$\sim10^{-1}$から$\sim10^9$gの範囲の質量を持つ原始ブラックホール（PBH）のホーキング蒸発は、観測された暗黒物質（DM）の遺物密度全体を生成する可能性があります。ただし、フリーズアウトやフリーズインなどの2番目のDM生成メカニズムも、初期の宇宙でアクティブであった可能性があります。ここでは、PBHが宇宙のエネルギー密度を支配し、非標準的な宇宙論の時代につながるシナリオに焦点を当てて、これらのメカニズムの相互作用を研究します。具体的には、この分析の例として一重項スカラーDMモデルを使用します。
宇宙の夜明けにおける21cmのパワースペクトルのハローモデルアプローチ
| Title |
A_halo_model_approach_for_the_21-cm_power_spectrum_at_cosmic_dawn |
| Authors |
Aurel_Schneider,_Sambit_Giri,_and_Jordan_Mirocha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12308 |
宇宙の再電離の時代以前は、宇宙の夜明けの21cmの信号は、最初の放射線源によって引き起こされたライマン-$\alpha$結合とガス温度変動によって支配されていました。この時代をモデル化するための初期の取り組みは分析技術に依存していましたが、コミュニティはすぐに、より高価な半数値モデルに移行しました。ここでは、広大な天体物理学的パラメーター空間の迅速な探査を可能にする、より単純なアプローチの実行可能性を再評価します。ハローモデルの枠組みに基づいて21cmのパワースペクトルを計算するための新しい分析方法を提案します。ライマン-$\alpha$結合と温度変動の両方は、スペクトルの赤シフトとルックバック（光円錐）効果による光源の減衰を含む重複する放射束プロファイルによって記述されます。21cmのハローモデルは、一般的に良好な一致を示す半数値コード21cmFASTと比較されます。つまり、パワースペクトルの差は$k$モードと赤方偏移の広い範囲で3倍未満です。2つの方法の残りの違いは、ハローの存在量、バイアス、および付着率に関連する不確実性のモデル化から予想される変動に匹敵することを示しています。これらの現在の不確実性は将来軽減されなければなりませんが、私たちの研究は、宇宙の夜明けの非常に効率的なハローモデルで許容可能な精度での推論が実現可能になることを示唆しています。
クエーサー観測による暗黒エネルギーの制約
| Title |
Dark_energy_constraints_from_quasar_observations |
| Authors |
B._Czerny,_M.L._Mart\'inez-Aldama,_G._Wojtkowska,_M._Zaja\v{c}ek,_P._Marziani,_D._Dultzin,_M._H._Naddaf,_S._Panda,_R._Prince,_R._Przyluski,_M._Ralowski,_M._\'Sniegowska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12375 |
超新星Ia/Cepheidsを使用した低赤方偏移宇宙、および宇宙マイクロ波背景放射（CMB）を使用した遠方宇宙で行われた、一致宇宙論モデル（$\Lambda$CDM）のパラメーターの最近の測定は、ハッブル定数の値が異なることを示しています。（67.4$\pm$0.5kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$fromPlanckvs74.03$\pm$1.42kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$、Riessetal.2019）。このハッブルの一定の張力は、系統的な誤差が過小評価されているか、$\Lambda$CDMが観測された宇宙の膨張をうまく表していないことを意味します。クエーサー（活動銀河核）は、赤方偏移z$\sim$7.5までの近くの宇宙で観測できるため、広い赤方偏移範囲で宇宙論的特性を推定するのに適しています。私たちのグループは、宇宙の膨張率を決定することを目的として、赤方偏移z$\sim$4.5までの宇宙後期のクエーサーの観測に基づいて2つの方法を開発しています。これらの方法は、しっかりとした絶対校正がないため、ハッブル定数の独立した測定をまだ提供していませんが、$\Lambda$CDMモデルをテストでき、これまでのところ、このモデルからの逸脱は見つかりませんでした。
大規模構造シミュレーションにおける流体の集まりとしての宇宙ニュートリノ背景
| Title |
The_cosmic_neutrino_background_as_a_collection_of_fluids_in_large-scale_structure_simulations |
| Authors |
Joe_Zhiyu_Chen,_Amol_Upadhye,_Yvonne_Y._Y._Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12503 |
巨大なニュートリノをホットダークマターとしてモデル化するための重要な課題は、その大きな速度分散です。この作業では、宇宙ニュートリノの集団を広範囲のバルク速度を持つ流体の集まりとして扱う多流体摂動理論を調査して実装します。これらの流体は、冷気のクラスター化に線形に応答します。これは、線形であり、標準の線形摂動理論によって記述されるか、非線形であり、高次の摂動理論またはN体シミュレーションのいずれかを使用して記述されます。ニュートリノ摂動のそのような代替処理が、パワースペクトルとバイスペクトル予測の観点から、最先端のニュートリノ線形応答計算と密接に一致することを検証します。マルチ流体ニュートリノ線形応答とコールドマタークラスタリングの非線形計算を組み合わせると、ニュートリノ質量合計が0.93eVの参照nuLambdaCDM宇宙論で、小規模ニュートリノパワーがaに比べて1桁向上することがわかります。純粋に線形の計算。ただし、冷気物質の対応するクラスタリングの強化は、わずか〜0.05％です。重要なのは、私たちの多流体アプローチにより、ニュートリノ集団の最も動きの遅い25％が、非線形処理を正当化するのに十分なほど強くクラスター化することを独自に特定できることです。細かい速度情報を伴う小規模でのニュートリノクラスタリングのこのような正確な計算は、太陽近傍の局所的なニュートリノ密度と速度を調べるPTOLEMYなどの実験にとって非常に貴重です。
それらすべてを実行するための1行：$ N $体シミュレーションでのSuperEasy大規模ニュートリノ線形応答
| Title |
One_line_to_run_them_all:_SuperEasy_massive_neutrino_linear_response_in_$N$-body_simulations |
| Authors |
Joe_Zhiyu_Chen,_Amol_Upadhye,_Yvonne_Y._Y._Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12504 |
この作品では、宇宙論的な$N$-bodyシミュレーションに大量のニュートリノの効果を組み込むための斬新でありながら非常に単純な方法を紹介します。このいわゆる「SuperEasy線形応答」アプローチは、クラスタリングとフリーストリーミングの限界における無衝突ボルツマン方程式の解析解に基づいており、有理関数補間関数によって、次の単純な代数式によって与えられる宇宙論依存係数と接続されます。宇宙論モデルのパラメータ。結果は、重力ポテンシャルに対する{\it1行の変更}であり、リアルタイム入力として冷気物質密度のコントラストのみを必要とし、Particle--Meshコンポーネントを使用して任意の$N$-bodyコードに組み込むことができます。追加の実装コストなし。そのパワーを実証するために、公開されている\gadgetcode{}コードにSuperEasyメソッドを実装し、ニュートリノの質量合計が$\summ_\nu\simeq1$eVを超えない場合、総物質と冷物質のパワースペクトルが文献の最先端の線形応答シミュレーションからのものと1％未満および0.1％未満の一致。SuperEasyアプローチは、既存の大規模なニュートリノシミュレーション手法と比較して、実装コストが最小限であることに加えて、メモリ効率が高く、標準の$\Lambda$CDMシミュレーションに比べて実行時のオーバーヘッドが発生せず、後処理も必要ありません。この方法の最小限の性質により、限られた計算リソースを、流体力学を介したバリオン物理学など、関心のある他の物理的効果のモデリングに転用することができます。
標準模型の拡張における宇宙論と大規模な光子周波数シフト
| Title |
Cosmology_and_the_massive_photon_frequency_shift_in_the_Standard-Model_Extension |
| Authors |
Alessandro_D.A.M._Spallicci,_Jos\'e_A._Helay\"el-Neto,_Martin_L\'opez-Corredoira,_Salvatore_Capozziello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12608 |
総赤方偏移$z$は、電磁気（EM）場を伝搬する光子のエネルギー運動量テンソルの非保存による膨張赤方偏移と静的赤方偏移の組み合わせとして再キャストされる可能性があります。質量がある場合、光子は、ローレンツ（-ポアンカレ）対称性（LoSy）を満たしますが、ゲージ不変性を満たさないドブロイ-プロカ（dBP）理論によって記述できます。後者は、質量の光子を自然にドレスアップするLoSyViolation（LSV）に関連する標準モデル拡張（SME）で回復されます。非保存は、ベクトルおよびテンソルLSVフィールドの真空期待値に起因します。静的シフトの最終的な色（赤または青）とサイズは、光子の経路に沿って遭遇するLSVおよびEMの複数のフィールドの方向と強度によって異なります。宇宙論に目を向けると、$\Omega_{\Lambda}$のエネルギー密度がゼロの場合、$z$の再キャストのおかげで、SNeIaの光度と赤方偏移距離の不一致はなくなります。大量の光子は、動的ではなく「光学的に」作用する効果的な暗黒エネルギーを誘発します。
四次ヒルトップインフレの再検討
スカラースペクトルインデックス$n_s$とテンソル対スカラー比$r$を優先して、QuarticHilltopInflation（QHI）のポテンシャルに存在するパラメーターを削除する手順を実装します。これを行うことにより、QHIの分析処理が行われた以前の分析の方程式を簡単かつ簡単な方法で取得することが可能です。この手順により、モデルの一般的なプロパティについてより正確に説明することもできます。また、再加熱エポックからの制約を使用して、モデルのパラメーターの境界、およびスカラーインデックスの実行、再加熱温度、インフレスケールなどの対象量の境界を見つけることができます。見つかった境界は、$n_s$と$r$に関して排他的に与えられた式に由来するため、観測量$n_s$と$r$の測定値の感度が高くなるにつれて、境界は狭まり続けます。
宇宙のウェブの永続的なホモロジー。 I：$ \ Lambda $ CDM宇宙論における階層トポロジー
| Title |
Persistent_homology_of_the_cosmic_web._I:_Hierarchical_topology_in_$\Lambda$CDM_cosmologies |
| Authors |
Georg_Wilding,_Keimpe_Nevenzeel,_Rien_van_de_Weygaert,_Gert_Vegter,_Pratyush_Pranav,_Bernard_J._T._Jones,_Konstantinos_Efstathiou,_Job_Feldbrugge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12851 |
宇宙構造形成の一連の$\Lambda$CDMシミュレーションを使用して、マルチスケールトポロジカルデータ分析（TDA）の最先端のツールを使用して、宇宙ウェブの進化する接続性と変化するトポロジカル構造を研究します。ベッチ数曲線の進化と、物質濃度、フィラメントとトンネル、およびボイドの3つの（トポロジー）クラスの構造的特徴の特徴持続性図の観点から、宇宙ウェブトポロジーの開発を追跡します。ベティ曲線は、密度レベルの関数として特徴の卓越性を指定し、宇宙の時代とのそれらの進化は、これらの構造的特徴間のネットワーク接続の変化を反映しています。永続性図は、トポロジー的特徴の寿命と安定性を定量化します。この研究では、持続性図、それらが示す特徴、および重力によって駆動される宇宙構造形成プロセスの間のリンクを初めて確立します。宇宙時間にわたる図の展開を追跡することにより、宇宙ウェブのマルチスケールトポロジと宇宙構造の階層的構築との間のリンクが確立されます。図の鋭い頂点は、構造形成プロセスの重要な遷移と密接に関連しています。物質濃度図の頂点は、通常、ハッブル膨張から離れて崩壊し始める密度レベルと一致します。そのレベルでは、多くの個々の島が融合して宇宙の網のネットワークを形成し、多数のフィラメントとトンネルが出現してその接続ブリッジを確立します。頂点の位置の傾向は、宇宙のウェブの階層的な蓄積に関連する可能性のある自己相似の特徴を持っています。永続性図は、オイラー標数やベッチ数などのよりグローバルな要約統計量よりも、構造形成プロセスに関する非常に高く、より深いレベルの情報を提供することがわかります。
$ H_0 $張力とLSSデータに照らして初期に修正された重力
| Title |
Early_modified_gravity_in_light_of_the_$H_0$_tension_and_LSS_data |
| Authors |
Matteo_Braglia_and_Mario_Ballardini_and_Fabio_Finelli_and_Kazuya_Koyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12934 |
タイプ$M^2_{\rmpl}+\xi\sigma^2$のリッチテンソルへの非最小結合を持つスカラー場$\sigma$で構成される早期修正重力（EMG）のモデルを提示します。さらに、宇宙定数と小さな有効質量があり、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の異方性とバリオン音響振動（BAO）データにうまく適合しながら、$H_0$張力を緩和する能力を示しています。このモデルでは、放射の時代に深く凍結されたスカラー場は、非相対論的物質との結合のために、物質と放射の平等の赤方偏移の周りで成長します。ここで四次ポテンシャルによって引き起こされると考える小さな有効質量は、スカラー場を$\sigma=0$での最小値付近のコヒーレント振動に減衰させ、初期の重力強度を弱め、自然に一貫性を回復します。重力の実験室および太陽系テスト。現在の宇宙論的観測に適合する正の$\xi$を使用したEMGの機能を分析し、有効質量がない場合および$\xi=0$を使用した一般的な初期ダークエネルギーモデルと結果を比較します。$\lambda\sim\mathcal{O}（{\rmeV}^4/M_{\rmpl}^4）$の次数の四次結合を持つEMGが、$H_0$の張力も大幅に緩和できることを示します。CMBおよび超新星（SN）データに加えて、物質パワースペクトルの完全な形状が近似に含まれている場合。
