._(7_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06469 |
最近の宇宙せん断研究では、せん断力の分析間で、パラメーター${S_{8}=\sigma_{8}\sqrt{\Omega_{\rmm}/0.3}}$で最大$1\sigma$の不一致が報告されています。同じせん断カタログから導出されたスペクトルと2点相関関数。測定された不一致が統計的変動と一致しているかどうかは、先験的に明らかではありません。この論文では、ダークエネルギーサーベイ（DES-Y3）の3年目のデータからの今後の分析の文脈でこの問題を調査します。高速で正確な重要度サンプリングパイプラインを使用して、ガウスシミュレーションからのDES-Y3モックカタログを分析します。調和空間と実空間で一致するスケールカットを決定するための方法論が、2つの統計から導出された制約間の分散に寄与する重要な要因であることを示します。KiDS、Subaru-HSC、およびDES調査の公開されたスケールカットを比較すると、事後平均の相関係数は、提案されたカットの80％以上から、文献で使用されているカットの10％までの範囲であることがわかります。次に、スケールカットと、非線形パワースペクトル、バリオンフィードバック、固有のアライメント、点像分布関数の不確実性、赤方偏移分布など、複数のソースから生じる体系的な不確実性との相互作用を調べます。DES-Y3の特性と提案されたカットを考えると、これらの不確実性は2つの統計に同様に影響を与えることがわかります。差動バイアスは統計的不確かさの3分の1未満であり、最大のバイアスは固有のアライメントとバリオンフィードバックから生じます。この作業はDES-Y3を対象としていますが、開発されたツールは、統計誤差がはるかに小さいステージIV調査に適用できます。
CMBレンズによるニュートリノ質量測定に対するバリオンフィードバック効果の回避
| Title |
Avoiding_baryonic_feedback_effects_on_neutrino_mass_measurements_from_CMB_lensing |
| Authors |
Fiona_McCarthy,_Simon_Foreman,_Alexander_van_Engelen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06582 |
ニュートリノ質量の合計の測定は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の重力レンズの今後の測定の主な用途の1つです。この測定は、ガスのダイナミクス、星形成、活動銀河の核や超新星からのフィードバックから生じる、物質のクラスター化に対するいわゆる「バリオン効果」に関連する不確実性をモデル化することによって混乱する可能性があります。特に、CMBレンズ効果に対するバリオン効果の形式についての誤った仮定は、統計的不確かさのかなりの部分によってニュートリノ質量測定にバイアスをかける可能性があります。この論文では、このバイアスを軽減するための3つの方法を調査します。（1）ニュートリノの質量を制限するときに小規模なCMBレンズ情報の使用を制限する。（2）外部トレーサーを使用してCMBレンズマップへの低赤方偏移の寄与を除去します。（3）大規模構造に対するバリオン効果のパラメトリックモデルをマージナル化する。これらの方法は、サイモンズ天文台とCMB-S4に似た実験のフィッシャー行列予報を使用し、バリオン効果の範囲を表す最近のさまざまな流体力学シミュレーションを使用し、ルービン天文台のLSSTによって測定された宇宙せん断を方法のトレーサーとして使用してテストします。（2）。（1）と（2）の組み合わせ、または（3）自体が、ニュートリノの質量測定に対するバリオン効果によって引き起こされるバイアスを、関連するものを大幅に増加させることなく、無視できるレベルに減らすのに効果的であることがわかります。統計的不確実性。
| Title |
Cosmological_simulation_in_tides:_power_spectrum_and_halo_shape_responses,_and_shape_assembly_bias |
| Authors |
Kazuyuki_Akitsu,_Yin_Li,_Teppei_Okumura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06584 |
十分に開発されたセパレートユニバース技術により、等方性の長波長密度変動に対する観測量の応答の正確なキャリブレーションが可能になります。大規模な環境では、すべての観測量を異方的に摂動させる潮汐モードもホストされます。別の宇宙と同様に、長い潮汐モードと密度モードの両方が効果的な異方性バックグラウンドによって吸収され、それに応じて短いモードの相互作用と進化が変化します。さらに、シミュレーションの初期条件を生成するための2次ラグランジュ摂動理論（2LPT）の適切な修正を含む、潮汐シミュレーション方法を開発します。修正された2LPTからの高赤方偏移、および潮汐シミュレーションからの低赤方偏移で、物質パワースペクトルの線形潮汐応答を測定します。私たちの結果は以前の作品と定性的に一致していますが、両方の場合で量的な違いを示しています。また、ハロー形状の線形潮汐応答、または形状バイアスを測定し、線形ハローバイアスとの普遍的な関係を見つけます。これに対して、フィッティング式を提供します。さらに、アセンブリバイアスと同様に、形状バイアスの二次依存性を研究し、ハロー濃度と軸比への依存性を初めて発見しました。私たちの結果は、汚染または情報のソースとしての固有のアラインメントの研究に役立つ洞察を提供します。精密な宇宙論的ツールとして銀河の形の本質的な整列を使用する場合、これらの影響を正しく考慮する必要があります。
バイアスされたトレーサーからの初期条件の前方推論に対する物理データモデルの影響
| Title |
Impacts_of_the_physical_data_model_on_the_forward_inference_of_initial_conditions_from_biased_tracers |
| Authors |
Nhat-Minh_Nguyen,_Fabian_Schmidt,_Guilhem_Lavaux_and_Jens_Jasche |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06587 |
バイアスされたトレーサーからの初期条件の（ベイズ）前方推論に対する、採用された物理データモデルの各成分の影響を調査します。具体的には、特定の宇宙論的シミュレーションボリューム内の暗黒物質ハローを、基礎となる物質密度フィールドのトレーサーとして使用します。トレーサー密度、グリッド解像度、重力モデル、バイアスモデル、および尤度が推定初期条件に及ぼす影響を調べます。真相と推定相の間の相互相関係数は、上記のすべての成分に弱く反応し、広範囲のスケールでガウスモデルから導出された理論的期待値によって十分に予測されることがわかります。一方、推定された初期条件の振幅のバイアスは、バイアスモデルと尤度に強く依存します。バイアスモデルと尤度が、偏りのない宇宙論的推論の鍵を握っていると結論付けます。一緒になって、偏りのない推論を得るために、系統分類学（これは、周辺化されたサブグリッド物理学から生じる）を制御下に置く必要があります。
暗黒物質ハローとしての強力に相互作用する超軽量ミリチャージ粒子（STUMP）中性子星
| Title |
Strongly-Interacting_Ultralight_Millicharged_Particle_(STUMP)_Neutron_Stars_as_Dark_Matter_Halos |
| Authors |
Stephon_Alexander,_Evan_McDonough,_David_N._Spergel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06589 |
バリオン数を持つ超軽量フェルミオン暗黒物質候補の意味を考察します。これは、暗黒物質が標準模型のバリオン数の下で小さな電荷を持ち、可視宇宙の非対称性と同じで反対の非対称性を持っている場合に自然に発生します。プロトタイプモデルは、非アーベルゲージ群、つまり暗い量子色力学（QCD）の下で帯電した暗いバリオンの理論です。サブeVの暗黒バリオンの質量の場合、暗黒物質ハローの内部領域は自然に「核密度」にあり、中性子星に似たエキゾチックな物質の状態の形成を可能にします。フェルミオン暗黒物質、すなわち暗いバリオンの質量のトレメイン-ガン下限は、強い短距離自己相互作用、明るい暗いパイ中間子の放出による冷却、およびで発生する暗いクォークのクーパー対によって違反されます。（超低）暗黒QCDスケールに比べて高い密度。高密度クォーク物質の状態方程式を利用して、これらの強く相互作用する超軽量ミリチャージド粒子（STUMP）の天体物理学を開発し、矮小銀河の観測と一致するハローコアを見つけます。これらのコアは、「中性子星」の圧力によってコアの崩壊が防止されます。これは、衝突のないコールドダークマターのコアカスプ問題の解決策として超明暗QCDを示唆しています。このモデルは、直接検出とコライダーの特徴、およびアンドレーエフ反射や超伝導渦などの超伝導に関連する現象によって、超軽量ボソン暗黒物質と区別されます。
原始惑星系円盤の特性に対する落下の影響
| Title |
The_influence_of_infall_on_the_properties_of_protoplanetary_discs |
| Authors |
O._Schib_(1_and_2),_C._Mordasini_(1),_N._Wenger_(1),_G.-D._Marleau_(3,_1_and_4),_and_R._Helled_(2)_((1)_Universit\"at_Bern,_Switzerland,_(2),_Universit\"at_Z\"urich,_Switzerland,_(3)_Universit\"at_T\"ubingen,_Germany,_(4)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Astronomie_Heidelberg,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05996 |
1D垂直統合粘性進化コードを使用して、合計$50\、000$のシミュレーションで原始惑星系円盤の集団合成を実行し、最終的な恒星質量の大きなパラメーター空間を研究します。初期条件と落下位置は、星周円盤の放射流体力学的集団合成の結果に基づいて選択されます。また、ディスク形成に対する磁場の影響を評価するために、電磁流体力学（MHD）崩壊シミュレーションに基づく別の落下処方を検討します。落下段階の期間は、観測的に決定された恒星の初期質量関数と一致する恒星の質量分布を生成するように選択されます。原始惑星系円盤は、人生の早い段階で非常に巨大であることがわかりました。星の種族全体で平均すると、ディスクの質量は、流体力学またはMHDの初期条件に基づくシステムでそれぞれ$\sim0.3$および$0.1\、\mathrm{M_\odot}$になります。最終的な恒星の質量が$\sim1\、\mathrm{M_\odot}$のシステムでは、「水力」の場合と$\simの場合に$\sim0.7\、\mathrm{M_\odot}$のディスク質量が見つかります。落下フェーズの終了時の「MHD」の場合は0.2\、\mathrm{M_\odot}$。さらに、推定されるディスクの総寿命は長く、バックグラウンド粘度$\alpha$に$10^{-2}$の高い値を選択したにもかかわらず、平均で$\約5-7\、\mathrm{Myr}$です。-パラメータ。さらに、断片化は、流体力学的雲崩壊を使用してシミュレートされるシステムで一般的であり、より大規模なシステムでは、より大きな質量のより多くのフラグメントが形成されます。対照的に、ディスク形成が磁場によって制限される場合、断片化は完全に抑制されます。
$ \ beta $ Picbおよび$ \ beta $ Piccの正確な動的質量と軌道適合
| Title |
Precise_Dynamical_Masses_and_Orbital_Fits_for_$\beta$_Pic_b_and_$\beta$_Pic_c |
| Authors |
G._Mirek_Brandt,_Timothy_D._Brandt,_Trent_J._Dupuy,_Yiting_Li,_Daniel_Michalik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06215 |
太陽系外惑星$\beta$Pictorisbおよびcへの正確な動的質量と軌道適合を示します。$\beta$Picbの場合は$9.8^{+2.7}_{-2.6}M_{\rmJup}$、$\beta$Picbの場合は$8.3^{+1.1}_{-1.0}M_{\rmJup}$の質量が見つかります$\beta$Piccで、両方に均一な事前分布があります。最近のGRAVITY測定、ヒッパルコスとガイアからの絶対位置天文学、および$\beta$PicAとbの間の単一の相対RV測定を含む、15年間の視線速度と相対位置天文学を使用します。$\beta$Picbの場合は$0.121\pm0.008$の十分に制約された離心率、$の場合は$0.30^{+0.20}_{-0.16}$の十分に制約されていない離心率の軌道コードorvaraを使用して適切な適合を見つけます。\beta$Picc、2つの軌道面が$\sim$0.5$^\circ$内に位置合わせされています。両方の惑星の質量は、ホットスタート進化モデルの予測の$\sim$1\、$\sigma$以内にあり、コールドスタートを除外しています。\texttt{REBOUND}を使用して統合された$N$-body合成データに対するアプローチを検証します。orvaraは、$\beta$Picシステムの3体効果をGRAVITYの不確実性の5分の1のレベルまで説明できることを示しています。orvaraによる多惑星軌道のおおよその取り扱いからの質量と軌道パラメータの分類学は、ここで導き出す不確実性よりも$\sim$5小さい係数です。将来のGRAVITY観測では、$\beta$Piccの質量と（特に）離心率の制約が改善されますが、$\beta$Picbの質量の制約が改善されると、将来のGaiaデータリリースから何年もの追加のRV監視と精度の向上が必要になる可能性があります。。
| Title |
An_enhanced_slope_in_the_transmission_spectrum_of_the_hot_Jupiter_WASP-104b |
| Authors |
G._Chen,_E._Palle,_H._Parviainen,_H._Wang,_R._van_Boekel,_F._Murgas,_F._Yan,_V._J._S._Bejar,_N._Casasayas-Barris,_N._Crouzet,_E._Esparza-Borges,_A._Fukui,_Z._Garai,_K._Kawauchi,_S._Kurita,_N._Kusakabe,_J._P._de_Leon,_J._Livingston,_R._Luque,_A._Madrigal-Aguado,_M._Mori,_N._Narita,_T._Nishiumi,_M._Oshagh,_M._Sanchez-Benavente,_M._Tamura,_Y._Terada,_N._Watanabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06329 |
Palomar200インチ望遠鏡でDBSP分光器の青と赤のチャネルによって観測された1つのトランジットと、1.52mでMuSCAT24チャネルイメージャによって観測された14のトランジットに基づいて、ホットジュピターWASP-104bの光透過スペクトルを示します。テレスコピオカルロスサンチェス。また、コンパニオンスターからのフラックス汚染を補正した後、45個の追加のK2トランジットを分析します。DBSPとMuSCAT2によって取得された通過光度曲線とともに、システムパラメータと軌道エフェメリスを修正して、通過タイミングの変動がないことを確認できます。DBSPとMuSCAT2を組み合わせた透過スペクトルは、630nmより短い波長で傾斜が強化されていることを示しており、より長い波長で雲のデッキが存在することを示唆しています。ベイジアンスペクトル検索分析はかすんでいる大気を支持しますが、恒星のスポット汚染を完全に排除することはできません。透過分光法とホスト星の活動の詳細な特性評価からのさらなる証拠は、強化された傾斜の物理的起源を区別するために必要です。
