せん断場の高次統計：機械学習アプローチ
| Title |
Higher_order_statistics_of_shear_field:_a_machine_learning_approach |
| Authors |
Carolina_Parroni,_Edouard_Tollet,_Vincenzo_F._Cardone,_Roberto_Maoli,_Roberto_Scaramella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10438 |
今後の地上および宇宙ベースの調査で生成される前例のない量と優れた品質のレンズデータは、私たちの宇宙と標準の$\Lambda$CDMの有効性に関してまだ答えられていない質問に光を当てる絶好の機会を表しています。宇宙論的モデル。したがって、将来の観測で可能な限り最も効果的な方法でアクセスできる膨大な量のデータを活用できる新しい手法を開発することが重要です。このため、せん断場の非ガウス特性を調べる能力のおかげで宇宙論的パラメーター間の縮退を打破することが知られている弱いレンズ効果の高次統計を処理する新しい方法の開発を調査することにしました。特に、提案された方法は、観測された量、すなわち、ノイズの多い銀河の楕円率に直接適用されます。さまざまな宇宙パラメータのセットを使用してシミュレートされたレンズマップを作成し、それらを使用して、高階モーメント、ミンコフスキー汎関数、ベッチ数、およびグラフ理論に関連するその他の統計を測定しました。これにより、サイズ、精度、平滑化が異なるデータセットを構築できました。次に、いくつかの機械学習アルゴリズムを適用して、各シミュレーションに関連する実際の宇宙論的パラメーターを最もよく予測する方法を決定しました。最良のモデルは、単純な多次元線形回帰でした。このモデルを使用して、さまざまなデータセットからの結果を比較し、検討したパラメーターの大部分を高い精度で測定できることがわかりました。また、各高次推定量と、いくつかの信号対雑音しきい値および赤方偏移ビンのさまざまな宇宙論的パラメーターとの関係を調査しました。有望な結果を考えると、このアプローチは、さらなる開発の価値がある貴重なリソースであると考えています。
第一原理からのハッブル速度の考察
独立した幾何学的データセット、つまり超新星、バリオン音響振動、宇宙クロノメーターの組み合わせから$H_0$を測定する新しい方法を紹介します。キャリブレーションも、宇宙モデルの選択も必要ありません。私たちの方法は、\emph{距離の双対関係}に基づいて構築されています。これは、標準的な光子伝搬を伴う重力の任意のメトリック理論に対して、光度と角径距離の比率を赤方偏移による固定スケーリングに設定します。データの分析では、ガウス過程アルゴリズムを使用して、基礎となる宇宙論モデルから独立した制約を取得します。$H_0=69.5\pm1.7$Km/s/Mpcが見つかり、最小限の仮定で$2\％$の精度で$H_0$を制約できることを示しています。現在の天体物理学および宇宙論の制約と競合していますが、私たちの結果は、ハッブルの緊張を決定的な方法で解決するのに十分なほど正確ではありません。ただし、緊張の2つの解決策を示唆するいくつかの興味深い機能を明らかにします。
「ロックコメット」（3200）ファエトンからの放出の詳細な検索1 AU
| Title |
A_Deep_Search_for_Emission_From_"Rock_Comet"_(3200)_Phaethon_At_1_AU |
| Authors |
Quanzhi_Ye,_Matthew_M._Knight,_Michael_S._P._Kelley,_Nicholas_A._Moskovitz,_Annika_Gustafsson,_David_Schleicher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10184 |
4.3mのローウェルディスカバリー望遠鏡を使用して、強力なふたご座流星流の親であると思われる大きな地球近傍小惑星である（3200）ファエトンからの放射の詳細なイメージングと分光学的検索を示します。観測は、フェートンが地球からわずか0.07auを通過した2017年12月14日から18日に実施されました。$3\sigma$のダストおよびCN生成率の上限は、0.007-0.2$\mathrm{kg〜s^{-1}}$および$2.3\times10^{22}〜\mathrm{molecule〜s^であると決定します。狭帯域光観察による{-1}}$。SDSS$r'$フィルターを介して撮影されたブロードバンド画像を検索すると、ファエトンの近くに100mクラスのフラグメントは表示されません。より深く、しかし星に汚染された検索でも、15mまでの断片の兆候は見られません。比較としてのファエトンと彗星C/2017O1（ASASSN）の光学分光法は、フェートンからの彗星輝線がないことを確認し、CNの$3\sigma$上位レベル、$\sim10^{のC$_2$およびC$_3$を生成します。24}$-$10^{25}\mathrm{molecule〜s^{-1}}$、分光スリットの空の開口部がはるかに狭いため、狭帯域イメージングによって課せられたCN制約よりも2桁高い。狭帯域光観察は、地球近くの絶滅寸前の物体からの弱いガス放出を探す効率的な方法を提供できることを示していますが、これらの観測には注意深い解釈が必要です。フェートンの振る舞いが変わらないと仮定すると、私たちの分析は、現在2026年にフェートンを探索することを計画しているDESTINY$^+$ミッションは、ガスコマを直接検出できない可能性があることを示しています。
小惑星2020CD $ _3 $の特性評価による地球のミニムーン人口の確立
| Title |
Establishing_Earth's_Minimoon_Population_through_Characterization_of_Asteroid_2020_CD$_3$ |
| Authors |
Grigori_Fedorets,_Marco_Micheli,_Robert_Jedicke,_Shantanu_P._Naidu,_Davide_Farnocchia,_Mikael_Granvik,_Nicholas_Moskovitz,_Megan_E._Schwamb,_Robert_Weryk,_Kacper_Wierzcho\'s,_Eric_Christensen,_Theodore_Pruyne,_William_F._Bottke,_Quanzhi_Ye,_Richard_Wainscoat,_Maxime_Devog\`ele,_Laura_E._Buchanan,_Anlaug_Amanda_Djupvik,_Daniel_M._Faes,_Dora_F\"ohring,_Joel_Roediger,_Tom_Seccull,_and_Adam_B._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10380 |
地球で2番目に知られている一時的な自然衛星またはミニムーンである小惑星2020CD3の詳細な特性について報告します。人工的な起源は、その面積対質量比と広帯域測光に基づいて除外することができます。これは、小惑星分類学のSまたはV複合体に属するケイ酸塩小惑星であることを示唆しています。2020CD3の発見により、既知のミニムーンと、予想される物理的および動的特性の理論モデルとの比較が初めて可能になりました。最初の既知のミニムーンである2006RH120から約10年後の、推定直径1.2+0.4-0.2mと天動説は、理論上の予測と一致しています。少なくとも2。7年の2020CD3の捕獲期間は、シミュレーション平均と比較して予想外に長いですが、それは、軌道モデルの追加サポートを提供する、近い月の遭遇があるシミュレートされたミニムーンと一致しています。2020年のCD3の非定型自転周期は、理論上の予測よりも大幅に長く、メートルスケールの小惑星についての理解を修正する必要があることを示唆しています。今後のヴェラC.ルービン天文台の時空のレガシー調査では、より多くの発見と人口の詳細な特性評価が期待できます。
| Title |
Methane_as_a_dominant_absorber_in_the_habitable-zone_sub-Neptune_K2-18_b |
| Authors |
Bruno_B\'ezard,_Benjamin_Charnay_and_Doriann_Blain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10424 |
彼らの手紙の中で、Tsiarasetal。$^1$は、M-矮星のハビタブルゾーンにある7から10個の地球質量の太陽系外惑星であるK2-18bの大気中の水蒸気の検出を報告しました。検出は、ハッブル宇宙望遠鏡/広視野カメラ3を使用した通過する太陽系外惑星の観測で1.4$\mu$mに見られる吸収特性に基づいています。放射を使用してK2-18bの平均温度構造と組成をシミュレートしました。対流平衡モデル$^{2-4}$であり、ここでは対応するトランジット分光法の計算を示します。報告された吸収は、冷たいサブネプチューンの水素-ヘリウム大気に豊富に存在すると予想されるガスであるメタンが原因である可能性が最も高いと主張します。より一般的には、通過スペクトルで見られる1.4-$\mu$mの吸収は、有効温度が600K未満のサブネプチューンの水蒸気の存在を診断するものではなく、この波長では水蒸気がメタンよりも支配的であることを示します。より高い温度でのみ。
潮汐的に相互作用する連星の潜在的に居住可能な惑星の軌道進化
短周期連星（公転周期$P_{orb}\lsim$8日）の恒星と潮汐の結合進化をシミュレートして、周連星惑星（CBP）の軌道振動、星座周期、および軌道安定性を調査します。2つの潮汐モデルを検討し、両方がバイナリの準主軸$a_{bin}$と離心率$e_{bin}$の外向きから内向きへの進化を予測することを示します。この軌道の進化は、軌道の安定性のための最小CBP準主軸の同様の進化を推進します。以前のモデルを拡張して質量濃度の進化を含めることにより、CBP軌道安定限界の最大値は、惑星が形成された後100Myrで発生する傾向があり、以前の調査より100倍長いことを示しています。この結果は、連星の初期の恒星潮汐進化が短周期連星からCBPを除去したという仮説をさらに支持します。次に、モデルをケプラー47bに適用します。これは、ホスト星の安定限界に近い軌道を回るCBPであり、バイナリの最初の$e_{bin}\gsim$0.24の場合、惑星はの不安定ゾーン内を周回していたことを示しています。過去であり、おそらく生き残れなかっただろう。安定限界が惑星の軌道に達しない安定した仮定のケースでは、$a_{bin}$と$e_{bin}$の振動の振幅が最大10\％と50\％減衰する可能性があることがわかります。それぞれ。最後に、$P_{orb}=$7。5日の等質量星を検討し、HZを安定限界と比較します。恒星の質量$\lsim0.12M_{\odot}$の場合、バイナリ軌道が円形であっても、HZは完全に不安定であることがわかります。$e_{bin}\lsim$0.5の場合、その制限は$0.17M_{\odot}$に増加し、HZは$0.45M_{\odot}$までの恒星の質量に対して部分的に不安定になります。これらの結果は、潜在的に居住可能なCBPの検索をガイドするのに役立つだけでなく、それらの進化と、発見された後の生活をサポートする可能性を特徴付けることもできます。
温帯サブネプチューンK2-18bの1D大気研究
質量が2から10M$_\oplus$の太陽系外惑星の大気組成はよくわかっていません。その点で、地球のような恒星の照射を受けるサブネプチューンK2-18bは、そのような大気の特性評価のための貴重な機会を提供します。検索アルゴリズムとフォワードモデリングの両方を使用した、ケプラー、ハッブル（HST）、およびスピッツァー宇宙望遠鏡データからの透過スペクトルの以前の分析は、H$_2$OとH$_2$-He大気の存在を示唆していますが、CH$_4$などの他のガスは検出されませんでした。化学組成の制約を推測するために大気パラメータの大きなグリッドを使用して、自己無撞着な1D放射平衡モデルであるExo-REMを使用してK2-18bの大気のシミュレーションを提示します。シミュレーションが太陽の40〜500倍の大気金属量を支持し、場合によってはH$_2$O-氷雲の形成を示しますが、液体H$_2$O雲は示さないことを示します。また、CH$_4$吸収特性が、HSTスペクトル範囲の透過スペクトルを名目上支配していることを示した以前の研究の結果を確認します。結果を検索アルゴリズムの結果と比較すると、H$_2$Oが支配的なスペクトルの解釈は、CH$_4$吸収の省略またはデータの過剰適合によるものであることがわかります。最後に、CH$_4$が枯渇した雰囲気を可能にするさまざまなシナリオを調査しました。データをこれらのシナリオに適合させることができましたが、K2-18bの内部温度が高くなる可能性は非常に低いことがわかりました。低いC/O比（$\upperx$0.01--0.1）により、H$_2$Oが透過スペクトルを支配し、データに適合できますが、これまでのところ、この設定には物理的な説明がありません。C/O比が$<$0.01のシミュレーションでは、データを十分に適合させることができません。
環境。太陽系外惑星の大気の特徴づけは、組成の幅広い多様性を示しています。ホットジュピターは、金属化合物をホストするのに適切な温度を持っています。これは、透過分光法で検出できるはずです。目的。ホットジュピター、特にWASP-31bの透過スペクトルで外来種を検出するために、さまざまな化学種を試してスペクトルを説明します。メソッド。ベイジアン検索フレームワークTauRExIIを使用して、WASP-31bの公開されている送信データの再分析が行われました。観測されたスペクトルに適合するために必要な最小セットを決定するために、25種の不透明度のさまざまな組み合わせが取得されます。結果。WASP-31bにおけるCrH、H2O、およびKの分光学的特徴の証拠を報告します。シグニチャのないフラットモデルと比較して、統計的有意性が約3.9シグマのCrHのみのモデルが推奨されます。CrH+H2Oの両方で構成されるモデルは、CrHのみのモデルとH2Oのみのモデルに対して、それぞれ約2.6シグマと約3シグマの信頼度で検出されます。さらに、Kの追加に関する弱い証拠は、H2O+CrHモデルよりも約2.2シグマで見られますが、このシグネチャに関連するデータポイントの忠実度は以前の研究で疑問視されていました。最後に、CIAとレイリー散乱勾配が含まれていることがフラットモデルよりも約3.5シグマの信頼度で見られます。この分析は、ホットジュピター大気中のCrHの特徴の最初の証拠を示しています。回収された1481Kの温度では、WASP-31bの雰囲気は、ガス状のCr含有種を収容するのに十分なほど高温です。取得された存在量は、熱平衡化学からの予測およびL型褐色矮星大気で見られるCrH存在量とよく一致します。ただし、VLTFORS2データを使用して追加の検索を行うと、CrHが検出されなくなります。JWSTとARIELは、検出を確認し、他のCrH機能を発見する可能性があります。
220のオフセットおよびデュアルAGNのカタログ：4kpc未満の主要な合併および分離におけるAGNアクティベーションの増加
| Title |
A_Catalog_of_220_Offset_and_Dual_AGNs:_Increased_AGN_Activation_in_Major_Mergers_and_Separations_under_4_kpc |
| Authors |
Aaron_Stemo,_Julia_M._Comerford,_R._Scott_Barrows,_Daniel_Stern,_Roberto_J._Assef,_Roger_L._Griffith,_Aimee_Schechter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10051 |