大規模構造調査における相対論的特徴の観察-II：相対論的シミュレーションのアンサンブルにおけるドップラー倍率
| Title |
Observing_relativistic_features_in_large-scale_structure_surveys_--_II:_Doppler_magnification_in_an_ensemble_of_relativistic_simulations |
| Authors |
Louis_Coates,_Julian_Adamek,_Philip_Bull,_Caroline_Guandalin,_Chris_Clarkson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12936 |
標準的な宇宙論的モデルは本質的に相対論的ですが、それでも、本質的にニュートン理論から広範囲の宇宙論的観測を正確に予測することができます。これは、宇宙の地平線サイズの周りの「超大」距離スケールには当てはまりませんが、相対論的効果はもはや無視できません。この論文では、gevolutionコードを使用して生成された53の完全相対論的シミュレーションの新しいスイートを紹介します。各シミュレーションは、全天を$z\approx$0.85まで、約1930平方度を$z\approx$3.55までカバーします。これらには、大量のニュートリノの相対論的処理、および過去の光円錐上の観測量を正確に計算するために使用できる重力ポテンシャルが含まれます。シミュレーションは2つのセットに分けられます。最初のセットは、初期条件の実現が異なる同じ基準宇宙論（EuclidFlagship2宇宙論に基づく）の39のシミュレーションのセットであり、2つ目は、初期条件を固定しますが、それぞれ異なります。順番に7つの宇宙論的パラメータの。まとめると、これらのシミュレーションにより、統計的研究を実行し、宇宙論的パラメーターに関して観測可能な相対論的導関数を計算することができます。アプリケーションの例として、収束におけるドップラー倍率項$\kappa_v$とCDM+バリオン密度コントラスト$\delta_{\rmcb}$の間の相互相関を計算します。これは、（特殊）相対論的処理。相対論的摂動論によって予測されたように、この項を正確に回復し、そのサンプル分散と宇宙論的パラメーターに関する導関数を研究することができます。
原始惑星系円盤に対する恒星の多重度の影響。おおかみ座の星形成領域のNIR調査
| Title |
The_effect_of_stellar_multiplicity_on_protoplanetary_discs._A_NIR_survey_of_the_Lupus_star_forming_region |
| Authors |
Alice_Zurlo,_Lucas_A._Cieza,_Megan_Ansdell,_Valentin_Christiaens,_Sebasti\'an_P\'erez,_Josh_Lovell,_Dino_Mesa,_Jonathan_P._Williams,_Camilo_Gonzalez-Ruilova,_Rosamaria_Carraro,_Dary_Ru\'iz-Rodr\'iguez,_Mark_Wyatt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12297 |
VLT/NACOを使用したLupus分子雲の前主系列星の近赤外線（NIR）補償光学（AO）調査の結果を示し、$\sim$20au分離までの（サブ）星のコンパニオンを特定して調査します。星周円盤の特性に対する多重度の影響。NIRで初めて合計47個のターゲットを観測し、同じ機器で以前に観測された別の58個のオブジェクトのアーカイブデータで観測を補完します。105個のターゲットすべてにミリメートルのALMAデータがあり、ディスクの質量とサイズに制約があります。11個のダブルと2個のトリプルを含む、合計13個の複数のシステムを識別します。以前の研究と一致して、最も質量が大きく（M$_{\rmdust}$$>$50M$_{\oplus}$）、最大（$R_{\rmdust}>$70au）であることがわかりました。ディスクは、視覚的なコンパニオンがない星の周りにのみ見られ（20〜4800auの間隔）、プライマリはセカンダリよりも大きなディスクをホストする傾向があります。しかし、へびつかい座分子雲の$>$200PMS星の非常に類似した研究で最近示されたように、ディスクの質量とサイズの分布は、M$_{\rmdust}<50$M$の単一システムと複数システムで類似しています。_{\oplus}$および半径$R_{\rmdust}<$70au。このようなディスクは、サンプルの$\sim$80-90\％に相当します。この結果は、ループスとへびつかい座のオブジェクトを組み合わせたサンプルで見ることができます。これには、ALMAイメージングとNIRAOデータを含む300を超えるターゲットが含まれており、分離$>$20auの恒星コンパニオンが主に上位10$\のディスクに影響を与えることを意味します。ディスクの質量とサイズの分布の％$。
風食によるWD周辺の惑星の残骸の急速な破壊
| Title |
Rapid_destruction_of_planetary_debris_around_WDs_through_wind_erosion |
| Authors |
Mor_Rozner,_Dimitri_Veras_and_Hagai_B._Perets |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12299 |
白色矮星（WD）の周りの多数の塵円盤の発見は、そのような円盤とWDの汚染におけるそれらの役割の広範な研究を引き起こしましたが、これらの円盤の形成と進化はまだよく理解されていません。ここでは、WD塵円盤の固体の進化における風食の役割を研究します。風食は破壊的なプロセスであり、ガス状の原始惑星系円盤内の微惑星、巨礫、小石の特性とサイズ分布を形作る上で重要な役割を果たします。WD塵円盤の風食の分析は、これらの環境でも重要な役割を果たす可能性があることを示しています。ディスクのさまざまな条件下での風食の影響と、さまざまなサイズの微惑星や巨礫に対するその侵食効果を研究します。$\sim5\rm{km}$より小さい固体は、短いディスク寿命内で侵食されることがわかりました。衝突フラグメンテーションや熱焼灼などの他の破壊的プロセスに関して、風食の役割を比較します。風食は、半径$\lesssim10^3\rm{cm}$で、WDから$\lesssim0.6R_\odot$の距離にあるオブジェクトの主要な破壊プロセスであることがわかります。これにより、風食は、大きな物体に作用する断片的な衝突と、最小の物体の昇華およびポインティング・ロバートソン抗力を結び付ける主要な破壊経路を構成し、WDの光球への最小粒子の降着と汚染されたWDの生成につながります。
原始惑星系円盤における層状で垂直にせん断するストリーミング不安定性
適切な条件下では、不完全に結合したダストとガスの間のストリーミング不安定性は、重力崩壊のポイントにダスト粒子を集中させる可能性があるため、微惑星形成の強力なメカニズムです。最も単純な形式では、原始惑星系円盤のミッドプレーンを表す非階層化ディスクモデルの線形安定性を分析することで、ストリーミングの不安定性を捉えることができます。原始惑星系円盤のダスト層の鉛直グローバル線形安定性解析を実行することにより、このような研究を拡張します。層状ダスト層の不安定性の主な形態は、ダスト-ガス混合物の回転速度の垂直勾配によって引き起こされるものであるが、部分的なダスト-ガス結合も必要であることがわかった。これらの垂直せん断ストリーミング不安定性は、軌道タイムスケールで成長し、半径方向の長さスケール$\sim10^{-3}H_\mathrm{g}$で発生します。ここで、$H_\mathrm{g}$はローカル圧力スケールの高さです。ダストとガスの間の相対的な半径方向のドリフトに関連する古典的なストリーミング不安定性は、半径方向の長さスケール$\sim10^{-2}H_\mathrm{g}$で発生しますが、垂直方向にせん断するストリーミング不安定性よりもはるかに小さい成長率です。ガス粘性を含めると、強力に安定し、垂直方向に伸びる外乱につながります。微惑星形成に対する垂直せん断ストリーミング不安定性の潜在的な影響について簡単に説明します。
TRAP：小さな角度間隔での太陽系外惑星の直接検出を改善するための時間分類モデル
| Title |
TRAP:_A_temporal_systematics_model_for_improved_direct_detection_of_exoplanets_at_small_angular_separations |
| Authors |
M._Samland,_J._Bouwman,_D._W._Hogg,_W._Brandner,_T._Henning,_M._Janson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12311 |
太陽系外惑星を検出するための高コントラストの画像調査では、大きな間隔で巨大な惑星がまれであることが示されています。ほとんどの惑星を含むパラメータ空間の一部である、より小さな間隔での検出に向けて推進することが重要です。瞳孔安定化観測の後処理のための従来の方法の性能は、より高い恒星汚染の本質的な困難に加えて、検出器上の光源を変位させるために必要なより大きなフィールド回転のために、より小さな間隔で低下します。小さな角度間隔での性能を向上させる太陽系外惑星信号を抽出する方法を開発しました。系統分類学の根本的な原因が複数のピクセル間で共有されていると仮定すると、各ピクセルの分類学の時間的動作のデータ駆動型モデルは、異なる位置にある参照ピクセルを使用して作成できます。これは、ハイコントラストイメージングのスペックルパターンにほぼ当てはまります。因果回帰モデルでは、検出器ピクセル上を「通過する」惑星信号のモデルと、スペックルパターンの共有時間傾向の基礎を説明する非局所参照光度曲線を同時に適合させて、信号を説明する最適な時間モデルを見つけます。TRAPと呼ばれる、空間的に非局所的な時間的分類モデルの実装により、モデルと比較して、近接した分離（$<3\lambda/D$）では対照的に最大6倍のゲインが可能であることを示します。時間的に変位した画像間の空間相関に基づいています。より良い時間サンプリングが著しくより良いコントラストをもたらすことを示します。$\beta$Picデータの短い積分時間で、惑星のSNRを空間分類モデルと比較して4倍に増やします。最後に、時間モデルは、さらに前処理する必要なしに、暗くて平坦に補正されただけの非整列データで使用できることを示します。
HCO $ ^ + $で原始惑星系円盤の水雪線を化学的に追跡する
| Title |
Chemically_tracing_the_water_snowline_in_protoplanetary_disks_with_HCO$^+$ |
| Authors |
M._Leemker_(1),_M._L._R._van_'t_Hoff_(1_and_2),_L._Trapman_(1),_M._L._van_Gelder_(1),_M._R._Hogerheijde_(1_and_3),_D._Ru\'iz-Rodr\'iguez_(4),_E._F._van_Dishoeck_(1_and_5)_((1)_Leiden_Observatory,_Leiden_University,_(2)_University_of_Michigan,_Department_of_Astronomy,_(3)_Anton_Pannekoek_Institute_for_Astronomy,_University_of_Amsterdam,_(4)_National_Radio_Astronomy_Observatory,_(5)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Extraterrestrische_Physik) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12319 |
[要約]惑星形成は、原始惑星状星雲の雪線の周り、特に水の雪線の周りで強化されると予想されます。ただし、水雪線がホスト星と地球の大気中の水に近接しているため、原始惑星系円盤の水雪線を直接検出することは困難です。原始星系円盤に関する以前の研究に続いて、この研究の目的は、原始惑星系円盤の水雪線のトレーサーとしてのHCO$^+$とH$^{13}$CO$^+$の有効性をHCO$として調査することです。^+$は気相水によって破壊されます。2つの小さな化学ネットワークを使用して、典型的なHerbigAeディスクのHCO$^+$存在量を予測します。続いて、対応する発光プロファイルがH$^{13}$CO$^+$およびHCO$^+$$J=2-1$に対してモデル化されます。これにより、連続発光の輝度と光学的厚さの効果の最適なバランスが得られます。。HCO$^+$の存在量は、4.5AUの水雪線のすぐ外側で2桁ジャンプします。H$^{13}$CO$^+$とHCO$^+$の放出は、気相水によるHCO$^+$の破壊、連続光学的厚さ、3つの効果によりリング状であることがわかります。および分子励起効果。気相水の存在により、ディスクの中央で、H$^{13}$CO$^+$とHCO$^+$について、それぞれ$\sim$13％と24％の追加の低下が発生します。はるかに明るい爆発源V883Oriの場合、私たちのモデルは、雪線が$\sim$40AUの外側にある場合、塵と励起の影響が制限されないことを予測しています。HCO$^+$$J=3-2$のALMA観測の分析は、約100AUにある水雪線と一致しています。HCO$^+$の存在量は、水の雪線の周りで急激に低下しますが、ほこりや励起によって、水の雪線によるHCO$^+$排出量の低下を隠すことができます。したがって、HerbigディスクでHCO$^+$を使用して水雪線を見つけることは非常に困難ですが、V883Oriのようなソースを爆発させることは可能です。
低温衛星または高温衛星の軌道熱トルクの数値研究
高解像度の3次元流体力学シミュレーションを用いて、熱拡散を伴うガス状原始惑星系円盤に埋め込まれた低質量惑星に加えられる熱トルクを評価します。熱トルクは本質的に惑星とその共回転の間のオフセットに依存することを確認し、このオフセットが熱擾乱のサイズと比較して小さい場合、解析的推定との良好な一致を見つけます。圧力勾配が大きいか熱拡散率が小さいディスクで達成される可能性のある大きなオフセットの場合、熱トルクは、せん断されていない媒体での力学的摩擦計算の結果と広く互換性のある漸近値に向かう傾向があります。収束研究を実行し、解析的予測と適切に一致させるには、通常10ゾーンにわたって熱擾乱を解決する必要があることを発見しました。正味の熱トルクが符号を変える光度は、線形理論によって予測された光度と数パーセント以内で一致することがわかります。私たちの研究は、熱トルクが通常、低質量惑星のリンドブラッドおよび共回転トルクにほぼ1桁優先することを確認しています。惑星の質量を増やすと、リンドブラッドと共回転トルクに対する熱トルクの比率が徐々に減少し、馬蹄形の流れによって熱擾乱がますます歪むことがわかります。全体として、惑星集団合成の最近のモデルで実装されているよりも1桁大きい質量では、熱トルクが支配的であることがわかります。最後に、AGNの周りの円盤に埋め込まれた恒星または中間質量オブジェクトの場合について簡単に説明します。