WASP-62bの澄んだ大気の証拠：JWST連続観測ゾーンで唯一知られている通過ガス巨人
| Title |
Evidence_of_a_Clear_Atmosphere_for_WASP-62b:_the_Only_Known_Transiting_Gas_Giant_in_the_JWST_Continuous_Viewing_Zone |
| Authors |
Munazza_K._Alam,_Mercedes_Lopez-Morales,_Ryan_J._MacDonald,_Nikolay_Nikolov,_James_Kirk,_Jayesh_M._Goyal,_David_K._Sing,_Hannah_R._Wakeford,_Alexander_D._Rathcke,_Drake_L._Deming,_Jorge_Sanz-Forcada,_Nikole_K._Lewis,_Joanna_K._Barstow,_Thomas_Mikal-Evans,_Lars_A._Buchhave |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06424 |
透過分光法によって精査された圧力で雲や曇りのない大気を持つ太陽系外惑星は、詳細な大気の特性評価と正確な化学的存在量の制約のための貴重な機会を表しています。ハッブル/STISおよびスピッツァー/IRACで測定された、ホットジュピターWASP-62bの最初の光から赤外線（0.3-5ミクロン）の透過スペクトルを示します。このスペクトルは、0.59ミクロンでのNaI吸収の5.1シグマ検出によって特徴付けられます。この検出では、NaD線の圧力が広がった翼が初めて宇宙から観察されます。0.4ミクロンのスペクトル特性は、暫定的に2.1シグマの信頼度のSiHに起因します。私たちの検索分析は、恒星の不均一性による重大な汚染がなく、雲のない大気と一致しています。機器モードの組み合わせについて、JamesWebbSpaceTelescope（JWST）観測をシミュレートして、WASP-62bの大気特性評価の可能性を評価します。JWSTが、早期リリース科学（ERS）プログラムの範囲内で、Na、H2O、FeH、およびSiHを最終的に検出できることを示します。現在JWST連続観測ゾーンで知られている唯一の通過する巨大惑星として、WASP-62bは、ジェイムズウェッブ時代の詳細な大気特性評価のためのベンチマーク巨大太陽系外惑星を証明することができます。
TESSフルフレーム画像の最初の2年間からの1000万個の星の測光
| Title |
Photometry_of_10_Million_Stars_from_the_First_Two_Years_of_TESS_Full_Frame_Images |
| Authors |
Chelsea_X._Huang,_Andrew_Vanderburg,_Andr\'as_P\'al,_Lizhou_Sha,_Liang_Yu,_Willie_Fong,_Michael_Fausnaugh,_Avi_Shporer,_Natalia_Guerrero,_Roland_Vanderspek,_George_Ricker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06459 |
トランジット系外惑星探査衛星（TESS）は、宇宙での最初の高精度全天測光測光です。MITクイックルックパイプライン（QLP）によって削減された、TESSフルフレーム画像からの大きさが制限された星のセットおよびその他の静止発光オブジェクトからの光度曲線を提示します。私たちの光度曲線は、2年間のTESSプライマリミッション全体をカバーしており、南と北の黄道半球にそれぞれ$\sim$14,770,000と$\sim$9,600,000の個別の光度曲線セグメントが含まれています。光度曲線を作成するために使用した測光とトレンド除去の手法について説明し、ノイズ特性を理論上の期待値と比較します。すべてのQLP光度曲線は、MASTでdoi.org/10.17909/t9-r086-e880（https://archive.stsci.edu/hlsp/qlp）から高レベルの科学製品として入手できます。これは、これまでに一般に公開されているTESS測光の最大のコレクションです。
周期核過渡期のASASSN-14koのホストを見ると、2番目のAGNが明らかになります
| Title |
An_AMUSING_Look_at_the_Host_of_the_Periodic_Nuclear_Transient_ASASSN-14ko_Reveals_a_Second_AGN |
| Authors |
M._A._Tucker_and_B._J._Shappee_and_J._T._Hinkle_and_J._M._M._Neustadt_and_M._Eracleous_and_C._S._Kochanek_and_J._L._Prieto_and_A._V._Payne_and_L._Galbany_and_J._P._Anderson_and_K._Auchettl_and_C._Auge_and_Thomas_W.-S._Holoien |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05998 |
全天候型MUseの一部として観測された、既知の活動銀河核（AGN）と周期的な核過渡ASASSN-14koをホストするESO253$-$G003のマルチユニット分光エクスプローラー（MUSE）面分光エクスプローラーを紹介します。超新星面分光法-近くの銀河のフィールド（AMUSING）調査。MUSEの観測では、内側の領域が$1.4\pm0.1〜\rm{kpc}$（$\approx1。\！\！^{\prime\prime}7$）で区切られた2つのAGNをホストしていることがわかります。より明るい核は、非対称の広く許可された輝線プロファイルを持ち、アーカイブAGN指定に関連付けられています。暗い核には広い輝線成分はありませんが、$v_{\rm{FWHM}}\upperx700〜\rm{km}〜\rm{s}^{-1}$禁止などの他のAGN特性を示します輝線、$\log_{10}（\rm{[OIII]}/\rm{H}\beta）\約1.1$、および[Fe$〜$VII]$〜\lambda6086などの高励起ポテンシャル輝線$およびHe$〜$II$〜\lambda4686$。ホスト銀河は、大きなkpcスケールの潮汐の特徴、両方の核からの流出、および潜在的なAGN駆動のスーパーバブルを伴う乱れた形態を示します。円形相対論的ディスクモデルは、明るい核内の非対称の広い輝線プロファイルを再現できませんが、2つの非軸対称ディスクモデルは、楕円ディスクモデルと円形ディスク+スパイラルアームモデルの広い輝線プロファイルによく適合します。周期的な核過渡ASASSN-14koの意味について説明します。
放射冷却エネルギー駆動銀河風の特徴的な運動量
| Title |
The_Characteristic_Momentum_of_Radiatively_Cooling_Energy-Driven_Galactic_Winds |
| Authors |
Cassandra_Lochhaas,_Todd_A._Thompson,_Evan_E._Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06004 |
超新星によるエネルギー注入は、急速に星を形成する銀河で高温の超音速銀河風を駆動し、金属に富むガスを銀河周辺の媒体に送り込み、潜在的に冷たいガスを加速する可能性があります。十分な質量負荷がかかると、そのような流れは風の駆動領域内で放射状になり、ホスト銀河からの全体的な質量流出率が低下します。これが、熱エネルギー駆動風の総流出運動量の最大値を設定することを示します。連続的な星形成によって駆動される太陽金属量の球形風の場合、$\dotp_\rm{max}\simeq1.9\times10^4\M_\odot/\rm{yr\km/s}\（\alpha/0.9）^{0.86}（R_\star/300\\rm{pc}）^{0.14}（\dotM_\star/20\M_\odot/\rm{yr}）^{0.86}$、ここで$\alpha$は、風を熱化する超新星エネルギーの割合であり、$\dotM_\star$と$R_\star$は、星形成率と風の駆動領域の半径です。熱風のこの最大運動量は、スターバースト銀河で通常観察される冷たいイオン化された流出にも適用できます。熱風が大量の放射冷却を受ける場合、または熱風が質量と運動量を流れ内の冷却雲に伝達する場合です。熱風が大規模に単相冷却を受けることを要求することは、総流出運動量率の最小値を設定することを示します。これらの最大および最小の流出運動量は同様の値を持ち、大規模に放射する可能性のある高温の銀河風の特徴的な運動量率を設定します。光イオン化された流出風の運動量のほとんどの観測値は理論上の最大値を下回っており、したがって、冷却熱流の兆候である可能性があります。一方、多くのシステムは、バルク冷却に必要な最小運動量を下回っています。これは、観察された低温の物質が代わりに高温の流れに同伴または混合されたことを示しています。
SDSS-IV MaNGA：空間分解ガスダイナミクスを使用したストロングライン診断分類の改良
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_Refining_Strong_Line_Diagnostic_Classifications_Using_Spatially_Resolved_Gas_Dynamics |
| Authors |
David_R._Law,_Francesco_Belfiore,_Xihan_Ji,_Matthew_A._Bershady,_Michele_Cappellari,_Kyle_B._Westfall,_Renbin_Yan,_Dmitry_Bizyaev,_Joel_R._Brownstein,_Niv_Drory,_Brett_H._Andrews |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06012 |
MaNGA面分光銀河調査の統計的検出力を使用して、銀河のガスイオン化特性を分類するために使用される強線診断境界の定義を改善します。広範囲の恒星質量、星形成率、形態型にまたがる6900個の個々の銀河に分布する350万個の輝線からの輝線を検出し、気相速度分散sigma_HAlphaが次のような従来の輝線比と強く相関していることを発見しました。SII]/HAlpha、[NII]/HAlpha、[OI]/HAlpha、および[OIII]/HBeta。線比が銀河HII領域によるイオン化と最も一致するスパクセルは、活動銀河核によるイオン化と一致する一方で、銀河の薄い円盤に対応する約25km/sでピークに達する狭い範囲の動的に冷たい視線速度分布（LOSVD）を示します。（AGN）および低イオン化輝線領域（LI（N）ER）には、200km/sまでの非常に広いLOSVDがあります。星形成、AGN、およびLI（N）ER領域は、星の速度分散、星の種族の年齢、HAlpha相当幅、および特定の銀河内の典型的な半径の点で、さらに互いに十分に分離されています。観測結果を使用して、従来の輝線診断分類を改訂し、診断線比空間の2次元表現と、星形成モデルの複雑な折り畳みを説明する多次元空間の両方で、異なる動的サンプルを確実に識別できるようにします。表面。MaNGAの観測結果をSDSSの単一繊維銀河サンプルと比較することにより、後者は3秒角の繊維フットプリントの外側にある若い低金属量の星形成領域に対して系統的にバイアスされていることがわかります。
$ z = 1.91 $の赤いナゲット銀河の近くの非常に低い分子ガス含有量
| Title |
Extremely_Low_Molecular_Gas_Content_in_the_Vicinity_of_a_Red_Nugget_Galaxy_at_$z=1.91$ |
| Authors |
T._Morishita,_Q._D'Amato,_L._E._Abramson,_Abdurro'uf,_M._Stiavelli,_R._A._Lucas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06051 |
[CI]$^3$P$_1$-$を介してその近くの分子ガスを検索する、$z=1.91$、GDS24569のコンパクト銀河のアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）バンド5の観測結果を示します。^3$P$_0$行。GDS24569は巨大で（$\logM_*/M_\odot=11$）、受動的に進化する銀河であり、有効半径が$\sim0.5$kpcのコンパクトな形態を特徴としています。2つのブラインド検出アルゴリズムをスペクトルデータキューブに適用し、GDS24569内またはその周辺で$\sim320$kpcの投影距離までの有望な検出は見つかりませんでしたが、狭い暫定線（$4.1\sigma$）は$+1200$kmで識別されました/sアルゴリズムの1つによる。これらの深いデータキューブでの[CI]の非検出から、分子水素質量に$3\sigma$の上限を設定します。$\sim1.5\times10^9M_\odot$は、非常に低いガスに変換されます。-恒星への質量分率、$<1\％$。周囲の衛星銀河の数が不十分であるという以前の結果と組み合わせて、GDS24569が衛星の合併によって大幅なサイズの進化を経験する可能性は低いことが示唆されています。光学対遠赤外線データを含めることによってスペクトルエネルギー分布モデリングを実行し、かなり高い（$\sim0.1\％$）ダスト対恒星の質量比、$\sim10$-$100\times$を見つけます。地元の初期型銀河よりも高い。GDS24569をクエンチした可能なメカニズムについて説明します。
矮星とz〜0.4の巨大な星形成銀河の間で共有されている多相銀河周囲媒体を解きほぐす
| Title |
Disentangling_the_multi-phase_circumgalactic_medium_shared_between_a_dwarf_and_a_massive_star-forming_galaxy_at_z~0.4 |
| Authors |
Hasti_Nateghi,_Glenn_G._Kacprzak,_Nikole_M._Nielsen,_Sowgat_Muzahid,_Christopher_W._Churchill,_Stephanie_K._Pointon,_Jane_C._Charlton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06071 |
多相銀河周囲媒体（CGM）は、銀河の周りの複雑な環境、または銀河の集まりの中で発生し、おそらく広範囲の物理的メカニズムに由来します。この論文では、これらの多相構造の起源を解きほぐし、Keck/KCWI銀河観測とCGMを精査するHST/COSスペクトルを使用してクエーサーフィールドQ0122-003フィールドの詳細な分析を提示しようとします。この分野の再分析は、吸収に関連する2つの銀河があることを示しています。クエーサーの視線から27kpcのz=0.39863で、矮小銀河G_27kpc（$M_{\star}=10^{8.7}$M$_{\odot}$）を発見しました。G_27kpcは、より大規模な（$M_{\star}=10^{10.5}$M$_{\odot}$）星形成銀河G_163kpcからわずか+21km/sで、衝突パラメータは163kpcです。G_163kpcが活発に星を形成している間（SFR=6.9M$_{\odot}$yr$^{-1}$）、G_27kpcの星形成率は低い（SFR=$0.08\pm0.03$M$_{\odot}$yr$^{-1}$）と星形成面密度（$\Sigma_{SFR}=0.006$M$_{\odot}$kpc$^{-2}$yr$^{-1}$）、アクティブな流出がないことを意味します。銀河のSFR、運動学、質量、およびクエーサーの視線から吸収運動学、カラム密度、金属量までの距離を比較することにより、次のことを推測しました。（1）低イオン化相の一部は、金属量と運動学がG_27kpc。（2）低イオン化相の残りの部分は、グループ内ガスがG_27kpcからG_163kpcに移動することと一致する金属量と運動学を持っています。（3）高イオン化相は、G_163kpcの大規模なハローから発生する流出によってのみ生成されることと一致しています。私たちの結果は、特に銀河群周辺の多相CGMの複雑な性質を示しており、詳細なケースバイケースの研究がその起源を解明するために重要であることを示しています。
