| Title |
Strategies_to_Detect_Dark-Matter_Decays_with_Line-Intensity_Mapping |
| Authors |
Jos\'e_Luis_Bernal,_Andrea_Caputo,_Marc_Kamionkowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00771 |
暗黒物質の性質は、宇宙論における長年の謎であり、実験室やコライダーの実験、天体物理学、宇宙論の観測で研究することができます。この作業では、線強度マッピング（LIM）実験を使用して、暗黒物質の崩壊から放射性生成物を検出するための現実的で効率的な戦略を提案します。この放射線は、LIM調査の対象となる原子および分子スペクトル線の線侵入者として機能します。暗黒物質の放射性崩壊からの寄与の最も特徴的な特徴は、投影効果によるLIMパワースペクトルの余分な異方性、およびボクセル強度分布の狭まりと高強度へのシフトです。LIM調査が$\sim10^{-6}-10$eVの範囲の暗黒物質の質量の関数として敏感になる、2つの光子への最小崩壊率を予測し、そのような結果を再解釈する方法について説明します。光子と別の粒子に崩壊する暗黒物質。パワースペクトルとボクセル強度分布の両方が暗黒物質の寄与に非常に敏感であると予想され、ボクセル強度分布は考慮されるほとんどの実験にとってより有望であることがわかります。アクシオンの観点から結果を解釈すると、LIM調査は崩壊生成物を検出するのに非常に競争力があり、特に質量範囲$\で、実験室および天体物理学の検索の感度が数桁向上することを示しています（質量に応じて）。sim1-10$eV。
金属吸収を使用したクエーサーに関連する大規模なUVバックグラウンドの不均一性の調査
| Title |
Probing_Large-scale_UV_Background_Inhomogeneity_Associated_with_Quasars_using_Metal_Absorption |
| Authors |
Sean_Morrison,_Matthew_M._Pieri,_Debopam_Som,_Ignasi_P\'erez-R\`afols |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00772 |
高赤方偏移で観測されたクエーサー集団に関連する3次元での大規模なUVバックグラウンドの不均一性を研究します。これを行うには、数十の共動メガパーセクスケールでSDSS-IV/eBOSSの最も近いクエーサーまでの関数距離としてクエーサー吸収スペクトルスタッキングを介して金属吸収を測定します。銀河間媒体吸収体と混合銀河系周囲媒体吸収体の両方と、OVI、CIV、SiIV、およびSiIIIでのプローブ吸収を研究します。全体的に強い高イオン化種の吸収は、2.4ドル<z<3.1ドルのクエーサーの近くで見られます。OVI吸収は特に強い変化を示し、CIVの影響が明らかな場合もあり、SiIIIとSiIVの影響はよりわずかです。さらに、$2.05<z<2.4$（時間とともに均一性が増加する兆候が弱い）を研究し、統合されたSDSS-rバンドフラックスクエーサーフラックスの関数としての金属吸収の研究を調査します（一貫性はありますが、それほど重要ではありません）。金属吸収は大規模な3Dクエーサー近接に対して感度を示しますが、現在の不完全なクエーサーサンプルは詳細な解釈を制限します。しかし、この研究は、UVバックグラウンドの不均一性が、クエーサーに関連する数十の共動メガパーセクのスケールで存在し、銀河間媒体での金属吸収を調べることによって正確に測定できることを示しています。
アクシオンウィンドウに対するらせん電磁場の影響
原始電磁場はアクシオンの宇宙進化に強く影響する可能性があり、逆もまた同様です。ヘリカル電磁場が初期宇宙でコヒーレントに生成される場合、それらの残骸が結合したアクシオンに場の速度を供給し、アクシオン暗黒物質の熱的残存粒子を強化することを示します。SMまたは隠れたゲージグループに結合されたQCDアクシオンおよびアクシオンのような粒子の意味について説明します。隠れた光子に結合されたQCDアクシオンの場合、アクシオン減衰定数の従来のウィンドウ$10^{8}\、\mathrm{GeV}\lesssimf\lesssim10^{12}\、\mathrm{GeV}$$\alpha\、\DeltaN_{\mathrm{eff}}\gtrsim10^{-12}$という小さなヘリカル電磁場によるアクシオン暗黒物質の過剰生成により、完全に閉じることができます。ここで、$\alpha$はゲージ結合と$\DeltaN_{\mathrm{eff}}$は、隠れた光子の効果的な超相対論的自由度です。
衝撃とスプラッシュ：LambdaCDM銀河団周辺のガスとダークマターハローの境界
| Title |
Shock_and_Splash:_Gas_and_Dark_Matter_Halo_Boundaries_around_LambdaCDM_Galaxy_Clusters |
| Authors |
Han_Aung,_Daisuke_Nagai,_Erwin_T._Lau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00977 |
銀河団のシミュレーションと観測における最近の進歩は、巨大なクラスターサイズの暗黒物質ハローの物理的な外側の境界が存在することを示唆しています。この研究では、Omega500ズームイン流体力学的宇宙論シミュレーションから抽出された65個の巨大な暗黒物質ハローのサンプルを分析することにより、クラスターサイズの暗黒物質ハローの周りの暗黒物質とガスの外側境界の位置を調査します。自己相似モデルの予測とは反対に、降着衝撃の位置が暗黒物質の跳ね返り半径の位置からオフセットされていることを示します。降着衝撃半径は、文献のスプラッシュバック半径のすべての定義よりも20〜100％大きくなっています。エントロピー圧力プロファイルの最も急な降下を使用して定義された降着衝撃半径は、暗黒物質密度プロファイルの最も急な勾配によって定義されたスプラッシュバック半径の約2倍であり、暗黒物質相のエッジよりも約1.2倍大きい。-空間構造。銀河団の多波長研究に対する我々の結果の意味を議論します。
銀河団の質量と大きさの関係
暗黒物質ハローの降着の周辺は、それらのマルチストリーム領域を区切る密度の突然の低下を示します。降着のダイナミクスにより、この物理的に動機付けられたエッジの位置は、ハローの成長率と強く相関します。高質量クラスターの流体力学的ズームインシミュレーションを使用して、現実的なシミュレーションでこの定義を調査し、暗黒物質と銀河プロファイルのこの特徴の間の明確な関係を見つけます。また、スプラッシュバック機能の深さは、フィラメントの方向、そして驚くべきことに、最も明るい銀河団の方向とよく相関していることも示しています。私たちの発見は、銀河プロファイルと弱いレンズ効果の質量が、宇宙論的情報を抽出するために使用できる銀河団の観測的に実行可能な質量サイズスケーリング関係を定義できることを示唆しています。
| Title |
Dark_Energy_as_a_Critical_Phenomenon:_a_Resolution_for_Hubble_Tension |
| Authors |
Abdolali_Banihashemi,_Nima_Khosravi_and_Arman_Shafieloo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01407 |
プランクのCMBとリースらのローカルハッブル測定の両方と一致する臨界現象の物理学に基づく暗黒エネルギーモデルを提案します。このモデルでは、暗黒エネルギー密度はイジングモデルの磁化のように動作します。これは、ダークエネルギーが創発的な現象であることを意味し、私たちはそれを非常に創発的なダークエネルギーモデル、CEDEと名付けました。CEDEでは、暗黒エネルギーは、臨界現象の臨界温度に対応する遷移赤方偏移$z_c$で発生します。プランクCMBデータとRiessらのハッブル定数の局所測定を組み合わせる。（2019）宇宙定数を効果的に表す非常に初期の遷移の場合に関して、この遷移に対する統計的に有意なサポートが見つかりました。CEDEモデルは当然、ローカル測定値と一致するハッブル定数のより大きな値を好むため、これは理解できます。CEDEは、高赤方偏移のプランクCMBデータとローカルハッブル定数測定の両方を考慮すると、自明でない遷移を好むため、$H_0$張力は、臨界現象の十分に研究された特性として、ダークエネルギーの下部構造のヒントになり得ると結論付けます。。
太陽系外衛星回廊：すべての太陽系外衛星の半分は、エイリアシングのために狭いウィンドウ内でTTV周波数を示します
太陽系外衛星は、親惑星上で潜在的に検出可能な通過タイミング変動（TTV）を生成することが期待されています。残念ながら、月によって引き起こされたTTVを他のソース、特に惑星と惑星の相互作用から区別することは、太陽系外衛星の候補を特定するためのツールとしてのその有用性を著しく妨げてきました。太陽系外衛星TTVの重要な特徴は、通過/惑星期間ごとに1回しかTTVを観測できないという単純な事実のために、それらが常にアンダーサンプリングされることです。エイリアシングされたTTVの周期性を惑星と月の周期の関数として分析的に表現できることを示します。さらに、エイリアシングされたTTV期間を真の月の期間に戻すことには、何百もの調和モードが伴うことを示します。ただし、これらのTTVエイリアスのユニークな側面は、基礎となる月の人口に対してどのモデルを想定しているかに関係なく、一貫して短い期間で発生すると予測されることです。具体的には、すべての太陽系外衛星の50％が、惑星と惑星の相互作用がめったに現れない範囲である2〜4サイクルの周期でTTVを誘発すると予想されます。これは、太陽系外衛星の候補をすばやく特定するための刺激的でシンプルなツールを提供し、太陽系外衛星の狩猟戦略としてTTV手法を前面に押し出します。この方法を候補者であるケプラー-1625biに適用すると、そのTTV周期性は太陽系外衛星に期待される期間の中央値を中心としていることがわかります。
ケプラー惑星のホットスターは高い傾斜角を持っています
| Title |
Hot_Stars_With_Kepler_Planets_Have_High_Obliquities |
| Authors |
Emma_M._Louden,_Joshua_N._Winn,_Erik_A._Petigura,_Howard_Isaacson,_Andrew_W._Howard,_Kento_Masuda,_Simon_Albrecht,_Molly_R._Kosiarek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00776 |
ホットジュピターを持つホットスターは高い傾斜角を持つ傾向があることが10年前から知られています。他の種類の惑星との熱い星のスピン軌道相互作用の程度についてはあまり知られていません。ここでは、投影された回転速度（vsini）の分光測定に基づいて、海王星よりも小さい通過する惑星を持つ熱いケプラー星の傾斜角を再評価します。この方法の基本は、傾斜角が低い（他のすべてが等しい）と、siniが1に近くなり、vsiniの値が増加することです。有効温度が5950〜6550Kの150個のケプラー星のサンプルと、分光学的特性とランダムな向きが一致する101個の星のコントロールサンプルを使用して、この効果の証拠を探しました。惑星のホストは、対照星よりも体系的に高いvsiniの値を持っていますが、完全なスピン軌道相互作用と互換性があるほどではありません。siniの平均値は0.856+/-0.036であり、これは1から4シグマ（完全な位置合わせ）、pi/4から2シグマ（ランダムな方向）です。最も熱い星がより広い傾斜分布を持っているという証拠もあります：別々にモデル化されたとき、6250Kより冷たい星は<sini>=0.928+/-0.042を持ちますが、より熱い星はランダムな向きと一致しています。これは、ホットジュピターのある星について以前に指摘されたパターンに似ています。これらの結果に基づくと、初期G星と後期F星の赤道傾斜角は、ホットジュピターの形成だけに関連しているのではなく、星と惑星の形成の一般的な結果であるように見えます。
地球のような惑星気候の炭酸塩-ケイ酸塩サイクル予測とハビタブルゾーンの概念のテスト
| Title |
Carbonate-Silicate_Cycle_Predictions_of_Earth-like_Planetary_Climates_and_Testing_the_Habitable_Zone_Concept |
| Authors |
Owen_R._Lehmer,_David_C._Catling,_Joshua_Krissansen-Totton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00819 |
従来のハビタブルゾーン（HZ）の概念では、CO$_{2}$-H$_2$O温室は表面の液体の水を維持します。水を介した炭酸塩-ケイ酸塩の風化サイクルを通じて、大気中のCO$_{2}$分圧（pCO$_{2}$）は表面温度の変化に応答し、地質学的タイムスケールにわたって気候を安定させます。この風化フィードバックは、pCO$_{2}$とHZの地球のような惑星への入射フラックスとの間に対数線形関係を生み出すはずであることを示します。ただし、風化のための土地面積やCO$_2$のガス放出フラックスなど、地球物理学的および物理化学的パラメータが異なる可能性があるため、この傾向にはばらつきがあります。気候と炭酸塩-ケイ酸塩の風化モデルを組み合わせて、HZ全体の軌道距離でpCO$_2$のばらつきの可能性を定量化します。この分散から、HZでの入射フラックスとpCO$_2$の間の二次元関係を予測し、少なくとも83（$2{\sigma}$）の地球のような太陽系外惑星の観測から検出できることを示します。地球のような太陽系外惑星があまり観測されない場合、この関係からHZ仮説をテストすることは難しいかもしれません。
太陽周期の衰退期におけるL1の銀河宇宙線フラックス変調と地磁気活動の繰り返し24
| Title |
Recurrent_galactic_cosmic-ray_flux_modulation_in_L1_and_geomagnetic_activity_during_the_declining_phase_of_the_solar_cycle_24 |
| Authors |
Catia_Grimani,_Andrea_Cesarini,_Michele_Fabi,_Federico_Sabbatini,_Daniele_Telloni,_Mattia_Villani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01152 |
太陽圏内部の銀河宇宙線（GCR）フラックスの短期変動（$<$1か月）は、主に高速太陽風（HSS）とコロナ質量放出（ICME）の惑星間（IP）対応物の通過に関連しています。）。ラグランジュ点L1周辺の太陽周期24（2016年2月-2017年7月）の衰退部分の間に、ESALISAパスファインダー（LPF）宇宙船に搭載された粒子検出器で収集されたデータにより、再発宇宙線の特性を研究することができました。70MeVn$^{-1}$を超える光線フラックス変調。％これらの変調は、太陽風速が$>$400kms$^{-1}$および/またはIP磁場強度$>$10nTの場合に観察されます。個々の変調の振幅と進化は、HSSとICMEが通過する前に、IPプラズマパラメータと粒子フラックス強度の両方に独自の方法で依存することが示されています。LPFデータを、国際宇宙ステーションに搭載された磁気分光計実験AMS-02と同時に収集されたデータ、および地球極中性子モニターのデータと比較することにより、GCRフラックス変調が繰り返しの短期変動中のさまざまなエネルギーで研究されました。また、重力波検出用の将来の干渉計など、宇宙での高感度機器の性能を評価するために、GCRフラックスの長期および短期変動の役割を解きほぐすためのほぼリアルタイムの粒子観測要件を設定することも目的としています。最後に、L1での再発GCRフラックス変動観測と、2016年から2017年の弱いから中程度の地磁気活動との関連について説明します。IP磁場のB$_z$成分が北に向けられている場合、短期間の繰り返しのGCRフラックス変動は、繰り返しの地磁気活動の良いプロキシです。
2018/19年の例外的な出現中の46P /ワータネン彗星の狭帯域観測I：見かけの自転周期と爆発
| Title |
Narrowband_Observations_of_Comet_46P/Wirtanen_During_Its_Exceptional_Apparition_of_2018/19_I:_Apparent_Rotation_Period_and_Outbursts |
| Authors |
Tony_L._Farnham,_Matthew_M._Knight,_David_G._Schleicher,_Lori_M._Feaga,_Dennis_Bodewits,_Brian_A._Skiff,_Josephine_Schindler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01291 |
ハイパーアクティブ彗星46P/Wirtanenの広帯域および狭帯域画像を、彗星が歴史的に地球に接近した2018/2019年の出現中の33夜に取得しました。広範囲にわたるカバレッジで、季節と回転の両方のタイムスケールで彗星の時間的振る舞いを調査しました。CN観察を使用してコマの形態を調査し、らせん構造を生成する2つの主要なアクティブ領域があることを明らかにしました。これらの構造の回転方向は近日点前から近日点後まで変化し、地球が近日点の周りで彗星の赤道面を横切ったことを示しています。また、CN画像を使用して、アクティビティの2つのピークを一貫して示す測光光度曲線を作成し、2つのソース領域を確認しました。形態と光度曲線の両方を使用して、いくつかのエポックで核の見かけの自転周期を測定しました。これらの結果はすべて、自転周期が観測ウィンドウ全体で継続的に変化しており、11月初旬の8.98時間から近日点付近の9.14時間に増加し、2月には再び8.94時間に減少していることを示しています。幾何学は近日点の周りで急速に変化しますが、周期の変化は主に近日点効果によるものではありません。昏睡状態の構造の繰り返しは、夜間と夜間の両方で、核がほぼ単純な回転状態にあることを強く示唆しています。また、12月〜12日と1月〜28日の2回の爆発を検出しました。これらのイベントでの噴出物の見かけの速度、それぞれ68$\pm$5〜m〜s$^{-1}$と162$\pm$15〜m〜s$^{-1}$を使用して、開始時間を導き出しました。2018〜12月〜12日00：13〜UT〜$\pm$7〜minおよび2019〜1月〜27日20：01〜UT〜$\pm$30〜min。
ディープHSC光学調査によるAKARI赤外線源の識別：NEPワイドフィールドでの新しいバンドマージカタログの構築
| Title |
Identification_of_AKARI_infrared_sources_by_Deep_HSC_Optical_Survey:_Construction_of_New_Band-Merged_Catalogue_in_the_NEP-Wide_field |
| Authors |
Seong_Jin_Kim,_Nagisa_Oi,_Tomotsugu_Goto,_Hiroyuki_Ikeda,_Simon_C.-C._Ho,_Hyunjin_Shim,_Yoshiki_Toba,_Ho_Seong_Hwang,_Tetsuya_Hashimoto,_Laia_Barrufet,_Matthew_Malkan,_Helen_K._Kim,_Ting-Chi_Huang,_Hideo_Matsuhara,_Takamitsu_Miyaji,_Chris_Pearson,_Stephen_Serjeant,_Daryl_Joe_Santos,_Eunbin_Kim,_Agnieszka_Pollo,_Woong-Seob_Jeong,_Ting-Wen_Wang,_Rieko_Momose,_and_Toshinobu_Takagi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00750 |