温度に依存する氷の特性と氷の海洋世界の氷殻対流に対するそれらの影響に関する新しい洞察
| Title |
New_insights_into_temperature-dependent_ice_properties_and_their_effect_on_ice_shell_convection_for_icy_ocean_worlds |
| Authors |
Evan_Carnahan,_Natalie_S._Wolfenbarger,_Jacob_S._Jordan,_and_Marc_A._Hesse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12502 |
氷の殻のダイナミクスは、氷の海の世界の居住性に対する重要な制御です。ここでは、これらのダイナミクスに対する温度依存の材料特性の影響を評価する体系的な研究を紹介します。公開されている氷の熱伝導率データを確認します。これは、惑星科学で最も一般的に使用されている熱伝導率モデルが下限を表していることを示しています。海洋世界の氷殻に関連する温度範囲にまたがる熱伝導率の新しいモデルを提案します。これにより、表面近くの低温での熱伝導率が約5分の1増加します。冷たい表面近くの熱伝導率のそのような増加がエウロパの氷の殻を安定させることができることを示します。さらに、温度依存の比熱容量を含めると、導電性の蓋に蓄えられるエネルギーが減少し、熱摂動に対する氷殻の応答タイムスケールが約3分の1に減少することを示します。これは、表面近くの氷に大量のエネルギーを追加する必要がある混沌とした地形などの表面の特徴を説明するのに役立つ場合があります。
天体物理学的過程の記録装置としての月面
月面は何十億年もの間宇宙環境にさらされており、この間、さまざまな天体物理学的現象の記録が蓄積されてきました。これらには、太陽風粒子と太陽の過去の進化の記録を保存する太陽粒子イベントの宇宙線生成生成物、および太陽系の銀河環境を経時的に記録する可能性のある高エネルギー銀河宇宙線によって生成される宇宙線生成核種が含まれます。月面には、超新星噴出物や過去に太陽系が遭遇した星間雲からの物質など、局所的な星間物質からの降着物質も含まれている可能性があります。月の地質学的活動のレベルが比較的低く、大気がなく、その歴史の多くで磁場がないため、月面はこれらの天文記録を収集するのに理想的に適しています。さらに、月はこれらの記録を埋めることができ、したがってこれらの記録を保存し、「タイムスタンプ」することができる地質学的プロセスを示しますが、それらにアクセスするには、月面に重要な科学的インフラストラクチャが必要になる可能性があります。
プローブ挿入は、レゴリス表面のモデルシステムでの実験で重力依存のスティックスリップダイナミクスを示します
| Title |
Probe-insertion_exhibits_gravity-dependent_stick-slip_dynamics_in_experiments_on_a_model_system_for_regolith_surfaces |
| Authors |
Jack_Featherstone_and_Robert_Bullard_and_Tristan_Emm_and_Anna_Jackson_and_Riley_Reid_and_Sean_Shefferman_and_Adrienne_Dove_and_Joshua_Colwell_and_Jonathan_E._Kollmer_and_Karen_E._Daniels |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12890 |
小惑星や小さな衛星を含む多くの惑星体の表面は、重力と接触力によって表面に弱く保持された小石サイズの粒子への塵で覆われています。はやぶさ2とOSIRIS-RExのミッションはどちらも、これが小惑星（162173）リュウグウと（101955）ベンヌにそれぞれ当てはまることを確認しており、低重力環境で表面擾乱がどのように伝播するかという問題を提起しています。このような表面で使用するためのセンサーや固定メカニズムを含む機器には、効率的かつ効果的な設計原理が必要です。関連するダイナミクスを調査する典型的な例として、速度と重力加速度の関数として緩いレゴリスに挿入された柔軟なプローブの動作を分析します。EMPANADA実験（小惑星への固定または掘削が必要なアプリケーションのイジェクタ最小化プロトコル）は、いくつかの放物線飛行で飛行しました。これは、古典的な粒状物理技術である光弾性を採用して、二分散のcmサイズのモデル粒子の実験室システムに挿入する際の柔軟なプローブのダイナミクスを定量化します。さまざまな速度でのプローブ挿入と、地上、火星、月、微小重力の4つの異なる重力レベルについて、システム全体の粒子スケールの力を特定します。光弾性技術が従来のロードセル測定を補完する結果を提供することを示します。どちらの方法でも、重力加速度の関数として大きさと周波数の両方が増加する離散的なスティックスリップ破壊イベントを識別します。微小重力実験の場合、スティックスリップ挙動はごくわずかです。さらに、プローブの挿入を高速化すると、スティックスリップ動作が存在する場合にそれを抑制できることがわかりました。ラブルパイル小惑星でのレゴリスの振る舞いは、より大きな物体に見られる環境とはかなり異なる可能性が高いと結論付けています。
球状星団の構造パラメーターとその進化のリンク：複数の星の種族
| Title |
Linking_globular_cluster_structural_parameters_and_their_evolution:_multiple_stellar_populations |
| Authors |
Alessandra_Mastrobuono-Battisti_and_Hagai_B._Perets |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12292 |
球状星団（GC）は、Siより軽い元素の含有量に化学的異常を示す複数の星の種族をホストすることが知られています。そのような異常の起源と銀河系球状星団で観察された内部金属量の広がりの起源はまだ議論されています。ここでは、ハッブル宇宙望遠鏡、地上調査、ガイアDR2から収集されたデータを分析し、GCの構造特性と2番目の集団（2P）の星の割合との関係を調査します。私たちが見つけた相関関係を考えると、2P星の形成/進化を推進する主な要因は、クラスターの質量、回転速度、年齢、および集中度パラメーターであると結論付けます。さらに、クラスター脱出速度の増加は、より高い2Pフラクションに対応することを観察します。これらの相関関係は、より深い銀河団ポテンシャルにおけるより中心に集中した2P星の最初の形成と、それに続く銀河団周辺からの長期の潮汐ストリッピングと一致している可能性があります。後者は、より拡張された分散型第1集団（1P）星によって支配されているため、より強い潮汐ストリッピングは1P集団を優先的に枯渇させ、クラスター内の2P部分を上昇させます。これはまた、今日観察されたよりも初期の2P画分のより狭い分布を示唆している。さらに、より高い脱出速度は、1P星から放出された低速物質のより良い保持を可能にし、観測された差異とGC間の2Pフラクションの分布の代替/追加の起源を提供します。
MONDにおけるM33のグローバルな安定性
| Title |
The_global_stability_of_M33_in_MOND |
| Authors |
Indranil_Banik_(Bonn),_Ingo_Thies_(Bonn),_Graeme_Candlish_(Valparaiso),_Benoit_Famaey_(Strasbourg),_Rodrigo_Ibata_(Strasbourg),_Pavel_Kroupa_(Bonn,_Prague) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12293 |
円盤銀河の動的安定性は、それらの異常な回転曲線が暗黒物質ハローまたはミルグロミアンダイナミクス（MOND）のどちらによって引き起こされているかに敏感です。M33のMONDモデルを設定してこれを調査します。最初に、回転曲線（RC）との最初の良好な一致から始めて、6Gyrの間単独でシミュレーションします。ガスが熱すぎるとバーが大きくなり、膨らみが生じますが、これはガスの温度を下げることで回避できます。1Gyrでも強いバーが形成されますが、急速に弱まり、観測された弱いバーと一致するようになります。以前の研究では、強いバーを発達させた暗黒物質のハローが生きているニュートンモデルでは、これが困難であることが示されていました。バーパターンの速度は、3kpcの現実的な共回転半径を意味します。ただし、RCは依然として急激に上昇し、視線速度分散（LOSVD）の中心線が高すぎます。次に、M31によって加えられる重力の1次推定値として、$8.4\times10^{-12}$m/s$^2$at$30^\circ$の一定の外部加速度フィールドをディスクに追加します。これにより、中央での材料の蓄積が抑制され、RCの上昇が遅くなり、中央のLOSVDが減少します。全体として、このシミュレーションはM33のいくつかのグローバルな特性によく似ており、円盤銀河の安定性と進化に弱い外部磁場を含めることの重要性を強調しています。観測との類似性を確認するために、M33の全軌道をモデル化する、時間とともに変化する外部磁場を使用したさらなるシミュレーションが必要になります。
吸収選択された高赤方偏移銀河における冷中性媒体の統計のモデル化
| Title |
Modelling_the_Statistics_of_Cold_Neutral_Medium_in_Absorption-selected_High-redshift_Galaxies |
| Authors |
Jens-Kristian_Krogager_and_Pasquier_Noterdaeme |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12296 |
高赤方偏移（z〜2.5）吸収システムにおける冷中性ガスの選択関数の統計モデルを提示します。このモデルは、星間物質の中性ガスの標準的な2相モデルに基づいており、直接観測の事前確率がない1つのパラメーター、つまりz=でのL*ハローの中心圧力（P*）のみが含まれています。2.5。強力なHIで選択された吸収体における低温ガス吸収の割合の観測を使用して、P*を制約することができます。モデルは、HIとH$_2$のカラム密度分布を同時に再現し、$l_{CNM}=12\times10^{-3}$のz〜2.5での低温ガスの予想総発生率を導き出します。CIで選択された吸収体の発生率の最近の測定値（EW$_{CI\、1560}$>0.4\r{A}）と比較すると、モデルの$l_{CNM}$の値は、約15％にすぎないことを示しています。全低温ガスの割合は、強いCI吸収につながります（EW>0.4\r{A}）。それにもかかわらず、CIラインは、比較的簡単に検出でき、物理的条件に直接制約を与えるため、コールドガスの非常に有用なプローブです。最後に、私たちのモデルは、N（HI）の関数として低温ガス吸収体の割合を自己無撞着に再現します。
ファインハローの供給者III。潜在的なオメガ星団の化学的存在量分析
| Title |
Purveyors_of_fine_halos_III._Chemical_abundance_analysis_of_a_potential_omega_Cen_associate |
| Authors |
Andreas_J._Koch-Hansen,_Camilla_Juul_Hansen,_Linda_Lombardo,_Piercarlo_Bonifacio,_Michael_Hanke,_Elisabetta_Caffau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12303 |
球状星団（GC）は、銀河系の歴史の10％レベルで貢献してきた、天の川（MW）の恒星ハローの構築への重要なドナーです。第2世代の溶解または溶解クラスターに由来する星は、強化されたNとNa、同時に枯渇したCとOの存在量など、明確な軽元素の特徴によって簡単に識別できます。この論文では、以前は巨大なMWGC$\omega$Centauri（$\omega$Centa）と運動学的に関連付けられていたハロースターJ110842の広範な化学物質量分析を示し、脱出から遭遇までの実行可能なシナリオについて説明します。UVESスペクトログラフを使用したこの星の高解像度、高信号対雑音スペクトルに基づいて、すべての元素合成チャネルにわたって31元素の33種を測定することができました。[FeII/H]=$-2.10$$\pm$0.02（stat。）$\pm0.07$（sys。）dexの星の低い金属量は、$\omega$Cenの金属量分布の下位6パーセンタイルに配置されます。$\alpha$-およびFe-peak元素から中性子捕獲元素まで、すべてのより重い元素の存在量は、$\omega$Cenの幅広い存在量分布と密接に互換性があることがわかります。ただし、このオブジェクトの存在量がすべてのMWコンポーネントの大部分と大きく重なり合っていることを考えると、これでは星の起源を明確に区別することはできません。対照的に、CNの増強と、Na-O反相関のNa-strong軌跡上の位置の測定により、元々は第2世代のGCスターとして形成され、このハロースターの以前の関連付けをサポートしていると考えられます。巨大なGC$\omega$Cenで。
球状星団の非線形色-金属量関係。 IX。青と赤のクラスター間で異なる放射状数密度プロファイル
| Title |
Nonlinear_Color-Metallicity_Relations_of_Globular_Clusters._IX._Different_Radial_Number_Density_Profiles_between_Blue_and_Red_Clusters |
| Authors |
Sang-Yoon_Lee,_Chul_Chung,_Suk-Jin_Yoon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12307 |
