z = 2.95での明るい星形成銀河の拡大図
| Title |
Close-up_view_of_a_luminous_star-forming_galaxy_at_z=2.95 |
| Authors |
S._Berta,_A._J._Young,_P._Cox,_R._Neri,_B._M._Jones,_A._J._Baker,_A._Omont,_L._Dunne,_A._Carnero_Rosell,_L._Marchetti,_M._Negrello,_C._Yang,_D._A._Riechers,_H._Dannerbauer,_I._Perez-Fournon,_P._van_der_Werf,_T._Bakx,_R._J._Ivison,_A._Beelen,_V._Buat,_A._Cooray,_I._Cortzen,_S._Dye,_S._Eales,_R._Gavazzi,_A._I._Harris,_C._N._Herrera,_D._Hughes,_S._Jin,_M._Krips,_G._Lagache,_M._Lehnert,_H._Messias,_S._Serjeant,_F._Stanley,_S._Urquhart,_C._Vlahakis,_A._Weiss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01448 |
（要約）NOEMAの感度と広帯域幅を利用して、銀河HerBS-89aのz=2.95での分子ガスとダストを研究しました。高角度分解能の画像は、ダスト連続体放出の部分的な直径1.0"のアインシュタイン環と12CO（9-8）およびH2O（2_02-1_11）の分子輝線を明らかにします。分子イオンの3つの基本的な遷移の検出を報告します。OH+、吸収で見られる;分子イオンCH+（1-0）は吸収で見られる（そして暫定的に放出で）;アミドゲン（NH2）の2つの遷移、放出で見られる;そしてHCN（11-10）および/またはNH（1_2）-0_1）吸収で見られます。NOEMAデータは、12CO（1-0）輝線をトレースするVLAデータで補完されます。これは、分子ガスの総質量の測定値とCO励起分析のアンカーを提供します。近赤外の前景レンズ銀河を明らかにする現在のHSTイメージング。GTCからのデータと一緒に、前景レンズ銀河のz（phot）〜0.9のフォトメトリックレッドシフトを導き出します。HerBS-89aのレンズ効果をモデル化して、再構築します。ダストの連続体と分子の輝線（約4〜5倍に拡大）ソースプレーンで。12CO（9-8）およびH2O輝線は、同等の空間的および運動学的分布を持っています。ソース平面の再構成では、1成分シナリオと2成分シナリオを明確に区別しませんが、後者は観察された広い線幅を説明します。HerBS-89aは、ダスト対ガス比delta（GDR）〜80、SFR=614+/-59Msun/yr、および枯渇タイムスケールtau（depl）=（3.4+/-1.0）を備えた強力な星形成銀河です。）1e8年。OH+およびCH+吸収線はすべて、グローバルCO貯留層に対して\Delta（V）〜100km/sだけ赤方偏移した主速度成分を持っています。これらの吸収線は、銀河の中心に向かってガスが流入するまれな例を示していると私たちは主張します。
SPTpolデータを使用した最適なCMBレンズの再構成とパラメータ推定
| Title |
Optimal_CMB_Lensing_Reconstruction_and_Parameter_Estimation_with_SPTpol_Data |
| Authors |
M._Millea,_C._M._Daley,_T-L._Chou,_E._Anderes,_P._A._R._Ade,_A._J._Anderson,_J._E._Austermann,_J._S._Avva,_J._A._Beall,_A._N._Bender,_B._A._Benson,_F._Bianchini,_L._E._Bleem,_J._E._Carlstrom,_C._L._Chang,_P._Chaubal,_H._C._Chiang,_R._Citron,_C._Corbett_Moran,_T._M._Crawford,_A._T._Crites,_T._de_Haan,_M._A._Dobbs,_W._Everett,_J._Gallicchio,_E._M._George,_N._Goeckner-Wald,_S._Guns,_N._Gupta,_N._W._Halverson,_J._W._Henning,_G._C._Hilton,_G._P._Holder,_W._L._Holzapfel,_J._D._Hrubes,_N._Huang,_J._Hubmayr,_K._D._Irwin,_L._Knox,_A._T._Lee,_D._Li,_A._Lowitz,_J._J._McMahon,_S._S._Meyer,_L._M._Mocanu,_J._Montgomery,_T._Natoli,_J._P._Nibarger,_G._Noble,_V._Novosad,_Y._Omori,_S._Padin,_S._Patil,_C._Pryke,_C._L._Reichardt,_J._E._Ruhl,_B._R._Saliwanchik,_K._K._Schaffer,_C._Sievers,_G._Smecher,_A._A._Stark,_et_al._(8_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01709 |