北食極（NEP）フィールドは、多くの衛星観測にとって自然な深層フィールドの場所です。近赤外線から中赤外線（中赤外線）までの独自の波長範囲を持つAKARI宇宙望遠鏡によって調査されて以来、何度もターゲットにされてきました。多くの追跡観測が行われ、このフィールドはさまざまな施設で最も頻繁に観測されるエリアの1つになり、X線から電波の波長範囲までの豊富なパンクロマティックデータが蓄積されています。最近、すばる望遠鏡でのHyperSuprime-Cam（HSC）による深部光学調査が、NEP-Wide（NEPW）フィールドをカバーしました。これにより、近赤外および中赤外帯域のかすかな光源を特定し、測光赤方偏移を改善することができました。（写真-z）推定。この作業では、HSC調査によって新たに特定されたAKARIソースと、NEPWフィールドで観測された91,861個のAKARIソースのマルチバンド測光を示します。GALEXUVからサブミリ波（sub-mm）バンド（Herschel/SPIRE、JCMT/SCUBA-2など）までのさまざまな測光データを組み合わせた新しいバンドマージカタログをリリースします。約20,000個のAKARIソースがHSCデータと新たに照合され、そのほとんどは近赤外線から中赤外線のAKARIバンドのかすかな銀河のようです。このカタログは、現在のさまざまな研究の動機付けとなり、最近開始された（eROSITA/ART-XC）および将来の宇宙ミッション（JWST、Euclid、SPHERExなど）がNEP分野で深い観測を行うことを計画しているため、ますます有用になります。
PHANGS銀河までの距離：赤色巨星分枝の測定の新しいヒントと採用された距離
| Title |
Distances_to_PHANGS_Galaxies:_New_Tip_of_the_Red_Giant_Branch_Measurements_and_Adopted_Distances |
| Authors |
Gagandeep_S._Anand,_Janice_C._Lee,_Schuyler_D._Van_Dyk,_Adam_K._Leroy,_Erik_Rosolowsky,_Eva_Schinnerer,_Kirsten_Larson,_Ehsan_Kourkchi,_Kathryn_Kreckel,_Fabian_Scheuermann,_Luca_Rizzi,_David_Thilker,_R._Brent_Tully,_Frank_Bigiel,_Guillermo_A._Blanc,_M\'ed\'eric_Boquien,_Rupali_Chandar,_Daniel_Dale,_Eric_Emsellem,_Sinan_Deger,_Simon_C.O._Glover,_Kathryn_Grasha,_Brent_Groves,_Ralf_S._Klessen,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Miguel_Querejeta,_Patricia_S\'anchez-Bl\'azquez,_Andreas_Schruba,_Jordan_Turner,_Leonardo_Ubeda,_Thomas_G._Williams,_Brad_Whitmore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00757 |
PHANGS-HSTは、約20Mpc内の38個の渦巻銀河の紫外線光学イメージング調査です。PHANGS-ALMA、PHANGS-MUSE調査、およびその他の多波長データと組み合わせることで、データセットは、これらの近くの星形成銀河における若い星、HII領域、および冷たい分子ガスの間の接続について前例のない調査を提供します。測定された観測量を物理的パラメータに変換するには、正確な距離が必要です（たとえば、明るさから光度、分子雲の角度から物理的サイズ、星団、関連）。PHANGS-HSTは、F606WおよびF814Wバンドの銀河ハローの並列ACSイメージングを取得しました。可能な場合は、これらの平行場を使用して、これらの銀河までの赤色巨星分枝（TRGB）距離の先端を導き出します。この論文では、PHANGS-HST観測の最初の年に基づいて、〜4から〜15Mpcまでの11個の銀河のTRGB距離を示します。これらのうち5つは最初に公開されたTRGB距離測定値（IC5332、NGC2835、NGC4298、NGC4321、およびNGC4328）を表し、そのうち8つはこれらのターゲットまでの利用可能な最良の距離です。また、最初のPHANGS-ALMA公開データリリースで採用された、完全なPHANGSサンプルの118個の銀河の距離をまとめたものも提供しています。
流体力学から星団のN体シミュレーションまで：合併と回転
| Title |
From_hydrodynamics_to_N-body_simulations_of_star_clusters:_mergers_and_rotation |
| Authors |
Alessandro_Ballone,_Stefano_Torniamenti,_Michela_Mapelli,_Ugo_N._Di_Carlo,_Mario_Spera,_Sara_Rastello,_Nicola_Gaspari,_Giuliano_Iorio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00767 |
若い星団のN体シミュレーションのためのより現実的な初期条件を取得するための新しい方法を提示します。分子雲崩壊の流体力学的シミュレーションの出力から始めます。そこでは、星形成がシンク粒子でモデル化されています。私たちのアプローチでは、これらの流体力学シミュレーション出力からガスを瞬時に除去して、恒星のフィードバックによって引き起こされたガス埋め込み相の終わりを模倣します。次に、質量と位置に基づいてシンク粒子を分割または結合することにより、現実的な初期質量関数を適用します。このような初期条件には、これらのシステムを適切に研究するための基本である、若い星団の空間分布と運動学的および動的状態に関するより一貫した情報が含まれています。たとえば、以前に実行された一連の流体力学シミュレーションに私たちの方法を適用することにより、若い星団の初期の進化は、ガスの除去と下部構造の初期の乾式合体によって影響を受けることがわかりました。この初期の進化は、埋め込まれたフェーズで（サブ）クラスターによって取得された回転をすばやく消去するか、2体の緩和がより長いタイムスケールで作用する前に、下部構造のマージによって角運動量を供給することによって回転を「燃料」することができます。
星形成銀河のクールなCGMのほとんどは、超新星のフィードバックによって生成されません。
銀河のハローに存在する大量のガス、いわゆる銀河周囲媒体（CGM）の特性評価は、宇宙時間にわたる銀河の進化を理解するために重要です。ここでは、その特性とダイナミクスが十分に理解されていない、局所宇宙の星形成銀河の周りのこの媒体のクール（$T\sim10^4$K）フェーズに焦点を当てます。低温CGMを、円盤内の超新星爆発（銀河風）の結果としての中央銀河からのガス雲の流出として説明するために、半解析的パラメトリックモデルを開発しました。雲の動きは、銀河の引力と、高温（$T\sim10^6$K）の冠状ガスとの相互作用によって駆動されます。ベイジアン分析を通じて、モデルの予測をCOS-HalosおよびCOS-GASS調査のデータと比較します。これらの調査は、40以上の低赤方偏移星形成銀河の周りのクールなCGMの正確な運動学的情報を提供し、距離を調査します。銀河のビリアル半径に。私たちの発見は、超新星駆動の流出モデルが、冷たい銀河系周辺ガスのダイナミクスを説明するのに適していないことを明確に示しています。実際、データを再現するには、超新星からガスへの非物理的に高いエネルギー結合につながる初期流出速度と質量負荷係数、および超新星効率が大幅に1を超える極端なシナリオが必要です。これは、流出がほとんどの冷たいガス吸収体を再現できないので、後者は、初期型銀河で以前に見つけたものと同様に、外側の銀河ハローへの宇宙論的流入の結果である可能性が高いことを強く示唆しています。
| Title |
Morphological_evolution_of_supermassive_black_hole_merger_hosts_and_multimessenger_signatures |
| Authors |
Colin_DeGraf,_Debora_Sijacki,_Tiziana_Di_Matteo,_Kelly_Holley-Bockelmann,_Greg_Snyder,_Volker_Springel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00775 |
LISAやパルサータイミングアレイのようなプロジェクトが近い将来、超大質量ブラックホールの合併からの重力波を検出することを期待して、それらの検出が何であると期待できるかを理解し、それらから学ぶことができることを最大化することが重要です。これに対処するために、Illustrisシミュレーションで超大質量ブラックホールの合併を研究し、合併の全体的な割合と、ブラックホールの合併とそれらをホストする銀河との相関関係の両方を調べます。これらの合併は、$M_{\rm{BH}}-M_*$の関係に沿った典型的な銀河で行われ、LISAとPTAの検出の間で、銀河の質量の全範囲を調査することが期待できることがわかりました。銀河の合体は星形成の増加を引き起こす可能性があるため、低質量のブラックホール連星の合体をホストする銀河は、質量が一致したサンプルと比較して、星形成率のわずかな増加を示す傾向があることがわかります。ただし、高質量の合併ホストは、低ガス分率と強力なAGNフィードバックの組み合わせにより、典型的な星形成率を持っています。マイナーなブラックホールの合体は、乱れた形態と相関していませんが、メジャーなマージ（特に高質量ブラックホール間）は、約500Myrの間存続する最近の銀河の合体の形態学的証拠を示す傾向があります。しかし、この典型的なタイムスケールは、合体するブラックホールの落下/硬化時間と同じオーダーであり、重力波信号への電磁フォローアップがこの相関関係を観察できない可能性があることを示唆しています。さらに、ブラックホールの合併に現実的なタイムスケールの遅延を組み込むと、合併の質量の分布がより質量の大きい合併にシフトし、PTAの検出率を上げながら、LISAの検出率を下げることができることがわかりました。
9つの内部天の川球状星団の構造と内部運動学
| Title |
Structure_and_Internal_Kinematics_of_Nine_Inner_Milky_Way_Globular_Clusters |
| Authors |
Roger_E._Cohen,_Andrea_Bellini,_Mattia_Libralato,_Matteo_Correnti,_Thomas_M._Brown_and_Jason_S._Kalirai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00791 |
この研究は、内側の天の川の膨らみと円盤に向かって位置する銀河球状星団（GGC）をよりよく特徴付けることを目的としたより大きな努力の一部を構成しています。ここでは、$>$9年の時間ベースラインにわたる宇宙ベースのイメージングから得られた9つのGGCの内部運動学に焦点を当てます。複数の手段を利用して、ターゲットGGCの動的状態を評価し、投影された恒星密度、固有運動分散、および異方性の放射状プロファイルを構築します。ターゲットGGCの3分の2（6/9）は高度な動的状態にあり、少なくとも2つの証拠に裏付けられて、コア崩壊に近い（または最近発生した）と考えています。まず、比較的急勾配であることがわかります。コア崩壊GGCの文献値と一致する固有運動分散プロファイル。次に、ターゲットクラスターの1つ（NGC6380）は、半光半径を超えて$>$1$\sigma$で接線方向に異方性がありますが、サンプルは平均して半光半径に対しても等方性であることがわかります。、強い潮汐場で進化するクラスターの理論的予測と一致している。当社の固有運動分散と異方性プロファイルは公開されています。
銀河団におけるIa型超新星の遅延時間分布：拡張された星形成履歴の影響
| Title |
The_delay_time_distribution_of_Type-Ia_supernovae_in_galaxy_clusters:_the_impact_of_extended_star-formation_histories |
| Authors |
Jonathan_Freundlich_and_Dan_Maoz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00793 |
Ia型超新星（SNeIa）の遅延時間分布（DTD）は、時間の関数としてのSNeIaの速度であり、時間$t=で短いバーストで形成された単位質量の仮想星の種族で爆発します。0$であり、化学進化、SNIa前駆体、およびSNIa物理学を理解するために重要です。銀河団のDTDの過去の推定値は、さまざまな赤方偏移で観測されたクラスターサンプルで測定されたSNIa率から推定されており、星形成の最初の短いバーストと推定された後のさまざまな時間間隔に対応しています。最近、フリードマンとマオズは$z=1.13-1.75$でクラスターサンプルを分析し、低赤方偏移クラスターの以前の研究から、DTDがフィールドで測定されたものより少なくとも数倍高い正規化のべき乗則形式を持っていることを確認しました-銀河環境。これは、SNeIaがクラスター内の星の種族によって大量に生成されることを意味します。しかし、この結論は、星が高い$z$で単一の短いスターバーストで形成されたという暗黙の仮定によって影響を受けた可能性があります。ここでは、クラスターSNIaデータからDTDを再導出しますが、ここでシングルバーストの仮定を緩和します。代わりに、各クラスターのさまざまな星形成履歴と大量絶滅を考慮に入れています。MCMCモデリングを介して、星の種族合成モデルとDTDモデルを使用して、いくつかのバンドで統合された銀河光測光と各クラスターで発見されたSNIa数を同時に適合させます。これらのより現実的な仮定により、べき乗則インデックス$\alpha=-1.09_{-0.12}^{+0.15}$と振幅を遅延$t=1〜\rmGyrで持つ最適なDTDを見つけます。$、$R_1=0.41_{-0.10}^{+0.12}\times10^{-12}〜{\rmyr}^{-1}{\rmM}_\odot^{-1}$。導出されたクラスター環境DTDは、散在銀河DTDよりも$\sim2-3$だけ高いままです（$3.8\sigma$の有意性）。クラスターDTDとフィールドDTDはどちらも、$\alpha\upperx-1.1$の一貫した勾配を持っています。
天の川銀河の核円盤のKMOS調査：調査の設計と金属量
| Title |
A_KMOS_survey_of_the_nuclear_disk_of_the_Milky_Way_I:_Survey_design_and_metallicities |
| Authors |
Tobias_K._Fritz,_Lee_Patrick,_Anja_Feldmeier-Krause,_Rainer_Sch\"odel,_Mathias_Schultheis,_Ortwin_Gerhard,_Govind_Nandakumar,_Nadine_Neumayer,_Francisco_Nogueras-Lara,_M._Almudena_Prieto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00918 |
天の川の膨らみの中央の数度には、ガス、塵、星の平らな構造があります。極端な前景の絶滅のために、私たちはその（ほとんど古い）星の種族についてのまばらな情報しか持っていません。ここでは、古い集団に到達している核ディスク内の星のKMOS低解像度分光調査を紹介します。偏りのないデータセットを取得するために、各視線に沿って全消光範囲の星をサンプリングします。また、バルジの隣接領域の参照フィールドを観察します。ここでは、調査の設計と実行について説明し、最初の結果（見通し内速度、スペクトルインデックス、金属量、温度）を示します。S/Nの中央値が67の3113個の星のスペクトルを取得します。3051個の星の速度を測定します。これらのうち、2735のソースには、温度と金属量を推定するのに十分なS/Nがあります。Kバンドのクールスターの2つの最も強力な特徴であるCO2-0とNaIを使用して金属量を導き出します。より高い解像度、観測、およびKバンドスペクトルで得られた金属量を使用して独自の経験的キャリブレーションを導き出します。キャリブレーションには、-2.5〜0.6dexの金属量にまたがり、最大5500Kの温度をカバーする183個の巨星を使用します。導出されたインデックスベースの金属量は、0.32dexのばらつきでキャリブレーション値から逸脱します。私たちのS/Nは0.13dexの誤差を引き起こし、ほとんど同じような光度の星を観測するため、私たちの金属量の内部の不確実性はおそらく小さいでしょう。これらの金属量測定値をCOインデックスと一緒に使用して、文献の関係を使用して有効温度を導き出します。ここでカタログを公開します。私たちのデータセットは、絶滅のためにこれらの調査では簡単にアクセスできない天の川の内側200pcの半径に関するガイアやAPOGEEなどの銀河調査を補完します。核ディスクのさらなる分析のために、今後の論文で導出された特性を使用します。
銀河宇宙線の伝搬に対するドリフトと風の影響
銀河内の宇宙線の伝搬に対するドリフト運動と銀河風による移流の影響を研究します。銀河磁場のヤンソン-ファラーモデルに基づいた（そしてそれに類似した）単純化された磁場モデルを採用しています。拡散は異方性にすることができます。関連する方程式は、確率微分方程式のセットを使用して数値的に解かれます。ドリフトと銀河風を含めると、中程度の風速であっても、宇宙線の滞留時間が大幅に短縮されます。
高赤方偏移アナログ局所銀河における空間分解直接法金属量：金属量勾配に対する温度構造の影響
| Title |
Spatially_resolved_direct_method_metallicity_in_a_high-redshift_analogue_local_galaxy:_temperature_structure_impact_on_metallicity_gradients |
| Authors |
Alex_J._Cameron,_Tiantian_Yuan,_Michele_Trenti,_David_C._Nicholls_and_Lisa_J._Kewley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01113 |
SAMI銀河調査からの銀河内の複数種のオーロラ線を使用して、HII領域の温度構造の仮定が「直接法」の空間分解金属量観測にどのように影響するかを調査します。SAMI609396Bは、赤方偏移$z=0.018$で、高赤方偏移の条件に類似した、強い星形成を伴うマイナーな合併の低質量銀河です。3つの方法を使用して直接金属量を導き出し、ストロングライン診断と比較します。空間的な金属量の傾向は、3つの直接的な方法の間で大きな違いを示しています。私たちの最初の方法は、[OIII]$\lambda$4363オーロララインからの一般的に使用される電子温度$T_e$（[OIII]）と従来の$T_e$（[OII]）-$T_e$（[OIII]）に基づいています。）キャリブレーション。2番目の方法は、[OIII]/[OII]ストロングライン比からのO$^+$存在比に最近の経験的補正を適用します。3番目の方法は、[SII]$\lambda\lambda$4069,76オーロララインから$T_e$（[OII]）を推測します。最初の方法はSAMI609396Bに沿った正の金属量勾配を優先しますが、2番目と3番目の方法は平坦な勾配を生成します。ストロングライン診断では、ショックを受けた領域からの汚染は定量化されていませんが、ほとんど平坦な勾配が生成されます。直接法でHII領域の内部温度構造に関する見落とされた仮定は、金属量勾配研究で大きな不一致につながる可能性があると結論付けます。SAMI609396Bの詳細な分析は、高精度の金属量勾配測定には、励起源、物理的条件、および放出ガスの温度構造を適切に制約するために、幅広い輝線と改善された空間分解能が必要であることを強調しています。JWST/NIRSpecや地上ベースのELTなどの将来の施設を使用した面分光研究は、遠方の銀河で測定された勾配への体系的な影響を最小限に抑えるために重要です。
