CMB大規模偏光マップにおける相関の欠如の異常
| Title |
Lack-of-correlation_anomaly_in_CMB_large_scale_polarisation_maps |
| Authors |
Caterina_Chiocchetta,_Alessandro_Gruppuso,_Massimiliano_Lattanzi,_Paolo_Natoli_and_Luca_Pagano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00024 |
テストケースとして2点相関関数を使用して分極のCMB大規模異常の評価を提示します。最先端の大規模偏波データセットを採用しています。1つ目はSRoll2処理に基づくPlanck2018HFI100および143GHzクロススペクトル分析に基づいており、2つ目はの共同処理によって導出されたマップベースのアプローチに基づいています。Planck2018LFIおよびWMAP-9年。$60^{\circ}$より大きい角度スケールでゼロから2点相関関数の距離を測定する、よく知られている$S_{1/2}$推定量を検討し、両方のデータセットの現実的なシミュレーションに依存します。信頼区間を評価します。$Q$および$U$ストークスパラメーターまたはローカルの$E-$モードのいずれかによって記述される純粋な分極場に焦点を当てることにより、最初の記述が四重極（両方のデータセットで十分に制約されていない）の影響を強く受けることを示します。）2つ目は、$\ell\sim10$までのより高い多重極を含む分析に適していますが、それを超えると、両方のデータセットが著しくノイズに支配されます。両方のデータセットが、温度で観察されたものと同様に、純粋な分極で相関の欠如の異常を示すことがわかります。これは、ノイズの少ないPlanckHFI100$\times$143データによってより適切に制約され、その重要性は約$99.5\にあります。％$。観測された温度場によって制約されている、または制約されていない実現を使用して分析を実行し、2つのケースで同様の結果を見つけます。
人工ニューラルネットワークを使用して、EDGESデータから21cmのグローバル信号を抽出します
| Title |
Using_Artificial_Neural_Networks_to_extract_the_21-cm_Global_Signal_from_the_EDGES_data |
| Authors |
Madhurima_Choudhury,_Atrideb_Chatterjee,_Abhirup_Datta,_Tirthankar_Roy_Choudhury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00028 |
赤方偏移した21cmの中性水素の信号は、最初の星が形成されたときの宇宙の進化の期間（宇宙の夜明け）から、宇宙全体が完全に中性から完全にイオン化された状態に変化した期間（宇宙の夜明け）への有望なプローブです。再イオン化）。この中性水素線の最も顕著な特徴は、全周波数範囲で空平均連続シグネチャとして観測できること、または干渉計を使用してその変動を測定できることです。ただし、21cmの信号は非常に弱く、はるかに明るい銀河系および銀河系外の前景が支配的であるため、観測上の課題となっています。さまざまな物理モデルを使用して、EDGES21cm信号の振幅に一致する過剰な無線バックグラウンドを含む、21cmグローバル信号のさまざまな実現をシミュレートしました。まず、人工ニューラルネットワーク（ANN）を使用して、これらのシミュレートされたデータセットから天体物理学的パラメーターを抽出しました。次に、物理的に動機付けられた前景モデルを追加することによって模擬観測が生成され、ANNを使用してそのようなデータから天体物理学的パラメーターが抽出されました。模擬観測からの予測の$R^2$スコアは、0.65〜0.89の範囲です。このANNを使用して、EDGESデータを入力として与える信号パラメーターを予測しました。再構成された信号は、報告された検出の振幅を厳密に模倣していることがわかります。回収されたパラメータは、高赤方偏移でのガスの物理的状態を推測するために使用できます。
$ f（Q）$理論の宇宙論的解に対する観測的制約
過去数年にわたって、アインシュタインの重力の処方に取って代わる新しい候補である$f（Q）$理論によっていくらかの関心が集められました。非計量テンソル$Q$は、自由なねじれのない接続の仮定を提唱することを可能にし、その結果、アクションの新しい自由度が考慮されます。この作業は、アクションの標準（線形）$Q$項に加算される一般的なべき乗則項の存在を特徴とする、$f（Q）$理論のクラス、および発生する新しい宇宙論的シナリオに焦点を当てています。それらから。マルコフ連鎖モンテカルロ法を使用して、Ia型超新星の輝度や直接ハッブルデータ（宇宙時計から）などのバックグラウンドデータに加えて、宇宙マイクロ波背景放射やバリオン音響振動データに基づいて統計的検定を実行します。これにより、これらの新しい宇宙論と（一致）$\Lambda$CDMセットアップの間で多面的な比較を実行できます。現在の精度レベルでは、$f（Q）$モデルの最適な適合は、特定のパラメーターの値に対応しているため、一般相対性理論「\'echantillon」、つまり$\Lambda$とほとんど区別できないと結論付けています。CDM。
| Title |
Clustering_of_CODEX_clusters |
| Authors |
Valtteri_Lindholm,_Alexis_Finoguenov,_Johan_Comparat,_Charles_C._Kirkpatrick,_Eli_Rykoff,_Nicolas_Clerc,_Chris_Collins,_Sanna_Damsted,_Jacob_Ider_Chitham,_Nelson_Padilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00090 |
目的。銀河団の大きな連続サンプルであるConstrainDarkEnergywithX-ray（CODEX）サンプルの自己相関関数を分析します。ここでは、クラスターの定義に特に注意を払っています。これらのクラスターは、RASS調査を使用してX線で選択され、SDSSの測光で実行されるコードredMaPPerを使用して銀河団として識別されました。クラスタリングに対するサンプル選択の影響を正確に説明する方法を開発し、数値シミュレーションを使用してそれらの堅牢性を示します。メソッド。赤方偏移に依存する豊かさの選択を適用して得られたクリーンなCODEXサンプルを使用して、$0.1<z<0.3$および$0.3<z<0.5$の赤方偏移ビン内の銀河団の2点自己相関関数を計算しました。測定された相関関数のバイアスを、同様のクラスター質量範囲を使用した数値シミュレーションで得られた値と比較しました。結果。べき法則をフィッティングすることにより、全赤方偏移範囲での相関関数の相関長$r_0=18.7\pm1.1$と傾き$\gamma=1.98\pm0.14$を測定しました。他の宇宙論的パラメーターをそれらのWMAP9値に固定することにより、次の宇宙論的条件下で観測された相関関数の形状を再現しました：$\Omega_{m_0}=0.22^{+0.04}_{-0.03}$および$S_8=\sigma_8（\Omega_{m_0}/0.3)^{0.5}=0.85^{+0.10}_{-0.08}$、推定追加の系統的誤差$\sigma_{\Omega_{m_0}}=0.02$および$\sigma_{S_8}=0.20$。クラスタリング制約の相補性を、X線光度関数に基づくCODEX宇宙制約と組み合わせて、$\Omega_{m_0}=0.25\pm0.01$および$\sigma_8=0.81^{+0.01}_{-を導出することで説明します。$\sigma_{\Omega_{m_0}}=0.07$および$\sigma_{\sigma_8}=0.04$の推定追加系統誤差を伴う0.02}$。マストレーサーのマスキャリブレーションと統計的品質は、不確実性の主な原因です。
| Title |
Modeling_assembly_bias_with_machine_learning_and_symbolic_regression |
| Authors |
Digvijay_Wadekar,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_Shirley_Ho,_Laurence_Perreault-Levasseur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00111 |
今後の21cmの調査では、前例のないボリュームにわたる宇宙中性水素（HI）の空間分布がマッピングされます。これらの調査の可能性を十分に活用するには、模擬カタログが必要です。HaloOccupationDistribution（HOD）のように、これらの模擬カタログを作成するために採用された標準的な手法は、暗黒物質ハローのバリオン特性がそれらの質量にのみ依存するなどの仮定に依存しています。この作業では、最先端の電磁流体力学シミュレーションIllustrisTNGを使用して、ハローのHI含有量がローカル環境に強く依存していることを示します。次に、機械学習手法を使用して、この効果が1）これらのアルゴリズムによってモデル化され、2）新しい分析方程式の形でパラメーター化できることを示します。この環境への影響について物理的な説明を提供し、それを無視すると、$k\gtrsim0.05$h/Mpcでの実空間の21cmパワースペクトルが$\gtrsim$10\％過小予測されることを示します。これは、予想よりも大きいです。このような大規模な今後の調査からの精度。数値シミュレーションと機械学習手法を組み合わせる当社の方法論は一般的であり、銀河および線強度マッピング調査の正確なモックを生成するために必要なアセンブリバイアスの複雑な物理学のモデリングとパラメーター化に新しい方向性を開きます。
| Title |
dm2gal:_Mapping_Dark_Matter_to_Galaxies_with_Neural_Networks |
| Authors |
Noah_Kasmanoff,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_Jeremy_Tinker,_Shirley_Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00186 |
銀河調査によって作成された宇宙構造の地図は、宇宙に関する基本的な質問に答えるための重要なツールの1つです。これらのプログラムの科学的利益を最大化するには、これらの量の正確な理論的予測が必要です。重力と流体力学を含めることによって宇宙をシミュレートすることは、これを達成するための最も強力な手法の1つです。残念ながら、これらのシミュレーションは計算コストが非常に高くなります。あるいは、重力のみのシミュレーションの方が安価ですが、宇宙のウェブ内の銀河の位置と特性を予測することはできません。この作業では、畳み込みニューラルネットワークを使用して、重力のみのシミュレーションによって生成された暗黒物質フィールドの上に銀河の恒星の質量をペイントします。銀河の恒星の質量は、調査での銀河の選択にとって重要であり、したがって、予測する必要がある重要な量です。私たちのモデルは、最先端のベンチマークモデルよりも優れており、観測された銀河分布の高速で正確なモデルの生成を可能にします。
大規模構造におけるミンコフスキー汎関数と非線形摂動論：二次効果
| Title |
Minkowski_functionals_and_the_nonlinear_perturbation_theory_in_the_large-scale_structure:_second-order_effects |
| Authors |
Takahiko_Matsubara,_Chiaki_Hikage_and_Satoshi_Kuriki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00203 |
弱く非ガウス場のミンコフスキー汎関数の2次公式を、数値$N$体シミュレーションと比較します。最近、ミンコフスキー汎関数の弱く非ガウスの公式が拡張され、一般的な次元での非ガウス性の2次効果が含まれるようになりました。この公式を宇宙の大規模構造の3次元密度場に適用します。2次式のパラメーターには、いくつかの種類の歪度と尖度のパラメーターが含まれます。これらのパラメータを推定するために、ツリーレベルの非線形摂動理論を適用します。まず、パラメータ値に基づいて理論値を数値シミュレーションの値と比較し、次に摂動論と組み合わせた解析式のパフォーマンスをテストします。一般に、2次式は1次式よりも優れています。摂動理論の性能は、ミンコフスキー汎関数の定義に適用される平滑化半径に依存します。定量的な比較が詳細に示されています。
| Title |
Fast_and_Accurate_Non-Linear_Predictions_of_Universes_with_Deep_Learning |
| Authors |
Renan_Alves_de_Oliveira,_Yin_Li,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_Shirley_Ho,_David_N._Spergel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00240 |
宇宙論者は、最初は低振幅のガウス密度変動が、銀河と銀河団の高度に非線形な「宇宙ウェブ」に進化することをモデル化することを目指しています。彼らは、この構造形成過程のシミュレーションを銀河によって追跡された大規模構造の観測と比較し、宇宙の95％を構成する暗黒エネルギーと暗黒物質の特性を推測することを目的としています。数十億の銀河のシミュレーションのこれらのアンサンブルは計算が要求されるため、構造の非線形成長を追跡するためのより効率的なアプローチが必要です。高速線形予測を数値シミュレーションからの完全な非線形予測に変換するV-Netベースのモデルを構築します。私たちのNNモデルは、シミュレーションを小規模にエミュレートすることを学習し、現在の最先端の近似方法よりも高速で正確です。また、トレーニングで使用されたものとは大幅に異なる宇宙論的パラメーターの宇宙でテストされた場合、同等の精度を達成します。これは、モデルがトレーニングセットをはるかに超えて一般化されていることを示しています。
高曲率補正とテンソルモード
インフレーションエネルギースケールが十分に高い場合、効果的な重力作用に対するより高い曲率補正は、原始テンソル摂動のスペクトルに特徴を残す可能性があります。この論文では、共形対称性の破れを最小限に抑えたモデルで、インフラトン場と高曲率テンソルの結合の影響をさらに調査します。より高い曲率のテンソルからのテンソル整合性関係の観察可能な違反は、標準のスローロールの場合に対してある程度の大きさでさえ強化された、テンソル傾斜の比較的大きな実行も意味することを示します。これにより、テンソルの2点関数にシグネチャが残る可能性があります。これは、特に将来の重力波実験で可視の青い傾斜スペクトルに変換された場合に、より高い曲率効果を認識するためにテストできます。現在の宇宙マイクロ波背景放射と重力波データを利用して、インフレーションパラメータの制約も導き出し、大きな曲率の高い補正は好ましくないように思われると推測します。
アクシオン$ F（R）$重力における初期および後期ダークエネルギーエポックによるインフレの統合
暗黒の役割を果たす軽いアクシオン粒子の存在下で、初期および後期の暗黒エネルギー時代のインフレーションを統一された方法で記述することができる$F（R）$重力の理論モデルを提供します。宇宙の物質成分。特に、初期の現象学は$R^2$の項によって支配されますが、他の項$f（R）$の存在は、初期および後期の暗黒エネルギー時代の発生を保証します。インフレーション現象学は、インフレーションに関するプランク2018データと互換性がありますが、後期ダークエネルギー時代は、宇宙パラメータに対するプランク2018制約と互換性があります。また、モデルは、約$z\sim2.5$で初期の暗黒エネルギー時代を示し、その後、約$z\sim1.5$で始まる減速時代が続き、その後、後期の暗黒エネルギー時代が続きます。赤方偏移の場合$z\sim0.5$、これは現在まで約50億年続きます。私たちのモデルの注目すべき特徴は、少なくとも赤方偏移の間隔$z=[0,10]$では、ダークエネルギーの時代にダークエネルギーの振動がないことです。さらに、$z\sim2.34$の観測データに関連するいくつかの機能についても説明します。この機能では、赤方偏移の複雑な観測データが文献に存在します。さらに、Python3で記述されたダークエネルギー現象学の数値コードは、記事の最後に示されています。最後に、このモデルには別の興味深い特性があります。赤方偏移区間$z\sim[2,2.6]$でハッブル率の値が突然ジャンプし、その値が突然増加してから$z\sim0$まで減少します。
近日点でのパーカーソーラープローブと彗星のような物体の遭遇：モデルの予測と測定
| Title |
Encounter_of_Parker_Solar_Probe_and_a_Comet-like_Object_During_Their_Perihelia:_Model_Predictions_and_Measurements |
| Authors |
Jiansen_He,_Bo_Cui,_Liping_Yang,_Chuanpeng_Hou,_Lei_Zhang,_Wing-Huen_Ip,_Yingdong_Jia,_Chuanfei_Dong,_Die_Duan,_Qiugang_Zong,_Stuart_D._Bale,_Marc_Pulupa,_John_W._Bonnell,_Thierry_Dudok_de_Wit,_Keith_Goetz,_Peter_R._Harvey,_Robert_J._MacDowall,_and_David_M._Malaspina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00005 |