ほとんどの大きな初期型銀河の球状星団（GC）の光学色は二峰性です。青と赤のGCは、赤のGCが青のGCよりも中央に集中しているという意味で、表面数密度の半径方向のプロファイルに大きな違いがあります。即座の解釈は、異なる動径分布を持つ2つの異なるGCサブシステムが存在するということです。ただし、このビューは、古い（$\gtrsim$10Gyr）GCのGC金属量から色への変換の非線形性により、幅広い単峰性の金属量の広がりが二峰性の色分布を示す可能性があるというシナリオによって異議を唱えられました。ここでは、近くにある4つの巨大楕円銀河（M87、M49、M60、およびNGC1399）のGC色分布の放射状傾向をシミュレートすることにより、青と赤のGC間の放射状プロファイルの違いが金属量に自然に起因することを示します。-色への非線形性に加えて、GCシステムのよく知られている放射状金属量勾配。このモデルは、$\sim$20${R}_{\rmeff}$まででも、GC年齢に放射状の変動がないかほとんどないことを示唆しています。私たちの結果は、必ずしも2つのGCサブシステムの存在を呼び出すわけではなく、GCカラーバイモダリティ現象の非線形シナリオをさらに強化する、青と赤のGCの異なる放射状プロファイルに対するより簡単なソリューションを提供します。
| Title |
Photometric_Redshift_Estimation_with_a_Convolutional_Neural_Network:_NetZ |
| Authors |
S._Schuldt,_S._H._Suyu,_R._Ca\~nameras,_S._Taubenberger,_T._Meinhard,_L._Leal-Taix\'e,_and_B.C._Hsieh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12312 |
銀河の赤方偏移は、ほぼすべての銀河系外研究に必要な重要な属性です。分光学的赤方偏移には追加の望遠鏡と人的資源が必要であるため、分光学的赤方偏移なしで何百万もの銀河が知られています。したがって、銀河の測光特性に基づいて銀河の赤方偏移を推定する方法、いわゆるフォト$z$を用意することが重要です。畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を使用して銀河の画像に基づいて写真$z$を予測する新しい方法であるNetZを開発しました。これは、画像なしで銀河の統合測光のみを使用することが多かった以前の方法とは対照的です。HyperSuprime-CamSubaruStrategicProgram（HSCSSP）のデータを、5つの異なるフィルターでトレーニングデータとして使用します。0から4までの赤方偏移範囲全体にわたるネットワークは、全体的に、特に同じデータの他の方法よりも高$z$範囲で良好に機能します。赤方偏移範囲のすべての銀河で平均化されたすべての銀河タイプに対してCNNが機能し、$\sigma=0.12$（68％信頼区間）の精度$|z_\text{pred}-z_\text{ref}|$が得られます。0から$\sim$4まで。より小さな赤方偏移範囲またはルミナスレッドギャラクシー（LRG）に制限することにより、さらに顕著な改善が見られます。NetZで予測された3400万枚以上の新しい写真-$z$値をここに公開します。これは、新しい方法が非常に簡単で迅速に適用できることを示しており、重要なことに、利用可能なトレーニングデータによってのみ制限される広い赤方偏移範囲をカバーしています。これは、画像調査、特にHSCと同様の画質で数十億の銀河の画像を提供するRubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTimeのような今後の調査に広く適用可能で有益です。
曲がった電波AGN（COBRA）調査によって占められた高赤方偏移クラスター：電波源の特性
| Title |
The_High-Redshift_Clusters_Occupied_by_Bent_Radio_AGN_(COBRA)_Survey:_Radio_Source_Properties |
| Authors |
Emmet_Golden-Marx,_Elizabeth_Blanton,_Rachel-Paterno-Mahler,_Mark_Brodwin,_Matt_Ashby,_Emily_Moravec,_Lu_Shen,_Brian_Lemaux,_Lori_Lubin,_Roy_Gal,_and_Adam_Tomczak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12313 |
曲がった二重ローブの電波源の形状には、高密度のガス状媒体が必要です。したがって、曲がったソースを使用して、銀河団を識別し、それらの進化の歴史を特徴付けることができます。20センチメートルの電波空の超大型アレイ微弱画像（VLAFIRST）調査からの電波観測と、ベントラジオAGN（COBRA）調査によって占有された高zクラスターから選択された36個の赤色シーケンスの光学および赤外線イメージングを組み合わせることによって（0.35<z<2.2）、より狭い開口角を持つ電波源がより豊かなクラスターに存在することがわかり、クラスター環境が電波形態に影響を与えることを示しています。これらのクラスター内で、無線ホスト銀河の55.5％が最も明るいクラスター銀河（BCG）であり、残りは他の高光度銀河に関連していると判断しました。電波源とクラスター中心の間の予測される分離、および曲がった線源の開き角のサイズは、BCGおよび非BCGホスト集団の同様の分布に従い、COBRAホスト銀河がBCGまたはBCGに進化する可能性のある銀河のいずれかであることを示唆しています。クラスターの中心に対する電波源の向きを測定することにより、COBRAの曲がったソースの30％から42％が発信され、クラスターの中心を通過し、COBRAの曲がったソースの8％から58％が落下していることがわかります。これらのソースは通常、直接放射状のパスをたどりませんが、発信ソースの大規模な母集団は、曲がったソースの低zサンプルで観察されるものと対照的であり、これらの高zクラスターでは銀河団ガスの密度が低いことを示している可能性があります。
中心から外れたバルジまたは衛星？円盤銀河NGC5474の流体力学的$ N $体シミュレーション
| Title |
An_off-centred_bulge_or_a_satellite?_Hydrodynamical_$N$-body_simulations_of_the_disc_galaxy_NGC_5474 |
| Authors |
R._Pascale,_M._Bellazzini,_M._Tosi,_F._Annibali,_F._Marinacci,_C._Nipoti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12322 |
$N$体の流体力学的数値シミュレーションに基づいた星形成銀河NGC5474の動的モデルを提示します。コンパクトな丸い恒星構造の考えられる起源を調査します。これは一般に銀河の膨らみとして解釈されますが、星とガスディスクの両方の視覚中心と運動学的中心からの投影で$\simeq1$kpcによって異常にオフセットされます。推定上のバルジがディスク平面の同一平面上の軌道にある可能性は非常に低いと主張し、そのような構成はその滑らかで規則的な空間分布とほとんど互換性がなく、質量が10ドルを超える場合は^8\、M_{\odot}$、これもNGC5474の通常のHI速度場を使用します。代わりに、推定バルジが実際にNGC5474の周りを周回する初期型の衛星銀河である場合、オフセットだけでなく簡単にオフセットできます。投影効果によって生成されますが、私たちのシミュレーションは、2つのシステム間の重力相互作用がNGC5474の歪んだHI分布とその緩いスパイラルアームの形成も説明できることを示唆しています。シミュレーションの副産物として、NGC5474の南西領域で検出された古い星の特異な過密度は、推定上のバルジとは無関係に、NGC5474とより小さな恒星系との間の相互作用で説明できることがわかりました。、ディスク面に付着。
天の川銀河に似た外部円盤銀河で潮汐によって誘発された全体的な波形パターン
| Title |
A_tidally_induced_global_corrugation_pattern_in_an_external_disc_galaxy_similar_to_the_Milky_Way |
| Authors |
Facundo_A._G\'omez,_Sergio_Torres-Flores,_Catalina_Mora-Urrejola,_Antonela_Monachesi,_Simon_D._M._White,_Nicolas_P._Maffione,_Robert_J._J._Grand,_Federico_Marinacci,_R\"udiger_Pakmor,_Volker_Springel,_Carlos_S._Frenk,_Philippe_Amram,_Beno\^it_Epinat,_Claudia_Mendes_de_Oliveira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12323 |
低傾斜の後期型銀河VV304aの2次元（2D）視線速度（$V_{\rmlos}$）フィールドを研究します。結果として得られる2D運動学的マップは、大規模なコンパニオンVV304bとの最近の相互作用に関連している可能性が高い、グローバルでコヒーレントで拡張された摂動を明らかにします。マルチバンドイメージングと一連のテスト粒子シミュレーションを使用して、非軸対称摂動による面内フローのもっともらしい強度を定量化し、観測された速度フローが大きすぎてスパイラル構造でも駆動できないことを示します。バー。完全に宇宙論的な流体力学的シミュレーションを使用して、VV304システムのような最近相互作用する銀河ペアの$V_{\rmlos}$フィールドへの面内および面外速度流からの寄与を特徴付けます。最近摂動された低傾斜銀河円盤の場合、軸対称回転モデルを差し引いた後の残留速度場の構造は、垂直流によって支配される可能性があることを示します。私たちの結果は、VV304aの$V_{\rmlos}$摂動が波形パターンと一致していることを示しています。その$V_{\rmlos}$マップは、天の川に見られるモノセロスリングに似た構造の存在を示唆しています。私たちの研究は、低傾斜の近くの銀河の視線速度を測定することによって、垂直摂動の性質と起源に関する重要な質問に取り組む可能性を強調しています。
| Title |
DeepShadows:_Separating_Low_Surface_Brightness_Galaxies_from_Artifacts_using_Deep_Learning |
| Authors |
Dimitrios_Tanoglidis,_Aleksandra_\'Ciprijanovi\'c,_Alex_Drlica-Wagner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12437 |
銀河調査での低表面輝度銀河（LSBG）の検索は、多数のアーティファクト（たとえば、星や銀河からの拡散光に混ざった物体、銀河渦巻銀河、星形成領域）の存在に悩まされています。時間のかかる目視検査によって拒絶されなければならない渦巻銀河など）。数百ペタバイトのデータを収集し、数十億のオブジェクトを検出することが期待される将来の調査では、そのようなアプローチは実行可能ではありません。調査画像のアーティファクトからLSBGを分離する問題について、畳み込みニューラルネットワーク（CNN）の使用を調査します。CNNモデルのトレーニング、検証、テストに使用する、ダークエネルギーサーベイからのラベル付きLSBGとアーティファクトが初めて多数利用可能になったという事実を利用しています。DeepShadowsと呼ばれるこのモデルは、$92.0\％$のテスト精度を達成します。これは、機能ベースの機械学習モデルと比較して大幅に向上しています。また、転移学習を使用してこのモデルを適応させ、より深いHyper-Suprime-Cam調査からオブジェクトを分類する機能についても調査し、新しい調査からの非常に小さなサンプルでモデルを再トレーニングした後、精度に達することができることを示します。$87.6\％$の。これらの結果は、CNNが低表面輝度宇宙を研究するための探求において非常に有望な道を提供することを示しています。
| Title |
Revealing_the_Accretion_Physics_of_Supermassive_Black_Holes_at_Redshift_z~7_with_Chandra_and_Infrared_Observations |
| Authors |
Feige_Wang,_Xiaohui_Fan,_Jinyi_Yang,_Chiara_Mazzucchelli,_Xue-Bing_Wu,_Jiang-Tao_Li,_Eduardo_Banados,_Emanuele_Paolo_Farina,_Riccardo_Nanni,_Yanli_Ai,_Fuyan_Bian,_Frederick_B._Davies,_Roberto_Decarli,_Joseph_F._Hennawi,_Jan-Torge_Schindler,_Bram_Venemans,_Fabian_Walter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12458 |
クエーサーからのX線放射は、赤方偏移$z=7.5$まで検出されていますが、$z>6.5$のいくつかのオブジェクトに限定されています。この作業では、5つの$z>6.5$クエーサーの新しいチャンドラ観測を提示します。6つの追加の$z>6.5$クエーサーのアーカイブチャンドラ観測と組み合わせることにより、これらの最も初期の降着超大質量ブラックホール（SMBH）のX線特性の体系的な分析を実行します。ブラックホールの質量、ボロメータの光度（$L_{\rmbol}$）、エディントン比（$\lambda_{\rmEdd}$）、輝線の特性、および赤外線の光度（$L_{\rmIR}$）を測定します。）赤外線およびサブミリメートル観測を使用したこれらのクエーサーの。相関分析は、X線ボロメータ補正（X線輝度からボロメータ輝度に変換する係数）が$L_{\rmbol}$の増加とともに減少し、UV/光学対X線比が$\alpha_{\rmox}$は、$L_{\rm2500}$と強く相関し、$\lambda_{\rmEdd}$およびCIV輝線の青方偏移と中程度の相関があります。これらの相関関係は、低$z$クエーサーに見られる相関関係と一致しており、クエーサー降着物理学が赤方偏移とともに進化しないことを示しています。また、$L_{\rmIR}$はこれらの明るい遠方のクエーサーの$L_{\rm2-10keV}$と相関していないこともわかりました。これは、これらの中でのSMBH成長率とそのホスト銀河成長率の比率を示唆しています。初期の発光クエーサーは、地元の銀河のものとは異なります。X線で検出された$z>6.5$クエーサーの共同スペクトル分析により、平均X線光子指数は$\Gamma=2.32^{+0.31}_{-0.30}$となり、低$zよりも急勾配になります。$クエーサー。それを$\Gamma-\lambda_{\rmEdd}$の関係と比較することにより、$z>6.5$でのクエーサーの$\Gamma$の急勾配は、主にそれらのより高いエディントン比によって引き起こされていると結論付けます。
LAMOSTDR5からの恒星年齢のほぼ30,000の後期型主系列星
| Title |
