SDSSredMaPPer銀河団カタログにおける投影効果の分光学的定量化
| Title |
Spectroscopic_Quantification_of_Projection_Effects_in_the_SDSS_redMaPPer_Galaxy_Cluster_Catalog |
| Authors |
J._T._Myles,_D._Gruen,_A._B._Mantz,_S._W._Allen,_R._G._Morris,_E._Rykoff,_M._Costanzi,_C._To,_J._DeRose,_R._H._Wechsler,_E._Rozo,_T._Jeltema,_E._R._Carrasco,_A._Kremin,_R._Kron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07070 |
銀河団への視線に沿った銀河が誤って銀河団のハローと関連付けられる投影効果は、光学クラスター宇宙論にとって重大な課題を提示します。高光度銀河の統計的に代表的なスペクトル範囲を使用して、投影効果がスローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）redMaPPer銀河団カタログの低赤方偏移限界にどのように影響するかを調査します。分光学的赤方偏移により、真のクラスターメンバーと偽陽性を区別し、投影で表示される候補クラスターメンバーの割合を決定できます。主な結果は次のように要約できます。最初に、単純なダブルガウスモデルを使用して、redMaPPerサンプルの見通し内速度の分布を記述できることを示します。第二に、投影効果の発生率はかなりのものであり、最も低いリッチネスオブジェクトの加重リッチネスの$\sim16$パーセントを占めています。第3に、投影効果は豊かさの強力な関数であり、最も豊かなビンでの寄与は、低豊かなオブジェクトの場合の数分の1です。第4に、私たちの測定は最先端のモデルと同様の振幅を持っていますが、これらのモデルよりも豊かさへの投影効果のより急な依存性を発見しました。第5に、観測された速度分散と豊かさの関係の傾きは、投影効果を補正して、真の3次元ハロー質量と3次元豊かさの間のほぼ線形の関係を意味します。私たちの結果は、SDSSredMaPPerクラスターサンプルに対する投影効果の影響の堅牢で経験的な説明を提供し、銀河団の天体物理学と宇宙論の研究のための光学イメージングと分光データの間の相乗効果を例示しています。
銀河の速度制御：銀河と大規模な速度場との整列の検出と応用の展望
| Title |
Galaxy_speed_control:_Prospects_for_detection_and_application_of_the_alignment_of_galaxies_with_the_large-scale_velocity_field |
| Authors |
Iris_R._van_Gemeren,_Nora_Elisa_Chisari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07087 |
固有の整列効果の研究は、主に銀河の形状間の相関関係、または宇宙の大規模構造の基礎となる密度場との相関関係に焦点を当てています。最近、大規模構造の追加プローブとして、銀河の形状と大規模な速度場との相関関係が提案されています。フィッシャー予報を使用して、4MOST+LSST調査からの赤方偏移と形状の組み合わせ、およびサイモンズ天文台からの視線速度の再構築を使用して、この速度と形状の相関関係の検出可能性を予測します。速度-形状（双極子）相関の信号対雑音比は23であり、銀河密度-形状（単極）相関の44に対して、最大波数は$0.2\：\mathrm{Mpc^{-1}}$。最大波数の値が高いほど信号対雑音比が高くなる（それぞれ、最大波数が$1\の場合は56と69：\mathrm{Mpc^{-1}}$）は、非線形領域での潜在的なゲインを示します。これらの予測に勇気づけられて、速度と形状の相関関係の2つの可能なアプリケーションについて説明します。速度と形状の相関関係を測定することで、銀河団の固有の整列によって引き起こされる選択効果の緩和を改善することができます。また、同じ銀河の複数の形状測定が提供されている場合、速度形状測定は、固有の配列のスケール依存性を決定するのに役立つ可能性があることもわかりました。
$ H_0 $の測定とモデルに依存しない共同分析からの暗黒エネルギー特性の再構築
| Title |
Measurements_of_$H_0$_and_reconstruction_of_the_dark_energy_properties_from_a_model-independent_joint_analysis |
| Authors |
Alexander_Bonilla,_Suresh_Kumar_and_Rafael_C._Nunes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07140 |
ガウス過程（GP）は、観測データから宇宙論的情報を抽出するためのエレガントでモデルに依存しない方法を提供します。この作業では、GPを使用して、超新星Ia型（SN）、宇宙クロノメーター（CC）、バリオン音響振動（BAO）、H0LiCOWレンズサンプルなどの幾何学的宇宙論的プローブを使用して共同分析を実行し、ハッブル定数を制約します。$H_0$、および暗黒エネルギー（DE）のいくつかのプロパティ、つまり状態方程式パラメーター$w$、DE摂動の音速$c^2_s$、およびDE密度進化の比率$X=\を再構築します。rho_{\rmde}/\rho_{\rmde、0}$。共同分析SN+CC+BAO+H0LiCOWから、$H_0$は$H_0=73.78\pm0.84$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}で1.1\％の精度で制約されていることがわかります。$、これはSH0ESおよびH0LiCOWの見積もりと一致していますが、$\sim$6.2$\sigma$の緊張状態で、現在のCMB測定値$H_0$と一致しています。DEパラメータに関しては、$c^2_s<0$で$\sim$2$\sigma$が高い$z$であり、$X$が$z>1.5$で負になる可能性があります。私たちの結果を文献で得られた結果と比較し、DEの理論的枠組みに対する私たちの主な結果の結果について議論します。
初期宇宙における再結合前の原始電場
この作品は、原始電磁場に関する以前の研究の補足です。この研究では、3つの重要な問題について説明します。原始電場の進化、デカップリング前のプラズマ中の電気ソリトン、および宇宙マイクロ波背景放射のパワースペクトルへの影響です。詳細な計算は、原始電場が大規模および小規模の両方でランダウ減衰効果によって散逸し、スペクトルに影響がないことを示しています。一方、再結合の前には、プラズマ内を安定して伝播する孤立波が存在し、その速度は、非常に大規模でのみ機能するバリオン音響振動の速度よりも大幅に遅くなります。一方、ソリトンの振幅は非常に小さいので、スペクトル上にそのような電気孤立波についてのメッセージが存在するだけです。一言で言えば、宇宙論に関連するモノグラフとして、電磁界（少なくとも電場）を無視することは、宇宙マイクロ波背景放射の計算における合理的な扱いです。しかし、これらの電気孤立波は再結合後も保存されており、これが銀河の生成と進化を促進するための初期電磁界の起源である可能性があります。
| Title |
Lepton_Flavour_Asymmetries_and_the_Mass_Spectrum_of_Primordial_Black_Holes |
| Authors |
Dietrich_Bodeker,_Florian_Kuhnel,_Isabel_M._Oldengott,_Dominik_J._Schwarz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07283 |
原始ブラックホールの形成と質量スペクトルに対するレプトンフレーバーの非対称性の影響を研究します。LIGO/Virgoとの合併の検出可能性を推定し、現在公開されている重力波イベントが、ゼロ以外の非対称性からの原始ブラックホールスペクトルによって実際に記述される可能性があることを示します。ニュートリノ振動が始まる前に、宇宙がどのように非対称であったかを調べるための新しいツールとして、重力波天文学を使用することをお勧めします。
配置エントロピーを使用したホログラフィック暗黒エネルギーモデルの研究
ホログラフィック暗黒エネルギーモデルは、暗黒エネルギーの代替記述を提供します。これらのモデルは、暗黒エネルギー問題へのホログラフィック原理の適用の可能性によって動機付けられています。宇宙の物質分布の配置エントロピーを使用して、1つのパラメーターLiホログラフィック暗黒エネルギーと2つのパラメーターBarrowホログラフィック暗黒エネルギーモデルを研究します。配置エントロピーレートは、エポックに対応する特定のスケールファクターで明確な最小値を示します。それを超えると、ダークエネルギーが宇宙の加速膨張で駆動的な役割を果たします。最小値の位置と最小値でのエントロピーレートの大きさは、モデルのパラメーターに敏感であることがわかります。これらの量と各モデルのパラメーターの間の最適な関係を見つけます。これらの関係を使用して、複数の赤方偏移での配置エントロピーの将来の測定からホログラフィック暗黒エネルギーモデルのパラメーターを制約できることを提案します。さらに、バローホログラフィック暗黒エネルギーモデルは、標準のベケンシュタイン-ホーキングエントロピーを修正するバローエントロピーに基づいており、量子重力効果によるブラックホール表面の変形を捉えています。配置エントロピーレートの最小値の位置と振幅は、バローモデルの変形指数$\Delta$に非常に敏感であることがわかります。私たちの研究は、将来の事象の地平線に対する量子重力効果の兆候が、大規模な物質分布の配置エントロピーの研究から検出される可能性があることを示唆しています。
超相互作用暗黒物質：銀河団のスケーリング関係による自己相互作用暗黒物質の改善
| Title |
Super_Interacting_Dark_Sector:_An_Improvement_on_Self-Interacting_Dark_Matter_via_Scaling_Relations_of_Galaxy_Clusters |
| Authors |
Mahdi_Naseri_and_Javad_T._Firouzjaee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07718 |
自己相互作用する暗黒物質は、暗黒物質の最も適切な候補の1つであることが知られています。特に小規模な構造において、多くの天体物理学的問題を取り除くことに優れた成功を収めたため、このモデルの研究はさらに重要な意味を持っています。この論文では、自己相互作用する暗黒物質を伴うクラスターサイズのハローの以前に実行された2つのシミュレーションの結果に焦点を当て、これらのシミュレーションの結果を完全に説明できる銀河団の密度プロファイルの新しい関数を紹介します。この密度プロファイルは、速度分散プロファイルと、クラスターの質量と濃度パラメーターの関係を見つけるのに役立ちます。これらの関係を使用して、銀河団の2つのスケーリング関係、つまり質量速度分散と質量温度の関係を調査します。得られた質量-温度関係に関して、与えられた温度に対して計算された質量に重要な不一致が現れるため、新しい相互作用モデルを提案し、このモデルが問題を完全に解決できることを示します。このモデルは、自己相互作用する暗黒物質のアイデアと、暗黒物質の粒子質量が暗黒エネルギーとの相互作用に従って決定される暗黒物質セクターの別のモデルを組み合わせたものです。この超相互作用ダークセクター（SIDS）モデルでは、ビリアル比が$\frac{1}{2}$よりも高い値になるように変化することがわかります。最後に、この相互作用モデルの定数を暗黒物質粒子の単位質量あたりの断面積の値で表すことができる定量式を提供します。
宇宙せん断データから宇宙物質密度場、レンズ効果、物質パワースペクトルを推定するためのベイズ階層モデリングアプローチを提示します。この方法は、宇宙構造形成の物理モデルを使用して、物理的にもっともらしい宇宙構造を推測します。これは、重力によって進化した物質分布と光円錐効果の非ガウス特性を説明します。現実的なシミュレートされたせん断データを使用してフレームワークをテストおよび検証し、この方法が偏りのない物質分布と正しいレンズ効果および物質パワースペクトルを回復することを示します。このテストでは宇宙論が固定されており、この方法では以前のパワースペクトルが使用されていますが、これが以前と異なる場合、レンズ効果は真のパワースペクトルに敏感であることを示しています。この場合、密度フィールドサンプルは、以前のパワースペクトルから逸脱したパワースペクトルで生成され、メソッドは真のレンズパワースペクトルを復元します。この方法では、空全体の物質パワースペクトルも復元されますが、現在実装されているように、等方性が課されていないため、ラジアルパワーを決定できません。要約すると、私たちの方法は、宇宙せん断データから暗黒物質分布の物理的にもっともらしい推論を提供し、2点統計を超えた情報を抽出し、宇宙論分野の完全な情報コンテンツを活用することを可能にします。
現象論的重力相転移：後期宇宙と初期宇宙の間の和解
この研究では、一般相対性理論（GR）への特定の現象論的拡張が、宇宙における重力相転移（GPT）の形で、局所ハッブル測定と$\sigma_8$と、レンズの振幅および低-高$\ell$パラメータ推定値の内部不整合によって特徴付けられる問題。背景に新しい自由度を導入し、ニュートンゲージの2つのスカラー摂動方程式を導入し、GRと同等の初期重力相から後期相への同時遷移を行います。遷移を、振幅$\Lambda（z）$および$（\mu（z）、\gamma（z））$は、それぞれ背景と摂動に使用されます。GPTフレームワークでこの作業で使用されるデータセットの一貫性を検証し、個々の緊張が競合する遷移を必要としないことを確認します。共同データセットは、主にローカルハッブル測定によって駆動される、バックグラウンドでの$z_{\rmt}\約0.9$での最近の遷移と摂動アインシュタイン方程式を好むことがわかります。この移行により、この作業で考慮されるすべての緊張が緩和されます。
BeyondPlanckVII。 CMB実験のゲインのベイズ推定と絶対キャリブレーション
| Title |
BeyondPlanck_VII._Bayesian_estimation_of_gain_and_absolute_calibration_for_CMB_experiments |
| Authors |
E._Gjerl{\o}w,_H._T._Ihle,_S._Galeotta,_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,_M._Galloway,_S._Gerakakis,_B._Hensley,_D._Herman,_M._Iacobellis,_M._Ieronymaki,_J._B._Jewell,_A._Karakci,_E._Keih\"anen,_R._Keskitalo,_G._Maggio,_D._Maino,_M._Maris,_S._Paradiso,_B._Partridge,_M._Reinecke,_A.-S._Suur-Uski,_T._L._Svalheim,_D._Tavagnacco,_H._Thommesen,_D._J._Watts,_I._K._Wehus,_A._Zacchei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.08082 |
グローバルなエンドツーエンドのBeyondPlanck（BP）フレームワーク内に実装されている、CMB観測のベイズキャリブレーションアルゴリズムを提示し、これをPlanckLowFrequencyInstrument（LFI）データに適用します。最新のプランク分析に続いて、完全な時間依存ゲインを3つの直交成分の合計に分解します。すべての検出器に共通の1つの絶対校正項。検出器間で異なる可能性のある1つの時間に依存しない用語。1時間のポインティング期間の間で変化することが許可されている1つの時間依存コンポーネント。次に、各項は、ギブスサンプリングを通じて、グローバル信号モデルの他のすべてのパラメーターで条件付きでサンプリングされます。絶対キャリブレーションは、参照ソースとして軌道双極子のみを使用してサンプリングされますが、2つの相対ゲイン成分は、軌道および太陽CMB双極子、CMB変動、および前景寄与を含む全天信号を使用してサンプリングされます。双極子/分極四重極縮退や機器ゲインの異常ジャンプなど、ゲイン推定に影響を与えるデータのさまざまな側面について説明します。以前のパイプラインとソリューションを比較すると、30GHzで-0.84％（-0.67％）、44GHzで-0.14％（0.02％）、-0.69％（-0.08％）の相対偏差で、一般的に良好な一致が見られます。Planck2018（NPIPE）と比較して70GHz。検出された偏差は予想されるエラー範囲内であり、データ使用量の違いとパイプライン間の一般的なアプローチに起因すると考えられます。特に、BPキャリブレーションはグローバルに実行されるため、周波数間の一貫性が向上します。さらに、WMAP観測はBP分析で積極的に使用されます。これにより、プランクデータセットの縮退が解消され、WMAPとの一致が向上します。私たちのプレゼンテーションとアルゴリズムは現在LFI処理を対象としていますが、手順は他の実験に完全に一般化できます。
デレンシングによる原始重力波に対する改善された制約のデモンストレーション
| Title |
A_Demonstration_of_Improved_Constraints_on_Primordial_Gravitational_Waves_with_Delensing |
| Authors |
BICEP/Keck,_SPTpol_Collaborations:_P._A._R._Ade,_Z._Ahmed,_M._Amiri,_A._J._Anderson,_J._E._Austermann,_J._S._Avva,_D._Barkats,_R._Basu_Thakur,_J._A._Beall,_A._N._Bender,_B._A._Benson,_F._Bianchini,_C._A._Bischoff,_L._E._Bleem,_J._J._Bock,_H._Boenish,_E._Bullock,_V._Buza,_J._E._Carlstrom,_C._L._Chang,_J._R._Cheshire_IV,_H._C._Chiang,_T-L._Chou,_R._Citron,_J._Connors,_C._Corbett_Moran,_J._Cornelison,_T._M._Crawford,_A._T._Crites,_M._Crumrine,_A._Cukierman,_T._de_Haan,_M._Dierickx,_M._A._Dobbs,_L._Duband,_W._Everett,_S._Fatigoni,_J._P._Filippini,_S._Fliescher,_J._Gallicchio,_E._M._George,_T._St._Germaine,_N._Goeckner-Wald,_D._C._Goldfinger,_J._Grayson,_N._Gupta,_G._Hall,_M._Halpern,_N._W._Halverson,_S._Harrison,_S._Henderson,_J._W._Henning,_S._R._Hildebrandt,_G._C._Hilton,_G._P._Holder,_W._L._Holzapfel,_et_al._(83_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.08163 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の偏光$B$モードの測定から導き出された、テンソルとスカラーの比率$r$に対する制約を提示します。これにより、$r$の不確実性がサンプルによってもたらされます。重力レンズ$B$モードの分散は、レンズ$B$モードテンプレートと相互相関することによって減少します。このテンプレートは、偏光CMBの推定値と投影された大規模構造のトレーサーを組み合わせて作成されます。使用されている大規模構造トレーサーは、プランク衛星データから得られた宇宙赤外線背景放射のマップですが、偏光CMBマップは、南極望遠鏡、BICEP/ケック、およびプランクデータの組み合わせから得られます。BICEP/ケックの可能性を拡張します。レンズテンプレートを受け入れ、前の分析と同じパラメトリック前景モデリングを使用して2014年までに収集されたBICEP/Keckデータセットに適用する分析フレームワーク。シミュレーションから、$r$の不確実性が$\sim10減少することがわかります。\％$、から$\sigma（r）$=0.024〜0.022。これは、完全なレンズテンプレートを使用したときに得られる$\sim26\％$の削減と比較できます。この手法を実際のデータに適用すると、$r$の制約が$r_{0.05}<0.090$から$r_{0.05}<0.082$（95\％C.L。）に改善されます。これは、デレンズによる$r$制約の改善の最初のデモンストレーションです。