パーカーソーラープローブ（PSP）は、太陽に近い初期の太陽風を探索することを目的としています。一方、PSPは彗星や小惑星などの小さな物体にも遭遇すると予想されています。この作業では、天体暦を調査して最近の遭遇の可能性を見つけ、放出されたダストプラズマと太陽風プラズマの間の相互作用をモデル化します。2019年9月2日、彗星のような天体322P/SOHOは、近日点を0.12auのヘリオセントリック距離まで飛行し、0.025auに近い相対距離でPSPによって掃引されました。322Pから放出され、湾曲したダストテールを形成するダスト粒子のダイナミクスを示します。シミュレートされた内部太陽圏のPSPパスに沿って、プラズマと磁場の状態がサンプリングされて示され、シミュレーション結果からの磁場シーケンスがPSPからのその場測定と直接比較されます。比較することにより、322Pは、「岩石彗星」になるまでの過程で、限られたダストプラズマを放出する不十分な活動レベルにある可能性があることを示唆しています。また、WISPRによって記録された太陽風ストリーマーの画像を提示し、乱雑なトレイルと重ね合わせた画像のダスト衝撃の兆候を示します。LASCOコロナグラフから、322Pが近日点通過中に調光領域から比較的明るいストリーマーに移行していることを観察し、シミュレーションして、322Pが比較的速い太陽風ストリームから遅い太陽風ストリームに飛んでいることを確認し、ストリームの局所プラズマ状態を変更しました。
TRAPPIST-1惑星大気のフェーズモデリング
トランジットコンパクトマルチプラネットシステムは、サイズ分布、平均密度、軌道力学、大気組成の研究など、惑星を特徴づける多くのユニークな機会を提供します。これらのシステムの比較的短い軌道周期は、惑星の特定の軌道位置を必要とするイベント（一次通過点や二次日食点など）が高頻度で発生することを保証します。惑星の軌道運動とそれに関連する位相変動は、それらのアルベドの測定を通じて大気組成を制約する手段を提供します。ここでは、TRAPPIST-1システムの予想される位相変動と、位相効果の合計が最大振幅を生成する場合の優れた結合の時間を説明します。また、TRAPPIST-1惑星から放出される赤外線フラックスと、全体的な位相振幅への影響についても説明します。さらに、全球循環モデルROCKE-3Dを使用して、現代の地球と始生代の大気組成を想定したTRAPPIST-1eとTRAPPIST-1fの大気をモデル化した結果を示します。これらのシミュレーションは、反射光と熱放射成分の両方の予測位相曲線を計算するために使用されます。これらのシグニチャの検出可能性と、比較的暗いM星の位相変動の同様の研究の将来の見通しについて説明します。
現在の火星における（準）安定ブラインの分布と居住性
| Title |
Distribution_and_habitability_of_(meta)stable_brines_on_present-day_Mars |
| Authors |
Edgard_G._Rivera-Valent\'in,_Vincent_F._Chevrier,_Alejandro_Soto,_Germ\'an_Mart\'inez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00100 |
火星の特別な地域は、既知の陸生生物が複製できるようにする特定の温度と水分活性の要件を満たす液体の水をホストできる環境として定義されているため、居住可能である可能性があります。このような地域は、前方汚染（地球からの生物学的汚染）の可能性があるため、惑星間保護政策の懸念事項となるでしょう。火星の表面では純粋な液体の水は不安定ですが、塩水が存在する可能性があります。実験的研究により、ブラインは予測された安定領域を超えて持続し、準安定液体につながることが示されています。ここでは、（準）安定ブラインが火星の表面の赤道から高緯度まで、1年の数パーセントで最大6時間連続して形成され、持続する可能性があることを示します。これは、以前考えられていたよりも広い範囲です。ただし、形成できるのは最も低い共晶溶液のみであり、温度が225K未満のブラインになります。我々の結果は、火星の表面と浅い地下（深さ数センチメートル）の（準）安定ブラインは、その水活動のために居住できないことを示しています。気温は、陸生生物の既知の許容範囲を超えています。さらに、（準）安定ブラインは特別地域の要件を満たしていないため、前方汚染のリスクが軽減され、火星表面の探査に関連する脅威が緩和されます。
ALMA（ODISEA）-IIIを採用したへびつかい座DIsc調査：3-5au分解能での大規模ディスクの下部構造の進化
| Title |
The_Ophiuchus_DIsc_Survey_Employing_ALMA_(ODISEA)-III:_the_evolution_of_substructures_in_massive_discs_at_3-5_au_resolution |
| Authors |
Lucas_A._Cieza,_Camilo_Gonz\'alez-Ruilova,_Antonio_S._Hales,_Paola_Pinilla,_Dary_Ru\'iz-Rodr\'iguez,_Alice_Zurlo,_Sim\'on_Casassus,_Sebasti\'an_P\'erez,_Hector_C\'anovas,_Carla_Arce-Tord,_Mario_Flock,_Nicolas_Kurtovic,_Sebastian_Marino,_Pedro_H._Nogueira,_Laura_Perez,_Daniel_J._Price,_David_A._Principe_and_Jonathan_P._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00189 |
ALMAを採用したへびつかい座DIscサーベイ（ODISEA）プロジェクトからの最も明るいディスク10個の3-5au解像度での1.3mm連続ALMAロングベースライン観測を提示します。小さなダストキャビティ（r$<$10au）を持つ8つのソースと3つのディスクに分布する合計26の狭いリングとギャップを識別します。埋め込まれた原始星の周りの2つのディスクには、クラスIISEDを備えたより進化したソースに遍在する明確なギャップとリングが欠けていることがわかります。私たちのサンプルには、以前から知られている大きなダスト空洞（r$>$20au）を持つ5つのオブジェクトが含まれています。これらのオブジェクトの1.3mmの半径方向のプロファイルは、惑星によって誘発された空洞の端にmmサイズの粒子が蓄積することを予測するダストの進化と惑星とディスクの相互作用の数値シミュレーションによって生成されたプロファイルとよく一致していることがわかります。私たちの長いベースラインの観測は、任意の星形成領域で$\sim$3-5auの解像度で観測されたディスクの最大のサンプル（DSHARP大規模プログラムでへびつかい座オブジェクトと組み合わせた場合は15オブジェクト）をもたらし、へびつかい座の円盤の中で最も明るい$\sim5\％$（つまり、雲の中の巨大惑星の形成場所である可能性が最も高い）。このユニークなサンプルを使用して、進化のシーケンスを提案し、大規模な原始惑星系円盤で観察された下部構造が主に惑星の形成と塵の進化の結果であるシナリオについて説明します。このシナリオが正しければ、円盤の下部構造の詳細な研究は、他の技術ではほとんど検出できないままの惑星の集団を調査するための窓を提供するかもしれません。
太陽粒子現象によって誘発された火星の表面放射線量のモデリング
太陽粒子現象（SPE）は、火星の表面放射線量を急激かつ大幅に増加させる可能性があります。火星表面へのSPEの影響の観測は、衛星と表面検出器から入手できますが、データセットは時間的に非常に限られており、エネルギー範囲は範囲が限られているため、主要なイベントの影響を推定するには不十分です。火星の表面。一方、広いエネルギー範囲にわたる地球に影響を与えるSPEの長期データは広く入手可能であり、火星での主要なイベントの影響を長い時間スケールで推定するために使用できます。ここでは、過去数十年間に地球上で観測された主要なSPE（1956-2014）とPAMELA観測（2006-2014）を取得し、GEANT4モンテカルロコードを使用して火星の表面放射線量を計算します。陽子フルエンスとイベントのスペクトル形状が表面放射線量に与える影響を研究し、将来の火星表面に対する主要なSPEの影響を推定しました。これらの結果は、火星の計画された人間の探査に大きな影響を及ぼします。全体として、極端なイベントからの放射線量は宇宙飛行士の健康に重大な影響を与える可能性があり、まれな最悪のシナリオでは、推定線量が致命的なレベルに達することさえあります。
宇宙の再電離時代の二重ピークライマンアルファ輝射星の起源としてのスターバーストからのAGNの区別
| Title |
Distinguishing_AGN_from_starbursts_as_the_origin_of_double_peaked_Lyman-Alpha_Emitters_in_the_reionization_era |
| Authors |
Hamsa_Padmanabhan_(Geneva),_Abraham_Loeb_(Harvard) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00014 |
覆い隠された活動銀河核（AGN）からの再電離の時代（$z\gtrsim6.5$）にライマンアルファエミッター（LAE）で最近観察された二重ピークプロファイルの考えられる起源について説明します。これらの銀河の青いピーク速度オフセットから推定されたライマン-$\alpha$近ゾーンの範囲と、$z\gtrsim6$でのクエーサーの電離放射率を組み合わせて、の固有のUVおよびX線光度を予測します。AGNは、2つのピークを持つプロファイルを作成する必要がありました。また、これらの時代の同様のクエーサーサンプルの光度と比較することにより、AGNの不明瞭化の程度を推定します。将来のX線および電波観測、および${James\Webb\Space\Telescope}$を使用した観測は、高赤方偏移LAEの銀河間規模のイオン化ゾーンへのAGNの寄与をテストするための貴重なツールになります。
軌道トーラスイメージング：元素の存在量を使用して天の川の軌道と質量をマッピングする
| Title |
Orbital_Torus_Imaging:_Using_Element_Abundances_to_Map_Orbits_and_Mass_in_the_Milky_Way |
| Authors |
Adrian_M._Price-Whelan,_David_W._Hogg,_Kathryn_V._Johnston,_Melissa_K._Ness,_Hans-Walter_Rix,_Rachael_L._Beaton,_Joel_R._Brownstein,_Domingo_An\'ibal_Garc\'ia-Hern\'andez,_Sten_Hasselquist,_Christian_R._Hayes,_Richard_R._Lane,_Gail_Zasowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00015 |
銀河ダイナミクスへの多くのアプローチは、重力ポテンシャルが単純であり、分布関数が時不変であることを前提としています。これらの仮定の下で、星の運動学の観測を与えられた潜在的なパラメータを推測するための伝統的なツールがあります（例えば、ジーンズモデル）。ただし、分光学的調査では、運動学を超えた多くの恒星の特性が測定されます。ここでは、動的推論の新しいアプローチである軌道トーラスイメージングを紹介します。これは、運動学的測定と要素の存在量（または他の不変ラベル）を利用します。定常状態では、恒星のラベルは軌道特性（アクション）によって体系的に変化しますが、軌道位相（共役角）に関しては不変でなければならないという事実を利用します。したがって、位相空間の軌道葉は、すべての恒星ラベル分布のすべてのモーメントが一定である表面と一致する必要があります。これに基づいて、古典統計とベイズ法の両方を構築できます。これらの方法は、（空間）調査選択関数の知識を必要とせず、速度分布の2次モーメントを含まないため、従来のツールよりも堅牢で、必要な仮定が少なくなります。APOGEE調査からの赤色巨星分枝星を使用して、古典的な統計のデモンストレーションを実行します。ミルキーウェイディスクの垂直軌道構造をモデル化して、ローカルディスクの質量、スケールの高さ、およびディスクとハロの質量比（固定ローカルで）を制約します。円速度）。8つの元素存在比のみを使用したOrbitalTorusImagingを使用すると、ディスクの質量を数パーセントのレベルで（単純に）制約できることがわかり、恒星ラベルと動的不変量を組み合わせることが期待できることを示しています。
星形成の埋め込まれた段階の期間について
| Title |
On_the_duration_of_the_embedded_phase_of_star_formation |
| Authors |
Jaeyeon_Kim,_M\'elanie_Chevance,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Andreas_Schruba,_Karin_Sandstrom,_Alexander_P._S._Hygate,_Ashley_T._Barnes,_Frank_Bigiel,_Guillermo_A._Blanc,_Yixian_Cao,_Daniel_A._Dale,_Christopher_M._Faesi,_Simon_C._O._Glover,_Kathryn_Grasha,_Brent_Groves,_Cinthya_Herrera,_Ralf_S._Klessen,_Kathryn_Kreckel,_Janice_C._Lee,_Adam_K._Leroy,_J\'er\^ome_Pety,_Miguel_Querejeta,_Eva_Schinnerer,_Jiayi_Sun,_Antonio_Usero,_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00019 |
巨大な星からのフィードバックは、分子雲の進化において重要な役割を果たします。星形成の開始後、若い星の種族は、光イオン化、風、超新星、および巨大な星からの放射圧にさらされます。近くの銀河の最近の観測は、分子雲と露出した若い星の間の進化のタイムラインを提供しましたが、大規模な星形成の埋め込まれた段階の期間はまだ十分に制約されていません。CO、スピッツァー24$\rm\、\mum$、およびH$\alphaを使用して、20〜100pcの解像度で6つの近くの銀河に統計的手法を適用することにより、巨大な星の種族が出生雲内に埋め込まれたままである時間を測定します。分子雲、埋め込まれた星形成、露出した星形成のトレーサーとしての$放出。埋め込まれたフェーズ（COと24$\rm\、\mum$の放出を伴う）は$2{-}7$Myrの間続き、クラウドの寿命の$17{-}47\％$を構成することがわかります。このフェーズのほぼ前半の間、この領域はH$\alpha$に表示されないため、非常に不明瞭になります。このフェーズの後半では、この領域もH$\alpha$で放出され、部分的に露出します。フィードバックによって雲が分散されると、24$\rm\、\mum$の放出は、進行中の星形成を追跡しなくなりますが、周囲のCO-暗黒ガスからの放出を通じて、さらに$2{-}9$Myrの検出可能なままです。最近終わった星形成。大量の星形成の持続時間が短いことは、超新星前のフィードバック（光イオン化と風）が分子雲を破壊するのに重要であることを示唆しています。測定されたタイムスケールは、環境特性（金属量、分子ガス表面密度など）との有意な相関関係を示していません。将来のJWST観測により、これらの測定は近くの銀河集団全体で定期的に可能になります。
| Title |
Cloud-by-cloud,_multiphase,_Bayesian_modeling:_Application_to_four_weak,_low_ionization_absorbers |
| Authors |
Sameer,_J._C._Charlton,_J._M._Norris,_M._Gebhardt,_C._W._Churchill,_G._G._Kacprzak,_S._Muzahid,_Anand_Narayanan,_N._M._Nielsen,_Philipp_Richter,_and_Bart_P._Wakker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00021 |
介在するクエーサー吸収線システムの成分イオン化モデリングによって成分の効率を改善することを目的とした新しい方法を提示します。CLOUDY法とベイズ法を利用して、吸収プロファイルのアンサンブルから物理的特性を抽出する、クラウドごとの多相モデリングを実行します。ここでは、方法のデモンストレーションとして、低赤方偏移の4つの弱く、低イオン化吸収体に焦点を当てます。これらは多相であるが、制約が比較的簡単だからです。個々の雲の推定金属量とイオン化パラメータに誤差を置き、吸収プロファイル全体で値がコンポーネントごとに異なることを示します。私たちの方法は、フェーズ数に関するユーザー入力を必要とし、各フェーズの最適化された遷移に依存します。これは、高分解能と信号対雑音比で観察されます。最適化された遷移の測定されたドップラーパラメーターは、HIのドップラーパラメーターに制約を与えるため、水素ラインが飽和している場合でも金属量測定に影響を与えます。シミュレーションされたプロファイルから入力パラメーターを復元できることを示す、方法論のいくつかのテストを示します。また、モデルの結果が、どの放射遷移が観測によってカバーされるか（たとえば、HI遷移の数）および最適化された遷移のbパラメーターの不確実性によってどのように影響を受けるかを検討します。この方法の成功と限界について議論し、大規模な統計研究の可能性を検討します。この改善された方法論は、吸収体の特性評価から導き出された多様な特性と銀河系周辺媒体で機能している複数の物理的プロセスとの間の直接的な関係を確立するのに役立ちます。