銀河の合体の間、ガスと塵は合体する銀河の中心に向かって追いやられ、強化された星形成と超大質量ブラックホール（SMBH）の成長を引き起こします。理論は、この高められた活動は、SMBH分離$<$20kpcでピークに達すると予測しています。この段階で活動銀河核（AGN）として観測できるようになるのに十分な物質がSMBHの一方または両方に降着する場合、それらはそれぞれオフセットおよびデュアルAGNとして知られています。これらのシステムをよりよく研究するために、ACS-AGN合併カタログを作成しました。これは、$0.2<z<2.5$で$\textit{HST}$によって観測された均一に選択されたオフセットとデュアルAGNの大きなカタログ（$N=220$）です。分離$<$20kpc。このカタログを使用して、SMBH（合併中の銀河の共進化）に関する多くの質問に答えます。まず、AGNの割合がSMBHペアの分離$<$10kpcでピークに達するという予測を確認します。具体的には、$<$4kpcのペア分離で割合が大幅に増加することがわかります。第二に、合併におけるAGNは主要な合併で優先的に見られ、合併で見られるAGNの割合は対数関係に従い、合併の質量比が増加するにつれて減少することがわかります。第三に、合併（またはメジャーまたはマイナーな合併サブポピュレーション）が最も明るいAGNをトリガーすることはわかりません。最後に、核カラム密度、AGNの光度、およびホスト銀河の星形成率は、これらのシステムのSMBHペアの分離または合併質量比に依存せず、これらの値の分布もAGN集団全体の分布と大きく異なることはありません。
4つの低赤方偏移金属に乏しい銀河における広いバルマー放出のAGNの性質について
| Title |
On_the_AGN_Nature_of_Broad_Balmer_Emission_in_Four_Low-Redshift_Metal-Poor_Galaxies |
| Authors |
Colin_J._Burke,_Xin_Liu,_Yu-Ching_Chen,_Yue_Shen,_Hengxiao_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10053 |
スローンデジタルスカイサーベイ分光法から選択された3つの金属の少ない矮星輝線銀河における継続的な$\sim$15年間の広いバルマー輝線について報告します。広いバルマー放射の持続的な光度は、銀河が活動銀河核（AGN）であり、ビリアルブラックホールの質量が$10^{6.4}{-10^{6.7}\M_{\odot}}$であることを示しています。観測された硬X線放射の欠如と、バルマー放射が長寿命の恒星過渡現象に起因する可能性があるため、追加の追跡分光法が動機付けられました。また、AGNの1つにある広いH$\alpha$フィーチャで、これまでに報告されていない青方偏移した狭い吸収線を特定します。これは、水素カラム密度が$10^{17}$cm$^{-2のオーダーのAGN駆動の流出を示しています。}$。また、CatalinaReal-TimeTransientSurvey、Pan-STARRS、およびZwickyTransientFacilityから光度曲線を抽出します。3つの銀河でAGNのような変動を検出し、AGNシナリオをさらにサポートします。これはまた、AGNが強く隠されていないことを示唆しています。この銀河のサンプルは、AGNをホストする最も金属が少ない銀河の1つです（$Z=0.05-0.16\Z_\odot$）。それらは、高赤方偏移で未発達の銀河に形成されたシードブラックホールに類似しているのではないかと推測しています。金属に乏しいAGNの希少性と利用可能なサンプルサイズが小さいことを考慮して、将来の分光学的および測光的調査でそれらを特定するための見通しを調査します。
完全なハッブルフロンティアフィールドデータセットから導出された$ z $ = 1-3でのサイズと質量の関係の進化
| Title |
The_evolution_of_the_size-mass_relation_at_$z$=1-3_derived_from_the_complete_Hubble_Frontier_Fields_data_set |
| Authors |
Lilan_Yang,_Guido_Roberts-Borsani,_Tommaso_Treu,_Takahiro_Morishita,_Maru\v{s}a_Brada\v{c} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10059 |
6つの前景ハッブルフロンティアフィールドクラスターによってレンズ化された銀河を使用して、赤方偏移1$<z<$3間のサイズと質量の関係とその進化を測定します。強い重力レンズによってもたらされる力により、現在の施設を超えてより高い角度分解能で銀河を観測することができます。恒星の質量が制限されたサンプルを選択し、ASTRODEEPカタログからのレストフレームUVJの色に基づいて、星形成クラスまたは静止クラスに分類します。ソースの再構築は、最近リリースされた$lenstruction$ソフトウェアを使用して実行されます。$M_{*}>3\times10^{9}M_{\odot}$が1$<z<$2.5および$M_*>5\timesである後期型銀河のサイズと質量の間の、経験的関係を導き出します。10^{9}M_{\odot}$2.5$<z<$3で、固定された恒星の質量では、銀河のサイズは$R_{eff}\propto（1+z）^{-1.05\pm0として進化することがわかります。.37}$。固有の散乱は、$z<1.5$で$<0.1$dexですが、より高い赤方偏移で$\sim0.3$dexに増加します。結果は、空白のフィールドで得られた結果とよく一致しています。5つの異なる公開モデルを使用してサイズ測定値を比較することにより、レンズモデルの選択に関連する不確実性を評価し、レンズモデルの選択が中央値の3.7％の不確実性、および個人の$\sim25$％のばらつきにつながることを発見します。銀河。私たちの仕事は、解像度を上げるために強いレンズ倍率を使用することは、この種の仕事に重大な不確実性をもたらさないことを示し、より高い赤方偏移とより大きなサンプルへの洗練されたレンズ再構成技術の大規模な適用への道を開きます。
銀河における多環芳香族炭化水素の特性：PAHサイズ、電荷および放射場の制約
| Title |
The_properties_of_Polycyclic_Aromatic_Hydrocarbons_in_galaxies:_constraints_on_PAH_sizes,_charge_and_radiation_fields |
| Authors |
Dimitra_Rigopoulou,_Marie_Barale,_David_Clary,_Xiao_Shan,_Almudena_Alonso-Herrero,_Ismael_Garc\'ia-Bernete,_Leslie_Hunt,_Boutheina_Kerkeni,_Miguel_Pereira-Santaella_and_Patrick_Roche |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10114 |
密度汎関数理論を使用して計算された理論スペクトルに基づいて、多環芳香族炭化水素（PAH）の特性を研究します。特に、炭素数が変化するPAH分子のビン平均スペクトルを使用して、中赤外発光バンドの強度3.3、6.2、7.7、および11.3ミクロンが、炭素数、分子の電荷の変化にどのように応答するかを調査します。、および分子に衝突する放射場の硬度。6.2/7.7バンド比がPAH分子のサイズの良い予測因子であることを確認します（存在する炭素の数に基づく）。また、PAH分子のサイズを追跡するための11.3/3.3比の有効性を調査し、この比が放射線場の硬度に依存していることに注目します。この比率は、PAHの分子サイズを追跡するためにも使用できる可能性がありますが、3.3ミクロンの特徴に対する基礎となる放射線場の影響と、比率に対する消滅の影響をよりよく理解する必要があります。新しく開発された診断は、スピッツァー宇宙望遠鏡に搭載された赤外線分光器で観測されたさまざまな銀河で測定されたバンド比と比較されます。バンド比を使用して、銀河の星間物質の状態を調べ、通常の星形成銀河と活動銀河核で遭遇する環境を区別できることを示します。私たちの研究は、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡によるPAH観測が、PAH放出自体と、近くおよび遠くの銀河の物理的状態の理解にもたらす計り知れない可能性を浮き彫りにしています。
かすかなクエーサーは、ライマンブレーク銀河と同じ数密度環境に住んでいます。
| Title |
Faint_Quasars_Live_in_the_Same_Number_Density_Environments_as_Lyman_Break_Galaxies_at_z_~_4 |
| Authors |
Hisakazu_Uchiyama,_Masayuki_Akiyama,_Jun_Toshikawa,_Nobunari_Kashikawa,_Roderik_Overzier,_Tohru_Nagao,_Kohei_Ichikawa,_Murilo_Marinello,_Masatoshi_Imanishi,_Masayuki_Tanaka,_Yoshiki_Matsuoka,_Yutaka_Komiyama,_Shogo_Ishikawa,_Masafusa_Onoue,_Mariko_Kubo,_Yuichi_Harikane,_Kei_Ito,_Shigeru_Namiki,_and_Yongming_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10194 |
高zクエーサー環境を特徴づけることは、クエーサーと周囲の銀河の共進化を理解するための鍵です。彼らの全体像を制限するために、HyperSuprime-CamSubaruStrategicProgramの調査に基づいて、z〜4で570個のかすかなクエーサー候補の周りのg-dropout銀河の過密度分布を統計的に調べます。クエーサー周辺のg-ドロップアウト銀河の過密度の有意性をg-ドロップアウト銀河周辺のそれと比較し、それらの分布の間に有意差は見られません。570個のかすかなクエーサーのうち合計4個（22個）、0.7_{-0.4}^{+0.4}（3.9_{-0.8}^{+0.8}）％が、4個を超えるシグマに関連付けられていることがわかります。1.8（3.0）分角の角距離内の過密領域。これは、このエポックでのプロトクラスターの典型的なサイズです。これは、4シグマを超える過密領域に関連するgドロップアウト銀河の割合に似ています。この結果は、スローンデジタルスカイサーベイで検出された発光クエーサーの1.3_{-0.9}^{+0.9}％と2.0_{-1.1}^{+1.1}％が>4シグマに存在するという以前の研究と一致しています。それぞれ1.8および3.0分角の間隔内の過密領域。したがって、クエーサーの周りの銀河数密度はそれらの光度とは無関係であり、ほとんどのクエーサーはz〜4の最も豊富なプロトクラスター領域に優先的に現れないことをお勧めします。クエーサーとプロトクラスターの間に明らかな正の相関がないことは、次のことを意味します。i）ガスに富む主要な合併率は、プロトクラスター領域では比較的低い、ii）ほとんどの高zクエーサーは、経年過程を通じて現れる可能性がある、またはiii）いくつかの塵に覆われたクエーサーがプロトクラスター領域に存在する。
LAMOSTDR7とGaiaDR2から選択された銀河ハローの591個の高速星
| Title |
591_high_velocity_stars_in_the_Galactic_halo_selected_from_LAMOST_DR7_and_Gaia_DR2 |
| Authors |
Yin-Bi_Li,_A-Li_Luo,_You-Jun_Lu,_Xue-Sen_Zhang,_Jiao_Li,_Rui_Wang,_Fang_Zuo,_Maosheng_Xiang,_Yuan-Sen_Ting,_T.Marchetti,_Shuo_Li,_You-Fen_Wang,_Shuo_Zhang,_Kohei_Hattori,_Yong-Heng_Zhao,_Hua-Wei_Zhang,_and_Gang_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10206 |
この論文では、大空域多目的ファイバー分光望遠鏡のデータリリース7（DR7）と2番目のガイアデータリリースの1000万を超えるスペクトルから選択された591個の高速星候補（HiVelSC）を3次元で報告します。445km/sを超える銀河の静止フレーム内の速度。少なくとも43個のHiVelSCが50％を超える脱出確率で銀河にバインドされておらず、視差ゼロ点エラーの可能性が修正されると、この数は8個に減少することを示します。これらのHiVelSCのほとんどは、金属が少なく、わずかにアルファが強化された内部ハロー星です。それらの14％だけが[Fe/H]>-1を持っています。これは、天の川の最初の崩壊で形成されたハローの金属に富む「その場」の星、または円盤やバルジに形成された金属に富む星である可能性があります。運動学的に加熱されます。14％という低い比率は、星のハローの大部分が伴銀河の降着と潮汐破壊から形成されたことを意味します。さらに、逆行軌道上のHiVelSCは、順行軌道上のHiVelSCと比較して、平均してわずかに低い金属量を持ちます。一方、[Fe/H]<-1の金属の少ないHiVelSCは、金属が豊富なHiVelSCと比較してさらに速い平均逆行速度を持ちます。。HiVelSCの起源を調べるために、軌道統合を実行し、それらを4つのタイプ、つまり、超高速星、超暴走星、暴走星、高速ハロー星に分けます。視線速度、大気パラメータ、ガイア位置天文パラメータ、空間位置、速度などを含むこれらの591HiVelSCのカタログは、http：//paperdata.chinavo.org/LYB/lamostdr7_gaiadr2_hvs_591.csvで入手できます。
W51 e2eでのCS（$ v = 0 $）メーザーのポンピングについて
| Title |
On_the_pumping_of_the_CS($v=0$)_masers_in_W51_e2e |
| Authors |
D.J._van_der_Walt_(1),_A._Ginsburg_(2),_C._Goddi_(3)_((1)_Centre_for_Space_Research,_North-West_University,_South_Africa,_(2)_Department_of_Astronomy,_University_of_Florida,_USA,_(3)_Department_of_Astrophysics/IMAPP,_Radboud_University_Nijmegen,_The_Netherlands) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10420 |
地盤振動状態におけるCSの最初の31回転状態の反応速度式を数値的に解いて、J=1-0、J=2-1、およびJ=3-2遷移が反転する条件を決定した結果を示します。メーザーエミッションを生成します。私たちの結果の本質は、CS（$v=0$）メーザーが衝突的にポンピングされ、スペクトルエネルギー分布に応じて、ダスト放出がメーザーを抑制できることです。J=1-0およびJ=2-1メーザーとは別に、計算は、J=3-2遷移を反転してメーザー放出を生成できることも示しています。W51e2eで最近発見されたCSメーザーの観測された輝度温度を説明するには、ビームが必要であることがわかります。モデル計算では、CSの存在量が$10^{-5}$の数倍であり、CS（$v=0$）の列密度が$10^{16}\、\mathrm{cm^{-2}}のオーダーであることが示唆されています。これらのメーザーには$が必要です。高質量星形成領域でのCSメーザーの希少性は、必要な高CS存在量の結果である可能性があり、また、ホットコアの内側と外側でのメーザー放出の減衰によるものである可能性があります。