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡コロナグラフによる木星質量外惑星の直接イメージング
| Title |
Direct_imaging_of_sub-Jupiter_mass_exoplanets_with_James_Webb_Space_Telescope_coronagraphy |
| Authors |
Aarynn_L._Carter,_Sasha_Hinkley,_Mariangela_Bonavita,_Mark_W._Phillips,_Julien_H._Girard,_Marshall_Perrin,_Laurent_Pueyo,_Arthur_Vigan,_Jonathan_Gagn\'e,_Andrew_J._I._Skemer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07075 |
現在2021年に打ち上げが予定されているジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）は、コロナグラフを介して広い間隔で惑星質量の仲間を直接画像化し、特徴づける能力により、太陽系外惑星システムの理解を劇的に前進させます。最新の進化モデルと組み合わせて、JWSTパフォーマンスの最先端のシミュレーションを使用して、これまでのJWSTコロナグラフの最も洗練されたシミュレートされた質量感度限界を提示します。特に、近くの若い移動グループ$\beta$PictorisとTWHya内のメンバーの観察に力を注いでいます。これらの制限は、JWSTが短い間隔での太陽系外惑星のイメージングに対してほとんど改善をもたらさない一方で、広い間隔では感度の増加が劇的であることを示しています。JWSTは、木星質量が30auを超え、土星質量が50auを超え、100auを超えると、0.1$M_\のコンパニオンを直接イメージングできると予測しています。textrm{J}$-主要な地上ベースの機器よりも少なくとも1桁改善されています。この未踏のパラメータ空間を精査することは、惑星形成と人口合成に焦点を合わせたモデリングの取り組みにとってすぐに価値があります。JWSTはまた、近赤外線から中赤外線で以前に検出されたコンパニオンを初めて特徴づける独自の機能を通じて、地上の天文台を補完する優れた機能を果たします。
階層的三体問題の停留点
四重極と八重極の両方の次数で、惑星の限界（m_2、m_3<<m_1）における階層的3体問題の停留点を研究します。八重極次数への拡張は、小さな外側離心率e_2の限界で四重極解の主な停留点を保持しますが、安定した固定点の新しいファミリーが順行と逆行の両方の場合に発生することを示します。最も重要な新しい平衡は、四重極解から分岐し、大きなe_2にまで及ぶ平衡です。これらのファミリーのアプシダルアラインメントは、質量と内惑星の離心率の関数であり、四重極レベルでのomega_1とomega_2の歳差運動の相対的な方向によって決定されます。これらの新しい平衡はまた、相対論的歳差運動の不安定化効果に対して最も回復力があります。半径方向の軌道の限界で近日点の内側の惑星の議論の解放を可能にし、同一平面上の限界でラプラス-ラグランジュ解の非線形類似物を回復する追加の平衡を見つけます。最後に、エキセントリック古在リドフメカニズムとその変形で識別されるカオス拡散と軌道反転が、ここで説明する停留点の観点から理解できることを示します。
{\ lambda}> 2.2 {\ mu} mでの太陽系外縁天体の組成研究
| Title |
Compositional_study_of_trans-Neptunian_objects_at_{\lambda}_>_2.2_{\mu}m |
| Authors |
E._Fern\'andez-Valenzuela,_N._Pinilla-Alonso,_J._Stansberry,_J._P._Emery,_W._Perkins,_C._Van_Laerhoven,_B._J._Gladman,_W._Fraser,_D._Cruikshank,_E._Lellouch,_T._G._M\"uller,_W._M._Grundy,_D._Trilling,_Y._Fernandez,_and_C._Dalle-Ore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07121 |
スピッツァー宇宙望遠鏡の赤外線アレイカメラからのデータを使用して、2.2{\mu}mを超える100個の太陽系外縁天体（TNO）のサンプルの測光観測を提示します。これらの観測は、3.6および4.5{\mu}mを中心とする2つの広帯域フィルターで収集され、分光測定を取得するには薄すぎるTNOの表面組成を研究するために行われました。この目的で、TNOの表面に見られるさまざまな材料を識別する方法を開発しました。私たちのサンプルでは、少量の水の存在と一致する色のオブジェクトを検出し、主に複雑な有機物とアモルファスケイ酸塩で構成されている表面を区別することができました。サンプルの86％は、一定量の水氷と一致する特性を持っており、最も一般的な組成（オブジェクトの73％）は、水氷、アモルファスケイ酸塩、および複雑な有機物の混合物であることがわかりました。サンプルの23％には、一酸化炭素、二酸化炭素、メタン、メタノールなどの他の氷が含まれている可能性があります。さらに、小さな物体だけがケイ酸塩によって支配された表面を持っているようです。この方法は、複雑な有機物を識別し、非常にかすかな物体の表面組成を取得するための独自のツールです。また、この方法は、太陽系外縁天体の集団内のグループを区別するためにジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡を使用する場合に役立ちます。
全体像を見る：ロゼッタミッションアマチュア観察キャンペーンと将来への教訓
| Title |
Seeing_the_Bigger_Picture:_The_Rosetta_Mission_Amateur_Observing_Campaign_and_Lessons_for_the_Future |
| Authors |
Helen_Usher_(1),_Colin_Snodgrass_(2),_Simon_F._Green_(1),_Andrew_Norton_(1)_and_Paul_Roche_(3)_((1)_Open_University,_UK,_(2)_Edinburgh_University,_UK,_(3)_Cardiff_University,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07123 |
アマチュア天文学者は、彗星の研究に役立つ貢献をすることができます。それらは、急速に変化する大規模な彗星の特徴の研究を助けることができる時間的範囲とマルチスケール観測を追加します。これまでに提出されたデータを含め、ロゼッタ宇宙ミッションを補完するために設定されたアマチュア観測キャンペーンを文書化してレビューし、以前の彗星アマチュアキャンペーンの経験に照らしてキャンペーンの有効性を検討します。キャンペーン参加者、アマチュア天文学コミュニティ、および彗星46P観測キャンペーンに参加した学校の調査結果を報告します。私たちは、次の必要性を含む将来のキャンペーンのための教訓を引き出します。キャンペーンが科学資本の増加に与える可能性のある幅広い影響を認識する。明確で、一貫性があり、タイムリーで、調整されたガイダンス。組み込みの品質管理による簡単なアップロード手順。そして、定期的なコミュニケーション、フィードバック、認識。
木星サイズの太陽系外惑星の多色測光とパラメータ推定; TRES-3b、WASP-2bおよびHATP-30b
| Title |
Multi-color_photometry_and_parameters_estimation_of_Jupiter-sized_exoplanets;_TRES-3b,_WASP-2b_and_HATP-30b |
| Authors |
M._I._Saeed,_S._N._Goderya,_F._A._Chishtie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07169 |
太陽系外惑星を正確に特徴づけるには、通過光度曲線の正確で頻繁な測光追跡調査が不可欠です。3つの通過する「ホットジュピター」、TrES-3b、WASP-2b、およびHAT-P-30b（WASP-51b）の新しい多波長測光を紹介します。データは、タールトン州立大学の0.8メートルの望遠鏡から取得されました。文献データと組み合わせると、対応する方法でシステムパラメータを再決定できます。抽出された光度曲線を分析するために、GCX削減パイプラインとTAP、モデリング、および光度曲線フィッティングパッケージを開発しました。次に、加重平均の結果を使用して、3つの太陽系外惑星システムのBVRIフィルターからパラメーターを推定し、それらを以前の結果と比較しました。決定されたパラメータは以前の研究と一致していると結論付けました。私たちの研究から、Mp=1.773MjupおよびRp=1.305Rjupの質量を持つTreS-3bはわずかに質量が小さいように見えますが、Mp=0.7006MjupおよびRp=1.5109Rjupの質量を持つHAT-P-30bは肥大化した「ホットジュピター」。さらに、広帯域光度分析の結果を以前の研究と比較して、通過深度の波長依存性を検索しました。TrES-3bとWASP-2bの光波長（RバンドのWASP-2bを除く）全体でフラットなスペクトルが見つかりました。これは、大気中に雲が存在することを示しています。WASP-2bの場合、Rp/R*値は0.14215であり、前の作業よりも0.14$\sigma$高かった。HAT-P-30bは、Rp=0.161246RjupのBフィルターで半径が大幅に大きく、Rp/R*=0.1334でした。これは、大気スケールの高さの値H=1450kmによって二次的に確認され、HAT-P-30bが膨らんだ「ホットジュピター」です。
木星と土星での深い対流による渦の形成
木星と土星の両方の表面には、それらの大気の動的な性質を形作るのを助ける壮大な渦の嵐があります。陸上および宇宙ベースの観測キャンペーンは、これらの渦のいくつかの特性を確立してきました。2つの惑星間で類似しているものもあれば、異なるものもあります。渦が浅い気象層現象として扱われる浅水流体力学は、それらの形成と特性を説明するために一般的に引き起こされます。ここでは、主な駆動メカニズムがこれらの惑星で発生する深い惑星対流である渦の新しい形成メカニズムを報告します。回転する球殻内の乱流対流の3次元シミュレーションを使用して、2つのアイデアを提案します。（1）回転する乱流対流は、軸方向に整列した深いサイクロンと高気圧を生成します。（2）深い惑星のダイナモは、上にある大気層で、木星の大赤斑と同じ大きさの追加の高気圧を促進するように作用します。これらのアイデアを使用して、木星と土星の渦のいくつかの観測特性を解釈します。
地球に影響を与える大きな流星物質と小さな小惑星の速度分布
| Title |
Velocity_distribution_of_larger_meteoroids_and_small_asteroids_impacting_Earth |
| Authors |
Esther_Drolshagen,_Theresa_Ott,_Detlef_Koschny,_Gerhard_Drolshagen,_Anna_Kristiane_Schmidt,_Bj\"orn_Poppe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07775 |
さまざまな流星と火の玉のネットワークが世界中に存在します。流星の地上観測データを含むほとんどのデータセットは、バイアスの影響を受けます。流入する流星物質が大きくて速いほど、生成される流星は明るくなります。したがって、小さくて遅いオブジェクトは検出されないままになることがよくあります。より速い流星物質への流星観測のこのバイアスは、定量的な母集団とフラックスモデルが導き出される場合の挑戦です。この作業では、ESA（EuropeanSpaceAgency）の地球近傍天体（NEO）リスクリストなど、大きなオブジェクトのみが含まれているため、この速度バイアスの影響を受けないさまざまなデータセットを使用して、宇宙のオブジェクトの速度分布を分析します。SSA（SpaceSituationalAwareness）地球近傍天体調整センター（NEOCC）、およびNASA（NationalAeronauticsandSpaceAdministration）CNEOS（Centerfornear-EarthobjectStudies）JPL（JetPropulsionLaboratory）火の玉データベースの火の玉。さらに、CILBO（CanaryIslandLong-BaselineObservatory）カメラのセットアップで記録された最大のオブジェクトのみを分析した場合、非常に類似した分布が示されました。これらの速度分布は、ECSS（欧州宇宙標準協会）宇宙環境基準によって参照として採用された、自由空間内の小さな散発性流星物質に広く使用されている速度分布とよく一致しています。
微惑星形成のためのJeans、Toomre、Bonnor-Ebertの概念のテスト：微惑星の拡散調節形成の3Dストリーミング不安定性シミュレーション
| Title |
Testing_the_Jeans,_Toomre_and_Bonnor-Ebert_concepts_for_planetesimal_formation:_3D_streaming_instability_simulations_of_diffusion_regulated_formation_of_planetesimals |
| Authors |
Hubert_Klahr_and_Andreas_Schreiber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07849 |
丘の密度以上でストリーミング不安定性シミュレーションを実行し、小石の蓄積が局所的な丘の密度を超えたときに微惑星の形成が完了しないことを示します。丘の密度は、小石の雲が微惑星にさらに重力崩壊するための十分な基準ではないが、さらに、蓄積された質量は、乱流拡散を克服するのに十分な大きさでなければならないことがわかります。システムのToomre分析は、線形自己重力モードが数値シミュレーションのスケールに影響を与えないことを示しています。それにもかかわらず、小石層を垂直方向に収縮させることにより、自己重力が乱流の強さを増加させることがわかります。これは、ケルビンヘルムホルツ不安定性の兆候またはストリーミング不安定性の増加のいずれかです。さらに、内部拡散に対して収縮を継続できるようになる前に、特定の質量の小石雲を圧縮する必要があるBonnor-Ebert中心密度を決定します。小石の雲の同等の「固体」サイズは、中心密度が-1/6の累乗でスケーリングするため、同じサイズの10kmの小石の雲よりも、100kmの同等のサイズの小石の雲を崩壊させる方がはるかに簡単です。乱流拡散のレベル。これは、太陽系に小さな物体がないことを説明することができ、小さな物体が大きな小石とガスの比率で形成されると予測されます。
超高温木星WASP-33bの水素バルマー系列の検出
| Title |
Detection_of_the_hydrogen_Balmer_lines_in_the_ultra-hot_Jupiter_WASP-33b |
| Authors |
F._Yan,_A._Wyttenbach,_N._Casasayas-Barris,_A._Reiners,_E._Pall\'e,_Th._Henning,_P._Molli\`ere,_S._Czesla,_L._Nortmann,_K._Molaverdikhani,_G._Chen,_I._A._G._Snellen,_M._Zechmeister,_C._Huang,_I._Ribas,_A._Quirrenbach,_J._A._Caballero,_P._J._Amado,_D._Cont,_S._Khalafinejad,_J._Khaimova,_M._L\'opez-Puertas,_D._Montes,_E._Nagel,_M._Oshagh,_S._Pedraz,_and_M._Stangret |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07888 |
超高温木星（UHJ）は、日中の温度が非常に高く、高度に照射された巨大な太陽系外惑星であり、ほとんどの分子種の熱解離を引き起こします。中性水素原子は、超高温木星の上層大気の主要な化学種の1つであると予想されます。中性水素は、バルマー系列の吸収を観察することにより、いくつかのUHJで検出されています。ここでは、CARMENESおよびHARPS-Northスペクトログラフを使用して実行された、超高温の木星WASP-33bの4つの通過観測と、H${\alpha}$、H${\beta}$、およびHの検出について報告します。惑星透過スペクトルの${\gamma}$線。4つのトランジットのH$\alpha$透過スペクトルの合計は、0.99$\pm$0.05％の吸収深度を持ち、これは1.31$\pm$0.01Rpの有効半径に対応します。強いH${\alpha}$吸収は、ラインが高高度熱圏を探査していることを示しています。さらに、大気が流体力学でLTEであると仮定して、PAWNモデルを使用して3つのバルマー系列を適合させました。熱圏温度$12200^{+1300}_{-1000}$Kと質量損失率${\rm\dot{M}}=10^{11.8^{+0.6}_{-0.5}}を取得しました$g/s。取得された大きな質量損失率は、「バルマー駆動」大気散逸シナリオと互換性があります。このシナリオでは、近紫外線の恒星バルマー連続放射が、惑星熱圏の励起水素原子によって実質的に吸収されます。
海王星の電離層と成層圏の1D光化学モデル
| Title |
1D_photochemical_model_of_the_ionosphere_and_the_stratosphere_of_Neptune |
| Authors |
M._Dobrijevic,_J.C._Loison,_V._Hue,_T._Cavali\'e,_K.M._Hickson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07984 |
海王星は、さらなる探査に値する不思議な世界であり、氷の巨大惑星の形成と進化をよりよく理解するために、将来の惑星ミッションの優先度の高い目標です。海王星の大気のイオン中性結合1D光化学モデルを開発して、炭化水素と酸素種の起源と進化を研究しました。最新の化学スキームは、タイタンの大気に使用されたものから派生しており、酸素種と主要な炭化水素に関するカッシーニ-CIRSの観測結果とよく一致しています。私たちが得た主な結果は次のとおりです。イオン中性化学カップリングは、海王星の大気中で比較的豊富な芳香族化合物（特にベンゼン）を生成します。私たちのモデルの結果は、観察結果とよく一致しています（モデルの不確実性を考慮に入れています）。2つの電離層ピークが10$^{-5}$mbarの圧力レベルより上と約10$^{-3}$mbarの大気中に存在します。海王星の上層大気への酸素種の流入は、多くのイオンの濃度に影響を及ぼします。海王星の大気のその場探査が、特に酸素種の起源とイオン化学の寄与に関する光化学モデルに非常に興味深い制約を提供することを示します。この惑星の内部組成と形成過程をよりよく理解するためには、上層大気化学の正確な説明が重要です。