低温での気相CH + CO2反応のトンネリング増強
| Title |
Tunneling_Enhancement_of_the_Gas-Phase_CH_+_CO2_Reaction_at_Low_Temperature |
| Authors |
Dianailys_Nunez-Reyes,_Kevin_M._Hickson,_Jean-Christophe_Loison,_Rene_F._K._Spada,_Rafael_M._Vichietti,_Francisco_B._C._Machado,_Roberto_L._A._Haiduke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01234 |
中性種間の多数の活性化反応の速度は、軽水素原子の量子力学的トンネリングを通じて低温で増加します。分子または重原子が関与するトンネリングプロセスは凝縮相でよく知られていますが、類似の気相プロセスは実験的に実証されていません。ここでは、超音速フローリアクターで活性化されたCH+CO2->HCO+CO反応を研究し、100K未満で急速に増加する速度定数を測定しました。実験値を再現します。H原子トンネリングの可能性を排除するために、CDを追加の実験と計算に使用しました。驚くべきことに、ゼロポイントエネルギー効果が生成物形成の障壁を取り除くため、同等のCD+CO2反応が低温で加速します。結論として、重粒子トンネリング効果は、CH+CO2反応の低温で観察された反応性の増加の原因である可能性がありますが、CD+CO2反応の同等の効果は、反応物に関する水中バリアから生じます。
電波銀河分類を改善するための注意ゲーティング
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Attention-gating_for_improved_radio_galaxy_classification |
| Authors |
Micah_Bowles,_Anna_M._M._Scaife,_Fiona_Porter,_Hongming_Tang,_David_J._Bastien |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01248 |
この作品では、畳み込みニューラルネットワークを使用して電波銀河を分類するための最先端のメカニズムとして注目を集めています。この分野で次に小さい古典的なCNNアプリケーションよりも50\％以上少ないパラメーターを使用しながら、以前の分類器と同等に機能する注意ベースのモデルを提示します。注意ゲーティングで使用される正規化および集約方法の選択が個々のモデルの出力にどのように影響するかを定量的に示し、結果の注意マップを使用してモデルによって行われた分類の選択を解釈できることを示します。私たちのモデルによって識別された顕著な領域は、専門家の人間の分類器が同等の分類を行うために参加する領域とよく一致していることがわかります。正規化と集計の選択は個々のモデルのパフォーマンスに最小限の影響しか及ぼさないが、それぞれの注意マップの解釈可能性に大きく影響する可能性があり、天文学者がユーザーである目で電波源を分類する方法とよく一致するモデルを選択することによってより効果的な方法でモデルを使用できます。
LAMOST調査におけるソーセージ運動学を伴う低アルファ金属に富む星：それらはガイア-ソーセージ-エンセラダス銀河からのものですか？
| Title |
Low-alpha_Metal-Rich_Stars_with_Sausage_Kinematics_in_the_LAMOST_Survey:_Are_they_from_the_Gaia-Sausage-Enceladus_Galaxy? |
| Authors |
Gang_Zhao_and_Yuqin_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01282 |
ガイア・ソーセージ・エンケラドゥス（GSE）の影響を調査するために、LAMOSTDR5で[Fe/H]>-0.8および-100<Vphi<50km/sの金属に富むソーセージ運動学（MRSK）星を検索します。）銀河円盤上の合併イベント。初めて、低アルファMRSK星のグループを見つけ、化学的および運動学的特性に基づいて、GSE銀河の金属が豊富な尾として分類します。このグループは、以前に報告された高アルファグループよりもわずかに大きいRapo、Zmax、およびEtotの分布を持っています。その低アルファ比は、高アルファグループを説明するために提案されているように、GSE合併イベントのスプラッシュプロセスから生じる起源を考慮していません。Amaranteらによる流体力学的シミュレーション。は有望な解決策を提供します。GSE銀河は、二峰性の円盤化学を発達させる塊状の天の川銀河です。このシナリオは、この研究で見つかった高アルファ比と低アルファ比の両方を持つMRSK星の存在を説明しています。MRSK星の塊がZmax=3-5kpcにあるという別の新機能によってさらにサポートされます。これは、|Z|〜4kpcで広く採用されているディスクハロー遷移に対応します。ZmaxでのMRSK星の積み重ねが、このディスクハロー遷移に大きく貢献していることをお勧めします。これは、GSE合併イベントによって残された興味深い痕跡です。これらの結果は、GSEと乙女座の放射状の合体の間の接続にも重要な意味を提供します。
巨大な星形成領域RCW38への[CI]（$ ^ 3P_1 $-$ ^ 3P_0 $）放出の観測：分子ガスの高度に凝集した密度分布のさらなる証拠
| Title |
Observations_of_the_[CI]_($^3P_1$-$^3P_0$)_emission_toward_the_massive_star-forming_region_RCW38:_further_evidence_for_highly-clumped_density_distribution_of_the_molecular_gas |
| Authors |
Natsuko_Izumi,_Yasuo_Fukui,_Kengo_Tachihara,_Shinji_Fujita,_Kazufumi_Torii,_Takeshi_Kamazaki,_Hiroyuki_Kaneko,_Andrea_Silva,_Daisuke_Iono,_Munetake_Momose,_Kanako_Sugimoto,_Takeshi_Nakazato,_George_Kosugi,_Jun_Maekawa,_Shigeru_Takahashi,_Akira_Yoshino,_and_Shin'ichiro_Asayama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01330 |
天の川銀河で最年少の超星団であるRCW38に向けてASTE10mサブmm望遠鏡を使用して、原子炭素の$^3P_1$-$^3P_0$微細構造線の観測を提示します。検出された[CI]放出は、福井らによって提示されたCO$J$=1-0イメージキューブと比較されます。（2016）これは40$^{\prime\prime}$（$\sim$0.33pc）の角度分解能を持っています。このクラスター内の[CI]放出の全体的な分布は、$^{13}$CO放出の分布と類似しています。[CI]発光の光学的厚さは$\tau$=0.1-0.6であることがわかり、ほとんどが光学的に薄い発光を示唆しています。[CI]積分強度からH$_2$列密度への経験的変換係数は$X_{\rm[CI]}$=6.3$\times$10$^{20}$cm$^{-と推定されました。2}$K$^{-1}$km$^{-1}$s（視覚的消滅の場合：$A_V$$\le$10等）および1.4$\times$10$^{21}$cm$^{-2}$K$^{-1}$km$^{-1}$s（10-100等の$A_V$の場合）。[CI]とCOの列密度比（$N_{\rm[CI]}/N_{\rmCO}$）は、10〜100等の$A_V$に対して$\sim$0.1として導出されました。池田らによって提示されたオリオン雲のそれと一致している。（2002）。しかし、私たちの結果は、最大100等の$A_V$レジームをカバーしており、これは、最大$\sim$60等に達するオリオン座で見られるカバレッジよりも広いです。高い$A_V$領域でのこのような高い[CI]/CO比は、紫外線の強力な遮蔽のためにこの比が0に近いと予測する平面平行光解離領域（PDR）モデルでは説明が困難です。（UV）放射。私たちの結果は、このクラスターの分子ガスが非常に塊状であり、平均$A_V$値が100等であってもUV放射を深く浸透させることを示唆しています。最近の理論的研究は、サブPCの塊のサイズでそのような塊のガス分布と一致するモデルを提示しました（例えば、Tachiharaetal.2018）。
パルサー風星雲における拡散衝撃加速からの最大に硬いスペクトル
パルサー風星雲（PWNe）の非常に硬い電波スペクトルにつながるプロセスはまだ理解されていません。文献からの$29$PWNeの電波光子スペクトル指数は、ほぼ正規の$\alpha=0.2\pm0.2$分布を示しています。PWNeの明確な亜集団の$\sim3\sigma$証拠を提示します。ハードスペクトルは、終了ショックの近くで$\alpha=0.01\pm0.06$であり、他の場所では、おそらく最近の避難のために、かなり柔らかくなっています。衝撃的な環境。このようなスペクトルは、特にハードサブポピュレーションでは、拡散衝撃加速などのフェルミプロセスが極端な$\alpha=0$の限界にあることを示唆しています。衝撃波面に接近する粒子の衝撃波の両側で強化された、十分に異方性の小角散乱に対してこの限界に近づくことを示します。上流では、スペクトル硬化は主にエネルギー利得の向上に関連しており、おそらく衝撃波を横切る同じビーム粒子によって駆動されます。下流では、主な影響は脱出確率の低下ですが、これにより加速効率が$\alpha=0.3$の場合は$\lesssim25\％$に、$\alpha=0.03$の場合は$\lesssim1\％$に低下します。
トリプルマージャーのAGNトライアリティ：かすかなX線点光源の検出
近くの（z<0.077）トリプル銀河の合体におけるトリプルAGNの最初の体系的な検索のX線分析の結果を提示します。7つのトリプル銀河合体のアーカイブチャンドラ観測をBAYMAX（X線における複数のAGNのベイズ分析）で分析し、各観測をシングル、デュアル、およびトリプルX線点光源モデルに適合させます。そうすることで、1つのトリプル合併には1つのX線点光源があると結論付けます（SDSSJ0858+1822、ただしAGNである可能性は低いです）。5つのトリプル合併は、2つのX線点光源（NGC3341、SDSSJ1027+1749、SDSSJ1631+2352、SDSSJ1708+2153、およびSDSSJ2356$-1016）で構成されている可能性があります。1つのシステムは3つのX線点光源（SDSSJ0849+1114）で構成されています。各点光源の個々のX線スペクトルをフィッティングすることにより、2〜7keVの光度と、各潜在的なAGNに関連する不明瞭化のレベルを分析します。4/5デュアルX線点光源システムには、明るいX線光度（L_2-7kev>10^40ergs^-1）の1次および2次点光源があり、4つの新しい未検出のデュアルAGNに関連付けられている可能性があります。デュアルおよびトリプルポイントソースシステムは、3〜9kpcの物理的分離と、2x10^-3-0.84のフラックス比を持っていることがわかります。この研究で発見されたX線点光源の起源を決定するための多波長分析は、私たちのコンパニオンペーパー（Foordetal.2020c）に示されています。
三重合併のAGN三対性：多波長分類
近くの（z<0.077）三重銀河の合体で複数のAGNシステムを検索する多波長分析の結果を示します。アーカイブのチャンドラ、SDSS、WISE、およびVLAの観測結果を組み合わせて、近くのトリプルAGNの割合を定量化し、SMBHの降着と合併環境の間の可能な接続を調査します。7つの三重銀河の合体の多波長観測を分析すると、1つの三重銀河が単一のAGN（NGC3341）を持っていることがわかります。初めて、4つの可能性のあるデュアルAGN（SDSSJ1027+1749、SDSSJ1631+2352、SDSSJ1708+2153、およびSDSSJ2356-1016）を発見しました。1つのトリプルAGNシステム、SDSSJ0849+1114を確認します。また、サンプルの1つのトリプル合併はあいまいなままです（SDSSJ0858+1822）。WISEデータを分析すると、W1〜W2の色の増加に応じて、N_H（プライマリAGNに関連付けられている）が増加する傾向が見られます。合併の際に活動銀河の中央地域に流れ込んだ。さらに、サンプルの1つのトリプルAGNシステムでは、N_HとW1-W2の色のレベルが最も高く、デュアルAGN候補はすべて低いレベルであることがわかります。これらの結果は、より高いレベルの核ガスが合併においてAGNを活性化する可能性が高いことを示唆する理論的合併シミュレーションと一致しています。
回転するブラックホールからのエネルギー抽出のメカニズムとしての磁気リコネクション
| Title |
Magnetic_Reconnection_as_a_Mechanism_for_Energy_Extraction_from_Rotating_Black_Holes |
| Authors |
Luca_Comisso,_Felipe_A._Asenjo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00879 |
回転するブラックホールは、抽出できる回転エネルギーを蓄えます。ブラックホールが外部から供給される磁場に浸されると、エルゴ球内の磁力線の再接続により、ブラックホールの事象の地平線に落ちる負のエネルギー（無限大に対して）粒子が生成され、他の粒子はブラックホールからエネルギーを盗むことを免れます。ブラックホールスピンが高く（無次元スピン$a\sim1$）、プラズマが強く磁化されている（プラズマ磁化$\sigma_0>1/3$）場合、磁気リコネクションによるエネルギー抽出が可能であることを分析的に示します。エネルギー抽出が許可されるパラメータ空間領域は、プラズマ磁化と再接続する磁力線の方向に依存します。$\sigma_0\gg1$の場合、最大回転ブラックホールに飲み込まれた減速プラズマのエンタルピーあたりの無限大での漸近負エネルギーは、$\epsilon^\infty_-\simeq-\sqrt{\sigma_0/3}$。無限大に逃げてブラックホールエネルギーを奪う加速プラズマは、エンタルピー$\epsilon^\infty_+\simeq\sqrt{3\sigma_0}$あたりの無限大のエネルギーを漸近します。逃げるプラズマによってブラックホールから抽出される最大電力は$P_{\rmextr}^{\rmmax}\sim0.1M^2\sqrt{\sigma_0}\、w_0$（ここでは$M$はブラックホールの質量、$w_0$は無衝突プラズマ領域のプラズマエンタルピー密度）であり、衝突領域の場合は1桁低くなります。$a\sim1$の場合、エネルギー抽出によりブラックホールの大幅なスピンダウンが発生します。エルゴ球での磁気リコネクションを介したプラズマ励起プロセスの最大効率は、$\eta_{\rmmax}\simeq3/2$であることがわかります。ここで提案するシナリオでは、エルゴ球での高速磁気リコネクションが断続的に発生するはずなので、ブラックホールからの数重力半径内の関連する放出は、バースト性を示すと予想されます。
SANEディスクのフラックスロープ
一般相対性理論の電磁流体力学（GRMHD）コードAthena++を使用して、超大質量ブラックホール周辺の高温降着流の3次元数値シミュレーションを実行します。SANEの場合に焦点を当てます。最初の磁場は、トーラス内で反対方向のポロイダル磁場を持つ複数のループで構成されています。シミュレーションデータを使用して、フラックスロープの形成を調査し、ディスク上でのフラックスロープの形成と、コロナへの放出を追跡します。
クォーク物質を使った$ 2.5 \、M _ {\ odot} $コンパクト星のモデリング
| Title |
Modelling_a_$2.5_\,_M_{\odot}$_Compact_Star_with_Quark_Matter |
| Authors |
J.E._Horvath_and_P.H.R.S._Moraes_(IAG-USP,_Sao_Paulo,_Brazil) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00917 |
重力波イベントGW190814での予期しない$\sim2.5M_{\odot}$成分の検出は、これが最も重い「中性子」であるかどうかが明確でないため、高エネルギー天体物理学者のコミュニティを困惑させました。星」がこれまでに検出されたか、または既知の最も軽いブラックホールのいずれかで、地元の地域には存在しません。この研究では、内圧に異方性がある場合とない場合の3つの異なるクォーク物質モデルの枠組みの中で、前者のモデルのいくつかの可能性を示します。「エキゾチック」ソリューションのクラスの代表として、恒星のシーケンスがこの球場に到達する可能性があるとしても、パルサーPSRJ0030+0451のNICERチームによって測定された半径の制約を同時に満たすことは困難であることを示します。したがって、両方の測定値が正しいと仮定すると、コンパクトな中性子星は、$\sim2.5M_{\odot}$の数値をはるかに超える最大質量をブーストする異方性解内であっても、すべて自己結合クォーク物質で作ることはできません。また、非常に巨大なコンパクト星は、現在の宇宙の絶対最大物質密度を核飽和値の6倍未満に制限することを指摘します。
非熱的X線観測による若い超新星残骸の加速効率の系統的研究
| Title |
Systematic_Study_of_Acceleration_Efficiency_in_Young_Supernova_Remnants_with_Nonthermal_X-ray_Observations |
| Authors |
Naomi_Tsuji,_Yasunobu_Uchiyama,_Dmitry_Khangulyan,_and_Felix_Aharonian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01047 |
超新星残骸（SNR）のシンクロトロン放射スペクトルのカットオフエネルギーには、進行中の粒子加速の重要なパラメーターが含まれています。過去のすべてのSNRを含む11の若いSNRを体系的に分析してカットオフエネルギーを測定し、SNR進化の初期段階での粒子加速の性質に光を当てます。フィラメント状の外縁の非熱（シンクロトロン）が支配的なスペクトルは、シンクロトロンの冷却によって加速された電子が衝撃波面の近くに集中すると仮定しているため、選択的に抽出され、スペクトルフィッティングに使用されます。カットオフエネルギーパラメータ（$\varepsilon_0$）と衝撃速度（$v_{\rmsh}$）は、ボームを使用して$\varepsilon_0\proptov_{\rmsh}^2\eta^{-1}$として関連付けられます。$\eta$の因数。5つのSNRは、残骸全体で空間的に分解された$\varepsilon_0$-$v_{\rmsh}$プロットを提供し、さまざまな粒子加速を示します。すべてのSNRを一緒に検討すると、$\eta$の体系的な傾向により、$\eta$と$t$の年齢（または$m$の拡張パラメーター）との相関関係が$\eta\proptot^{-0.4として明らかになります。}$（$\eta\proptom^{4}$）。これは、粒子が時間とともにより速い速度で加速されるため、磁場がより乱流になり、自己生成されると解釈される可能性があります。$\eta$に対する新たに観測された時間依存性を考慮すると、SNRで達成される最大エネルギーはより高くなる可能性があります。