南極点望遠鏡のSPTpol受信機からの100度$^2$の偏光観測を使用して、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の重力レンズの最初の同時ベイズパラメーター推定と最適な再構成を実行します。これらのデータは、偏光で5.8$\mu$K-arcminという低いノイズレベルに達します。これは、CMBレンズを分析するために一般的に使用される2次推定器（QE）手法が大幅に最適ではないほど低いレベルです。逆に、ベイジアン手順はデータからすべてのレンズ情報を抽出し、任意のノイズレベルで最適です。ベイジアンパイプラインを使用して、重力レンズポテンシャルの振幅を$A_\phi\、{=}\、0.949\、{\pm}\、0.122$と推測します。これは、QEパイプラインの結果と一致しますが、17\％です。小さいエラーバー。ベイズ分析はまた、系統的不確実性を説明する簡単な方法を提供し、頻度主義的「バイアス硬化」と同様の仕事を実行し、偏光キャリブレーションによる$A_\phi$の系統的不確実性を統計誤差のほぼ半分から実質的にゼロに減らします。最後に、$A_\phi$と$A_{\rmL}$を共同で制約します。これは、CMBパワースペクトルに対するレンズのような効果の振幅であり、ベイズ法を使用して、最適なものから両方のパラメーターを簡単に推測できることを示しています。レンズの再構成と、2つの間の相関関係を正確に説明しながら、削除されたCMBから。これらの結果は、実際のデータに対するベイズアプローチの実現可能性を示しており、SPT-3G、SimonsObservatory、およびCMB-S4を使用した深いCMB偏光測定の将来の分析への道を開きます。ここで、QEと比較した改善は1.5倍厳しい制約に達する可能性があります。$A_\phi$で、有効レンズ再構成ノイズが7分の1になります。
銀河団の弱いレンズ効果による宇宙論：統計的限界と実験計画
| Title |
Cosmology_with_galaxy_cluster_weak_lensing:_statistical_limits_and_experimental_design |
| Authors |
Hao-Yi_Wu,_David_H._Weinberg,_Andr\'es_N._Salcedo,_Benjamin_D._Wibking |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01956 |
現在および次世代の弱いレンズ効果の調査では、クラスターの弱いレンズ効果と数のカウントの組み合わせで達成可能な物質クラスタリングsigma_8（z）の振幅に対する制約を予測します。銀河-銀河レンズ効果に類似したアプローチを提唱します。このアプローチでは、各赤方偏移ビンの観測量は、質量プロキシしきい値を超えるクラスターの平均数カウントと平均弱いレンズ効果プロファイルです。主要な天体物理学的妨害パラメータは、質量プロキシとしきい値付近の真の質量との間の対数散乱です。ダークエネルギーサーベイ（DES）、ローマ宇宙望遠鏡高緯度サーベイ（HLS）、およびルービン天文台の時空レガシーサーベイ（LSST）と同様のサーベイの場合、sigma_8の集計精度は0.26％、0.24％、質量観測可能な散乱が0.01よりも優れた外部事前分布を持っている場合、それぞれ0.10％。これらの制約は、DESまたはHLSの場合は分散時の0.05の前、LSSTの場合は0.016の前の場合に約20％低下します。約2500の大規模クラスターを対象としたRomanSpaceTelescopeを使用した1か月の観測プログラムでは、sigma_8（z=0.7）自体で0.5％の制約、またはHLSと組み合わせて約0.33％の制約を達成できます。クラスターの拘束力を実現するには、質量観測可能な関係の正確な知識と系統分類学の厳密な制御が必要です。数値結果の分析的近似を提供し、他の調査の仮定やクラスター質量推定の他の方法に簡単にスケーリングできるようにします。