8620 {\ AA}周辺の拡散星間バンドI.方法とGIBSデータセットへの適用
| Title |
The_diffuse_interstellar_band_around_8620_{\AA}_I._Methods_and_application_to_the_GIBS_data_set |
| Authors |
H._Zhao,_M._Schultheis,_A._Recio-Blanco,_G._Kordopatis,_P._de_Laverny,_A._Rojas-Arriagada,_M._Zoccali,_F._Surot,_and_E._Valenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10484 |
広範囲の温度で8620{\AA}（GaiaDIB）付近のDIBを自動的に検出および測定するための一連の手順を開発しました。DIBプロファイルはガウス関数に適合しています。具体的には、対応する合成スペクトルを差し引くことにより、後期型星のスペクトルからDIBの特徴を抽出します。初期型の星については、恒星パラメータの事前知識を必要としないガウス過程に基づく特定のモデルを適用しました。このメソッドは、GiraffeInnerBulgeSurvey（GIBS）の$\sim$5000スペクトルでテストされました。検証後、GIBSデータベースから4194の妥当なフィッティング結果が得られました。EW対$E（J\、{-}\、K_{\rmS}）$の関係は、$E（J\、{-}\、K_{\rmS}）\、{=}\として導出されます。、1.875\、（{\pm}\、0.152）\、{\times}\、{\rmEW}\、{-}\、0.011\、（{\pm}\、0.048）$、$によるE（B\、{-}\、V）/{\rmEW}\、{=}\、2.721$、これは同様の視線に対する以前の結果と非常に一致しています。EWと赤化の両方についてVVVデータベースに基づいて修正した後、個々のGIBSフィールドから導出された係数$E（J\、{-}\、K_{\rmS}）/{\rmEW}\、{=}\、1.884\、{\pm}\、0.225$も、文献の値と完全に一致しています。$-3^{\circ}\、{<}\、b\、{<}\、3^{\circ}$および$-6^{\circ内の銀河中心に向かう1015個の星のサブサンプルに基づく}\、{<}\、l\、{<}\、3^{\circ}$、GaiaDIBのレストフレーム波長を8620.55{\AA}と決定しました。固有の非対称性が見つからないため、ガウスプロファイルはガイアDIBの適切で安定した仮定であることが証明されています。
ガイアDR2位置天文学による銀河球状星団NGC2808、NGC 6266、NGC6397周辺の潮汐外星候補
| Title |
Extra-tidal_star_candidates_around_the_Galactic_globular_clusters_NGC_2808,_NGC_6266_and_NGC_6397_with_Gaia_DR2_astrometry |
| Authors |
Richa_Kundu,_Camila_Navarrete,_Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_Dante_Minniti,_Harinder_P._Singh,_Luca_Sbordone,_Andr\'es_E._Piatti,_C\'eline_Reyl\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10525 |
環境。潮汐外の星は、クラスターに作用する内部プロセスまたは外力のために、クラスターの潮汐半径の外側にある星です。これらの星の存在と空間分布は、私たちの銀河内のクラスターの過去の進化への洞察を私たちに与えることができます。目的。以前の研究は、球状星団が詳細に調査されたとき、潮汐外の星の証拠を示すことを示唆しています。GaiaDR2データベース（GaiaCollaborationetal。2018）の測光と固有運動測定を使用して、銀河系球状星団NGC6397、NGC2808、NGC6266で潮汐外の可能性のある星を検索することを目指しています。結果。120、126、107個の潮汐外候補星が、それぞれ球状星団NGC6397、NGC2808、NGC6266の潮汐半径の外側にあることがわかりました。見つかった潮汐外の星の70％、25.4％、72.9％は、それぞれNGC6397、NGC2808、NGC6266のヤコビ半径の外側にあります。NGC6397に属する潮汐外の星の空間分布は、S字型に見え、湾曲した前腕と後腕に広がっています。NGC2808は、クラスターの後部に星の密度が高く、NGC6266は、東側と北側に潮汐外の星の密度が高いようです。結論。固有運動と色の大きさの図を使用して、GCの周りの潮汐外の候補星を特定できます。それにもかかわらず、クラスターの運動学と星の種族が天の川のフィールドと比較される方法に応じて、汚染の割合はより大きくなる可能性があります。3つのクラスターはすべて、潮汐半径の外側に潮汐外の星があります。NGC6397およびNGC2808の場合、これらの星は、ディスクショックと潮汐破壊の複合効果の結果である可能性があります。NGC6266の場合、潮汐外の星の分布はその周りで対称的であり、おそらくクラスターが拡張された恒星エンベロープを持っていることを示しています。
潮汐的に相互作用し、ラム圧力が除去されたおとめ座渦巻銀河NGC4654におけるガス圧縮と恒星フィードバック
| Title |
Gas_compression_and_stellar_feedback_in_the_tidally_interacting_and_ram-pressure_stripped_Virgo_spiral_galaxy_NGC_4654 |
| Authors |
T._Liz\'ee,_B._Vollmer,_J._Braine,_F._Nehlig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10531 |
NGC4654は、ほぼ正面から見たおとめ座銀河であり、ほぼエッジオンのガスラム圧力ストリッピングと、別の巨大な銀河であるNGC4639とのフライバイ重力相互作用を受けます。NGC4654は、の外縁近くに強く圧縮されたガス領域を示しています。HI表面密度（HSDR）が10〜15Msun/pc2の標準値を超える光ディスク。NGC4654の新しいIRAM30mHERACO（2-1）データは、ISMの物理的状態を研究するために使用されます。COからH$_2$への変換係数が推定され、銀河系の値の1〜2倍であり、HSDR、自己重力ガス、Toomreの分子分率と全ISM圧力の比率が大幅に減少していることがわかりました。パラメータが$Q=1$未満で、星形成効率が1.5〜2倍高くなっています。分析モデルを使用して、SFRの放射状プロファイルと原子および分子の表面密度を再現しました。ガス表面密度とSFRを同時に再現するには、$\rmQ\sim0.8$のToomreパラメーターと5km/sの速度分散の増加が必要な条件です。動的モデルを使用して、NGC4654のガス分布を再現しました。モーメント2マップによって与えられた速度分散と、モデルからの固有の3D速度分散との比較を使用して、実際の増加によって引き起こされたより広い線幅の領域を区別しました。速度分散と未解決の速度勾配によってのみ引き起こされる分散。固有速度分散の5km/sの増加は、観測と互換性があることがわかりました。外部相互作用によるガス圧縮の期間中、ガス表面密度が向上し、SFRと恒星のフィードバックが増加します。恒星のフィードバックの影響下では、ガス密度は適度にしか増加しません。恒星のフィードバックは星形成の調節因子として機能し、領域内の乱流速度を増加させます。
それらの生成率の結果としてモデル化された静止銀河のガス分率の進化
| Title |
The_evolution_of_the_gas_fraction_of_quiescent_galaxies_modeled_as_a_consequence_of_their_creation_rate |
| Authors |
Raphael_Gobat,_Georgios_Magdis,_Chiara_D'Eugenio,_Francesco_Valentino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10547 |
最近の分析から現在出現している静止銀河の星間物質の進化について、恒星の質量関数や星形成の主系列などの確立された経験的関係に基づく単純なモデルの助けを借りて説明します。このモデルは、急冷プロセスの性質について特定の仮定をすることなく、観測された量を記述することを目的としていますが、それらの観測可能な結果に依存しています。静止銀河の高赤方偏移で見られる、または示唆される高いガス分率、および初期のそれらの明らかな穏やかな進化は、主に、約10％のガス分率で最近クエンチされた銀河が静止銀河集団を支配する前駆体効果に起因する可能性があることがわかります。z〜1。同じ文脈で、局所的な初期型銀河で測定されたはるかに低いガスとダストの割合は、約2Gyrのタイムスケールでの星間物質の着実な枯渇と、より多くのガス枯渇イベントのより高い割合の結果として解釈されます。。
かすかな天の川の星を使った空のガイア視差の系統的誤差のマッピング
| Title |
Mapping_Gaia_parallax_systematic_errors_over_the_sky_with_faint_Milky_Way_stars |
| Authors |
Mark_A._Fardal,_Roeland_van_der_Marel,_Andres_del_Pino,_and_Sangmo_Tony_Sohn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10553 |
ガイア計画で測定された視差は天文学にとって非常に重要ですが、ガイアDR2の視差には、発生源の位置やその他の量に依存する系統的な誤差があることが知られています。ガイアカタログのGOGシミュレーションとともに、かすかな天の川星の豊富な情報を使用して、ガイアDR2視差の系統的誤差の空間依存性を経験的に調べます。マグニチュードG〜17の厚い円盤のターンオフ星に集中する視差信号は、空の大部分にわたる視差の系統的誤差のマップを構築するのに十分です。これらのマップは、ガイアのスキャン方向に沿った約1度のスケールでの局所的に規則的な「ワッフルパターン」、より強い線形の「傷跡」の特徴、およびより大きなスケールでのコヒーレントな変化を示しています。視差バイアスマップには、塵雲などの天体物理学的影響の痕跡も保持されています。マゼラン雲の以前の地図から知られているワッフルパターンは、空全体に広がっています。そのローカルrms振幅は平均15マイクロアーク秒で、約2倍変動します。このパターンの強さは、マグニチュードG=13からG=20まで約6倍に増加します。クエーサーの視差および独立した距離推定値を持つ星の視差との相関は、バイアス推定値をサポートします。同様の方法を使用して、固有運動の系統的誤差をマッピングし、視差系統的との関係を調べます。バイアスマップにアクセスしてクエリを実行するためのコードパッケージを提供しています。一般的な星の種族に対する同様のテストは、将来のガイアのリリースにおける体系的なエラーを定量化するのに役立つはずです。
近くの宇宙におけるダスト対金属比とCO対H $ _2 $変換係数の解決
| Title |
Resolving_the_Dust-to-Metals_Ratio_and_CO-to-H$_2$_Conversion_Factor_in_the_Nearby_Universe |
| Authors |
I-Da_Chiang,_Karin_M._Sandstrom,_J\'er\'emy_Chastenet,_Cinthya_N._Herrera,_Eric_W._Koch,_Kathryn_Kreckel,_Adam_K._Leroy,_J\'er\^ome_Pety,_Andreas_Schruba,_Dyas_Utomo,_Thomas_Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10561 |
IC342、M31、M33、M101、NGC628の5つの近くの銀河で、ダストと金属の比率（D/M）と局所的な星間物質環境との関係を約2kpcの解像度で調査します。べき乗則の放射率が壊れた修正黒体モデルを使用して、ハーシェルによって観測された100〜500umのダスト放出をモデル化します。可能な限り、HII領域でのオーロラ線測定から得られた金属量勾配を利用します。アーカイブと新しいCO回転線およびHI21cmマップの両方が採用され、ガス面密度が計算されます。これには、それぞれIRAMおよびVLAからのIC342の新しい広視野COおよびHIマップが含まれます。COからH$_2$への変換係数のいくつかの処方を実験し、結果として得られるD/M金属量とD/M密度の相関関係を比較します。これらは両方とも、枯渇研究から非負であると予想されます。D/Mは、変換係数の選択に敏感です。金属量に基づく換算係数の処方では、IC342の中心で分子ガスが生成されすぎて、期待される相関関係が得られません。テストされた処方の中で、期待される相関関係が得られる処方は、金属量と表面密度の両方に依存します。導出されたD/Mの1-$\sigma$の範囲は、0.40〜0.58です。化学進化モデルと比較して、私たちの測定は、ダスト成長時間スケールがダスト破壊時間スケールよりもはるかに短いことを示唆しています。測定されたD/Mは、赤外線ダスト放出に由来する銀河統合研究のD/Mと一致しています。一方、測定されたD/Mは、吸収から得られたD/Mよりも体系的に高く、これは2つの方法の間の体系的なオフセットを示している可能性があります。
それらすべてを支配する1つのチャネル？複数の形成経路を使用したバイナリブラックホールの起源の制約
| Title |
One_Channel_to_Rule_Them_All?_Constraining_the_Origins_of_Binary_Black_Holes_using_Multiple_Formation_Pathways |
| Authors |
Michael_Zevin,_Simone_S._Bavera,_Christopher_P._L._Berry,_Vicky_Kalogera,_Tassos_Fragos,_Pablo_Marchant,_Carl_L._Rodriguez,_Fabio_Antonini,_Daniel_E._Holz,_Chris_Pankow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10057 |
重力波トランジェントの2番目のLIGO--Virgoカタログは、ブラックホール連星の観測サンプルを4倍以上にしています。このカタログは、孤立した動的な形成チャネルの範囲をカバーする5つの最先端のバイナリブラックホール人口モデルのスイートを使用して分析し、チャネル間の分岐率と、観測特性に影響を与える不確実な物理プロセスの制約を推測します。合併の。一連の形成モデルを考えると、基礎となる母集団と検出可能な母集団の分岐率の間に有意差があり、検出の多様性は、複数の形成チャネルが機能していることを示唆しています。チャネルの混合は、検出された母集団を支配する単一のチャネルよりも強く推奨されます。個々のチャネルは、ブラックホール連星の観測サンプルの$\simeq70\％$を超えて寄与しません。モデルの出生スピンの仮定と共通外層効率の間の優先度を計算し、$\lesssim0.1$の孤立したブラックホールの出生スピンを優先し、$\gtrsim2.0$の共通外層効率をわずかに優先し、非常に非効率的なものを強く嫌います一般的な封筒。重力波カタログを解釈する際には、複数のチャネルを考慮することが不可欠であることを示します。これは、形成シナリオの寄与が考慮されていないか、誤った物理的処方が想定されている場合、分岐率と物理的処方に関する推論が偏るからです。私たちの定量的結果は、モデル予測の不確実な仮定によって影響を受ける可能性がありますが、私たちの方法論は、更新された理論的考察と追加の形成チャネルを備えたモデルを含めることができます。