トロイダル磁場の散逸と若くて強く磁化されたパルサーのスピンダウン進化
| Title |
The_dissipation_of_toroidal_magnetic_fields_and_spin-down_evolution_of_young_and_strongly_magnetized_pulsars |
| Authors |
Zhi-Fu_Gao,_Hao_Shan,_Hui_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01048 |
マグネターは、主に超高磁場を動力源とする一種のパルサーです。それらは、それ自体が多くの未解決の問題を抱えている人気のある情報源ですが、QPO、巨大フレア、高速電波バースト、超高輝度超新星などのさまざまな高エネルギー現象にも関連しています。この研究では、最初にマグネターと回転動力パルサーのトロイダル磁場の消散に関する最近の研究をレビューし、次に若くて強く磁化されたパルサー、特にマグネターのスピンダウン進化をレビューします。磁化パラメータとマグネタークラストの磁場との間の興味深く重要な関係を提示します。最後に、進行中の2つの作業を紹介します。熱塑性流動モデルにおけるマグネターの「反グリッチ」イベントを説明し、パルサーと私たちの将来の仕事のためのいくつかの提案をします。
2012年から2017年までのIceCubeデータによる時間依存の天体物理ニュートリノ放出の検索
| Title |
A_search_for_time-dependent_astrophysical_neutrino_emission_with_IceCube_data_from_2012_to_2017 |
| Authors |
IceCube_Collaboration:_R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_M._Ahrens,_C._Alispach,_A._A._Alves_Jr.,_N._M._Amin,_R._An,_K._Andeen,_T._Anderson,_I._Ansseau,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_S._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_A._Barbano,_S._W._Barwick,_B._Bastian,_V._Basu,_V._Baum,_S._Baur,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_C._Bellenghi,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_J._Bourbeau,_F._Bradascio,_J._Braun,_S._Bron,_J._Brostean-Kaiser,_A._Burgman,_R._S._Busse,_M._A._Campana,_C._Chen,_D._Chirkin,_S._Choi,_B._A._Clark,_K._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_J._M._Conrad,_P._Coppin,_P._Correa,_D._F._Cowen,_R._Cross,_P._Dave,_C._De_Clercq,_J._J._DeLaunay,_et_al._(299_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01079 |
高エネルギーニュートリノは、宇宙線加速の過程をたどる、高エネルギー宇宙のユニークなメッセンジャーです。この論文は、時間依存のニュートリノ点光源検索に焦点を当てた分析を提示します。2012年から2017年の間にアイスキューブニュートリノ天文台によって収集されたデータで高エネルギーニュートリノの空間と時間のクラスタリングを探して、ソース候補について事前の仮定をせずに全天のスキャンが実行されます。しばらくの間統計的に有意な証拠はありませんすべての結果がバックグラウンドの予想と一致しているため、この期間中にこの検索で依存するニュートリノ信号が見つかります。この研究期間内に、ブレーザー3C279は強い変動を示し、2015年6月に観察された非常に顕著なガンマ線フレアを誘発しました。このイベントは、ガンマ線放出と相関する時間依存ニュートリノ信号の検索からなるブレーザーの専用研究を動機付けました。時間依存信号の証拠は見つかりません。したがって、ニュートリノフルエンスの上限が導き出され、ハドロン放出モデルを制約することができます。
| Title |
Probing_the_near-horizon_region_of_Cygnus_X-1_with_Suzaku_and_NuSTAR |
| Authors |
Zuobin_Zhang,_Honghui_Liu,_Askar_B._Abdikamalov,_Dimitry_Ayzenberg,_Cosimo_Bambi,_Menglei_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01112 |
天体物理学のブラックホールは、強磁場体制におけるアインシュタインの一般相対性理論をテストするための理想的な実験室です。この原稿では、RELXILL_NKを使用したブラックホール連星はくちょう座X-1のすざくスペクトルとNuSTARスペクトルの分析を示します。NuSTARデータを使用したCygnusX-1に関する以前の研究とは異なり、ここではJohannsen変形パラメーター$\alpha_{13}$を制約できます。しかし、すざくが提供する鉄線付近のエネルギー分解能が高いにもかかわらず、はくちょう座X-1のカー解法に対する制約は、他のソースから得られたものと比較してそれほど厳しくなく、はくちょう座X-1がかなり複雑な情報源。
白色矮星の質量と半径の関係
この論文は、白色矮星の質量と半径の関係を決定する問題の紹介を提供することを目的としています。ニュートンと一般相対論の両方のケースが調べられ、電磁相互作用が考慮され、$\beta$崩壊平衡の問題が特にヘリウムWDについて議論されます。
さまざまな形態型の銀河における超軟X線源の集団
安定した核燃焼降着WDの集団を特徴づけることに特に重点を置いて、さまざまな形態学的タイプの近くの銀河における軟X線源と超軟X線源の集団を研究します。チャンドラアーカイブの内容を分析して、超軟X線源の集団を研究するのに適した近くの銀河のサンプルを集めました。私たちのサンプルには、4つの渦巻銀河、2つのレンズ状銀河、3つの楕円銀河が含まれており、恒星の質量は$10^{10}$$M_\odot$を超え、X線感度は${\rm少数}\times10^{36}$erg/s。硬度比と中央エネルギーの組み合わせを使用して、軟スペクトルのX線源を事前に選択し、温度（超軟X線源を特定するためのX線光度図）（白色矮星を降着させる核燃焼の可能性が高い）を使用しました。渦巻銀河の場合、$kT_{bb}-L_X$平面上の残りのソースから大部分が切り離された、非常にソフトなソースの明確でまれな集団があります。これらの発生源と、より硬い（しかしまだ柔らかい）発生源のはるかに多くの集団との間の境界は、白色矮星表面での安定した水素燃焼の境界と一致しています。この境界の外側にあるソフトソースの結合スペクトルは、MgとSの明確な輝線を示しています。これは、M83で確認された多数の超新星残骸の結合スペクトルと同等の幅です。これは、いわゆる準ソフトソースの大部分が超新星残骸であるという以前の提案を裏付けています。初期型の銀河では、超軟質の源の集団は、集団合成の計算と広く一致して、約$\約8$少ない量です。スーパーソフトソースの特定の周波数は次のとおりです。（2.08$\pm$0.46）$\times10^{-10}$M$_{\odot}^{-1}$渦巻銀河と（2.47$\pm$1.34）$\times10^{-11}$M$_{\odot}^{-1}$は、レンズ状銀河と楕円銀河で、後者と前者の比率は$0.12\pm0.05$です。
脈動する硬X線の空の統合ビュー：降着および遷移ミリ秒パルサーから回転動力パルサーおよびマグネターまで
| Title |
The_INTEGRAL_view_of_the_pulsating_hard_X-ray_sky:_from_accreting_and_transitional_millisecond_pulsars_to_rotation-powered_pulsars_and_magnetars |
| Authors |
A._Papitto,_M._Falanga,_W._Hermsen,_S._Mereghetti,_L._Kuiper,_J._Poutanen,_E._Bozzo,_F._Ambrosino,_F._Coti_Zelati,_V._De_Falco,_D._de_Martino,_T._Di_Salvo,_P._Esposito,_C._Ferrigno,_M._Forot,_D._G\"otz,_C._Gouiffes,_R._Iaria,_P._Laurent,_J._Li,_Z._Li,_T._Mineo,_P._Moran,_A._Neronov,_A._Paizis,_N._Rea,_A._Riggio,_A._Sanna,_V._Savchenko,_A._S{\l}owikowska,_A._Shearer,_A._Tiengo,_D._F._Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01346 |
過去25年間で、新世代のX線衛星はX線パルサーの知識に大きな飛躍をもたらしました。降着および遷移ミリ秒パルサーの発見は、ディスクの降着が中性子星を非常に高い回転速度まで回転させることができることを証明しました。数百の回転動力パルサーからのMeV-GeVパルス放射の検出は、外側の磁気圏、またはそれを超えた粒子の加速を調べました。また、20個のマグネターの個体群が出現しました。INTEGRALは、硬X線/軟ガンマ線帯域までの高い時間分解能と硬X線の過渡現象を検出するための優れた角度分解能を備えた広い視野イメージャーを機器に提供することにより、これらの結果を達成するための中心的な役割を果たしました。この記事では、いくつかの付加および遷移ミリ秒パルサーの発見と特性評価、硬X線/軟X線の最初のカタログの生成など、脈動する硬X線空の理解に対するINTEGRALの主な貢献をレビューします。ガンマ線回転動力パルサー、かにパルサーからの硬X線放射の分極の検出、およびいくつかのマグネターからの持続的な硬X線放射の発見。
2015 $-$ 2016の歴史的に低いX線および$ \ gamma $線活動中のMrk421の多波長変動および相関研究
| Title |
Multiwavelength_variability_and_correlation_studies_of_Mrk_421_during_historically_low_X-ray_and_$\gamma$-ray_activity_in_2015$-$2016 |
| Authors |
MAGIC_Collaboration:_V._A._Acciari_(1),_S._Ansoldi_(2,_5),_L._A._Antonelli_(3),_K._Asano_(5),_A._Babi\'c_(7),_B._Banerjee_(24),_A._Baquero_(8),_U._Barres_de_Almeida_(9),_J._A._Barrio_(8),_J._Becerra_Gonz\'alez_(1),_W._Bednarek_(10),_L._Bellizzi_(11),_E._Bernardini_(12,_30),_M._Bernardos_(13),_A._Berti_(14),_J._Besenrieder_(15),_W._Bhattacharyya_(12),_C._Bigongiari_(3),_O._Blanch_(16),_G._Bonnoli_(11),_\v{Z}._Bo\v{s}njak_(7),_G._Busetto_(17),_R._Carosi_(18),_G._Ceribella_(15),_M._Cerruti_(19),_Y._Chai_(15),_A._Chilingarian_(20),_S._Cikota_(7),_S._M._Colak_(16),_E._Colombo_(1),_J._L._Contreras_(8),_J._Cortina_(13),_S._Covino_(3),_G._D'Amico_(15),_V._D'Elia_(3),_P._Da_Vela_(18,_26),_F._Dazzi_(3),_A._De_Angelis_(17),_B._De_Lotto_(2),_M._Delfino_(16,_27),_J._Delgado_(16,_27),_C._Delgado_Mendez_(13),_et_al._(185_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01348 |
Mets\"{a}hovi、Swift、Fermi-LAT、MAGIC、FACTなどのデータを使用して、マルチバンドフラックス変動の特性と近くの（z=0.031）ブレーザーMarkarian421（Mrk421）の相関を報告します。2014年11月から2016年6月までのコラボレーションと機器。Mrk421は顕著なフレア活動を示しませんでしたが、1TeVを超える歴史的に低い活動の期間を示しました（F$_{>1\mathrm{TeV}}<$1.7$\times$10$^{-12}$phcm$^{-2}$s$^{-1}$）および2-10keV（X線）バンド（F$_{2-10\mathrm{keV}}<$3.6$\times$10$^{-11}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$）、その間、Swift-BATデータは通常のシンクロトロンを超える追加のスペクトル成分を示唆していますフラックスの変動が最も大きいのは、X線と非常に高エネルギー（E$>$0.1TeV）の$\gamma$線であり、低放射能にもかかわらず、タイムラグのない有意な正の相関を示します。HR$_\mathrm{keV}$とHR$_\mathrm{TeV}$は、多くのブレーザーで観察された、より明るいときのより難しい傾向を示していますが、傾向は最高のフラックス。これは、ブレーザーの変動を支配するプロセスの変化を示唆しています。2007年から2014年までのデータでデータセットを拡大し、タイムラグゼロを中心とした約60日間の範囲で、光放射とGeV放射の間に正の相関を測定し、光/GeVと無線放射の間に正の相関を測定しました。$43^{+9}_{-6}$日のタイムラグを中心とした約60日の範囲にわたって。この観測は、光学/GeV放射領域から約0.2パーセック下流に位置する電波明るいゾーンと一致しています。ジェットの。フラックス分布は、プローブされたほとんどのエネルギーバンドで対数正規関数を使用してより適切に記述されます。これは、Mrk421の変動が乗法プロセスによって生成される可能性が高いことを示しています。
4U 1820-30に向けた熱い星間物質：ベイズ分析
| Title |
The_hot_interstellar_medium_towards_4U_1820-30:_a_Bayesian_analysis |
| Authors |
Daniele_Rogantini,_Elisa_Costantini,_Missagh_Mehdipour,_Lucien_Kuiper,_Piero_Ranalli_and_Rens_Waters |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01381 |
軟X線バンドの高イオン化線は、一般に、視線に沿った星間高温ガス、または線源に固有の光イオン化ガスのいずれかに関連付けられています。低質量X線連星4U1820-30では、これらの線の性質はよく理解されていません。我々は、MgXI、NeIX、FeXVII、OVII、およびOVIIIのX線吸収線を生成する線源に向かって視線に沿って存在するイオン化ガスを特性評価しました。RGS、HETG、およびLETG分光計で取得された、XMM-NewtonおよびChandraアーカイブでこのソースに利用可能なすべての観測値を分析しました。高解像度のグレーティングスペクトルは、$C$統計に基づく標準的なX線分析と、ベイズパラメータの推定によって正確に調べられています。衝突イオン化または光イオン化平衡のいずれかでプラズマを記述する2つの物理モデルをテストしました。ベイズモデル比較を採用して、分析に使用されたモデルのさまざまな組み合わせを統計的に比較しました。}線は、X線連星の固有ガスに関連付けられているのではなく、星間物質の高温ガスと一致していることがわかりました。私たちの最適なモデルは、$T=（1.98\pm0.05）\times10^6$Kの温度で衝突イオン化プラズマの存在を明らかにします。光イオン化モデルはFeXVIIラインに適合しません（これはモデルによって予測されたカラム密度が低いため、$6.5\sigma$）の重要性。さらに、バイナリシステムの傾斜が小さいことが、ソースに固有のイオン化ガスが検出されない理由である可能性があります。}
迅速なASKAP連続体調査I：設計と最初の結果
| Title |
The_Rapid_ASKAP_Continuum_Survey_I:_Design_and_First_Results |
| Authors |
D._McConnell,_C._L._Hale,_E._Lenc,_J._K._Banfield,_George_Heald,_A.W._Hotan,_James_K._Leung,_Vanessa_A._Moss,_Tara_Murphy,_Andrew_O'Brien,_Joshua_Pritchard,_Wasim_Raja,_Elaine_M._Sadler,_Adam_Stewart,_Alec_J._M._Thomson,_M._Whiting,_James_R._Allison,_S.W._Amy,_C._Anderson,_Lewis_Ball,_Keith_W._Bannister,_Martin_Bell,_Douglas_C.-J._Bock,_Russ_Bolton,_J._D._Bunton,_A._P._Chippendale,_J._D._Collier,_F._R._Cooray,_T.J._Cornwell,_P.J._Diamond,_P._G._Edwards,_N._Gupta,_Douglas_B._Hayman,_Ian_Heywood,_C._A._Jackson,_B\"arbel_S._Koribalski,_Karen_Lee-Waddell,_N._M._McClure-Griffiths,_Alan_Ng,_Ray_P._Norris,_Chris_Phillips,_John_E._Reynolds,_Daniel_N._Roxby,_Antony_E.T._Schinckel,_Matt_Shields,_Chenoa_Tremblay,_A._Tzioumis,_M.A._Voronkov,_Tobias_Westmeier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00747 |