原始惑星系円盤には、ギャップ、リング、スパイラルなどの構造が含まれています。これらは、円盤と埋め込まれた原始惑星との相互作用によって生成されると考えられています。しかし、原始惑星系円盤内を周回している惑星候補はごくわずかであり、それらのほとんどは円盤の特徴と混同されているとして挑戦されています。MUSEの機器の残差を分析することにより、高解像度スペクトル差分イメージング（HRSDI）技術を改善することを二次的な目的として、MUSEでより多くの原始惑星系円盤の候補を発見することを目指しています。5つの若い星のMUSE観測を分析し、HRSDI技術を適用して高コントラストのイメージングを実行しました。30分の積分時間で、MUSEは10$^{-14}$および10$^{-15}$ergs$^{までの見かけのH$\alpha$ラインフラックスで5$\sigma$検出限界に達することができます。-1}$cm$^{-2}$、それぞれ0.075"と0.25"。PDS70bおよびcに加えて、PDS70、J1850-3147、およびV1094Scoで0.1"までの明確な降着シグネチャは検出されませんでした。MUSEは、空間方向のノイズ特性を測定することにより、小さなサンプル統計の問題を回避します。複数の波長。HD163296で2つの非対称原子ジェットを検出しました。HRSDI技術をMUSEデータに適用すると、小さな間隔（<0.5"）でフォトンノイズの限界に到達できます。より高いスペクトル分解能により、MUSEはSPHERE/ZIMPOLよりも$\sim$5の係数で見かけの線束の検出限界を低くすることができます。MUSEには、ストレールレシオが高いために空間的な点光源であるか、線と連続体の比率が高いためにスペクトルの点光源である可能性がある、強い点光源がある場合に表示されるコントラストを制限するいくつかの機器の問題があります。HRSDI技術を変更して、機器のアーティファクトをより適切に処理し、検出限界を改善しました。
金星の雲の中のホスフィンの再分析
| Title |
Re-analysis_of_Phosphine_in_Venus'_Clouds |
| Authors |
Jane_S._Greaves,_Anita_M._S._Richards,_William_Bains,_Paul_B._Rimmer,_David_L._Clements,_Sara_Seager,_Janusz_J._Petkowski,_Clara_Sousa-Silva,_Sukrit_Ranjan,_Helen_J._Fraser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.08176 |
まず、Villanuevaらが提起した2つのポイントに対応します。線幅がSO2フィーチャで観察されたものよりも大きく、必要な存在量が極端な外れ値になるため、PH3のJCMT検出スペクトルをSO2に再帰属させることができないことを示します。JCMTスペクトルは、単純なモデルである、高度に応じた一定のPH3存在比とも一致しており、ラインプロファイルに矛盾はありません（データ制限内）。完全な光化学モデルとの調整は、将来の作業の主題です。セクション2は、再処理されたALMAデータからの初期結果を示しています。ビジャヌエバ他バンドパスキャリブレーションの問題を指摘しました。彼らはALMAデータの部分的に再処理されたサブセットに取り組んできたので、彼らの結論とGreavesetal。の結論が現在どこに取って代わられているかに注目します。要約すると、私たちは金星の大気中のPH3をALMA（〜5{\sigma}の信頼度）で暫定的に回復します。ローカライズされた存在量は、空間変動の示唆とともに、約5ppbでピークに達するように見えます。高度なデータ製品は、惑星平均のPH3存在量が約1ppbであり、以前のALMA処理の約7分の1であることを示唆しています。ALMAデータは、桁違いの時間的変動がある場合、JCMT検出（〜20ppb）と調整可能です。メソッドをチェックするために、JCMTデータのより高度な処理が進行中です。独立したPH3測定は、高度依存の可能性を示唆しています（60+kmで約5ppb未満、50+kmで最大100ppb。セクション2：結論を参照）。ALMAとJCMTの両方が観測能力の限界で機能していたことを考えると、新しいスペクトルを取得する必要があります。手元にあるALMAデータは、キャリブレーションによって制限されなくなりましたが、おそらく一次ビームに対する金星のサイズと明るさのために、スペクトルリップルがまだ存在しています。さらに、空間リップルが存在し、実際の狭いスペクトル特徴の重要性を低下させる可能性があります。
aSpritzで赤外線の空をシミュレートする
| Title |
Simulating_the_infrared_sky_with_aSpritz |
| Authors |
L._Bisigello,_C._Gruppioni,_A._Feltre,_F._Calura,_F._Pozzi,_C._Vignali,_L._Barchiesi,_G._Rodighiero,_M._Negrello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07074 |
銀河の形成と進化の現在の流体力学的および半経験的シミュレーションでは、IRで検出された銀河の数密度を再現するのが困難です。したがって、現在を再現し、IR波長での将来の観測を予測するには、用途の広い現象論的な新しいシミュレーションツールが必要です。この作業では、さまざまな銀河集団と活動銀河核を一貫した方法で検討するために、さまざまな銀河集団のハーシェル赤外線光度関数から開始する模擬カタログを生成します。スペクトルエネルギー分布と、恒星の質量、星形成率、AGNの寄与などの物理的特性を、幅広い経験的関係を使用して、シミュレートされた各銀河に関連付けました。z=10まで抽出された、結果として得られたシミュレートされた銀河を、幅広い観測関係と比較します。all-z（Spritz）シミュレーションでの赤外線選択ターゲットの分光測光の実現により、測光機能と低解像度IR分光法を備えた、現在および将来の幅広い施設の模擬観測を完全に一貫した方法で取得できます。。導出された模擬カタログには、銀河と活動銀河核が含まれており、構造上、観測されたIR銀河の数密度を再現しますが、UVから遠赤外線の波長までの観測された数のカウント、観測された恒星の質量関数、星形成とも一致しています。-レート対恒星の質量平面とK、FUV、X線バンドの光度関数。したがって、提案されたシミュレーションは、現在および将来の施設、特にIR波長で動作する施設の予測を行うのに理想的です。Spritzシミュレーションは一般公開されます
N体シミュレーションを使用して、大規模なホストの重力ポテンシャルにおけるカスピーコールドダークマター（CDM）ハローの進化を研究します。潮汐質量損失はCDMハローを再形成し、その特徴的な密度がそれぞれの軌道の近地点でのホストの平均密度によって設定される結合された残骸を残します。最終的なバインドされたレムナント状態への進化は、ほぼ円軌道の場合は約5軌道後に本質的に完了しますが、同じレムナントに到達するには、近地点と遠地点の比率が1：5および1:20の離心率の場合は約25および約40の軌道が必要です。それぞれ。潮汐の残骸の密度プロファイルは、失われた質量の割合によって完全に指定され、大量の質量損失の場合、指数関数的に切り捨てられたNavarro-Frenk-Whiteプロファイルに近づきます。潮汐の残骸を解決するには、優れた数値解像度が必要です。分解が不十分なサブハロは、系統的に低い特性密度を持ち、より簡単に破壊されます。最終的な残骸が3000未満の粒子で解決されると、優れた空間および時間分解能のシミュレーションでさえ失敗します。広範囲の軌道離心率と周心距離に適用可能な潮汐残骸の質量と密度プロファイルの進化を説明する単純な経験的モデルを導き出します。天の川銀河に適用すると、私たちの結果は、$10^8$-$10^{10}$の太陽質量ハローが約10Gyrs前に1:10軌道に蓄積し、周心距離が約10kpcで、0.1〜1パーセントまで除去されるべきであったことを示唆しています。彼らの元の質量の。これは、直接的な宇宙論的シミュレーションに基づくそのようなハロー（超微弱な天の川衛星の可能なホスト）の生存と構造の推定が大幅に修正される可能性があることを意味します。
スカイマッパー南部調査による天の川トモグラフィー。 II。 SMSSDR2の測光再校正
| Title |
Milky_Way_Tomography_with_the_SkyMapper_Southern_Survey._II._Photometric_Re-calibration_of_SMSS_DR2 |
| Authors |
Yang_Huang,_Haibo_Yuan,_Chengyuan_Li,_Christian_Wolf,_Christopher_A._Onken,_Timothy_C._Beers,_Luca_Casagrande,_Dougal_Mackey,_Gary_S._Da_Costa,_Joss_Bland-Hawthorn,_Dennis_Stello,_Thomas_Nordlander,_Yuan-Sen_Ting,_Sven_Buder,_Sanjib_Sharma,_Xiaowei_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07172 |
分光法に基づく恒星色回帰（SCR）法を適用して、SkyMapperSouthernSurvey（SMSSDR2）からの2番目のデータリリースの正確な測光再キャリブレーションを実行します。GALAH+DR3から取得した恒星大気パラメータと$Gaia$DR2からの正確で均一な測光を使用した、200,000を超える矮星のサンプルとの比較から、SMSSDR2の元の測光カタログで、特に重力についてゼロ点オフセットが検出されます。-および金属量に敏感な$uv$バンド。$uv$バンドの場合、ゼロ点オフセットは非常に低い消光でゼロに近く、その後$E（B-V）$で着実に増加し、$E（B-V）でそれぞれ0.174および0.134等に達します。V）\sim0.5$mag。これらのオフセットは主に、SMSSDR2がATLASリファレンスカタログから測光キャリブレータを構築するために使用する変換で採用されたダスト項から生じます。$gr$バンドの場合、ゼロ点オフセットは、変換のダスト項の係数が小さいため、SFD$E（B-V）$との変動はごくわずかです。私たちの研究はまた、すべての$uvgr$バンドにおけるゼロ点オフセットの小さいが重要な空間的変動を明らかにしています。Str\"omgren測光、WD遺伝子座、およびSDSSStripe82標準星表を使用した外部チェックにより、改訂されたSCRメソッドによって検出されたゼロ点が個別に確認されます。
コーラス。 I.スバルで発表された宇宙の水素再電離：概要
| Title |
CHORUS._I._Cosmic_HydrOgen_Reionization_Unveiled_with_Subaru:_Overview |
| Authors |
Akio_K._Inoue_(Waseda),_Satoshi_Yamanaka_(Waseda),_Masami_Ouchi,_Ikuru_Iwata,_Kazuhiro_Shimasaku,_Yoshiaki_Taniguchi,_Tohru_Nagao,_Nobunari_Kashikawa,_Yoshiaki_Ono,_Ken_Mawatari,_Takatoshi_Shibuya,_Masao_Hayashi,_Hiroyuki_Ikeda,_Haibin_Zhang,_Yongming_Liang,_C.-H._Lee,_Miftahul_Hilmi,_Satoshi_Kikuta,_Haruka_Kusakabe,_Hisanori_Furusawa,_Tomoki_Hayashino,_Masaru_Kajisawa,_Yuichi_Matsuda,_Kimihiko_Nakajima,_Rieko_Momose,_Yuichi_Harikane,_Tomoki_Saito,_Tadayuki_Kodama,_Shotaro_Kikuchihara,_Masanori_Iye,_Tomotsugu_Goto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07211 |
宇宙の再電離の主な原因、全球電離率の進化の歴史、および電離領域のトポロジーを決定するために、4つの狭帯域（NB）フィルターと1つの中間帯域（IB）フィルターを使用してディープイメージング調査を実施しました。スバル/ハイパーシュプリームカム（HSC）で、スバル（CHORUS）で発表された宇宙の再電離と呼ばれます。CHORUSフィルターの中心波長と最大半値幅は、それぞれNB387では386.2nmと5.5nm、NB527では526.0nmと7.9nm、NB718では717.1nmと11.1nm、946.2nmと33.0nmです。IB945の場合は971.2nm、NB973の場合は971.2nmと11.2nmです。スバル戦略プログラムとHSC（HSCSSP）のNB921（921.5nmおよび13.5nm）を含むこの組み合わせは、コーラスを演奏しているかのように注意深く設計されており、ライマン連続体、Ly$などの複数のスペクトル特性を同時に観察します。\alpha$、C〜{\sciv}、およびHe〜{\scii}（$z=2$-$7$）。観測フィールドは、COSMOSフィールドのHSCSSPの最も深いフットプリントのフィールドと同じであり、その有効面積は約1.6deg$^2$です。ここでは、フィルター設計哲学、観測とデータ削減、マルチバンド測光カタログ、画像品質の評価、数カウントの測定、およびデータの使用例の説明を含む、CHORUSプロジェクトの概要を示します。すべての画像データ、測光カタログ、マスクされたピクセル画像、限界マグニチュードと点広がり関数のデータ、完全性シミュレーションの結果、およびソース番号カウントは、HSCSSPデータベースを通じて公開されています。
古典的なバルジと楕円のコアのブラックホール質量と恒星質量の間の相関
| Title |
The_Correlation_between_Black_Hole_Mass_and_Stellar_Mass_for_Classical_Bulges_and_the_Cores_of_Ellipticals |
| Authors |
Peixin_Zhu,_Luis_C._Ho,_and_Hua_Gao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07216 |
ブラックホールの質量とホスト銀河のバルジの恒星の質量との相関関係は、その発見以来、多くの注目を集めてきました。この相関関係の従来の調査では、楕円銀河は単一のモノリシック回転楕円体として扱われていましたが、巨大な楕円銀河は、最初は密集した「赤いナゲット」相から、かなり遅い時間（$z\lesssim2$）の散逸のない集合を経ているという最近の認識が強く示唆しています。現在の楕円体のブラックホールは、それらのコアにのみ関連付けられるべきであり、それらの拡張されたエンベロープに関連付けられるべきではありません。TwoMicronAllSkySurvey$K_s$バンド画像の2次元画像分解を実行して、確実に測定されたブラックホール質量を持つ35個の近くの楕円形のコアの恒星質量を導き出します。古典的なバルジと楕円形のコアを組み合わせることにより、ブラックホールの質量とバルジの恒星の質量の関係を再考します。新しい関係は、従来の関係とほぼ同じ勾配（$M_{\bullet}\proptoM_{\text{core}}^{1.2}$）を示しますが、正規化が$\sim2$高く、固有の分散が適度に大きくなります（0.4デックス）。コア質量が$10^{11}\、M_{\odot}$の場合、$M_{\bullet}/M_{\text{core}}=0.9\％$ですが、$M_{\bullet}に上昇します。/M_{\text{core}}=1.5\％$は、質量が$10^{12}\、M_{\odot}$の最も質量の大きいコアの場合です。高速回転子と低速回転子の楕円は同じ相関関係に従います。$M_{\bullet}-M_{\text{core}}$の関係は、高赤方偏移宇宙におけるブラックホールと銀河の共進化の研究のための改訂されたベンチマークを提供します。
$ \ log（\ langle I \ rangle_e）-\ log（R_e）$平面のトモグラフィー
環境。新しい理論的観点から、$\log（\langleI\rangle_e）-\log（R_e）$平面内の銀河の分布の再分析を示します。目的。WINGSデータベースのデータとIllustrisシミュレーションのデータを使用して、このパラメーター空間で観測された分布の起源は、$\log（L）$-$\log（の新しい解釈を受け入れることによってのみ理解できることを示します。\sigma）$リレーションメソッド。D'Onofrioetal。によって提案された新しい$L=L_0'\sigma^\beta$関係から始めて、$\log（\langleI\rangle_e）-\log（R_e）$平面内の銀河の分布をシミュレートします。（2020）そして、この経験則に隠されている物理的メカニズムについて議論します。結果。ベータが正の値と負の値のいずれかにまたがり、$L'_0$が$\beta$とともに変化すると仮定して得られた人工分布は、除外ゾーン（ZoE）が限界であると仮定されると、観測データに完全に重ね合わされます。ビリアライズおよびクエンチされたオブジェクトの。結論。$\log（\langleI\rangle_e）-\log（R_e）$平面内の銀河の分布は、異なる光度の銀河の特有の光プロファイルにリンクされていないが、質量集合の歴史に由来することを示しました。銀河の融合、星形成イベント、星の進化、星の種族の消光でできています。
ガンマ線を放出する細い線のセイファート1、SBS 0846 + 513、およびそのホスト銀河の観測
| Title |
Observations_of_the_gamma-ray_emitting_narrow-line_Seyfert_1,_SBS_0846+513,_and_its_host_galaxy |
| Authors |
Timothy_S._Hamilton_(Shawnee_State_University,_Portsmouth,_Ohio,_USA),_Marco_Berton_(Finnish_Centre_for_Astronomy_with_ESO_(FINCA),_University_of_Turku,_Finland_and_Aalto_University_Mets\"ahovi_Radio_Observatory,_Kylm\"al\"a,_Finland),_Sonia_Ant\'on_(CIDMA,_Departmento_de_F\'isica,_Universidade_de_Aveiro,_Aveiro,_Portugal_and_Instituto_de_Telecomunica\c{c}\~oes,_Aveiro,_Portugal),_Lorenzo_Busoni_(Arcetri_Astrophysical_Observatory,_Florence,_Italy),_Alessandro_Caccianiga_(INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Brera,_Milano,_Italy),_Stefano_Ciroi_(Department_of_Physics_and_Astronomy,_Padova_University,_Padova,_Italy),_Wolfgang_G\"assler_(Max-Planck_Institut_f\"ur_Astronomie,_Heidelberg,_Germany),_Iskren_Georgiev_(Max-Planck_Institut_f\"ur_Astronomie,_Heidelberg,_Germany),_Emilia_J\"arvel\"a_(European_Space_Agency,_European_Space_Astronomy_Centre,_Madrid,_Spain),_et_al._(3_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07413 |