ガウス過程モデリング$ \ it {Fermi} $ -LAT $ \ gamma $線ブレーザー変動：$ \ gamma
$線準周期性を持つブレーザーのサンプル
| Title |
Gaussian_Process_Modeling_$\it{Fermi}$-LAT_$\gamma$-ray_Blazar_Variability:_A_Sample_of_Blazars_with_$\gamma$-ray_Quasi-periodicities |
| Authors |
Shenbang_Yang,_Dahai_Yan,_Pengfei_Zhang,_Benzhong_Dai,_Li_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10186 |
ブレーザーの変動は、確率過程によって引き起こされる可能性があります。一方、準周期的振動（QPO）の振る舞いは、ブレーザーの$\it{Fermi}$-LATデータで検出されることが最近報告されています。ただし、従来のフーリエのような方法で与えられるこれらのQPO信号の重要性は依然として疑問視されています。QPOブレーザーの$\gamma$線光度曲線を、CARMAと$\it{celerite}$の2つのガウス過程法で分析し、ブレーザーの$\gamma$線光度曲線を特徴付けるガウス過程の適切性を調べます。報告されたQPOの存在。$\gamma$線の周期性が考えられる27個のブレーザーのサンプルを収集し、$\sim11$年の$\it{Fermi}$-LAT光度曲線を生成します。ガウス過程モデルを$\gamma$線の光度曲線に適用し、それらの固有のパワースペクトル密度（PSD）を構築します。結果は、一般に$\gamma$線の光度曲線がCARMAおよび$\textit{celerite}$モデルによって特徴付けられることを示しており、ブレーザーの$\gamma$線の変動は本質的にガウス過程であることを示しています。結果として得られるPSDは、通常、傾きが$-0.6$から$-1.7$の赤いノイズ形状です。PKS0537$-$441およびPG1553$+$113の$\gamma$線QPOの考えられる証拠は、ガウス過程モデリングにあります。
重力波放射によって誘発されたダブルパルサーPSRJ0737-3039の誕生から合体までの軌道とスピン周期の進化のシミュレーション
| Title |
Simulation_of_the_orbit_and_spin_period_evolution_of_the_double_pulsars_PSR_J0737-3039_from_their_birth_to_coalescence_induced_by_the_gravitational_wave_radiation |
| Authors |
Peng_Liu,_Yi-Yan_Yang,_Jian-Wei_Zhang_and_Maria_Rah |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10193 |
二重中性子星（NS）システムPSRJ0737-3039の完全な軌道および罪周期の進化は、誕生から合体までシミュレートされます。これには、プライマリNSPSRJ0737-3039AおよびコンパニオンNSPSRJ0737-3039Bとして分類される2つの観測された電波パルサーが含まれます。。PSRJ0737-3039Bの特徴的な年齢を使用して、ダブルパルサーシステムの真の年齢を制限することにより、初期の公転周期と初期のバイナリ分離は、それぞれ2.89時間と$1.44\times10^{6}$kmとして取得されます。合体年齢またはPSRJ0737-3039の誕生から合併までの寿命は$1.38\times10^{8}$年となる。重力波周波数が20Hzから1180Hzに変化することに対応する合体の最後の瞬間に、PSRJ0737-3039の2進分離が442kmから30kmになり、PSRJ0737-3039Aのスピン周期がおよびPSRJ0737-3039Bは、それぞれ27.10ミリ秒および4.63秒です。標準の電波パルサー放射モデルから、システムが統合される前は、プライマリNSは電波望遠鏡で観測できましたが、コンパニオンNSはパルサー磁場対周期（$BP$）の図で死線を越えました。通常、パルサーとしての生命を停止すると考えられています。ダブルNSシステムの軌道とスピン周期の全生涯進化シミュレーションが提示されるのは初めてであり、合体段階で一次NSを観測するための有用な情報を提供します。
一時的なHBLブレーザー4FGLJ1544.3-0649の奇妙なケース
一時的な$\gamma$線源4FGLJ1544.3-0649の多周波研究を紹介します。これは、高エネルギーでは検出されなかった匿名の中強度電波源の状態からそれまで上昇する顕著な挙動を示したブレーザーです。X線と$\gamma$線の空で最も明るい極端なブレーザーの1つです。私たちの分析によると、平均化された$\gamma$線スペクトルは、光子指数が$1.87\pm0.04$のべき乗則によって十分に記述されていますが、100MeVを超えるフラックスは$（8.0\pm0.9）\times10^{です。-9}\：{\rmphoton\：cm^{-2}\：s^{-1}}$、これはソースのアクティブ状態中に増加します。X線フラックスとスペクトル勾配はどちらも非常に変動しやすく、最高の2-10keVフラックスは$（1.28\pm0.05）\times10^{-10}\：{\rmerg\：cm^{-2に達します。}\：s^{-1}}$。いくつかの観察では、X線スペクトルはSEDピークが10keVより大きいエネルギーに移動することを意味するポイントまで硬化しました。多くの極端なブレーザーと同様に、広帯域スペクトルエネルギー分布は、均一な1ゾーンシンクロトロン-自己-コンプトンレプトンモデルによって記述できます。4FGLJ1544.3-0649によって示される二重の振る舞いが孤立したケースではなく、これまで見過ごされてきた比較的一般的な現象の兆候を表す場合の、高エネルギーマルチメッセンジャー天体物理学の潜在的な影響について簡単に説明します。
電波銀河NGC1275の紫外線からX線への放射の起源は、その変動性を分析することによって調査されました
{\itSwift}/UVOT、XRT、BAT、{\itFermi}大面積望遠鏡で約10年間にわたって得られたNGC1275の紫外線（UV）およびX線データを分析して、からの核放出の起源を調査します。NGC1275。UVおよび軟/硬X線フラックスがGeVガンマ線とともに徐々に増加することを確認します。時々、UVまたは軟X線スペクトル領域の短期間の変動は、GeVガンマ線と相関する急速な変動を示しました。しかし、UV線と軟X線の間に有意な相関関係はありませんでした。UVスペクトルは、単一温度の黒体放射で表すことができる狭いスペクトル形状を持っていました。これらの結果は、降着円盤からの放射がある程度UVおよびX線バンドに寄与する一方で、UVおよびX線放射の長期変動がジェットによって引き起こされることを示している可能性があります。
MAGICによるゲミンガパルサーの検出は、15GeVを超えるべき乗則テール放出を示唆します
| Title |
Detection_of_the_Geminga_pulsar_with_MAGIC_hints_at_a_power-law_tail_emission_beyond_15_GeV |
| Authors |
MAGIC_Collaboration:_V._A._Acciari_(1),_S._Ansoldi_(2),_L._A._Antonelli_(3),_A._Arbet_Engels_(4),_K._Asano_(5),_D._Baack_(6),_A._Babi\'c_(7),_A._Baquero_(8),_U._Barres_de_Almeida_(9),_J._A._Barrio_(8),_J._Becerra_Gonz\'alez_(1),_W._Bednarek_(10),_L._Bellizzi_(11),_E._Bernardini_(12),_M._Bernardos_(13),_A._Berti_(14),_J._Besenrieder_(15),_W._Bhattacharyya_(12),_C._Bigongiari_(3),_A._Biland_(4),_O._Blanch_(16),_G._Bonnoli_(11),_\v{Z}._Bo\v{s}njak_(7),_G._Busetto_(17),_R._Carosi_(18),_G._Ceribella_(15),_M._Cerruti_(19),_Y._Chai_(15),_A._Chilingarian_(20),_S._Cikota_(7),_S._M._Colak_(16),_E._Colombo_(1),_J._L._Contreras_(8),_J._Cortina_(13),_S._Covino_(3),_G._D'Amico_(15),_V._D'Elia_(3),_P._Da_Vela_(18,35),_F._Dazzi_(3),_A._De_Angelis_(17),_B._De_Lotto_(2),_M._Delfino_(16,36),_J._Delgado_(16,36),_et_al._(149_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10412 |
$15\、$GeVと$75\、$GeVの間のゲミンガパルサー（PSRJ0633+1746）からのパルスガンマ線放出の検出を報告します。これらのエネルギーまで中年のパルサーが検出されたのはこれが初めてです。観測は、2017年から2019年にかけてMAGIC望遠鏡で低エネルギー閾値Sum-Trigger-IIシステムを使用して実施されました。品質選択が削減された後、$\sim80\、$hoursの観測データがこの分析に使用されました。MAGICの感度範囲より下の低エネルギーでの放出と比較するために、$100\、$MeVを超える$11$年のFermi-LATデータも分析されました。フェルミ-LATによって見られる1回転あたり2つのパルスから、2番目のパルスP2のみがMAGICエネルギー範囲で検出され、有意性は$6.3\、\sigma$です。MAGICによって測定されたスペクトルは、フェルミ-LATスペクトルをスムーズに拡張するスペクトルインデックス$\Gamma=5.62\pm0.54$の単純なべき乗則によってよく表されます。MAGICとFermi-LATデータへの共同適合により、$3.6\、\sigma$有意水準での結合エネルギー範囲に指数関数以下のカットオフが存在することが除外されます。MAGICによって検出されたべき乗則のテール放射は、曲率放射から北の外側のギャップで加速された粒子の逆コンプトン散乱への遷移として解釈されます。
広視野調査によるキロノバの定期的な偶然の検出に向けて
| Title |
Towards_regular_serendipitous_detections_of_kilonovae_by_wide-field_surveys |
| Authors |
Mouza_Almualla,_Shreya_Anand,_Michael_W._Coughlin,_Tim_Dietrich,_Nidhal_Guessoum,_Ana_Sagu\'es_Carracedo,_Tom\'as_Ahumada,_Igor_Andreoni,_Sarah_Antier,_Eric_C._Bellm,_Mattia_Bulla,_Leo_P._Singer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10421 |
マルチメッセンジャー天文学の台頭により、利用可能なすべてのデータストリームを活用し、その範囲内にある天体物理学のオブジェクトについてさらに学ぶ必要が生じています。考えられる方法の1つは、ガンマ線バースト（GRB）とキロノバとして知られる重力波信号の偶然の電磁的対応物を探すことです。$\sim$のリズムで3日間空を観測するZwickyTransientFacility（ZTF）などの調査では、既存の対応する場所が観測される可能性があります。ただし、探索する空の量が多いため、これらの急速に進化する候補を検索することは困難です。したがって、このタイプのトランジェントを見つけて識別するために調査ケイデンスを最適化して、さらに測光および分光観測を行うことができるようにすることは有益です。このような識別を可能にするために、ZTFのような広い視野調査のリズムを改善する方法を探ります。$\sim$の夜間ケイデンスの採用や、より赤い測光バンドの優先順位付けなど、観測の選択肢が改善されると、検出率が公称ケイデンスに比べて約2倍向上することを示します。これらの結果は、ZTFを最適に使用することで、重力波やGRBとは無関係にキロノバが発見される可能性が高まり、TargetofOpportunityプログラムによる名目上のリズムの中断が少ない高感度の検索が可能になることを示しています。
X線連星MAXIJ1807 +132からの熱核I型X線バーストの発見
| Title |
Discovery_of_Thermonuclear_Type-I_X-ray_Bursts_from_the_X-ray_binary_MAXI_J1807+132 |
| Authors |
A._C._Albayati,_D._Altamirano,_G._K._Jaisawal,_P._Bult,_S._Rapisarda,_G._C._Mancuso,_T._G\"uver,_Z._Arzoumanian,_D._Chakrabarty,_J._Chenevez,_J._M._C._Court,_K._C._Gendreau,_S._Guillot,_L._Keek,_C._Malacaria,_T._E._Strohmayer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10448 |
MAXIJ1807+132は、2017年の爆発で最初に検出された低質量X線連星（LMXB）です。2017年の爆発中の観測では、コンパクトオブジェクトの性質を明確に特定することはできませんでした。MAXIJ1807+132は、2019年に再び爆発で検出され、NICERで定期的に監視されました。この論文では、3つの熱核（タイプI）X線バーストを検出した5日間の観測について報告し、システムを中性子星LMXBとして識別します。3つのタイプIバーストの時間分解分光法により、これらの現象に期待される典型的な特性が明らかになりました。3つのタイプIバーストはすべて、ゆっくりとした上昇と長い減衰を示しており、混合H/He燃料を示しています。タイプIバーストのいずれかがエディントン光度に到達したという強力な証拠は見つかりません。ただし、最も明るいX線バーストが光球半径の拡大を受けたという仮定の下で、距離の上限は12.4kpc未満と推定されます。MAXIJ1807+132からのタイプIバースト中にバースト振動を検索しましたが、何も見つかりませんでした（95％信頼水準で<10％振幅上限）。最後に、最も明るいタイプIバーストは、上昇中に約1.6秒の休止を示すことがわかりました。この一時停止は、降着するミリ秒のX線パルサーSAXJ1808.4-3658からの明るいタイプIバーストでNICERで最近見つかったものと似ています。両方のソースからのタイプIバーストがこのタイプの一時停止を示す可能性があるという事実は、一時停止の原因が燃焼燃料の組成、タイプIバーストのピーク光度、またはNSがXであるかどうかとは無関係であることを示唆しています。-レイパルサー。