確率的インフレーションにおける曲率摂動のパワースペクトルを計算します。これは、以前に研究されたインフレーション終了面を通る最初の交差時間の分布と、特定のスケールがインフレーション中にハッブル半径を横切るときのフィールド値の分布を組み合わせたものです。計算します。これにより、確率論的$\deltaN$形式が観測と具体的に接触することができます。アプリケーションとして、小規模での量子拡散（原始ブラックホールにつながるモデルなどで発生）が宇宙マイクロ波背景放射で観測される大規模な摂動にどのように影響するかを研究します。これらのスケールのセットが十分に分離されている場合でも、インフレーションの終わり近くの量子拡散によってもたらされるフィールド値と波数の間の古典的な関係の歪みから大きな影響が生じる可能性があることがわかります。これは、宇宙マイクロ波背景放射の測定が、インフレの終わりまでのインフレの可能性全体に明確な制約を設定できることを示しています。
事前に計算された相関k係数のスペクトルビニング
正確な放射伝達計算を実行するために必要な分光ラインリストの量が大幅に増加しているため、正確な放射データを広めることは、それを計算することとほぼ同じくらいの課題になっています。多くの惑星科学アプリケーションが加熱速度または中低解像度スペクトルのみを探していることを考えると、計算と保管のコストのほんの一部でそのような計算を正確かつ柔軟な方法で可能にするアプローチは非常に価値があります。これらの理由の多くのために、相関kアプローチは非常に人気があります。その主な弱点は、事前に計算されたk係数のスペクトルグリッド/解像度を適応させる方法がないことであり、多くの異なるアプリケーションに適した汎用データベースを配布することが困難になっています。現在、ほとんどのユーザーは、必要な解像度でk係数テーブルを計算するために、関連するラインリストまたは高解像度断面積を含む行ごとの転送コードにアクセスする必要があります。この作業では、事前に計算されたk係数を、追加の仮定なしに、より低いスペクトル分解能にビニングできることを示し、これを実際に行う方法を示します。次に、このビニング手順によって精度が大幅に低下しないことを示します。その過程で、このようなアプローチがサンプル断面アプローチと非常に有利に比較される方法を定量化します。これにより、ユーザーに中解像度のk係数テーブルを提供することで、正確な放射伝達データを提供するための新しい道が開かれます。ユーザーは、後でそれらのテーブルをその場でニーズに合わせて調整できます。この最後のステップを支援するために、簡単で計算効率の高い方法でさまざまな形式のk係数および断面テーブルを処理、調整、および使用するように設計されたオープンアクセスのオープンソースPythonライブラリであるExo_kを簡単に紹介します。
惑星形成に関連する天体化学
| Title |
Astrochemistry_associated_with_planet_formation |
| Authors |
Ewine_F._van_Dishoeck_(Leiden_Observatory,_Leiden_University,_NL)_and_Edwin_A._Bergin_(Univ._of_Michigan,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01472 |
この論文は、星や惑星の形成に関連する天体化学の簡単な要約と概要を提供します。これは、この分野の新しい研究者が、この急速に進化する分野の風景と主要な文献の概要をすばやく把握できるようにすることを目的としています。雲から原始星のエンベロープ、ディスク、そして最終的には太陽系外惑星の大気への分子の旅について説明します。ガスと氷の化学的性質と、粒子の成長とドリフト、ダストトラップでの元素のロックアップなど、惑星形成ディスクの物理的構造と進化との密接な関係の重要性が強調されています。したがって、惑星外大気中のC/O、C/N、O/Hなどの元素存在比を使用して、それらをそれらの形成サイトにリンクすることは簡単ではありません。興味深い手がかりは、私たち自身の太陽系の隕石や彗星、そして地球の構成から来ています。新しいフロンティアは、ディスク内の若い惑星を検出するための分子線の運動学の分析です。今後数年間に取り組むべきいくつかの主要な質問が定式化され、課題と機会が強調されます。
地上観測とTESS観測を使用した4つの通過するホットジュピターの洗練されたシステムエフェメリス
| Title |
Refined_System_Ephemeris_for_Four_Transiting_Hot_Jupiters_using_Ground-Based_and_TESS_Observations |
| Authors |
Fatemeh_Davoudi,_PegahSadat_MirshafieKhozani,_Ehsan_Paki,_Mojtaba_Roshana,_Fatemeh_HashemiNasab,_Ahmad_MazidabadiFarahani,_Farzaneh_Ahangarani_Farahani,_Tayebeh_Farjadnia,_Farshid_Nasrollahzadeh,_Shiva_Rezvanpanah,_Seyyed_Mohammad_Mahdi_Mousavi,_Rahimeh_Foroughi,_Atila_Poro,_Amir_Ghalee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01486 |