外観が変化するAGNSDSSJ0159での潮汐破壊現象を裏付けるさらなる証拠
| Title |
Further_evidence_to_support_a_tidal_disruption_event_in_the_changing-look_AGN_SDSS_J0159 |
| Authors |
XueGuang_Zhang_(NNU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06213 |
この手紙では、非対称の広いH$\alpha$の固有の変動性を通じて、既知の変化する外観のAGNSDSSJ0159で潮汐破壊現象（TDE）をサポートするさらなる証拠を報告します。2010年は2000年よりも広いが赤くなります。中央TDEでの降着破片と密接に関連する広いH$\alpha$放出領域では、よく知られている相対論的降着円盤の起源を適用して、SDSSJ0159の非対称の広いH$\alpha$変動を十分に説明できます。さらに、モデルによって決定されたブロードH$\alpha$放出領域のサイズは、通常のブロードラインAGNで有効な経験的なRL関係に従わないが、SDSSJ0159の中央TDEからデブリが堆積する領域と基本的に同様の場所にあり、タイトであることを示している幅広いH$\alpha$放出物質と中央のTDEデブリの間の接続。したがって、相対論的降着円盤の起源による非対称の広いH$\alpha$変動の説明は、SDSSJ0159の中央TDEをサポートするためのさらなる手がかりを提供します。
世界最大の超音速乱流シミュレーションによって明らかにされた音速スケール
| Title |
The_sonic_scale_revealed_by_the_world's_largest_supersonic_turbulence_simulation |
| Authors |
Christoph_Federrath,_Ralf_S._Klessen,_Luigi_Iapichino,_James_R._Beattie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06238 |
乱流の物理学を理解することは、気象、産業、天体物理学など、多くのアプリケーションにとって非常に重要です。星間物質（ISM）では、超音速乱流がガス密度と速度構造、そして最終的には星の誕生を制御する上で重要な役割を果たします。ここでは、10048^3セルのグリッド解像度での星間乱流のシミュレーションを示します。これにより、超音速乱流から亜音速乱流への遷移である音速スケール（l_s）の位置と幅を決定できます。シミュレーションは、超音速カスケードと亜音速カスケードv（l）〜l^pを同時に解決します。ここで、p_sup=0.49+/-0.01とp_sub=0.39+/-0.02をそれぞれ測定します。l_sは関係l_s/L=phi_sMach^（-1/p_sup）と一致することがわかります。ここで、Machは3次元マッハ数であり、Lは乱流の駆動スケールまたは分子雲の直径のいずれかです。Lが駆動スケールである場合、主に駆動スケールと超音速カスケードの開始との間の分離のために、phi_s=0.42（+0.12）（-0.09）を測定します。雲のスケールを超えて伸びる超音速カスケードの場合、phi_s=0.91（+0.25）（-0.20）が得られます。どちらの場合も、phi_s<1です。これは、超音速カスケードが、急激な遷移ではなく、3倍のスケールで亜音速カスケードにスムーズに遷移することがわかったためです。私たちの測定は、分子雲におけるフィラメント構造と星形成の乱流制御モデルの定量的入力を提供します。
かみのけ座銀河団下部構造のHIコンテンツ
| Title |
H_I_content_in_Coma_cluster_substructure |
| Authors |
J._Healy,_S-L._Blyth,_M.A.W._Verheijen,_K.M._Hess,_P._Serra,_J.M._van_der_Hulst,_T.H._Jarrett,_K._Yim,_and_G._I._G._Jozsa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06285 |
銀河団は宇宙で最大の構造のいくつかです。これらの非常に密度の高い環境には、低密度の環境で見られるよりも多くの進化した銀河が存在する傾向があります。高密度の環境は、星形成を促進する中性ガス（HI）貯留層の除去を通じて、銀河の進化に影響を与える可能性があることはよく知られています。ローカル環境（つまり、クラスター内の下部構造）とクラスター自体のどちらの環境がより強い影響を与えるかは不明です。WesterborkComaSurveyの新しいHIデータを使用して、クラスター全体の銀河の平均HI含有量を調査し、下部構造に存在する銀河と存在しない銀河を比較します。かみのけ座銀河団の新しくコンパイルされた赤方偏移カタログのDressler-Shectmanテストに適用して、下位構造を検索します。HIで直接検出されるコマ銀河は非常に少ないため、HIスタッキング技術を使用して、直接検出できる量を下回る平均HI含有量を調べます。ドレスラー-シェクトマン検定を使用して、ヴェステルボルク昏睡調査のフットプリント内に15の下部構造を見つけます。下部構造内の銀河と下部構造内にない銀河の平均HI含有量を比較します。HIスタッキング技術を使用すると、Coma銀河（HIで検出されない）は予想よりも10〜50倍以上HIが不足していることがわかり、非常に効率的で迅速な消光メカニズムのシナリオをサポートします。HIで直接検出されない銀河を研究することにより、コマは以前考えられていたよりもHIが不足していることもわかりました。
測光赤方偏移とベイズスペクトルフィットを使用した、3XMMカタログでのX線吸収源の検索
| Title |
A_search_for_X-ray_absorbed_sources_in_the_3XMM_catalogue,_using_photometric_redshifts_and_Bayesian_spectral_fits |
| Authors |
A._Ruiz,_I._Georgantopoulos_and_A._Corral |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06299 |
1999年の打ち上げ以来、XMM-\textit{Newton}ミッションは、偶然のX線源の最大のカタログを編集してきました。3XMMはこのカタログの3番目のバージョンです。これは、大きな有効領域（1keVで5000$\rmcm^2$）と広い視野（30分角）の組み合わせによるものです。3XMM-DR6カタログには、982$\rmdeg^2$の領域に約470,000の固有のX線源が含まれています。これらのかなりの部分（100,178のソース）は、SDSS、PANSTARRS、VIDEO、UKIDSS、およびWISEの調査で、信頼性の高い光学的、近/中赤外の対応物を持っています。以前の論文では、TPZ機械学習アルゴリズムを使用して、これらのソースの測光赤方偏移を示しました。これらの約4分の1（22,677）は、信頼できるX線スペクトルを抽出できるように適切な光子統計を持っています。明らかに、X線カウントの選択と光学的対応物の制約の両方により、上記のサンプルは明るい光源に偏っています。ここでは、XMMFITCAT-Zを紹介します。ベイジアンX線分析（BXA）手法を使用したこれらの線源のスペクトル適合カタログです。現在のカタログの可能性の科学的デモンストレーションとして、$N_\mathrm{H}>10^{22}\、\mathrm{cmの765X線吸収源の光学および中赤外色についてコメントします。}^{-2}$。X線で選択されたAGNのかなりの部分が、中赤外W1-W2対W2の選択基準に従ってAGNとして分類されないことを示します。これらは低光度のAGNであり、MIR放射へのホスト銀河の寄与は無視できません。X線で隠されたAGNの3分の1だけが赤色またはr-W2>6を示します。次に、隠されたAGNの選択のために文献でよく使用されるr-W2基準は、非常に異なるX線吸収AGNを生成するようです。標準のX線選択基準と比較したサンプル。
放射性超新星残骸と超新星フィードバック
| Title |
Radiative_Supernova_Remnants_and_Supernova_Feedback |
| Authors |
Bon-Chul_Koo,_Chang-Goo_Kim,_Sangwook_Park,_and_Eve_C._Ostriker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06322 |
超新星（SN）爆発は、銀河の運動量入力を通じて星形成を制御する主要なフィードバックメカニズムです。天の川銀河の放射段階でのSNRの観測をレビューして、単一のSN爆発からの運動量/エネルギー注入に関する理論的結果を検証します。急速に拡大する原子放射シェルを観測できる7つのSNRの場合、HI21cm線観測から推定されるシェル運動量が（0.5--4.5）$\times10^5$$M_\odotの範囲にあることを示します。$kms$^{-1}$。2つのSNR（W44およびIC443）では、原子SNRシェルの運動量に匹敵する運動量の衝撃を受けた分子ガスも観察されています。これら7つのSNRの運動量と運動エネルギー/熱エネルギーを1Dおよび3D数値シミュレーションの結果と比較します。観測ベースの運動量と運動エネルギーは、$\sim10^{51}$ergのSN爆発から予想される運動量/エネルギー入力とよく一致します。ただし、放射SNRの高温/低温界面での急速な冷却と複雑な物理学のため、熱エネルギーのデータ/モデル比較を使用して初期爆発エネルギーを制約することははるかに困難です。これらのグローバルパラメータの観測的および理論的不確実性と、複雑な環境におけるSNRの爆発エネルギー推定について説明します。
相互作用システムNGC7805 / 6（Arp 112）とその潮汐矮小銀河候補
| Title |
Interacting_system_NGC_7805/6_(Arp_112)_and_its_tidal_dwarf_galaxy_candidate |
| Authors |
ZhenXing_Fu,_Chandreyee_Sengupta,_Ramya_Sethuram,_Bikram_Pradhan,_Mridweeka_Singh,_Kuntal_Misra,_Tom_C._Scott,_Yin-Zhe_Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06368 |
巨大メートル波電波望遠鏡（GMRT）HI、ヒマラヤチャンドラ望遠鏡（HCT）Halpha、1mサンプルナナンド望遠鏡（ST）、1.3mDevasthal高速光学望遠鏡（DFOT）のNGC7805/6（Arp112）の深部光学観測の結果を示します。KUG2359+311の潮汐矮星銀河（TDG）の候補をテストし、相互作用するシステムの特性を調査するシステム。私たちのGMRTHIマップは、KUG2359+311に関連するHI検出も、KUG2359+311をNGC7805/6システムに接続するHIテールまたはブリッジのような構造も示していません。一方、HCTHalpha画像は、KUG2359+311で強力な検出を示しており、正味SFRは約0.035$\pm0.009{\rmM}_{\odot}\、{\rmyr}^{-1}$。Halphaデータは、KUG2359+311の赤方偏移を$0.00\lez\le0.043$に制限しますが、NGC7806の赤方偏移は約0.015です。これまでに検出されたTDGはすべてHIが豊富で、HI、イオン化ガス、およびそれらを親システムにリンクする恒星の潮汐デブリトレイル（ブリッジまたはテール）が表示されています。しかし、HIデータも光学画像もSDSSより3マグニチュード深いものの、KUG2359+311をNGC7805/6に接続する潮汐の軌跡を明らかにしていません。HIの欠如、古い星の種族の存在、進行中の星形成、通常の矮小銀河と比較して適度に高いSFRは、KUG2359+311がArp112TDGではない可能性があることを示唆しています。これは、通常のガスが豊富な矮小銀河が、Arp112システムとの相互作用によってガス含有量全体を失った後、形態学的変化を起こしている場合である可能性が最も高いです。KUG2359+311の将来の分光観測からの赤方偏移と金属量は、この謎めいた構造の性質を明らかにするのに役立ちます。
SDSS Stripe 82 IIの低赤方偏移クエーサー：関連するコンパニオン銀河と星形成の特徴
| Title |
Low-redshift_quasars_in_the_SDSS_Stripe_82_II:_associated_companion_galaxies_and_signature_of_star_formation |
| Authors |
Maria_Babakhanyan_Stone_(1,2),_Daniela_Bettoni_(3),_Renato_Falomo_(3),_Jari_Kalevi_Kotilainen_(2,1),_Kalle_Karhunen_(1),_Simona_Paiano_(4,5),_Riccardo_Scarpa_(6,7)_((1)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Turku,_Turku,_Finland,_(2)_Finnish_Centre_for_Astronomy_with_ESO_(FINCA),_University_of_Turku,_Turku,_Finland,_(3)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Padova,_Padova_(PD),_Italy,_(4)_Osservatorio_Astronomico_di_Roma,_Monteporzio_Catone,_Italy,_(5)_IASF_Milano,_Milano,_Italy,_(6)_Instituto_de_Astrofisica_de_Canarias,_C/O_Via_Lactea,_La_Laguna_(Tenerife),_Spain,_(7)_Universidad_de_La_Laguna,_Dpto._Astrofsica,_La_Laguna_(Tenerife),_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06448 |
ホスト銀河と大規模環境の両方が以前に調査されたSDSSStripe82領域のQSOのより大きなサンプルから選択された22個の低赤方偏移（z<0.5）クエーサー（QSO）の近縁の光学分光法を提示します作業。新しい観測は、12個のクエーサーの近接銀河に関する以前の論文で研究されたQSOの数を拡張します。ここでの分析は、この研究と以前に発表された論文の両方からの34のクエーサーすべてをカバーしています。それらの半分（15QSO;$\sim$44％）には、少なくとも1つの関連する銀河があることがわかります。関連する仲間の多く（12個の銀河;$\sim$67％）は、最近の星形成の兆候として[OII]3727輝線を示しています。これらの銀河の星形成率（SFR）は中程度です（中央値SFR$\sim$4.3M$_{\odot}$yr$^{-1}$）。8QSOの場合、ホスト銀河のスターライトを検出することもできます。そのうち3つは、スターバースト後の銀河の典型的なスペクトルを持っています。私たちの結果は、クエーサーがそれらの伴銀河の星形成に強い影響を与えていないことを示唆しています。