軟X線過渡現象における中性子星の地殻構造と熱進化
軟X線トランジェント（SXT）における中性子星の熱進化に対する物理入力の影響を研究します。特に、降着エピソード中の深部地殻加熱源のさまざまな最新モデルと、その形成中に地殻に埋め込まれた不純物によってもたらされる影響について考察します。地殻組成と熱源と不純物の分布に関するさまざまな仮定の下で、熱構造と突発的に降着する中性子星の進化をシミュレートします。付着していない地殻については、地殻形成時に発生する核電荷の変動を考慮します。付着した地殻について、組成と内部加熱のさまざまな理論モデルを比較します。また、数値シミュレーションの結果をSXTMXB1659-29の地殻冷却の観測結果と比較します。中性子星の内部地殻の付着していない部分は層状構造を持ち、ほとんど純粋な結晶層が異なる原子核の混合物で構成される層と交換していることがわかりました。後者の層は熱伝導率が比較的低く、過渡現象の熱変化に影響を与えます。地殻内の不純物分布は、高密度物質のモデルと地殻形成シナリオに強く依存します。理論と観測の一致に達するために必要な浅い加熱は、地殻とエンベロープの特性に依存します。
異なるニュートリノ輸送法による3次元超新星シミュレーションからの重力波信号
| Title |
Gravitational-wave_Signals_From_Three-dimensional_Supernova_Simulations_With_Different_Neutrino-Transport_Methods |
| Authors |
Haakon_Andresen_(1),_Robert_Glas_(2,3),_H-Thomas_Janka_(2)_((1)_MPI_Gravitational_Physics,_Potsdam-Golm,_(2)_MPI_Astrophysics,_Garching,_(3)_Excellence_Cluster_ORIGINS,_Garching) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10499 |
Glasetal。によるコア崩壊超新星の8つの3次元シミュレーションからの重力波（GW）信号を比較します。（2019）、太陽質量が9と20のゼロエイジ主系列質量を持つ2つの異なる前駆細胞を使用。各前駆体の崩壊は、Aenus-Alcarコードを使用して、2つの異なるグリッド解像度で、2つの異なるニュートリノ輸送方法で4回シミュレートされました。この研究の主な目的は、いわゆる「レイバイレイ+」（RbR+）近似がコア崩壊シミュレーションで問題があり、理論的なGW予測に悪影響を与える可能性があるという最近の懸念の妥当性を評価することです。したがって、RbR+を使用したシミュレーションからの信号は、完全多次元（FMD）トランスポートスキームを使用した対応するシミュレーションからの信号と比較されます。9太陽質量の前駆体は正常に爆発しますが、20太陽質量モデルは爆発しません。非爆発モデルの衝撃後層では、定常降着衝撃不安定性と高温気泡対流の両方が発生します。爆発モデルでは、衝撃波後の流れにおけるニュートリノ駆動の対流は、コアバウンスの約100ms後に確立され、衝撃波の復活が始まるまで続きます。したがって、非回転コア崩壊シミュレーションで通常見られるすべての条件下での数値分解能とニュートリノ輸送の影響を判断することができます。すべてのGW機能で優れた定性的一致が見られ、さまざまなトランスポートスキームを使用したシミュレーション間でほとんど満足のいく定量的一致が見られます。全体として、低解像度モデルと高解像度モデルの流体力学的挙動の解像度に依存する違いは、さまざまな輸送方法の結果よりもGW信号に大きな影響を与えることがわかります。さらに、解像度を上げると、ニュートリノ輸送が異なるモデル間の不一致が減少します。
現実的な熱および回転プロファイルを持つ中性子星合体残骸の軸対称モデル
| Title |
Axisymmetric_models_for_neutron_star_merger_remnants_with_realistic_thermal_and_rotational_profiles |
| Authors |
Giovanni_Camelio_and_Tim_Dietrich_and_Stephan_Rosswog_and_Brynmor_Haskell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10557 |
中性子星が合体すると、急速な差動回転で高温で変安定性の残骸が生成され、その後冷却されて硬く回転する中性子星に進化するか、ブラックホールに崩壊すると予想されます。この準安定相とそのさらなる進化を研究することは、そのような合併からの電磁気、ニュートリノ、および重力信号の予測と解釈に不可欠です。この作業では、バイナリ中性子星合体の残骸をモデル化し、合併後の残骸を説明する新しい回転法則と熱法則を提案します。私たちのフレームワークは、非気圧性のものを含む、一般的な状態方程式、回転、および温度プロファイルの準平衡構成を再現することができます。私たちの結果は、質量、角運動量、大規模な降着円盤の形成などのバルク残留特性に関する数値相対論シミュレーションと一致していることを示しています。完全な3+1次元シミュレーションと比較して、軸対称コードの計算コストが低いため、さまざまな状態方程式の数十万の構成を研究するバイナリ中性子星の残差パラメーター空間の広範な調査を実行できます。
REX：水回収ロケットのX線実験
| Title |
REX:_X-ray_experiment_on_the_Water_Recovery_Rocket |
| Authors |
Martin_Urban,_Ondrej_Nentvich,_Tomas_Baca,_Ivo_Vertat,_Veronika_Marsikova,_Daniela_Doubravova,_Vladimir_Daniel,_Adolf_Inneman,_Ladisla_Pina,_Randall_L._McEntaffer,_Ted_B._Schultz,_Drew_M._Miles,_James_H._Tutt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10072 |
この論文では、NASAの観測ロケットBlackBrantIXの水回収技術を備えたデュアルペイロードロケットキャンペーンの一部であるロケット実験（REX）を紹介します。このミッションは、2018年4月4日に打ち上げられ、回収され、ほ座超新星の残骸を対象とした、軌道下の観測ロケット飛行でした。REXの目的は、宇宙アプリケーション向けに設計されたオンボードデバイスの技術準備レベルを分類することでした。デバイスは、ロブスターアイ（LE）光学系と非冷却Timepix検出器（256x256px@55um）の組み合わせで構成される2つの広視野X線望遠鏡と追加のセンサーでした。最初の望遠鏡は、焦点距離が1mで視野（FOV）が1.0x1.2度のLEモジュールの2次元の組み合わせを使用し、3〜60keVのエネルギー範囲で動作します。2番目の望遠鏡は、焦点距離250mm、FOV2.7x8.0度、エネルギー範囲3〜40keVの1次元LEでした。X線望遠鏡は、1,280x1,024pxの解像度の可視スペクトルのカメラによって補完され、観測されたソースの画像を取得し、ロケットキャリアのポインティングを確認するために使用されました。他のデバイスには、将来の小型衛星ミッション用にテストされた赤外線アレイセンサーと慣性測定ユニットも含まれます。データハンドラーと通信システムはロボットオペレーティングシステムを使用して構築され、システムと電子機器の両方が飛行中に展開および操作されました。起動後にハードウェアが正常に回復し、データが抽出されました。
非標準的な天体物理学的現象の発見のための調査パラダイムの評価
| Title |
Evaluation_of_investigational_paradigms_for_the_discovery_of_non-canonical_astrophysical_phenomena |
| Authors |
Caitlyn_A._K._Singam,_Jacob_Haqq-Misra,_Amedeo_Balbi,_Alexander_M._Sessa,_Beatriz_Villarroel,_Gabriel_G._De_la_Torre,_David_Grinspoon,_Hikaru_Furukawa,_Virisha_Timmaraju |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10086 |
非標準的な現象（ここでは、既存の理論によって十分に特徴付けられていないか、そうでなければ以前の観測との矛盾を表す観測量として定義されています）は、特に過去および/または現存の潜在的な兆候としての関連性のために、天体物理学の分野で急成長している関心があります宇宙での生活（例えば、太陽系外惑星からの非公称分光データ）。ただし、このような現象を調査する際の固有の課題は、定義上、既存の予測に準拠していないため、検索パラメータを制約し、関連する反証可能な仮説を立てることが困難になることです。この専門家の推奨事項では、著者は2つの異なるアプローチの適合性を評価します-従来のパラメーター化された調査（実験計画は、焦点を絞った、明示的にパラメーター化された関心のある仮説を最適にテストするように調整されます）と異常検索の代替アプローチ（広域スペクトル観測データ）は、さまざまな指標にわたって潜在的な異常を検索することを目的として収集されます）-このコンテキストで科学的目的を達成する際の有効性の観点から。著者は、各パラダイムの適切なユースケースに関するガイドラインを提供し、非標準的な天体物理現象の検索を本質的に専門とする技術署名の学際的分野（天体物理学と宇宙生物学の交差点での分野）への適用を通じて議論を文脈化します。。
模擬FRBのリアルタイム注入によるUTMOSTでの高速過渡検出パイプライン効率の推定
| Title |
Estimating_fast_transient_detection_pipeline_efficiencies_at_UTMOST_via_real-time_injection_of_mock_FRBs |
| Authors |
Vivek_Gupta,_Chris_Flynn,_Wael_Farah,_Andrew_Jameson,_Vivek_Venkatraman_Krishnan,_Matthew_Bailes,_Timothy_Bateman,_Adam_T._Deller,_Ayushi_Mandlik_and_Angus_Sutherland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10191 |
より多くの高速電波バースト（FRB）を見つけるために、さまざまな検出パイプラインを使用した専用の調査が複数の観測所で実施されています。検出アルゴリズムと調査の完全性関数の効率を理解することは、基礎となるFRB母集団の特性の偏りのない推定を可能にするために重要です。システムのエンドツーエンドテストを実現する1つの方法は、ライブデータストリームにモックFRBを挿入し、それらを盲目的に検索することです。模擬FRBインジェクションは、分析的特性評価が実用的でない機械学習ベースの分類器に特に効果的です。アップグレードされたモロングロ天文台合成望遠鏡（UTMOST）でのリアルタイム模擬FRB注入システムの初めての実装について説明し、20,000個の模擬FRB注入のセットの結果を示します。注入により、検出効率に関する明確な洞察が得られ、パルス幅、フルエンス、およびDMの調査完全性関数が提供されました。模擬FRBは、注入されたDMの全範囲にわたって均一な効率で回収されますが、回収率は幅と信号対雑音比（SNR）の強い関数であることがわかります。幅が狭く（$\lesssim20$ms）、SNRが高い（$\gtrsim$9）場合、回復率は90％を超え、非常に効果的です。無線周波数干渉の存在により、回復されたSNR値が注入された値と比較して最大20％まで体系的に低くなることがわかります。UTMOSTで採用されている機械学習ベースの分類器では、より広いFRBを回復することがますます困難になっていることがわかります。他の観測所でも、同様の調査テストのためにライブ注入のセットアップを実装することをお勧めします。
ディープニューラルネットワークに基づく圧縮シャックハルトマン波面センシング
| Title |
Compressive_Shack-Hartmann_Wavefront_Sensing_based_on_Deep_Neural_Networks |
| Authors |
Peng_Jia,_Mingyang_Ma,_Dongmei_Cai,_Weihua_Wang,_Juanjuan_Li,_Can_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10241 |
シャックハルトマン波面センサーは、補償光学システムの大気乱流によって引き起こされる収差を測定するために広く使用されています。ただし、強い大気の乱れやガイド星の明るさが低い場合は、波面測定の精度に影響が出ます。本論文では、圧縮シャックハルトマン波面センシング法を提案する。すべてのサブアパーチャの勾配測定で波面を再構築する代わりに、私たちの方法は、高い信号対雑音比のスポット画像を持つサブアパーチャの勾配測定で波面を再構築します。さらに、深層ニューラルネットワークを使用して波面再構成速度を加速することを提案します。ディープニューラルネットワークのトレーニング段階で、ドロップアウトレイヤーを追加して、圧縮センシングプロセスをシミュレートすることを提案します。これにより、メソッドの開発速度が向上する可能性があります。トレーニング後、圧縮シャックハルトマン波面センシング法は、少量のサブアパーチャからの勾配測定で、高い空間分解能で波面を再構築できます。単純な圧縮シャックハルトマン波面センシング法を画像デコンボリューションアルゴリズムと統合して、高次の画像復元法を開発します。高次画像復元法で復元された画像を使用して、圧縮シャックハルトマン波面センシング法の性能をテストします。結果は、我々の方法が波面測定の精度を改善することができ、リアルタイムアプリケーションに適していることを示しています。
深層ニューラルネットワークを備えた広視野小口径望遠鏡の点像分布関数のモデリング-点像分布関数推定への応用
| Title |
Modelling_the_Point_Spread_Function_of_Wide_Field_Small_Aperture_Telescopes_With_Deep_Neural_Networks_--_Applications_in_Point_Spread_Function_Estimation |
| Authors |
Peng_Jia,_Xuebo_Wu,_Zhengyang_Li,_Bo_Li,_Weihua_Wang,_Qiang_Liu,_Adam_Popowicz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10243 |