トランジットタイミング変動（TTV）は、惑星系の軌道周期の変化を取得するための良い方法です。4つの惑星系のTTVを調べました。WASP-12b、WASP-33b、WASP-36b、およびWASP-46b。この作業の目的は、これら4つのシステムの参照エフェメリスを改良し、将来の研究のためにそれらの期間変更の原因を議論することです。この目的のために、推移的な光系外惑星探査衛星（TESS）と地上望遠鏡によって観測されたこれらのシステムの光度曲線を使用しました。Exofastを使用して最小通過時間を抽出するために、これらの光度曲線をモデル化しました。得られた中間通過時間と利用可能な中間通過時間に関する彼らのTTV図を以前の文献にプロットしました。コードでMCMC法を使用して、4つのシステムのエフェメリスを改良しました。WASP-12bではp。=-24+-2ms/yr、ホスト星の潮汐品質パラメーターではQ'（*）=（2.16+-0.35）.10^5であることがわかりました。WASP-46bシステムでは公転周期が長くなっていることに気づきました。したがって、その星の磁気活動によって引き起こされる周期変動は、軌道の減衰よりも強力なモデルです。WASP-36bの場合、10年間でdeltaP=35.42msが得られました。これは、軌道の減衰がこのシステムに存在する可能性があることを示しています。しかし、そのTTVダイアグラムには明らかな傾向がないため、変動は10年以上にわたって増加した誤った線形天体暦が原因である可能性があります。WASP-33bの公転周期には増加傾向があり、P。=0。536日年^（-1）です。
ROSINA / COPSを使用した67P / Churyumov-Gerasimenkoコマ粒子から昇華する揮発性物質の検出。パートI.ラムゲージ
| Title |
Detection_of_volatiles_sublimating_from_67P/Churyumov-Gerasimenko_coma_particles_using_ROSINA/COPS._Part_I._ram_gauge |
| Authors |
Boris_Pestoni,_Kathrin_Altwegg,_Hans_Balsiger,_Nora_H\"anni,_Martin_Rubin,_Isaac_Schroeder,_Markus_Schuhmann,_Susanne_Wampfler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01495 |
ESAロゼッタミッションは、67P彗星/チュリュモフゲラシメンコ彗星の広範な現場研究を可能にしました。オンボードCOmet圧力センサー（COPS）のラムゲージによって実行される測定では、公称ラムゲージ信号から逸脱する機能が観察されています。これらは、揮発性物質と耐火物を含む彗星の氷の粒子の揮発性画分の昇華に起因します。この作業の目的は、COPSラムゲージに入った氷の粒子の揮発性成分の調査です。ラムゲージの測定値は、機器に影響を与える彗星粒子の揮発性成分の昇華に関連する特徴について検査されます。信号対雑音比が十分に高いすべての昇華特徴は、1つ以上の指数関数的減衰関数をフィッティングすることによってモデル化されます。これらの適合のパラメータは、昇華成分のさまざまな組成を分類するために使用されます。氷の昇華に起因する特徴から、揮発性物質を含む73個の氷の粒子の検出を推測します。25の検出には、詳細な調査に十分な揮発性成分が含まれています。指数関数的減衰定数の値から、25個の推定氷粒子を3つのタイプに分類しました。これは、異なる揮発性組成として解釈され、異なる形態によってさらに複雑になる可能性があります。入手可能なデータは、どの分子が異なるタイプを構成しているかについての指標を提供していません。それでも、揮発性物質の総量は、同等の水球の直径（密度1g/cm$^3$）として表すことができます。これは数百ナノメートルのオーダーであることがわかりました。
粒子配列と自己散乱の混合によるALMAHLタウ偏光のモデリング
（サブ）ミリメートルの波長でのダスト分極は、多くの原始惑星系円盤で観察されています。理論的には、複数の起源が偏光放出に寄与する可能性がありますが、ディスクミリメートル偏光でどのメカニズムが支配的であるかはまだ不明です。原点に定量的に対処するために、アライメントと自己散乱誘起偏光の混合物の放射伝達計算を実行して、偏光ベクトルに方位角パターンを示すHLタウディスクの3.1mm偏光を再現します。HLTau3.1mmの偏光特性を再現するには、粒子配列と自己散乱の混合が不可欠であることがわかります。私たちのモデルは、3.1mmでのHLTauの偏光が、短軸に平行な自己散乱と長軸に平行な整列誘起偏光の組み合わせに分解できることを示しています。次数は$\sim0.5です。各コンポーネントの\％$分数。これにより、以前の研究では$\sim70〜{\rm〜\mum}$の粒子サイズに対する厳しい制約がわずかに緩和されて$\sim130{\rm〜\mum}$になりますが、さらにモデリングが必要です。さらに、粒子配列モデルは効果的に粒子を扁長化する必要がありますが、原始惑星系円盤でそれを再現するための物理学はまだ謎です。