天の川の歴史を明らかにするために恒星化学の遺伝率を使用する
化学物質の豊富さは星の世代間で受け継がれているので、私たちはそれらを使って銀河の進化の歴史をたどります。遺伝率を研究するために何世紀にもわたって使用される生物学的ツールである系統樹を作成するための堅牢な方法論を提示します。私たちの系統発生を恒星の年齢と動的特性に関する情報と組み合わせて、太陽の近隣にある78個の星の共有された歴史を再構築します。ツリーの分岐パターンは、シックディスクがシンディスクの祖先集団であるシナリオをサポートします。厚い円盤から薄い円盤への移行は異常を示しており、これは星形成バーストに起因すると考えられます。私たちの木は、太陽系を作成するマイナーな星形成の強化におそらく関連している、太陽に似た星の変動性のさらなる特徴を示しています。この論文では、系統発生の視点と学際的なコラボレーションの計り知れない可能性を示します。生物学から借用した技術を使用して、ミルキーウェイの進化に貢献した主要なプロセスを研究できます。
UV明るい赤シーケンス銀河：UV上昇とUV弱いシステムの比較研究
銀河からの紫外線（UV）放出は、恒星源からであろうとなかろうと、高温成分に関連しています。二色図を利用することにより、初期型銀河（ETG）は、主に3つのカテゴリ、つまり、残留星形成、UV弱、およびUV上昇にUV放射の観点から分類できます。この論文は、紫外線の弱いシステムと比較することにより、紫外線の上昇を示す銀河を調査することを目的としています。この調査には3つの面があります。（i）UV明るいETGの合計に関する、UV上昇システムの割合の赤方偏移（z）と恒星質量（logM*）の進化の評価。（ii）輝線に関する最初の研究の層別化。（iii）星の種族に関するパッシブRSGのUV弱と上昇の比較。最初の前線に取り組むために、ベイズロジスティックモデルが適用されました。2番目のフロントは最初のフロントを拡張し、サンプルを輝線クラスに分割します。最後の最前線は、GAMA-DR3のカタログを利用して、UVの弱いシステムと上向きのシステムの星の種族の特性の研究に焦点を当てています。結果は、UV上昇システムの割合がz〜0.25まで上昇し、その後低下することを示していますが、これはまだ確認されていません。サンプルを輝線クラスに階層化することにより、引退/パッシブとして分類された銀河（進化した恒星相に関連する銀河）がzとlogM*の振る舞いを支配します。両方のタイプのシステムの星の種族を分析することにより、年齢の中央値、金属量、星形成の最後のバーストからの時間など、さまざまな特性が明らかになります。これらの結果は、UV上昇システムがより狭い星形成履歴、より高い金属量、およびわずかに古い集団を持っていることを示しているようです。
基本的なリファレンスAGNモニタリング実験（FRAMEx）I：VLBAで飛行機から飛び降りる
| Title |
Fundamental_Reference_AGN_Monitoring_Experiment_(FRAMEx)_I:_Jumping_Out_of_the_Plane_with_the_VLBA |
| Authors |
Travis_C._Fischer,_Nathan_J._Secrest,_Megan_C._Johnson,_Bryan_N._Dorland,_Phillip_J._Cigan,_Luis_C._Fernandez,_Lucas_R._Hunt,_Michael_Koss,_Henrique_R._Schmitt,_Norbert_Zacharias |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06570 |
AGNの見かけの位置と形態に影響を与える物理的プロセスを理解することを目的とした観察キャンペーンであるFundamentalReferenceAGNMonitoringExperiment（FRAMEx）の最初の結果を紹介します。この作業では、硬X線（14-195keV）でボリュームが完全なサンプルを形成する25のローカルAGNのスナップショットキャンペーンについて、SwiftX線望遠鏡（XRT）とVeryLongBaselineArray（VLBA）の同時電波観測を取得しました。）$10^{42}$ergs$^{-1}$を超える光度、40Mpcの距離まで。$\sim20$$\mu$Jyの観測深度を達成したにもかかわらず、サンプル内の25個のAGNのうち16個が、ミリ秒角（サブパーセク）スケールのVLBAで検出されず、対応するコア電波光度が高いことがわかりました。限界は、ブラックホール活動の基本平面からの予測を体系的に下回っています。アーカイブのJansky超大型アレイ（VLA）無線測定を使用して、サンプルは基本平面に戻ります。これは、拡張された電波放射が、電波放射、X線放射、およびブラックホール質量の間の明らかな相関関係の原因であることを示唆しています。この不一致は、AGNとホスト環境の間の相互作用を介して生成された核外電波放射が原因である可能性が高いことを示唆しています。AGNのVLBA観測を近くの銀河ブラックホール（GBH）のVLA観測と比較し、$L_\mathrm{6cm}$/$L_\mathrm{のブラックホールの電波とX線の輝度の間に質量に依存しない相関関係があることを発見しました。2-10keV}$$\sim$10$^{-6}$、冠状放射の予測と一致しますが、真に電波のないAGNの可能性を考慮に入れています。
超相対論的爆発の非相対論的内部：ブランドフォードマッキーソリューションへの拡張
強い衝撃波に囲まれた超相対論的流れの流体力学は、球面幾何学のよく知られたBlandford-McKeeソリューションによって説明されます。ただし、これらの解は、流れがニュートン速度に近づくにつれて、衝撃波の後ろの距離$\simR/2$で不正確になります。ここで、$R$は衝撃半径です。この作業では、Blandford-McKeeソリューションの拡張であり、流れがニュートン速度に対して穏やかに相対論的に達する爆風の内部を記述する新しい自己相似ソリューションを見つけます。流れの内部の速度プロファイルは、衝撃ローレンツ因子$\Gamma$の値に依存せず、$r=0$から$R/\Gamma^の距離まで正確であることがわかります。ショックの後ろに2ドル。衝撃波が背後の流れ全体と因果関係を持っているという事実にもかかわらず、方程式には特異点が現れます。それでも、解は特異点を通過する必要はありません。周囲密度が十分にゆっくりと減少する場合、$\rho\proptor^{-k}$と$k<\frac{1}{2}（5-\sqrt{10}）\cong0.92$、二次衝撃波が形成され、原点に流入します。
高速電波バーストのエネルギーと赤方偏移の分布について
高速電波バースト（FRB）は、宇宙論的な距離からのミリ秒の長さの電波過渡現象です。それらの等方性エネルギーは、指数関数的カットオフの可能性があるべき乗則分布に従いますが、FRBソースに関する情報を含む固有のレッドシフト分布はよく理解されていません。モンテカルロシミュレーションを使用して両方の分布を制約し、シミュレーション結果を利用可能なFRB固有のフルエンス分布、分散測定（DM）分布、および推定エネルギー分布データと比較しようとします。2つのredshift分布モデル、1つは宇宙の星形成履歴を追跡し、もう1つはコンパクトなバイナリマージを追跡します。後者のモデルでは、3つの合併遅延タイムスケール分布（ガウス、対数正規、およびべき法則）モデルを検討します。ParkesとAustralianSquareKilometerArrayPathfinder（ASKAP）によってそれぞれ検出された2つのFRBサンプルを使用して、シミュレーション結果を比較します。エネルギー分布の$\sim-1.8$べき乗則インデックスを確認しますが、分布の指数関数的カットオフエネルギーは、もしあれば、制約されません。最良のエネルギー分布モデルの場合、検討した赤方偏移分布のいずれもデータによって拒否されません。将来の、より大きく、均一なFRBサンプル（カナダ水素強度マッピング実験、CHIMEによって収集されたものなど）は、このペーパーで提示された方法論を使用して、固有のFRB赤方偏移分布に対するより良い制約を提供できます。
| Title |
Constraining_parameters_of_coalescing_stellar_mass_binary_black_hole_systems_with_Einstein_Telescope_alone |
| Authors |
Neha_Singh_and_Tomasz_Bulik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06336 |
将来の第3世代重力波検出器であるEinsteinTelescopeは、高度な検出器に比べてブロードバンド感度が約10倍に向上し、地上ベースの重力波干渉計の低周波感度を10Hz未満に拡張することが期待されています。検出器のネットワークを使用した重力波観測により、空の位置、偏光、および光源までの距離を直接独立して測定できますが、ここでは、スタンドアロン機器としてのアインシュタイン望遠鏡の機能を分析します。赤方偏移とシステムチャープ質量は、単一の検出器を使用した重力波観測では縮退しているため、通常、ソースの赤方偏移は電磁的な対応物から取得されると想定されます。アーム開口角60度の正三角形に配置された3つの重なり合う干渉計で構成されるアインシュタイン望遠鏡の現在の設計を分析し、三角形の3つのET-D干渉計との合体ブラックホール検出の共同分析を実行します。構成とは、そのような分析が20\％までの精度でそれらの輝度距離とチャープ質量を制限することを示しています。
半径測定によるハイブリッド星の弾性クォーク相のプロービング
| Title |
Probing_elastic_quark_phases_in_hybrid_stars_with_radius_measurements |
| Authors |
Jonas_P._Pereira,_Micha{\l}_Bejger,_Lucas_Tonetto,_Germ\'an_Lugones,_Pawe{\l}_Haensel,_Julian_Leszek_Zdunik,_Magdalena_Sieniawska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06361 |
中性子星の内部組成は現在ほとんど知られていない。量子色力学における相転移の可能性のために、星はハイブリッドであり、クォークコアを持っている可能性があります。ハイブリッド星の動的安定性に対する弾性クォーク相（摂動時のみ）のいくつかの痕跡を調査します。不安定性の開始が最大質量のものよりも大きな中心密度で起こるという意味で、それらがハイブリッド星の動的安定ウィンドウを増加させることを示します。特に、結晶クォーク相のせん断弾性率を額面でとると、半径方向の周波数がヌル（不安定性の開始）の弾性ハイブリッド星と完全流体ハイブリッド星の相対半径差は最大$1\％-2\％$になります。。大まかに言えば、これは、クォーク相の弾性のみに起因する、特定の質量範囲の星の最大相対半径分散（完全流体予測に加えて）が$2\％-4\％$であることを意味します。クォークのせん断弾性率の推定値がその可能な桁数のみを示唆する、より不可知論的なアプローチでは（計算で多くの近似が行われるため）、クォークの位相弾性による固有の相対半径分散は5ドルにもなる可能性があります\％-10\％$。したがって、上記の半径の分散は、NICER、eXTP、ATHENAなどの電磁ミッションで中性子星のクォーク相の弾性を制限できる可能性があることを示唆しています。
Mrk421のフラットな電波スペクトルについての説明
平坦な電波スペクトルがブレーザーのスペクトルエネルギー分布の一般的な特性であることはよく知られています。1ゾーンレプトンモデルは、一般に多波帯域放射の説明に成功していますが、無線スペクトルの再現には問題があります。Mrk421の研究では、1ゾーンモデルは、電波束の過剰生成を回避するために、シンクロトロンの自己吸収効果を考慮しても、最小電子ローレンツ因子は少なくとも数百より大きくなければならないことを示唆しています。この結果は、Mrk421の無線帯域でモデルが予測したスペクトルインデックスが-1/3であることを示唆しています。この結果に基づいて、電波放射にも寄与する無視された領域があり、その電子エネルギー指数が最も単純な一次フェルミ加速メカニズムに自然に由来すると仮定することにより、重ね合わせた平坦な電波スペクトルを得ることができます。本論文では、Mrk421の静止状態のスペクトルエネルギー分布を再現するために2ゾーンモデルを提案した。従来の放射ゾーンからの放射を考慮することに加えて、粒子が存在する加速ゾーンからの放射をさらに考慮する。ショックフロントで加速。現在のモデルでは、我々のフィッティング結果は、Mrk421の低周波フラット無線スペクトルが、加速ゾーンと放射ゾーンからのシンクロトロン放射の重ね合わせとして説明されるかもしれないことを示唆しています。
反K中間子凝縮を伴う大規模中性子星の高密度物質状態方程式
| Title |
Dense_matter_equation_of_state_of_massive_neutron_star_with_anti-kaon_condensation |
| Authors |
Vivek_Baruah_Thapa_and_Monika_Sinha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06440 |
いくつかの候補（PSRJ$1614-2230$、PSRJ$0348+0432$、MSPJ$0740+6620$）からの中性子星質量の最近の測定値は、このクラスのコンパクトオブジェクトの可能な最大質量の下限を設定しました$\sim2$M$_\odot$。質量の大きい星が存在すると、天体のコア領域にエキゾチック物質（ハイペロン、中間子凝縮体）が存在する可能性があります。この作業では、共変密度汎関数理論の枠組みの中で、$\beta-$で平衡化された核物質の（反）K中間子（$K^-、\bar{K}^0$）凝縮を調査します。K中間子セクターの機能は、$K^-$原子、K中間子-核子散乱データの適合に関する実験的研究によって制約されています。（反）K中間子凝縮体を含めると状態方程式が柔らかくなり、中性子星の最大質量が低下することがわかります。密度に依存しない結合の場合の1つでは、$K^-$凝縮は、$2$M$_\odot$中性子星を生成する1次相転移タイプを介して行われます。一次相転移は、星の内核に混合相領域をもたらします。$\bar{K}^0$凝縮は、ここで検討するすべてのモデルの2次相転移を介して現れます。
X線RMSスペクトルのモデリングII：PDS456の超高速流出
超高速流出を説明する過剰分散スペクトルの改良モデルを提示し、それを発光（L〜10^47erg/s）低赤方偏移（z=0.184）クエーサーPDS456に正常に適用します。このモデルは十分に説明できます。PDS456の過剰分散スペクトルにおけるこれらの流出のスパイク状の特徴の広がりについて、2つの効果を考慮することによって：流出速度と対数X線フラックスとの相関およびv_int=10^4kmでの固有ドップラー広がり/s。モデルは、モンテカルロシミュレーションからカウントスペクトルの分数過剰分散を計算することによって生成されました。PDS456の流出が構造化されているという証拠が見つかりました。つまり、流出速度が0.27〜0.30c、0.41〜0.49c、0.15〜0.20cの2つ以上の層が存在する可能性があり、これは文献。超高速流出を検出し、それらの構造を調査するための過剰分散スペクトルに一般的に適用可能なモデルの見通しについて説明します。流出速度と対数X線束の間の相関の強さの推定値を提供し、その妥当性を調査します。
ブレーザーの速い変動性の二重の性質。 S5 0716 +714の宇宙および地上観測
| Title |
The_dual_nature_of_blazar_fast_variability._Space_and_ground_observations_of_S5_0716+714 |
| Authors |