点像分布関数（PSF）は望遠鏡の状態を反映し、スマートデータ処理方法の開発において重要な役割を果たします。ただし、広視野小口径望遠鏡（WFSAT）の場合、光学システムによって引き起こされる収差は非常に複雑であり、星像の信号対雑音比がしばしば高いため、全視野（FoV）の任意の位置でPSFを推定することは困難です。PSF推定には低すぎます。この論文では、ディープニューラルネットワーク（DNN）ベースのPSFモデリング手法をさらに開発し、PSF推定におけるそのアプリケーションを示します。望遠鏡の位置合わせとテストの段階で、私たちの方法は、工学的許容範囲内の光学要素の変更（傾斜と偏心）を通じてシステム校正データを収集します。次に、これらのデータを使用してDNNをトレーニングします。トレーニング後、DNNは、個別にサンプリングされたいくつかの星の画像から、任意の視野でPSFを推定できます。シミュレーションデータと実験データの両方を使用して、メソッドのパフォーマンスをテストします。結果は、私たちの方法が、FoVの任意の位置および任意の状態のWFSATのPSFを正常に再構築できることを示しています。その結果は、比較された従来の方法である逆距離重み（IDW）補間によって得られた結果よりも大幅に正確です。私たちの方法は、将来的にWFSATのスマートデータ処理方法を開発するための基盤を提供します。
ひとみ搭載の硬X線イメージャの軌道上機器背景の起源
| Title |
Origin_of_the_in-orbit_instrumental_background_of_the_Hard_X-ray_Imager_onboard_Hitomi |
| Authors |
Kouichi_Hagino,_Hirokazu_Odaka,_Goro_Sato,_Tamotsu_Sato,_Hiromasa_Suzuki,_Tsunefumi_Mizuno,_Madoka_Kawaharada,_Masanori_Ohno,_Kazuhiro_Nakazawa,_Shogo_B._Kobayashi,_Hiroaki_Murakami,_Katsuma_Miyake,_Makoto_Asai,_Tatsumi_Koi,_Greg_Madejski,_Shinya_Saito,_Dennis_H._Wright,_Teruaki_Enoto,_Yasushi_Fukazawa,_Katsuhiro_Hayashi,_Jun_Kataoka,_Junichiro_Katsuta,_Motohide_Kokubun,_Philippe_Laurent,_Francois_Lebrun,_Olivier_Limousin,_Daniel_Maier,_Kazuo_Makishima,_Kunishiro_Mori,_Takeshi_Nakamori,_Toshio_Nakano,_Hirofumi_Noda,_Masayuki_Ohta,_Rie_Sato,_Hiroyasu_Tajima,_Hiromitsu_Takahashi,_Tadayuki_Takahashi,_Shin'ichiro_Takeda,_Takaaki_Tanaka,_Yukikatsu_Terada,_Hideki_Uchiyama,_Yasunobu_Uchiyama,_Shin_Watanabe,_Kazutaka_Yamaoka,_Yoichi_Yatsu,_Takayuki_Yuasa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10317 |
軌道上にある機器の背景を理解して減らすことは、硬X線天文観測で高感度を達成するために不可欠です。ひとみ衛星に搭載された硬X線イメージャ（HXI）の観測データは、原子番号が異なる多層構成であるため、背景成分に関する有用な情報を提供します。HXIは4層のSi（HXI）のスタックで構成されています。Z=14）検出器とウェルタイプのBGO（Bi4Ge3O12）アクティブシールドに囲まれたCdTe（Z=48、52）検出器の1つの層。観測データに基づいて、最上部のSi層、下にある3つのSi層、およびCdTe層の背景は、それぞれ、低エネルギー電子、アルベド中性子、および陽子誘起放射性活性化という異なる成分によって支配されていると推測されます。HXIの軌道上バックグラウンドのモンテカルロシミュレーションは、各層の観測されたバックグラウンドスペクトルをよく再現し、それによって上記の仮説を定量的に検証します。さらに、バックグラウンドを低減するために電子シールドを含めることをお勧めします。
リアルタイムの過渡検出のための広視野小口径望遠鏡によるスマート観測法
| Title |
Smart_obervation_method_with_wide_field_small_aperture_telescopes_for_real_time_transient_detection |
| Authors |
Peng_Jia,_Qiang_Liu,_Yongyang_Sun,_Yitian_Zheng,_Wenbo_Liu,_Yifei_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10407 |
広視野小口径望遠鏡（WFSAT）は、一般的に高速空の調査に使用されます。複数のWFSATで構成される望遠鏡アレイは、1晩に数回空をスキャンすることができます。彼らは膨大な量のデータを取得するため、これらのデータをすぐに処理する必要があります。本論文では、リアルタイムのトランジット検出のためのARGUS（統合望遠鏡のための天文taRGets検出フレームワーク）を提案します。ARGUSは、各WFSATの組み込みデバイスに実装されたディープラーニングベースの天文検出アルゴリズムを使用して、天文ターゲットを検出します。天文学的なターゲットである検出の位置と確率は、天体の情報源の情報を出力するために、訓練されたアンサンブル学習アルゴリズムに送信されます。これらのソースを星表と照合した後、ARGUSは一時的な候補のタイプと位置を直接出力します。シミュレーションデータを使用してARGUSのパフォーマンスをテストし、ARGUSが一時的な検出タスクでWFSATのパフォーマンスを確実に向上できることを確認しました。
全球21cm観測に対する電離層の影響の定量化
| Title |
Quantifying_Ionospheric_Effects_on_Global_21-cm_Observations |
| Authors |
Emma_Shen,_Dominic_Anstey,_Eloy_de_Lera_Acedo,_Anastasia_Fialkov,_Will_Handley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10517 |
地球の電離層の2つの主要な層、F層とD層を、時間分散を伴う単純化された空間モデルによってモデル化し、グローバルな21cmの観測に対する色彩電離層の影響を研究しました。分析から、電離層の屈折と吸収による電離層破壊の大きさは、予想されるグローバルな21cm信号よりも大きくなる可能性があり、その大きさの変動は電離層の状態によって異なる可能性があることがわかりました。モデルで採用されたパラメータ空間内で、グローバル21cm信号の形状は、電離層を伝搬した後に歪んでいますが、その振幅は弱まっています。電離層の影響は時間の経過とともに相殺されないことが観察されているため、電離層によって導入された色度を説明するために、各タイムステップでの前景キャリブレーションで説明する必要があります。
既製のコンポーネントに基づく小型のアクティブに制御された高解像度分光器
| Title |
A_small_actively-controlled_high-resolution_spectrograph_based_on_off-the-shelf_components |
| Authors |
H.R.A._Jones,_W._E._Martin,_G._Anglada-Escud\'e,_R._Errmann,_D._A._Campbell,_C._Baker,_C._Boonsri,_P._Choochalerm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10526 |
アクティブに制御されたファイバーフィードダブルパス設計に基づいたプロトタイプの面内エシェル分光器の設計とテストを紹介します。このシステムは、最小数の光学面（現在、コリメータ/カメラレンズ、交差分散プリズム、グレーティング、および検出器に光を送るための反射器）を備えた小型で効率的なものを目指しています。カタログの光学部品でできており、寸法は約20x30cmです。それは>70,000の解像度で光学領域で動作します。分光器は、一方のファイバーが望遠鏡に送られ、もう一方のファイバーが波長校正用の同時トリウムアルゴン光照明を提供するために使用される分岐ファイバーによって供給されます。検出器上の円弧線の位置はリアルタイムで処理され、市販の自動誘導ソフトウェアを使用して円弧線の位置をガイドスターとして扱います。ガイドソフトウェアは、必要な調整を機械的な圧電アクチュエータに送信します。このアクチュエータは、ミラーの送信光をカメラに移動して、円弧の位置のドリフトを取り除きます。sCMOS検出器を使用した現在の構成では、標準的な実験室環境で4m/sに相当する3.5ミリピクセルの精度が提供されます。
測光光度曲線からのクールスターの恒星表面重力のデータ駆動型推論
| Title |
Data-Driven_Inference_of_Stellar_Surface_Gravities_for_Cool_Stars_from_Photometric_Light_Curves |
| Authors |
Maryum_Sayeed,_Daniel_Huber,_Adam_Wheeler,_Melissa_Ness |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10062 |
恒星の光度曲線は、物理的な恒星の特性をエンコードすることでよく知られています。KeplerやTESSなどの宇宙ベースのミッションからのこれらのデータの大量の流入に対処するには、光度曲線から物理パラメータを導出するための正確で自動化された計算コストの低い方法が必要です。ここでは、TheSwanと呼ばれる新しい方法論を紹介します。これは、主系列星、準巨星、赤色巨星の星の表面重力（$\logg$）を、局所線形回帰を使用してケプラー光度曲線から導出するための高速で一般化可能な効果的なアプローチです。ケプラーの長いケイデンスパワースペクトルの全周波数成分。この安価なデータ駆動型アプローチを使用して、$\logg$を13,822個の星の$\sim$0.02dexの精度に回復し、地震の$\logg$値は0.2〜4.4dex、4,646個の星の$\sim$0.11dexになります。Gaiaから派生した$\logg$値は2.3〜4.6dexです。さらに信号対雑音比を開発し、多くのクールな主系列星（$T_{\text{eff}}$$\lesssim$5500K）、特にK型矮星で粒状化を検出するのが難しいことを発見しました。$\logg$の測定値をガイアの半径と組み合わせることにより、4,646個の準巨星と主系列星の経験的質量を中央値$\sim$7％で導き出します。最後に、この方法を使用して、$\logg$をTESSベースラインの27日間の同様の平均絶対偏差精度に回復できることを示します。私たちの方法論は、測光時系列観測に容易に適用して、進化の状態全体で恒星の表面重力を高精度に推測することができます。
2011年2月15日のX2.2太陽フレアに関連する彩層の3分間の振動の空間的および時間的分析
| Title |
Spatial_and_temporal_analysis_of_3-minute_oscillations_in_the_chromosphere_associated_with_the_X2.2_Solar_Flare_on_2011_February_15 |
| Authors |
Laurel_Farris_and_R._T._James_McAteer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10074 |
彩層の3分間の振動は、光球から伝播する遅い磁気音響波と、外乱への応答として彩層自体の固有振動数で生成される振動の両方に起因します。ここでは、SOL2011-02-15T01：56X2.2フレアの前、最中、後の彩層3分間振動の空間的および時間的挙動の調査を示します。ソーラーダイナミクス天文台に搭載された大気イメージングアセンブリから24秒のリズムで取得された1600および1700オングストロームを中心とする紫外線放射の観測は、空間と時間の両方の関数としてパワーマップを作成するために使用されます。フレア中に3分間のパワーが高くなり、10ピクセル（4秒角）の小さな領域に空間的に集中します。これは、彩層プラズマが単一の物体としてグローバルに振動していないことを意味します。3分間の出力が増加した場所は、以前の研究からのHXRフレア放出の観測と一致しており、これらの小さな領域が非熱粒子によるエネルギーの注入に応答する彩層の兆候であることを示唆しています。これは、彩層が外乱に応答して音響カットオフ周波数で振動するという理論を支持します。
ARIEL透過スペクトルに対する恒星スポットの影響の修正
この研究の目的は、ARIELによって観測された惑星の透過スペクトルの抽出に対する恒星のスポットの影響を評価することです。トランジット外観測を用いて、スポットの存在下での星の恒星スペクトルをモデル化する方法を開発します。これは、スポットのサイズと温度が異なる恒星スペクトルのグリッド上でのトランジット外スペクトルのカイ2乗最小化手順に基づいています。このアプローチにより、異なるエポックで観測された恒星スペクトルを比較するときに、スポットの時間的進化を研究することもできます。また、掩蔽されていない恒星スポットによる通過深度の変動を補正する方法を提示し、恒星スポットの交差に同じ補正を適用した場合に発生する誤差を推定します。この方法は、ARIELが4年間のミッション寿命で観測する3種類の恒星ターゲットでテストされています。調査されたすべてのケースで、このアプローチにより、トランジット外の観測からスポットパラメータ（サイズと温度）を確実に回復でき、掩蔽されていないスポットの場合は、ノイズレベル内の惑星大気透過スペクトルを自信を持って回復できます（平均惑星信号の最大3.3％の不確実性）。逆に、掩蔽されたスポットに起因する推定された惑星スペクトルに体系的なバイアスがあり、特によりコントラストの高いスポットの最も明るいターゲットに対して測定可能な効果があります。
危険物。 VII。初期のM型矮星の年齢と回転に伴う紫外線放射の進化
| Title |
HAZMAT._VII._The_Evolution_of_Ultraviolet_Emission_with_Age_and_Rotation_for_Early_M_Dwarf_Stars |
| Authors |
R._O._Parke_Loyd,_Evgenya_L._Shkolnik,_Adam_C._Schneider,_Tyler_Richey-Yowell,_James_A._G._Jackman,_Sarah_Peacock,_Travis_S._Barman,_Isabella_Pagano,_Victoria_S._Meadows |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10158 |
宇宙で最も多くの星であるM矮星からの紫外線（UV）放出は、それらの惑星の形成、化学、大気安定度、および表面居住性に影響を与えます。TucanaHorologium（40Myr）、Hyades（650Myr）のハッブル宇宙望遠鏡観測を使用して、年齢、回転、およびロスビー数の関数として、M0-M2.5（0.3-0.6Msun）星からのUV放射のスペクトル進化を分析しました。Myr）、およびフィールド（2-9Gyr）オブジェクト。恒星遷移領域で形成されたCII、CIII、CIV、HeII、NV、SiIII、およびSiIV輝線の静止表面フラックスは、240$\pm$30Myrの間一定レベルで上昇したままです。フィールド年齢に2桁減少する前に。恒星の彩層で形成されたMgIIと遠紫外線の疑似連続発光は、年齢とともにより緩やかな進化を示し、それぞれ1桁と1.5桁減少します。最年少の星は、遠紫外線線で0.1dexの散乱を示し、回転変調、長期活動サイクル、または未知の変動源にのみ起因する疑似連続フラックスを示します。これらのデータへの飽和減衰適合は、0.2-0.3dexの精度で、UVラインおよび遠紫外線疑似連続体におけるM0-M2.5星の静止放射を予測できます。これは、現在利用可能な最も正確な手段です。UV放射の予測は、太陽系外惑星の大気の進化、生物学的に関連する分子の破壊と非生物的生成の研究、およびジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡などの天文台で測定された赤外線および光学惑星スペクトルの解釈に役立ちます。