天体物理学的過程の自己相関関数、およびそれらのガウス過程との関係。異なる恒星黒点構成の視線速度への適用
| Title |
Auto-correlation_functions_of_astrophysical_processes,_and_their_relation_to_Gaussian_processes;_Application_to_radial_velocities_of_different_starspot_configurations |
| Authors |
Manuel_Perger,_Guillem_Anglada-Escud\'e,_Ignasi_Ribas,_Albert_Rosich,_Enrique_Herrero,_Juan_Carlos_Morales |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01862 |
視線速度（RV）を十分に活用するには、恒星の磁気現象の影響を考慮することが不可欠です。相関する時間変動は、多くの場合、ガウス過程（GP）によって軽減されます。それらは、数学的な根拠に基づいて動機付けられ、その物理的解釈がしばしばとらえどころのないカーネル関数のフィッティングに依存しています。RVに影響を与える恒星の活動とそれらの物理的パラメータとの相関関係を確立し、この関係を文献で使用されているカーネルと比較することを目指しています。単純なアクティビティモデルを使用して、信号を生成する物理プロセスとデータに通常見られる共分散との関係を調査し、この関係の定性的な動作を示します。StarSimコードを使用して、さまざまな現実的な進化スポット構成を持つM矮星のRVを計算します。それらの自己相関関数（ACF）は非常に特殊な動作を示し、カーネルに関連しています。GP回帰は、準周期（QP）および調和振動子カーネルを使用して実行されます。結果のカーネルを正確なACFと比較することで、カーネルのハイパーパラメーターを導入された物理値と交差適合させ、カーネルの全体的な機能を調査し、それらの定義を改善することができます。QPカーネルが物理学のより直接的な解釈を提供することがわかります。導入された自転周期Pとスポット寿命の両方を一貫して回復することができます。私たちの調査では、フォームファクターwを固定し、周期P/2の物理的に動機付けられた余弦項を追加することでパフォーマンスを向上できることが示されています。コサインカーネルを使用した新しい準周期性は、モデルの可能性を大幅に向上させ、異なるスポット構成を区別できる可能性があり、それによってRV太陽系外惑星検索の感度を向上させることができます。
非常に純粋なCMコンドライトのプレソーラースターダストAsuka12169およびAsuka12236
| Title |
Presolar_Stardust_in_Highly_Pristine_CM_Chondrites_Asuka_12169_and_Asuka_12236 |
| Authors |
Larry_R._Nittler,_Conel_M._O'D._Alexander,_Andrea_Patzer,_and_Maximilien_J._Verdier-Paoletti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02008 |
CMコンドライトAsuka（A）12169およびA12236におけるプレソーラー粒子のNanoSIMS検索を報告します。A12169で90個のプレソーラーOリッチ粒子と25個のSiC粒子が見つかり、マトリックスで正規化された存在量は275（+55/-50、1$\sigma$）ppm、または異常に大きな粒子を除いて236（+37/-34）Oに富む粒子の場合はppm、SiC粒子の場合は62（+15/-12）ppm。A12236の場合、18個のプレソーラーケイ酸塩と6個のSiCは、それぞれ58（+18/-12）と20（+12/-8）ppmの存在量を示します。SiCの存在量は、原始的なコンドライトの典型的な範囲にあります。A12169のプレソーラーOに富む粒子の存在量は、CO3.0DominionRange08006の存在比と本質的に同じであり、他のどのコンドライトよりも高く、A12236では他のCMよりも高くなっています。これらの豊富さは、記述岩石学的調査によって示されるように、A12169およびA12236が最も変化の少ないCMであることをさらに強力にサポートします。ここで見られるプレソーラーOリッチ粒子の存在量、同位体分布、ケイ酸塩/酸化物比、および粒子サイズは、非常に原始的なCO、CR、およびグループ化されていない炭素質コンドライト（CC）のプレソーラー粒子と同様であり、CMの親体が）他のCCグループの親体によって蓄積されたものと同様のプレソーラー酸化物およびケイ酸塩の集団をそれらのマトリックスに蓄積した。したがって、他のいくつかのCMで見られる存在量の低下と粒子サイズの拡大は、おそらく親体の変化の結果であり、星雲前駆体の不均一性の結果ではありません。プレソーラーケイ酸塩は、小惑星リュウグウとベンヌから返されたサンプルに大量に存在する可能性は低いです。リモートセンシングデータは、それらがかなりの水性変化を経験したことを示しているからです。