RapidASKAPContinuumSurvey（RACS）は、フル36アンテナのオーストラリアンスクエアキロメーターアレイパスファインダー（ASKAP）望遠鏡を使用して実施された最初の大面積調査です。RACSは、将来の深いASKAP調査のキャリブレーションを支援する、ASKAP空の浅いモデルを提供します。RACSは、西オーストラリアのASKAPサイトから見える空全体をカバーし、700〜1800ドルMHzのASKAP帯域全体をカバーします。RACS画像は、一般に、既存のNRAOVLAスカイサーベイ（NVSS）およびシドニー大学モロングロスカイサーベイ（SUMSS）の無線サーベイよりも深く、より優れた空間分解能を備えています。無線画像（$\sim15$秒角の解像度）およびスペクトルインデックスと偏光情報を含む約300万のソースコンポーネントのカタログを含む、すべてのRACS調査製品が公開されます。この論文では、RACS調査の説明と、887.5MHzを中心とする288MHz帯域で作成された偏角$+41^\circ$の南の空をカバーする903画像の最初のデータリリースを示します。
GPI 2.0：新しいスペクトルモードを含むIFSへのアップグレード
| Title |
GPI_2.0:_Upgrades_to_the_IFS_including_new_spectral_modes |
| Authors |
Mary_Anne_Limbach,_Jeffrey_Chilcote,_Quinn_Konopacky,_Robert_De_Rosa,_Randall_Hamper,_Bruce_Macintosh,_Christian_Marois,_Marshall_Perrin,_Dmitry_Savransky,_Jean-Pierre_Veran,_Jason_Wang,_Arlene_Aleman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00792 |
GeminiPlanetImager（GPI）は、太陽系外惑星を直接画像化して特性評価するように設計された高コントラストの画像化機器です。GPIは現在、パフォーマンスを向上させるためにいくつかのアップグレードを行っています。このホワイトペーパーでは、GPIIFSへのアップグレードについて説明します。これは主に、新しいプリズムとフィルターの設計と性能の改善に焦点を当てています。これには、y、J、H、およびKバンド全体でより均一に分散されたスペクトルを提供する改良された高解像度プリズムが含まれます。さらに、R=10で4つのバンド（y、J、H、Kバンド）すべてを同時にイメージングできる新しい低解像度モードとプリズムの設計と実装について説明します。4つのスペクトルバンド間の光を遮断するマルチバンドフィルターを使用する可能性を探ります。実装されている場合、マルチバンドフィルターによるパフォーマンスの改善の可能性について説明します。最後に、視野の端近くでIFSのパフォーマンスを向上させるために、光学設計に小さな変更を加える可能性を探ります。
太陽系外惑星透過分光イメージャー（ETSI）
| Title |
The_Exoplanet_Transmission_Spectroscopy_Imager_(ETSI) |
| Authors |
Mary_Anne_Limbach,_Luke_M._Schmidt,_D._L._DePoy,_Jeffrey_C._Mason,_Mike_Scobey,_Pat_Brown,_Chelsea_Taylor,_Jennifer_L._Marshall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00795 |
通過する太陽系外惑星の大気を検出するように調整された新しい機器の設計を提示します。太陽系外惑星透過分光画像装置（ETSI）と呼ばれるこの装置は、コモンパスマルチバンドイメージング（CMI）と呼ばれる新しい技術を利用しています。ETSIは、プリズムとマルチバンドフィルターを使用して、明るい太陽系外惑星の通過中に、2つの検出器で$430-975nm$（平均スペクトル分解能$R=\lambda/\Delta\lambda=23$）の15のスペクトルバンドパスを同時に画像化します。星。機器のプロトタイプは、大気振幅シンチレーションノイズ制限を下回る光子ノイズ制限結果を達成しました。ETSIは、適度なサイズの望遠鏡で、比較的短時間で太陽系外惑星の大気の存在と組成を検出できます。計測器の光学設計を紹介します。さらに、ETSI機器の科学によって駆動されるプリズムとマルチバンドフィルターの設計トレードについて説明します。2メートルの望遠鏡で$\sim2$年に数十の太陽系外惑星の大気スペクトルを測定する、ETSIによる今後の調査について説明します。最後に、ETSIが、最近特定された多数のTESS（NASAのトランジット系外惑星探査衛星）系外惑星を含む、明るい星を通過するすべての巨大ガス系外惑星を追跡するための強力な手段となる方法について説明します。
TARdYS：R6エシェル回折格子を使用したTAO用の太陽系外惑星ハンターの設計とプロトタイプ
| Title |
TARdYS:_Design_and_Prototype_of_an_Exoplanet_Hunter_for_TAO_using_a_R6_Echelle_Grating |
| Authors |
S._Rukdee,_L._Vanzi,_C._Schwab,_M._Flores,_A._Valenzuela,_J._Pember,_A._Zapata,_K._Motohara,_Y._Yoshii,_M._Tala_Pinto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00809 |
太陽系外惑星の候補を特徴づける際の1つの制限は、赤外線の高解像度分光器の利用可能性です。高精度IR分光器が不足している重要な要因は、これらの機器のコストが高いことです。費用効果の高いソリューションにつながる新しい光学設計を紹介します。私たちの機器は、R6エシェル回折格子と画像スライサーを備えた高解像度（R=60,000）赤外線分光器です。準リトローとホワイト瞳孔のセットアップの可能な限り最高のパフォーマンスを比較し、より高い画質を実現するため、後者を優先します。この機器は、チリの東京大学アタカマ天文台（TAO）6.5m望遠鏡に提案されています。TaoAiuc高解像度（d）Yバンドスペクトログラフ（TARdYS）は0.843-1.117umをカバーします。コストを削減するために、42のスペクトル次数を半極低温ソリューションを使用して1K検出器に絞り込みます。現実的な製造公差と位置合わせ公差、および熱変動を考慮しても、優れた解像度が得られます。この論文では、周囲温度でのこの分光器のプロトタイプからの初期の結果を提示します。
大阪府立大学1.85mmm-submm望遠鏡プロジェクトの現状と今後の計画
| Title |
Current_status_and_future_plan_of_Osaka_Prefecture_University_1.85-m_mm-submm_telescope_project |
| Authors |
Atsushi_Nishimura,_Kazuki_Tokuda,_Ryohei_Harada,_Yutaka_Hasegawa,_Shota_Ueda,_Sho_Masui,_Ryotaro_Konishi,_Yasumasa_Yamasaki,_Hiroshi_Kondo,_Koki_Yokoyama,_Takeru_Matsumoto,_Taisei_Minami,_Masanari_Okawa,_Shinji_Fujita,_Ayu_Konishi,_Yuka_Nakao,_Shimpei_Nishimoto,_Sana_Kawashita,_Sho_Yoneyama,_Tatsuyuki_Takashima,_Kenta_Goto,_Nozomi_Okada,_Kimihiro_Kimura,_Yasuhiro_Abe,_Kazuyuki_Muraoka,_Hiroyuki_Maezawa,_Toshikazu_Onishi,_and_Hideo_Ogawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00906 |
野辺山電波天文台（標高1400m）に設置された1.85mサブミリ波望遠鏡の現状と今後の計画を報告します。科学的な目標は、数分角の角度分解能で分子ガスの大規模な分布を取得することにより、銀河内の分子雲の物理的/化学的特性を明らかにすることです。Linux-PC上のPythonで主に作成された半自動観測システムは、効果的な操作を可能にします。分子雲（例、オリオン-A/B、シグナス-X/OB7、トーラス-カリフォルニア-ペルセウス複合体、銀河面）の大規模なCO$J=$2--1調査、および放出のパイロット調査これまで、マイナーな分子種からオリオン座の雲に向かう線が引かれてきました。望遠鏡はまた、新しいデバイスやアイデアの技術的なデモンストレーションの機会を提供しています。たとえば、PLM（光路長変調器）と導波管ベースの側波帯分離フィルターの実用化、新しく設計された導波管ベースの円偏光子とOMT（オルソモードトランスデューサー）の設置などです。次のステップとして、現在、望遠鏡をチリのサンペドロデアタカマ（高度2500m）に移転することを計画しており、210〜375GHz（ALMAのバンド6〜7に対応）をカバーする非常に広帯域の受信機を開発しています。全自動観測システム。新しい望遠鏡システムは、銀河面の分子雲と南半球の大小マゼラン雲の空間および周波数領域で大規模なデータを提供します。バンド6/7は、ALMAの銀河系外での調査に最も効率的な周波数帯域であるため、データは、ALMAで取得される銀河系外のデータと比較するために貴重です。
BLAST-TNG望遠鏡プラットフォームの飛行中の性能
| Title |
In-flight_performance_of_the_BLAST-TNG_telescope_platform |
| Authors |
Gabriele_Coppi,_Peter_A.R._Ade,_Peter_C._Ashton,_Jason_E._Austermann,_Erin_G._Cox,_Mark_J._Devlin,_Bradley_J._Dober,_Valentina_Fanfani,_Laura_M._Fissel,_Nicholas_Galitzki,_Jiansong_Gao,_Samuel_Gordon,_Christopher_E._Groppi,_Gene_C._Hilton,_Johannes_Hubmayr,_Jeffrey_Klein,_Dale_Li,_Nathan_P._Lourie,_Ian_Lowe,_Hamdi_Mani,_Philip_Mauskopf,_Christopher_McKenney,_Federico_Nati,_Giles_Novakk,_Giampaolo_Pisano,_L.Javier_Romualdez,_Adrian_Sinclair,_Juan_D._Soler,_Carole_Tucker,_Joel_Ullom,_Michael_Vissers,_Caleb_Wheeler,_Paul_A._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01039 |
次世代のバルーン搭載大口径サブミリ波望遠鏡（BLAST-TNG）は、偏光サブミリ波の空を高角度分解能で特性評価するためのユニークな機器でした。BLAST-TNGは、2020年1月に南極の長期気球施設から飛行しました。飛行期間は短いものの、この機器は非常にうまく機能し、将来の気球ミッションに非常に役立つ各サブシステムに関する重要な情報を提供しています。この寄稿では、望遠鏡とゴンドラの性能について説明します。
韓国の天文学と天体物理学のための宇宙ミッション：過去、現在、そして未来
| Title |
Space_Missions_for_Astronomy_and_Astrophysics_in_Korea:_Past,_Present,_and_Future |
| Authors |
Kwang-il_Seon_(1),_Wonyong_Han_(1),_Young-Wook_Lee_(2),_Hyung_Mok_Lee_(1),_Min_Bin_Kim_(3),_I._H._Park_(3),_Woong-Seob_Jeong_(1),_Kyung-Suk_Cho_(1),_Jae_Jin_Lee_(1),_Dae-Hee_Lee_(1,4),_Kyujin_Kwak_(5)_((1)_Korea_Astronomy_and_Space_Science_Institute,_Daejeon,_Republic_of_Korea,_(2)_Department_of_Astronomy_and_Center_for_Galaxy_Evolution_Research,_Yonsei_University,_Seoul,_Republic_of_Korea,_(3)_Department_of_Physics,_Sungkyunkwan_University,_Suwon,_Republic_of_Korea,_(4)_Department_of_Aerospace_Engineering,_Korea_Advanced_Institute_of_Science_and_Technology,_Daejeon,_Republic_of_Korea,_(5)_Department_of_Physics,_Ulsan_National_Institute_of_Science_and_Technology,_Ulsan,_Republic_of_Korea) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01120 |
天文学と天体物理学の分野に焦点を当てて、韓国の宇宙ミッションの歴史をレビューします。ミッションごとに、科学的な動機と成果が、ミッションのスケジュールを含むプログラムの技術的な詳細とともにレビューされます。このレビューには、進行中および現在承認されているミッションと、いくつかの計画されているミッションが含まれます。著者の視点の認められた制限の範囲内で、韓国の天文学と天体物理学のための宇宙計画の将来の方向性についてのいくつかのコメントがこのレビューの終わりに作られています。
TESSVisibility-私のお気に入りの星や小惑星がTESSによって観測されたのはいつですか？
| Title |
TESSVisibility_--_When_was_my_favorite_star_or_asteroid_observed_by_TESS? |
| Authors |
Andr\'as_P\'al_(1,2,3)_((1)_Konkoly_Observatory,_Research_Centre_for_Astronomy_and_Earth_Sciences,_Budapest,_Hungary,_(2)_E\"otv\"os_Lor\'and_University,_Institute_of_Physics,_Budapest,_Hungary,_(3)_MIT_Kavli_Institute_for_Astrophysics_and_Space_Research,_Cambridge,_MA,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01173 |
トランジット系外惑星探査衛星（TESS）は、定期的な観測中に空のかなりの領域をカバーし、ポインティングスケジュールに従うのは簡単ですが、静止していることを考慮すると、大量のオブジェクトの現在および/または予測される視程を取得することは明らかではありません小惑星や彗星のような太陽系のターゲットを動かします。プログラム`tessvisibility`は、CとUNIXシェルの両方に実装された移植性の高いコードの小さな断片であり、TESSピクセルの精度でそのような一括検索の機能を提供します。この精度には、焦点面CCD間のギャップ、カメラ間のギャップ、および可視性情報を取得するためのセクターレベルの処理が含まれます。
X線偏光データのマルチバンド重み付け
ストークスパラメータの最適な推定値は、X線天文学の状況で導き出されます。この状況では、機器の変調係数はエネルギーによって大幅に変化しますが、信号は非常に弱いか、わずかに偏光しています。このようなソースの場合、重要な偏光測定値を取得するために、分析の帯域を広げることができます。ビニングされたデータとビニングされていないデータの場合に最適な推定量が提供され、ImagingX-rayPolarimetryExplorer（IXPE）を使用して観測された微弱または弱偏光のソースで取得される可能性のあるデータに適用されます。サンプルの状況では、カウント加重平均と比較した場合、変調係数のカウント加重二乗平均平方根を使用すると、検出可能な最小偏光の改善は6〜7％です。IXPEイベントトラックにニューラルネットワークアプローチを使用する場合など、変調係数を改善すると、最大10〜15％の追加の改善が得られます。実際の改善は、スペクトル形状と機器の応答関数の詳細によって異なります。
GRBAlpha：タイミングベースのガンマ線バーストの位置特定を検証するための1UCubeSatミッション
| Title |
GRBAlpha:_A_1U_CubeSat_mission_for_validating_timing-based_gamma-ray_burst_localization |
| Authors |
Andr\'as_P\'al_(1),_Masanori_Ohno_(2,1,3),_L\'aszl\'o_M\'esz\'aros_(1),_Norbert_Werner_(4,3),_Jakub_\v{R}\'ipa_(2,4),_Marcel_Frajt_(5),_Naoyoshi_Hirade_(3),_J\'an_Hudec_(5),_Jakub_Kapu\v{s}_(5),_Martin_Koleda_(6),_Robert_Laszlo_(6),_Pavol_Lipovsk\'y_(7),_Hiroto_Matake_(3),_Miroslav_\v{S}melko_(7),_Nagomi_Uchida_(3),_Bal\'azs_Cs\'ak_(1),_Teruaki_Enoto_(8),_Zsolt_Frei_(2),_Yasushi_Fukazawa_(3),_G\'abor_Galg\'oczi_(9,2),_Kengo_Hirose_(3),_Syohei_Hisadomihi_(3),_Yuto_Ichinohe_(10),_L\'aszl\'o_L._Kiss_(1),_Tsunefumi_Mizuno_(3),_Kazuhiro_Nakazawa_(11),_Hirokazu_Odaka_(12),_Hiromitsu_Takahashi_(3),_Kento_Torigoe_(3)_((1)_Konkoly_Observatory,_Research_Centre_for_Astronomy_and_Earth_Sciences,_Budapest,_Hungary,_(2)_Institute_of_Physics,_E\"otv\"os_Lor\'and_University,_Budapest,_Hungary,_(3)_Hiroshima_University,_Hiroshima,_Japan,_(4)_Department_of_Theoretical_Physics_and_Astrophysics,_Faculty_of_Science,_Masaryk_University,_Brno,_Czech_Rep.,_(5)_Spacemanic_s.r.o.,_Bratislava,_Slovakia,_(6)_Needronix_s.r.o.,_Bratislava,_Slovakia,_(7)_Faculty_of_Aeronautics,_Technical_University_of_Ko\v{s}ice,_Slovakia,_(8)_Hakubi_Ctr._for_Advanced_Research,_Kyoto_Univ.,_Japan,_(9)_Wigner_Research_Centre,_Budapest,_Hungary,_(10)_Rikkyo_University,_Tokyo,_Japan,_(11)_Nagoya_University,_Nagoya,_Japan,_(12)_University_of_Tokyo,_Tokyo,_Japan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01298 |