流体力学シミュレーションにおけるハローのスプラッシュバック境界
| Title |
The_splashback_boundary_of_haloes_in_hydrodynamic_simulations |
| Authors |
Stephanie_O'Neil_(1),_David_J._Barnes_(1),_Mark_Vogelsberger_(1),_Benedikt_Diemer_(2)_((1)_MIT,_(2)_UMD) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00025 |
スプラッシュバック半径$R_{\rmsp}$は、物理的に動機付けられたハロー境界であり、ハローの落下物と崩壊物を分離します。流体力学および暗黒物質のみのIllustrisTNGシミュレーションで$R_{\rmsp}$を研究します。$R_{\rmsp}$の最も一般的に採用されているシグニチャは、半径方向の密度プロファイルが最も急勾配になる半径です。したがって、密度プロファイルをプロファイルの傾きに合わせて明示的に最適化し、これにより、他の最適化と比較して半径が$\sim5\％$大きくなることがわかります。ハローの質量、降着率、赤方偏移の関数として、質量が$10^{13-15}{\rmM}_{\odot}$のハローの$R_{\rmsp}$を計算します。$R_{\rmsp}$は、前の研究と一致して、同様の$M_{\rm200m}$のハローの質量と赤方偏移とともに減少します。また、$R_{\rmsp}/R_{\rm200m}$はハロー降着率とともに減少することがわかります。$R_{\rmsp}$の観測ポテンシャルを調査するために、ハローに関連する暗黒物質、ガス、伴銀河に分析を適用します。ガスプロファイルの最も急な傾斜の半径は、暗黒物質プロファイルから計算された値よりも一貫して小さくなっています。観測でよく使われる銀河プロファイルの最も急な傾斜は、暗黒物質プロファイルと一致する傾向がありますが、ハローの質量が小さいほど低くなります。流体力学とN体暗黒物質のみのシミュレーションで$R_{\rmsp}$を比較しましたが、バリオン物理学の追加によって引き起こされた有意差は見つかりませんでした。したがって、暗黒物質のみのシミュレーションの結果は、現実的なハローに適用できるはずです。
H3調査で銀河円盤に関連する古代の非常に金属量の少ない星
| Title |
Ancient_Very_Metal-Poor_Stars_Associated_With_the_Galactic_Disk_in_the_H3_Survey |
| Authors |
Courtney_Carter,_Charlie_Conroy,_Dennis_Zaritsky,_Yuan-Sen_Ting,_Ana_Bonaca,_Rohan_Naidu,_Benjamin_Johnson,_Phillip_Cargile,_Nelson_Caldwell,_Josh_Speagle,_Jiwon_Jesse_Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00036 |
古代の非常に金属量の少ない星は、銀河の形成と集合の初期の時代への窓を提供します。H3分光調査とガイアのデータを組み合わせて、金属量が非常に少ない482個のサンプル（VMP;[Fe/H]$<-2$）の金属量、$\alpha$元素の存在量、恒星の年齢、軌道特性を測定します。）それらの起源を制約するための星。このサンプルは$1\lesssim|Z|に限定されています銀河面からの\lesssim3$kpc。ディスクの近くのVMP星の>70％が順行軌道上にあり、この割合はより低い金属量に向かって増加することがわかります。このようなシナリオはほとんど等方性の分布を意味するため、金属量の少ない星が主に優先配向のない多くの小さなシステムから降着する場合、この結果は予想外です。さらに、[$\alpha$/Fe]が低い星の中で、順行軌道の割合が高いという証拠がいくつかあります。主系列のターンオフ星の等時線ベースの年齢は、これらのVMP星が、$\alpha$の存在量と金属量に関係なく、均一に古い（$\upperx12$Gyr）ことを示しており、金属の少ない集団が同じものから生まれたのではないことを示唆していますよく混合されたガスディスク。VMP集団は、古代の円盤でのその場での形成と、初期の古代の円盤と同じ回転方向の衛星からの降着の両方を含む、不均一な起源を持っていると推測されます。順行軌道上のこれらのVMP星の正確に測定された年齢は、銀河が宇宙時間のほとんどにわたって比較的静止した融合の歴史を持っていることを示し、銀河の角運動量の整列が少なくとも12Gyrの間行われていることを意味します。
エリダヌス座II：中心から外れた星団による再電離からの化石
| Title |
Eridanus_II:_A_Fossil_from_Reionization_with_an_Off-Center_Star_Cluster |
| Authors |
Joshua_D._Simon,_Thomas_M._Brown,_Alex_Drlica-Wagner,_Ting_S._Li,_Roberto_J._Avila,_Keith_Bechtol,_Gisella_Clementini,_Denija_Crnojevic,_Alessia_Garofalo,_Marla_Geha,_David_J._Sand,_Jay_Strader,_and_Beth_Willman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00043 |
超微弱矮小銀河エリダヌス座II（エリII）の深部ハッブル宇宙望遠鏡（HST）測光を紹介します。絶対等級がM_V=-7.1のEriIIは、天の川のビリアル半径を少し超えた339kpcの距離にあります。エリIIの星形成の歴史を調べ、銀河とその星団の構造を測定します。銀河の分光学的金属量分布に一致するように制約された、2つのバーストからなる星形成の履歴が、EriIIの星の種族を正確に記述していることがわかります。最適なモデルは、初期の星形成の急速な切り捨てを意味し、z〜6の前に恒星の質量の>80％が配置されています。星のごく一部は8Gyrほどの若さである可能性がありますが、この人口は統計的に有意ではありません。モンテカルロシミュレーションは、9Gyrより若いコンポーネントを15％の時間しか回復しません。ここで、それらは人口の平均7+/-4％に相当します。これらの結果は、再イオン化による消光の理論的期待と一致しています。HSTの深さと角度分解能により、EriIIのクラスターが銀河の中心から23+/-3pcの投影距離だけオフセットされていることを示すことができます。このオフセットは、EriIIの小さな（〜50-75pc）暗黒物質コアを示している可能性があります。さらに、クラスターの楕円率が0.31+0.05/-0.06と高く、おそらく潮汐が原因で、EriIIの方向と3+/-6度以内で整列していることを示します。クラスターの星の種族は、エリII自体の星の種族と見分けがつきません。
ウェーブレット変換を使用した$ {\ it Gaia} $ DR2位相空間データでの矮小銀河の検索
| Title |
Searching_for_Dwarf_Galaxies_in_${\it_Gaia}$_DR2_Phase-Space_Data_Using_Wavelet_Transforms |
| Authors |
Elise_Darragh-Ford,_Ethan_O._Nadler,_Sean_McLaughlin,_Risa_H._Wechsler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00099 |
${\itGaia}$DR2データで天の川の矮小銀河を識別するウェーブレットベースのアルゴリズムを紹介します。私たちのアルゴリズムは、4D位置固有運動空間の過密度を検出し、速度情報を明示的に使用して矮小銀河候補を検索する最初の検索になります。${\itGaia}$DR2データに注入された模擬矮星と、既知の天の川伴銀河を検索することにより、アルゴリズムを最適化し、そのパフォーマンスを定量化します。結果を以前の測光検索と比較すると、銀河の緯度$\lvertb\rvert>10^{\circ}$で、半光半径が50％の検出効率しきい値よりも大きい未発見のシステムに敏感であることがわかります。Pan-STARRS1（PS1）at（${\iti}$）絶対等級$-6.5<M_V<-3$、距離$32$kpc$<D<64$kpc、および（${\itii}$）$M_V<-4$および$64$kpc$<D<128$kpc。これらの結果に基づいて、私たちの検索では$6\pm2$の新しい伴銀河が発見されると予測しています。PS1フットプリントに4つ、ダークエネルギーサーベイとPS1フットプリントの外側に2つ。アルゴリズムを${\itGaia}$DR2データセットに適用し、$\sim1000$の有意性の高い候補を復元します。その中から、色の大きさに基づいて$\sim120$候補の「ゴールドスタンダード」リストを特定します。ダイアグラム検査。これら120の候補のうち、9つには${\itGaia}$で識別されるRRLyraeが含まれ、そのうち4つは射手座ストリームに関連付けられている可能性があります。1つはPS1-Dストリームに関連付けられている可能性があり、4つはほぼ既知です。システムですが、決定的な関連性は示していません。すべての候補リストは、将来の追跡調査のために公開されています。${\itGaia}$EDR3およびDR3データによって提供される視差と固有運動測定の改善により、この手法の感度が向上することを示し、今後のデータリリースを使用して候補リストを改良し続けます。
$ \ it {TESS} $連続表示ゾーンおよびそれ以降の巨星の星震学を伴う銀河系および恒星型天体物理学の展望
| Title |
Prospects_for_Galactic_and_stellar_astrophysics_with_asteroseismology_of_giant_stars_in_the_$\it{TESS}$_Continuous_Viewing_Zones_and_beyond |
| Authors |
J._Ted_Mackereth,_Andrea_Miglio,_Yvonne_Elsworth,_Benoit_Mosser,_Savita_Mathur,_Rafael_A._Garcia,_Domenico_Nardiello,_Oliver_J._Hall,_Mathieu_Vrard,_Warrick_H._Ball,_Sarbani_Basu,_Rachael_L._Beaton,_Paul_G._Beck,_Maria_Bergemann,_Diego_Bossini,_Luca_Casagrande,_Tiago_L._Campante,_William_J._Chaplin,_Christina_Chiappini,_L\'eo_Girardi,_Andreas_Christ_S{\o}lvsten_J{\o}rgensen,_Saniya_Khan,_Josefina_Montalb\'an,_Martin_B._Nielsen,_Marc_H._Pinsonneault,_Tha\'ise_S._Rodrigues,_Aldo_Serenelli,_Victor_Silva_Aguirre,_Dennis_Stello,_Jamie_Tayar,_Johanna_Teske,_Jennifer_L._Van_Seders_and_Emma_Willett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00140 |
NASA-$\it{TESS}$ミッションは、観測する星とそれらが存在する天の川を理解するための宝の山を提示します。$\it{TESS}$南部連続観測ゾーン（SCVZ）で明るい（$G<11$）赤色巨星の初期星震解析を実行することにより、銀河系および恒星の天体物理学の見通しを最初に示します。3つの独立したパイプラインを使用して、15,405個の星の親サンプル（6,388個の星）の41％で$\nu_{\mathrm{max}}$と$\Delta\nu$を検出し、$\sim2\のレベルで一貫性を保ちます。$\nu_{\mathrm{max}}$の％$と$\Delta\nu$の$\sim5\％$。これに基づいて、地震学は、分析とデータ削減技術の改善を条件として、全天の$\sim3\times10^{5}$巨人に対して達成可能であると予測します。パイプラインが一貫した結果を返した5,574個の星の最高品質の$\it{TESS}$-CVZデータは、多くの恒星進化論の状態にわたって高品質のパワースペクトルを提供します。これにより、たとえば漸近巨星分枝バンプ（AGBb）の研究が可能になります。混合$\ell=1$モードと回転分割が、1年間のデータセットできれいに観察されることを示します。$\it{TESS}$-CVZデータを$\it{TESS}$-HERMES、$\it{SkyMapper}$、APOGEE、$\it{Gaia}$と組み合わせることで、銀河考古学研究の可能性を示します。$\it{Kepler}$に基づく研究から、高い$\mathrm{[\alpha/Fe]}$星の年齢と、質量と運動学の関係を再現する優れた年齢精度と精度を提供するデータ。$\it{Kepler}$サンプルよりも高品質の位置天文学と単純なターゲット選択により、このデータは、局所的な星形成の歴史と銀河円盤の進化の研究に理想的です。これらの結果は、現在の調査によって収集された（または収集される）ものを補完するために、CVZでの詳細な分光学的フォローアップの強力な事例を提供します。[要約]
小さなものの矮星不規則銀河における恒星、ガス状、および星形成ディスク間の関係：暗い分子ガスの実質的な部分の間接的な証拠
| Title |
Relationships_between_the_Stellar,_Gaseous,_and_Star_Formation_Disks_in_LITTLE_THINGS_Dwarf_Irregular_Galaxies:_Indirect_Evidence_for_Substantial_Fractions_of_Dark_Molecular_Gas |
| Authors |
Deidre_A._Hunter,_Bruce_G._Elmegreen,_Esther_Goldberger,_Hannah_Taylor,_Anton_I._Ermakov,_Kimberly_A._Herrmann,_Se-Heon_Oh,_Bradley_Malko,_Brian_Barandi,_and_Ryan_Jundt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00146 |
近くのdIrrのLITTLETHINGSサンプルにある恒星、ガス状、若い恒星円盤には、パラメータ間の相関関係を検索する関数が組み込まれています。特にHIがより中央で平坦である場合、若い星はより中央に集中しているのに対し、HIの放射状プロファイルは一般に中央でより平坦で外側の領域でより速く落下することがわかります。このパターンは、HIが中心で分子に変わり、分子雲が星とFUVを形成していることを示唆しています。分子面密度が総ガス面密度に1.5または2の累乗で比例すると仮定するモデルは、Kennicutt-Schmidtの関係と同様に、HIスケールの長さに対する可視の比率とHIの関係を再現します。セルシックインデックス。分子分率は、従来のキャリブレーションを使用してFUVを分子面密度に変換することにより、各銀河の半径の関数として推定されます。3R_D内の平均分子分率は23+/-17％です。しかし、恒星の表面輝度プロファイルの破れには、星形成に関連する統一されたトレーサーがありません。
SDSS-DR16クエーサースーパーセットおよびパイプラインデータ内で識別された40の新しいクエーサー
SDSS-DR16クエーサースーパーセットとパイプラインカタログは、他のオブジェクトによって隠されているか、他のオブジェクトと混同されている宣言されていないクエーサーを検索し、それらの赤方偏移をデータで利用できます。40のそのようなクエーサーが発見され、ここに提示されます。また、SDSS-DR16Qメインクエーサーカタログの57エントリは、非クエーサーであることが示されています。
| Title |
Chamaeleon_DANCe._Revisiting_the_stellar_populations_of_Chamaeleon_I_and_Chamaeleon_II_with_Gaia-DR2_data |
| Authors |
P.A.B._Galli,_H._Bouy,_J._Olivares,_N._Miret-Roig,_L.M._Sarro,_D._Barrado,_A._Berihuete,_E._Bertin_and_J.C._Cuillandre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00329 |