C._M._Raiteri,_M._Villata,_D._Carosati,_E._Ben\'itez,_S._O._Kurtanidze,_A._C._Gupta,_D._O._Mirzaqulov,_F._D'Ammando,_V._M._Larionov,_T._Pursimo,_J._A._Acosta-Pulido,_G._V._Baida,_B._Balmaverde,_G._Bonnoli,_G._A._Borman,_M._I._Carnerero,_W.-P._Chen,_V._Dhiman,_A._Di_Maggio,_S._A._Ehgamberdiev,_D._Hiriart,_G._N._Kimeridze,_O._M._Kurtanidze,_C._S._Lin,_J._M._Lopez,_A._Marchini,_K._Matsumoto,_R._Mujica,_M._Nakamura,_A._A._Nikiforova,_M._G._Nikolashvili,_D._N._Okhmat,_J._Otero-Santos,_N._Rizzi,_T._Sakamoto,_E._Semkov,_L._A._Sigua,_L._Stiaccini,_I._S._Troitsky,_A._L._Tsai,_A._A._Vasilyev,_and_A._V._Zhovtan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06493 |
BlazarS50716+714は、日中の時間スケールに至るまでの短期間の変動性でよく知られています。ここでは、2019年12月から2020年1月にTESS宇宙望遠鏡によって得られた2分のケイデンス光度曲線を提示し、前例のないサンプリングでオブジェクトの高速変動を分析します。B、V、R、およびIバンドでの全地球ブラザー望遠鏡コラボレーションによる観測をサポートすることで、TESSポインティング中のスペクトル変動を調査することができます。スペクトル分析は、ニールゲーレルスウィフト天文台からのデータを使用して、周波数がUVおよびX線バンドにさらに拡張されます。最短の光学変動時間スケールを明らかにするための新しい方法を開発します。これは、時間ビンを減らしながら、ビン化されたフラックスを介した3次スプライン補間によるTESS光度曲線の漸進的なトレンド除去に基づいています。次に、トレンド除去された光度曲線は、時系列分析用の従来のツール（ピリオドグラム、自己相関、および構造関数）を使用して分析されます。結果は、3日未満では、約1.7、0.5、および0。2日の有意な特性変動時間スケールがあることを示しています。0.2d未満の時間スケールでの変動は強い色彩であり、約ミリパーセク未満の寸法の放出領域、おそらくジェット下部構造を含む固有のエネルギープロセスに起因する必要があります。対照的に、0.5dを超える時間スケールでのフラックスの変化は準無彩色であり、おそらく幾何学的起源のドップラー因子の変化によるものです。
Ia型超新星における非球面エジェクタ特性の調査：前駆体依存性と前駆体分類への応用
| Title |
Exploration_of_Aspherical_Ejecta_Properties_in_Type_Ia_Supernova:_Progenitor_Dependence_and_Applications_to_Progenitor_Classification |
| Authors |
Shing-Chi_Leung,_Roland_Diehl,_Ken'ichi_Nomoto,_Thomas_Siegert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06513 |
熱核超新星（SNeIa）のいくつかの爆発は、綿密な検査で球対称性からの逸脱を示すことがわかっています。例としては、INTEGRAL/SPIによって測定されたSN2014Jからのガンマ線線、およびTychoなどの古い残骸の放射性同位体からの形態情報があります。SNeIaの点火形状や燃焼形態などのパラメータの影響に関する体系的な研究はまだありません。後処理元素合成を伴う2D流体力学コードを使用し、蓄積されたHeエンベロープ内の核暴走から始まり、白色矮星の破壊に向けて、チャンドラセカール下の質量炭素-酸素白色矮星の二重爆轟をシミュレートします。主な非対称性ドライバーをサンプリングする4つのトリガーシナリオを通じて、潜在的な多様性を探ります。さらに、個々の要素に基づいて、噴出物の非球面構造に対するそれらのグローバルな影響を調査します。これらの新しい観測データが他の観測量とともにどのように爆発とSNeIaの前駆体を制約するのに役立つかを説明するために、よく観測されたSN2014Jと他の最近観測されたSNレムナントに結果を適用します。
不明瞭なスウィフト/ BATで選択された活動銀河核のNuSTAR調査：II。セイファートII硬X線スペクトルにおける高エネルギーカットオフの中央値
| Title |
NuSTAR_Survey_of_Obscured_Swift/BAT-selected_Active_Galactic_Nuclei:_II._Median_High-energy_Cutoff_in_Seyfert_II_Hard_X-ray_Spectra |
| Authors |
M._Balokovi\'c,_F._A._Harrison,_G._Madejski,_A._Comastri,_C._Ricci,_A._Annuar,_D._R._Ballantyne,_P._Boorman,_W._N._Brandt,_M._Brightman,_P._Gandhi,_N._Kamraj,_M._J._Koss,_S._Marchesi,_A._Marinucci,_A._Masini,_G._Matt,_D._Stern,_C._M._Urry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06583 |
活動銀河核（AGN）のコロナで生成されたX線放射の広帯域X線分光法は、それらの中央の超大質量ブラックホールに非常に近い物理的条件への重要な洞察を提供することができます。コロナを形成するコンプトン化プラズマの温度は、10keVを超えるエネルギーで高品質のデータを必要とするため、最も明るいAGNでも直接拘束することが困難であった高エネルギーカットオフによって明らかになります。この論文では、Swift/BATを使用して硬X線バンドで選択され、NuSTARおよびSwift/XRTと同時にほぼ同時に観測された130AGNのサンプルに基づいて、不明瞭なAGNの冠状カットオフ制約の大規模なコレクションを示します。部分的な制約に関する一連の合理的な仮定の下で、カットオフの中央値は290$\pm$20keVに十分に制約され、不確実性は統計的であり、68％の信頼水準で与えられます。この結果の仮定に対する感度を調査し、さまざまな既知の体系的な不確実性を考慮すると、カットオフの中央値が240keVから340keVの間に確実に配置されることがわかりました。固有のカットオフ分布の中央の68％は、約140keVから500keVの間にあり、推定の不確実性はそれぞれ20keVと100keVであることがわかります。文献と比較して、不明瞭なAGNと不明瞭でないAGNのカットオフが大幅に異なるという明確な証拠は見つかりません。私たちの分析は、AGNの冠状高エネルギーカットオフに対する部分的および潜在的に縮退した制約を注意深く検討することの重要性を強調しています。
| Title |
Search_for_Black_Hole_Merger_Families |
| Authors |
Do\u{g}a_Veske,_Andrew_G._Sullivan,_Zsuzsa_M\'arka,_Imre_Bartos,_K._Rainer_Corley,_Johan_Samsing,_Riccardo_Buscicchio,_Szabolcs_M\'arka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06591 |
恒星質量ブラックホール連星の起源、環境、進化はまだ謎です。提案されたバイナリ形成メカニズムの1つは、複数のブラックホール間の動的相互作用に現れます。これらの動的相互作用の結果として生じるフレームワークは、いわゆる階層的トリプルマージシナリオです。これは、3つのブラックホールが重力によって束縛され、2つの連続したブラックホールマージが発生したときに発生します。このような連続した合併では、関係するブラックホールは互いに直接関連しているため、このチャネルは、検出されたバイナリブラックホールの合併の特性から直接テストできます。ここでは、LIGO/VirgoのGWTC-1およびGWTC-2カタログ内のイベントと、IAS-Princetonグループによって検出されたイベント間の階層的なトリプルマージの検索を示します。この検索には、ブラックホールスピンも考慮した改善された統計的定量化が含まれています。第1世代BHの質量分布のさまざまな上限について分析を実行します。私たちの結果は、階層的な合併シナリオを制約するための質量分布のプロパティの重要性を示しています。個別に重要な合併ペアを提示します。検索により、興味深い候補ファミリと検索の将来の影響のヒントが得られます。
放物線方程式法による氷内電波伝搬のモデリング
| Title |
Modeling_in-ice_radio_propagation_with_parabolic_equation_methods |
| Authors |
S._Prohira,_C._Sbrocco,_P._Allison,_J._Beatty,_D._Besson,_A._Connolly,_P._Dasgupta,_C._Deaconu,_K.D._de_Vries,_S._De_Kockere,_D._Frikken,_C._Hast,_E._Huesca_Santiago,_C.-Y._Kuo,_U.A._Latif,_V._Lukic,_T._Meures,_K._Mulrey,_J._Nam,_A._Novikov,_A._Nozdrina,_J.P._Ralston,_R.S._Stanley,_J._Torres,_S._Toscano,_D._Van_den_Broeck,_N._van_Eijndhoven,_and_S._Wissel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05997 |
極地の氷における電波伝搬を解くための放物型方程式（PE）法の使用を調査します。PE法は、有限差分時間領域（FDTD）法などのフルフィールド解とは対照的に、マクスウェルの方程式の近似解を提供しますが、単純な幾何学的レイトレーシング（RT）法よりも完全な伝搬モデルを提供します。ニュートリノ誘導カスケードの氷内無線検出をシミュレートするための現在の最先端技術です。PEは、FDTD法よりも計算効率が高く、RT法よりも柔軟性が高いため、回折効果を含めたり、幾何学的な方法ではモデル化できない領域での伝搬をモデル化することができます。氷内の場合に適した新しいPE近似を提示します。現在のレイトレーシング法は、氷の特性の処理において単純すぎる可能性があり、それらの継続的な使用は、氷内ニュートリノ検出実験の実験感度を過大評価する可能性があると結論付けています。現在の氷内アスカリャン型検出器と今後のレーダーエコー望遠鏡への影響について説明します。これらの結果が最も関連性のある2つの実験ファミリー。氷内無線アプリケーションについては、PEメソッドをさらに調査することをお勧めします。
自己組織化マップを使用して、LOFAR 2メートルの空の調査の電波源集団の最もまれな形態を明らかにする
| Title |
Unveiling_the_rarest_morphologies_of_the_LOFAR_Two-metre_Sky_Survey_radio_source_population_with_self-organised_maps |
| Authors |
Rafa\"el_I.J._Mostert,_Kenneth_J._Duncan,_Huub_J.A._R\"ottgering,_Kai_L._Polsterer,_Philip_N._Best,_Marisa_Brienza,_Marcus_Br\"uggen,_Martin_J._Hardcastle,_Nika_Jurlin,_Beatriz_Mingo,_Raffaella_Morganti,_Tim_Shimwell,_Dan_Smith,_Wendy_L._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06001 |
低周波アレイ（LOFAR）2メートルの空の調査（LoTSS）は、比類のない解像度と感度での北天の低周波無線連続体調査です。この巨大なデータセットと、今後10年間にSquareKilometerArrayによって生成されたデータセットを十分に活用するために、機械学習とデータマイニングの自動化された方法は、形態学的分類と電波源の光学的対応物の識別の両方にますます不可欠になります。教師なし機械学習の形式である自己組織化マップ（SOM）を使用して、LoTSSの最初のデータリリースで$\sim$25kの拡張無線連続ソースの無線形態の次元削減を作成しました。これは$\sim$2のみです。最終的なLoTSS調査のパーセント。\textsc{PINK}を使用しました。これは、回転と反転の不変性を使用してSOMアルゴリズムを拡張するコードであり、天文ソースのトレーニングへの適合性と有効性を高めています。トレーニング後、SOMはさまざまな科学の活用に使用できます。トレーニングデータ（424平方度）とその後の空の領域（424平方度）で形態学的にまれなソースを任意の数で見つけることにより、SOMの可能性を示します。$\sim$5300平方度）トレーニングデータの範囲外。このようにして発見された天体は、放射性活動銀河核の拡張ジェット、拡散クラスターのハローと遺物、近くの渦巻銀河など、形態学的および物理的カテゴリーの広い範囲に及びます。最後に、アクセス可能でインタラクティブで直感的なデータ探索を可能にするために、LOFAR-PyBDSF視覚化ツールを紹介します。これにより、ユーザーはトレーニング済みのSOMを介してLoTSSデータセットを探索できます。
天文画像処理へのゲートウェイ：AWS上のVera C. RubinObservatoryLSSTサイエンスパイプライン
| Title |
A_Gateway_to_Astronomical_Image_Processing:_Vera_C._RubinObservatory_LSST_Science_Pipelines_on_AWS |
| Authors |
Dino_Bektesevic_and_Hsin-Fang_Chiang_and_Kian-Tat_Lim_and_Todd_L._Miller_and_Greg_Thain_and_Tim_Jenness_and_James_Bosch_and_Andrei_Salnikov_and_Andrew_Connolly |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06044 |
ヴェラ・C・ルービン天文台が運営する時空のレガシー調査は、2022年に運用が開始される予定の10年間の天文調査で、3泊ごとに半空を撮影します。LSSTは、ほぼリアルタイムで調整および分析される1泊あたり最大20TBの生データを生成します。LSSTデータの量を考えると、データ再処理の従来のサブセット-ダウンロード-プロセスパラダイムは重大な課題に直面しています。ここでは、天文学者が画像やカタログを大規模に分析できるようにする天文学のゲートウェイに向けた最初のステップについて説明します。この最初のステップでは、アマゾンウェブサービス（AWS）での画像およびカタログ処理アルゴリズムのコレクションであるRubinLSSTサイエンスパイプラインの実行に焦点を当てます。このようなシステムをクラウドにデプロイする際のパフォーマンス、スケーラビリティ、およびコストに関する最初の印象について説明します。
星間物質におけるグリシン形成の非エネルギーメカニズム
| Title |
A_non-energetic_mechanism_for_glycine_formation_in_the_interstellar_medium |