GRBAlphaは1UCubeSatミッションで、2021年前半に打ち上げが予定されています。75x75x5mmのCsI（Tl）シンチレータを搭載し、デュアルチャネルマルチピクセルフォトンカウンター（MPPC）セットアップによって読み取られます。ガンマ線バースト（GRB）を検出します。GRB検出器は、トランジェントの測定と位置特定（CAMELOT）ミッションに適用されるCubesatsの検出器システムの軌道上デモンストレーションです。GRBAlphaはCAMELOTの予想有効面積の1/8を提供しますが、観測された光度曲線を他の既存のGRB監視衛星と比較することで、CAMELOTのコアアイデア、つまりタイミングベースのローカリゼーションの実現可能性を検証できます。
完全に保守的な自己重力流体力学のためのAthena ++フレームワークの拡張
| Title |
An_Extension_of_the_Athena++_Framework_for_Fully_Conservative_Self-Gravitating_Hydrodynamics |
| Authors |
P._D._Mullen,_Tomoyuki_Hanawa,_C._F._Gammie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01340 |
自己重力流の数値シミュレーションは、時間依存の重力ポテンシャルによる加速度と重力エネルギー放出を説明する運動量方程式とエネルギー方程式を発展させます。この作業では、天体物理学の電磁流体力学フレームワークAthena++で、ソース項を使用して、自己重力流の完全に保守的な数値アルゴリズムを実装します。適切に評価されたソースタームは、対応する「重力フラックス」（つまり、重力応力テンソルまたは重力エネルギーフラックス）の発散と同等である場合、保存的であることを示します。2次収束、丸め誤差の総運動量、総エネルギー節約など、ソースタームベースのアルゴリズムのいくつかの利点を示すテスト問題を提供します。完全に保守的なスキームは、カールのない重力を保証しない重力応力テンソルの一般的な数値離散化を適用するときに発生する異常な加速度を抑制します。
Athena WFI荷電粒子バックグラウンドの削減：Geant4シミュレーションの結果
| Title |
Reducing_the_Athena_WFI_charged_particle_background:_Results_from_Geant4_simulations |
| Authors |
Catherine_E._Grant,_Eric_D._Miller,_Marshall_W._Bautz,_Tanja_Eraerds,_Silvano_Molendi,_Jonathan_Keelan,_David_Hall,_Andrew_D._Holland,_Ralph_P._Kraft,_Esra_Bulbul,_Paul_Nulsen,_Steven_Allen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01347 |
ESAのアテナX線天文台にあるワイドフィールドイメージャー（WFI）の科学的目標の1つは、銀河団や銀河群、銀河間媒体など、宇宙の高温ガス構造をマッピングすることです。かすかな拡散源のこれらの深い観察は、低い背景とその背景の可能な限り最高の知識を必要とします。WFIバックグラウンドワーキンググループは、さまざまな方向からこの問題に取り組んでいます。ここでは、アテナに搭載された構造物と相互作用し、WFIで信号を生成する宇宙線粒子のGeant4シミュレーションの分析を示します。これらの粒子トラックと、X線として分類される検出されたイベントとの間の現象論的相関を検索し、これらの相関を利用して地上処理でそのようなイベントにフラグを立てたり拒否したりする方法を探ります。これらの結果は、AthenaWFI機器のバックグラウンドを低減することに加えて、宇宙のシリコンベースのX線検出器の粒子成分を理解するためにも適用できます。
BLAST-TNG極低温レシーバーの特性評価、展開、および飛行中のパフォーマンス
| Title |
Characterization,_deployment,_and_in-flight_performance_of_the_BLAST-TNG_cryogenic_receiver |
| Authors |
Ian_Lowe,_Peter_A._R._Ade,_Peter_C._Ashton,_Jason_E._Austermann,_Gabriele_Coppi,_ErinG._Cox,_Mark_J._Devlin,_Bradley_J._Dober,_Valentina_Fanfani,_Laura_M._Fissel,_Nicholas_Galitzki,_Jiansong_Gao,_Samuel_Gordon,_Christopher_E._Groppi,_Gene_C._Hilton,_Johannes_Hubmayr,_Jeffrey_Klein,_Dale_Li,_Nathan_P._Lourie,_Hamdi_Mani,_Philip_Mauskopf,_Christopher_McKenney,_Federico_Nati,_Giles_Novak,_Giampaolo_Pisano,_L._Javier_Romualdez,_Juan_D._Soler,_Adrian_Sinclair,_Carole_Tucker,_Joel_Ullom,_Michael_Vissers,_Caleb_Wheeler,_Paul_A._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01372 |
次世代のバルーン搭載大口径サブミリ波望遠鏡（BLAST-TNG）は、24日間の南極飛行中に、星間塵と銀河系の前景を250、350、500ミクロンでマッピングするように設計されたサブミリ波偏光計です。BLAST-TNG検出器アレイは、それぞれ918、469、および272MKIDピクセルで構成されています。ピクセルは、2つの直交配向、交差、直線偏波に敏感なMKIDアンテナから形成されます。アレイは300mK未満の温度に冷却され、$^4$He真空ポットと組み合わせたクローズドサイクル$^3$He収着冷蔵庫によって安定化されます。検出器は、第2世代の再構成可能なオープンアーキテクチャコンピューティングハードウェア（ROACH2）とBLAST-TNG用に設計されたカスタムRF電子機器の組み合わせによって読み取られます。これらの検出器を読み取り、特性評価するために設計されたファームウェアとソフトウェアは、これらの検出器を中心にBLASTチームによってゼロから構築され、TolTECやOLIMPOなどの他のMKID機器での使用に適合しています。これらのシステムの概要と、地上での特性評価および測定された飛行中の性能の詳細な方法論を紹介します。
バルーン搭載の大口径サブミリ波望遠鏡天文台
| Title |
The_Balloon-Borne_Large_Aperture_Submillimeter_Telescope_Observatory |
| Authors |
Ian_Lowe,_Gabriele_Coppi,_Peter_A._R._Ade,_Peter_C._Ashton,_Jason_E._Austermann,_James_Beall,_Susan_Clark,_Erin_G._Cox,_Mark_J._Devlin,_Simon_Dicker,_Bradley_J._Dober,_Valentina_Fanfani,_Laura_M._Fissel,_Nicholas_Galitzki,_Jiansong_Gao,_Brandon_Hensley,_Johannes_Hubmayr,_Steven_Li,_Zhi-Yun_Li,_Nathan_P._Lourie,_Peter_G._Martin,_Philip_Mauskopf,_Federico_Nati,_Giles_Novak,_Giampaolo_Pisano,_L._Javier_Romualdez,_Adrian_Sinclair,_Juan_D._Soler,_Carole_Tucker,_Michael_Vissers,_Jordan_Wheeler,_Paul_A.Williams,_Mario_Zannoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01376 |
BLAST天文台は、ニュージーランドのワナカからの将来の超長期気球キャンペーンのために設計された、提案された超高圧気球搭載気球計です。厳格な超高圧重量エンベロープ内にとどまりながら科学的出力を最大化するために、BLASTは軽量モノコック構造ゴンドラ内に含まれる新しい1.8m軸外光学システムを備えています。ペイロードには300Lの$^4$He極低温レシーバーが組み込まれ、断熱消磁冷蔵庫（ADR）と$^3$He収着冷蔵庫を組み合わせて使用することで、8,274個のマイクロ波動的インダクタンス検出器（MKID）を100mKに冷却します。2Kで動作する液体ヘリウムポンプポットによる。検出器の読み出しは、次世代のBLAST-TNKGIDPyソフトウェアを実行する新しいザイリンクスRFSOCベースのシステムを利用します。この機器を使用して、ダストダイナミクスに関する未解決の質問に答えるだけでなく、大気透過によって制限されない高高度観測によって可能になった偏光サブミリ波へのコミュニティアクセスを提供することを目指しています。BLAST天文台は、最低31日間の飛行用に設計されており、そのうち70$\％$はBLASTの科学的目標の観測に充てられ、残りの30$\％$は、共有を通じてより広い天文コミュニティからの提案に開放されます。リスク提案プログラム。
双極トービージャグ星雲を用いたAGB星HR3126周辺のコンパクトダストディスクの赤外線干渉イメージング
| Title |
Infrared_interferometric_imaging_of_the_compact_dust_disk_around_the_AGB_star_HR3126_with_the_bipolar_Toby_Jug_Nebula |
| Authors |
Keiichi_Ohnaka,_Dieter_Schertl,_Karl-Heinz_Hofmann,_and_Gerd_Weigelt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00768 |
漸近巨星分枝（AGB）星HR3126は、分角スケールの双極トービージャグ星雲に関連付けられており、AGBフェーズの終わりに双極構造の出現を研究するまれな機会を提供します。超大型望遠鏡干渉計でAMBERとGRAVITY（2〜2.45ミクロン）を使用したロングベースライン干渉観測、VLT/NACO（2.24ミクロン）を使用したスペックル干渉観測、およびSPHERE-ZIMPOL（0.55ミクロン）とVISIRを使用したイメージングを実行しました。（7.9--19.5ミクロン）。AMBER+GRAVITYデータから2.1〜2.29ミクロンの連続体で再構成された画像は、それぞれ5.3および3.5masの半長軸と半短軸を持つ楕円形のリング状構造に囲まれた中心星を示しています。リングは、約50度の傾斜角から見た赤道ダストディスクの内側の縁として解釈され、その軸は双極性星雲とほぼ整列しています。ディスクは驚くほどコンパクトで、内径はわずか3.5Rstar（2au）です。私たちの2次元放射伝達モデリングは、最大4ミクロンのケイ酸塩粒子を含む光学的に厚いフレアディスクが、観測された連続体画像とスペクトルエネルギー分布を再現できることを示しています。COの最初の倍音バンドで得られた画像は、中央の星の周りの細長い放射を明らかにしており、星の大気の扁平率またはダストキャビティ内のCOガスディスクの存在を示唆しています。オブジェクトは、SPHERE-ZIMPOL、NACO、およびVISIRでは未解決です。双極性星雲と一緒に円盤が形成された場合、サブミクロンから数ミクロンへの粒子成長は、約3900年の星雲の動的年齢にわたって起こったはずです。再構成された画像でコンパニオンが検出されないということは、2.2ミクロンの明るさが赤色巨星の明るさの約30分の1であるか、バイナリ相互作用のために細断された可能性があることを意味します。
ARMADA I：BタイプのバイナリalphaDelおよびnuGemで検出されたトリプルコンパニオン
| Title |
ARMADA_I:_Triple_Companions_Detected_in_B-Type_Binaries_alpha_Del_and_nu_Gem |
| Authors |
Tyler_Gardner_(1),_John_D._Monnier_(1),_Francis_C._Fekel_(2),_Gail_Schaefer_(3),_Keith_J.C._Johnson_(1),_Jean-Baptiste_Le_Bouquin_(4),_Stefan_Kraus_(5),_Narsireddy_Anugu_(6),_Benjamin_R._Setterholm_(1),_Aaron_Labdon_(5),_Claire_L._Davies_(5),_Cyprien_Lanthermann_(7),_Jacob_Ennis_(1),_Michael_Ireland_(8),_Kaitlin_M._Kratter_(6),_Theo_Ten_Brummelaar_(3),_Judit_Sturmann_(3),_Laszlo_Sturmann_(3),_Chris_Farrington_(3),_Douglas_R._Gies_(3),_Robert_Klement_(3),_Fred_C._Adams_(1)_((1)_University_of_Michigan,_Ann_Arbor,_(2)_Tennessee_State_University,_(3)_The_CHARA_Array_of_Georgia_State_University,_(4)_Institut_de_Planetologie_et_d'Astrophysique_de_Grenoble,_(5)_University_of_Exeter,_(6)_University_of_Arizona,_(7)_KU_Leuven,_(8)_Australian_National_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00778 |
地上ベースの光学長基線干渉法は、約10マイクロ秒角の精度で近接連星系の軌道を測定する能力を備えています。この精度により、追加の短期間のコンパニオンからの引力によるバイナリモーションの「ぐらつき」を検出できます。連星系の個々の星を周回する巨大惑星や恒星の伴星を検出する目的で、CHARAアレイのMIRC-X機器を使用してマイクロ秒差位置天文学の配置（ARMADA）調査を開始しました。調査の観測結果について説明し、0.2秒未満のバイナリに対して数十マイクロ秒レベルの精度を提供する波長キャリブレーションスキームを紹介します。既知のトリプルシステムカッパペグで機器の性能をテストし、以前の同様の調査よりも10倍高い精度を提供していることを示しています。三次成分の位置天文検出を2つのBタイプバイナリに提示します。アルファデルの30日間のコンパニオンと、ニュージェムの50日間のコンパニオンです。また、フェアボーン天文台にあるテネシー州立大学の自動分光望遠鏡を使用して、アルファデルの視線速度データを収集しました。これらのシステムの3つのコンポーネントすべての軌道と質量を測定することができます。以前に公開されたnuGemの内側のペアのRV軌道は、視覚軌道と一致していないことがわかりました。これらの軌道で達成された精度は、ARMADA調査が、A/Bタイプのバイナリシステムに対する新しいコンパクトなトリプルシステムの発見に成功し、階層システムアーキテクチャと形成履歴のより良い統計につながることを示唆しています。
光学SDSSスペクトルで後期型主系列星のフレアと関連するCMEを検索する
| Title |
Search_for_flares_and_associated_CMEs_on_late-type_main-sequence_stars_in_optical_SDSS_spectra |
| Authors |
Florian_Koller,_Martin_Leitzinger,_Manuela_Temmer,_Petra_Odert,_Paul_G._Beck,_and_Astrid_Veronig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00786 |
この作業は、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）データリリース14によって提供される光学スペクトルで恒星フレアと潜在的な恒星コロナ質量放出（CME）シグネチャを検出し、分類することを目的としています。サンプルはすべてのF、G、K、およびMに制限されています。メインシーケンスタイプの星で、63万個以上の星になります。この作業は、SDSSによって提供される個々のスペクトル露光を利用します。自動フレア検索は、ガウスプロファイルがラインコアに適合された後、$H\alpha$および$H\beta$スペクトルラインの有意な振幅変化を検出することによって実行されました。CMEは、視線内のプラズマ運動のドップラー効果によって引き起こされるバルマー系列の非対称性を特定することによって検索されました。晩期型星（スペクトル型K3からM9）で281個のフレアを識別しました。バルマー系列の翼で過剰なフラックスを示す6つの可能なCME候補を特定しました。$H\alpha$のフレアエネルギーが計算され、CME候補の質量が推定されました。導出された$H\alpha$フレアエネルギーは、$3\times10^{28}-2\times10^{33}$ergの範囲です。$H\alpha$フレアエネルギーは、以前のタイプで増加しますが、フレア時間の割合は、後のタイプで増加します。CME候補の質量推定値は$6\times10^{16}-6\times10^{18}$gの範囲であり、予測される最高速度は$\sim300-700\：$km/sです。私たちが得たCMEの低い検出率は以前の研究と一致しており、後期型の主系列星の場合、光学分光法で検出できるCMEの発生率が低いことを示唆しています。
不均一な低太陽風の3次元シミュレーション
近い将来、パーカーソーラープローブは、太陽コロナと太陽風の間の遷移のダイナミクスと性質に関する理論を厳格なテストにかける予定です。加熱と加速を含む、発生期の太陽風のダイナミクスを説明することを目的とした最も一般的なメカニズムは、電磁流体力学（MHD）の乱流です。以前のモデルのほとんどは、発信アルフベン波とその反射の相互作用によって引き起こされる非線形カスケードに焦点を当てており、その圧倒的な証拠にもかかわらず、太陽コロナプラズマの垂直構造化に関連する可能性のある影響を無視しています。この論文では、初めて、3DMHD数値シミュレーションを通じて、低コロナから15R_Sunまでの垂直に構造化された太陽コロナと太陽風のダイナミクスを分析します。バックグラウンド構造化は、垂直に均質な場合よりもはるかに速い時間スケールで、MHD乱流の進化に強い影響を与えることがわかります。非線形時間よりも短い時間スケールでは、位相混合に関連する線形効果により、1/fの垂直エネルギースペクトルが得られます。乱流カスケードが発達するにつれて、べき乗則指数が-3/2または-5/3（-2）の垂直（平行）エネルギースペクトル、速度スペクトルよりも急な垂直磁場、および強い蓄積が観察されます。負の残留エネルギーの。乱流は、以前は「ユニタービュランス」と呼ばれていた、駆動された横方向のキンク波の自己カスケードによって生成される可能性が最も高いと結論付けます。これは、元の太陽風の主要な非線形エネルギーカスケードチャネルを表す可能性があります。