ガンマ線放出銀河SBS0846+513は、その分光法から狭線セイファート1に分類されており、それに基づいて、渦巻銀河に小さな中央のブラックホールが存在する可能性が高いと考えられていました。しかし、ガンマ線ナローラインセイファート1の中には、ホストの高解像度イメージングを備えているものはほとんどないため、これらの期待がガンマ線放出クラスにどのように耐えられるかは不明です。大双眼望遠鏡のLUCI1カメラとARGOS補償光学システムを使用して、Jバンドでこの銀河を観測しました。ブラックホールの質量は、バルジの光度との相関関係を使用して、$7.70\leq\log\frac{\text{M}}{\text{M}_\odot}\leq8.19$、または$7.96\leq\の間にあると推定されます。log\frac{\text{M}}{\text{M}_\odot}\leq8.16$S\'{e}rsicインデックスとの相関を使用して、その質量を狭線セイファート1の上限に置きます。範囲。これらの推定値は、ブロードライン領域の表示ジオメトリとは無関係であり、ジェット軸を見下ろすことによる過小評価を回避します。そのホストは、期待に沿って、2次元モデリングとアイソフォット形状の両方からのバルジ+ディスク構造の証拠を示しています。合併と相互作用は、ガンマ線ナローラインセイファート1の間で一般的であるように見え、コンパニオン銀河またはホストの乱れた特徴のいくつかの状況証拠が見られます。
種の循環と星前のコアにおけるアンモニアの増強
| Title |
Species_cycling_and_the_enhancement_of_ammonia_in_prestellar_cores |
| Authors |
Azrael_A._von_Proch\'azka_and_T._J._Millar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07418 |
星の前のコアの粒子表面で生成されるNH3の量は、星の誕生の後の段階で達成可能な化学的複雑さに関する決定要因の1つであると考えられています。この量が雲内の分子材料のガス粒子循環によってどのように影響されるかを調査するために、修正された速度のガス粒子化学コードを採用し、システムが進化するにつれてNH3の時間依存化学を追跡します。私たちのモデルは、反応速度係数の最新のUDfAネットワークの更新バージョン、標準的な熱および非熱プロセスによる粒子からの脱離、および炭素質および珪質粒子の集団への原子および分子水素の物理吸着および化学吸着結合を組み込んでいます。1.）N原子が効率的な初期の炭化水素化学を介してCNに由来する初期の時期に、モデルの気相に観察可能な存在量のNH3が存在する可能性があること、2。）時間依存の勾配がTMC-1CyanopolyynePeak内の可能な物理的下部構造と一致する、モデル内の異なる種クラス間の観測的一致、および3.）NH3のガス状および固体状態の存在量は、システム内のガス粒子循環の存在に敏感です。私たちの結果は、雲の化学的進化の後の段階で達成可能な化学的複雑さの程度が、ガス粒子循環が発生する方法によって実際に影響を受けることを示唆しています。
潮汐構造における星形成の場所
異なる相互作用システム（Arp270、Arp194、Arp305、NGC4656、NGC90）で銀河のメインディスクを超えて観測された星形成サイトの研究の現在の結果の簡単なレビューを提供します。観測は6時に行われました。-SCOPRPIO-2スペクトログラフを備えたSAORASのメーター望遠鏡BTA。星形成島の特性、それらの質量、ダイナミクス、化学的存在量、それらの可能な運命、および星形成を刺激するメカニズムは、異なるシステムで異なるように見えます。
ALMAで磁場をモザイク化することによって見られるOrion-KLの爆発
| Title |
The_Explosion_in_Orion-KL_as_Seen_by_Mosaicking_the_Magnetic_Field_with_ALMA |
| Authors |
Paulo_C._Cortes,_Valentin_J._M._Le_Gouellec,_Charles_L._H._Hull,_Josep_M._Girart,_Fabien_Louvet,_Edward_B._Fomalont,_Seiji_Kameno,_George_A._Moellenbrock,_Hiroshi_Nagai,_Kouichiro_Nakanishi,_Eric_Villard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07522 |
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）によって実行された最初の直線偏光モザイク観測を紹介します。ALMAExtensionandOptimizationofCapabilities（EOC）プログラムの一環として、3.1mmと1.3mmのスーパーサンプリングされたモザイクを使用して、Orion-KLeinmann-Low（Orion-KL）星雲をマッピングしました。ダスト粒子が周囲の磁場に対して整列していると仮定することにより、空の平面内の磁場の形態を導き出します。星雲の中心には、半径約12秒角（〜5000au）までの爆発的なCO流出と整列した準放射状磁場パターンがあり、それを超えるとパターンはスムーズに準放射状に遷移します。ジェームズ・クラーク・マクスウェル望遠鏡（JCMT）による大規模な観測で見られる形態に似た砂時計の形。平均磁場強度$\langleB\rangle=9.4$mGおよび2x10^45ergsの総磁気エネルギーを推定します。これは、爆発性CO流出のエネルギーよりも3桁小さい値です。磁場は流出に圧倒されており、衝撃波は星雲の中心から伝播していると結論付けられます。そこでは、衝撃波面が爆発中心から約5000auの距離の磁力線に見られます。
若いHII領域から特定された超小型HII領域の集団
| Title |
A_population_of_hypercompact_HII_regions_identified_from_young_HII_regions |
| Authors |
Aiyuan_Yang,_James_Urquhart,_Mark_Thompson,_Karl_Menten,_Friedrich_Wyrowski,_Andreas_Brunthaler,_Wenwu_Tian,_Michael_Rugel,_Xiaolong_Yang,_Su_Yao,_Mubela_Mutale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07620 |
環境。若いHII領域の導出された物理的パラメータは、通常、発光領域が光学的に薄いと仮定して決定されます。ただし、これは、超小型HII（HCHII）および超小型HII（UCHII）領域などの若いHII領域には当てはまらない可能性が高く、それらの特性を過小評価することになります。これは、広範囲の無線周波数にSEDを適合させることで克服できます。目的。2つの主要な目標は、（1）無線SEDから物理的特性を決定し、潜在的なHCHII領域を見つけることです。（2）これらの物理的特性を使用してそれらの進化を調査します。方法。KarlG.Jansky超大型干渉電波望遠鏡（VLA）を使用して、角度分解能がそれぞれ〜1.7"と〜0.7"のXバンドとKバンドを、1〜5の上昇スペクトルを持つ114のHII領域に向けて観測しました。GHz。観測結果をVLAアーカイブデータで補完し、1〜26GHzのSEDを構築し、密度が均一なイオン化境界のHII領域を想定してモデル化します。結果。サンプルの平均電子密度はne=1.6E4cm^{-3}、直径は0.14pc、発光測定値はEM=1.9E7pc*cm^{-6}です。16個のHCHII領域候補と、HCHII領域とUCHII領域のクラス間の8個の中間オブジェクトを識別します。ne、diam、およびEMは予想どおりに変化しますが、Lyman連続体フラックスは時間の経過とともに比較的一定です。ライマン連続光子の約67％がこれらのHII領域内のダストによって吸収され、ダスト吸収率はよりコンパクトで若いHII領域でより重要になる傾向があることがわかります。結論。若いHII領域は、通常、ほこりっぽい塊にあります。HCHII領域と中間オブジェクトは、さまざまなメーザー、流出、広い電波再結合線、および拡張された緑色のオブジェクトに関連付けられることが多く、2つの段階での降着は急速に減少または停止する傾向があります。
$ \ lambda \ sim $ 1-40〜 $ \ mu $
mによって明らかにされたNGC4151のダスティハート残響マッピングと変動性：現在の塊状トーラスモデルへの挑戦
| Title |
The_Dusty_Heart_of_NGC_4151_Revealed_by_$\lambda\sim$1-40~$\mu$m_Reverberation_Mapping_and_Variability:_A_Challenge_to_Current_Clumpy_Torus_Models |
| Authors |
Jianwei_Lyu_and_George_H._Rieke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07638 |
J（$\sim1.22〜\mu$m）、H（$\sim1.63〜\mu$）で、数十年にわたる包括的なIR残響マッピングを使用して、NGC4151の典型的なタイプ1AGNのほこりっぽい環境を調査します。m）、K（$\sim2.19〜\mu$m）、L（$\sim3.45〜\mu$m）、Nバンド（$\sim10.6〜\mu$m）、および複数の測定値20--40〜$\mu$mで。1〜4〜$\mu$mでは、高温のダストの反響信号は、温度が$\sim$1500-の、別々の半径（$\sim$40光日と$\sim$90光日）の2つの異なるダスト集団から発生します。-2500Kおよび$\sim$900--1000K、昇華するグラファイトおよびケイ酸塩ダスト粒子の期待される特性と一致します。最も高温の塵によって定義されるトーラスの内縁は、$\sim$25年間にわたって、AGNの光学的光度に関係なくほぼ同じ半径のままです。光学/UVAGN出力によって直接暖められた高温の塵による放出は$\sim$4％/年で徐々に増加しており、トーラスが成長している可能性があることを示しています。$\sim$700Kの3番目のダスト成分は、IR残響動作に直接関与していないようであり、その放出は核周囲トーラスの深部で発生する可能性があります。$\sim10〜\mu$mに残響信号があり、$\sim$2.6pcの暖かいほこりの推定半径があります。20--40〜$\mu$mでの変動性の欠如は、遠赤外線放射がさらに拡張された領域から発生していることを示しています。ダスト残響分析によって明らかにされたトーラス特性は、純粋な塊状トーラスモデルからの予測と一致していません。代わりに、NGC4151トーラスはフレア状になっているように見え、$\sim$0.03から$\gtrsim$3pcの半径方向の距離にわたって核による直接のダスト加熱を可能にします。AGNのほこりっぽい環境の全体像を把握するために、結果を以前の作業と統合します。
銀河系超新星残骸の高解像度近赤外分光法による研究。 I.運動学的距離
| Title |
High-resolution_Near-infrared_Spectroscopic_Study_of_Galactic_Supernova_Remnants._I._Kinematic_Distances |
| Authors |
Yong-Hyun_Lee,_Bon-Chul_Koo,_Jae-Joon_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07711 |
強力なH$_{2}$放出の特徴を示す、16個の銀河系超新星残骸（SNR）に対して、高解像度の近赤外分光観測を実施しました。個々のSNRについて、12本の明るいH$_{2}$輝線が明確に検出され、それらの中心速度、線幅、およびフラックスが測定されました。1つ（G9.9$-$0.8）を除くすべてのSNRについて、H$_{2}$の線比は、$T\sim2000$Kでの熱励起の線比とよく一致しており、H$_{2}$を示しています。輝線は衝撃励起ガスからのものである可能性が高いため、それらは物理的に残留物と関連しています。15個のSNRまでの運動学的距離は、銀河の回転モデルを使用してH$_{2}$線の中心速度から導出されます。4つのSNR（G13.5$+$0.2、G16.0$-$0.5、G32.1$-$0.9、およびG33.2$-$0.6）までの運動学的距離を初めて導出します。残りの11個のSNRの中で、6個のSNRのH$_{2}$輝線の中心速度は、以前の電波観測で得られたものとよく一致しています（$\pm5$kms$^{-1}$）。他の5つのSNR（G18.1$-$0.1、G18.9$-$1.1、Kes69、3C396、W49B）では、それらは大幅に異なります。これら5つのSNRの速度の不一致について説明します。G9.9$-$0.8では、H$_{2}$放出は非熱線比と狭い線幅（$\sim4$kms$^{-1}$）を示し、その起源について説明します。
UV放射フィードバックによる巨大分子雲の星形成効率と分散：重力境界と磁場への依存性
| Title |
Star_Formation_Efficiency_and_Dispersal_of_Giant_Molecular_Clouds_with_UV_Radiation_Feedback:_Dependence_on_Gravitational_Boundedness_and_Magnetic_Fields |
| Authors |
Jeong-Gyu_Kim,_Eve_C._Ostriker,_Nina_Filippova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07772 |
分子雲は乱流と磁場によってサポートされていますが、雲のライフサイクルと星形成効率（SFE）への影響を定量化することは未解決の問題のままです。レイトレーシングを介したUV放射の伝播が水素光化学と結合している、UV放射フィードバックを使用して星形成巨大分子雲（GMC）の放射MHDシミュレーションを実行します。初期ビリアルパラメータ（$1\le\alpha_{v、0}\le5$）または無次元の質量対磁束比（0.5-8および$\infty$）のいずれかが異なる10個のGMCモデルを検討します。初期質量$10^5M_{\odot}$と半径20pcは固定されています。各モデルは、5つの異なる初期乱流実現で実行されます。ほとんどのモデルでは、星形成の期間と分子ガス除去のタイムスケール（主に光蒸発による）は4〜8Myrです。最終的なSFE（$\epsilon_*$）と自由落下時間あたりの時間平均SFE（$\epsilon_{ff}$）の両方が、強い乱流と磁場によって減少します。$\epsilon_*$の中央値は2.1％から9.5％の範囲です。$\epsilon_{ff}$の中央値は1.0％から8.0％の範囲であり、以前の分析理論およびシミュレーションと定性的に一致して、$\alpha_{v、0}$と反相関しています。ただし、瞬間的なガス特性とクラスターの光度に基づく時間依存の$\alpha_{v}（t）$と$\epsilon_{ff、obs}（t）$は、急速な進化により正の相関があり、星の観測的検証が行われます。形成理論は難しい。$\epsilon_{ff、obs}（t）\upperx$2％の中央値は、観測値と同様です。従来のビリアルパラメータは、平均して2倍以内の真の重力境界を推定しますが、磁気サポートと速度異方性を無視すると、大きな逸脱が生じる場合があることを示します。磁気的に亜臨界の雲は、非現実的な柱状の流出、寿命の延長、および放射線の逃げる割合が低いことを考えると、大規模な星形成の場所を表す可能性は低いです。
サラスワティの心臓の調査：包括的な弱いレンズ効果と動的解析による巨大な銀河団A2631の動的状態の評価
| Title |
Probing_Saraswati's_heart:_evaluating_the_dynamical_state_of_the_massive_galaxy_cluster_A2631_through_a_comprehensive_weak_lensing_and_dynamical_analysis |
| Authors |
R._Monteiro-Oliveira,_A._C._Soja,_A._L._B._Ribeiro,_J._Bagchi,_S._Sankhyayan,_T._O._Candido,_and_R._R._Flores |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07996 |
この研究では、サラスワティ超銀河団の中心に位置する巨大な構造である銀河団エイベル2631の動的状態を調査しました。そのために、クラスターの弱いレンズ効果の質量決定に関する文献に見られる緊張を最初に解決しました。せん断データセットと倍率データセットの組み合わせの力を調査し、包括的な弱いレンズ効果分析を通じてそれを行いました。$M_{200}^{\rmwl}=8.7_{-2.9}^{+2.5}\times10^{14}$M$_\odot$が見つかりました。また、分光メンバーのダイナミクスに基づいて質量を決定しました。これは、$M_{200}^{\rmdy}=12.2\pm3.0\times10^{14}$M$_\odot$に対応します。セントcl弱いレンズ効果の見積もりで。質量分布と銀河のダイナミクスによって描かれたシナリオは、A2631が後期の合体で観測されるシナリオでのX線観測によって提供されたシナリオと調和しています。
潮汐マゼラニックブリッジでのO型星の発見：恒星のパラメーター、存在量、および最も近い金属量の少ない大質量星のフィードバックと、マゼラニックシステム生態学へのそれらの影響
| Title |
Discovery_of_O_stars_in_the_tidal_Magellanic_Bridge:_Stellar_parameters,_abundances,_and_feedback_of_the_nearest_metal-poor_massive_stars_and_their_implication_for_the_Magellanic_System_ecology |
| Authors |
Varsha_Ramachandran_and_L._M._Oskinova_and_W.-R._Hamann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.08006 |
SMCとLMCの間に伸びるマゼラニックブリッジは、最も近い潮汐で剥ぎ取られた銀河間環境であり、平均金属量が$Z〜0.1Z_{\odot}$と低くなっています。ここでは、ESO/VLTでFLAMESを使用して収集されたアーカイブスペクトルを使用して、ブリッジで3つのO型星が最初に発見されたことを報告します。物理パラメータ、電離光子束、および表面存在量を提供するPoWRモデルを使用してスペクトルを分析します。この発見は、潮汐によって剥ぎ取られた低密度ガスが大量のO星を生成することができ、それらの年代が橋で進行中の星形成を暗示していることを示唆しています。マルチエポックスペクトルは、3つのO型星すべてがバイナリであることを示しています。互いに空間的に近接しているにもかかわらず、これらのO型星は化学的に区別されます。それらの1つは、ほぼLMCのような存在量を持つ高速回転の巨人です。他の2つは主系列星で、回転が非常に遅く、金属が非常に少なくなっています。これには、これまでに知られている最も窒素の少ないO星が含まれます。橋のB型星の以前の分析を考慮に入れて、さまざまな金属の存在量を化学的に不均一な星間物質の特徴として解釈し、雲間の潮汐相互作用の複数のエピソードの間にガスが降着した可能性があることを示唆します。最も低い派生金属含有量が原始ガスに起因するため、橋の最初の形成の時期は数Gyrにまでさかのぼることができます。ガイアとガレックスの色と大きさの図を使用して、ブリッジ内のO型星の総数とそれらの電離放射線の合計を概算します。拡散ISMのエネルギー学と比較すると、ブリッジの電離放射線場への高温星の寄与は10％未満であることがわかり、電離光子の主な発生源はLMCとSMCからの漏れであると結論付けています。これらの2つの矮小銀河から逃げる電離放射線の割合の下限を推定します。
AGカーの暖かい分子リング：質量損失パズルの作成
| Title |
A_warm_molecular_ring_in_AG_Car:_composing_the_mass-loss_puzzle |
| Authors |