Nearly_30,000_late-type_main-sequence_stars_with_stellar_age_from_LAMOST_DR5 |
| Authors |
Jiajun_Zhang,_Jingkun_Zhao,_Terry_D._Oswalt,_Xilong_Liang,_Xianhao_Ye,_Gang_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12477 |
4500K$<T\rm_{eff}<$5000Kで、彩層活動$-$ageの関係によって推定された恒星の年齢を持つ約30,000個の主系列星のサンプルを作成します。このサンプルは、銀河の$R-Z$平面での年齢分布を決定するために使用されます。ここで、$R$はディスクミッドプレーンでの投影ガラクトセントリック距離であり、$Z$はディスクミッドプレーンからの高さです。$|Z|$が増加すると、古い星の割合が大きくなります。銀河円盤のスケールハイトは$R$が増加するにつれて増加することが知られており、これはフレアと呼ばれます。恒星の年齢分布に$R$$\sim$8.0から9.0kpcの穏やかなフレアが見られます。また、以前の研究で確認されているように、速度分散は年齢とともに増加することもわかりました。最後に、3つの恒星年齢ビンの$Z-\upsilon_{Z}$位相空間にらせん状の構造を示します。スパイラルは[0、1]Gyrの年齢ビンにはっきりと見られます。これは、ディスクへの垂直方向の摂動がおそらく最後の$\sim$1.0Gyr内で発生したことを示唆しています。
進化する銀河系のポテンシャルにおけるUFDとGCの軌道進化
2番目のガイアデータリリースを使用して、銀河系ポテンシャルの静的モデルと進化モデルの違いに焦点を当てて、天の川の17個の超微弱矮小銀河（UFD）と154個の球状星団（GC）の運動学を調査します。軌道パラメータに関する既存の不確実性と比較して差は小さいものの、進化する可能性は、その静的等価物に対して衛星の軌道を変更します。UFDBo\"otesIIは、天の川の周りの最初の通過にある可能性が高いことがわかります。天の川の想定質量に応じて、UFD三角II、ハイドラスI、かみのけ座、ドラコII、おおぐま座II、GCPyxisと同様に、最初の落下にある可能性があるため、銀河の質量を制限するのに役立つ可能性があります。金属が豊富な（${\rm[Fe/H]}>-1.1$）および金属に乏しいGC（${\rm[Fe/H]}\leq-1.1$）。ただし、ほとんどの金属に富むクラスターは主に順行軌道を占め、偏心が低く（$e\約0.35$）、同様の特定の角度を持っています。銀河円盤としての運動量と軌道面7は、逆行する可能性のある軌道を示していますが、その起源は不明です。金属の少ないクラスターは、より多様な軌道、より高い偏心（$e\約0.65$）を持ち、それらの半分は軌道面がオフセットされています。ディスクから60〜120度---金属の少ないGCの2倍UFDは金属の少ないGCと同様の$\theta$と$\phi$を持っており、シムを示唆していますilar起源。2つの異なる銀河質量とそれらの観測の不確実性に対するUFDとGCの軌道パラメータのカタログを提供します。
KAT7による円盤銀河とAGNの広帯域電波偏光測定
| Title |
Broad-band_Radio_Polarimetry_of_disk_galaxies_and_AGN_with_KAT_7 |
| Authors |
L._S._Legodi_and_A._R._Taylor_and_J._M._Stil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12592 |
近くにある2つの円盤銀河NGC1808とNGC1097、および4つのAGNを動力源とする電波源の分単位の解像度での広帯域（1.2〜1.9GHz）電波連続観測を報告します。PKSB1934-638、PKSB0407-658、J0240-231、およびJ0538-440。回転測定合成を使用して、ファラデーの複雑さを分析します。南アフリカでは、KAT\、7電波望遠鏡アレイを使用して観測が行われました。AGNを動力源とする電源は、単純なものと複雑なものの2つの「ファラデー」カテゴリに分類されます。最も偏光された光源、J0538-440およびJ0240-231は、時間可変であり（J0538-440の場合）、視線に沿った複雑なファラデー放射および回転成分を示す複雑なファラデースペクトルを持っていることがわかります。PKSB0407-658は単純なファラデースペクトルを示していますが、PKSB1934-638は偏光で検出されていません。円盤銀河は、信号対雑音比は低いものの、複雑なものとして分類されています。これは、バーおよび核周辺領域での磁化プラズマの乱流による脱分極、および/またはLバンドでの周波数依存性脱分極を示している可能性があります。
変化する活動銀河核Mrk1018の分光偏光測定
| Title |
Spectropolarimetry_of_the_changing-look_active_galactic_nucleus_Mrk_1018 |
| Authors |
Damien_Hutsem\'ekers,_Beatriz_Ag\'is_Gonz\'alez,_Fr\'ed\'eric_Marin_and_Dominique_Sluse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12634 |
変化する活動銀河核（AGN）Mrk1018の可視波長で、新しい分光偏光観測を取得しました。AGN直接スペクトルは、非常に弱い連続体を示し、H$\beta$とH$\alpha$の輝線がかすかに広がっています。両方の線は、半値全幅FWHM$\simeq$7200kms$^{-1}$の単一の非常に広い輝線成分に適合でき、追加の3000kms$^{-1}の証拠はありません。以前に検出された$全体のコンポーネント。これはケプラー円盤の線形成と一致していますが、線プロファイルの変動性は、広い輝線領域がより複雑である可能性が高いことを示唆しています。Mrk1018の連続分極は低いです。現在のかすかな状態では、過去の明るい状態に比べて高くはなく、塵の覆い隠しが見た目の変化の原因ではないことを確認しています。H$\alpha$線の偏光プロファイルは非対称であり、偏光角は回転しません。これにより、極性流出での線の形成が明らかになる可能性があります。あるいは、偏光プロファイルは、直接光と偏光との間の時間遅延の結果である可能性があります。興味深いことに、超大質量ブラックホールの周りに放出された太い線に対して予測された偏光シグネチャは観察されません。
M \、31とM \、33の郊外のほこり
M\、31とM\、33は、渦巻銀河の周辺の塵の分布を研究するための理想的な場所として機能します。この手紙では、LAMOSTデータから選択された約20万個の星を使用し、{\itからの正確な測光と視差を組み合わせています。Gaia}DR2、M\、31およびM\、33領域に向けて2次元の前景ダスト赤化マップを作成しました（$111.2^\circ\legl\le136.2^\circ$、$-36.5^\circ\legb\le-16.5^\circ$）。この地図の典型的な空間分解能は約12分角で、精度は0.01等です。M\、31に向かう塵雲の複雑な構造が明らかになります。Schlegeletal。のダスト赤化マップから前景の絶滅を注意深く取り除くことによって。（1998）このようにして、M\、31とM\、33の郊外のダスト分布を研究するための残差マップを取得しました。M\、31ハローから100kpcを超える距離まで大量の塵が検出されました。M\、31ディスクのほこりは、その光学半径の約2.5倍まで伸びていることがわかります。その分布は、スケール長が7.2kpcの指数ディスク、またはスケール長が11.1kpcの2つのディスクのいずれかと一致しています。光学半径を超えて18.3kpc。M\、33の円盤内の塵も、その光学半径の約2.5倍まで広がっていることがわかり、1つの光学半径を超える分布は、スケール長5.6kpcの指数円盤と一致しています。私たちの結果は、銀河内の塵の分布と循環に関する新しい手がかりを提供します。
銀河中心にある赤色巨星の欠落：かつて活動していた状態の指紋？
| Title |
Missing_bright_red_giants_in_the_Galactic_center:_A_fingerprint_of_its_once_active_state? |
| Authors |
Michal_Zaja\v{c}ek,_Anabella_Araudo,_Vladim\'ir_Karas,_Bo\.zena_Czerny,_Andreas_Eckart,_Petra_Sukov\'a,_Marcel_\v{S}tolc,_Vojt\v{e}ch_Witzany |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12868 |
銀河中心の核星団では、明るい後期型の星は平坦または減少する表面密度プロファイルを示しますが、暗い後期型の星は尖点のようなプロファイルを維持します。歴史的に、銀河中心に赤色巨星がないことは、クリス・セルグレンらによるCO吸収バンドヘッドの強度の低下によって発見されました。（1990）、その後、高角度分解能の近赤外線観測に基づいた恒星数のカウントが続きます。真っ赤な巨星の優先的な枯渇につながる可能性のあるいくつかのメカニズムが提唱されました：星と星の衝突、潮汐ストリッピング、星降着円盤の衝突、または巨大なクラスターまたは二次ブラックホールの落下。ここでは、赤色巨星と原子力飛行機の衝突に基づく、赤色巨星の枯渇の新しいシナリオを提案します。これは、数百万年前に銀河中心部で活動していた可能性があり、大規模な形成につながる可能性があります。$\gamma$線フェルミバブル。赤色巨星のジェット誘起アブレーションのプロセスは、$\sim0.04\、{\rmpc}$（Sクラスター）内で最も効率的であるように見えますが、より遠い距離では、星降着円盤の衝突によって補完されました。小規模で、潮汐ストリッピングが作動しました。これらの3つのメカニズムはおそらく同時に動作し、$\sim0.5\、{\rmpc}$内に後期型の星の見かけのコアを作成しました。
Swift J1818.0 $-$ 1607の動的磁気圏
| Title |
The_dynamic_magnetosphere_of_Swift_J1818.0$-$1607 |
| Authors |
Marcus_E._Lower,_Simon_Johnston,_Ryan_M._Shannon,_Matthew_Bailes,_Fernando_Camilo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12463 |
ラジオラウドマグネターは、回転動力パルサーの集団ではめったに見られない多種多様なラジオパルス現象を示します。これらの物体からの電波パルスの分光偏光測定は、それらの磁気トポロジーに制約を課し、マグネター電波放射メカニズムについての手がかりを明らかにする可能性があります。ここでは、マグネターSwiftJ1818.0$-$1607を、5か月間で0.7〜4GHzの広い周波数範囲をカバーするParkesUltra-WidebandLowレシーバーで撮影した8つの観測について報告します。マグネターは、逆転クオリアを伴う新しいプロファイルコンポーネントの出現、2つの別々の観測中に検出された、2つの異なるタイプの電波放射モードの切り替え、複数の偏光モードの出現と消失など、この期間に大きな時間プロファイルの進化を示します。これらのさまざまな現象は、磁気圏内のプラズマ含有量と電流の継続的な再構成の結果である可能性があります。直線偏光の位置角への幾何学的な適合は、スピン軸から$\sim$99$^{\circ}$の角度でマグネターを見ていることを示し、その磁気軸と回転軸は$\sim$112$^{によってずれています。\circ}$。これらのフィットを実行している間、MJD59062では、15日前と12日後に行われた観測と比較して、位置角スイングの方向が逆になっていることがわかりました。この現象は、このマグネターからの電波放射が、冠状ループによって接続された2つの同じ場所に配置された磁極に関連付けられた磁力線から発生している証拠である可能性があると推測します。
AMS-02による宇宙陽子とヘリウムの太陽変調
2011年5月から2017年5月までのバルテルス回転（27日）のタイムスケールでAMS-02によって測定された長時間の宇宙線陽子とヘリウムスペクトルによる太陽変調効果を調査します。タイムスパンは負のヘリオスフィア磁場をカバーします極性サイクル、極性反転期間、および正極性サイクル。AMS-02観測データの前例のない精度は、時間依存の太陽変調効果の理解を向上させる良い機会を提供します。この作業では、2次元の太陽変調モデルを使用して、太陽圏での宇宙線の伝搬を計算します。地球の太陽圏環境を反映するモデルのいくつかの重要な要素は、観測から取られています。伝搬方程式は、恥骨のソーラープロップコードで数値的に解かれます。ドリフト効果は、太陽活動が活発な時期には抑制されますが、2017年前半にはほぼ回復します。平均自由行程の時間依存の剛性依存性は、2012年8月から2015年10月までの観測を再現するために重要です。
FRB131104 Swift BATデータの再検討：ガンマ線の対応物の証拠はありません
| Title |
FRB131104_Swift_BAT_data_revisited:_No_evidence_of_a_gamma-ray_counterpart |
| Authors |
T._Sakamoto,_E._Troja,_A._Lien,_B._Zhang,_S._B._Cenko,_V._Cunningham,_E._Berger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12555 |
FRB131104の無線検出に関するSwiftBurstAlertTelescope（BAT）データの再分析を提示します。ガンマ線対応物の可能な証拠は、DeLaunayetalによって提示されました。ただし、利用可能なすべてのBATデータを使用した分析に基づくと、時間領域でも画像領域でも有意な発光は見られません。5〜シグマフルエンスの上限を3.3$\times$10$^{-6}$ergcm$^{-2}$および2.7$\times$10$^{-6}$ergcm$^に設定します。{-2}$（15-150keV）、積分時間は300秒で、光子指数がそれぞれ-1.2と-2.0の単純なべき乗則スペクトルを想定しています。私たちの結果は、ほとんどのFRBがガンマ線バーストなどの壊滅的なイベントに関連付けられていないという観測証拠の増加と一致して、このFRBと高エネルギーの対応物との関連付けをサポートしていません。
非常に高エネルギーの天体物理ニュートリノを生成する陽子のエネルギーについて