Alhazen-Ptolemy問題の解決：タイタンの海の放射伝達のための球面上の鏡面反射点の決定
| Title |
Solving_the_Alhazen-Ptolemy_Problem:_Determining_Specular_Points_on_Spherical_Surfaces_for_Radiative_Transfer_of_Titan's_Seas |
| Authors |
William_J._Miller,_Jason_W._Barnes,_Shannon_M._MacKenzie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02170 |
光源、球面反射鏡、およびオブザーバーが与えられた場合、球の表面のどこで光がオブザーバーに直接反射されますか？つまり、鏡面反射点はどこにありますか？これはAlhazen-Ptolemy問題として知られており、球面反射板のこの鏡面反射点を見つけることは、コンピューターレンダリングから大気モデリング、GPS通信に至るまでのアプリケーションで役立ちます。既存のソリューションは、四次方程式の根を見つけ、どの根が実際の鏡面反射点を提供するかを数値的に評価することに依存しています。正しいルートが事前に決定できる定式化とその2つのソリューションを提供します。これにより、提示する完全な分析ソリューションの構築が可能になります。計算が高速であるため、タイタンの炭化水素海での反射を含むモンテカルロ放射伝達など、鏡面反射点の繰り返し計算が必要な場合に、当社のソリューションが役立つはずです。
クエーサーにおけるCIV流出運動学と昇華温度ダストとの関連を探る
| Title |
Exploring_the_link_between_C_IV_outflow_kinematics_and_sublimation-temperature_dust_in_quasars |
| Authors |
Matthew_J._Temple,_Manda_Banerji,_Paul_C._Hewett,_Amy_L._Rankine_and_Gordon_T._Richards |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01425 |
SDSS、UKIDSS、およびWISEからのデータを使用して、$\simeq$5000の慎重に選択された発光（$L_{bol}\simeq10^{47}$）タイプ1クエーサーの赤外線放射に対する高周波カットオフの特性を調査します。中央の連続体源を取り巻く昇華ゾーンで最も高温の（T>1200K）ダストからの放出に対応する、$\simeq$2$\mu$m放出の強度は、CIV$\lambdaの青方偏移と相関することが観察されています。1550ドルの輝線。したがって、核流出の兆候が強い物体は、昇華温度の塵の被覆率が大きくなる傾向があることがわかります。観測された流出強度を制御する場合、ホットダスト被覆率は、光度、ブラックホールの質量、またはエディントンの割合の関数として、サンプル全体で大幅に変化することはありません。したがって、高温ダストとCIV線の青方偏移の間の相関は、高温ダストと他のパラメータの間の相関の欠如とともに、広い輝線領域の特性と赤外線放射ダスト領域の間のリンクの証拠を提供します。クエーサー。
プロスペクターによる星の種族の推論
| Title |
Stellar_Population_Inference_with_Prospector |
| Authors |
Benjamin_D._Johnson,_Joel_Leja,_Charlie_Conroy,_Joshua_S._Speagle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01426 |
観測された測光と分光法からの星の種族の物理的特性の推論は、銀河の進化の研究における重要な目標です。近年、利用可能なデータの質と量が増加し、これらの観測を解釈するために使用される星の種族モデルのリアリズムを高めるための対応する努力がなされてきました。観測された銀河のスペクトルエネルギー分布を詳細に説明するには、相関性の高い多数のパラメーターを持つ物理モデルが必要になります。これらのモデルはグリッドに簡単に適合せず、利用可能なパラメーター空間を完全に調査する必要があります。UVからIR波長にまたがる測光と分光法から星の種族パラメータを推測するための柔軟なコードであるプロスペクターを紹介します。このコードは、データのフォワードモデリングと、事後パラメーター分布のモンテカルロサンプリングに基づいており、複雑なモデルと中程度の次元のパラメーター空間の探索を可能にします。コードの主要な要素について説明し、これらの要素の設計を推進する一般的な哲学について説明します。モックデータや実際のデータなど、いくつかのデータセットでコードのいくつかの機能を示します。