C._Bordiu_(1_and_3),_F._Bufano_(1),_L._Cerrigone_(4),_G._Umana_(1),_J._R._Rizzo_(2_and_3),_C._S._Buemi_(1),_P._Leto_(1),_F._Cavallaro_(1,_5_and_6),_A._Ingallinera_(1),_S._Loru_(1),_C._Trigilio_(1)_and_S._Riggi_(1)_((1)_INAF-Osservatorio_Astrofisico_di_Catania,_Italy_(2)_ISDEFE,_Spain_(3)_Centro_de_Astrobiologia_(INTA-CSIC),_Spain_(4)_Joint_ALMA_Observatory,_Chile_(5),_Inter-University_Institute_for_Data_Intensive_Astronomy,_South_Africa_(6)_University_of_Cape_Town,_South_Africa) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.08161 |
COJ=3-2のAPEX観測とCOJ=2-1、13COJ=2-1のALMA観測、および銀河高光度青色変光子AGカーに向けた連続体を示します。これらの新しい観測は、星を取り巻くリング状の分子構造の存在を明らかにしています。ガスの形態と運動学は、AGカーの赤道面の近くにあるゆっくりと拡大するトーラスと一致しています。非LTEラインモデリングを使用して、暖かく（50K）、適度に密度が高い（10$^3$cm$^{-3}$）ガスの物理パラメータを導出しました。リング内の分子ガスの総質量は2.7$\pm$0.9の太陽質量です。浅い星雲に囲まれた点状の線源を描いた電波連続体マップを分析しました。点状の線源のフラックスから、現在の質量損失日$1.55\を導き出しました。pm0.21\times10^{-5}$太陽質量/年最後に、AGカーの複雑な星周環境をよりよく理解するために、新しく検出されたリングを、塵とイオン化ガスの主星雲に関連して配置します。リングの形成シナリオ、すなわち、星の風の作用による星間物質の蓄積、密接な二元相互作用または合併の残骸、および赤道的に強化された質量損失エピソード。結果として分子ガスがその場で形成された場合大量の噴火の場合、AGカーによって排出される総質量の少なくとも30$\％$を占めます。この検出イオンは、AGカーの複雑な質量損失の歴史のパズルに新しいピースを追加し、LBV星とその周囲の相互作用についての新しい手がかりを提供します。
2つの中性子星または中性子星とブラックホールの合併は、通常、合併後の降着円盤の形成をもたらします。ディスクからの流出は、合併からの全体的な噴出物を支配し、私たちの宇宙におけるrプロセス核の主要な源となる可能性があります。弱い相互作用と近似ニュートリノ輸送を伴う3次元一般相対論的電磁流体力学（GRMHD）シミュレーションを実行することにより、このようなディスクのパラメーター空間、それらの流出、およびrプロセスの歩留まりを調査します。主に初期降着率によって特徴付けられる、初期バイナリパラメータと結果のディスクのパラメータ空間の間のマッピングについて説明します。1D$\alpha内の分析計算により、典型的なパラメーターの$\sim10^{-3}M_\odot\mathrm{s}^{-1}$付近に弱い相互作用の点火しきい値が存在することを示します。$-粘度ディスクモデルおよび明示的なGRMHDシミュレーションによる。点火しきい値を超えたディスク物理学の質的変化に焦点を当てると、しきい値を超える縮退した自己調整されたニュートリノ冷却レジームと、しきい値を下回る移流が支配的なレジームが見つかります。ニュートリノの冷却がしきい値を下回っていない場合の過剰な加熱は、初期ディスク質量の$\gtrsim60$％が流出に放出され、シミュレーションしたモデルの典型的な速度は$\sim（0.1-0.2）c$です。$\sim（0.1-0.15）c$がしきい値を超えた場合の$\lesssim40$％。しきい値を下回るディスクは軽いrプロセス要素の生成が抑制されていることを示していますが、しきい値を超えるディスクは、観測された太陽系の存在量とよく一致して、rプロセス要素の全範囲を生成できます。点火しきい値を下回るディスクは、アクチニドブースト星に見られるアクチニドの過剰を生成する可能性があります。重力波検出器が中性子星合体パラメータ空間のサンプリングを開始すると、関連するキロノバ放出を介してさまざまなディスクの実現が観察される可能性があります。
奇妙な星へのロードマップ
通常のバリオン物質が非常に強く圧縮されて原子核が密接に接触した場合はどうなりますか？この質問は1930年代から行われています。最初の答えは、推測が展開されたレフ・ランダウによって提示され、その後、中性子星の概念が普及しました。しかし、別の答えは奇妙な星に関連しており、特に1960年代に素粒子物理学の標準モデルが確立された後、注目に値するようになります。この研究の基本的な考え方は、教育学的に紹介されています。クォークのフレーバー対称性と強い結合は、質問に対する真の答えを探すために不可欠であることを強調して指摘する必要があります。最終的な答えは、マルチメッセンジャー天文学の時代に現れると予想されています。全体的な特性（例えば、質量-半径の関係、最大質量、潮汐変形性）の違いに加えて、（従来の中性子星の重力結合表面ではなく）奇妙な星の強い結合表面が再生できることも強調されています天文観測によって奇妙な星を特定する上で重要な役割。
非対称で自己相互作用するフェルミ粒子暗黒物質（暗い星）で構成される回転するコンパクトオブジェクトのrモード不安定性を研究します。不安定性は星の角周波数をケプラー周波数の半分未満に制限すると主張されています。これは、高速で回転するパルサーや急速に回転するカーブラックホールの代替として星を制約する可能性があります。
マグネターバーストは、外側の磁気圏で非線形振幅$\deltaB/B\sim1$に成長し、磁気リコネクションをトリガーするアルフベン波によって放出される可能性があります。同様の磁気フレアは、合併に近づいている磁化された中性子星バイナリーで準周期的に発生するはずです。どちらの場合も、磁気フレアでの高速散逸により、光学的に厚い$e^\pm$プラズマが生成され、その熱容量は、生成された放射エネルギーと比較して無視できます。次に、磁気散逸は光子の粘性を伴い、再結合領域のプラズマバルク運動にコンプトン抗力を介して作用します。結果として生じるコンプトン化プロセスの有効温度は、数十keVに自己調整されます。生成されたX線放射は、時間依存の放射伝達シミュレーションを使用して計算されます。このシミュレーションでは、$e^\pm$ペアの作成と、光子の生成、コンプトン化、およびエスケープが行われます。シミュレーションは、散逸領域がどのように$e^\pm$コートに身を包むようになるか、そして逃げるスペクトルがコートを通る放射伝達によってどのように形成されるかを示しています。結果は、高速電波バーストを伴うSGR〜1935+2154の最近の活動を含む、観測されたマグネターバーストと比較されます。磁化された中性子星合体のX線前駆体について予測が行われます。
ストリーミング不安定性によるパルサー電波放射の精密化：広いパラメータ範囲での線形理論とPICシミュレーション
| Title |
Refining_pulsar_radio_emission_due_to_streaming_instabilities:_Linear_theory_and_PIC_simulations_in_a_wide_parameter_range |
| Authors |
Alina_C._Manthei,_Jan_Ben\'a\v{c}ek,_Patricio_A._Mu\~noz_and_J\"org_B\"uchner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07377 |
コヒーレントパルサー電波放射を説明するいくつかの重要なメカニズムは、パルサー磁気圏における相対論的ペアプラズマのストリーミング（またはビーム）不安定性に依存しています。ただし、ストリーミングの不安定性だけで、観測されたコヒーレント無線放射を説明するのに十分かどうかはまだ明らかではありません。パルサー磁気圏に存在する相対論的条件のために、運動の不安定性は抑制される可能性があります。さらに、特定のモデル依存パラメーターに関する不確実性は、この質問に関する結論を妨げます。私たちの目的は、ストリーミングの不安定性がパルサー無線放射につながる可能性のあるパラメータ範囲を制限することです。強いビームモデルと弱いビームモデルの間の遷移、ビームドリフト速度、およびビームとバックグラウンドプラズマ成分の温度依存性に焦点を当てます。より広いパラメータ範囲を考慮して、以前の研究よりも一般的な方法で解決されたパルサー条件に適した線形相対論的動的分散関係を使用します。相対論的粒子インセル（PIC）数値シミュレーションと比較することにより、分析結果を検証します。バックグラウンドとビームの密度、温度、およびストリーミング速度に依存して得られた成長率は、広いパラメータ範囲で線形分散予測と数値シミュレーション結果の顕著な一致を示しました。ビーム対バックグラウンド密度比を増加させると、単調な成長が見られました。ビーム速度が増加すると、成長率は最初に増加し、最大に達し、ビーム速度が高くなると再び減少します。プラズマ温度への単調な依存性が見られ、より低い温度に達したときの漸近的な振る舞いが特徴です。分数帯域幅を計算することにより、生成された波は位相コヒーレントであることが示された。効率的なパルサー電波放射のために、プラズマ条件の明示的なパラメータ範囲を提供します。
チャンドラ分光法に基づく共生システムRTCruの長期X線変動
| Title |
Long-term_X-ray_Variability_of_the_Symbiotic_System_RT_Cru_based_on_Chandra_Spectroscopy |
| Authors |
A._Danehkar_(1_and_2),_M._Karovska_(2),_J._J._Drake_(2),_V._L._Kashyap_(2)_((1)_University_of_Michigan,_(2)_Harvard-Smithsonian_Center_for_Astrophysics) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07390 |
RTCruは、その起源がまだ完全には理解されていない、まれなクラスの硬X線放出共生生物に属しています。この作業では、2015年に高解像度カメラ分光計（HRC-S）の低エネルギー透過型回折格子（LETG）を使用してチャンドラ天文台が行った観測に基づいて、RTCruからのX線放射の詳細な分光分析を実施しました。2005年の高度CCDイメージング分光計Sアレイ（ACIS-S）の高エネルギー透過型回折格子（HETG）。時間平均HRC-S/LETGスペクトルの熱プラズマモデリングは、平均温度が$kT\simであることを示しています。1.3$keVであるのに対し、時間平均ACIS-S/HETGによると$kT\sim9.6$keVです。HRC-Sに見られる軟質熱プラズマ発光成分（$\sim1.3$keV）は、高密度の物質（$>5\times10^{23}$cm$^{-2}$）によって大きく隠されています。その光度曲線に見られる非周期的な変動は、硬X線源を覆う吸収材料または降着円盤の内層の固有の放出メカニズムのいずれかの変化に起因する可能性があります。変動性を理解するために、「低/ハード」および「高/ソフト」スペクトル状態のスペクトルを抽出しました。これは、ACIS-SとHRC-Sの両方の低/ハード状態でより高いプラズマ温度を示しています。光源には6.4keVの蛍光鉄輝線もあり、降着円盤または高密度吸収体からの反射から放出される可能性があります。これは、HRC-SエポックではACIS-Sと比較して2倍明るかったです。HRC-Sで特定された軟質熱成分は、高解像度の画像観測を使用してさらに評価する価値のあるジェットの兆候である可能性があります。
三次元超新星モデルはスターダストの起源への新しい洞察を提供します
| Title |
Three-dimensional_Supernova_Models_Provide_New_Insights_into_the_Origins_of_Stardust |
| Authors |
Jack_Schulte,_Maitrayee_Bose,_Patrick_A._Young,_and_Gregory_S._Vance |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07459 |
2つの爆発後の3次元15$M_\odot$コア崩壊超新星モデル15Sおよび15Aの同位体収量を示し、それらを炭素、窒素、シリコン、アルミニウム、硫黄、カルシウム、チタン、鉄と比較します。、およびSiCスターダストのニッケル同位体組成。これらのコア崩壊超新星モデルは、SiCX粒子および$^{12}$C/$^{13}$C$<$20および$^{14}$N/の粒子と同様の炭素および窒素組成を予測することがわかります。$^{15}$N$<$60、これ以降、SiC'D'グレインと呼びます。15$M_\odot$爆発の内部からの材料は、コア崩壊の直後に十分に高い温度に達し、SiCDの組成を複製するために必要な$^{13}$Cと$^{15}$Nの大きな濃縮物を生成します。穀類。コア崩壊超新星の最も内側の噴出物はニュートリノ駆動領域で動作しており、超新星衝撃波によって加熱された後、高速陽子捕獲を受けます。両方の3Dモデルは、0.3$<$$^{26}$Al/$^{27}$Al$<$1.5を予測します。これは、SiCX、C、およびD粒子に見られる比率に匹敵します。モデル15Sおよび15Aは、一般に、カルシウム同位体の非常に大きな異常を予測しますが、$^{44}$Caおよび$^{43}$Caの過剰を示すSiCX粒子測定値と定性的に比較します。SiCX粒子のチタン同位体組成はよく再現されています。モデルは、SiCX粒子で観察される$^{57}$Feの過剰と枯渇を予測し、さらに$^{60}$Ni/$^{58}$Ni、$^{61}$Niを正確に予測します。超新星衝撃波の伝播によって開始された高速中性子捕獲の結果としての、SiCX粒子の/$^{58}$Niおよび$^{62}$Ni/$^{58}$Ni比。最後に、対称性は、SNイジェクタでのシリコン、硫黄、および鉄の同位体の生成に顕著な影響を及ぼします。
チェレンコフ望遠鏡アレイ時代の球状星団の予測された超高エネルギーフラックスの不確実性の評価
| Title |
Assessing_Uncertainties_in_the_Predicted_Very-High-Energy_Flux_of_Globular_Clusters_in_the_Cherenkov_Telescope_Array_Era |
| Authors |
Hambeleleni_Ndiyavala-Davids,_Christo_Venter,_Andreas_Kopp,_and_Michael_Backes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07486 |
Terzan5は、非常に高エネルギーの範囲でもっともらしく検出された唯一の銀河系球状星団です。H.E.S.S.によるスタッキング上限他の球状星団の集団の積分$\gamma$線束は、レプトン銀河団の放出モデルを非常に制約しています。モデルパラメータの不確実性が予測フラックスの大きな広がりにつながることを示します。実際、パラメータ空間には、厳密なスタッキング上限が満たされる領域があります。さらに2つのケーススタディを実施します。M15の微分TeVフラックスの不確実性を調査し、モデルがこのクラスターの典型的なクラスターパラメーターの厳格なMAGIC上限を満たすことができることを示します。また、$\omega$CenのTeVエネルギーでの微分フラックスを計算します。これから、最近、電波エネルギーで5つのパルサーが検出されました。したがって、チェレンコフ望遠鏡アレイの観測戦略をより適切に導くために、クラスターフラックスの予測を改善するために、主要なモデルパラメーターの測定精度を高めることが重要です。
周期的なFRB180916.J0158 +65からの放射と同時に発生する深い光学観測
| Title |
Deep_optical_observations_contemporaneous_with_emission_from_the_periodic_FRB_180916.J0158+65 |
| Authors |
Charles_D._Kilpatrick,_Joseph_N._Burchett,_David_O._Jones,_Ben_Margalit,_Russet_McMillan,_Wen-fai_Fong,_Kasper_E._Heintz,_Nicolas_Tejos,_and_Alicia_Rouco_Escorial |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07561 |
2020年9月3日に取得された周期的な高速電波バースト（FRB）180916.J0158+65の爆発から数秒以内の深いアパッチポイント天文台の光学観測を提示します。FRB180916.J0158+65は、150Mpc離れた近くのらせん状銀河にあります。約16。3日の十分に測定された期間を持つ「アクティブフェーズ」があります。カナダ水素強度マッピング実験（CHIME）による最近の30分間の観測ウィンドウ中に、予想されるアクティブフェーズのピークでFRBをターゲットにしたところ、m_i=24.7〜mag（3シグマ）での一時的な発光は検出されませんでした。光帯域でのバースト到着時間から2.2〜1938.1秒（分散を補正）。FRB180916+J0158.65のサーカンバースト環境で形成されたシンクロトロンメーザーのモデルと限界の大きさを比較して、バーストエネルギーが>1e44ergで、サーカンバースト密度が>1e4cm-3であるシナリオを制約します。
| Title |
Sensitivity_of_future_liquid_argon_dark_matter_search_experiments_to_core-collapse_supernova_neutrinos |
| Authors |
P._Agnes,_S._Albergo,_I._F._M._Albuquerque,_T._Alexander,_A._Alici,_A._K._Alton,_P._Amaudruz,_S._Arcelli,_M._Ave,_I._Ch._Avetissov,_R._I._Avetisov,_O._Azzolini,_H._O._Back,_Z._Balmforth,_V._Barbarian,_A._Barrado_Olmedo,_P._Barrillon,_A._Basco,_G._Batignani,_A._Bondar,_W._M._Bonivento,_E._Borisova,_B._Bottino,_M._G._Boulay,_G._Buccino,_S._Bussino,_J._Busto,_A._Buzulutskov,_M._Cadeddu,_M._Cadoni,_A._Caminata,_N._Canci,_G._Cappello,_M._Caravati,_M._C\'ardenas-Montes,_M._Carlini,_F._Carnesecchi,_P._Castello,_S._Catalanotti,_V._Cataudella,_P._Cavalcante,_S._Cavuoti,_S._Cebrian,_J._M._Cela_Ruiz,_B._Celano,_S._Chashin,_A._Chepurnov,_C._Cical\`o,_L._Cifarelli,_D._Cintas,_F._Coccetti,_V._Cocco,_M._Colocci,_E._Conde_Vilda,_L._Consiglio,_S._Copello,_G._Covone,_P._Czudak,_S._D'Auria,_M._D._Da_Rocha_Rolo,_et_al._(212_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07819 |