コンテキスト：カメレオン座は、太陽から200pc以内にある最南端の低質量星形成複合体です。その星の種族は過去に広く研究されてきましたが、現在の星の内容の調査はまだ完了しておらず、さらに調査する価値があります。目的：\textit{Gaia}宇宙ミッションの2回目のデータリリースを利用して、カメレオン座の星の人口調査を拡大し、カメレオン座I（ChaI）とカメレオン座II（Cha）に関連する星の種族の特性を再検討します。II）暗い雲。方法：カメレオン座の雲を含む100度$^{2}$のフィールドで、\textit{Gaia}カタログ内のソースのメンバーシップ分析を実行し、この新しいクラスターメンバーの国勢調査を使用して、の6D構造を調査します。繁雑。結果：ChaIとChaIIの星の種族のうち、19人と7人の新しいメンバーを含む、それぞれ188人と41人の高確率メンバーを特定します。私たちのサンプルは、ChaIでは$G=6$から$G=20$magまで、ChaIIでは$G=12$から$G=18$magまでのマグニチュード範囲をカバーしています。ChaIの北と南のサブグループが異なる距離（$191.4^{+0.8}_{-0.8}$pcと$186.7^{+1.0}_{-1.0}$pc）にあることを確認しましたが、それらは報告された不確実性の範囲内での同じ空間運動。ChaIIは$197.5^{+1.0}_{-0.9}$pcの距離にあり、視線速度データから得られる星の空間速度に関する確かに大きな不確実性の範囲内でChaIと一致する空間運動を示します。。ヘルツシュプルング・ラッセル図（HRD）と恒星モデルから導き出された星の年齢の中央値は約1〜2Myrであり、以前に考えられていたよりもいくらか若いことを示唆しています。カメレオン座のサブグループ間で有意な年齢差は検出されませんが、ChaIIはChaIと比較して円盤状の星の割合が高いことを示しています。
放射性銀河の中から活動銀河核を特定する
| Title |
Identifying_radio_active_galactic_nuclei_among_radio-emitting_galaxies |
| Authors |
Dorota_Kozie{\l}-Wierzbowska,_Natalia_Vale_Asari,_Gra\.zyna_Stasi\'nska,_Fabio_R._Herpich,_Marek_Sikora,_Natalia_\.Zywucka,_Arti_Goyal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00367 |
光学銀河に関連する32,000を超える電波源のカタログであるROGUEIに基づいて分析を行い、活動銀河核（AGN）による電波放射が発生する銀河を選択するための2つの診断を提供します。これらの診断はそれぞれ個別に適用できます。最初のものはMIRADと呼ばれ、WISE望遠鏡の$W3$中赤外線帯域のフラックス$F_{W3}$を、1.4GHzの無線フラックス$\Frad$と比較します。MIRADは光学スペクトルを必要としません。2番目の診断であるDLMは、4000\AA\の破壊強度$D_{\rmn}（4000）$を、単位恒星質量あたりの電波光度と関連付けます。DLMダイアグラムは過去にすでに使用されていますが、スタンドアロンとしては使用されていません。これらの2つの図では、共通のオブジェクトに対して同じ分類が得られる、単純で経験的な分割線を提案します。これらの線は、ROGUE〜Iカタログの拡張電波源の99.5パーセントの電波源として正しく分類され、輝線比によってそのように識別された銀河の98〜99パーセントの星形成（SF）銀河として正しく分類されます。どちらの図も、電波AGNが楕円銀河と最も大きなブラックホールをホストしている銀河の間で優先的に見られることを明確に示しています。MIRADまたはDLM図で電波AGNとして分類されている電波源のほとんどは、光学的に弱いAGNまたは引退した銀河のいずれかです。
時空の若い星の測定-I.N44の測光カタログと絶滅特性
| Title |
Measuring_Young_Stars_in_Space_and_Time_--_I._The_Photometric_Catalog_and_Extinction_Properties_of_N44 |
| Authors |
Victor_F._Ksoll,_Dimitrios_Gouliermis,_Elena_Sabbi,_Jenna_E._Ryon,_Massimo_Robberto,_Mario_Gennaro,_Ralf_S._Klessen,_Ullrich_Koethe,_Guido_de_Marchi,_C.-H._Rosie_Chen,_Michele_Cignoni,_Andrew_E._Dolphin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00521 |
大マゼラン雲の星形成の調節における高質量恒星フィードバックの役割をよりよく理解するために、私たちは星を対象としたハッブル宇宙望遠鏡（HST）財務プログラム「時空の若い星の測定」（MYSST）を実施しました。大マゼラン雲（LMC）で複雑なN44を形成します。ACSとWFC3/UVISの両方のF555WおよびF814Wブロードバンドフィルターを使用して、$m_\mathrm{F555W}\simeq29\、\mathrm{mag}$および$m_\mathrm{までの461,684個の星の測光カタログを作成しました。F814W}\simeq28\、\mathrm{mag}$、LMC距離での$\approx0.09\、M_\odot$の赤くなっていない1Myr前主系列星の大きさに対応します。この最初の論文では、MYSSTの観測戦略、データ削減手順について説明し、測光カタログを提示します。N44のスーパーバブルのガス状の縁をたどる複数の若い星の種族と、LMCフィールドの種族に属するさまざまな汚染物質を特定します。また、機械学習アルゴリズムRANSACを適用して、レッドクランプ機能の傾きから赤化の法則を決定し、主要なプローブとして一連の上部主系列（UMS）星を選択して、消光マップを作成し、比較的控えめな中央値の消光を導き出します。$A_{\mathrm{F555W}}\simeq0.77\、\mathrm{mag}$。レッドクランプに適用された同じ手順は、$A_{\mathrm{F555W}}\simeq0.68\、\mathrm{mag}$を提供します。
時空の若い星の測定-II。 N44の前主系列星の内容
| Title |
Measuring_Young_Stars_in_Space_and_Time_--_II._The_Pre-Main-Sequence_Stellar_Content_of_N44 |
| Authors |
Victor_F._Ksoll,_Dimitrios_Gouliermis,_Elena_Sabbi,_Jenna_E._Ryon,_Massimo_Robberto,_Mario_Gennaro,_Ralf_S._Klessen,_Ullrich_Koethe,_Guido_de_Marchi,_C.-H._Rosie_Chen,_Michele_Cignoni,_Andrew_E._Dolphin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00524 |
ハッブル宇宙望遠鏡（HST）の調査では、銀河系外の星形成の最も深い光度観測のいくつかが必要であり、大マゼラン雲内のアクティブな星形成複合体N44の最も質量の小さい星も捉えています。新しいMYSST星表を使用して、N44全体の若い前主系列（PMS）星の内容を識別および特徴付け、PMSクラスタリング構造を分析します。PMS星を、より進化した見通し内汚染物質と区別するために、測光を変更するいくつかの効果による重要なタスクである、機械学習分類アプローチを利用します。これは、MYSSTデータの慎重に選択されたサブセットでサポートベクターマシン（SVM）とランダムフォレスト（RF）をトレーニングし、観測されたすべての星をPMSまたは非PMSとして分類することで構成されます。SVM予測とRF予測を組み合わせて、最も堅牢なPMSソースのセットを取得すると、N44全体でPMS確率が95％を超える$\sim26,700$候補が見つかります。最近傍表面密度推定に基づくクラスタリングアプローチを採用して、平均密度よりも$1\、\sigma$の有意性で16の顕著なPMS構造を特定し、サブクラスターは$3\、\sigma$の有意性まで持続します。N44のバブルの西端にある最も活発な星形成センターは、有効半径が$\sim5.6\、\mathrm{pc}$のサブクラスターであり、1,100を超えるPMS候補が含まれています。さらに、識別されたほぼすべてのクラスターが既知のHII領域と一致し、MUSEおよびSpitzerの観測によって以前に発見された巨大な若いO型星またはYSOに近いか、それらを収容していることを確認します。
シミュレートされた銀河系周辺媒体におけるOVI被覆画分の空間分布
| Title |
Spatial_Distribution_of_OVI_Covering_Fractions_in_the_Simulated_Circumgalactic_Medium |
| Authors |
Rachel_Marra,_Christopher_W._Churchill,_Glenn_G._Kacprzak,_Rachel_Vander_Vliet,_Daniel_Ceverino,_James_G._Lewis,_Nikole_M._Nielsen,_Sowgat_Muzahid,_Jane_C._Charlton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00727 |
適応メッシュ細分化宇宙論シミュレーションを使用して、投影されたビリアル半径と方位角の関数として、銀河系周辺媒体（CGM）のOVI吸収の空間分布と被覆率を研究します。これらのシミュレーションを、混相流銀河ハロー調査で観測された53個の銀河のサンプルと比較します。吸収線分析パイプラインであるMockspecを使用して、シミュレートされたCGMの合成クエーサー吸収線観測を生成します。観測を最もよくエミュレートするために、$D/R_{vir}$の分布と観測と統計的に一致する視線の向きを持つ53の視線のそれぞれの15,000の「模擬サンプル」の平均特性を調査しました。シミュレートされた銀河で得られたOVI被覆率は、内側のハローの観測値（$D/R_{vir}\leq0.375$）とよく一致し、外側のハロー（$D/）では$1.1\sigma$以内にあることがわかります。R_{vir}>0.75$）ですが、$0.375<D/R_{vir}\leq0.75$以内で生産が不足しています。観測された方位角のあるOVI被覆率の二峰性分布は、銀河の投影された長軸と短軸に沿ってより高い吸収頻度を示しており、シミュレーションでは再現されていません。さらなる分析により、OVI吸収ガスの空間運動学的分布は、ハローのさらに外側から発生する流入ガスと混合された内部ハローの流出によって支配されていることが明らかになりました。個々のシミュレートされた銀河のCGMは空間構造を示しますが、個々のシミュレートされた銀河が銀河から銀河に普遍的なCGM構造を発達させないため、平坦な方位角分布が発生します。
時間依存の球形ポテンシャルにおける放射状作用の保存
| Title |
Conservation_of_radial_actions_in_time-dependent_spherical_potentials |
| Authors |
Jan_D._Burger,_Jorge_Pe\~narrubia,_Jes\'us_Zavala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00737 |
ゆっくりと進化する球形ポテンシャル$\Phi（r、t）$では、通常、半径方向の作用は一定であると想定されます。ここでは、任意の時間依存性を持つ球形の中心電位における半径方向の作用の一般的な進化を導き出すことを可能にする動的不変量を構築します。ラジアルアクションが振幅$\DeltaJ_r\propto\dot{\Phi}/\Phi\、P（E、L）$で一定値の周りで振動することを示します。ここで、$P$は軌道のラジアル周期です。エネルギー$E$と角運動量$L$で。この結果を使用して、時間依存の球形ポテンシャルを周回するトレーサー粒子のアンサンブルの放射状作用分布の進化を説明する拡散理論を開発します。さまざまなケプラーポテンシャルでの制限された$N$体シミュレーションに対するテストは、拡散係数$\tilde{D}（J_r）<0.01\、J_r^2$である位相空間の領域で線形理論が正確であることを示しています。説明のために、i）質量降着履歴の中央値を持つ天の川（MW）のダークマターハローでは、最大降着のレッドシフト以降、ハロー粒子の40$パーセントのみが線形領域内で進化することを示します。DMハローの密度プロファイルを理論的に予測しようとするとき、または作用角空間での潮流のモデルを構築しようとするときの「断熱不変量」としての放射状作用。ii）対照的に、自己相互作用暗黒物質（SIDM）モデル（$\sigma/m_\chi=1\、{\rmcm^2g^{-1}}$）における矮星ハローのカスプコア変換DM粒子の$\sim97$パーセント以上が放射状の作用の線形挙動を示すハローにつながります。SIDMハローにおける恒星トレーサーの放射状作用分布は、暗黒セクターでの自己衝突の影響をほとんど受けないと結論付けています。
RoboPol：AGN偏光モニタリングデータ
| Title |
RoboPol:_AGN_polarimetric_monitoring_data |
| Authors |
D._Blinov,_S._Kiehlmann,_V._Pavlidou,_G._V._Panopoulou,_R._Skalidis,_E._Angelakis,_C._Casadio,_E._N._Einoder,_T._Hovatta,_K._Kokolakis,_A._Kougentakis,_A._Kus,_N._Kylafis,_E._Kyritsis,_A._Lalakos,_I._Liodakis,_S._Maharana,_E._Makrydopoulou,_N._Mandarakas,_G._M._Maragkakis,_I._Myserlis,_I._Papadakis,_G._Paterakis,_T._J._Pearson,_A._N._Ramaprakash,_A._C._S._Readhead,_P._Reig,_A._S{\l}owikowska,_K._Tassis,_K._Xexakis,_M._\.Zejmo,_J._A._Zensus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00008 |
活動銀河核（AGN）の光偏光モニタリングのRoboPolプログラムから、機器が試運転された2013年から2017年までの観測をカバーする、均一に再処理および再校正されたデータを提示します。このペーパーで提示されるデータセットには、合計で5068の観測が含まれます。12月>-25度の222AGNのデータセット全体の処理とキャリブレーションに使用されたRoboPolパイプラインの現在のバージョンについて説明し、天文学コミュニティが使用できるようにデータを公開します。光偏光挙動を要約した平均量（平均偏光度、偏光変動指数）も、観測した各光源とそれを追跡した時間間隔で提供されます。
活動銀河核における質量ギャップ合併
| Title |
Mass-gap_Mergers_in_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Hiromichi_Tagawa,_Bence_Kocsis,_Zoltan_Haiman,_Imre_Bartos,_Kazuyuki_Omukai,_Johan_Samsing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00011 |
最近発見された重力波源GW190521とGW190814は、孤立した恒星進化から予想される範囲外である可能性のある質量とスピンとのBH融合の証拠を示しています。これらのマージオブジェクトは、以前にマージされた可能性があります。このような階層的な合併は、動的相互作用とガス散逸によってバイナリが効率的に形成および進化するアクティブ銀河核（AGN）ディスクで頻繁に発生すると予測されています。ここでは、これらの観測されたイベントのプロパティを、半分析的処方と組み合わせた1次元$N$-bodyシミュレーションを実行することによって取得されるAGNディスクの合併の理論モデルと比較します。GW190521の高いBH質量は、最初の前駆星が高い金属量を持っていた高世代（high-g）BH、元の前駆星が金属量が少ない場合は2gBH、または超金属量を介して質量を獲得した1gBHの合併と一致しています。エディントンの付着。GW190521のスピンパラメータに関連する他の測定された特性も、AGNディスクの合併と一致しています。さらに、GW190814とGW190412に見られるような、質量ギャップの小さいものや質量比の小さいもののマージも、AGNディスクにかなりの降着がある2g-1gまたは1g-1gオブジェクトのマージによって再現されます。最後に、ガスの降着により、GW190425で報告された大規模な中性子星合体をAGNディスクで生成することができます。
白色矮星-フィールドの広いトリプルからの主系列星の衝突
三重星または多重星の外側の準主軸が>103AUの場合、複数の星系は銀河系のフィールド星と強く相互作用します。したがって、広い外軌道にある2つの白色矮星（WD）と低質量主系列星（MS）で構成される安定したトリプルは、確率場の星との重力相互作用によって不安定になる可能性があります。このような相互作用は、遠方の3番目の星の離心率を十分に励起するため、内部のバイナリと大幅に相互作用し始めます。これが発生すると、トリプルは複数のバイナリ-シングル共振に遭遇します。これらの遭遇は、非縮退コンポーネントとWDの間の衝突、またはトリプルがコンパクトなバイナリと排出される3番目のオブジェクトに分割される可能性があります。コンパクトなバイナリは、生き残るか衝突するMS-WDペア、または重力波の放出によってインスピレーションを与える可能性のあるダブルWDのいずれかです。MS星とWD星の衝突率、および二重WDの合体率を計算します。さらに、このような衝突の検出可能性の見通しについても説明します。これは、サブルミナスSNイベントに似ている可能性があります。