| Authors |
S._Ioppolo,_G._Fedoseev,_K.-J._Chuang,_H._M._Cuppen,_A._R._Clements,_M._Jin,_R._T._Garrod,_D._Qasim,_V._Kofman,_E._F._van_Dishoeck,_H._Linnartz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06145 |
ロゼッタミッションによる67P/チュリュモフゲラシメンコ彗星でのアミノ酸グリシンとそのアミン前駆体メチルアミンの検出は、地球上のプレバイオティクスの宇宙起源の強力な証拠を提供します。そのような複雑な有機分子が星や惑星の形成過程に沿っていつどのように形成されるかについては、議論が続いています。低温で高密度の星間雲条件下で、原子およびラジカル-ラジカル付加表面反応を介して固相で形成されたグリシンの最初の実験室検出を報告します。天体化学モデルに裏付けられた私たちの実験は、グリシンが以前に想定されていたよりもはるかに早い星形成段階で、保存されたままの星間水に富む氷の中で、UV光子や宇宙線などのエネルギー照射を必要とせずに形成することを示唆しています。また、固体メチルアミンが重要な副反応生成物であることも確認しています。氷粒上でのグリシンの星前形成は、惑星形成物質の化学含有量を豊かにする宇宙での複雑で遍在するプレバイオティクス化学の基礎を提供します。
銀河全体の定常状態の元素合成
| Title |
Steady-state_nucleosynthesis_throughout_the_Galaxy |
| Authors |
Roland_Diehl,_Martin_G.H._Krause,_Karsten_Kretschmer,_Michael_Lang,_Moritz_M.M._Pleintinger,_Thomas_Siegert,_Wei_Wang,_Laurent_Bouchet,_and_Pierrick_Martin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06369 |
元素合成からの特徴的なガンマ線線の測定と天体物理学的解釈は、INTEGRALミッション、特にその分光計SPIの顕著な科学目標の1つでした。26Alおよび60Fe崩壊線からの放出は、元素合成源の蓄積された噴出物に由来し、自然界では拡散しているように見えます。26Alと60Feは、主に巨大な星団に由来すると考えられています。ガンマ線観測は、元素合成エジェクタが直接の発生源とその誕生場所を離れた後、周囲の星間ガスと混合する経路上で、元素合成エジェクタの運命と流れを追跡するための興味深いウィンドウを開きます。INTEGRAL26Al放出画像は、銀河の平面全体に沿った塊と範囲の以前の発見を確認し、大質量星グループからのその起源を支持しています。INTEGRAL分光法は線を解決し、ドップラーの広がりと大規模な銀河の回転からの体系的なシフトを発見しました。しかし、約200km/sの過剰速度は、26Alが渦巻腕の間で前方に伸びる大きなスーパーバブル内で優先的に崩壊することを示唆しています。近くのオリオン座とエリダヌス座のスーパーバブルからの26Al線放射の検出は、この解釈を裏付けています。26Alのベータ+崩壊および他の元素合成エジェクタからの陽電子は、INTEGRALによって測定された511keVでの陽電子消滅ガンマ線の形態を説明しないことがわかっています。INTEGRALによって測定された60Fe信号は拡散していますが、イメージングの解釈には弱すぎるため、点状/集中ソースからの発生源は除外されます。60Fe/26Al比は、0.2〜0.4の範囲に制限されています。これらの結果の精度を向上させるだけでなく、新星（22Na放射能による）および銀河における過去の中性子星合体（r過程放射能による）からの拡散元素合成の寄与は、残りのミッション拡張の新しい展望を刺激しています。
OGLE-2007-BLG-224L：陸生視差の確認
| Title |
OGLE-2007-BLG-224L:_Confirmation_of_Terrestrial_Parallax |
| Authors |
Yutong_Shan,_Jennifer_C._Yee,_Vanessa_P._Bailey,_Laird_M._Close,_Phil_M._Hinz,_Jared_R._Males,_Katie_M._Morzinski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06013 |
マイクロレンズイベントの7年後に撮影されたMagAOイメージングに基づいて、OGLE-2007-BLG-224のレンズフラックスの制限を示します。観測の時点で、レンズはマイクロレンズ源から292mas離れているはずでした。ただし、MagAOでは新しいソースは検出されません。$H>20.57$のレンズフラックスに上限を設定します。この測定は、グールドらの結論を裏付けています。（2009）このイベントのレンズは褐色矮星でなければならない。これは、地上のマイクロレンズ視差効果に基づく予測の最初のテストであり、亜恒星/暗いマイクロレンズの最初のAO確認です。
超新星残骸における「耳」の形成：双極星周構造との相互作用の歴史を聞く
| Title |
"Ears"_formation_in_Supernova_Remnants:_Overhearing_an_interaction_history_with_bipolar_circumstellar_structures |
| Authors |
A._Chiotellis,_P._Boumis,_Z.T._Spetsieri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06020 |
近くの超新星残骸（SNR）で頻繁に見られる特徴は、星雲の形態に2つの「耳」として投影される2つの反対称の局所的な突起の存在です。この作業では、爆発の中心を取り囲んでいた双極星周媒体（CSM）とSNRの相互作用によって、2つのローブが形成される「耳」形成プロセスの新しいシナリオを提示します。2次元の流体力学シミュレーションを実施し、バイポーラCSMからのSNRショックの発生が、SNRの進化の数百年から数千年の間、サイズと形状を保持するレムナントの赤道で2つの反対側の突起の膨張を引き起こすことを示します。。超新星（SN）とCSMの特性を変化させて一連のモデルを実行し、抽出された結果が「耳」のサイズ、寿命、形態、運動学に関して観測量との良好な一致を示していることを示します。自然界でのモデルの妥当性について説明し、「耳を運ぶ」SNRの最も可能性の高い前駆体は、コア崩壊SNイベントと共生星によって生じるSNRの高光度青色変光星または赤/黄色超巨星であることを提案します。タイプIaSNeによって形成された残骸のための惑星状星雲。最後に、私たちのモデルを他の文献の「耳」形成モデルと比較し、「耳」の向きと「耳」形成プロセスが発生する段階に関して、それらの間に明確な違いがあることを示します。
ANTEATR-PARADE IによるCMEの惑星間膨張と変形のモデリング：さまざまな力の相対的な寄与
| Title |
Modeling_Interplanetary_Expansion_and_Deformation_of_CMEs_with_ANTEATR-PARADE_I:_Relative_Contribution_of_Different_Forces |
| Authors |
C._Kay_and_T._Nieves-Chinchilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06030 |
コロナ質量放出（CME）は宇宙天気活動の主要な推進力ですが、ほとんどの予測は、影響の重大度に影響を与える内部特性ではなく、CMEの予想到着時間に制限されています。磁場密度や質量密度などの多くの特性は、保存則に従い、CMEのサイズの変化に応じて体系的に変化します。ANTEATR到着時間モデルの最新バージョンであるANTEATR-PARADEを紹介します。これには、CMEの中心軸とその断面の両方のサイズと形状の物理駆動による変更が含まれています。内部の磁力と外部の抗力は、CMEのさまざまな方向の加速度に影響を与え、半径方向と垂直方向の間に非対称性を引き起こします。これらの改善により、バルクと拡張の両方のより現実的なCME速度、サイズと形状、および内部プロパティがもたらされるはずです。ANTEATR-PARADEは、将来の宇宙天気予報に必要な時間スケールでこのレベルの詳細を提供する、この種の最初のモデルです。モデルの詳細、一般的な動作の最初の図、およびさまざまな力の相対的な重要性の研究を提示します。モデルは、CMEの断面と中心軸の両方のパンケーキを示しているため、半径方向の範囲は垂直方向の範囲よりも小さくなります。磁場モデルの単一のパラメーター化では、抗力が磁力を超える傾向があり、結果はCMEの初期速度に非常に敏感であることがわかります。
CME関連の太陽電波バーストのイメージング分光法
| Title |
Imaging_Spectroscopy_of_CME-Associated_Solar_Radio_Bursts |
| Authors |
Sherry_Chhabra,_Dale_E._Gary,_Gregg_Hallinan,_Marin_M._Anderso,_Bin_Chen,_Lincoln_J._Greenhill,_Danny_C._Price |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06073 |
オーウェンズバレー電波天文台長波長アレイ（OVRO-LWA）でメートル波長で観測された太陽電波イベントの最初の結果を示します。高速コロナ質量放出（CME）と2015年9月20日からのM2.1GOES軟X線フレアに関連する複数の電波源/バーストで構成される複雑なイベントを調べます。9-sケイデンスの画像を使用して120分間のイベントであり、太陽放射は$\approx3.5\、R_\odot$の距離まで観測され、瞬間的な帯域幅は40〜70〜MHzの周波数範囲内で22〜MHzをカバーします。無線イベントの調査結果を提示します。特に、移動タイプIVバーストとして分類される外向きの動きを示す1つのバーストソースに焦点を当てます。複数の周波数でイベントを画像化し、ソース重心を使用して外向きの動きの速度を取得します。LASCO（C2）コロナグラフからの白色光でのCMEの観測との空間的および時間的比較は、外向きの動きとCMEのコアとの関連を示しています。CMEの段階的円筒シェル（GCS）再構成を実行することにより、ボリューム内の密度を制限します。密度推定から得られた電子プラズマ周波数では、プラズマ発光を根本的なメカニズムとして完全に排除することはできません。ただし、ソースの高さと周波数と時間での放射の滑らかさに基づいて、ジャイロシンクロトロンがより妥当なメカニズムであると主張します。ジャイロシンクロトロンスペクトルフィッティング技術を使用して、このバーストソースの外向きの動きの間に進化する物理的状態を推定します。
ハイブリッドMHDと直接N体法による星団形成のシミュレーションでの原始バイナリの実装
| Title |
Implementing_Primordial_Binaries_in_Simulations_of_Star_Cluster_Formation_with_a_Hybrid_MHD_and_Direct_N-Body_Method |
| Authors |
Claude_Cournoyer-Cloutier,_Aaron_Tran,_Sean_Lewis,_Joshua_E._Wall,_William_E._Harris,_Mordecai-Mark_Mac_Low,_Stephen_L._W._McMillan,_Simon_Portegies_Zwart_and_Alison_Sills |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06105 |
星団内の連星系における星の割合は、それらの進化にとって重要ですが、最初の恒星降着後の動的プロセスによって形成される連星の割合は不明のままです。以前の研究では、動的相互作用だけでは、観測と比較して低質量のバイナリが少なすぎることを示しました。したがって、バイナリの初期母集団を、結合されたMHDと直接N体星団形成コードトーチに実装します。初期のバイナリ母集団がある場合とない場合のシミュレーションを比較し、両方のシミュレーションセットでバイナリ母集団の動的進化を追跡し、バイナリの動的形成と破壊の両方が発生することを確認します。星形成の最初の数百万年でさえ、質量比が$q\geq0.1$検出限界を超えるバイナリの観測されたバイナリ分数を再現するには、すべての質量でバイナリの初期集団が必要であることがわかります。私たちのシミュレーションはまた、クラスター形成中のガスの存在下での動的相互作用が、より小さな一次質量、より大きな質量比、より小さな半主軸およびより大きな偏心を有するバイナリへの初期分布を変更することを示しています。動的に形成されたシステムは、初期システムと同じプロパティを持たず、バイナリの初期集団の存在下で動的に形成されたシステムは、単一の星のみを使用したシミュレーションで形成されたシステムとは異なります。星団形成の初期段階での動的相互作用は、連星系の特性を決定するために重要です。
コロナ内の電子の温度と速度のバルーン搭載調査（BITSE）：ミッションの説明と予備的結果
| Title |
The_Balloon-borne_Investigation_of_Temperature_and_Speed_of_Electrons_in_the_corona_(BITSE):_Mission_Description_and_Preliminary_Results |
| Authors |
N._Gopalswamy,_J._Newmark,_S._Yashiro,_P._M\"akel\"a,_N._Reginald,_N._Thakur,_Q._Gong,_Y-H._Kim,_K-S._Cho,_S-H._Choi,_J-H._Baek,_S-C._Bong,_H-S._Yang,_J-Y._Park,_J-H._Kim,_Y-D._Park,_J.-O._Lee,_R.-S._Kim,_and_E.-K._Lim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06111 |
太陽コロナを4つの波長（393.5、405.0、398.7、423.4nm）で約3Rから15Rまで観測するために最近開始された、コロナ内の電子の温度と速度のバルーン搭載調査（BITSE）ミッションについて報告します。BITSE機器は、NASAのゴダード宇宙飛行センターで韓国天文研究院（KASI）と共同で開発された、外部から隠された単段コロナグラフです。BITSEは、1024x1024ピクセルのサイズの偏光および全輝度画像を提供する偏光カメラを使用しました。NASAのワロップス飛行施設（WFF）で開発されたワロップスアークセカンドポインティング（WASP）システムは、太陽のポインティングに使用されました。コロナグラフとWASPは、WFFが提供するゴンドラに搭載され、2019年9月18日にニューメキシコ州のコロンビア科学観測気球施設（CSBF）のフォートサムナー駅から打ち上げられました。BITSEは、約128,000フィート（約128,000フィート）のフロート高度で17,060個のコロナ画像を取得しました。39km）約4時間の期間にわたって。BITSE飛行ソフトウェアは、飛行品質ソフトウェアの開発を支援するために設計されたNASAのコア飛行システムに基づいていました。EVTM（EthernetViaTelemetry）を使用して、運用中に科学データをダウンロードしました。すべての画像は、フラッシュストレージを使用してオンボードに保存されました。ミッションの終わりに、すべてのデータが回復され、分析されました。予備的な分析は、BITSEが東と西の手足の赤道ストリーマーで太陽極小期コロナを画像化したことを示しています。BITSEによって観測された狭いストリーマーは、重なり合う物理領域でSOHOコロナグラフによって得られた幾何学的特性とよく一致しています。信号対雑音比が小さい（約14）にもかかわらず、次のように4〜7Rsの範囲の西部汽船領域の温度と流速を取得できました。西肢の赤道ストリーマーについては、次のようになりました。1.0+/-0.3MKの温度、約260km/sの流速、大きな不確実性間隔。