直接暗黒物質探索用に設計された将来の液体アルゴンDarkSide-20kおよびARGO検出器は、コヒーレント弾性ニュートリノ-原子核散乱を介して、コア崩壊超新星ニュートリノにも敏感になります。この相互作用チャネルは、断面積が大きくフレーバーに影響されないため、DarkSide-20kとARGOのターゲット質量がそれぞれ$\sim$50〜tと$\sim$360〜tの高統計ニュートリノ検出が可能です。イオン化チャネルを利用することで達成可能な$\sim$0.5〜keV$_{nr}$の低エネルギーしきい値のおかげで、DarkSide-20kとARGOは、銀河全体から小マゼラン雲までの超新星バーストを発見する可能性があります。それぞれ、11-M$_{\odot}$の前駆星を想定しています。また、荷電電流と弾性散乱によって検出されたときに振動によって電子ニュートリノフラックスが抑制されるニュートリノ化バーストに対する感度についても報告します。最後に、予想されるバックグラウンドと検出器の応答を考慮して、超新星バーストのさまざまなフェーズでの平均および総ニュートリノエネルギーの再構成の精度とその時間プロファイルについても説明します。
2016年のグリッチ中のVelaパルサーのちらつき
| Title |
Flickering_of_the_Vela_pulsar_during_its_2016_glitch |
| Authors |
Gregory_Ashton,_Paul_D._Lasky,_Rowina_Nathan,_and_Jim_Palfreyman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07927 |
ヴェラパルサーの中性子星グリッチの最初のパルス間観測は、中性子星の磁気圏の突然の崩壊を示唆するヌルパルスを特定しました。グリッチとヌルパルスを接続する唯一の物理モデルは、グリッチ自体をトリガーするか、グリッチ自体によってトリガーされるスタークエイクに依存しています。これまで、これは、50年以上にわたってガンマ線パルサーを観測してきたことから特定された唯一のヌルパルスでした。グリッチの前後で、数百秒間隔で、準ヌルと呼ばれる他の5つのヌルのようなパルスを識別します。グリッチから離れたデータにそのようなヌルが見つからないことを確認します。準ヌルは、地上の地震と同様に、本震の前後の前震と余震に関連していると推測されます。これは、グリッチの間に蓄積されたエネルギー貯蔵庫が突然放出されるのではなく、グリッチの前後の数分から数時間の期間にわたって放出されることを意味します。
ガイアパルサーとそれらを見つける場所
大多数の大質量星には恒星の伴星がありますが、ほとんどのパルサーは孤立しているように見えます。額面通りに考えると、これは、超新星爆発で受けた強い出生キックのために、ほとんどの大規模なバイナリが崩壊することを示唆しています。ただし、新たに発見されたパルサーの監視が、多重度を決定的に除外するのに十分な時間実行されることはめったにないため、観測されたバイナリフラクションは依然として強力な選択効果の影響を受ける可能性があります。ここでは、2番目のガイアデータリリース（DR2）を使用して、0.5秒角よりも優れた位置を持つことがわかっている1534回転動力パルサーのコンパニオンを検索します。他の場所で報告されていないものを含む、既知のパルサーとの22の一致、および若いパルサーとの8つの新しい可能なコンパニオンが見つかりました。これらのシステムの測光および運動学的特性を調べ、潜在的なミリ秒パルサーコンパニオンを持つガイアソースを識別するための経験的関係を提供します。我々の結果は、観察された多重度の割合が小さいことを確認しています。ただし、サンプルのガイアの感度と無線タイミングを下回るバイナリの数は、依然として大幅に多い可能性があることを示しています。若いパルサーのバイナリ部分を、バイナリプロパティと現在の感度しきい値の現実的な（保守的な）仮定の下で$f_{\rmyoung}^{\rmtrue}\leq5.3（8.3）\％$に制限します。特に大質量星（$\geq10$M$_{\odot}$）の場合、$f_{\rmOB}^{\rmtrue}\leq3.7\％$が見つかり、これにより、銀河の中性子星合体率、$\leq7.2\times10^{-4}$yr$^{-1}$。CHIME/パルサープログラム、MeerTime、HIRAX、そして最終的にはSKAなどの進行中および将来のプロジェクトは、将来これらの制約を大幅に改善します。
BlazarALP検索のためのジェット磁場構造の関連性
素粒子物理学の標準モデルを超えた多くの理論は、磁場の存在下で光子と混合するアクシオン様粒子（ALP）の存在を予測しています。ALPを検索する1つの顕著な間接的な方法は、天体物理学的磁場でのALP-光子混合によって引き起こされるブレーザーガンマ線スペクトルの不規則性を探すことです。これには、地球とブレーザーの間の磁場のモデリングが必要です。これまでのところ、ブレーザージェットの磁場の非常に単純なモデルのみが使用されてきました。ここでは、Potter＆Cotterによって提案されたジェットモデルに磁場構造モデルを課すことにより、これらのスペクトルの不規則性に対するより複雑なジェット磁場構成の影響を調査します。Mrk501のガンマ線スペクトルをALPでシミュレートし、それらを非ALPスペクトルに適合させ、ALPおよびBフィールド構成パラメーター空間をスキャンし、ジェットが重要な混合領域であり、周囲の新しいALPパラメーター空間をプローブできることを示します。$m_a\sim$1-1000neVおよび$g_{a\gamma}\gtrsim$$5\times10^{-12}$GeV$^{-1}$。ただし、磁場構造の合理的な（つまり観察と一致する）変化は、混合に大きな影響を与える可能性があります。高度に磁化されたクラスター内のジェットの場合、クラスター内での混合がジェット内での混合を圧倒する可能性があります。これは、ペルセウス座銀河団での混合を使用した現在の制約が引き続き有効であることを意味します。
コンパクトスターの誕生イベント、質量、最大質量
| Title |
Birth_events,_masses_and_the_maximum_mass_of_Compact_Stars |
| Authors |
Jorge_E._Horvath_(IAG-USP,_S\~ao_Paulo,_Brazil),_L\'ivia_S._Rocha_(IAG-USP,_S\~ao_Paulo,_Brazil),_Ant\^onio_L._C._Bernardo_(IAG-USP,_S\~ao_Paulo,_Brazil),_Marcio_G._B._de_Avellar_(UNIFESP,_Diadema_SP,_Brazil),_Rodolfo_Valentim_(UNIFESP,_Diadema_SP,_Brazil) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.08157 |
この章では、中性子星の質量分布の問題、既存のサンプルと新しい重力波イベントから推測される最大質量の問題、および形成イベントとの関係の概要を説明します。ベイズ分析と頻度論的分析では、少なくとも2つの異なる質量スケール（場合によっては3つ）が支持され、経験的根拠に基づく最大質量は$\sim2.5M_{\odot}$であり、解釈の余地があることが示されています。GW190408合併のより軽い成分の中性子星としての（GWイベント人口分析によって示唆されたように）。硬い状態方程式の理論的構築の課題と、利用可能な超新星爆発の状態（シングルおよびバイナリシミュレーション）、および出生時に質量を提供すると予想されるAICについてある程度説明します。
Survey2Survey：クロスサーベイ画像マッピングのための深層学習生成モデルアプローチ
| Title |
Survey2Survey:_A_deep_learning_generative_model_approach_for_cross-survey_image_mapping |
| Authors |
Brandon_Buncher,_Awshesh_Nath_Sharma,_Matias_Carrasco_Kind |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07124 |
過去10年間で、調査データと深層学習技術が爆発的に増加し、どちらも天文学の大きな進歩を可能にしました。明るさや質はさまざまですが、波長が広く、空が広い複数の時代のさまざまな調査から得られたデータの量は圧倒的であり、さまざまな調査からの重複する観測からの情報を活用することで、銀河の形成と進化を理解する上で無限の可能性があります。物理モデルを使用した合成銀河画像の生成は、調査データ分析の重要なツールでしたが、深層学習の生成モデルを使用することは大きな期待を示しています。この論文では、クロスサーベイの特徴変換を通じてサーベイデータを確実に拡張および改善するための新しいアプローチを提示します。スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）の画像をダークエネルギーサーベイ（DES）の対応する画像にマッピングするために、2種類の生成ニューラルネットワークをトレーニングし、重要性を失うことなく、より暗い低品質のソース画像の明るさとS/Nを向上させました。形態学的情報。オーバーラップ領域の外側からSDSS画像のDES表現を生成することにより、この方法の堅牢性を示し、ソース画像の品質がトレーニング画像よりも低い場合でも輝度と品質が向上することを示します。最後に、再構成プロセスによってSDSS画像から大きなアーティファクトが除去されたように見えるいくつかの画像を強調表示します。最初のアプリケーションにすぎませんが、私たちの方法は、光学調査データの品質を確実に拡張および改善する方法として有望であり、クロスバンド再構成の潜在的な手段を提供します。
畳み込みニューラルネットワークを使用したタイムプロジェクションチェンバーでのイベント選択とバックグラウンド除去およびAdEPTガンマ線偏光計ミッションへの特定のアプリケーション
| Title |
Event_Selection_and_Background_Rejection_in_Time_Projection_Chambers_Using_Convolutional_Neural_Networks_and_a_Specific_Application_to_the_AdEPT_Gamma-ray_Polarimeter_Mission |
| Authors |
Richard_L._Garnett,_Soo_Hyun_Byun,_Andrei_R._Hanu,_Stanley_D._Hunter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07136 |
AdvancedEnergeticPairTelescopeガンマ線偏光計は、ペア生成イベントを測定するためにタイムプロジェクションチェンバーを使用し、通常の衛星データ通信で送信可能なものよりも4桁大きい生の機器データレートを生成することが期待されています。畳み込みニューラルネットワークであるGammaNetは、対生成イベントとバックグラウンドイベントのイベント分類をオンボードで実行し、データレートを一般的な衛星通信システムで対応できるレベルに下げることで、この問題を解決することを提案しています。GammaNetをトレーニングするために、Geant4モンテカルロコードを使用して、高度なエネルギーペア望遠鏡用に1.1x10^6ペア生成イベントと10^6バックグラウンドイベントのセットをシミュレートしました。10^3ペア生成と10^5バックグラウンドイベントの追加セットをシミュレートして、GammaNetのバックグラウンド識別機能をテストしました。最適化により、GammaNetは銀河宇宙線陽子イベントに対して提案されたバックグラウンド除去要件を達成しました。ダウンリンク速度の最良の仮定を考えると、対生成の信号感度は、5および250MeVの入射ガンマ線に対して1.1+/-0.5％〜69+/-2％の範囲でした。この範囲は、ダウンリンク速度の最悪のシナリオでは0.1+/-0.1％〜17+/-2％になりました。GammaNetへの機能視覚化アルゴリズムの適用は、フレームを出入りする電子ノイズとイベントへの応答の減少と、近接している並列トラックへの応答の増加を示しました。GammaNetは正常に実装されており、有望な結果を示しています。
不均一な異方性ガウス確率場としてのディスク
天体物理学のディスク表面の明るさの変動を、不均一で異方性の時間依存のガウス確率場としてモデル化します。この場は、大規模では平坦で、小規模ではべき乗則として減衰するパワースペクトルを持つMat\'ern場の確率的偏微分方程式に局所的に従います。一連の教育学的例を提供し、その過程で局所共分散の便利なパラメーター化を提供します。次に、ディスクへの2つのアプリケーションについて検討します。最初に、ディスクのムービーを生成します。2つ目は、ディスクのムービーを積分することにより、合成光度曲線を生成し、結果のパワースペクトルの高周波勾配が局所共分散モデルに依存することを示します。最後に、他の可能な天体物理学的アプリケーションの概要と簡単な説明を行います。
あなた：あなたの統一された読者
| Title |
Your:_Your_Unified_Reader |
| Authors |
Kshitij_Aggarwal,_Devansh_Agarwal,_Joseph_W_Kania,_William_Fiore,_Reshma_Anna_Thomas,_Scott_M._Ransom,_Paul_B._Demorest,_Robert_S._Wharton,_Sarah_Burke-Spolaor,_Duncan_R._Lorimer,_Maura_A._Mclaughlin,_Nathaniel_Garver-Daniels |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07627 |
信号処理とGPUベースのシステムの進歩により、さまざまな望遠鏡の新しい過渡検出器が、以前の望遠鏡よりもはるかに感度の高い検索を実行できるようになりました。通常、望遠鏡からのデータ出力は、psrfitsとSigprocfilterbankの2つの一般的に使用される形式のいずれかです。一時的な検索用に開発されたソフトウェアは、多くの場合、これら2つの形式のいずれかでのみ機能し、一般的な適用性が制限されます。したがって、研究者は、研究に関連するデータ分析を開始する前に、選択した形式でデータを読み書きするためのカスタムスクリプトを作成する必要があります。\textsc{Your}（YourUnifiedReader）は、一般的に使用される複数の形式でデータ処理を統合するPythonベースのライブラリです。\textsc{Your}は、選択したデータ形式で読み書きするためのユーザーフレンドリーなインターフェースを実装しています。また、入力データファイルに対応する統合メタデータを生成して、観測パラメーターをすばやく理解し、一般的なデータ分析操作を実行するためのユーティリティを提供します。\textsc{Your}は、いくつかの最先端の無線周波数干渉軽減（RFI）アルゴリズムも提供します。これらのアルゴリズムは、データ処理の任意の段階（読み取り、書き込みなど）で使用して、人工信号を除外できます。
GroundBIRD：MKIDアレイを使用したCMB分極実験
| Title |
GroundBIRD_:_A_CMB_polarization_experiment_with_MKID_arrays |
| Authors |
Kyungmin_Lee,_Jihoon_Choi,_Ricardo_Tanaus\'u_G\'enova-Santos,_Makoto_Hattori,_Masashi_Hazumi,_Shunsuke_Honda,_Takuji_Ikemitsu,_Hidesato_Ishida,_Hikaru_Ishitsuka,_Yonggil_Jo,_Kenichi_Karatsu,_Kenji_Kiuchi,_Junta_Komine,_Ryo_Koyano,_Hiroki_Kutsuma,_Satoru_Mima,_Makoto_Minowa,_Joonhyeok_Moon,_Makoto_Nagai,_Taketo_Nagasaki,_Masato_Naruse,_Shugo_Oguri,_Chiko_Otani,_Michael_Peel,_Rafael_Rebolo,_Jos\'e_Alberto_Rubi\~no-Mart\'in,_Yutaro_Sekimoto,_Junya_Suzuki,_Tohru_Taino,_Osamu_Tajima,_Nozomu_Tomita,_Tomohisa_Uchida,_Eunil_Won,_Mitsuhiro_Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07705 |
GroundBIRDは、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の偏光を正確に観測するための地上実験です。大角度スケールで高感度を実現するために、この実験では、高速回転スキャン、マイクロ波動的インダクタンス検出器（MKID）、および低温光学系の3つの機能を採用しています。回転スキャン戦略には、$1/f$ノイズを抑制するという利点があります。また、40\％の大きな空の範囲を提供します。これは、$l\sim6$の大きな角度スケールに対応します。これにより、低い$l$Bモードスペクトルを使用して、テンソルとスカラーの比率を制限できます。焦点面は、145GHzおよび220GHz帯域の2つのターゲット周波数用の7つのMKIDアレイで構成されています。合計161ピクセルあり、そのうち138ピクセルは144GHz用、23ピクセルは220GHz用です。このアレイは現在開発中であり、プロトタイプはまもなく望遠鏡で評価されます。GroundBIRD望遠鏡は、テイデ天文台でCMBを観測します。望遠鏡は日本からテネリフェ島に移され、現在テスト中です。GroundBIRD実験の状況と計画を紹介します。
近赤外太陽ヘテロダイン分光法で校正された光周波数コム
| Title |
Optical_Frequency_Comb_Calibrated_Near_Infrared_Solar_Heterodyne_Spectroscopy |
| Authors |
Connor_Fredrick,_Freja_Olsen,_Ryan_Terrien,_Suvrath_Mahadevan,_Franklyn_Quinlan,_Scott_Diddams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07938 |
波長可変レーザーと太陽からの熱放射を使用して、1.56ミクロンでヘテロダイン分光法を実行します。レーザーチューニングは周波数コムで校正され、絶対周波数トレーサビリティと2,000,000の分解能を備えたシンプルな分光計を提供します
アタカマ大型ミリ波サブミリ波望遠鏡（AtLAST）
| Title |
The_Atacama_Large_Aperture_Submillimetre_Telescope_(AtLAST) |
| Authors |
Pamela_D._Klaassen,_Tony_Mroczkowski,_Claudia_Cicone,_Evanthia_Hatziminaoglou,_Sabrina_Sartori,_Carlos_De_Breuck,_Sean_Bryan,_Simon_R._Dicker,_Carlos_Duran,_Chris_Groppi,_Hans_K\"archer,_Ryohei_Kawabe,_Kotaro_Kohno,_and_James_Geach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07974 |