2つの合併の話：z $ \ sim $ 0.5での2つの短いGRBでのキロノバ検出の制約
| Title |
A_tale_of_two_mergers:_constraints_on_kilonova_detection_in_two_short_GRBs_at_z$\sim$0.5 |
| Authors |
B._O'Connor,_E._Troja,_S._Dichiara,_E._A._Chase,_G._Ryan,_S._B._Cenko,_C._L._Fryer,_R._Ricci,_F._Marshall,_C._Kouveliotou,_R._T._Wollaeger,_C._J._Fontes,_O._Korobkin,_P._Gatkine,_A._Kutyrev,_S._Veilleux,_N._Kawai,_and_T._Sakamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00026 |
ニールゲーレルスウィフト天文台によって検出された2つの短いガンマ線バースト（sGRB）の詳細な多波長分析を提示します：$z=0.483$のGRB160624Aと$z=0.554$のGRB200522A。これらのsGRBは、観測された放出と環境において非常に異なる特性を示します。GRB160624Aは、古い星の種族（$\approx$3Gyr）と中程度の進行中の星形成（$\approx$1$M_{\odot}$yr$^{-1}$）を持つ後期型銀河に関連しています。。GRB160624Aからの光/nIR放射に対するハッブルとジェミニの制限は、sGRBにとって最も厳しいもののひとつであり、許容されるキロノバ特性に厳しい制約をもたらします。特に、AT2017gfoより明るいキロノバは除外し、大量の風の噴出物（$\lesssim$0.03$M_\odot$）を嫌います。対照的に、GRB200522Aの観測では、明るい光度（$L_\textrm{F125W}\約10^{42}$ergs$^{-1}$at2.3〜d）と赤（$rH\約1.3$等）が明らかになりました。）カウンターパート。赤色は、大量の風の噴出物（0.03$M_\odot$$\lesssim$$M$$\lesssim$0.1$M_\odot$）の放射性崩壊によって引き起こされる明るいキロノバ放出によって説明できます。絶滅、$E（BV）\upperx0.1-0.2$mag、視線に沿って。若い（$\approx$0.1Gyr）星形成（$\approx$2-4$M_{\odot}$yr$^{-1}$）銀河の内部領域におけるこのsGRBの位置と限られたサンプリングそれに対応するもののうち、少なくとも部分的には赤色に寄与するものとして、ほこりの影響を除外することはできません。
連星系における中性子星の古在-リドフ供給を介して生成された高速電波バーストリピーター
| Title |
Fast_radio_burst_repeaters_produced_via_Kozai-Lidov_feeding_of_neutron_stars_in_binary_systems |
| Authors |
Valentin_Decoene,_Kumiko_Kotera,_Joseph_Silk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00029 |
中性子星は、ガス、デブリ、小惑星帯に囲まれている可能性があります。Kozai-Lidovの摂動は、遠くにあるが重力によって束縛されたコンパニオンによって引き起こされ、そのような軌道を回る物体が中央のコンパクトオブジェクトに落下するきっかけとなる可能性があります。これらの影響は、例えば、コンパクトオブジェクトの風の中で小惑星によって誘発された磁気航跡場によって、高速電波バースト（FRB）の放出につながる可能性があります。中性子星-主シーケンス星、中性子星-白色矮星、二重中性子星、および中性子星-ブラックホールシステムなど、宇宙のバイナリ中性子星システムの数パーセントは、観測された非反復FRB率を説明することができます。さらに注目すべきことに、広いコンパニオン軌道と近いコンパニオン軌道は、それぞれ非繰り返しソースと繰り返しソースにつながることがわかり、繰り返しソースと非繰り返しソースの比率を数パーセント計算します。これは、観測結果とよく一致しています。私たちのシナリオから3つの主要な予測を行うことができます。これは今後数年間でテストできます。1）ほとんどのリピーターは、小惑星帯が枯渇するため、10年から数十年の期間後に繰り返しを停止する必要があります。2）FRBの期間分布の短期間のテールに達した場合、一部の非リピーターは時折繰り返す可能性があります。3）一連のサブジャンスキーレベルの短い電波バーストは、バイナリ中性子星システムの合併の電磁的対応物として観察することができます。
PSRJ1709-4429の固有運動とSNRG343.1-2.3との関係
| Title |
PSR_J1709-4429's_Proper_Motion_and_its_Relationship_to_SNR_G343.1-2.3 |
| Authors |
Martijn_de_Vries,_Roger_W._Romani,_Oleg_Kargaltsev,_George_Pavlov,_Bettina_Posselt,_Patrick_Slane,_Niccolo'_Bucciantini,_Noel_Klingler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00048 |
2018年から2019年の4つのエポックで、PSRJ1709$-$4429の顕著なパルサー風星雲（PWN）の深さ670ksのCXOACIS画像を取得しました。アーカイブ2004データセットとの比較により、パルサーの固有運動$\mu=13\pm3$\、mas\、yr$^{-1}$がPA$86\pm9\degree$（1\sigmaの合計）で提供されます。統計的および体系的な不確実性）、SNRG343.1-2.3の中心付近での出生を排除します。パルサーの特徴的な年齢である17kyrでは、前駆風、出生キック、およびPWN流出の組み合わせによって関連性を維持できます。ただし、関連するTeV放出は、初期の超新星での爆発を示している可能性があります。X線画像のエポック間比較は、PWNが動的であることを示していますが、ブロブの動きから流速を決定的に測定することはできません。パルサーは電波/X線風バブルを生成しており、PWNの細長いジェットは、この空洞から放出される衝撃を受けたパルサー風によって押し戻されたと私たちは主張します。これらのジェットは、PWNフローの極磁力線をトレースする可能性があります。これは、数値モデリングにとって興味深い課題です。
LISAバンドの二重白色矮星の質量と特異な加速度の間の縮退
| Title |
Degeneracy_between_mass_and_peculiar_acceleration_for_the_double_white_dwarfs_in_the_LISA_band |
| Authors |
Zeyuan_Xuan,_Peng_Peng_and_Xian_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00049 |
質量と距離は、重力波（GW）天文学で測定する基本的な量です。ただし、最近の研究では、GWソースの加速により測定にバイアスがかかる可能性があることが示唆されています。ここでは、DWDがミリヘルツ帯域で最も一般的なGWソースであるため、二重白色矮星（DWD）の3次によって引き起こされるこのようなバイアスを定量化する分析メソッドを開発します。大きなパラメータ空間では、質量が固有の加速度で縮退していることを示します。そのため、波形からは${\calM}（1+\Gamma）^{3/5}$の質量しか取得できません。${\calM}$はDWDの実際のチャープ質量であり、$\Gamma$は固有の加速度に比例する無次元係数です。分析手法に基づいて、レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）によるDWDの模擬観測を行っています。ケースの約$9\％$で、測定されたチャープ質量は、3次の存在のために$（5-30）\％$だけバイアスされていることがわかります。さらに極端なケースは約12個のDWDに見られ、それらは二重中性子星、バイナリブラックホール、物質移動中のDWD、または低質量ギャップの物体と原始ブラックホールを含むバイナリとして誤って分類される可能性があります。質量の偏りは距離の測定にも影響を及ぼし、$1$kpcの地動説距離内および$100$kpcを超えるDWDの密度が一見過剰になります。私たちの結果は、GWソースの天体物理学的環境をモデル化して正しい物理パラメータを取得する必要性を浮き彫りにしています。
100MeVを超える相対論的流出に関するアジャイルの結果
アジャイルガンマ線衛星の科学的ハイライトの概要を説明します。アジャイルはイタリア宇宙機関（ASI）のミッションであり、30MeV〜50GeVのガンマ線エネルギー範囲での観測と18〜60keV帯域での同時X線イメージングを専門としています。2007年4月に打ち上げられたAGILE衛星は、軌道上で10年目の運用を完了し、高エネルギーの空に関する知識の向上に大きく貢献しています。100MeVを超えるエネルギーでの宇宙線源からの放出は本質的に非熱的であり、観測された多種多様な銀河系および銀河系外のガンマ線源の研究は、極限状態での粒子加速および放射線プロセスの理論をテストするユニークな機会を提供します。
AT2019weyに関する包括的なX線レポート
| Title |
A_Comprehensive_X-ray_Report_on_AT2019wey |
| Authors |
Yuhan_Yao,_S._R._Kulkarni,_K._C._Gendreau,_Gaurava_K._Jaisawal,_Teruaki_Enoto,_Brian_W._Grefenstette,_Herman_L._Marshall,_Javier_A._Garc\'ia,_R._M._Ludlam,_Sean_N._Pike,_Mason_Ng,_Liang_Zhang,_Diego_Altamirano,_Amruta_Jaodand,_S._Bradley_Cenko,_Ronald_A._Remillard,_James_F._Steiner,_Hitoshi_Negoro,_Murray_Brightman,_Amy_Lien,_Michael_T._Wolff,_Paul_S._Ray,_Koji_Mukai,_Zorawar_Wadiasingh,_Zaven_Arzoumanian,_Nobuyki_Kawai,_Tatehiro_Mihara,_Tod_E._Strohmayer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00160 |
銀河系の低質量X線連星AT2019wey（ATLAS19bcxp、SRGAJ043520.9+552226、SRGEJ043523.3+552234、ZTF19acwrvzk）は、2019年12月に新しい光トランジェントとして、3月に独立してX線トランジェントとして発見されました。この論文では、発見の約1年前から2020年9月末までのAT2019weyのNICER、NuSTAR、Chandra、Swift、およびMAXIの包括的な観測結果を示します。AT2019weyは約1mCrabのソースとして表示され、このフラックスにとどまりました。数ヶ月間の密度、光子指数ガンマ〜1.8のパワーローとしてモデル化できる硬X線スペクトルを表示します。2020年6月に明るくなり始め、約2か月で約20mCrabに達しました。このシステムの傾斜は、反射スペクトルをモデル化することにより、i<〜30度に制限できます。8月下旬（〜59082MJD）から、AT2019weyはハード中間状態（HIMS）に入り、数週間のタイムスケール爆発を経験しました。そこでは、軟X線の増光が熱成分の増強と相関しています。。低周波の準周期的振動（QPO）がHIMSで観察されました。NICERおよびNuSTARデータの脈動およびタイミング分析は検出されません。AT2019weyのX線状態とパワースペクトルは、低質量X線連星の風景に対して説明されています。
AT2019weyの多波長観測：新しい候補ブラックホール低質量X線連星
| Title |
Multi-wavelength_Observations_of_AT2019wey:_a_New_Candidate_Black_Hole_Low-mass_X-Ray_Binary |
| Authors |
Yuhan_Yao,_S._R._Kulkarni,_Kevin_B._Burdge,_Ilaria_Caiazzo,_Kishalay_De,_Dillon_Dong,_Mansi_M._Kasliwal,_Thomas_Kupfer,_Jan_van_Roestel,_Jesper_Sollerman,_Ashot_Bagdasaryan,_Eric_C._Bellm,_S._Bradley_Cenko,_Andrew_J._Drake,_Dmitry_A._Duev,_C._Fremling,_Matthew_J._Graham,_Stephen_Kaye,_Frank_J._Masci,_Nicolas_Miranda,_Thomas_A._Prince,_Reed_Riddle,_Ben_Rusholme,_Maayane_T._Soumagnac |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00169 |
AT2019wey（ATLAS19bcxp、SRGAJ043520.9+552226、SRGEJ043523.3+552234、ZTF19acwrvzk）は、2019年12月のATLAS光学調査によって報告された一時的なものですが、3か月後のSpektrum-Roentgen-による検出で有名になりました。進行中の空の調査におけるガンマ（SRG）ミッション。ここでは、この物体の紫外線、光学、近赤外線、および電波による観測を紹介します。私たちのX線観測は別の論文で報告されています。AT2019weyは、新たに発見された銀河系の低質量X線連星（LMXB）であり、ブラックホール（BH）の候補システムであると結論付けています。注目すべきことに、ラジオとX線の大幅な明るさ（10倍以上）にもかかわらず、AT2019weyの光度は1.3〜1.4しか増加しなかったことを示しています（〜58950MJDから〜59100MJD）。薄暗い低/ハード状態（〜58950MJD）の明るいUV/光源は、高温降着流の切り捨てられたディスクからの熱放射、およびハード中間状態（〜59100MJD）のUV/光放射として解釈されます。外側降着円盤でのX線フラックスの再処理として。降着率の低い短周期BHLMXBシステムの新たな集団の発見において、現在の広視野光学調査とSRGを組み合わせる力について説明します。
スバル/ハイパースプリムカムから1年以上続く超新星の速度に対する制約
| Title |
Constraints_on_the_rate_of_supernovae_lasting_for_more_than_a_year_from_Subaru/Hyper_Suprime-Cam |
| Authors |
Takashi_J._Moriya,_Ji-an_Jiang,_Naoki_Yasuda,_Mitsuru_Kokubo,_Kojiro_Kawana,_Keiichi_Maeda,_Yen-Chen_Pan,_Robert_M._Quimby,_Nao_Suzuki,_Ichiro_Takahashi,_Masaomi_Tanaka,_Nozomu_Tominaga,_Ken'ichi_Nomoto,_Jeff_Cooke,_Lluis_Galbany,_Santiago_Gonzalez-Gaitan,_Chien-Hsiu_Lee,_Giuliano_Pignata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00171 |
対不安定型超新星などの一部の超新星は、オブザーバーフレームで1年以上の期間を持つと予測されています。1年以上続く超新星の速度を制限するために、8.2mのすばる望遠鏡でHyperSuprime-Cam（HSC）を使用して長期の深部過渡調査を実施しました。HSCは広視野（1.75deg2の視野）のカメラであり、一時的な調査を効率的に行うことができます。同じ1.75deg2のフィールドを、g、r、i、zバンドフィルターを使用して、4シーズン（2016年後半から2020年初頭まで）の典型的な深さ26等で繰り返し観測しました。これらのデータを使用して、1年以上続く過渡現象を検索しました。2つの連続した季節で2つの超新星が検出され、3つの連続した季節で1つの超新星が検出されましたが、検索された4つの季節すべてで過渡現象は持続しませんでした。26等の典型的な限界マグニチュードで1年以上続く超新星の発見率は1.4^{+1.3}_{-0.7}（stat。）^{+0.2}_{-0.3}（sys）に制限されています。）イベントdeg-2yr-1。私たちが見つけたすべての長続きする超新星はおそらくタイプIIn超新星であり、私たちの結果は、タイプIIn超新星の約40％が長続きする光度曲線を持っていることを示しています。1年以上続くもっともらしい対不安定型超新星候補は発見されていません。調査結果と調査シミュレーションを比較することにより、我々は発光対を制約します-z〜3までの不安定性超新星率は最大で100Gpc-3yr-1のオーダーであるはずであり、これはコアの0.01-0.1パーセントです-超新星崩壊率。
Abell 2163のNuSTAR観測：非熱放射に対する制約
| Title |