ソーラーネイバーフッドXLVII：M矮星モデルとハッブル宇宙望遠鏡の動的質量および分光法との比較
| Title |
The_Solar_Neighborhood_XLVII:_Comparing_M_Dwarf_Models_with_Hubble_Space_Telescope_Dynamical_Masses_and_Spectroscopy |
| Authors |
Serge_B._Dieterich,_Andrew_Simler,_Todd_J._Henry,_Wei-Chun_Jao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00915 |
M矮星の構造と進化のモデルをテストするために、5つの密接に分離された連星系で10個のM矮星のHST/STIS光学分光法を使用します。すべての星の0.083から0.405Moの範囲の個々の動的質量は、以前の研究から知られています。まず、BT-Settl大気モデルをフィッティングすることにより、温度、半径、光度、表面重力、および金属量を導き出します。私たちの方法論が、同様のスペクトルタイプの星の長いベースライン光干渉法からの経験的結果と一致することを確認します。次に、進化モデルが、星の既知の力学質量と、各バイナリシステム内の共生性と等しい金属量の条件を考慮して、それらの量を予測できるかどうかをテストします。このテストを、ダートマスモデル、MESA/MISTモデル、Baraffeetalのモデルの5つの異なる進化モデルセットに適用します。2015年、PARSECモデル、およびYaPSIモデル。進化モデルの予測と観測の間にわずかな一致が見られますが、モデルが自己無撞着な方法で共生の条件を尊重するケースはほとんどありません。モデルの各ファミリの長所と短所について説明し、それらの予測力を比較します。
非線形力のないモデリングに基づく太陽活動領域12673の非ポテンシャル磁場の進化
| Title |
Evolution_of_the_Non-potential_Magnetic_Field_in_the_Solar_Active_Region_12673_Based_on_a_Nonlinear_Force-free_Modeling |
| Authors |
Daiki_Yamasaki,_Satoshi_Inoue,_Shin'ichi_Nagata,_and_Kiyoshi_Ichimoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01008 |
活動領域（AR）12673は、多くのMクラスといくつかのXクラスのフレアを生成しました。そのうちの1つは、太陽周期24で最大の太陽フレアとして記録されているX9.3フレアです。3次元の進化を研究しました。9月4日00：00UTから6日00：00UTまでの12時間ごとの非線形力のない磁場外挿の時系列を使用した、AR12673内のフレア生成磁場。私たちの分析では、3つの磁束ロープ（MFR）が9月4日までに形成され、そのうちの1つが9月6日にX9.3フレアを生成したことがわかりました。1つのMFRには、他の2つのMFRとは異なる符号である正の磁気ツイストがあります。正のねじれを蓄積するMFRの磁束の時間的変化は、9月4日から6日によく観察されたGOESX線束のプロファイルと一致しているため、正のねじれを持つMFRの形成は密接に関連していることが示唆されます。M5.5フレアを含むMクラスフレアの発生に。さらに、MFRを取り巻く磁場、特にこの期間に観測された最大のMフレアであるM5.5フレアの前に正のねじれがあるMFRの上に磁気ヌルが見つかりました。AIA1600オングストローム画像と比較することにより、上にある力線のフットポイントが、最初に増光が観察された領域に固定されていることがわかりました。したがって、ヌルでの正にねじれたMFRのトーラス不安定性によって引き起こされた再接続が、M5.5フレアを駆動した可能性があることを示唆します。
ソーラーラジオタイプIIIバーストと宇宙天気への影響に関する統計的研究
| Title |
A_Statistical_Study_of_Solar_Radio_Type_III_Bursts_and_Space_Weather_Implication |
| Authors |
Theogene_Ndacyayisenga,_Jean_Uwamahoro,_K._Sasikumar_Raja_and_Christian_Monstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01210 |
太陽電波バースト（SRB）は、太陽コロナと惑星間物質（IPM）で発生するさまざまな現象の兆候です。この記事では、タイプIIIバーストの発生と、それらのサンスポット数との関連について調べました。この研究は、タイプIIIバーストの発生がサンスポット数とよく相関していることを確認しています。さらに、e-CALLISTOネットワークを使用して取得したデータを使用して、孤立したタイプIIIバーストのドリフト率とタイプIIIバーストのグループの期間を調査しました。タイプII、タイプIII、およびタイプIVのバーストは、太陽フレアやCMEの兆候であるため、電波観測を使用して宇宙天気の危険性を予測できます。この記事では、地球に近い無線の停電を引き起こした2つのイベントについて説明しました。e-CALLISTOは、経度の異なる152を超えるステーションで構成されているため、24時間体制で太陽コロナからの電波放射を監視できます。このような観測は、数分から数時間以内に宇宙天気の危険を監視および予測する上で重要な役割を果たします。
AstroSatを使用した球状星団NGC1261のUV明るい星の種族の研究
| Title |
Study_of_UV_bright_stellar_populations_in_the_globular_cluster_NGC_1261_using_AstroSat |
| Authors |
Sharmila_Rani,_Gajendra_Pandey,_Annapurni_Subramaniam,_Snehalata_Sahu,_N._Kameshwara_Rao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01213 |
アストロサット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、球状星団NGC1261のUV測光を提示します。4つの近紫外線（NUV）と2つの遠紫外線（FUV）画像でPSF測光を実行し、HST、ガイア、およびメンバー星の地上光学測光と組み合わせて、UV色-マグニチュード図（CMD）を作成しました。NUVで完全な水平分枝（HB）、FUVで青いHBを検出し、2つの極端なHB（EHB）星を識別しました。HB星は、更新されたBaSTI-IACモデルを使用して生成された等時線（12.6Gyr年齢、[Fe/H]=-1.27金属量）によく適合したUV光学CMDでタイトなシーケンスを持っています。明るいHB星の有効温度（Teff）、光度、および半径は、スペクトルエネルギー分布を使用して推定されました。UV明るいHB星の完全なサンプルを検出すると、HB分布のホットエンドはGジャンプ（Teff〜11500K）で終了することがわかります。単一のスペクトルによく適合した2つのEHB星は、Teff=31,000Kおよび質量=0.495Msunであり、青いHB星と同じTeff-Radius関係に従います。これらのEHB星の形成経路を、RGBフェーズでの極端な質量損失（回転または強化されたヘリウムによる）、または初期のほてりシナリオに制限します。
完全対流星のボックス内スターシミュレーション
コンテキスト：質量が$0.35M_\odot$未満の主系列晩期型星は完全に対流です。目的：完全な対流星の回転の関数として、対流、差動回転、およびダイナモを研究すること。方法：球形の星がデカルト立方体の内部に浸されている、スターインボックスモデルでの3次元流体力学および電磁流体力学の数値シミュレーションが使用されます。このモデルは、$0.2M_\odot$の主系列M5ドワーフに対応します。4。3〜430日のローテーション期間（$P_{\rmrot}$）の範囲が調査されます。結果：$P_{\rmrot}=430$日でゆっくり回転するモデルは、主に軸対称の準定常大規模磁場とともに、遅い赤道と速い極を持つ反太陽差回転を生成します。中間回転（$P_{\rmrot}=144$および$43$日）の場合、差動回転は太陽のようであり（速い赤道、遅い極）、大規模な磁場はほとんど軸対称であり、準定常または周期的です。。後者は、球殻の他の数値研究と同様のパラメータレジームで発生し、サイクル周期は、同等の$P_{\rmrot}$を持つ完全対流星で観測されたサイクルと同様です。急速回転レジームでは、差動回転は弱く、大規模磁場はますます非軸対称になり、$m=1$モードが支配的になります。この大規模な非軸対称フィールドは、方位角ダイナモ波も示します。結論：スターインボックスモデルの結果は、球殻内の部分的に対流する晩期型星のシミュレーションと一致しており、差動回転とダイナモレジームの遷移は、コリオリの観点から同様の回転レジームで発生します（逆ロスビー）番号。部分対流星と完全対流星の間のこの類似性は、差動回転と大規模な磁気を生成するプロセスが星の形状に鈍感であることを示唆しています。
| Title |
A_celestial_matryoshka:_Dynamical_and_spectroscopic_analysis_of_the_Albireo_system |
| Authors |
Ronald_Drimmel,_Alessandro_Sozzetti,_Klaus-Peter_Schroeder,_Ulrich_Bastian,_Matteo_Pinamonti,_Dennis_Jack_and_Missael_A._Hernandez_Huerta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01277 |
よく知られている広い二重星アルビレオの主成分（ベータCygA）であるバイナリシステムベータCygAa/Ac（MCA55）の分光学的特性評価と新しい軌道ソリューションを紹介します。TIGREおよびIUEスペクトルの分光分析から得られた、3つのアルビレオ星すべて（ベータCygAa、Ac、およびB）の物理的パラメーターに進化の軌跡を一致させることにより、それらがおそらく同時代であることを確認します。私たちの最終的な軌道ソリューションは、120年を超えるベースラインで行われた半径方向の速度測定に基づいており、スペックル干渉観測からの相対位置天文学と、ヒッパルコスおよびガイアミッションからの絶対位置天文学を組み合わせています。最終的な軌道ソリューションの周期は121.45$^{+2.80}_{-2.73}$年で、離心率は0.20$^{+0.01}_{-0.02}$です。絶対位置天文学が含まれているおかげで、質量比は$q=1.25^{+0.19}_{-0.16}$、総質量は$14.17_{-5.19}^{+9.27}$M$であることがわかります。_\odot$は、セカンダリ（Ac）がペアの中でより質量が大きいことを示します。これらの結果は、アルビレオシステムの4番目の目に見えないメンバーの存在を強く示唆しています。現在の測光データを考えると、ベータCygA自体が階層的なトリプルであり、ブラックホールの仲間を抱えている可能性があります。また、ベータCygAシステムの全身固有運動、視線速度、および軌道視差を導き出し、アルビレオAとBが物理的に結合され遺伝的に接続されたシステムを形成するという仮説を定量的に評価できるようにします。最後に、アルビレオと共通の固有運動グループの4つの潜在的なメンバーを見つけますが、アルビレオのコンポーネントAからBほど近くにはありません。
新たな活動領域の検出のための時間距離日震学の分析
| Title |
Analysis_of_Time-Distance_Helioseismology_for_Detection_of_Emerging_Active_Regions |
| Authors |
John_T._Stefan,_Alexander_G._Kosovichev,_and_Andrey_M._Stejko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01367 |
Ilonidisetal（2011）で使用されているものと同様の時間距離日震技術を、地下音速摂動の2つの独立した数値モデルに適用して、位相移動時間シフト測定の空間分解能と精度を決定します。この手法は、MichelsonDopplerImager（MDI）およびHelioseismicMagneticImager（HMI）によって観測されたいくつかのアクティブ領域の出現前のシグネチャを調べるためにも使用されます。静かな太陽の領域の同様の測定のコンテキストでは、5つの研究されたアクティブな領域のうちの3つは、出現の数時間前に強い位相移動時間シフトを示しています。これらの結果は、導出された位相移動時間マップのノイズと、出現するフラックスの真陽性検出と偽陽性検出を区別するための可能な基準についての議論の基礎を形成します。
MHD波によるコロナ加熱
| Title |
Coronal_heating_by_MHD_waves |
| Authors |
Tom_Van_Doorsselaere_and_Abhishek_K._Srivastava_and_Patrick_Antolin_and_Norbert_Magyar_and_Soheil_Vasheghani_Farahani_and_Hui_Tian_and_Dmitrii_Y._Kolotkov_and_Leon_Ofman_and_Mingzhe_Guo_and_I\~nigo_Arregui_and_Ineke_De_Moortel_and_David_Pascoe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01371 |
観測された高温への太陽彩層とコロナの加熱は、太陽大気で予想される強い放射損失と熱伝導損失のバランスをとる継続的な加熱の存在を意味します。何十年もの間、活動領域の彩層およびコロナ部分、静かな太陽、およびコロナホールに必要な加熱メカニズムが太陽磁場に関連していると理論づけられてきました。しかし、最終的に太陽プラズマの加熱につながる磁気エネルギーを輸送および放散する正確な物理的プロセスは、まだ完全には理解されていません。コロナ加熱の現在の理解は、2つの主要なメカニズムに依存しています。再接続とMHD波であり、さまざまなコロナ領域でさまざまな重要度を持っている可能性があります。このレビューでは、MHD波加熱メカニズムの理解における最近の進歩に焦点を当てています。まず、観測結果の概要を説明することに焦点を当てます。ここでは、過去10年間にコロナでさまざまな波動モードが発見されており、その多くは、その場で生成されるか、下部から汲み上げられる大きなエネルギーフラックスに関連しています。太陽の雰囲気。その後、観測結果に動機付けられた波の数値モデリングの最近の発見を要約します。進歩にもかかわらず、構造化されていないコロナでAlfv\'en波加熱を使用する3DMHDモデルのみが、静かな太陽と互換性のある観測されたコロナ温度を説明できますが、クロスフィールド密度構造化を含む3DMHD波加熱モデルはまだ説明できません。活動領域の冠状ループを観察された温度まで加熱する。
Jos \ 'e Monteiro da Rocha（1734-1819）と、彗星の軌道の決定に関する1782年の彼の作品
| Title |
Jos\'e_Monteiro_da_Rocha_(1734-1819)_and_his_work_of_1782_on_the_determination_of_comet_orbits |
| Authors |
Fernando_B._Figueiredo_and_Jo\~ao_M._Fernandes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00753 |
1782年、天文学者でコインブラ大学の教授であるJos\'eMonteirodaRochaは、リスボン科学アカデミーの公開セッションで、彗星の軌道の決定の問題に関する回想録を発表しました。1799年にのみ、「Determina\c{c}\〜aodasOrbitasdosCometas」（彗星の軌道の決定）がアカデミーの回想録に掲載されました。その作品の中で、モンテイロ・ダ・ロシャは、3つの観測から彗星の放物線軌道を決定する問題を解決する方法を提示しています。モンテイロダロシャの方法は、基本的にオルバースによって提案され、2年前の1797年にフォンザックの支援の下で公開された方法と同じです。ポルトガル語で書かれ、公開されたことは、国際天文学コミュニティへの普及の妨げでした。この記事では、モンテイロダロシャの方法を紹介し、モンテイロダロシャとオルバースが天文学の歴史の中で実用的で簡単な最初の発明者として一緒に理解しなければならないというゴメステイシェイラの主張（テイシェイラ1934）をどの程度見ようとしています。彗星の放物線軌道を決定する方法は正当化されます。
| Title |
A_Proposed_Network_to_Detect_Axion_Quark_Nugget_Dark_Matter |
| Authors |
Xunyu_Liang,_Egor_Peshkov,_Ludovic_Van_Waerbeke,_Ariel_Zhitnitsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00765 |
同期検出器のネットワークは、アクシオンクォークナゲット（AQN）暗黒物質モデル内でQCDアクシオンを発見する可能性を高めることができます。同様のネットワークは、AQNによって放出されたX線をバックグラウンド信号から区別することもできます。これらのネットワークは、暗黒物質フラックスの方向性（存在する場合）とその速度分布に関する情報を提供できるため、標準ハローモデルをテストできます。AQNによって誘発されたアクシオンを検出するための最適な構成は、100km離れたステーションの三角形のネットワークであることを示します。X線の場合、最適なネットワークは四面体ユニットの配列です。
| Title |
Inference_of_proto-neutron_star_properties_from_gravitational-wave_data_in_core-collapse_supernovae |
| Authors |
Marie-Anne_Bizouard,_Patricio_Maturana-Russel,_Alejandro_Torres-Forn\'e,_Martin_Obergaulinger,_Pablo_Cerd\'a-Dur\'an,_Nelson_Christensen,_Jos\'e_A._Font,_Renate_Meyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00846 |
コア崩壊超新星（CCSN）からの重力波の最終的な検出は、巨大な星の爆発メカニズムの現在の理解を向上させるのに役立ちます。関係する物質の非線形ダイナミクスと現象の多数の自由度による、バウンス後の遅い重力波信号の確率的性質は、ソースパラメータの推論の問題を非常に困難にします。この論文では、その目標に向けて一歩を踏み出し、原始中性子星（PNS）の振動に関連する重力波に基づくパラメーター推定アプローチを提示します。CCSNの数値シミュレーションは、浮力駆動のgモードが重力波信号のかなりの部分に関与し、それらの時間周波数の進化が、[1]に示されているように、普遍的な関係を通じてコンパクトな残骸の物理的特性に関連していることを示しています。。1DCCSNシミュレーションのセットを使用して、PNSプロパティの進化を、研究用に開発した新しいアルゴリズムを使用して重力波データから抽出された支配的なgモードの周波数と関連付けるモデルを構築します。このモデルは、PNSの質量と半径の組み合わせの時間発展を推測するために使用されます。この方法の性能は、11〜40の太陽質量とさまざまな状態方程式の前駆体質量範囲をカバーする2DCCSN波形のシミュレーションを使用して推定されます。ガウス重力波検出器のノイズに埋め込まれた信号を考慮して、高度なLIGOおよび高度なVirgoデータを設計感度で使用して、銀河系ソースのPNSプロパティを推測できることを示します。EinsteinTelescopeやCosmicExplorerなどの第3世代の検出器では、${\calO}（100\、{\rmkpc}）$の距離をテストできます。