星形成領域での宇宙線拡散抑制は、ガスが豊富な銀河での塊形成を阻害する
| Title |
Cosmic_Ray_Diffusion_Suppression_in_Star-Forming_Regions_Inhibits_Clump_Formation_in_Gas-Rich_Galaxies |
| Authors |
Vadim_A._Semenov,_Andrey_V._Kravtsov,_Damiano_Caprioli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01427 |
星団、孤立した超新星残骸、パルサー星雲の周りの$\gamma$線放出の観測は、加速サイトの近くの宇宙線（CR）拡散係数が銀河平均と比較して大きな要因によって抑制できることを示しています。規則的で高いガス分率を持つ孤立した円盤銀河のシミュレーションを使用して、銀河の進化に対するCR拡散のそのような局所的な抑制の効果を調査します。我々の結果は、一定の拡散係数でのCR伝搬は、ミッドプレーン圧力を上げることによってガス状ディスクをより安定させることができるが、ディスクが不安定な場合、大規模なCR圧力勾配は局所的な断片化を防ぐことができないことを示しています。対照的に、星形成領域でCR拡散係数が抑制されると、これらの領域にCRが蓄積すると、強い局所的な圧力勾配が生じ、大量のガス状の塊の形成が防止されます。その結果、高密度ガスと星形成の分布は質的に変化します。地球規模で不安定なガス状ディスクは、巨大な星形成の塊に激しく断片化することはありませんが、通常のグランドデザイン渦巻構造を維持します。この効果は、星形成と円盤構造を調節し、ガス状円盤の垂直静水圧サポートと銀河風の駆動におけるCRのグローバルな役割とは質的に異なり、補完的です。
ガイアソーセージとセコイアのrプロセス濃縮の向上
| Title |
Elevated_r-process_enrichment_in_Gaia_Sausage_and_Sequoia |
| Authors |
David_S._Aguado_(Cambridge),_Vasily_Belokurov_(Cambridge),_G._C._Myeong_(Harvard),_N._Wyn_Evans_(Cambridge),_Chiaki_Kobayashi_(Hertfordshire),_Luca_Sbordone_(ESO),_Julio_Chanam\'e_(Cat\'olica_de_Chile),_Camila_Navarrete_(ESO),_Sergey_E._Koposov_(Edinburgh) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01430 |
ガイアソーセージとセコイアは、天の川の恒星のハローを形成した主要な降着イベントを表しています。これらの主要な構成要素の詳細な化学的研究は、ギャラクシーの組み立ての初期段階の手付かずのビューを提供します。ガイアDR2を使用して運動学的に選択された9つのソーセージ/セコイアメンバーの8.2mVLTでのUVES高解像度分光観測の分析結果を提示します。Nissen＆Schuster（2011）およびGALAHDR3（2020）のアーカイブデータを使用して、この一連の測定値を季節調整します。ここでは、Sr、Y、Ba、Euの挙動を分析することにより、中性子捕獲プロセスに焦点を当てます。我々は、Euの存在量（[Eu/Fe]〜0.6-0.7）の明らかな増強を検出し、恒星のn-捕獲構成におけるrプロセスの大きな有病率を示しています。また、幅広い金属量にわたる重元素生産の進化を追跡することもできます。バリウムとユーロピウムの比率は、[Ba/Eu]=-0.7のタイトでフラットなシーケンスから、コア崩壊SNeの優勢な寄与を反映して、漸近巨星分枝（AGB）噴出物からの汚染の開始を裏切って、鉄の存在量が増えると明らかに上昇します。。さらに、[Fe/H]-[Ba/Fe]平面で、GS前駆体内での異なるレベルのs過程汚染と混合によって引き起こされる可能性のある2つの明確なシーケンスを発見します。
初期型銀河の恒星の初期質量関数の低質量端の変動を駆動する（しない）もの
| Title |
What_does_(not)_drive_the_variation_of_the_low-mass_end_of_the_stellar_initial_mass_function_of_early-type_galaxies |