NuSTAR_Observations_of_Abell_2163:_Constraints_on_Non-thermal_Emission |
| Authors |
Randall_Rojas_Bolivar,_Daniel_Wik,_Simona_Giacintucci,_Fabio_Gastaldello,_Allan_Hornstrup,_Niels-Jorgen_Westergaard,_Grzegorz_Madjeski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00236 |
硬X線エネルギーでの銀河団の銀河団ガス（ICM）からの逆コンプトン（IC）放出の最初の非熱的報告以来、私たちはまだ新しい施設での観測でIC放出を明確に確認していません。RXTEは、最もホットな既知のクラスターの1つであるAbell2163（A2163）でIC放出を検出しました。これは、巨大な無線ハローを備えた大規模な融合クラスターです。クラスターの赤方偏移（z〜0.2）により、熱および非熱の電波放射をNuSTARSのFOVに適合させることができ、RXTEレポートを確認または除外できる詳細な観測が可能になります。ICフラックスは、クラスター内の平均磁場強度に制約を与えます。A2163のグローバル拡散IC放射を決定するために、そのグローバルNuSTARスペクトルを4つのモデル（単一（1T）と2温度（2T）、1T+べき乗則コンポーネント（T+IC）、および複数温度+べき乗則）に適合させます。（9T+IC）。それぞれが熱ICM放出の異なる特性を表し、IC放出を表すためにべき乗則コンポーネントが追加されています。3〜30keVのスペクトルは、kT=（11.8$\pm$0.2）keVの全球平均温度での純粋な熱放射によって説明できることがわかります。ICフラックスは、1T+ICモデルと$<を使用して、$<$$4.0$$\times$$10^{-12}$$erg$$s^{-1}$$cm^{-2}$に制限されます。$$1.6$$\times$$10^{-12}$$erg$$s^{-1}$$cm^{-2}$、より物理的な9T+ICモデルで、両方とも90％の信頼レベル。これらの制限をVLAからの1.4GHz拡散無線データと組み合わせると、平均磁場強度はそれぞれ$>$$0.22$$\mu$$G$と$>$$0.35$$\mu$$G$であることがわかります。これまでのA2163でこれらの値に最も強い制約を提供します。
中性子星超巨星高質量X線連星における風降着の半解析的処理：I。離心率
| Title |
A_semi-analytical_treatment_to_wind_accretion_in_neutron_star_supergiant_high_mass_X-ray_binaries:_I._eccentric_orbits |
| Authors |
E._Bozzo,_L._Ducci,_and_M._Falanga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00392 |
この論文では、離心率のある風で供給される中性子星超巨大X線連星における降着過程の半解析的処理に向けた最初のステップを提示します。超巨星の球対称風とコンパクト星への降着の簡略化モデルの場合を考えます。降着する中性子星からのX線による恒星風の光イオン化の自己無撞着な計算が含まれています。この効果は、軌道に沿ったシステムの予想されるX線光度を取得するために、離心率によって誘発される質量降着率の変調と畳み込まれます。結果の一部として、以前の論文で報告された超巨大X線連星の低X線輝度ソリューションと高X線輝度ソリューションのバイモダリティは、中性子星が最初に接近してから離れる効果に起因する可能性が高いことを最初に示します。コンパニオンから（同時に共存することなく）。我々は、強風の光イオン化のエピソードが発生源のオフ状態を引き起こす可能性があることを提案します。私たちの計算は、既知の離心率を持ついくつかの古典的な超巨星X線連星システム（VelaX-1、4U1907+09、GX301-2）の場合と、確認された離心率、IGRJ08408-4503。結果は、これらの情報源に関する観察結果と比較されます。また、将来の出版物でより包括的な取り扱いに向けて計算を拡張するために必要な次のステップについても説明します。
電波パルサーPSRB1451-68の円偏波：コヒーレントモード遷移とビーム内干渉
| Title |
Circular_polarization_in_radio_pulsar_PSR_B1451-68:_coherent_mode_transitions_and_intrabeam_interference |
| Authors |
J._Dyks,_P._Weltevrede_and_C._Ilie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00668 |
パルサーB1451-68の電波放射には、同様の強度の2つの偏光モードが含まれており、2つの明確な直交偏光角トラックが生成されます。ポアンカレ球で見ると、放射はパルス経度の関数として子午線方向に回転し、ストークスV極を通過する、直交偏光モード（OPM）間の遷移をもたらす2つのフラックスパッチで構成されます。さらに、パッチの電力比は、プロファイルウィンドウ内で1回反転します。子午線の円形化は、固定された1/4波長位相遅れでモード比を変化させることによって生成されるコヒーレントOPM遷移（COMT）によって引き起こされることが示されています。COMTは、偏極部分に痕跡を残すことができず、回転ベクトルモデルと同様の方程式で記述されるため、無線パルサーデータで遍在し、検出するのが難しい場合があります。より低い周波数でのフラックスの最小値と一致する円形化では、プロファイルコンポーネントが、コンポーネントごとに90度のステップで経度とともに増加する振動位相を持つ放射によって形成される必要があります。これらの特性は、2対の線形直交モード（または2つの非直交楕円波）を含む干渉パターンとして理解できます。共面振動の周波数依存のコヒーレント重ね合わせは、パルスプロファイルの最小値を生成し、それによってコンポーネントを別個のエンティティとして錯覚させる可能性があります。このような負の干渉の後に残される直交偏光信号は、プロファイルコンポーネント間の最小値で一般的に観察される偏光度の向上を説明します。
| Title |
Large-Scale_Gravitational_Lens_Modeling_with_Bayesian_Neural_Networks_for_Accurate_and_Precise_Inference_of_the_Hubble_Constant |
| Authors |
Ji_Won_Park,_Sebastian_Wagner-Carena,_Simon_Birrer,_Philip_J._Marshall,_Joshua_Yao-Yu_Lin,_Aaron_Roodman_(for_the_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00042 |
ハッブル定数（$H_0$）を決定するために、何百もの時間遅延重力レンズをモデル化する際の近似ベイズニューラルネットワーク（BNN）の使用を調査します。私たちのBNNは、レンズ銀河光を含む、強くレンズ化された活動銀河核（AGN）の合成HST品質の画像で訓練されました。BNNは、外部せん断場の楕円べき乗則の質量プロファイルを管理するモデルパラメータの後方PDFを正確に特徴付けることができます。次に、もっともらしい専用の監視キャンペーンからシミュレートされた時間遅延測定を使用して、BNNで推測された事後PDFをアンサンブル$H_0$推論に伝播します。十分に測定された時間遅延とレンズの環境に関する妥当な事前確率のセットを想定すると、推定された$H_0$でレンズあたり$9.3$\％の中央値精度を達成します。200個のテストセットレンズを単純に組み合わせると、精度は0.5$\textrm{kms}^{-1}\textrm{Mpc}^{-1}$（$0.7\％$）になり、バイアスは検出されません。この$H_0$回復テスト。パイプライン全体の計算時間（トレーニングセットの生成、BNNトレーニング、$H_0$推論を含む）は、200個のレンズでレンズあたり平均9分に相当し、サンプルサイズが大きくなるとレンズあたり6分に収束します。完全に自動化された効率的なパイプラインは、$H_0$推論のためのレンズモデリングにおけるアンサンブルレベルの系統分類を探索するための有望なツールです。
汎化誤差を暴くまたは：心配をやめ、トレーニングセットを愛することをどのように学んだか
| Title |
Debunking_Generalization_Error_or:_How_I_Learned_to_Stop_Worrying_and_Love_My_Training_Set |
| Authors |
Viviana_Acquaviva,_Chistopher_Lovell,_and_Emille_Ishida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00066 |
教師あり機械学習手法を使用して、観測されたスペクトルから遠方の銀河のいくつかの物理的特性（たとえば、恒星の質量、星形成の履歴、化学物質の濃縮の履歴）を決定することを目指しています。さまざまな天体物理学的プロセスが、特徴的な特徴を持つスペクトルのさまざまな領域にその痕跡を残すことを私たちは知っています。残念ながら、ラベルがすぐに利用できないため、この問題のトレーニングセットを特定することは非常に困難です。銀河がどのように形成されたかの本当の歴史を知る方法はありません。この問題に対する1つの可能なアプローチは、最先端の宇宙論的シミュレーションで機械学習モデルをトレーニングすることです。ただし、アルゴリズムがシミュレーションでトレーニングされている場合、実際のデータに適用すると、アルゴリズムがどの程度うまく機能するかは不明です。このホワイトペーパーでは、ソースドメインとアプリケーションドメイン間の距離の適切な測定値の関数として汎化誤差をモデル化しようとします。私たちの目標は、シミュレーションでトレーニングされたモデルがデータに対してどのように動作するかについて、信頼できる推定値を取得することです。
PINT：パルサータイミング用の最新のソフトウェアパッケージ
| Title |
PINT:_A_Modern_Software_Package_for_Pulsar_Timing |
| Authors |
Jing_Luo,_Scott_Ransom,_Paul_Demorest,_Paul_S._Ray,_Anne_Archibald,_Matthew_Kerr,_Ross_J._Jennings,_Matteo_Bachetti,_Rutger_van_Haasteren,_Chloe_A._Champagne,_Jonathan_Colen,_Camryn_Phillips,_Josef_Zimmerman,_Kevin_Stovall,_Michael_T._Lam_and_Fredrick_A._Jenet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00074 |
過去数十年にわたって、いくつかのパルサータイミング実験の測定精度は約10usから約10nsに進歩し、多くの微妙な現象を明らかにしました。このような高精度には、系統的なエラーを回避するために、注意深いデータ処理と高度なタイミングモデルの両方が必要です。これらの目標を達成するために、高精度のPythonパルサータイミングデータ分析パッケージであるPINT（PINTIsNotTempo3}）を紹介します。PINTは、十分にテストされ、検証され、オブジェクト指向で、モジュール式であるため、インタラクティブなデータ分析が可能になり、タイミングアプリケーション用の拡張可能で柔軟な開発プラットフォームが提供されます。十分にデバッグされたパブリックPythonパッケージ（NumPyおよびAstropyライブラリなど）と最新のソフトウェア開発スキーム（バージョン管理やgitおよびGitHubによる効率的な開発など）、および信頼性、精度、再現性を向上させるための継続的に拡張されるテストスイートを利用します。PINTは、他の従来のパルサータイミングソフトウェアパッケージ（TEMPO/TEMPO2など）からコードを参照、コピー、または転記することなく開発および実装されるため、タイミング分析をクロスチェックし、パルス到着時間をシミュレートするための堅牢なツールを提供します。このホワイトペーパーでは、PINTの設計、使用法、および検証について説明し、PINTとTEMPOおよびTEMPO2のタイミング結果を比較します。
ミリ秒からサブマイクロ秒の天体物理学的過渡探索のための高効率シリコン光電子増倍管の特性評価
| Title |
Characterization_of_a_high_efficiency_silicon_photomultiplier_for_millisecond_to_sub-microsecond_astrophysical_transient_searches |
| Authors |
Siyang_Li_(a)_and_George_F._Smoot_(a-h)_((a)_Department_of_Physics,_University_of_California,_Berkeley,_USA,_(b)_Lawrence_Berkeley_National_Laboratory,_USA,_Emeritus,_(c)_Department_of_Physics,_Hong_Kong_University_of_Science_and_Technology,_China,_(d)_Institute_for_Advanced_Study,_Hong_Kong_University_of_Science_and_Technology,_China,_(e)_Energetic_Cosmos_Laboratory,_Nazarbayev_University,_Kazakhstan,_(f)_Department_of_Physics,_Universit\'e_Paris_Diderot,_France,_Emeritus,_(g)_Paris_Centre_for_Cosmological_Physics,_Universit\'e_Paris,_France,_(h)_Donostia_International_Physics_Center,_Universidad_del_Pa\'is_Vasco,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00132 |
浜松ホトニクス株式会社製の高効率シングルチャンネルシリコン光電子増倍管S14160-3050HSマルチピクセルフォトンカウンター（MPPC）の特性評価を行いました。すべての測定は、（23.0$\pm$0.3）$^{\circ}$Cの室温で実行されました。IV曲線を取得し、相対導関数を使用して、38.88Vの絶縁破壊電圧を見つけました。3Vの過電圧で、1.08MHzのダークカウント率、21$\％$のクロストーク確率、55$の光子検出効率が見つかりました。\％$は450nmで、飽和は1.0x10$^{11}$フォトン/秒です。S14160-3050HSMPPCは、超高速天文学（UFA）望遠鏡の候補検出器であり、ミリ秒からサブマイクロ秒のタイムスケールで光学（320nm〜650nm）の空を特徴づけ、2つのフォトンカウンティングアレイを同時に操作します。カザフスタンのアルマトイ近くにあるAssy-TurgenAstrophysicalObservatory（NUTTelA-TAO）にある0.7メートルのナザルバエフ大学過渡望遠鏡。S14160-3050HSMPPCをUFA望遠鏡と、1秒未満の時間領域天体物理学における将来の地上望遠鏡に使用することの長所と短所について説明します。
NEIDの過去の幽霊
| Title |
Ghosts_of_NEID's_Past |
| Authors |
Shubham_Kanodia,_Joe_P._Ninan,_Andrew_J._Monson,_Suvrath_Mahadevan,_Colin_Nitroy,_Chris_Schwab,_Samuel_Halverson,_Chad_F._Bender,_Ryan_Terrien,_Frederick_R.Hearty,_Emily_Lubar,_Michael_W._McElwain,_Lawrence._W._Ramsey,_Paul_M.Robertson,_Arpita_Roy,_Gudmundur_Stefansson,_and_Daniel_J._Stevens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00182 |
NEIDスペクトログラフは、R$\sim$120,000の解像度のファイバー給電で、極端な視線速度（RV）精度を実現する高度に安定化されたスペクトログラフです。キットピーク国立天文台の3.5mWIYN望遠鏡で、30\cms{}を超える望ましい機器精度で試運転されています。NEIDの380〜930nmのバンドパスにより、青色のCaHKラインからIRのCaIRトリプレットまでのアクティビティインジケータの同時波長カバレッジが可能になります。このホワイトペーパーでは、組み立て、統合、テスト中にNEID分光器の光学ゴーストを特徴付けて軽減する取り組みを紹介し、交差分散プリズムや入力光学系など、主要な光学素子の要因のいくつかに焦点を当てます。2次元スペクトルのシミュレーションを提示し、焦点面で予測されるゴーストの特徴と、それらがNEIDのRVパフォーマンスにどのように影響するかについて説明します。また、将来の機器設計に適用される可能性のある各ゴーストに採用された緩和戦略についても説明します。この作業により、他の機器ビルダーは、これらの問題の一部を回避できる可能性があり、緩和戦略の概要を説明できます。
ベクトルアポダイゼーションフェーズプレートコロナグラフの新しい概念