双子の高周波準周期振動によって得られたブラックホールの質量-スピン関係
| Title |
Mass-spin_relation_of_black_holes_obtained_by_twin_high-frequency_quasi-periodic_oscillations |
| Authors |
Ivan_Zhivkov_Stefanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00847 |
この論文は、ブラックホールの質量-スピン関係の一意性と単調性を研究しており、そのX線パワー密度スペクトルには3：2の比率で2つの高周波準周期振動が含まれています。測地線モデルの場合、質量とスピンの関係のプロパティは、観測された頻度に依存しません。つまり、特定のオブジェクトに依存しません。一部の結果は、すべての測地線モデルに有効です。具体的には、最も一般的に使用される2つのモデルをここで検討します。3：1非線形遊星共振モデルとそのケプラーバージョンです。
断熱集束の効果による運動量拡散の研究
エネルギーを帯びた荷電粒子の運動量拡散は、天体物理学、核融合装置の物理学、および実験室プラズマにおける輸送プロセスの重要なメカニズムです。均一磁場運動量拡散に加えて、大規模磁場の集束効果による修正項が得られます。修正項を評価した後、焦点特性の長さの符号とフォッカープランク係数$D_{\mu\mu}$、$D_{\mup}$、$D_{p\によって決定されることがわかりました。mu}$、および$D_{pp}$。この作業で新しい2次加速メカニズムが得られることが示されています。
彗星の記録は、西暦1240年頃の東地中海の年表を改訂します
| Title |
Cometary_records_revise_Eastern_Mediterranean_chronology_around_1240_CE |
| Authors |
Koji_Murata,_Kohei_Ichikawa,_Yuri_I._Fujii,_Hisashi_Hayakawa,_Yongchao_Cheng,_Yukiko_Kawamoto,_Hidetoshi_Sano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.00976 |
追放されたニカイア帝国（1204--1261CE）のヨハネス3世バタッツェスの皇后であるエイリーン・ラスカリナは、13世紀前半の重要な東地中海の人物でした。1239年後半から1241年にかけてさまざまな日付が付けられたエイレーネーの死の日付を再評価します。このイベントが発生した範囲を狭めることは、1240年頃の地域の政治状況の理解に大きく貢献することを理解しています。有名な役人であるジョージアクロポリテスoftheEmpireは、エイレーネーの死と「6か月前」に出現した彗星を結び付け、1239年から1241年の間に東地中海から見えた2つの彗星候補を指し示し、1つは「1239年6月3日」に記録されました。その他は「1240年1月31日」。最近の歴史家は、歴史的状況に基づいて、彗星の記録を批判的に評価することなく、前者を好みます。歴史的記録を再検討し、「1239年6月3日」の候補が彗星ではなかったことを明らかにします。一方、「1240年1月31日」を目撃したもう1人の候補者は、複数の地域の複数の歴史的記録に裏付けられた彗星であり、アクロポリテスの物語にもよく合います。したがって、エイレーネーは1240年1月31日に見られた彗星の6か月後に死亡し、1240年の夏に死亡したと結論付けます。彼女の死亡日は、東地中海全体の他の現代的な出来事を決定するために重要です。私たちの結果は、13世紀の東地中海に関するさらなる研究の確固たる基盤を提供します。
M.K.インド初の電波天文学者であるダス・グプタと、2020年のノーベル物理学賞との関係
| Title |
M.K._Das_Gupta,_the_first_Indian_radio_astronomer,_and_his_connection_with_the_2020_Physics_Nobel_Prize |
| Authors |
Arnab_Rai_Choudhuri_and_Ritaban_Chatterjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01001 |
2020年のノーベル賞の半分は、銀河の中心にある超大質量ブラックホールを発見したことで授与されます。銀河の中心にブラックホールが存在することを示す最初の兆候の1つは、1953年にジェニソンとダスグプタによって、マンチェスターで博士号を取得していたはくちょう座A.ミリナルダスグプタの電波観測を行っているときに発見されました。この発見の時点で大学は、カルカッタ大学で彼の専門的なキャリアの大部分を過ごしました。ダス・グプタの生涯の概要を説明し、彼の発見の科学的意義を説明します。
宇宙搭載重力波観測所によるパラメータ推定の精度
| Title |
Accuracy_of_estimation_of_parameters_with_space-borne_gravitational_wave_observatory |
| Authors |
Chao_Zhang,_Yungui_Gong,_Bin_Wang_and_Chunyu_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01043 |
フィッシャー情報行列近似を使用して、単色重力波の天琴とLISAを使用してパラメーターの誤差を推定します。長波長近似を使用して、パラメータ推定誤差の分析式を示します。検出器面の向きの変化による振幅変調と、太陽の周りの検出器の中心の並進運動によるドップラー効果を分析します。低周波数領域では、LISAとTianQinの間で、信号のパラメータの角度分解能と推定誤差に異なるパターンが存在することを開示します。信号のパラメータの角度分解能と推定誤差は、TianQinでは$S_n（f）/f^2$として低下しますが、LISAでは$S_n（f）$として低下します。ただし、中周波数領域では、TianQinとLISAの両方で、角度分解能が$S_n（f）/f^2$として低下し、信号のパラメーターの推定誤差が$S_n（f）$として低下する同じパターンが観察されます。。高周波領域では、長波長近似が失敗し、LISAとTianQinのパラメーター推定誤差を数値的に計算し、TianQinで測定されたパラメーター推定誤差がLISAで測定されたものよりも優れていることを確認します。
最小双重力理論：構築と宇宙論
| Title |
Minimal_Theory_of_Bigravity:_construction_and_cosmology |
| Authors |
Antonio_De_Felice,_Fran\c{c}ois_Larrouturou,_Shinji_Mukohyama,_Michele_Oliosi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01073 |
代替重力理論におけるミニマリズムの道をたどって、「最小重力理論」（MTBG）を構築します。これは、通常の7つの自由度ではなく4つの局所自由度のみを伝播する2つの相互作用するスピン2場の理論です。Hassan-Rosen双重力（HRBG）と同じ均質で等方性の宇宙論的解法。6つの局所的な自由度を伝播する先行理論から始めて、追加の制約を慎重に選択して、それらの2つを削除して理論を構築します。MTBGの宇宙論を調査すると、HRBGに存在する2つのブランチと同等の、均質で等方性のバックグラウンドソリューションの2つの異なるブランチに対応していることがわかります。ただし、MTBGのこれらのブランチは、摂動レベルのHRBGブランチとは異なり、完全に正常であり、強い結合の問題やゴーストの不安定性を示しません。効果的な宇宙定数の存在を特徴とする、いわゆる自己加速分岐では、スカラーセクターとベクトルセクターは一般相対性理論（GR）と同じです。いわゆる通常の分岐では、スカラーセクターは自明ではない現象論を示しますが、そのベクトルセクターはGRと同じままです。両方のブランチで、テンソルセクターは通常のHRBG機能を示します：有効質量項と重力の振動。したがって、MTBGは、HRBGの宇宙論の安定した非線形補完を提供します。
核パスタの構造と対称性エネルギー
| Title |
Nuclear_pasta_structures_and_symmetry_energy |
| Authors |
Cheng-Jun_Xia_and_Toshiki_Maruyama_and_Nobutoshi_Yasutake_and_Toshitaka_Tatsumi_and_Ying-Xun_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01218 |
トーマス・フェルミ近似を用いた相対論的平均場モデルの枠組みの中で、反射対称性を備えた3次元幾何学における低密度核物質の構造を研究します。高速余弦変換に従って平均場を拡張し、ユニットセルの1オクタントのみを考慮することにより、数値の精度と効率が向上します。有限のセルサイズの影響は、最適なセルサイズを検索することによって慎重に処理されます。さまざまな結晶構成に配置された典型的なパスタ構造（液滴、ロッド、スラブ、チューブ、およびバブル）は、固定プロトン分率と$\beta$平衡の両方で得られます。液滴/気泡の特性は、体心立方（BCC）格子と面心立方（FCC）格子で類似しており、密度が高くなると、FCC格子は一般にBCC格子よりも安定することがわかります。ロッド/チューブ相の場合、ハニカム格子は単純な格子よりも常に安定しています。$\omega$-$\rho$クロスカップリング項を導入することにより、対称エネルギー$L=41.34$MeVの傾きが小さいパスタ構造をさらに調べます。これにより、コア-地殻遷移と非球形の開始密度が大きくなることが予測されます。核。$L$の減少によるこのような変動は、中性子星、超新星ダイナミクス、およびバイナリ中性子星合体のさまざまな特性に影響を与えると予想されます。
| Title |
Rescaled_Einstein-Hilbert_Gravity_from_$f(R)$_Gravity:_Inflation,_Dark_Energy_and_the_Swampland_Criteria |
| Authors |
V.K._Oikonomou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01312 |
正準スカラー場の存在下で、$f（R）$重力の指数モデルのクラスを検討します。この場合、理論の有効なラグランジアンは、アインシュタイン-ヒルベルト項を使用して再スケーリングされた正準スカラー場のラグランジアンになります。$\sim\alphaR$になり、$\alpha$は無次元定数になります。この再スケーリングされたアインシュタイン-ヒルベルトスカラー場理論は、初期のインフレのよく知られたスカラー場モデルのインフレ現象を変更しますが、さらに重要なことに、この再スケーリングされた理論のコンテキストでは、スカラー場がゆっくりと転がります。私たちの研究を例示するために、インフレーションの2つのモデル、ファイバーインフレーションモデルと超重力$\alpha$-アトラクターモデルの一般的なクラスに属するモデルを検討します。モデルのインフレ現象は実行可能であることが実証されており、インフレの実行可能性を保証する各モデルの自由パラメーターの値の同じセットについて、すべての既知の沼地基準も満たされていることに注意する必要があります。最初の沼地の基準はスカラー場によってわずかに満たされるため、インフレ時代の$\phi\simM_p$です。最後に、完全な$f（R）$重力の存在下での繊維膨張ポテンシャルの遅い時間の現象論を調べ、結果のモデルが$\Lambda$-に似た実行可能な暗黒エネルギー時代を生み出すことを示します。Cold-Dark-Materモデル。したがって、私たちが提示する修正重力モデルでは、宇宙は初期の再スケーリングされたアインシュタイン-ヒルベルト重力によって記述されます。したがって、ある意味で、修正重力効果は原始的に最小であり、スカラー場は主に再スケーリングされたRicciスカラー重力でダイナミクスを制御します。ただし、$f（R）$重力は遅い時間に支配的であり、スカラー場と相乗的にダイナミクスを制御します。
機械学習によるMalmquistバイアスの高速、柔軟、正確な評価：重力波検出の保留中の洪水への準備
| Title |
Fast,_flexible,_and_accurate_evaluation_of_Malmquist_bias_with_machine_learning:_Preparing_for_the_pending_flood_of_gravitational-wave_detections |
| Authors |
Colm_Talbot_and_Eric_Thrane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01317 |
多くの天文調査は、光源の明るさによって制限されており、重力波検索も例外ではありません。結合するバイナリからの重力波の検出可能性は、構成するコンパクトオブジェクトの質量とスピンの影響を受けます。コンパクトなバイナリの分布に対して偏りのない推論を実行するには、マルムクイストバイアスとして知られるこの選択効果を考慮する必要があります。選択効果による系統的誤差はイベントの数とともに増大するため、重力波天文学の観測選択関数を正確に推定することは、今後数年間でますます重要になります。コンパクトなバイナリ合体選択関数を正確かつ効率的に計算するために、さまざまな機械学習手法を採用しています。必要な機械学習モデルの複雑さを大幅に軽減する、簡単な前処理方法を紹介します。私たちの方法のデモンストレーションとして、2番目の重力波過渡カタログ（GWTC-2）からのイベントの最近のLIGO--Virgo分析からの結果を再現して拡張します。以前の作業と定性的に一致していますが、選択関数の計算に使用される方法が、推定される母集団に著しく影響することがわかりました。最も重要な変更は、質量比分布の急峻さの$1\sigma$の増加と、推定レートの$\sim10\％$の増加です。$\mathcal{R}_{\mathrm{BBH}}=32^{+11}_{-9}\mathrm{Gpc}^{-3}\mathrm{yr}^{-1}$、新しい方法を使用する場合。選択関数にスピン効果を含めても、現在の不確実性を伴う結果に大きな影響はありません。
ローレンツ違反と観測結果の下での回転楕円体星の歳差運動
| Title |
Precessions_of_Spheroidal_Stars_under_Lorentz_Violation_and_Observational_Consequences |
| Authors |
Rui_Xu,_Yong_Gao,_Lijing_Shao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01320 |
標準模型の拡張（SME）は、ローレンツに違反するすべてのフィールド演算子をカタログ化する有効場の理論的フレームワークです。回転楕円体の最小重力SMEからニュートン重力エネルギーへの異方性補正が研究され、回転楕円体の回転は摂動法と数値的アプローチで解かれます。パラメータ化されたポストニュートン形式でNordtvedtによって与えられたよく知られた強制歳差運動の解が復元され、太陽と2つの観測された孤立ミリ秒パルサーに適用され、SMEフレームワークのローレンツ違反の係数に限界が設定されます。ローレンツ違反が存在する場合の自由歳差運動星の回転を説明する別の解決策が見つかり、中性子星（NS）によって放出されるパルサー信号と連続重力波（GW）への影響が調査されます。この研究は、将来、歳差運動するNSがしっかりと特定された後、ローレンツ違反の新しい可能なテストを提供します。
コンパクトなバイナリインスピレーションからの重力波のポストニュートンテンプレート
コンパクトなバイナリシステムからの重力波観測の検出を可能にし、物理出力を最大化するには、正確な波形モデルの可用性が重要です。本研究は、コンパクトなバイナリ合体のための重力波データ分析で使用される（インスパイア）波形の非専門家のための概要を与えることを目的としています。最初に、単純なニュートン軌道力学と線形重力理論内の重力放射物理学の本質的な要素を提供し、バイナリシステムに適用される断熱近似を説明します。実際に理論的な重力波を構築するための重要な要素です。次に、一般相対性理論のポストニュートン近似で重力波形をレイアウトし、ゆっくりと進化し、回転し、非処理の準円形のバイナリブラックホールのインスピレーション波形の基本的な入力、つまりポストニュートンエネルギー、フラックス、および（吸収補正済み）バランス方程式。ポストニュートンインスピレーションテンプレートは、時間領域と周波数領域の両方で表示されます。最後に、合併とそれに続くリングダウンフェーズを含め、LSCアルゴリズムライブラリシミュレーションで現在実装されているコンパクトなバイナリ合併の完全な波形モデルの2つのファミリである効果的な1体アプローチと現象論的周波数領域モデルについて簡単に調査します。
電磁流体力学的乱流の再結合制御減衰と不変量の役割
| Title |
Reconnection-controlled_decay_of_magnetohydrodynamic_turbulence_and_the_role_of_invariants |
| Authors |
David_N._Hosking,_Alexander_A._Schekochihin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01393 |
平均磁場がない場合の、磁気的に支配され、減衰する乱流の新しい理論的図を提示します。このような乱流は、以前に想定されていた理想的なダイナミクスではなく、磁気構造の再結合によって支配されることを示しています。再接続磁場によって満たされる位相的制約を表す特定の積分不変量の保存を尊重しながら、乱流が再接続タイムスケールで減衰することを提案することにより、磁気エネルギー減衰法則の予測を取得します。よく知られているように、磁気ヘリシティは、最初はらせん状の磁場構成に対してそのような不変量ですが、体積平均磁気ヘリシティ密度が消失する非らせん状の崩壊を制約しません。このような減衰に対して、流体力学的乱流のLoitsyanskyおよびSaffman不変量に類似した、含まれるランダム（$\mathrm{volume}^{1/2}$としてスケーリング）磁気ヘリシティの保存を表す新しい積分不変量を提案します。十分に大きなボリュームで。私たちの治療は、磁気エネルギー崩壊の法則の新しい予測につながります。特に、再接続が速い場合（つまり、プラズモイドが支配的または確率論的）のらせん乱流の正規の$t^{-2/3}$べき乗則を期待します、既存の数値シミュレーションとよりよく一致して、遅い「Sweet-Parker」再接続レジームでより浅い$t^{-4/7}$減衰が見つかります。現在、決定的な理論が存在しない非らせんフィールドの場合、高速および低速の再接続レジームで$t^{-10/9}$および$t^{-20/17}$のべき法則を予測します。、それぞれ。サフマンのような不変量の保存の対象となる乱流系の崩壊の一般原理を定式化し、それを強い平均磁場を持つMHD乱流と、磁気エネルギーと運動エネルギーの間の初期等分配を持つ等方性MHD乱流にどのように適用できるかを提案します。