$pp$または$p\gamma$の相互作用を通じて、TeV-PeVの範囲で、特定の観測エネルギーで天体物理ニュートリノを生成できる陽子のエネルギーの分布を調べます。高い重心エネルギーでのパイ中間子生成の多様性が増すため、結果として得られる平均陽子エネルギーは、よく使用される近似値$E_p\simeq20E_\nu$よりもはるかに大きくなる可能性があります。また、$p\gamma$プロセスのしきい値は、ニュートリノエネルギーを減少させるために$\langleE_p\rangle/E_\nu$の値の顕著な増加につながる可能性があります。スペクトルが急になると、豊富な低エネルギーパイ中間子の崩壊に起因する低エネルギーニュートリノテールに与える重みが小さくなるため、結果は想定される陽子スペクトルに敏感に依存します。$p\gamma$シナリオでは、ターゲットフォトンのスペクトルにも敏感に依存します。結果は、ニュートリノスペクトルの可能な特性をそれらを生成した対応する宇宙線の特性に関連付けることに特に関連しています。また、発生源でのガンマ線の関連する生成についても説明します。
ブラックホールへの乱流の状態を予測するための深層学習手法の使用に関する継続的なパイロット調査の結果を報告します。ディープニューラルネットワークは、ブラックホールの降着物理学を十分に学習し、従来の数値ソルバーよりも桁違いに速く降着流を進化させながら、長期間にわたって妥当な精度を維持しているようです。
ボイジャー1号の太陽圏停止前に停滞地域はありませんか？新しいボイジャー2号の結果からの推論
| Title |
No_Stagnation_Region_Before_the_Heliopause_at_Voyager_1?_Inferences_From_New_Voyager_2_Results |
| Authors |
A._C._Cummings,_E._C._Stone,_J._D._Richardson,_B._C._Heikkila,_N._Lal,_J._K\'ota |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12926 |
ボイジャー2号（V2）が内側のヘリオシース。新しい手法を使用して、CRSデータから異方性ベクトルの半径方向成分を初めて導出します。コンプトンゲッティング（CG）効果を介して異方性ベクトルの半径方向成分から変換された場合、CRSから導出された放射状太陽風速度は、28を使用した低エネルギー荷電粒子実験から同様に導出された速度と概ね一致することがわかります。-43keVデータ。ただし、プラズマサイエンス（PLS）機器によって直接測定された放射状の太陽風速度とは大きく異なることがよくあります。C-Gから導出された放射状太陽風速度がPLSによって測定されたものよりも大幅に高い期間と、それらが大幅に低い期間の両方があります。違いは予想も説明もされていませんが、太陽圏で数年後、C-G法から導出されたV2放射状太陽風速度は、宇宙船が太陽圏に近づくにつれて実際の速度を過小評価しているようです。C-G法を使用して推定された太陽圏に近づくにつれて、ボイジャー1号の軌道に沿って報告された停滞領域に対するこの観測の影響について説明します。
不連続Galerkinスキームによる天体物理学の粒子成長
それらのサイズに応じて、ダスト粒子は多かれ少なかれ電荷を蓄え、多かれ少なかれ化学反応を触媒し、多かれ少なかれ光子を遮断し、多かれ少なかれ効率的に付着して惑星の胚を形成します。したがって、数値モデリングにおけるダストの凝固と断片化の正確な処理の必要性。ただし、凝固方程式を解くための既存のアルゴリズムは、3Dシミュレーションの条件では過度に拡散します。この課題に対処するには、不連続ガレルキン法に基づく高次ソルバーを開発します。このアルゴリズムは、質量から機械への精度を節約し、ごみ箱の数が非常に限られている場合に、サイズが数桁にわたるダスト粒子の成長を正確に計算できるようにします。
HIRES、ELTの高分解能分光器
| Title |
HIRES,_the_high-resolution_spectrograph_for_the_ELT |
| Authors |
Alessandro_Marconi,_Manuel_Abreu,_Vardan_Adibekyan,_Matteo_Aliverti,_Carlos_Allende_Prieto,_Pedro_J._Amado,_Manuel_Amate,_Etienne_Artigau,_Sergio_R._Augusto,_Susana_Barros,_Santiago_Becerril,_Bjorn_Benneke,_Edwin_Bergin,_Philippe_Berio,_Naidu_Bezawada,_Isabelle_Boisse,_Xavier_Bonfils,_Francois_Bouchy,_Christopher_Broeg,_Alexandre_Cabral,_Rocio_Calvo-Ortega,_Bruno_Leonardo_Canto_Martins,_Bruno_Chazelas,_Andrea_Chiavassa,_Lise_B._Christensen,_Roberto_Cirami,_Igor_Coretti,_Stefano_Cristiani,_Vanderlei_Cunha_Parro,_Guido_Cupani,_Izan_de_Castro_Leao,_Jose_Renan_de_Medeiros,_Marco_Antonio_Furlan_de_Souza,_Paolo_Di_Marcantonio,_Igor_Di_Varano,_Valentina_D'Odorico,_Rene_Doyon,_Holger_Drass,_Pedro_Figueira,_Ana_Belen_Fragoso,_Johan_Peter_Uldall_Fynbo,_Elena_Gallo,_Matteo_Genoni,_Jonay_I._Gonzalez_Hernandez,_et_al._(58_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12317 |
HIRESは、光学および近赤外波長での欧州超大型望遠鏡の高解像度分光器になります。これは、約100,000のスペクトル分解能で0.4〜1.8mic（目標0.35〜1.8mic）の波長範囲を提供する3つのファイバーフィード分光器で構成されています。ファイバーフィードにより、HIRESは、SCAOモジュールやNIRの小さな回折限界IFUなど、いくつかの交換可能な観測モードを持つことができます。したがって、シーイングモードと回折限界モードの両方で動作することができます。ELT-HIRESには、天体物理学、さらには基礎物理学のほぼすべての研究分野にまたがる幅広い科学事例があります。上位の科学事例のいくつかは、太陽系外惑星の大気からのバイオシグネチャーの検出、第1世代の星（PopIII）の指紋の検出、自然の基本的な結合の安定性のテスト、および宇宙の加速の直接検出です。HIRESコンソーシアムは、14か国からの30以上の研究所で構成され、200人以上の科学者とエンジニアのチームを形成しています。
ANTARES天文時間領域イベントブローカー
| Title |
The_ANTARES_Astronomical_Time-Domain_Event_Broker |
| Authors |
Thomas_Matheson,_Carl_Stubens,_Nicholas_Wolf,_Chien-Hsiu_Lee,_Gautham_Narayan,_Abhijit_Saha,_Adam_Scott,_Monika_Soraisam,_Adam_S.Bolton,_Benjamin_Hauger,_David_R.Silva,_John_Kececioglu,_Carlos_Scheidegger,_Richard_Snodgrass,_Patrick_D._Aleo,_Eric_Evans-Jacquez,_Navdeep_Singh,_Zhe_Wang,_Shuo_Yang,_and_Zhenge_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12385 |
天文学的な時間領域アラートの大規模なストリームを処理するように設計されたソフトウェア機器である、アリゾナ-NOIRLab時間分析およびイベントへの応答システム（ANTARES）について説明します。広視野イメージング望遠鏡に大判CCDが登場したことで、時間領域調査では、天文学者だけで評価できる以上の数万の新しいイベントが毎晩日常的に発見されています。ANTARESイベントブローカーはアラートを処理し、カタログの関連付けでアラートに注釈を付け、イベントのカスタマイズ可能なサブセットを区別するためにそれらをフィルタリングします。システムのデータモデル、全体的なアーキテクチャ、注釈、フィルターの実装、システム出力、来歴追跡、システムパフォーマンス、およびユーザーインターフェイスについて説明します。
SHARK NIRを使用したXAO支援コロナグラフ：シミュレーションから実験室テストまで
| Title |
XAO-assisted_coronagraphy_with_SHARK_NIR:_from_simulations_to_laboratory_tests |
| Authors |
Gabriele_Umbriaco_and_Elena_Carolo_and_Daniele_Vassallo_and_Jacopo_Farinato_and_Pierre_Baudoz_and_Alexis_Carlotti_and_Davide_Greggio_and_Luca_Marafatto_and_Maria_Bergomi_and_Valentina_Viotto_and_Guido_Agapito_and_Federico_Biondi_and_Simonetta_Chinellato_and_Marco_De_Pascale_and_Marco_Dima_and_Valentina_D'Orazi_and_Simone_Esposito_and_Demetrio_Magrin_and_Dino_Mesa_and_Fernando_Pedichini_and_Enrico_Pinna_and_Elisa_Portaluri_and_Alfio_Puglisi_and_Roberto_Ragazzoni_and_Marco_Stangalini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12899 |
太陽系外惑星の検出と特性評価専用のいくつかの極度補償光学（XAO）システムは、現在8〜10メートルクラスの望遠鏡で運用されています。コロナグラフは、これらの施設で一般的に使用されており、観測された星の回折光を排除し、その星周環境の直接イメージングと分光法を可能にします。SHARK-NIRは、大双眼望遠鏡（LBT）に実装されるコロナグラフカメラです。大規模なシミュレーションキャンペーンの後、SHARK-NIRチームは、科学的要件を満たすために、機器に実装する一連のコロナグラフ技術を選択しました。要約すると、GaussianLyotコロナグラフは、フィールドの安定化と適度なコントラストを必要とするすべての科学ケースに対応するためのオプションです。太陽系外惑星を検索するための瞳孔安定化モードでの観測では、3つの成形瞳孔マスク（SPC）と4象限位相マスク（FQPM）コロナグラフを利用できます。SPCは、星に近い小さなフィールドで高コントラストになるように設計されており、画像や瞳孔のジッターに対して堅牢です。FQPMは、科学的なFoV全体（18''x18''）にアクセスでき、理想的な条件（高いストレールレシオ）で優れたパフォーマンスを提供しますが、低いストレールと適度な振動で。調達段階の後、コロナグラフマスクがラボに届けられ、光学ベンチでの性能のテストを開始し、クリーンルームでの機器の最終的な統合に使用される位置合わせ手順を定義しました。この記事では、SHARK-NIRコロナグラフを使用してラボで実行したテストについて説明します。非常に高いStrehl条件で各手法で達成可能なコントラストを測定し、アライメント統合手順を定義しました。
| Title |
Uniform_Forward-Modeling_Analysis_of_Ultracool_Dwarfs._I._Methodology_and_Benchmarking |
| Authors |
Zhoujian_Zhang_(1),_Michael_C._Liu_(1),_Mark_S._Marley_(2),_Michael_R._Line_(3),_William_M._J._Best_(4)_((1)_Institute_for_Astronomy,_University_of_Hawaii_at_Manoa,_Honolulu,_HI,_USA,_(2)_NASA_Ames_Research_Center,_Moffett_Field,_CA,_USA,_(3)_School_of_Earth_&_Space_Exploration,_Arizona_State_University,_Tempe,_AZ,_USA,_(4)_Department_of_Astronomy,_University_of_Texas_at_Austin,_Austin,_Texas,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12294 |
ベイズ推定ツールStarfishとクラウドレスSonora-Bobcatモデル大気を使用して、の低解像度（$R\approx80-250$）近赤外線（$1.0-2.5$$\mu$m）スペクトルを分析するフォワードモデリングフレームワークを紹介します。Tドワーフ。私たちのアプローチは、有効温度、表面重力、金属量、半径、および質量を推測し、モデルの内挿からの不確実性と、機器の効果およびモデリングの系統分類学による相関残差を考慮することにより、従来よりも現実的なパラメーターの事後検定を生成します（$\chi^2$-ベース）スペクトルフィッティング分析。モデルの雰囲気自体をフィッティングし、派生パラメーターと入力パラメーターの間の無視できるオフセットを見つけることによって、フレームワークを検証します。太陽と非太陽の両方の金属量大気モデルを使用して、3つの有名なベンチマーク後期T矮星、HD3651B、GJ570D、およびロス458Cに私たちの方法論を適用します。また、これらのベンチマークの物理的特性は、それらのボロメータの光度、それらの主要な星の年齢と金属量、およびソノラボブキャットの進化モデルを使用して導き出されます。進化ベースのパラメーターがより堅牢であると仮定すると、大気ベースのフォワードモデリング分析は2つの結果を生成することがわかります。HD3615BおよびGJ570Dの場合、スペクトルフィットは正確な$T_{\rmeff}$および$R$を提供しますが、$\log{g}$（$\approx1.2$dexによる）および$Z$（$\による）を過小評価します。約0.35$dex）、おそらくカリウムラインプロファイルのモデリングからの系統分類学によるものです。ロス458Cの場合、スペクトルフィットは正確な$\log{g}$と$Z$を提供しますが、$T_{\rmeff}$（$\approx120$Kによる）を過大評価し、$R$（$\approx1.6\による）を過小評価しますtimes$）、おそらくモデルの大気に雲がない、垂直方向の温度勾配が小さい、または不均衡なプロセスが原因です。最後に、これらのベンチマークの分光学的に推定された質量はすべてかなり過小評価されています。