ベクトルアポダイジングフェーズプレート（vAPP）は、位相を操作して恒星のPSFに暗い穴を作成する瞳孔面コロナグラフです。位相は、半波長液晶層の速軸配向を空間的に変化させることにより、本質的に無彩色の幾何学的位相を介して円偏光状態で誘導されます。2つの偏光PSFは、1/4波長板（QWP）とそれに続く広帯域動作用の偏光ビームスプリッター（PBS）、または狭帯域またはIFS動作用の偏光感度グレーティング（PSG）のいずれかによって分離できます。ここでは、以前の設計の制限を解除し、それらのパフォーマンスについて報告する新しいvAPPの概念を紹介します。QWP+PBSの組み合わせにより、コンポーネントに厳しい許容誤差が設定され、コロナグラフ以外の光が暗い穴に漏れるのを防ぐことができました。マルチカラーホログラフィに基づく革新的な2ステージパターン化液晶要素システムを使用した新しいブロードバンド設計を提示し、漏れの問題を軽減し、製造公差を緩和します。さらに、焦点面波面センシング（FPWFS）を非対称瞳孔によってvAPPに統合できることを示しました。ただし、このようなvAPPはスループットが低下するという問題があり、狭帯域動作のPSGでのみ実証されています。スループットを維持し、位相と振幅の波面センシングを可能にする高度な設計を紹介します。また、ブロードバンドvAPPFPWFSの設計を紹介し、ブロードバンドFPWFSアルゴリズムの概要を説明します。最後に、片側の暗い穴を使用した高感度偏光測定用の以前のデュアルビームvAPP設計は非常に複雑でした。複雑さを大幅に軽減する新しいデュアルビーム設計を紹介します。
SCExAO-CHARISの分光偏光測定モードの機器偏光効果のキャリブレーション
| Title |
Calibration_of_the_instrumental_polarization_effects_of_SCExAO-CHARIS'_spectropolarimetric_mode |
| Authors |
Rob_G._van_Holstein,_Steven_P._Bos,_Jasper_Ruigrok,_Julien_Lozi,_Olivier_Guyon,_Barnaby_Norris,_Frans_Snik,_Jeffrey_Chilcote,_Thayne_Currie,_Tyler_D._Groff,_Joost_'t_Hart,_Nemanja_Jovanovic,_Jeremy_Kasdin,_Tomoyuki_Kudo,_Frantz_Martinache,_Ben_Mazin,_Ananya_Sahoo,_Motohide_Tamura,_S\'ebastien_Vievard,_Alex_Walter,_Jin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00475 |
スバル望遠鏡のSCExAOは、極端な補償光学とコロナグラフを採用した、可視および近赤外線の高コントラストイメージング機器です。この機器は、近赤外光（JHK）を面分光器CHARISに供給します。最近、ウォラストンプリズムがCHARISの光路に追加され、CHARISに高コントラストのイメージング機器の中でユニークな分光偏光測定機能を提供しました。完全な光路、つまり望遠鏡と機器の機器の偏光効果を説明する詳細なミュラー行列モデルを提示します。CHARISの22の波長ビンは、機器の偏光効果の波長依存性を詳細に調査するユニークな機会を提供します。内部光源での測定から、イメージデローテーター（Kミラー）が強い波長依存クロストークを生成し、最悪の場合、入射直線偏光の約95％を測定できない円偏光に変換することがわかります。理論計算によると、望遠鏡の計器偏光の大きさは波長によって約0.5％から0.7％の間で変化し、その角度は望遠鏡の高度角度と正確に等しいことが示されています。偏光標準星の観測により望遠鏡の機器の偏光をより正確に決定し、より包括的な物理モデルをすべての実験データに適合させることを計画しています。さらに、完全なミュラー行列モデルを既存のCHARIS後処理パイプラインに統合し、直線偏光度で0.1％未満の偏光精度を達成することを目指しています。CHARISの分光偏光測定モードのキャリブレーションにより、星周円盤と惑星および褐色矮星の仲間の独自の定量的偏光測定研究が可能になります。
ここでは、円形粒子加速器内の陽子バンチ試験質量の移動時間に対する天体物理学的重力波（GW）の影響を計算します。高精度の陽子バンチ時間タグ付け検出器が、円形粒子加速器施設をミリヘルツ（mHz）GWに敏感なGW天文台に変えることができることを示します。CERNで大型ハドロン衝突型加速器（LHC）のケーススタディを実施することにより、ノイズの発生源と超高速単一光子検出器の技術的実現可能性についてコメントします。
FRIPON：流入する流星物質を追跡するための世界的なネットワーク
| Title |
FRIPON:_A_worldwide_network_to_track_incoming_meteoroids |
| Authors |
F._Colas,_B._Zanda,_S._Bouley,_S._Jeanne,_A._Malgoyre,_M._Birlan,_C._Blanpain,_J._Gattacceca,_L._Jorda,_J._Lecubin,_C._Marmo,_J.L._Rault,_J._Vaubaillon,_P._Vernazza,_C._Yohia,_D._Gardiol,_A._Nedelcu_plus_300_co-authors |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00616 |
コンテキスト：最近まで、世界中の火の玉を監視するために設計されたカメラネットワークは完全に自動化されていませんでした。これは、隕石が落下した場合、回復キャンペーンがすぐに行われることはめったにないことを意味します。最も壊れやすい、したがって貴重な隕石は、変質を避けるために迅速に回収する必要があるため、これは重要な制限要因でした。目的：火の玉の回復と惑星間観測ネットワーク（FRIPON）の科学プロジェクトは、この制限を克服するために設計されました。このネットワークは、西ヨーロッパのかなりの部分とカナダのごく一部に展開された完全に自動化されたカメラと無線ネットワークで構成されています。現在、150台のカメラと25台のヨーロッパのラジオ受信機で構成されており、約150万平方キロメートルの面積をカバーしています。
GVタウNの高解像度中赤外分光法：若い原始惑星状星円盤における表面降着とアンモニアの検出
| Title |
High-Resolution_Mid-Infrared_Spectroscopy_of_GV_Tau_N:_Surface_Accretion_and_Detection_of_Ammonia_in_a_Young_Protoplanetary_Disk |
| Authors |
Joan_R._Najita_(NSF's_NOIRLab),_John_S._Carr_(U._Maryland),_Sean_D._Brittain_(Clemson_University),_John_H._Lacy_(U._Texas_at_Austin),_Matthew_J._Richter_(UC_Davis),_and_Greg_W._Doppmann_(Keck_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00016 |
原始惑星状星円盤から角運動量を再分配または除去する物理的プロセスは、星への質量降着を促進し、惑星形成の結果に影響を与える可能性があります。原始惑星状星円盤が降着に関与しているという遍在する証拠にもかかわらず、責任のあるプロセスは不明なままです。ここでは、ディスク表面での急速な流入を示すクラスIソースのスペクトルにおける赤方偏移分子吸収の証拠を提示します。GVタウNの高分解能中赤外分光法は、C2H2、HCN、NH3、および水の個々のラインの豊富な吸収スペクトルを明らかにします。分子吸収の性質から、おうし座T星の恒星降着率に匹敵する、かなりの降着率（〜1e-8から1e-7Msun/年）を持っていると推測できます。したがって、実際のディスクの降着を観察している可能性があります。結果は、磁化されたディスクのMHDシミュレーションで発見された超音速の「表面降着流」の観測的証拠を提供する可能性があります。観測されたスペクトルは、原始惑星系円盤の惑星形成領域でのアンモニアの最初の検出も表しています。アンモニアはHCNに匹敵する量しかなく、窒素の主要な不足している貯蔵所にはなり得ません。予想通り、内部ディスクの主要な窒素貯留層が代わりにN2である場合、その高い揮発性により、形成中の惑星に組み込むことが困難になり、バルク地球の低窒素含有量を説明するのに役立つ可能性があります。
高光度青色変光度のゆっくりとした周期的な明るさの変化の起源としての風とエンベロープの相互作用
| Title |
Wind-envelope_interaction_as_the_origin_of_the_slow_cyclic_brightness_variations_of_luminous_blue_variables |
| Authors |
Luca_Grassitelli,_Norbert_Langer,_Jonathan_Mackey,_Goetz_Graefener,_Nathan_Grin,_Andreas_Sander,_Jorick_Vink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00023 |
高光度青色変光星（LBV）は、数年から数十年のタイムスケールで、明るさ、半径、および光球温度の大きな準周期的変動を示す、高温で非常に明るい大質量星です。プロトタイプの後のSドラダスサイクルと呼ばれるこの変動の物理的起源は、とらえどころのないままです。ここでは、エディントン限界近くの星のエンベロープ構造に対する恒星風の質量損失のフィードバックを研究します。25kK未満の質量損失率の予測された体系的な増加に触発された温度依存性の恒星風質量損失処方を適用して、時間依存の流体力学的恒星進化論計算を実行します。風の質量損失率が明確に定義されたしきい値を超えると、風のベース条件の不連続な変化が恒星のエンベロープの再構築につながることがわかります。膨張したエンベロープの熱タイムスケールで発生する、誘発された急激な半径と温度の変化は、最初の変化を逆転させる質量損失の変動を課し、定常平衡構成を欠くサイクルにつながります。私たちの概念実証モデルは、かじき座S星の変動の典型的な観測現象を広く再現しています。不安定性を引き起こすために必要な3つの主要な物理的成分を特定します。エディントン限界に近接した膨張したエンベロープ、不透明度の低下が流出の加速につながらない温度範囲、および温度の低下とともに増加する質量損失率です。この温度範囲内の臨界しきい値。私たちのシナリオとモデルは、テスト可能な予測を提供し、恒星進化におけるLBV相の一貫した理論的処理への扉を開き、単一の星または連星としてのさらなる進化の結果をもたらします。
Iスパイトランジットと脈動：ガイアとツビッキートランジェントファシリティを使用した白色矮星の経験的変動
| Title |
I_Spy_Transits_and_Pulsations:_Empirical_Variability_in_White_Dwarfs_Using_Gaia_and_the_Zwicky_Transient_Facility |
| Authors |
Joseph_A._Guidry,_Zachary_P._Vanderbosch,_J._J._Hermes,_Brad_N._Barlow,_Isaac_D._Lopez,_Thomas_M._Boudreaux,_Kyle_A._Corcoran,_Bart_H._Dunlap,_Keaton_J._Bell,_M._H._Montgomery,_Tyler_M._Heintz,_D._E._Winget,_Karen_I._Winget,_J._W._Kuehne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00035 |
GaiaDR2およびZwickyTransientFacility（ZTF）DR3測光の公開カタログからの繰り返し測定で、異常な過剰散乱を使用して、さまざまな天体物理学的オブジェクトと一時的現象を検出する新しい方法を紹介します。まず、白色矮星に合わせて調整されたGaiaDR2測光のみを使用して、変動性の一般化された全天プロキシを提供します。より堅牢な候補検出を確実にするために、GaiaとZTF測光およびアラートを組み合わせた方法をさらに採用しています。有効性を実証するために、この後者の手法を、水素雰囲気の白色矮星が脈動することが知られているZZCeti不安定帯を中心とする200pc内のおよそ$12,100$の白色矮星のサンプルに適用します。これらの方法でランク付けされた上位$1\％$のサンプルを調べることにより、ガイアのみとZTFに基づく手法の両方が、既知および新しい可変白色矮星の識別に非常に効果的であることを示します。これは、フォローアップの高速を使用して検証します。測光。ZZCeti不安定帯の内側と外側の両方で、上位$1\％$の最高ランクの候補内で観測された33個中33個（$100\％$）の白色矮星の変動を確認します。数十の新しい脈動白色矮星に加えて、通過する微惑星の残骸を示す可能性が非常に高い5つの白色矮星も特定します。確認された場合、これらのシステムは、通過する破片をホストすることが知られている白色矮星の数の3倍以上になります。
食変光星の光度曲線解に対するパラメータ化の選択の結果
| Title |
Consequences_of_parameterization_choice_on_eclipsing_binary_light_curve_solutions |
| Authors |
J._Korth,_A._Moharana,_M._Pe\v{s}ta,_D.R._Czavalinga,_K.E._Conroy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00426 |
食変光星（EB）は、最も正確な恒星パラメーターのソースであることが知られており、これは恒星進化論のテストに重要です。{\itTESS}のような宇宙望遠鏡を使用した観測の質と量が改善されたため、正確なパラメータを取得するためのモデリングの精度が急務となっています。間もなくリリースされる\texttt{PHOEBE2.3}EBモデリングパッケージを使用して、パラメーターの堅牢性と精度、および最適化のためのパラメーターの選択への依存性をテストします。
黒点群の崩壊とその内部の詳細について
ほとんどの研究は主に黒点または黒点グループの崩壊に焦点を合わせているが、小さなサンプルのみに焦点を合わせているため、黒点グループの崩壊は比較的未知の分野である。検証済みの大規模なサンプルに基づく\citet{2020ApJ...892..107M}の最近の研究の延長として、この研究では、黒点グループの崩壊の長期的な振る舞いだけでなく、黒点のダイナミクスも調査します。それらの部分。本研究の目的は、崩壊を修正または寄与している物理的条件を見つけるために、崩壊プロセスの依存関係を検索することです。調査は、SoHODebrecenSunspotDatabase（SDD）とGreenwichPhotoheliographicResults（GPR）のカタログ、およびDebrecenPhotoheliographicData（DPD）に基づいています。全部で750以上の黒点グループが考慮されました。減衰率は、グループの合計、アンブラル、およびペナンブラル領域に対して計算されており、SDDのグループの場合は、先頭部分と後続部分の両方について計算されています。減衰率は最大面積に直線的に依存し、黒点グループと半影の場合は30〜50MSH/日、陰影の場合は5〜10MSH/日の範囲でした。減衰率はGnevyshevギャップの間に大幅に低下し、上昇/下降段階で4+4Schwabeの周期的変動を示しますが、北半球では常に高くなります。高緯度に向かう放射能範囲では、減衰率がわずかに低下します。
UOCS。 V.AstroSatを使用した古い散開星団NGC188のUV研究
| Title |
UOCS._V._UV_study_of_the_old_open_cluster_NGC_188_using_AstroSat |
| Authors |
Sharmila_Rani,_Annapurni_Subramaniam,_Sindhu_Pandey,_Snehalata_Sahu,_Chayan_Mondal,_Gajendra_Pandey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00510 |
アストロサット衛星に搭載された紫外線イメージング望遠鏡（UVIT）で取得した画像を使用して、2つの遠紫外線（FUV）フィルターと1つの近紫外線（NUV）フィルターで取得した古い散開星団NGC188のUV測光を示します。UVITデータは、光学測光データと組み合わせて利用され、光学およびUVの色と大きさの図（CMD）を作成します。FUV画像では、ホットで明るい青色はぐれ星（BSS）、1つのホットな準矮星、および1つの白色矮星（WD）の候補のみが検出されます。NUV画像では、21個のBSS、2個の黄色のストラグラー星（YSS）、および1個のWD候補を含む、最大22等の微弱限界までのメンバーを検出します。この研究は、最初のNUV光学CMDを提示し、観測されたCMDによく適合することがわかっている更新されたBaSTI-IACアイソクロンとWD冷却シーケンスでオーバーレイされます。スペクトルエネルギー分布（SED）フィッティングを使用して、UV明るい星の有効温度、半径、および光度を推定します。クラスターには、3つの星（Teff=4750-21000K）を持つHB集団があることがわかります。また、2つの黄色のストラグラー星を検出します。そのうちの1つは、UV過剰がその二値性とX線放射に関連しています。