宇宙で最も冷たくて密度の高いガスと塵の構造は、（サブ）ミリメートルの帯域（$\nu\約30-950$〜GHz）全体で固有のスペクトルシグネチャを持っています。現世代のシングルディッシュ施設は、発見の可能性を垣間見せてくれました。一方、サブmm干渉計は、既知のターゲットの詳細や小領域の深部フィールドを高解像度で表示します。しかし、そのような冷たくて密集した構造の理解における重要な進歩は、現在、より大きなスケールでの宇宙のサブmmビューの限られた感度と角度分解能によって妨げられています。これに関連して、2030年代の新しい革新的な天文施設であるアタカマ大型開口サブミリ波望遠鏡（AtLAST）の事例を紹介します。AtLASTは、50mクラスのシングルディッシュ望遠鏡のコンセプトであり、直径2度の視野によって高スループットが提供され、アタカマの高く乾燥した場所にあり、最大$\nuの大気透過率が良好です。\sim1$〜THzで、再生可能エネルギーをフルに活用しています。AtLASTは、現在または建設中の天文台では達成できない革新的な科学を提供するために、一連の機器との国際的なパートナーシップによって運営されている施設として想定しています。AtLASTは、高度に多重化された高解像度分光計、連続カメラ、一体型フィールドユニットなど、高度な機器を完全に補完する直径50mの望遠鏡として、現在または計画中の大口径（$>$12m）の数百倍のマッピング速度を実現します。施設。遠方の宇宙でL$_*$未満の混同限界に到達し、銀河中心の距離で低質量の原始星コアを解決し、銀河の寒冷と高温（スニヤエフ・ゼルドビッチ効果）の銀河周辺媒体の両方を直接マッピングすることにより、AtLASTは、サブmm宇宙の根本的に新しい理解を可能にします。
TW Hya Rosetta Stone Project II：空間的に分解されたホルムアルデヒドの放出は、低温気相形成を示唆します
| Title |
The_TW_Hya_Rosetta_Stone_Project_II:_Spatially_resolved_emission_of_formaldehyde_hints_at_low-temperature_gas-phase_formation |
| Authors |
Jeroen_Terwisscha_van_Scheltinga,_Michiel_R._Hogerheijde,_L._Ilsedore_Cleeves,_Ryan_A._Loomis,_Catherine_Walsh,_Karin_I._\"Oberg,_Edwin_A._Bergin,_Jennifer_B._Bergner,_Geoffrey_A._Blake,_Jenny_K._Calahan,_Paolo_Cazzoletti,_Ewine_F._van_Dishoeck,_Viviana_V._Guzm\'an,_Jane_Huang,_Mihkel_Kama,_Chunhua_Qi,_Richard_Teague,_and_David_J._Wilner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07073 |
ホルムアルデヒド（H$_2$CO）は、メタノール（CH$_3$OH）などの有機物の重要な前駆体です。星や惑星の形成中にH$_2$COとプレバイオティクス分子を生成する条件を理解することが重要です。H$_2$COは、気相と固体の両方の形成経路を持っており、UVで生成されたラジカル前駆体、またはCOの氷と冷たい（$\lesssim20$K）ダスト粒子のいずれかが含まれます。どの経路が支配的であるかを理解するために、気体のH$_2$COのオルト対パラ比（OPR）がプローブとして使用され、値3は「暖かい」状態を示し、$<3$は固体の低温形成に関連しています。-状態。惑星形成中のH$_2$CO形成理論をテストするために、TWHya原始惑星系円盤における複数のオルソおよびパラH$_2$CO遷移の空間的に分解されたALMA観測を提示します。ディスク平均回転温度とカラム密度は$33\pm2$K、（$1.1\pm0.1）\times10^{12}$cm$^{-2}$および$25\pm2$K、$（4.4\pm0.3）\times10^{11}$cm$^{-2}$は、それぞれオルソおよびパラH$_2$COで、OPRは$2.49\pm0.23$です。放射状に分解された分析は、観測されたH$_2$COが、$z/R\ge0.25$の層に対応して、主に30〜40Kの回転温度で放出することを示しています。OPRは、ペブルディスクの範囲である60au以内の3と一致しており、60auを超えると$2.0\pm0.5$に減少します。後者は12Kのスピン温度に対応し、回転温度をはるかに下回ります。比較的均一な放出条件、OPRの放射状勾配、および昇華後のOPR比に関する最近の実験室実験と理論の組み合わせにより、TWHya全体で観測されたH$_2$COの原因は気相形成であると推測されます。ディスク。
23 mLBTIからのMWC297のELTイメージング：複雑なディスク構造とコンパニオン候補
| Title |
ELT_Imaging_of_MWC_297_from_the_23-m_LBTI:_Complex_Disk_Structure_and_a_Companion_Candidate |
| Authors |
Steph_Sallum,_Josh_Eisner,_Jordan_Stone,_Jeremy_Dietrich,_Phil_Hinz,_Eckhart_Spalding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07082 |
HerbigAe/Be星は、星形成の初期の結果と、中間の恒星質量での惑星形成の初期段階を表しています。これらのプロセスの両方を理解するには、ディスク構造とコンパニオン周波数の詳細な特性評価が必要です。位相制御された23mの大双眼望遠鏡干渉計での非冗長マスキング観測からのHerbigBe星MWC297の新しい3.7ミクロンイメージングを紹介します。画像は、いくつかのauのスケールでの複雑なディスク構造と、コンパニオン候補を示しています。これらの機能の物理的解釈について説明し、イメージング結果が事前確率、正則化ハイパーパラメーター、エラーバー推定などの選択に依存しないことを示します。これらのデータは、約17masの角度分解能で、遠くの若い星の最初の堅牢なELT分解能ビューを提供します。
カリーナヤング協会の時代とHD95086の潜在的なメンバーシップ
| Title |
The_Age_of_the_Carina_Young_Association_and_Potential_Membership_of_HD_95086 |
| Authors |
Mark_Booth,_Carlos_del_Burgo_and_Valeri_V._Hambaryan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07083 |
カリーナは近くの若い星の協会です。これまでのところ、この協会のメンバーとして明確に特定されている星はごくわずかです。この論文では、ガイアDR2データに照らして協会のメンバーシップを再分析し、特にHD95086が潜在的なメンバーであることがわかりました（確率71％）。この星は、検出された塵円盤と直接画像化された惑星の両方をホストする数少ない星の1つとして注目に値します。以前は、さそり-ケンタウルス協会の一部であるLowerCentaurusCrux（LCC）の潜在的なメンバーとしてのみ見なされていました。また、カリーナ協会の年齢を再分析します。カリーナの最も可能性の高い（>99％）メンバーの恒星進化モデルから解を推論するために適用されたベイズ推定コードを使用して、13.3$^{+1.1}_{-0.6}$Myrの関連の年齢を推測します。以前の研究よりもはるかに若い。HD95086のアソシエーションメンバーシップをLCCからCarinaに改訂しましたが、CarinaもLCCと同様に若い年齢であることがわかったという事実は、HD95086bの質量の推定値が変更されていないことを意味します。ただし、カリーナの年齢が若いということは、別のカリーナメンバーの仲間であるHD44627（またはABPic）の質量が、褐色矮星の範囲ではなく、惑星内でより明確であることを意味します。
IC 348における超低質量星の高速測光変動：M-矮星におけるスーパーフレアの検出
| Title |
Fast_Photometric_Variability_of_Very_Low_Mass_Stars_in_IC_348:_Detection_of_Superflare_in_an_M-dwarf |
| Authors |
Samrat_Ghosh_(1),_Soumen_Mondal_(1),_Somnath_Dutta_(2),_Ramkrishna_Das_(1),_Santosh_Joshi_(3),_Sneh_Lata_(3),_Dhrimadri_Khata_(1),_Alik_Panja_(1)_((1)_S._N._Bose_National_Centre_for_Basic_Sciences,_Kolkata,_India,_(2)_Institute_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Academia_Sinica,_Taiwan,_(3)_Aryabhatta_Research_Institute_of_Observational_Sciences_(ARIES),_Nainital,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07156 |
ここでは、ペルセウス座分子雲の若い（$\sim$2-3Myr）星形成領域IC348の$\simeq$19等までの光学Iバンド測光変動研究を紹介します。私たちは、褐色矮星（BD）を含む超低質量星（VLM）の高速回転（時間スケールで）を探索することを目指しています。新しいIバンド観測を使用した177の光度曲線のサンプルから、IC348の正真正銘のメンバーであり、M矮星のスペクトル型で十分に特徴付けられている、6つのBDを含む22の若いM矮星の新しい測光変動を検出します。。22の変数のうち、1つのBDを含む11Mの矮星は、3.5〜11時間の範囲で時間スケールの周期的変動を示し、残りは本質的に非周期的です。興味深いことに、2016年12月20日のある夜のデータで若いM2.75矮星で光学フレアが検出されました。フレア光度曲線から、放出されるフレアエネルギーは1.48$\times$10$^{35}$ergsと推定されます。数十パーセントの不確実性で観測されたフレアエネルギーは、アクティブなM矮星ではめったに観測されないスーパーフレア範囲（$\sim$10$^{34}$ergs）に近いです。
ヘリウム爆発モデルはIa型超新星の観測された多様性を説明できますか？
| Title |
Can_Helium-detonation_Model_Explain_the_Observed_Diversity_of_Type_Ia_Supernovae? |
| Authors |
Wenxiong_Li,_Xiaofeng_Wang,_Mattia_Bulla,_Yen-Chen_Pan,_Lifan_Wang,_Jun_Mo,_Jujia_Zhang,_Chengyuan_Wu,_Jicheng_Zhang,_Tianmeng_Zhang,_Danfeng_Xiang,_Han_Lin,_Hanna_Sai,_Xinghan_Zhang,_Zhihao_Chen,_and_Shengyu_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07240 |
最初の光から2ドルから3日以内に分光観測と測光観測の両方を行った16個のIa型超新星（SNeIa）のサンプルを研究します。このようなサンプルの初期の$B-V$色は、連続分布を示す傾向があります。通常のイジェクタ速度（NV）のオブジェクトの場合、C〜II$\lambda$6580の特徴は、高速（HV）の対応物には存在しないか、非常に弱いものの、初期のスペクトルでは常に表示されます。さらに、光球上のCa〜IINIRトリプレット（CaIR3）の分離した高速フィーチャ（HVF）の速度は、NVオブジェクトよりもHVオブジェクトの方がはるかに高く、通常の値は30,000km〜s$^を超えています。{-1}$2$-$3日。さらに、Si〜II〜$\lambda$6355の最大速度、$v_{\rmSi、max}$、遅い時間の[Fe〜II]線の速度シフト（$v_{\rm）の間の関係を分析します。[Fe〜II]}$）とホスト銀河の質量。すべてのHVオブジェクトが$v_{\rm[Fe〜II]}$を赤方偏移しているのに対し、NVオブジェクトは青と赤方偏移の両方の$v_{\rm[Fe〜II]}$を持っていることがわかります。赤方偏移した$v_{\rm[Fe〜II]}$を持つオブジェクトはすべて巨大な銀河に位置していることを指摘するのは興味深いことです。これは、HVオブジェクトとNVオブジェクトの一部が同様の前駆金属量と爆発メカニズムを持っている可能性があることを意味します。幾何学的/投影効果により、He-detonationモデルは、出生地環境の類似性と、$BV$色、C〜II機能、初期のCaIR3HVF、および星雲相の$v_{\rm[Fe〜II]}$。それにもかかわらず、急速に減少する光度曲線など、He爆轟シミュレーションによって予測されたいくつかの特徴は観測から逸脱し、青方偏移した星雲$v_{\rm[Fe〜II]}$を持ついくつかのNVオブジェクトは他の爆発メカニズムを伴う可能性があります。
視覚連星の対関数
ワシントンダブルスターカタログに基づく1227のビジュアルバイナリの全天サンプルは、専用の人口合成モデルを使用して、IMF、質量比、および予測距離分布を推測するために構築されます。ガイアDR2とヒッパルコスの視差を使用して距離分布を確認します。モデルは、単一星のTycho-2サンプルで検証され、観測された光度と角度分離を正常に再現します。予測される分離分布は、1〜4.5$m_{\odot}$の主星の$10^2-2\cdot10^3$AU範囲で$f（s）\sims^{-1.2}$に従います。対関数としていくつかのアルゴリズムが検討されています。ランダムペアリングは自信を持って拒否されます。プライマリコンポーネントまたはシステム全体の質量を基本として採用するシナリオである、プライマリ制約（PCP）およびスプリットコアペアリング（SCP）が考慮されます。推奨されるIMFの傾きは、どちらの場合も$\alpha\sim2.8$です。単純なべき乗則の質量比分布はありそうにありませんが、ツイン超過の導入は好ましい結果を提供します。$f（q）\simq^{-1}$のPCPは、小さな双子の分数で推奨されます。$f（q）\simq^{-1.5}$のモデルは、より大きな双子の超過が許可される場合に受け入れられます。べき法則のより大きな勾配が採用されている場合、SCPはPCPに似ています：$f（q）\simq^{\beta+0.7}$。
s-AGBスターでの処理の再検討。 III。異なる金属量と観測上の制約でのMHD混合からの中性子捕獲
| Title |
s-Processing_in_AGB_Stars_Revisited._III._Neutron_captures_from_MHD_mixing_at_different_metallicities_and_observational_constraints |
| Authors |
Maurizio_Busso,_Diego_Vescovi,_Sara_Palmerini,_Sergio_Cristallo,_Vincenzo_Antonuccio_Delogu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07469 |
1.5〜3Moおよび金属量-1.3〜0.1の漸近巨星分枝星のプロセス後の中性子捕獲計算を示します。参照恒星モデルは、シュヴァルツシルトの対流基準を使用して、FRANECコードで計算されます。この選択の動機が概説されています。3回目の浚渫が発生すると、MHDプロセスが対流境界より下の陽子の浸透を誘発すると仮定します。そこで、13C（alpha、n）16O中性子源はその後動作し、その効果を22Ne（alpha、n）25Mg反応の効果と融合させ、AGBステージを特徴付ける温度ピークで活性化されます。この作品には3つの主な範囲があります。i）MHD混合スキームによって生成され、質量と金属量が均一にサンプリングされた、豊富な収量のグリッドを提供します。このことから、過去に示唆されたような追加のプライマリーを必要とせずに、太陽のプロセス分布と最近の星の種族の存在量を説明できると推測します。ii）調査結果を簡単に検証できるように、生成された13Cポケットの質量の分析式を作成します。iii）我々の結果を、進化した星の観測とプレソーラーSiC粒子の同位体比と比較し、エンベロープがOに富んでいる場合でも、いくつかのフラックスチューブが乱流破壊に耐え、Cに富む物質を風に運ぶ方法に注目します。この風の位相は、AGBの処理のGコンポーネントによって概算されます。MHDによって誘発された混合は、観測を説明する遅い中性子捕獲現象を駆動するのに適切であると結論付けます。私たちの処方箋は、現在の恒星進化論のコードにそれを含めることを許可する必要があります。
フレア活動領域における小規模な流れパターンの識別と分類に関するケーススタディ
| Title |
Case_study_on_the_identification_and_classification_of_small-scale_flow_patterns_in_flaring_active_region |
| Authors |
E._Philishvi,_B.M._Shergelashvili,_S._Buitendag,_J._Raes,_S._Poedts,_M.L._Khodachenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07634 |
太陽大気中の流れを識別し、それらの速度を超音速、亜音速、または音速のいずれかに分類するための新しい方法論を提案します。提案された方法論は3つの部分で構成されています。まず、アルゴリズムをソーラーダイナミクスオブザーバトリー（SDO）の画像データに適用して、流れを特定して追跡し、時間の経過に伴う各流れの軌跡を作成します。その後、背景温度と音速を推定するために、各フローの軌道に沿った6つのAIAチャネルに差動放射測定反転法が適用されます。最後に、フローの速度境界が背景音速よりも大きいか、小さいか、または等しいかについて同時仮説検定を実行することにより、各フローを超音速、亜音速、または音速に分類します。提案された方法論は、2012年3月6日の12:22:00から12:35:00までの171{\AA}スペクトル線からのSDO画像データに適用され、2012年3月9日の03:00からの日付にも適用されました。00から03:24:00。18のプラズマフローが検出され、そのうち11は超音速、3は亜音速、3は音速として$70\％$の有意水準で分類されました。これらすべての場合のうち、2つの流れは亜音速状態から超音速に、またはその逆に変化するため、それぞれのカテゴリの1つに厳密に帰することはできません。それらを遷音速流のサブクラスとしてラベル付けしました。提案された方法論は、小規模な流れを識別し、それらの速度を超音速、亜音速、または音速のいずれかに分類するための自動でスケーラブルなソリューションを提供します。フレアループ内の小規模な流れパターンを特定して分類しました。結果は、流れが亜音速、超音速、遷音速、および音速の4つのクラスに分類できることを示しています。AIA画像から検出されたフローは、Hi-C2.1データなどの他の高解像度観測データと組み合わせて分析でき、フローパターンの形成理論の開発に使用できます。
Ia型超新星の古い個体群を生成するためのチャネルとして相互作用しないHe星を詳しく見る
| Title |
A_closer_look_at_non-interacting_He_stars_as_a_channel_for_producing_the_old_population_of_Type_Ia_supernovae |
| Authors |
Zheng-Wei_Liu_and_Richard_J._Stancliffe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07668 |
Ia型超新星（SNeIa）の前駆体の性質は謎のままです。白色矮星（WD）と主系列（MS）ドナーで構成される連星系は、SNeIaの潜在的な前駆体であり、コンパニオンからの物質の降着中にその質量がチャンドラセカール限界に達すると、WDの熱核爆発が発生する可能性があります。星。本研究では、SNeIaへの特定のMSドナーチャネルの理論上の速度と遅延時間に対処します。ここでは、共通外層イベントから生成されたHeスター+MSバイナリが、Heスターが物質移動を受けることなくWD+MSシステムを形成します。ロッシュローブオーバーフローによる。自己無撞着なバイナリ進化計算の結果を人口合成モデルと組み合わせることにより、このチャネルにおけるSNeIaの寄与は年間約2.0e-4であることがわかります。さらに、このチャネルでのSNeIaの遅延時間は約1.0〜2.6Gyrの範囲をカバーし、この方法で生成されたほぼすべてのSNeIa（約97％）の遅延時間は>1Gyrであることがわかります。この作業でのSNIaの割合は全体のSNIa率の約10％ですが、チャネルは観測されたSNeIaの古い人口（1〜3Gyr）への可能な貢献を表しています。