TNGによる星の種族天体物理学（SPA）-アークトゥルス研究所
| Title |
Stellar_population_astrophysics_(SPA)_with_the_TNG_--_The_Arcturus_Lab |
| Authors |
C._Fanelli,_L._Origlia,_E._Oliva,_A._Mucciarelli,_N._Sanna,_E._Dalessandro_and_D._Romano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12321 |
環境。近赤外線（NIR）の高分解能分光法は、涼しい星の大気の物理的および化学的特性を特徴づけるための強力なツールです。現世代のNIRエシェル分光器は、詳細な化学的タグ付けのために、0.9〜2.4{\mu}mの範囲全体にわたって多くのスペクトル特徴のサンプリングを可能にします。目的。TNGのStellarPopulationAstrophysicsLargeProgramでは、GIANO-Bエシェル分光器で取得したArcturusの高解像度（R=50000）NIRスペクトルを実験室として使用して、最適なラインリストと新しい診断ツールを定義および較正しました。正確な星のパラメータと化学物質の存在量を導き出します。メソッド。数百のNIR原子および分子線を検査して、CNO、鉄基、アルファ、Z奇数、および中性子捕獲元素を含む26の異なる化学種の存在量を導き出しました。次に、ArcturusVLT-UVESスペクトルを使用して、光学系で同様の分析を実行しました。結果。NIRと光学分析を組み合わせて、原子線と分子線から導き出された炭素（温度計の場合）と酸素（重力計の場合）の存在量の比較に基づいて、巨星の新しい温度計と新しい重力計を定義しました。次に、4800〜24500{\AA}の全スペクトル範囲にわたって、自己無撞着な恒星パラメータとArcturusの化学的存在量を導き出し、それらを文献の以前の研究と比較しました。最後に、10830{\AA}で観測されたHeIの変動によって追跡されるように、熱平衡および/または彩層活動からの逸脱によって影響を受ける可能性のあるいくつかの問題のある線について説明します。
らゅうこつ座イータの大噴火とその周辺の星雲のモデリング
| Title |
Modelling_Eta_Carinae's_Great_Eruption_and_its_surrounding_nebula |
| Authors |
Ryosuke_Hirai,_Philipp_Podsiadlowski,_Stanley_P._Owocki,_Fabian_R._N._Schneider,_Nathan_Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12434 |
$\eta$りゅうこつ座は、19世紀の大噴火と、そのイベントで放出された周囲のホムンクルス星雲で有名な、並外れた巨大な星です。この噴火の原因は、長年の謎の中心でした。噴火の光エコースペクトルを含む最近の観測は、それが不安定な三項系での恒星の合併に起因する可能性が最も高いことを示唆しています。ここでは、このシナリオの理論計算の詳細なセットを示します。不安定な三項系のダイナミクスと近接したバイナリ遭遇からの大量放出から、恒星の合併と合併後の風の段階によって引き起こされた噴火からの大量流出まで。私たちのシミュレーションは、ホムンクルス星雲とその複雑な周囲の構造の両方の形状と運動学の重要な側面の多くを再現し、3重の合併シナリオを強力にサポートします。
太陽周期24黒点グループの時間的分布：周期12-23との比較
SC12-SC24の範囲の偶数および奇数サイクルの黒点グループの時間分布を分析します。サイクル24は、振幅は小さいものの、特徴的な偶数サイクルのようです。サイクル24の大きな黒点グループの数は、偶数サイクルと奇数サイクルSC12〜SC23の両方の平均よりも比較的少なく、サイクルの途中で大きなグループの大幅な減少が見られます。偶数サイクルの黒点グループの時間的進化は非同期であり、グループの北半球分布は南半球グループよりも早く最大になります。これにより、平均的な偶数サイクルのダブルピーク構造になります。一方、奇数周期の黒点群の分布は同時に最大になります。このダブルピーク構造が偶数サイクルのGnevyshevギャップ（GG）を強化することを示しますが、その主な原因ではありません。それどころか、GGが偶数と奇数のサイクルで、両方の半球に別々に存在することを示します。すべてのサイクルを3945日と同じ数になるようにリサンプリングし、偶数サイクルと奇数サイクルの平均合計グループ面積と平均グループ面積の変化の違いを個別に調査します。分析によると、サイクル開始後1445日（約4年）の偶数サイクルで総面積と平均面積の両方が減少しており、総面積と平均面積の両方で少なくとも99％有意です。奇数サイクルには、そのような明確な低下はありません。
新しいBRITE-roAp星のコンパス座アルファ星の星座観測
| Title |
New_BRITE-Constellation_observations_of_the_roAp_star_Alpha_Circini |
| Authors |
W._W._Weiss,_H.-E._Fr\"ohlich,_T._Kallinger,_R._Kuschnig,_A._Popowicz,_D._Baade,_D._Buzasi,_G._Handler,_O._Kochukhov,_O._Koudelka,_A._F._J._Moffat,_B._Pablo,_G._Wade,_K._Zwintz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12597 |
測定可能な磁場を持つ化学的に特異な（CP）星は、mCP星のグループを構成します。脈動するメンバーは、高速振動Ap（roAp）星のサブグループを定義し、その中でコンパス座アルファ星が最も明るいメンバーです。したがって、コンパス座アルファ星は、干渉法、非常に高い時間およびスペクトル分解能の測光、広い波長範囲での分光法など、星の構造と進化に関する独自の情報を提供する可能性のある挑戦的な技術の適用を可能にします。青と赤のフィルターで得られたBRITE-Constellationの新しい測光と、WIRE、SMEI、TESSの測光に基づいて、コンパス座アルファ星の表面スポット構造を特定し、脈動周波数を調査します。さまざまなモデルの確率を定量的に比較するために、測光表面イメージングと周波数分析、およびベイズ手法を使用しました。BRITE-2014年から2016年に取得されたコンステレーション測光は、WIRE、SMEI、およびTESSによって取得された宇宙測光のコンテキストに配置されます。これにより、回転周期と表面の特徴の決定が改善されます（3つのスポットが検出され、4つ目のスポットが示されます）。主な脈動周波数は、2つの連続するラジアルモードと1つの中間ダイポーラモードを示します。適用されたベイジアン手法の利点と問題について説明します。
ヘリウム線白色矮星の3D分光分析
| Title |
3D_spectroscopic_analysis_of_helium-line_white_dwarfs |
| Authors |
Elena_Cukanovaite,_Pier-Emmanuel_Tremblay,_Pierre_Bergeron,_Bernd_Freytag,_Hans-G\"unter_Ludwig_and_Matthias_Steffen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12693 |
この論文では、DBおよびDBA白色矮星の分光パラメータの補正を、-10.0<log（H/He）<-2.0、7.5<log（g）<9.0および12000K<T_eff<34000Kに基づいて示します。CO5BOLD放射流体力学コードで計算された282の3D大気モデル。これらの修正は、以前に利用可能だった1Dモデルの大気と比較した場合、3Dモデルでの対流エネルギー輸送の物理的処理が優れているために発生します。DBおよびDBA白色矮星の既存のSDSSサンプルに補正を適用することにより、有効温度と表面重力の両方に対して有意な補正が見つかります。3Dlog（g）補正は、T_eff<18000Kで最も重要であり、log（g）=8.0で最大-0.20dexに達します。ただし、この低い有効温度範囲では、分光技術から決定された表面重力は、ヘリウムの中性ファンデルワールス線の広がりの処理や、中性原子によるヘリウムの摂動による非理想的な効果によっても大きく影響を受ける可能性があります。。したがって、1D対流による不確実性を取り除くことにより、私たちの研究は、DBおよびDBAモデル大気の微物理の記述を改善する必要性を示しています。全体として、SDSSサンプルの3D分光パラメータは、個々の白色矮星の1〜3{\sigma}以内のガイアDR2絶対フラックスと概ね一致していることがわかります。結果をDA白色矮星と比較することにより、DB/DBA大気モデルの精度と精度が類似していることを確認しました。修正関数をユーザーが簡単に適用できるように、Pythonコードの例を示します。
拡散惑星間電波放射：衝撃放射またはタイプIIIストーム？
| Title |
Diffuse_Interplanetary_Radio_Emission:_Shock_Emission_or_a_Type_III_storm? |
| Authors |
Nat_Gopalswamy,_Sachiko_Akiyama,_Pertti_M\"akel\"a,_and_Seiji_Yashiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12763 |
高速コロナ質量放出（CME）に関連して、2002年3月11〜12日に観測された拡散惑星間電波放射（DIRE）イベントの明確な事例を紹介します。以前に報告されたイベント[1]では、2つのCMEがあり、基礎となるCMEを特定するために詳細な分析が必要でした。ここで紹介するイベントでは、CMEの関連付けは明確であり、DIREはCMEによる衝撃の側面から発生していることがわかります。また、ショックノーズからの電波放射を観測しないことについての定量的な説明も提供します。また、DIREは太陽の噴火の外で発生するため、タイプIIIの嵐ではないことも明確にします。
太陽フレア観測における大気シーイングを補正するための機械学習アプローチ
| Title |
A_Machine_Learning_Approach_to_Correcting_Atmospheric_Seeing_in_Solar_Flare_Observations |
| Authors |
John_A._Armstrong,_Lyndsay_Fletcher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12814 |
スペックル干渉法や位相ダイバーシティ法など、太陽観測における大気シーイングを補正するための現在の後処理技術には、太陽フレア観測の再構成機能に関して制限があります。これは、フレアの散発的な性質と相まって、観測者が測定を行う前に観測条件が最適になるまで待つことができないことを意味し、多くの地上ベースの太陽フレア観測が悪い視界で損なわれることを意味します。これに対抗するために、我々は、良好な視界条件の間に行われたフレア観測から人工シーイングを修正することを学ぶためにディープニューラルネットワークを訓練することに基づく専用のフレアシーイング修正のための方法を提案する。このモデルは、これらの補正の学習を支援するために、太陽物理学の新しい手法である転移学習を使用しています。転移学習とは、同様のデータですでにトレーニングされた別のネットワークを使用して、新しいネットワークの学習に影響を与えることです。トレーニングが完了すると、モデルは2つのフレアデータセットに適用されます。1つは2014/09/06のAR12157からのもので、もう1つは2017/09/06のAR12673からのものです。結果は、モデルのパフォーマンスに基づいて推定値に割り当てられた相対誤差を伴う、見栄えの悪い画像に対する良好な補正を示しています。これらの推定値の誤差のロバスト性の改善については、さらに議論が行われます。
24年間にわたるLASCO-C2画像からの太陽コロナのKおよびF成分の復元[1996--2019]
| Title |
Restitution_of_the_K_and_F_Components_of_the_Solar_Corona_from_LASCO-C2_Images_over_24_Years_[1996--2019] |
| Authors |
Antoine_Llebaria_(1),_Philippe_Lamy_(2),_Hugo_Gilardy_(2),_Brice_Boclet_(1),_Jean_Loirat_(1)_((1)_Laboratoire_d'Astrophysique_de_Marseille,_(2)_Laboratoire_Atmospheres,_Milieux_et_Observations_Spatiales) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12920 |
太陽および太陽圏天文台（SOHO）に搭載された広角分光コロナグラフ「LASCO-C2」によって24年間[1996--2019]にわたって取得された白色光画像からのKおよびFコロナの測光的に正確な復元を提示します。手順は、Fコロナと機器の迷光が絡み合っている512x512ピクセルの画像の偏光分離から得られたデータセットから始まります。これらのコンポーネントの解きほぐしは、それぞれがいくつかのステップで構成される3つの段階で進行します。ステージ1は、太陽とSOHOの距離によるこれらのコンポーネントの放射輝度の明確な変化を確立し、キャリントンの回転ごとに計算された中央値画像の新しいデータセットを生成します。ステージ2は、その時間的変化と2003年に開始されたSOHOの周期的ロールを反映する36個の迷光画像のセットの復元を実現します。ステージ3は、Fコロナの復元を実現し、日次画像の時系列が生成されます。これらの結果により、1024x1024ピクセルのルーチンLASCO-C2画像のセット全体（約626000画像）を処理し、Kコロナのキャリブレーションされた高解像度画像を生成することができました。Kコロナの積分放射輝度の時間的変動は、2つの太陽周期23および24にわたる太陽活動を追跡し、それは全磁場の時間的変動と高度に相関しているという過去の結論を拡張します。太陽周期23と24の衰退期の最後の数年間の統合放射輝度の振る舞いは非常に似ており、同じ床レベルに達し、太陽黒点の決定と一致して、後者の周期で11。0年の期間になります。
パルサータイミングと重力波検出からの中性子ミラー中性子混合の限界
| Title |
Bounds_on_Neutron-_Mirror_Neutron_Mixing_from_Pulsar_Timings_and_Gravitational_Wave_Detections |
| Authors |
Itzhak_Goldman,_Rabindra_N._Mohapatra_and_Shmuel_Nussinov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/1901.07077 |