混乱した三重星-VLT-SPHEREとLBT-LUCIによるおうし座T星のマルチエポック観測
| Title |
A_triple_star_in_disarray_--_Multi-epoch_observations_of_T_Tauri_with_VLT-SPHERE_and_LBT-LUCI |
| Authors |
M._Kasper,_K._K._R._Santhakumari,_T.M._Herbst,_R._van_Boekel,_F._Menard,_R._Gratton,_R._G._van_Holstein,_M._Langlois,_C._Ginski,_A._Boccaletti,_J._de_Boer,_P._Delorme,_S._Desidera,_C._Dominik,_J._Hagelberg,_T._Henning,_R._Koehler,_D._Mesa,_S._Messina,_A._Pavlov,_C._Petit,_E._Rickman,_A._Roux,_F._Rigal,_A._Vigan,_Z._Wahhaj,_and_A._Zurlo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06345 |
おうし座T星は、星自体の進化の状態も複雑な流出システムの幾何学も完全には理解されていない謎めいた三重星のままです。最先端の補償光学を備えた8メートルクラスの望遠鏡は、数年のタイムスケールでフィーチャの接線方向の動きを追跡するために必要な空間分解能を提供し、それらをさまざまな流出と関連付けるのに役立ちます。2016年から2018年の間に記録されたVLT-SPHEREを使用したJ、H、およびKバンドの高コントラストコロナグラフイメージングを使用して、反射星雲をマッピングし、トリプルスターの高精度近赤外線（NIR）測光を取得しました。また、2016年末の試運転期間中にLBT-LUCIで取得された2.122ミクロンの1-0S（1）線の分子水素放出マップを示します。データは、システムのいくつかの新機能を明らかにします。反射光で見られ、H2放出で見られるものもあります。さらに、それらはすべて主な流出に関連付けることができます。特徴の接線方向の動きは、TタウリSbが南東北西の流出を促進するという説得力のある証拠を提供します。TTauriSbは最近、おそらく南周連星円盤を通過する際の絶滅の増加のために衰退しました。TTauriSbがペリアストロンに近づいている間、TTauriSaは代わりに明るくなり、すべてのJバンド画像で初めて検出されました。
ガイア計画による惑星状星雲の広いバイナリ
| Title |
Wide_binaries_in_Planetary_Nebulae_with_Gaia_DR2 |
| Authors |
I._Gonz\'alez-Santamar\'ia,_M._Manteiga,_A._Manchado,_M.A._G\'omez-Mu\~noz,_A._Ulla_and_C._Dafonte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06357 |
GaiaDataRelease2（DR2）を使用して、惑星状星雲（CSPNe）の211個の中心星のサンプルを選択し、高品質の位置天文測定を行いました。これをGAPN、ゴールデンアストロメトリー惑星状星雲と呼びます。ガイアの位置天文および測光測定により、正確な距離と半径を導き出し、自己矛盾のない文献値を追加して光度を計算することができました。このような情報は、ヘルツシュプルングラッセル（HR）ダイアグラムでこれらの星の位置をプロットし、CSPNe進化トラックと比較してそれらの進化状態を研究するために使用されました。ガイアDR2の視差と固有運動の非常に正確な測定により、GAPNサンプルの各中心星に近い領域で幅の広いバイナリコンパニオンを検索することができました。偶発的な検出を最小限に抑えるために、検索を各CSPNの約20,000AUの領域に限定し、視差が良好で固有運動データがある星、つまりDR2のエラーが30％未満の星のみを考慮しました。架空のバイナリペアは、3つの位置天文量、つまり視差と固有運動の両方の成分について統計的に有意な一致を示す必要があると判断しました。GAPNサンプルの中に8つのワイドバイナリシステムが見つかりました。それらの1つはトリプルシステムにあります。これらの連星系の位置天文と測光の測定値をまとめ、以前に公開されたPNeの連星の検索と比較して説明しました。ガイア測光を使用してコンパニオンスターのHRダイアグラム内の位置を分析することにより、それらの温度、光度、質量、および1つのスターの進化年齢を推定することができます。導出された量は、AGB後の段階で恒星進化モデルを使用して中央の星について得られた対応する値と比較すると、一貫したシナリオを生み出します。
遺伝的アルゴリズムを使用して導出された小規模フレアのエネルギー分布
恒星コロナの加熱のメカニズムを理解するには、太陽コロナの加熱に対する小規模なフレア、いわゆるナノフレアの寄与を導き出すことが重要です。これまで、いくつかの研究が、フレアの発生頻度分布をエネルギーの関数として導き出し、小規模フレアの寄与を明らかにしようと試みてきました。しかし、（1）小規模フレアによって加熱されたコロナループプラズマの進化、（2）観測画像の空間分解能よりも小さいループ、（3）以下の条件を考慮して分布を導き出す研究はありません。多波長観測。これらの条件を考慮して、1次元ループシミュレーションと機械学習技術、つまり遺伝的アルゴリズムに基づいて、小規模フレアを統計的に分析する新しい方法を紹介します。まず、アクティブ領域のコロナループのSDO/AIA光度曲線の6つのチャネルを取得します。次に、多くのコロナループシミュレーションを実行し、各シミュレーションのSDO/AIA光度曲線を疑似的に取得します。第三に、遺伝的アルゴリズムを使用して、観測を再現するシミュレートされた光度曲線の最良の組み合わせを推定します。その結果、観測されたコロナループは、アクティブ領域を断続的に加熱するために通常必要とされるエネルギーフラックスよりも大きいエネルギーフラックスを持つ小規模フレアによって加熱されます。さらに、ナノフレア加熱モデルを部分的にサポートする、1から3の範囲のさまざまなべき乗則インデックスを持つ発生頻度分布を導出します。対照的に、冠状動脈加熱の$90\％$は、$10^{25}〜\mathrm{erg}$より大きいエネルギーを持つフレアによって行われることがわかります。
| Title |
Differential_Emission_Measure_Evolution_as_a_Precursor_of_Solar_Flares |
| Authors |
C._Gontikakis_(1),_I._Kontogiannis_(2),_M.K._Georgoulis_(1,3),_C._Guennou_(4),_P._Syntelis_(5),_S.H._Park_(6),_E._Buchlin_(7)_((1)_Research_Center_for_Astronomy_and_Applied_Mathematics,_Academy_of_Athens,_(2)_Leibniz-Institut_fur_Astrophysik_Potsdam,_Germany,_(3)_Department_of_Physics_&_Astronomy,_Georgia_State_University,_Atlanta,_USA,_(4)_Talan,_Sacrebleu_LLC,_New_York,_USA,_(5)_School_of_Mathematics_and_Statistics,_St._Andrews,_United_Kingdom,_(6)_Institute_for_Space_Earth_Environmental_Research,_Nagoya_University,_Nagoya,_Japan,_(7)_Institut_d'Astrophysique_Spatiale,_CNRS,_Univ._Paris-Sud,_Universite_Paris-Saclay,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06433 |
太陽活動領域の微分放射測定（DEM）の時間的進化を分析し、太陽フレア予測におけるその使用法を調査します。DEMマップは、対数温度に対するDEMのガウス依存性を想定して計算されたガウス大気イメージングアセンブリ（GAIA-DEM）アーカイブによって提供されます。16の太陽活動領域の時系列と、太陽周期24の間に観測された数百の領域に対応する9454のポイントインタイム観測の統計的に有意なサンプルを分析します。時系列分析は、排出量測定dEM/の時間的導関数を示しています。dtと最大DEM温度dTmax/dtは、MクラスとXクラスのフレアの数時間前に高い正の値を示すことが多く、フレアの開始が近づくにつれてフレア領域が明るく熱くなることを示しています。ポイントインタイムの観測から、dEM/dtおよびdTmax/dtの正の値の分布を使用してフレア発生の条件付き確率を計算し、それらを従来使用されている符号なし磁束の合計の対応するフレア確率と比較します。標準のフレア予測子。Cクラスのフレアの場合、条件付き確率は、24時間および12時間の予測ウィンドウで、符号なし磁束に対して導出された値よりも低い値または類似した値になります。MクラスおよびXクラスのフレアの場合、これらの確率は、パラメーター値が高い場合の符号なしフラックスの確率よりも高くなります。予測ウィンドウを短くすると、符号なし磁束の条件付き確率と比較して、dEM/dtおよびdTmax/dtの条件付き確率が向上します。主要なフレアの前のプレフレア加熱や小さなフレア活動などのフレアの前兆イベントは、EMとTmaxの時間的進化を反映していると結論付けます。これら2つのうち、EMの時間微分は、差し迫ったフレアの信頼できる前駆体または短期予測子として使用できると考えられます。
ネーター対称性による非局所曲率とガウス・ボネ宇宙論
| Title |
Non-Local_Curvature_and_Gauss-Bonnet_Cosmologies_by_Noether_Symmetries |
| Authors |
Francesco_Bajardi,_Salvatore_Capozziello,_Daniele_Vernieri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01317 |
非局所重力宇宙論は、ネーター対称性アプローチの基準の下で考慮されます。特に、重力作用が曲率とガウス・ボネのスカラー不変量に依存する非局所理論に焦点を当てます。関連する点のようなラグランジアンの特定の関数形式は、ネーターの対称性によって選択され、対応する場の方程式を解いて、正確な宇宙論的解を見つけます。
重力波の場における重力磁気共鳴
フェルミフレームの構造を使用して、重力波の場は、伝播方向を横切り、互いに直交する重力電磁場の観点から説明することができます。特に、重力磁場は回転する粒子に作用し、重力波場の作用により、重力磁気共鳴と呼ばれる新しい現象が現れる可能性があることを示しています。この現象の古典的な説明と量子的な説明の両方を提供し、新しいタイプの重力波検出器の基礎として使用できることを提案します。私たちの結果は、集団スピン励起の有効性を強調しています。高周波重力波の検出における磁化された材料のスピン波。ここでは、重力波が電子スピンの歳差運動を誘発すると、磁化された球の四重極対称性を備えた強磁性共鳴モードで電力が放出されることを提案します。これは、重力波の重力磁気効果の検出への可能な道を提供します。
高次元パラメータ推論の解決：周辺事後密度とモーメントネットワーク
| Title |
Solving_high-dimensional_parameter_inference:_marginal_posterior_densities_&_Moment_Networks |
| Authors |
Niall_Jeffrey_and_Benjamin_D._Wandelt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05991 |
推論のための高次元確率密度推定は、「次元の呪い」に悩まされています。多くの物理的推論の問題では、完全な事後分布は扱いにくく、実際にはめったに使用されません。代わりに、高次元の密度推定または高次元のマルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）サンプリングをバイパスして、低次元の周辺分布の直接推定を提案します。2次元の周辺事後確率を評価することにより、全次元のパラメーター共分散構造を明らかにすることができます。さらに、モーメントネットワークと呼ばれる高速神経回帰モデルの単純な階層を構築することを提案します。これは、任意の低次元の周辺事後密度の増加するモーメントを計算します。これらは、分析事後確率とマスクされた自己回帰フローから得られた結果を正確に再現します。高次元のLIGOのような重力波時系列を使用した周辺事後密度推定を示し、基本的な宇宙論の問題への応用について説明します。
宇宙の距離測定からのアクシオンに対する制約
光子へのアクシオン結合は、宇宙の磁場の存在下で光子-アクシオン変換を誘発する可能性があります。この変換は、Ia型超新星までの光度距離や銀河団までの角距離など、さまざまな宇宙の距離測定にさまざまな方法で影響を与える可能性があります。アクシオン-光子結合を制約するために、最新の距離測定のさまざまな組み合わせを検討します。銀河団ガス中の磁場のモデルに応じて、アクシオン-光子結合の上限は約$5\times（10^{-13}-10^{-12}）$（nG/$B$）$5\times10^{-13}$eV未満のアクシオン質量のGeV$^{-1}$。ここで、$B$は銀河団ガス内の磁場の強さです。境界は、さまざまな距離測定から再構築可能な赤方偏移の関数としてのハッブルレートの形状によって決定され、初期と後期の宇宙論的測定の間に緊張がある今日のハッブルレートの影響を受けません。付録として、ハッブル問題/危機を緩和するためにIa型超新星を明るくするために光子-アクシオン変換を使用するためのモデル構築の課題について説明します。
ディラトン拡張2フィールドスタロビンスキーインフレーションにおける原始ブラックホール暗黒物質
| Title |
Primordial_black_hole_dark_matter_in_dilaton-extended_two-field_Starobinsky_inflation |
| Authors |
Anirudh_Gundhi,_Sergei_V._Ketov,_Christian_F._Steinwachs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05999 |
スタロビンスキーの二次$f（R）$インフレーションモデルのディラトン2体拡大における原始ブラックホールの生成と、現在観測されている暗黒物質へのそれらの寄与を調査します。このモデルは、原始ブラックホールの生成に関与する小波長でのインフレーションパワースペクトルの鋭いピークの生成につながるマルチフィールド増幅メカニズムを備えています。このメカニズムは、単一フィールドモデルとは大きく異なり、インフレダイナミクスの中間段階で確率論的処理が必要です。このモデルは、宇宙マイクロ波背景放射によってプローブされた波長の効果的な単一フィールドスタロビンスキー膨張の成功段階につながり、原始ブラックホールの形成によって宇宙で観測された冷たい暗黒物質の含有量を説明することがわかります。
LIGO-VirgoのGWTC-2からのブラックホールスピン測定内の超軽量スカラーボソンに対する制約
| Title |
Constraints_on_ultralight_scalar_bosons_within_black_hole_spin_measurements_from_LIGO-Virgo's_GWTC-2 |
| Authors |