M準矮星研究。 II。大気パラメータと運動学
| Title |
M_Subdwarf_Research._II._Atmospheric_Parameters_and_Kinematics |
| Authors |
Shuo_Zhang,_A-Li_Luo,_Georges_Comte,_Rui_Wang,_Yinbi_Li,_Bing_Du,_Wen_Hou,_Li_Qin,_John_Gizis,_Jian-Jun_Chen,_Xiang-Lei_Chen,_Yan_Lu,_Yi-Han_Song,_Hua-Wei_Zhang,_and_Fang_Zuo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10171 |
論文Iで議論された改訂されたM準矮星分類基準をLAMOSTDR7に適用し、SavchevaetalからのM準矮星サンプルを組み合わせて、新しいM準矮星サンプルがさらなる研究のために構築されました。各オブジェクトの大気パラメータは、ガイアDR2と組み合わせて、PHOENIXグリッドに適合して導出され、重力と金属量の関係は、色絶対等級図と縮小固有運動図の両方の軌跡に従って調査されました。最大の重力と最小の金属量の両方を持つオブジェクトは、主系列星から離れて配置されており、光度クラスVIとして分類できる固有のM準矮星と見なすことができます。スペクトルが典型的なM準矮星の特徴を示す別のグループのオブジェクトは、重力が低く、比較的中程度の金属欠乏であり、両方の図で通常のM矮星領域の一部を占めています。銀河のU、V、W空間速度成分とそれらの分散は、太陽近傍でサンプリングされた局所的な銀河ハロー集団が、高重力と目立たない二峰性金属量分布のオブジェクトによって表され、順行軌道の一部を持っていることを示しています。他のM準矮星は、部分的に厚い円盤の構成要素に属しているようで、薄い円盤のかなりの部分が中程度に金属の少ない物体と複雑に混ざっています。ただし、選択効果、特にLAMOSTサブサンプルでの調査の好ましい反中心方向だけでなく、多重度とパラメーター結合による汚染も重要な役割を果たす可能性があり、さらに調査する必要があります。
彩層および遷移領域における黒点衝撃波のダイナミクス
界面領域イメージング分光計（IRIS）からの分光観測を使用して、黒点の傘で観測された衝撃波のダイナミクスを研究します。衝撃の存在は、MgII、CII、およびSiIVのスペクトル線の形状を大幅に変形させます。CII1335.66{\AA}とSiIV1393.75{\AA}は、後で単一のピークに変化する二重ピークプロファイルを示すことがわかりました。ただし、MgIIh2803.53{\AA}線は、最初にフラットトッププロファイルを示し、その後にシングルピークが続きます。衝撃のダイナミクスを研究するために、2つのガウス分布をフィッティングすることによってスペクトルから衝撃成分を分離します。衝撃の寿命はMgIIh2803.53{\AA}ラインで最大であることがわかります。さらに、プラズマの動きは、衝撃波の加速段階と減速段階の両方を示しています。しかし、CII1335.66{\AA}およびSiIV1393.75{\AA}では、減速段階のみが観察されます。3つのスペクトル線すべてについて、衝撃波の最大の青方偏移と減速の間に強い相関関係が見られます。MgIIとCII（SiIV）の衝撃によって寄与された強度の間に正（負）の相関関係があることがわかります。これは、衝撃が最初にCIIで増幅され、続いてSiIVに対応する高さ範囲が減少することを示唆しています。これらの結果は、CIIの形成高さを超える衝撃波の消散を示している可能性があり、衝撃波は上部彩層と黒点上の遷移領域のダイナミクスに重要な役割を果たしている可能性があります。
ハービッグAeスターV1787オリのM型コンパニオンの発見
| Title |
Discovery_of_an_M-type_Companion_to_the_Herbig_Ae_Star_V1787_Ori |
| Authors |
R._Arun,_Blesson_Mathew,_Sridharan_Rengaswamy,_P._Manoj,_Mayank_Narang,_Sreeja_S._Kartha,_G._Maheshwar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10222 |
中間質量HerbigAe星V1787Oriは、オリオンA分子雲のL1641星形成領域のメンバーです。VLT/NACO補償光学$K_s$バンド画像の分析から、6.66"（2577auに対応）の投影間隔でV1787OriのMタイプコンパニオンが検出されたことを報告します。GaiaDR2の天文データを使用してV1787OriAとBが同様の距離（$d$$\sim$387pc）と適切な動きを共有していることを示し、物理的に関連していることを示しています。V1787OriBのスペクトルタイプはM5$\pm$2と推定されます。カラースペクトルタイプのキャリブレーションテーブルとSpeXスペクトルライブラリを使用したテンプレートマッチングから。PARSECモデルをPan-STARRSカラーマグニチュードダイアグラムに適合させることにより、V1787OriBの年齢は8.1$^{+1.7}_{-であることがわかります。1.5}$Myrおよび0.39$^{+0.02}_{-0.05}$$M_\odot$の質量。V1787Oriが、質量比0.23のプレメインシーケンスワイドバイナリシステムであることを示します。HerbigAe/Beバイナリシステムでは、低質量比システムが特定されることはめったにありません。この作業は、V1787Oriワイドバイナリシステムを形成するための可能なメカニズムについての議論で締めくくられています。
冠状磁場のトポロジー：ヌルのような点を使用した磁気スケルトンの拡張
| Title |
Topology_of_Coronal_Magnetic_Fields:_Extending_the_Magnetic_Skeleton_Using_Null-like_Points |
| Authors |
D._T._Lee,_D._S._Brown |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10272 |
太陽の大気中の多くの現象は本質的に磁気であり、大気磁場の研究はこれらの現象を理解する上で重要な役割を果たします。太陽磁場を研究するためのツールには、磁気トポロジーと、磁気ヌルポイント、セパラトリックスサーフェス、セパレーターなどの機能が含まれます。これらの理論は、磁場の発生源が離散的であると見なされる電荷トポロジーの下で最も堅牢に開発されましたが、観測された磁場は連続的に分布し、再構成と数値シミュレーションは通常、連続的に分布した磁気境界条件を使用します。この記事では、特に$z=0$平面上のヌル点が、非点源の重なりなどによる連続フラックス分布によって隠されている場合に、連続源記述を使用する際の落とし穴を調査します。境界上のヌルのような点の概念は、フィールド$B_{\parallel}=0$の並列要件は保持されますが、垂直コンポーネントの要件は緩和されます。つまり、$B_{\perp}\ne0$。これらにより、（押しつぶし係数を使用して）示されているセパラトリックスのような表面を準セパラトリックス層のクラスとして定義し、セパレーターのx線構造を保持するセパレーターのような線を定義できます。ヌルのような点を使用すると、離散ソースから連続ソースへの移行で除去されたトポロジカルな特徴を復元できること、およびより複雑なケースにそれらを含めることで磁気構造の理解を深め、結果の結論を変えることができることを示す例が示されています。この記事の例ではポテンシャル近似を使用していますが、ヌルのような点の定義はより一般的であり、力のないフィールド外挿やMHDシミュレーションなどの他の場合に使用できます。
dM4星Gl729の活動回転。彩層サイクルの可能性
| Title |
Activity-rotation_in_the_dM4_star_Gl_729._A_possible_chromospheric_cycle |
| Authors |
R.V._Iba\~nez_Bustos,_A.P._Buccino,_S._Messina,_A.F._Lanza_and_P.J.D._Mauas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10391 |
最近、強いせん断の層の役割についての新しい議論が恒星ダイナモ理論で浮上しました。完全に対流する星の長期的な磁気活動に関するさらなる情報は、それらの基礎となるダイナモが太陽のものと同様の活動サイクルを維持できるかどうかを決定するのに役立つ可能性があります。若いアクティブなdM4星Gl729の短期および長期の磁気活動の徹底的な研究を行いました。最初に、その一時的なイベント（フレアなど）とグローバルおよび表面の差異を特徴づけるために、長期ケイデンス$K2$測光を分析しました。回転。次に、CASLEOスペクトルおよびその他の公開観測から得られたマウントウィルソン$S$インデックスから、周期的パターンを検出するための4つの異なる時間領域手法を使用して1998年から2020年までの長期活動を分析しました。最後に、H$\alpha$とNaIDインデックスを同時に測定して、さまざまな高さでの彩層活動を調査し、$S$-インデックスとの関係を分析しました。累積フレア周波数は、$10^{32}$から$10^{34}$ergの範囲で、傾き$\sim-0.73$のべき乗則分布に従うことがわかりました。$P_{rot}=（2.848\pm0.001）$日を取得しましたが、回転差の証拠は見つかりませんでした。また、この若いアクティブな星は、$\text{約4}$年の長さの長期的な活動サイクルを示すこともわかりました。サイクルが$0.8$年と短いというそれほど重要な証拠はありません。星はまた、1998年から2004年の間に幅広い活動の最小値を示しています。一方ではSインデックスと、他方ではH$\alpha$NaIDインデックスとの間に相関関係が見つかりましたが、これらの飽和レベルは最後の2つのインデックスはCaラインでは観察されません。最大エントロピースポットモデルはアクティブな経度間の移動を反映していないため、この活動サイクルは太陽型ダイナモでは説明できません。おそらく$\alpha^2$-dynamoが原因です。
太陽コロナの徐波の減衰に対する磁場の影響
遅い磁気音響波は、太陽コロナなどの天体プラズマシステムで日常的に観測されています。徐波がプラズマを伝播すると、密度、温度、磁場の平衡量が変化します。コロナおよびその他のプラズマシステムでは、熱平衡は、連続的な加熱プロセスと冷却プロセスの間のバランスで構成され、その大きさは密度、温度、および磁場によって異なります。したがって、波はこれらの競合するプロセス間の不均衡を引き起こす可能性があります。波に対するその逆反応は、波の分散、増幅または減衰につながることが示されています。この研究では、加熱/冷却の不均衡による太陽コロナの徐波の急速な減衰における磁場の影響の重要性が評価され、熱伝導の影響と比較されます。不均衡の影響を特徴付ける2つのタイムスケールは、典型的な冠状条件の範囲を持つプラズマシステムに対して導出および計算されます。太陽コロナの熱的不均衡による徐波の予測減衰時間は、観測された波の周期と減衰時間と一致して、10〜100分のオーダーであることがわかります。さらに、熱不均衡による徐波減衰は、磁場に沿った熱伝導による減衰に匹敵することがわかっています。無限磁場限界では、波動ダイナミクスは加熱関数の磁場依存性に鈍感であり、この近似は、磁場強度が静止状態で10Gを超える限り、コロナで有効であることがわかります。ループとプルーム、および高温で高密度のループの場合は100G。要約すると、熱の不均衡はコロナの多くで低速の磁気音響波を急速に減衰させる可能性があり、低速モードの減衰の理解に含めることで、圧縮粘度と熱伝導のみに依存する観測と理論の間の矛盾を解決できる可能性があります。
超大規模な炭素-酸素コア白色矮星の形成とそれらの進化的および脈動特性
| Title |
The_formation_of_ultra-massive_carbon-oxygen_core_white_dwarfs_and_their_evolutionary_and_pulsational_properties |
| Authors |
Leandro_G._Althaus,_Pilar_Gil_Pons,_Alejandro_H._C\'orsico,_Marcelo_Miller_Bertolami,_Francisco_De_Ger\'onimo,_Mar\'ia_E._Camisassa,_Santiago_Torres,_Jordi_Gutierrez,_Alberto_Rebassa-Mansergas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10439 |
（要約）単一の恒星進化から生じる超大規模（M_{\rmWD}\gtrsim1.05M_\sun$）、炭素-酸素コア白色矮星の形成を調査します。また、それらの進化的および脈動特性を研究し、単一の前駆星での炭素燃焼に起因する酸素-ネオンコアを備えた超大規模白色矮星の特性、およびバイナリ合併予測と比較します。コアヘリウム燃焼後の縮退コアの回転と、大規模な漸近巨星分枝星の質量損失率の低下を伴う、超大規模な炭素-酸素コア白色矮星の形成に関する2つの単一星進化シナリオを検討します。我々の発見を、2つの等質量炭素-酸素コア白色矮星の合併から生じる超大規模白色矮星からの予測と比較します。それらと合併された残骸の炭素-酸素コアとの完全な混合を仮定します。結果として生じる超大規模な炭素-酸素コア白色矮星は、それらの酸素-ネオン対応物よりも著しくゆっくりと進化します。私たちの研究は、単一の恒星進化からの炭素-酸素コアを持つ超大規模な白色矮星の形成を強く示唆しています。これらの白色矮星の進化特性と脈動特性の両方が、対応する酸素ネオンコアの特性や、二重縮退合併の結果として生じる可能性のある炭素-酸素コアを持つ白色矮星とは著しく異なることがわかります。これは最終的に、超巨大白色矮星のコア組成とそれらの形成シナリオを識別するために使用できます。
宇宙の標準キャンドルとしての超長期セファイドの使用に関する新しい洞察
| Title |
New_insights_into_the_use_of_Ultra_Long_Period_Cepheids_as_cosmological_standard_candles |
| Authors |
Ilaria_Musella,_Marcella_Marconi,_Roberto_Molinaro,_Giuliana_Fiorentino,_Vincenzo_Ripepi,_Giulia_De_Somma_and_Maria_Ida_Moretti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10533 |