Iax型超新星の生き残ったコンパニオンスターの長期的な進化
Iax型超新星（SNeIax）の前駆体の性質と爆発メカニズムは謎のままです。チャンドラセカール近くの白色矮星（WD）の不完全な純粋な爆燃爆発を伴う単一縮退（SD）システムは、SNeIaxを生成するために最近提案され、非縮退コンパニオンはSN爆発から生き残ることが期待されています。この作業では、メインシーケンス（MS）ドナーSD前駆体システムに焦点を当てます。噴出物とコンパニオンの相互作用の3次元流体力学シミュレーションから計算されたコンパニオンモデルを1次元の恒星進化コードMESAにマッピングすることにより、影響後の追跡によってSNeIaxの生き残ったMSコンパニオンの長期的な外観と観測シグネチャを調査します。進化。さまざまなMSコンパニオンモデルに応じて、ショックを受けた生き残ったコンパニオンスターは、10-1e4年のタイムスケールで大幅に拡大し、より明るくなる（5〜500Lsun）ように進化する可能性があることがわかります。観測されたSNIaxの遅い時間の光度曲線（SN2005hk）と比較すると、SNeIaxの生き残ったMSコンパニオンは、SN自体がフェードした爆発の約1000日後に見えると予想されることが示唆されています。
太陽の涼しい大気中の高温爆発の磁気リコネクションモデル
| Title |
A_Magnetic_Reconnection_model_for_Hot_Explosions_in_the_Cool_Atmosphere_of_the_Sun |
| Authors |
Lei_Ni,_Yajie_Chen,_Hardi_Peter,_Hui_Tian,_Jun_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07692 |
UVバーストとエラマン爆弾は、出現するフラックス領域の低太陽大気で観察される一時的な増光です。観測により、空間的および同時的EBとUVバーストが発見されましたが、それらの形成メカニズムはまだ明らかではありません。これらのイベントでの大きな温度スパンを持つマルチサーマルコンポーネントは、低太陽大気における磁気リコネクションと加熱メカニズムの理解に挑戦します。出現磁場とバックグラウンド磁場の間の磁気リコネクションを研究しました。初期プラズマパラメータは、C7大気モデルに基づいています。高密度の光球プラズマを含む現在のシートが太陽表面から0.5$Mm上に出現した後、プラズモイドの不安定性が現れます。プラズモイドは互いに衝突して合体し、乱流再結合領域で密度と温度の異なるプラズマが混ざり合います。したがって、UV放射に対応する高温プラズマと、他の波長からの放射に対応する低温プラズマが一緒に移動し、ほぼ同じ高さで発生する可能性があります。その間、高温の乱流構造は基本的に$0.4$Mmを超えて集中しますが、低温のプラズマは現在のシートの下部まではるかに低い高さまで広がります。これらの現象は、Chenらの観察と一致しています。2019年、ApJL。合成されたSiIVラインプロファイルは、UVバーストで観察されたものと類似しており、ラインプロファイルの強化された翼は約$100$kms$^{-1}$まで拡張できます。異なる解像度での数値結果の間での違いは重要であり、現実的な磁気拡散係数がこれらの再接続イベントでの微細構造と現実的なプラズマ加熱を明らかにするために重要であることを示しています。我々の結果はまた、温度最小領域の周りの低彩層における両極性拡散によってもたらされる再結合加熱が効率的ではないことを示しています。
爆発する星FUオリオン座の円盤における粘性加熱と境界層降着
| Title |
Viscous_Heating_and_Boundary_Layer_Accretion_in_the_Disk_of_Outbursting_Star_FU_Orionis |
| Authors |
Aaron_Labdon,_Stefan_Kraus,_Claire_L_Davies,_Alexander_Kreplin,_John_D_Monnier,_Jean-Baptiste_Le_Bouquin,_Narsireddy_Anugu,_Theo_Brummelaar,_Benjamin_Setterholm,_Tyler_Gardener,_Jacob_Ennis,_Cyprien_Lanthermann,_Gail_Schaefer,_Anna_Laws |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07865 |
環境。オリオン座FU型星は、典型的なFUor星であり、若い恒星状天体（YSO）のサブクラスであり、急速な増光イベントを経験し、日単位で4〜6等級になることがよくあります。この明るさは、多くの場合、付着の大幅な増加に関連しています。惑星や星から超大質量ブラックホールまで、天体物理学で最も遍在するプロセスの1つ。YSOの最初のJバンド干渉観測を含む、FUオリ星周環境のマルチバンド干渉観測を提示します。目的。オリオン座FU星周辺の降着円盤の最も内側の領域の形態と温度勾配を調査します。ディスクの加熱メカニズムを特徴づけ、潜在的な爆発誘発プロセスについてコメントすることを目指しています。メソッド。CHARAアレイでのMIRC-X機器の最近のアップグレードにより、YSOの最初のデュアルバンドJおよびH観測が可能になりました.331mまでのベースラインを使用して、近赤外線バンドJ、HをカバーするYSOの高角度分解能データを提示します、およびK。データの前例のないスペクトル範囲により、FUOriの最も内側の領域に温度勾配モデルを適用できます。結果。ディスクの最も内側の天文単位を空間的に分解し、内側のディスクの温度勾配の指数を$T=r^{-0.74\pm0.02}$に決定します。これは、アクティブに降着する定常状態のディスクの$T=r^{-0.75}$を予測する理論的研究と一致します。この値は、ディスク内の粘性加熱によってのみ取得できます。$0.015\pm0.007$auで恒星の表面まで伸びる円盤が見つかり、温度は$5800\pm700$Kであり、境界層の降着を示しています。$32\pm4^\circ$で傾斜し、短軸の位置角が$34\pm11^\circ$のディスクが見つかりました。
$ \ delta $ ScutiスターHD \、41641の複雑な化石磁場
| Title |
The_complex_fossil_magnetic_field_of_the_$\delta$_Scuti_star_HD\,41641 |
| Authors |
Keegan_Thomson-Paressant,_Coralie_Neiner,_Konstanze_Zwintz_and_Ana_Escorza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07898 |
今日の時点で知られているのは、3つの磁気$\delta$Scuti星だけです。HD41641は$\delta$Scuti星であり、化学的特性と光度曲線の回転変調を示しており、優れた磁気候補となっています。磁場の存在を検索し、それを特徴づけるために、TBLのNarvalでこの星の分光偏光観測を取得しました。私たちは確かにHD41641で磁場をはっきりと検出し、それを4番目の既知の磁気$\delta$Scuti星にします。私たちの分析は、磁場が磁気OBA星のように化石起源であるが、はるかに通常の双極子構造ではなく複雑な磁場構造を持っていることを示しています。
RZ Casの分光学的長期モニタリング-パートI：基本的な恒星とシステムパラメータ
| Title |
Spectroscopic_long-term_monitoring_of_RZ_Cas_--_Part_I:_Basic_stellar_and_system_parameters |
| Authors |
H._Lehmann_(1),_A._Dervisoglu_(2),_D.E._Mkrtichian_(3),_F._Pertermann_(1),_A._Tkachenko_(4),_V._Tsymbal_(6)_((1)_Tautenburg,_Germany,_(2)_Kayseri,_Turkey,_(3)_Chiangmai,_Thailand,_(4)_Leuven,_Belgium,_(5)_Moscow,_Russia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07903 |
RZCasは、物質移動のエピソードと、その質量増加主成分のDeltaSctのような振動を示す短周期アルゴル型システムです。2001年から2017年までの分光学的長期モニタリング中に得られたRZCasの高解像度スペクトルを分析します。スペクトル分析により、両方のコンポーネントの正確な大気パラメーター、特に太陽値より下の表面存在量が得られました。公転周期の変動は半規則的であり、観測のさまざまなエポックに対してさまざまな特徴的なタイムスケールを導き出すことがわかります。二次成分の表面に2つのクールスポットを含めると、軌道位相による視線速度の変化をモデル化できることを示します。モデリングにより、コンポーネントの正確な質量と分離が実現します。vsin（i）、回転軌道同期係数、クールコンパニオンのスポットの強度、軌道周期などのいくつかのパラメーターの季節変動は、9年程度の一般的なタイムスケールで特徴付けることができます。私たちは、9年のタイムスケールをクールな仲間の磁気活動周期として解釈します。特に、クールなコンパニオンのダークスポットの振る舞いは、このタイムスケールが18年の磁気ダイナモサイクルに基づいているという解釈につながります。物質移動速度は、ラグランジュ点L1の周りの磁気スポットにおけるウィルソン窪みの可変深度によって制御されると結論付けます。その結果、入手可能なデータに基づいて、2001年頃の大量移動エピソードから始まり、2006年と2009年の静かな期間、2013年と2014年頃のわずかに高い活動、そして再び続く、星の減衰した活動サイクルを観察します。2015年と2016年の静かな期間までに。ただし、2010年と2011年のデータが欠落しているため、この期間内に2回目の大量移動エピソードが発生したことを排除できません。
ガイアギャップと低質量星の物理学。 I.完全対流境界
| Title |
Gaia_Gaps_and_the_Physics_of_Low-Mass_Stars._I._The_Fully_Convective_Boundary |
| Authors |
Gregory_A._Feiden,_Khian_Skidmore,_Wei-Chun_Jao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07991 |
ガイアM-矮星のギャップは、太陽から200pc以内の星の色-大きさの図で、$M_G=10.2$の近くで観測された星の密度が大幅に低いことです。ギャップは、いくつかの星が完全に対流する前の非平衡$^{3}$He核融合による恒星内部の構造的不安定性の現れであると提案されています。この仮説をテストするために、ダートマス恒星進化モデル、MARCSモデル大気、および単純な星の種族合成を使用して、合成$M_G$-（$G_{\rmBP}--G_{\rmRP}）$色-マグニチュード図を作成します。提案された$^{3}$Heの不安定性がM-矮星ギャップの出現の原因であることを確認します。私たちの合成ギャップは、観測されたギャップと質的に類似した特徴を示しています。たとえば、$M_G$での垂直範囲、色と大きさの図での傾き、赤い色と比較した青い色での相対的な目立ちです。さらに、ギャップの上の星の対応する過密度がモデルによって再現されます。質的には似ていますが、合成ギャップは約0.2マグニチュード青く、このカラーオフセットを考慮すると、観測されたギャップより0.16マグニチュード明るくなります。私たちの結果は、ガイアM矮星ギャップがM矮星のコア内の条件に敏感であることを明らかにし、ギャップをM矮星の物理学をテストし、潜在的にM矮星を使用して局所的な星形成の歴史を理解するための強力なツールにします。
B型超巨星$ \ kappa $カシオペヤ座（HD 2905）のモデルの不安定性と脈動
| Title |
Instabilities_and_pulsations_in_models_of_the_B-type_supergiant_$\kappa$_Cassiopeiae_(HD_2905) |
| Authors |
Abhay_Pratap_Yadav,_Santosh_Joshi,_Wolfgang_Glatzel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.08164 |
Bタイプの超巨星$\kappa$カシオペヤ座（HD2905）の場合、測光と分光の両方で数時間から数日の期間の変動が観察されています。Sim\'on-D\'{\i}azetalによるこの星の最近の研究。（2018）は、2。7日の優勢な期間で変動性を明らかにしました。この変動性を理解するために、$\kappa$Cassiopeiaeのモデルの半径方向の摂動に関する線形非断熱安定性解析を示します。基本モードと最初の倍音に関連する不安定性は、27M$_{\odot}$から44M$_{\odot}$の間の質量を持つモデルで識別されます。選択されたモデルでは、不安定性は数値シミュレーションによって非線形領域に追跡されます。その結果、3日から1。8日の周期の有限振幅の脈動が見られます。質量が34.5M$_{\odot}$のモデルは、観測結果と一致する2。7日の脈動期間を示します。非線形レジームでは、不安定性がエンベロープの大幅な膨張を引き起こす可能性があります。
原始ブラックホールは、拡張されたMcVittie時空解に基づいて解析的および数値的に議論されます。暗黒物質と放射線が形成中の中心物体によって降着する唯一のエネルギー源であると仮定することにより、ブラックホールの質量の変化は、種子の初期質量、ブラックホールが出現する時間、およびまた依存することがわかります。暗黒物質粒子の平均固有速度について。原始ブラックホールの初期条件に対する制約は、ブラックホール降着メカニズムと宇宙環境のプロファイルから導き出されます。広範囲の質量が私たちのアプローチと互換性があります。特に、今日の$10^{10}M_{\odot}$のオーダーの質量は、小さな種子からも生成される可能性があります。種子の初期質量が粒子の地平線の質量に近い場合、新たな地平線の潜伏期間が観察されます。また、中央の物体の近くにある他の天体物理学的プロセスが無視されている限り、McVittieタイプの記述はシュワルツシルト解法と一致していると主張されています。
ネイティブ周期の高速多重極法：最適なグリーン関数の近似
高速多重極法（FMM）は、各FMMオクトツリーノードの相互作用ゾーンで多重極展開を計算するために周期的グリーン関数を使用する場合、周期境界条件に「ネイティブに」従います。十分に高次の多重極の限界で同等の粒子メッシュ解に収束する数値解をもたらすような方法の「最適な」グリーン関数を定義することができます。最適なグリーン関数の離散関数方程式を導出できますが、その解法が不明であるため、実際には有用ではありません。代わりに、このペーパーでは、実用的に有用な多重極数について、LMAXノルムで1e-3、L2ノルムで1e-4よりも正確な最適なグリーン関数の近似値を示します。このようなほぼ最適なグリーン関数は、格子和を計算したり、ハイブリッドFMM-PMアプローチに依存したりすることなく、周期境界条件を使用してFMMを「ネイティブに」実装するための実用的な方法を提供します。
湾曲した時空背景における重力子伝搬について
任意の湾曲した時空背景上の重力波（GW）の伝搬を説明する方程式を分析します。従来の均質で等方性のフリードマン宇宙論には存在しない新しい用語が見つかりました。この新しい用語が現れる現実的なメトリックのいくつかの例が示されています。超低周波GWへの考えられる影響について簡単に説明します。
リッチベースの重力における回転時空の生成：ブラックホール模倣体としての裸の特異点
| Title |
Generating_Rotating_Spacetime_in_Ricci-Based_Gravity:_Naked_Singularity_as_a_Black_Hole_Mimicker |
| Authors |
Wei-Hsiang_Shao,_Che-Yu_Chen,_and_Pisin_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07763 |
一般相対性理論や修正重力理論の物質に由来する回転解の欠如に動機付けられて、最近発見された最小アインシュタインスカラー理論の正確な回転解を、エディントンに触発されたボルンインフェルト重力と結合した対応物に拡張します。ボルン・インフェルトスカラー場。これは、RicciベースのPalatini重力理論と一般相対性理論のソリューション間の十分に開発されたマッピングの実装によって達成されます。新しい解は、コンパクトオブジェクトの質量とスピンとは別に、スカラー電荷とボルンインフェルト結合定数によってパラメーター化されます。マッピング前の時空と比較すると、ボルン・インフェルトスケールでの高エネルギー修正は、元の裸のヌル特異点の曲率発散を抑制できますが、除去できないことがわかります。ボルン・インフェルト結合定数の符号によっては、これらの変更により、ヌルのものの外部に時空のような特異点が追加される場合もあります。それにもかかわらず、マッピングの前後の裸の特異点は両方とも影を落とすことができ、マッピング関係の結果として、それらの影は赤道面で遠くの観察者によって見られるように同一であることがわかります。スカラー場は、左右の端点が固定された状態で影の外観に一定の偏平を引き起こしますが、影の輪郭の閉鎖条件は、スカラー電荷の絶対値に小さな上限を設定します。カーブラックホールの影によく似た影の。
フリードマン・ルメートル・ロバートソン・ウォーカー時空の異方性座標における微細構造定数とハッブルの法則の空間的変化
| Title |
Spatial_variation_of_the_fine-structure_constant_and_Hubble's_law_in_anisotropic_coordinate_of_Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker_space-time |
| Authors |
Zhe_Chang_and_Qing-Hua_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07773 |
クエーサースペクトルの最近の更新された結果は、微細構造定数の空間的変動の3.9$\sigma$有意性を示唆しました。理論的には、量子論の基本定数としての微細構造定数が時空によって変化する可能性があるかどうかを調べることが重要です。この論文では、微細構造定数の空間的変化がアインシュタインの一般相対性理論と互換性がある可能性を探ります。つまり、宇宙の空間依存の微細構造定数は、光線が重力の存在下で曲がっていなければならないことを知っているので、私たちから遠く離れた別々のローカルフレームの光速の異なる値に起因する可能性があります。非慣性運動。さらに、FLRW時空の異方性座標についてさらに学ぶために、光度距離と赤方偏移の関係についても調べます。高赤方偏移レジームには双極子構造があり、低赤方偏移レジームにはそのような双極子がないことがわかります。
コンパクトオブジェクトの周りのスカラー場は、重力のスカラーテンソル理論と、大規模なスカラーで構成される暗黒物質モデルにとって重要です。アクシオン。非自明な漸近境界条件（非ゼロ密度と非ゼロ角運動量の両方）を持つカーブラックホールの周りのスカラー場の振る舞いを研究します。初期の放射状に均質な構成から開始して、スカラー雲が降着します。これは、時間の経過とともに既知の静止構成に漸近します。ブラックホールのスピン、スカラー場の質量、スカラー場の密度、ブラックホールから遠く離れた角運動量など、さまざまなパラメーターについて雲の成長を調べます。雲の中の質量と角運動量の一時的な成長、およびブラックホールの周りのスカラーの空間プロファイルを特徴づけ、完全に非線形なシミュレーションの結果を解析的な摂動展開に関連付けます。また、これらの降着した雲が単色の重力波信号を生成する可能性を強調します-振幅は大幅に弱いものの、超放射雲からの信号と同様です。