Ken_K._Y._Ng,_Salvatore_Vitale,_Otto_A._Hannuksela,_Tjonnie_G._F._Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06010 |
ブラックホールの半径がボソンの波長に匹敵する場合、アクシオンなどの超軽量ボソンの雲が急速に回転するブラックホールの周りに形成される可能性があります。雲はブラックホールから角運動量を急速に抽出し、それをボソンの質量とブラックホールの質量とスピンに依存する特性値に減らします。したがって、ブラックホールの質量とスピンの測定値を使用して、そのようなボソンの存在を明らかにしたり除外したりすることができます。LIGOとおとめ座がGWTC-2で放出したブラックホールを使用して、形成時のブラックホールのスピン分布とスカラーボソンの質量を同時に測定します。データは、$1.3\times10^{-13}〜\mathrm{eV}$と$2.7\times10^{-13}〜\mathrm{eV}$の間の質量範囲でのスカラーボソンの存在を強く嫌うことがわかります。減衰定数$f_a\gtrsim10^{14}〜\mathrm{GeV}$。統計的証拠は主に、急速に回転するブラックホールをホストする2つの{バイナリブラックホール}システムGW190412とGW190517によって駆動されます。ブラックホールが形成された直後（$\sim10^5$年）にこれら2つのシステムが融合すると、ボソンが除外される領域が絞り込まれます。
複合ヒグシーノ様およびワイン様熱遺物暗黒物質の有効場の理論解析
| Title |
Effective_field_theory_analysis_of_composite_higgsino-like_and_wino-like_thermal_relic_dark_matter |
| Authors |
Ben_Geytenbeek_and_Ben_Gripaios |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06025 |
電弱ダブレットディラックフェルミオン（「ヒグシーノ様暗黒物質」）または電弱トリプレットマヨラナフェルミオン（「ウィノ-暗黒物質のように」）。前者の場合の次元5演算子のいくつかは、ニュートラリーノ状態とチャージーノ状態の間で質量分割を引き起こし、通常の純粋なものではなく、数十から数百GeVのオーダーの質量を持つ共消滅の枯渇率と実行可能な熱遺物暗黒物質につながります1TeVのヒグシーノ熱遺物の質量。後者の場合（通常の熱遺物の質量は3TeV）、そのような影響は見られません。ウィノとヒグシーノのような暗黒物質の両方に存在する他の演算子は、非弾性の電磁双極子モーメントの相互作用に対応し、これらを介した消滅は、通常の値と比較して1桁大きい暗黒物質の質量を持つ実行可能なモデルにつながる可能性があります。
WOWのソースを決定するための概算！信号
この論文では、WOWの何千もの星のどれを分析します！信号領域は、私たちと同様の星系から来たものであれば、信号の実際のソースになる可能性が最も高い可能性があります。合計66個のG型とK型の星がサンプリングされていますが、ガイアアーカイブで入手可能な情報を考慮すると、そのうちの1つだけが潜在的な太陽のような星として識別されます。したがって、2MASS19281982-2640123という名前のこの候補ソースは、潜在的に居住可能な太陽系外惑星を探すための観測を行うための理想的なターゲットになります。別の14個の潜在的な太陽のような星（推定温度は5,730〜5,830K）もこの地域で見つかりますが、それらの光度と半径に関する情報は不明です。
中性子寿命の宇宙ベースの測定：中性子寿命異常を解決するためのアプローチ中性子寿命の宇宙ベースの測定：中性子寿命異常を解決するためのアプローチ
| Title |
Space-based_Measurements_of_Neutron_Lifetime:_Approaches_to_Resolving_the_Neutron_Lifetime_AnomalySpace-based_Measurements_of_Neutron_Lifetime:_Approaches_to_Resolving_the_Neutron_Lifetime_Anomaly |
| Authors |
David_J._Lawrence,_Jack_T._Wilson,_Patrick_N._Peplowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06095 |
自由中性子の測定寿命は880秒ですが、既存の実験室での約10秒の測定値の不一致は長年にわたって続いています。この不確実性は、標準模型の素粒子物理学やビッグバン元素合成など、複数の物理学分野に影響を及ぼします。宇宙ベースの中性子寿命測定は、金星と月で取得された既存のデータを使用して実行可能であることが示されていますが、これらの測定の数十秒の不確実性により、現在の寿命の不一致に対処できません。競争力のある独立した寿命測定を提供できる専用の宇宙ベースの実験の実装を調査します。地球、月、金星の軌道や月の表面での測定など、さまざまなシナリオを検討しました。標準サイズの中性子検出器の場合、3秒の統計精度の測定値を金星の軌道から1日以内に取得できます。金星の軌道から1秒未満で1秒の統計精度が得られます。同様に、地球軌道と月面の正確な測定値は、40日未満（3秒の精度）と約300日（1秒の精度）で取得できます。宇宙ベースの中性子寿命測定に影響を与える体系的な不確実性が調査され、そのような実験の開発の実現可能性が議論されています。
スケッチとスケール：地理的に分散したtSNEとUMAP
地理的に分散したデータセットに対して機械学習分析を実行することは、プライバシーとデータセキュリティを確保するデータ管理ポリシーの世界で急速に発生している問題です。t-distributedStochasticNeighborEmbedding（tSNE）やUniformManifoldApproximationandProjection（UMAP）などのツールを使用して高次元データを視覚化することは、データサイエンティストにとって一般的な方法になりました。どちらのツールも、時間とメモリのスケーリングが不十分です。最近の最適化では10,000データポイントの処理が成功したことが示されましたが、100万ポイントを超えるスケーリングは依然として困難です。新しいフレームワークであるSketchandScale（SnS）を紹介します。カウントスケッチデータ構造を利用してエッジノードでデータを圧縮し、マスターノードで縮小サイズのスケッチを集約し、集約されたスケッチから抽出された最も密度の高い領域を表すバニラtSNEまたはUMAPをサマリーで実行します。この手法は、完全に並列で、時間的に線形に、メモリ内で対数的にスケーリングし、通信することで、世界中の複数のデータセンターに分散している数百万、場合によっては数十億のデータポイントを持つデータセットの分析を可能にします。2つの中規模データセットでこの方法の威力を示します。腫瘍生検の複数の画像からの5200万の35バンドピクセルを含む癌データ。スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）のマルチカラー測光による1億個の星の天体物理データ。
20MeVで宇宙を作る
バリオン数もレプトン数も侵害されない、小規模なバリオン数生成と暗黒物質生成のテスト可能なメカニズムを提示します。帯電した$D$中間子は、数十MeVの温度で平衡から外れて生成されます。$D$中間子は、帯電したパイ中間子へのCP対称性の破れの崩壊をすぐに受け、レプトン数に違反することなく、暗いセクターのレプトンに崩壊します。このレプトンの非対称性をバリオンの非対称性に移すために、暗いレプトンは、レプトンとバリオン数の下で帯電した追加のダークセクター状態に散乱します。面白いことに、この転送は、そのような低スケールではもはやアクティブではない電弱スファレロンなしで進行します。現在の制限との整合性を保ちながら、この転送を実現できる2つのモデル例を示します。帯電した$D$中間子崩壊における必要なCP対称性の破れは、現在許可されていますが、衝突型加速器によって調査されます。さらに、ダークセクターレプトンへの荷電パイ中間子の関連する崩壊は、PIENU実験によって制約されており、今後の実験でさらに調査される予定です。
コンパクト星の物理学におけるその重要な役割にもかかわらず、クォーク物質の表面張力はまだ十分に理解されていません。この研究では、低温デレプトン化マグネター、コア崩壊超新星で生まれたプロトマグネター、および二元中性子星合体で生成された高温マグネターの外側と内側のコアにおける3フレーバークォーク物質の表面張力の挙動を分析します。温度、バリオン数密度、トラップされたニュートリノ、液滴サイズ、および多重反射膨張形式内の磁場の役割を調査します。クォーク物質はMITバッグモデル内で記述され、弱い相互作用の下で化学平衡にあると想定されます。結果のいくつかの天体物理学的結果について説明します。
べき乗則項を持つホログラフィック宇宙論モデルにおける散逸性および非散逸性宇宙の進化
構造形成に関連する密度の摂動は、2つの宇宙の背景の進化が同じであっても、散逸宇宙と非散逸宇宙で異なると予想されます。2つの宇宙の違いを明らかにするために、2種類のホログラフィック宇宙モデルを使用して一次密度摂動を研究します。最初のタイプは、非散逸宇宙の時変$\Lambda（t）$宇宙論に似た「$\Lambda（t）$モデル」です。2番目のタイプは、散逸宇宙のバルク粘性宇宙論に似た「BVモデル」です。2つの異なる宇宙を体系的に調べるために、$H^{\alpha}$に比例するべき乗則項が$\Lambda（t）$モデルとBV（バルク粘性宇宙論のような）モデルに適用されます。フリードマン-ロバートソン-後期宇宙のウォーカーモデル。ここで、$H$はハッブルパラメーターであり、$\alpha$は値が実数である自由パラメーターです。$\Lambda（t）$-$H^{\alpha}$およびBV-$H^{\alpha}$モデルは、物質の1次密度摂動を調べるために使用され、2つのモデルのバックグラウンド進化が同等です。さらに、宇宙の地平線上のエントロピーの最大化に焦点を当てて、2つのモデルの熱力学的制約について説明し、以前の分析を拡張します[Phys。Rev.D100、123545（2019）（arXiv：1911.08306）;102、63512（2020）（arXiv：2006.09650）]。その結果、小さな$|\alpha|$値の$\Lambda（t）$-$H^{\alpha}$モデルは、BV-$H^と比較して、観測値と一致し、熱力学的制約を満たしていることがわかります。{\alpha}$モデル。結果は、ラムダコールドダークマターモデルと同様の$\Lambda（t）$-$H^{\alpha}$モデルによって記述された非散逸宇宙が好まれる可能性が高いことを示しています。
| Title |
Dark_photon_dark_matter_from_charged_inflaton |
| Authors |
Hassan_Firouzjahi,_Mohammad_Ali_Gorji,_Shinji_Mukohyama,_Borna_Salehian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06324 |
暗いゲージ場の下で帯電し、対称性の破れの可能性がある複雑なインフラトン場を含むインフレーション中のベクトル暗黒物質生成のシナリオを提示します。インフラトン場がポテンシャルのグローバル最小値に向かって転がるにつれて、暗い光子は質量が大きくなり、膨張中にハッブルスケールよりも大きくなる可能性があります。生成された暗黒光子の量子ゆらぎの蓄積エネルギーは、広範囲のパラメータで観測された暗黒物質の遺物密度を示します。パラメータに応じて、横モードまたは縦モードのいずれか、あるいはそれらの組み合わせにより、観測された暗黒物質の遺物エネルギー密度を生成できます。
Born-Oppenheimerアプローチにおける原始ゆらぎに対する量子重力補正のユニタリー性
| Title |
Unitarity_of_quantum-gravitational_corrections_to_primordial_fluctuations_in_the_Born-Oppenheimer_approach |
| Authors |
Leonardo_Chataignier,_Manuel_Kraemer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06426 |
量子重力へのBorn-Oppenheimerアプローチにおけるスカラーおよびテンソル摂動のパワースペクトルに対する量子重力補正の計算を再検討します。理論の内積の定義と宇宙論的摂動のダイナミクスに対する補正のユニタリー性の問題に焦点を当てます。内積が適切な方法で定義されていれば、補正項は単一であると主張します。これは、時間変数のゲージ固定の概念と量子宇宙論における条件付き確率の使用に関連している可能性があります。このフレームワーク内で得られた修正を文献の以前の結果と比較し、修正用語の物理的解釈に関するいくつかの意見で締めくくります。
ACROPOLIS：光元素の光崩壊のための一般的なフレームワーク
原始的な軽元素の存在量の観測と標準宇宙論の歴史内の対応する理論的予測との間の顕著な一致は、粒子物理学の標準モデル（BSM）を超えて物理学を制約する強力な方法を提供します。特定のBSMモデルの場合、これらの原始元素の存在量は、一般に（i）ビッグバン元素合成および（ii）可能な後続の崩壊プロセスによって決定されます。後者は、これらのシナリオに存在する可能性のある遅い時間の高エネルギー注入により、存在量を変える可能性があります。最初の部分には多くの公開コードがありますが、そのようなコードは現在、2番目の部分では利用できません。ここでは、このギャップを埋め、光元素の光崩壊のための一般的なフレームワークであるACROPOLISを紹介します。広く議論されている崩壊と消滅のケースは、サンプルプログラム内の事前のコーディング知識がなくても実行できます。さらに、そのモジュラー構造により、ACROPOLISは他のシナリオにも簡単に拡張できます。
MeVスケール粒子の電磁崩壊に関するBBN制約を更新
この作業では、光子および/または電子-陽電子対に崩壊するMeVスケール粒子$\phi$に対するビッグバン元素合成からのモデルに依存しない制約を修正および更新します。原始存在量の最新の決定を使用し、arXiv：1808.09324の分析を拡張して、すべてのスピン統計的要因と逆崩壊を含め、特に小さな質量の結果の境界を大幅に強化します。$\phi$の初期存在量が非常に抑制されている場合、これらの影響はさらに重要になり、純粋な「フリーズイン」存在量でさえ大幅に制限される可能性があることがわかります。この記事と並行して、最終的な軽元素の存在量に対する光崩壊の影響を評価するために必要な反応ネットワークを数値的に解く公開コードACROPOLISをリリースします。興味深いアプリケーションとして、ベリリウムの光崩壊によるリチウム問題の可能な解決策を再評価し、たとえば、フリーズインによって生成されたALPは、実行可能なソリューションにつながる可能性があります。
k-エッセンスの形式としての一般化されたユニモジュラ重力
アインシュタイン方程式で完全流体タイプの物質応力テンソルを効果的に生成する、計量係数に対する特別な非共変制約によって特徴付けられる一般相対性理論の修正を検討します。このようなクラスの修正重力モデルには、最近提案された一般化されたユニモジュラ重力（GUMG）理論と、その最も単純なバージョンであるユニモジュラ重力（UMG）が含まれます。4つのシュテッケルベルク場を導入することによってこれらの重力モデルを共変にし、一般化されたユニモジュラ重力の場合、これらの場のうち3つが動的に分離することを示します。これは、一般化されたユニモジュラ重力の共変形式が、GUMG理論のパラメーターから再構築できる特定のラグランジアンを持つk-エッセンス理論と動的に同等であることを意味します。そのような再構築を明示的に行うことができる例を提供し、自己重力メディアモデルに関連するGUMGを超えた理論について簡単に説明します。また、GUMGのk-インフレーションを動的に不活性なk-エッセンス場のcuscutonモデルと比較し、有効場の理論に由来するGUMGの動機について説明します。