超長周期ケフェイド変光星（ULP）は、80dより長い周期の脈動変光星であり、より高い質量と光度での古典的なケフェイド変光星（CC）の延長であると仮定されています。標準光源として確認された場合、通常のCCよりも1〜3等明るい固有の光度により、ハッブルフローに到達し、ハッブル定数H_0を1つのステップで決定できるため、キャリブレーションに関連する不確実性を回避できます。一次および二次指標の。宇宙の標準キャンドルとしてのULPの精度を調査するために、最初に文献で知られているすべてのULPを収集します。結果として得られるサンプルには、7.2から9.2dexの範囲の12+log（[O/H]）で広がる非常に大きな金属量を持つ63個のオブジェクトが含まれています。VI期間-Wesenheit平面および色-マグニチュード図（CMD）でのそれらの特性の分析は、ULPが、追加の正確で均質なデータであっても、より長い期間、より高い質量および光度でのCCの拡張であるという仮説を支持します。確固たる結論を得るには、献身的な理論的シナリオが必要です。最後に、3つのM31ULP、8-0326、8-1498、およびH42がより詳細に調査されます。8-1498とH42の場合、CMDでの位置と測定期間が一致しないため、ULPとしての性質を確認できません。8-0326の場合、利用可能な時系列データに適用される光度曲線モデルのフィッティング手法により、その固有の恒星パラメータ、距離、および赤みを制限することができます。
ARとかげ座アクティブバイナリシステムにおける拡張物質研究の範囲内の新しいスペクトル分析結果
| Title |
New_Spectral_Analysis_Results_Within_The_Scope_Of_Extended_Matter_Research_in_The_AR_Lacertae_Active_Binary_System |
| Authors |
Osman_Karaku\c{s}_and_Fehmi_Ekmek\c{c}i |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10555 |
拡張物質研究の範囲内で、アクティブバイナリシステムARLacの新しいスペクトル分析結果を提示します。このシステムの低解像度と高解像度のスペクトルは、2013年から2016年の期間に取得されました。低分散スペクトルをB、V、Rc、Ic、およびWISE測光データと一緒に評価したところ、ARLacにはW2バンドに過剰な放射線があることがわかりました。さらに、このアクティブなバイナリシステムの光度曲線のスペクトルエネルギー分布と最小深度比を調べて、波長と軌道位相に応じたシステムのコンポーネントのフラックス寄与を調べました。さらに、高解像度のスペクトル分析は、ARLacバイナリシステムのより低温のコンポーネントの周りに、隆起のような構造と可能な拡張物質の証拠を示しました。
ブラックホールとエキゾチックコンパクトオブジェクトのUnruh-DeWitt検出器の区別
| Title |
Unruh-DeWitt_Detector_Differentiation_of_Black_Holes_and_Exotic_Compact_Objects |
| Authors |
Bob_Holdom,_Robert_B._Mann,_Chen_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10179 |
エキゾチックコンパクトオブジェクト（ECO）の外側の静的Unruh-DeWitt検出器の応答を、3+1次元の一般的な反射境界条件で研究します。境界が事象の地平線に非常に近い地平線のないECOは、ブラックホールの模倣者として機能します。ECO境界が完全に吸収されている場合でも、応答率はブラックホールの場合とは著しく異なることがわかります。（部分的に）反射するECO境界の場合、ECO境界のさまざまな場所と検出器の場所に依存する応答率の共振構造が見つかります。ECOの真空モード構造と伝達関数に関連して詳細な分析を提供します。
定常的な背景場を持つ太陽風乱流で局所的に測定された等方性スケーリング特徴
| Title |
Isotropic_Scaling_Features_Measured_Locally_in_the_Solar_Wind_Turbulence_with_Stationary_Background_Field |
| Authors |
Honghong_Wu_(PKU),_Chuanyi_Tu_(PKU),_Xin_Wang_(BUAA),_Jiansen_He_(PKU),_Liping_Yang_(NSSC),_Linghua_Wang_(PKU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10244 |
スケーリング異方性は、太陽風乱流の非線形相互作用を解釈するために重要です。以前の観察は多様な結果を提供し、構造関数分析も局所磁場に基づいてスケーリング異方性を調査するためのアプローチであると報告されています。ただし、局所的なバックグラウンド磁場に対するサンプリング角度を決定するには、平均の観測時系列が時間定常である必要があります。この必要な時間定常性が測定値と互換性があるかどうかは調査されていません。ここでは、2次構造関数法を使用して、時間定常バックグラウンドフィールドでスケーリング異方性を研究します。2005年から2018年の期間にWIND宇宙船によって測定された2日を超える期間の88個の高速太陽風間隔を分析します。局所磁場は、時系列Bの平均として計算されます。時系列Bの時間定常性は、基準phiが10度未満で満たされます（phiは、Bを2つに分割した後の2つの平均磁場間の角度です）。磁気トレース構造の等方性スケーリング機能が、太陽風の速度方向に平行および垂直な局所磁場で、それぞれスケーリングインデックス-0.63pm0.08および-0.70pm0.04で機能することを初めて発見しました。速度トレース構造関数のスケーリングも等方性であり、インデックスは-0.47pm0.10および-0.51pm0.09です。また、ファイしきい値を90度に上げると、平行方向の磁気トレース構造関数のスケーリングインデックスが-0.81に減少し、磁場と太陽風速度の間の瞬間角度のrmsが最大45度に増加することもわかります。タイムスケールは150秒で、垂直方向の測定値が大規模な平行方向の測定値に混在していることを示しています。
ボソン星の周りの逆行性ポーランドドーナツ
回転するボソン星の時空間における均一で一定の比角運動量分布を持つポーランドのドーナツを調査します。そのような時空では、厚いトーラスはカー時空には存在しない独特の特徴を示すことができます。たとえば、逆行性トーラスのコンテキストでは、カスプによって接続されているかどうかに関係なく、2つのセンターを所有している場合があります。回転するボソン星は静的リングも特徴としており、どちらもカー時空には存在しません。この静的リングは静的軌道で構成されており、粒子は無限遠のゼロ角運動量オブザーバーに対して静止しています。ここでは、静的リングの存在により、逆行性の厚いトーラスの関連する静的表面が可能になり、静的表面内で流体が順行方向に移動することを示します。ポーランドの逆行ドーナツを分類し、いくつかの具体例を示します。
参考文献で研究されたインフレと暗黒物質の統一モデルの超対称拡張を提示します。arXiv：1811.02302。このシナリオは、インフラトン場の右巻き（s）ニュートリノペアへの不完全な崩壊に基づいています。インフラトンと右巻き（s）ニュートリノに離散交換対称性を課すことにより、今日の世界最小値でのインフラトン場の安定性を確保しながら、インフレーション後に宇宙を部分的に崩壊させて再加熱することができます。インフレ予測、BBN境界の互換性、およびインフラトン暗黒物質候補の適切なDM存在量の取得には、通常、ニュートリノセクターへの結合の大きな値が必要です。超対称性を使用して、インフラトンを潜在的に危険な大規模な放射補正から保護します。その可能性の平坦性。さらに、インフラトンは再加熱中に主にスニュートリノに崩壊し、標準模型粒子で作られた熱浴とインフラトン粒子の両方を生成します。関係するすべてのパートナーの進化に続く再加熱プロセスの徹底的な分析を実行し、最終的な暗黒物質候補のパラメーター空間におけるさまざまな体制を特定しました。これはいつものように、WIMPのようなインフラトン粒子または振動する凝縮物である可能性がありますが、FIMPのような候補の新しい体制を見つけます。
アフレック-超重力での食事のインフレ
Affleck-Dineインフレーションは最近提案されたモデルであり、重力に非最小結合された単一の複雑なスカラー場がインフレーションを駆動し、同時にAffleck-Dineメカニズムを介して宇宙のバリオン非対称性を生成します。この論文では、適切なスーパーポテンシャルとカーラーポテンシャルを持つ2つのカイラル超場を使用したアフレックダインインフレーションの超対称実装を調査します。スカラーポテンシャルは、元のアフレックダインインフレーションのポテンシャルと同様の形式を持ち、インフレーションとバリオン数生成の成功。また、地平線を越えた後に進化する等曲率摂動を考慮し、それが無視できるため、観測結果と一致していることを発見しました。
衝撃波とプラズマ乱流の相互作用：位相空間輸送
| Title |
The_interaction_between_shocks_and_plasma_turbulence:_phase_space_transport |
| Authors |
Domenico_Trotta,_Francesco_Valentini,_David_Burgess_and_Sergio_Servidio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10417 |
無衝突衝撃と完全に発達したプラズマ乱流との相互作用を数値的に調査した。乱流ジェットが斜め衝撃波にぶつかるハイブリッド運動シミュレーションは、プラズマ輸送における上流の乱流の役割に対処するために採用されています。ウラソフ方程式の粗視化を使用する新しい手法が提案され、輸送特性が乱流構造変調パターンで上流の乱流強度に強く依存することを示しています。これらの結果は、宇宙プラズマにおける加速および加熱プロセスの理解に関連している可能性があります。
XENON1TでのWIMP暗黒物質の非弾性散乱の検索
| Title |
Search_for_inelastic_scattering_of_WIMP_dark_matter_in_XENON1T |
| Authors |
XENON_Collaboration:_E._Aprile,_J._Aalbers,_F._Agostini,_M._Alfonsi,_L._Althueser,_F._D._Amaro,_S._Andaloro,_E._Angelino,_J._R._Angevaare,_V._C._Antochi,_F._Arneodo,_L._Baudis,_B._Bauermeister,_L._Bellagamba,_M._L._Benabderrahmane,_A._Brown,_E._Brown,_S._Bruenner,_G._Bruno,_R._Budnik,_C._Capelli,_J._M._R._Cardoso,_D._Cichon,_B._Cimmino,_M._Clark,_D._Coderre,_A._P._Colijn,_J._Conrad,_J._Cuenca,_J._P._Cussonneau,_M._P._Decowski,_A._Depoian,_P._Di_Gangi,_A._Di_Giovanni,_R._Di_Stefano,_S._Diglio,_A._Elykov,_A._D._Ferella,_W._Fulgione,_P._Gaemers,_R._Gaior,_M._Galloway,_F._Gao,_L._Grandi,_C._Hils,_K._Hiraide,_L._Hoetzsch,_J._Howlett,_M._Iacovacci,_Y._Itow,_F._Joerg,_N._Kato,_S._Kazama,_M._Kobayashi,_G._Koltman,_A._Kopec,_H._Landsman,_R._F._Lang,_L._Levinson,_S._Liang,_Q._Lin,_S._Lindemann,_M._Lindner,_et_al._(77_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10431 |
XENON1T暗黒物質実験における弱く相互作用する巨大粒子（WIMP）の非弾性散乱の探索結果を報告します。$^{129}$Xeの散乱は、非弾性WIMP相互作用の最も感度の高いプローブであり、原子反跳と同時に検出された39.6keVの脱励起光子の特徴があります。0.89トン年の曝露を使用すると、2$\sigma$を超える有意性を持つ非弾性WIMP散乱の証拠は見つかりません。プロファイル尤度比分析は、WIMP-核相互作用の断面積に上限を設定するために使用されます。100GeV/c${}^2$より重いWIMPの新しいパラメーター空間を除外し、130GeV/c${の場合の最強の上限は$3.3\times10^{-39}$cm${}^2$です。}^2$WIMPは90\％の信頼水準で。
重力理論における応力エネルギーテンソルの消失しない発散に関する注記
| Title |
A_note_on_non-vanishing_divergence_of_the_stress-energy_tensor_in_theories_of_gravity |
| Authors |
J\'ulio_C._Fabris,_Oliver_F._Piattella,_Davi_C._Rodrigues,_Denis_C._Rodrigues,_and_Edison_C._O._Santos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10503 |
この論文では、応力エネルギーテンソルの発散が消えないことを特徴とする3つの理論、すなわち$f（R、\mathcalL_M）$、$f（R、T）$、およびRastall理論を調査します。非常に特殊な場合を除いて、最初の2つから3番目を取得することは不可能であることを示します。それにもかかわらず、$f（R、T）$理論の宇宙論の枠組みでは、Rastallのものと同様の結果が再現されること、つまり、標準宇宙論の$\Lambda$CDMモデルのダイナミクスが再現されることを示します。暗黒エネルギー成分がクラスター化できる場合でも、正確に模倣することができます。
宇宙プラズマにおけるイオン温度異方性の緩和に及ぼす背景乱流の影響
| Title |
Effects_of_the_Background_Turbulence_on_the_Relaxation_of_Ion_Temperature_Anisotropy_in_Space_Plasmas |
| Authors |
Pablo_S._Moya_and_Roberto_E._Navarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10504 |
宇宙プラズマの乱流は通常、波動または波動粒子相互作用がそれぞれ支配する慣性範囲と運動範囲を分割するスペクトルブレークによって分離された2つの異なるレジームを示します。大規模な変動は、-5/3または-3/2の勾配のべき乗則スペクトルに続くMHD非線形波動相互作用によって支配されます。これは突然終了し、ブレーク後、スペクトルはより急なべき乗則に従います$k^{-スペクトルインデックス$\alpha>5/3$で与えられる\alpha}$形状。その遍在性にもかかわらず、太陽風温度の準線形緩和における乱流バックグラウンドスペクトルの考えられる影響を検討した研究はほとんどありません。この研究では、準線形運動論を使用して、電磁波が背景磁場に沿って伝播する、冷電子とバイマクスウェル陽子で構成される太陽風のようなプラズマの陽子温度の変化を研究します。4つの波スペクトル形状が異なるレベルの波強度と比較されます。十分な乱流磁力が安定した陽子を横方向の加熱に駆動し、その結果、温度異方性が増加し、平行陽子ベータが減少することを示します。したがって、安定した陽子速度分布は、運動不安定性を発生させるような方法で進化する可能性があります。これは、太陽風の成分が熱力学的平衡から遠く、不安定性のしきい値の近くで観測できる理由を説明している可能性があります。