NGC3201巨星の変動とその分光学的[Fe / H]決定への影響
| Title |
Variability_in_NGC_3201_giant_stars_and_its_impact_on_their_spectroscopic_[Fe/H]_determination |
| Authors |
\'A._Llancaqueo_Albornoz_(1),_S._Villanova_(1),_C.C._Cort\'es_(1_and_2),_J.A._Ahumada_(3)_and_C._Parisi_(3_and_4)_((1)_Departamento_de_Astronom\'ia,_Universidad_de_Concepci\'on,_Chile,_(2)_Departamento_de_F\'isica,_Facultad_de_Ciencias,_Universidad_del_B\'io-B\'io,_Chile,_(3)_Observatorio_Astron\'omico,_Universidad_Nacional_de_C\'ordoba,_Argentina,_(4)_Instituto_de_Astronom\'ia_Te\'orica_y_Experimental_(CONICET-UNC),_Argentina) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00520 |
球状星団NGC3201の17個の巨星の$V$と$I$の34個の光度曲線の分析を提示して、そのような星が可変であるかどうか、およびそれらの可変性が鉄の存在量に何らかの影響を与えるかどうかを確認します。分光測定。最初に、サンプルで一般化されたLomb-ScargleおよびPhaseDispersionMinimizationピリオドグラムを計算して、星が変数であるかどうかを確認しました。このようにして、サンプルの7つの星は非可変であることがわかり、2つの星は可能な変数と見なされ、8つの星は可変であることがわかり、期間は$0.0881\pm0.0001$から$0.5418\pm0.0027の範囲でした。$日。文献によると、変数の値は$\text{[FeI/H]}$です。最も金属が豊富な3つの星はRGBステージにあり、1つは$\text{[FeI/H]}=-1.37$dex、他の2つは$\text{[FeI/H]}=-1.31$dexです。最も金属が少ない2つの変数は、$\text{[FeI/H]}=-1.61$dexと$\text{[FeI/H]}=-1.62$dexであり、AGBスターです。残りの変数は$\text{[FeI/H]}=-1.44$、$-1.48$、および$-1.50$dexで、最初の2つはRGBで、最後の変数はAGBスターです。一方、非変数のように見える星は$-1.56\leq\text{[FeI/H]}\leq-1.40$です。変動性は、NGC3201の巨星の鉄含有量の分光学的決定に何らかの影響を及ぼし、クラスターの鉄の広がりを増加させると結論付けています。変動性が考慮されていない場合、この広がりは、クラスターの星に影響を与える固有の鉄の広がりによるものとして誤って解釈される可能性があります。
PBjam：太陽のような発振器の星震学を自動化するためのPythonパッケージ
| Title |
PBjam:_A_Python_package_for_automating_asteroseismology_of_solar-like_oscillators |
| Authors |
M._B._Nielsen_(1_and_2_and_3),_G._R._Davies_(1),_W._H._Ball_(1_and_2),_A._J._Lyttle_(1_and_2),_T._Li_(1_and_2),_O._J._Hall_(1_and_2),_W._J._Chaplin_(1_and_2),_P._Gaulme_(4),_L._Carboneau_(1_and_2),_J._M._J._Ong_(5),_R._A._Garc\'ia_(6_and_7),_B._Mosser_(8),_I._W._Roxburgh_(9_and_1),_E._Corsaro_(10),_O._Benomar_(11_and_3),_A._Moya_(12_and_1),_M._N._Lund_(2)_*1 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00580 |
星震学は、観測された振動モードの特性を使用して星を研究するための優れたツールです。これまでのところ、星の星震学的分析を実行するプロセスは、やや難解であり、専門家以外の人はアクセスできません。このソフトウェアペーパーでは、太陽のような発振器の周波数スペクトルを単純だが原理的で自動化された方法で分析するためのオープンソースのPythonパッケージであるPBjamについて説明します。PBjamの目的は、太陽のように振動する星の放射状および四重極振動に関する情報を抽出するための使いやすいツールのセットを提供することです。これを使用して、恒星の質量、半径、年齢などのバルク特性を推測できます。または構造さえ。星震学とそのデータ分析方法は、宇宙ベースの測光観測所が豊富な新しいデータを生成し、太陽系外惑星、星の構造と進化、銀河系の個体群研究などの幅広いコンテキストで星震学を適用できるようになるにつれて、ますます重要になっています。
低光度II型高原超新星の前駆体であるSN2008bkの再考
| Title |
Revisiting_the_progenitor_of_the_low-luminosity_type_II-plateau_supernova,_SN_2008bk |
| Authors |
D._O'Neill,_R._Kotak,_M._Fraser,_S._Mattila,_G._Pietrzy\'nski,_and_J._L._Prieto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00592 |
赤色超巨星の更新されたモデル大気の利用可能性、単一およびバイナリの恒星進化モデルの改善、および以前に公開されていないデータにより、低光度タイプII-プラトー超新星、SN2008bkの前駆体を再検討するようになりました。ダストモデルと組み合わせて中赤外データを使用すると、高温（4250-4500K）、高消光（E（B-V）>0.7）ソリューションはデータと互換性がないことがわかります。したがって、log（L/Lsun）〜4.53の光度を持つクールな（〜3500-3700K）前駆体を優先します。進化の軌跡と比較して、いくつかの以前の研究と一致して、8-10Msunの範囲の前駆体の質量を推測します。この質量は、コア崩壊のために下肢でRSGが爆発することから生じる低光度タイプIIPSNeの観測されたパターンと一致しています。また、前駆体のマルチエポックデータを提示しますが、変動性の明確な証拠は見つかりません。
$ R ^ 2 $インフレの新しい曲率の高いバリエーション
宇宙論的背景の周りの2次フリードマン-レマ\^itre方程式と2次の時間線形化方程式を生成する「幾何学的」高曲率補正のクラスを含む、スタロビンスキーインフレーションの新しい拡張を提案します。アトラクタとしてスローロールインフレーションの拡張フェーズを認めるこのクラス内のモデルの範囲を決定します。これらの理論を反ド・ジッター空間に埋め込むことにより、2つの支配的な高次曲率補正のホログラフィック「ユニタリー性」境界を導き出します。最後に、修正された整合性関係$r=-8n_{T}$を含む、スカラーおよびテンソルの原始摂動のスペクトル特性に対する主要な補正を計算します。注目すべきことに、ホログラフィーによって特定されたモデルの範囲は、スカラースペクトル傾斜の現在の観測限界とほぼ一致しています。私たちの結果は、将来の観察がここで考慮された異なるより高い曲率の補正を区別する可能性があることを示しています。
コンパクトなバイナリ合体のための高速で忠実な周波数領域の有効な一体型波形
| Title |
Fast,_faithful,_frequency-domain_effective-one-body_waveforms_for_compact_binary_coalescences |
| Authors |
Rossella_Gamba,_Sebastiano_Bernuzzi,_Alessandro_Nagar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00027 |
重力波観測からの二元中性子星特性の推論には、それぞれが周波数範囲で約3桁にわたる数百万の波形の生成が必要です。したがって、波形モデルは効率的に生成される必要があり、同時に、ポストニュートンの準断熱的インスピレーションから合併体制まで忠実でなければなりません。この問題の簡単な解決策は、有効な1体の波形を固定位相近似と組み合わせて、任意の低周波数からマージまで有効な周波数領域の多極近似を取得することです。断熱後近似で生成された有効な1体周波数領域波形は、現在の現象論的モデルおよび代理モデルと計算上競合し、（事実上）任意に長く、任意のバイナリパラメーターのマージまで忠実であることを示します。同じ方法を使用して、宇宙ベースの干渉計で検出可能な中間質量のブラックホール連星のインスピレーション波形を効率的に生成することもできます。
静止磁場中の二体中性クーロンシステム：水素原子からポジトロニウムまで
| Title |
Two-body_neutral_Coulomb_system_in_a_magnetic_field_at_rest:_from_Hydrogen_atom_to_positronium |
| Authors |
J.C.del_Valle,_A.V._Turbiner,_Adrian_M_Escobar_Ruiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00044 |
ノードレス波動関数の単純な均一近似は、一定の均一磁場で静止している質量$（-q、m_1）$と$（q、m_2）$の異なる2つのクーロン電荷の{\itニュートラル}システムに対して構築されます。正と負のパリティの状態、それぞれ${（1s_0）}$と${（2p_0）}$。物体の1つの質量と電荷を固定することにより、異なる2番目の物体の質量を持つすべてのシステムが関連していることが示されています。これにより、2番目のボディを無限大と見なし、そのようなシステムを基本と見なすことができます。3つの物理システムを詳細に検討します。（in）-有限質量の陽子（重陽子、トリトン）を持つ水素原子とポジトロニウム原子$（-e、e）$です。リカッチ-ブロッホ方程式と一般化-ブロッホ方程式を導出します。これらの方程式は、それぞれ短距離と長距離の領域を記述します。波動関数の対数の小距離および長距離の振る舞いの補間に基づいて、コンパクトな10パラメトリック関数が提案されます。変分試行関数として使用すると、考慮される磁場$[0\のドメイン全体の総エネルギーに対して、有効数字6桁（sd）以上の精度（相対偏差で$\lesssim10^{-6}$）を提供します。,,\、10^4]$auおよび3s.d.以上四重極モーメント$Q_{zz}$の場合。参照ポイントを取得するために、16Kメッシュポイントを使用したラグランジュメッシュメソッドを使用して、10〜6s.dを取得しました。小さな磁場から大きな磁場までのエネルギーで。リカッチ-ブロッホ方程式に基づいて、エネルギーの最初の100個の摂動係数が有理数の形式で計算され、Pad\'e-Borelの再合計手順を使用して、エネルギーが10s.d以上で求められます。磁場で$\leq1$\、a.u。
| Title |
Wormhole_geometries_induced_by_action-dependent_Lagrangian_theories |
| Authors |
Ismael_Ayuso,_Francisco_S._N._Lobo_and_Jos\'e_P._Mimoso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00047 |
この作業では、非保存的重力理論から生じる最近提案された修正重力理論でワームホールの形状を調査します。これは、暫定的にアクション依存のラグランジアン理論と呼ばれます。一般化された重力場方程式は、基本的に背景の4元ベクトル$\lambda^\mu$に依存します。これは、重力ラグランジアンのアクションへの依存に関連する結合パラメーターの役割を果たし、一般的に時空座標に依存します。ワームホールの構成を考慮すると、「Buchdahl座標」を使用すると、4元ベクトルは$\lambda_{\mu}=\left（0,0、\lambda_{\theta}、0\right）$で与えられ、時空ジオメトリは条件$g_{tt}g_{uu}=-1$によって厳しく制限されています。ここで、$u$は半径座標です。Ellis-Bronnikovソリューションと最近提案されたブラックバウンスジオメトリなどを一般化することにより、関数$\lambda$のべき乗則を選択できる、特定の漸近的に平坦な対称および非対称のソリューションが多数見つかります。これらのコンパクトオブジェクトは、一般相対論的オブジェクトよりもはるかに豊富な幾何学的構造を持っていることを示します。
量子重力における確率的重力波背景
すべての宇宙論的量子重力または量子重力に触発されたシナリオの中で、青く傾いた原始テンソルスペクトルを予測するのはごくわずかです。それらのうちの5つを調査し、現在および将来の干渉計で検出可能な確率的重力波バックグラウンドを生成できるかどうかを確認します：非局所量子重力、ストリングガス宇宙論、新しいエキピロティックシナリオ、Brandenberger-Ho非可換インフレーションおよびマルチフラクショナル時空。非局所的な量子重力は観測できないが、他のすべてのモデルはDECIGOのひずみ感度に到達できるが、LIGO-Virgo-KAGRA、LISA、またはEinstein望遠鏡のひずみ感度には到達できないことを示します。赤く傾いたスペクトル（ほとんどのループ量子宇宙論）または非常に小さな量子補正（Wheeler-DeWitt量子宇宙論）を持つ他の量子重力モデルは、検出できないことがわかっています。
非常に低い温度での気相衝突過程の速度論と分岐比研究のための新しい機器
| Title |
A_new_instrument_for_kinetics_and_branching_ratio_studies_of_gas_phase_collisional_processes_at_very_low_temperatures |
| Authors |
Olivier_Durif,_Michael_Capron,_Joey_P._Messinger,_Abdessamad_Benidar,_Ludovic_Biennier,_J\'er\'emy_Bourgalais,_Andr\'e_Canosa,_Jonathan_Courbe,_Gustavo_A._Garcia,_Jean-Fran\c{c}ois_Gil,_Laurent_Nahon,_Mitchio_Okumura,_Lucile_Rutkowski,_Ian_R._Sims,_Jonathan_Thi\'evin,_S\'ebastien_D._Le_Picard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00374 |
クラスタリングプロセスを含む、低温気相中性中性反応の速度論的研究に特化した新しい機器が紹介されています。これは、超音速フローリアクターと真空紫外線（VUV）シンクロトロン光イオン化飛行時間型質量分析を組み合わせたものです。粒子計数効率を最適化するために、光イオン-光電子同時検出方式が採用されています。機器の特性は、n-ブタンの{光イオン化スペクトル}、ギ酸ダイマー形成の検出、ジアセチレンの観察など、低温（<100K）で得られたいくつかの結果を通じて示される機能とともに詳細に説明されています。C$_2$HラジカルとC$_2$H$_2$の間の反応によって形成された分子。
低温でのN（2D）+ C2H4反応の速度論的研究
| Title |
A_Kinetic_Study_of_the_N(2D)_+_C2H4_Reaction_at_Low_Temperature |
| Authors |
Kevin_M._Hickson,_C\'edric_Bray,_Jean-Christophe_Loison_and_Michel_Dobrijevic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00655 |
電子的に励起された窒素原子N（2D）は、タイタンなどのN2ベースの惑星大気の光化学における重要な種です。それにもかかわらず、適切な低温範囲で研究されたN（2D）反応はほとんどありません。本研究では、50K〜296Kの温度で超音速フローリアクターを使用してN（2D）+エテン（C2H4）反応の速度定数を測定しました。ここでは、化学反応を使用してN（2D）原子を生成しました。これらは、真空紫外線波長領域でのレーザー誘起蛍光によって直接検出されました。測定された速度定数は、温度の関数としてほとんど変化を示さず、前の研究で得られた値よりもかなり大きな値でした。実際、タイタンの大気の平均温度が170Kであることを考慮すると、現在推奨されている値のほぼ7倍の速度定数が得られます。並行して、電子構造計算を実行して、反応プロセスへの洞察を提供しました。より低いレベルでの初期の理論的研究は、N（2D）+C2H4反応の障壁の存在を予測しましたが、現在の計算は、試薬と相関する5つのダブレットポテンシャルエネルギー面のうちの2つが魅力的であり、障壁がないことを示しています。エテンの炭素二重結合へのN原子の垂直アプローチ。このプロセスの最近の動的調査から得られた測定された速度定数と新製品チャネルは、タイタン大気の1D結合イオン中性モデルに含まれています。これらのシミュレーションは、モデル化された多数の窒素含有化合物の存在量がこれらの変化によって著しく影響を受けることを示しています。