推定中性子星から混合中性子への質量損失-ミラー中性子星遷移は、公転周期の大幅な変化を意味します。後者の正確な恒常性は、中性子星で発生する中性子から鏡への中性子混合がそれらを混合星に変換する最近提案されたシナリオを制限し、連星系のパルサーで観察される狭い質量分布を説明するのに役立ちます。質量が2太陽質量の非常に古いミリ秒パルサーの観測は、上記の遷移に対する追加の強い制約です。また、中性子-中性子星合体からの観測された重力波信号は、中性子を制約して、中性子星内の中性子遷移をミラーリングすることにも注意してください。。これらの考慮事項は、中性子-ミラー中性子混合および質量の$\epsilon'$、$\deltam'$平面の広い領域を除外します。
コンフォーマルダークセクターの重力生成
標準模型への純粋な重力結合を持つダークセクターは、重力子交換によってSMプラズマから不可避的に生成され、DM候補を自然に提供します。ダークセクターがほぼスケール不変である相対論的レジームでの生成を調べ、ダークセクターの中心電荷のみに依存する一般的な分析式を提供します。次に、熱化、非摂動的質量ギャップ、非平衡相転移、ダークセクターでの共食いなどのさまざまな現象につながる可能性のある相互作用の関連性を評価します。説明に役立つ例として、この観点から暗いグルーボールシナリオを検討し、重力生成が抑制されているため、実行可能なDM候補であることを示します。さらに、これらの結果を、DM候補としてダークディラトンを使用して、強く結合されたCFTとそれらのホログラフィックデュアル（大規模N）に拡張します。
フレーバー固有の相互作用は強いニュートリノ自己結合を支持します
| Title |
Flavor-specific_Interaction_Favours_Strong_Neutrino_Self-coupling |
| Authors |
Anirban_Das_(SLAC),_Subhajit_Ghosh_(Notre_Dame_U._&_TIFR) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12315 |
フレーバーの普遍的なニュートリノの自己相互作用は、初期と後期の宇宙データ間のハッブル定数の測定における緊張を和らげることが示されています。3つのアクティブなニュートリノフレームワークでフレーバー固有の自己相互作用構造を紹介します。これは、いくつかの実験室実験からの電子ニュートリノとミューニュートリノの間の新しい秘密の相互作用に対する厳しい制約によって動機付けられています。私たちの研究は、物質の放射が等しくなる直前のニュートリノの遅いデカップリングを意味する強い相互作用モードの存在を示しています。他の宇宙論的パラメーターとの結合強度の縮退を使用して、CMBデータの特定の特徴へのより良い適合の結果としてのこの新しいモードの起源を説明します。3つのアクティブなニュートリノフレーバーのうち1つまたは2つだけが相互作用している場合、強く相互作用するニュートリノモードの統計的有意性は、フレーバーの普遍的な場合と比較して大幅に増加することがわかります。ただし、この相互作用モードの結合強度の中心値は、フレーバー固有のケースではそれほど変化しません。
MHzからGHzの周波数での重力波探索の課題と機会
| Title |
Challenges_and_Opportunities_of_Gravitational_Wave_Searches_at_MHz_to_GHz_Frequencies |
| Authors |
N._Aggarwal,_O._D._Aguiar,_A._Bauswein,_G._Cella,_S._Clesse,_A._M._Cruise,_V._Domcke,_D._G._Figueroa,_A._Geraci,_M._Goryachev,_H._Grote,_M._Hindmarsh,_F._Muia,_N._Mukund,_D._Ottaway,_M._Peloso,_F._Quevedo,_A._Ricciardone,_J._Steinlechner,_S._Steinlechner,_S._Sun,_M._E._Tobar,_F._Torrenti,_C._Unal,_G._White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12414 |
LIGOとVirgoのコラボレーションによる重力波の最初の直接測定は、私たちの宇宙を探索するための新しい道を切り開きました。このホワイトペーパーでは、特にMHzとGHzの範囲に焦点を当てて、LIGO/Virgo帯域を超える周波数での重力波検索で期待される課題と利点について概説します。この周波数範囲に既知の天体物理学の源がないことは、宇宙の初期と後期の両方で動作する標準模型を超える物理を発見するユニークな機会を提供し、最も有望な重力源のいくつかを強調します。この課題に取り組むために提案されたいくつかの検出器の概念をレビューし、それらの期待される感度をさまざまなモデルで予測された信号強度と比較します。このレポートは、2019年10月にイタリアのICTPトリエステで開催されたワークショップ「高周波重力波検出の課題と機会」の要約です。
| Title |
Use_of_Excess_Power_Method_and_Convolutional_Neural_Network_in_All-Sky_Search_for_Continuous_Gravitational_Waves |
| Authors |
Takahiro_S._Yamamoto,_Takahiro_Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12522 |
連続重力波の信号は、観測期間よりも持続時間が長くなります。ソースフレームの波形が単色であっても、検出器の動きにより周波数が変調された波形が観測されます。ソースの場所が不明な場合、周波数を復調するために異なる空の位置を持つ多くのテンプレートが必要であり、必要な大きな計算コストにより、コヒーレント検索の適用可能なパラメータ領域が制限されます。この作業では、候補を選択するための新しい方法を提案および検討します。これにより、選択した候補のみをフォローアップすることにより、コヒーレント検索のコストを削減します。最初のステップとして、100％のデューティサイクルを持つ単一の検出器のみが使用可能であり、その検出器ノイズが定常ガウスノイズによって近似される、わずかに理想的な状況を検討します。いくつかの方法を組み合わせます：1）短時間フーリエ変換と再サンプリングされたデータを使用して、ソースの地球の動きが特定の基準方向でキャンセルされるようにします。2）によって得られた時系列のフーリエ変換での過剰電力検索短時間フーリエ変換データから特定の周波数ビンの振幅を取得し、3）ソースの空の位置をさらに制約する深層学習法。計算コストと検出可能な信号の最小振幅をコヒーレント整合フィルタリング分析と比較します。妥当な計算コストで、私たちの方法は、95％の検出効率でコヒーレント検索の振幅よりもわずか32％大きい振幅を持つ信号を検出できることがわかりました。
カーのような原色を持つ平面円形制限3体問題のBeyond-Newtonianダイナミクス
| Title |
Beyond-Newtonian_dynamics_of_a_planar_circular_restricted_three-body_problem_with_Kerr-like_primaries |
| Authors |
Shounak_De,_Suparna_Roychowdhury,_Roopkatha_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12533 |
ニュートンを超えた近似の文脈におけるカーのような原色を持つ平面円形制限3体問題のダイナミクスが研究されています。ニュートンを超えるポテンシャルは、Fodor-Hoenselaers-Perjの手順を使用して開発されます。カーポテンシャルの拡張が実行され、質量効果とスピン効果の両方の最初の非ニュートン寄与までの項が含まれます。この可能性を利用して、2つの原色の赤道面を周回する微小質量のテスト粒子のモデルを調べます。パラメータ$\epsilon$の導入により、システムがニュートン領域からニュートンを超えた領域に移行するときにシステムを調べることができます。パラメータ$\epsilon$の関数としてのシステムの固定点の進化と安定性も研究されています。粒子のダイナミクスは、ポアンカレ断面図とカオスの指標としての最大リアプノフ指数を使用して研究されます。$\epsilon$の中間値は、調べた一次質量比（$=0.001,0.5$）の2つのケースで最も混沌としているようです。システム内のカオスの量は、ニュートンシステムよりも高いままであり、$\epsilon$のすべてのゼロ以外の値について、シュヴァルツシルトのような原色を伴う平面円形制限3体問題の場合も同様です。
原始磁場の存在下でのアクシオンの進化
| Title |
Evolution_of_axions_in_the_presence_of_primordial_magnetic_fields |
| Authors |
Maxim_Dvornikov_and_V._B._Semikoz_(IZMIRAN) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12712 |
膨張宇宙におけるQCD相転移から始まる原始磁場（PMF）と相互作用するアクシオンの進化を研究します。この相互作用は、プリマコフ効果によるものです。アクシオンのゼロモード近似を採用して、アクシオンと磁場の連立方程式を導き出します。ここでは、宇宙の膨張と磁場のスペクトルが正確に考慮されています。アクシオンと磁場のダイナミクスへのプリマコフ効果の寄与はかなり弱いことがわかります。ここで、エネルギーとヘリシティ密度にフーリエスペクトルを使用して、均一なアクシオン場と不均一なPMFの両方のハッブル展開を説明すると、類似の結論につながるいくつかの以前の推定値が確認されます。進化方程式の対応するシステムを解き、アクシオンゼロモードは、放射時代に進化するとき、そのアクシオンがコールドダークマターの良い候補となるのに十分なレベルの振幅を持っていることを発見します。
圧力下のC-H-N-Oシステムの異常な化学と巨大惑星への影響
| Title |
Unusual_chemistry_of_the_C-H-N-O_system_under_pressure_and_implications_for_giant_planets |
| Authors |
Anastasia_S._Naumova,_Sergey_V._Lepeshkin,_Pavel_V._Bushlanov_and_Artem_R._Oganov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12803 |
C-H-N-Oシステムは、有機化学と生化学の中心であり、惑星科学で主要な役割を果たしています（「天王星」の天王星と海王星の構成を支配しています）。通常の状態でのこのシステムの無尽蔵の化学的多様性は、それをすべての既知の生命の基礎として説明していますが、惑星内部の高圧および高温でのこのシステムの化学的性質はほとんど知られていません。abinitio進化的アルゴリズムUSPEXを使用して、圧力50、200、400GPa、温度3000KでのCHNOシステムの状態図の広範な研究を行いました。4級高分子結晶C2H2N2O2を含む、8つの新しい熱力学的に安定した相が予測されました。そしていくつかの新しいNOおよびHNO化合物。圧力下でのC-H-N-Oシステムの化学的性質の変化の主なパターンを説明し、天王星とネプチューンの中氷層の条件でダイヤモンドが形成されることを確認します。また、高圧での詳細なCH4-NH3-H2O状態図を提供します。これは、天王星型惑星のモデルをさらに改善するために重要です。また、現在のモデルは明らかに不十分であると指摘しています。特に、既存のモデルでは、天王星と海王星は、同じ組成、ほぼ同じ圧力-温度プロファイル、およびH2O：CH4：NH3=56.5：32.5：11の混合物でできた単一の対流中間層（「マントル」）を持つように提示されます。ここでは、天王星と海王星からの熱の流れの違いに光を当てる新しい洞察を提供します。これには、異なる組成、圧力-温度条件、およびより複雑な内部構造が必要です。
スカラー場に結合された5次元アインシュタイン重力のホログラフィック設定における一次相転移を調査し、有限温度での二重場理論の状態図を構築します。単純なボトムアップモデルの2次元パラメーター空間をスキャンし、相転移の重要な量をマッピングします。一次相転移が発生する領域。潜熱、遷移強度パラメータ$\alpha$、および剛性。$\alpha$は一般的に0.1から0.3の範囲にあり、剛性（順圧流体の音速の2乗）と強く相関していることがわかります。LISA宇宙論ワーキンググループの重力波パワースペクトルモデルを使用して、大きな$\alpha$での運動エネルギー抑制と非コンフォーマル剛性を補正し、将来の宇宙ベースの検出器LISAとTianQinでの観測の見通しを概説します。モデルによって記述された相転移を伴うTeVスケールの隠れたセクターは、両方の検出器で観察できます。
| Title |
Simulations_of_neutrino_and_gamma-ray_production_from_relativistic_black-hole_microquasar_jets |
| Authors |
Th._V._Papavasileiou,_O._T._Kosmas_and_J._Sinatkas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12939 |
最近、マイクロクエーサージェットは、天体プラズマの流出とさまざまなジェットの放出に焦点を当てている多くの研究者の関心を呼んでいます。この研究では、ジェット中のハドロン含有量を特徴とする恒星ブラックホール連星系のジェットからの電磁放射と粒子放出の調査に焦点を当てています。このような放出は、相対論的電磁流体力学の文脈の中で確実に記述されます。私たちのモデル計算は、ジェットの一次粒子（主に陽子）が加速されるフェルミ加速メカニズムに基づいています。その結果、ジェットの熱陽子のごく一部が、ジェットプラズマに生成された衝撃波を介して相対論的エネルギーを獲得します。高速（非熱）陽子と熱（冷）陽子の非弾性衝突から、二次荷電および中性粒子（パイ中間子、K中間子、ミュー粒子、$\eta$粒子など）が生成され、電磁放射が電波波長帯、X線、さらには非常に高エネルギーの$\gamma$線放射まで。私たちの主な目標の1つは、輸送方程式を適切に解き、粒子にエネルギー損失を引き起こすさまざまなメカニズムを考慮に入れて、ハドロン天体物理ジェット内の二次粒子分布を研究することです。具体的な銀河系外連星系として銀河系MQSS433とCygX-1でメソッドをテストした後、天の川銀河の伴銀河である大マゼラン雲にあるLMCX-1を調べます。言及する価値があるのは、LMCX-1システムのコンパニオンOスター（およびその拡張星雲構造）について、VLT/UVESからの分光データを使用した新しい観測が数年前に公開されたことです。