| Authors |
C._E._Barbosa,_C._Spiniello,_M._Arnaboldi,_L._Coccato,_M._Hilker,_T._Richtler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01431 |
過去30年間の文献で論じられているように、恒星の初期質量関数（IMF）は可変であり、普遍的ではないようです。IMF斜面の低質量端と他の星の種族、巨大な初期型銀河（ETG）の測光または運動学的パラメーターの間のいくつかの関係が提案されていますが、観測された変動の事実上の原因に関する統合された合意には達していません。まだ。HydraIクラスターの中心銀河であるNGC3311で、IMFと他の星の種族パラメーターとの関係を調査します。NGC3311は、他の大規模なETGと同様に、古くて金属が豊富な星を特徴としていますが、恒星の速度分散と[$\alpha/$Fe]プロファイルが異常に増加しています。空間的に分解されたMUSE観測を使用して、NGC3311の中央部分でベイズフルスペクトルフィッティングを使用して星の種族の特性を取得し、IMFの傾きを他の星のパラメーターと比較して、それらの関係/依存性を評価します。NGC3311の場合、以前に観測されたIMFの傾きと局所的な恒星の速度分散との直接的な相関関係を明確に無効にし、すでに文献で提起されているいくつかの疑問を確認します。この関係は、恒星の速度分散が最大の領域と、最も古い$\textit{insitu}$の集団が見つかり、支配的な領域との間の空間的な一致としてのみ発生する可能性があります。また、提案されたIMFと金属量の関係が、これら2つのパラメーター間の縮退によって汚染されているという確固たる証拠を示しています。私たちが見つけた最も緊密な相関関係は、恒星の年齢とIMFの間、およびガラクトセントリック半径とIMFの間の相関関係です。IMFの変動は、NGC3311の運動学的、動的、またはグローバルな特性によるものではありません。IMFは、今日の巨人の中心的なコアとなる高い赤方偏移で形成された「赤いナゲット」で矮星が支配的である可能性があると推測します。楕円形。[要約]
ALMAは、z〜1.5の巨大な静止銀河で急速に枯渇した分子ガス貯留層を測定します
| Title |
ALMA_measures_rapidly_depleted_molecular_gas_reservoirs_in_massive_quiescent_galaxies_at_z~1.5 |
| Authors |
Christina_C._Williams,_Justin_S._Spilker,_Katherine_E._Whitaker,_Romeel_Dav\'e,_Charity_Woodrum,_Gabriel_Brammer,_Rachel_Bezanson,_Desika_Narayanan,_Benjamin_Weiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01433 |
$z\sim1にある6つの巨大な（log$_{10}$M$_{\rm{*}}/\rm{M}_\odot>$11.3）静止銀河のALMACO（2-1）分光法を紹介します。.5$。これらのデータは、CO放出を使用して$z>1$を超える静止銀河の分子ガスを追跡し、M$_{\rm{H_{2}}}\sim10^{の平均3$\sigma$感度を達成した最大のサンプルを表しています。10}\rm{M}_\odot$。1つの銀河を4$\sigma$の有意性で検出し、他の5つの分子ガス貯留層に上限を設定して、分子ガスの質量分率M$_{\rm{H_{2}}}$/M$_{\を見つけます。rm{*}}$=f$_{\rm{H_{2}}}<2-6$％（3$\sigma$の上限）。これは、同様の恒星質量での同時代の星形成銀河よりも1〜2桁低く、同様に低いsSFRで$z=0$の銀河に匹敵します。これは、分子ガス貯留層が迅速かつ効率的に使い果たされたか破壊されたこと、およびサンプルの構造の多様性にもかかわらず、ガスの割合が均一に低い（$<$6％）ことを示しています。分子ガスの暗黙の急速な枯渇時間（t$_{\rm{dep}}<0.6$Gyr）は、低いsSFRへの経験的なスケーリング関係の外挿と一致しません。代わりに、私たちの低ガス分率は、最近のSIMBA宇宙論シミュレーションと、巨大な暗黒物質ハロー（log$_{10}M_{\rm{halo}}/\rm{M}_\odot\sim14$at$z=0$）。このような高質量のハローは、$z\sim4$によってlog$_{10}M_{\rm{halo}}/\rm{M}_\odot>12$の臨界質量に達し、バリオンの降着を早期に停止します。宇宙。私たちのデータは、銀河が降着を切り捨ててから、通常の主系列星の速度以上で既存のガスを消費するという単純な図と一致しています。あるいは、これらの銀河がより低い質量のハローに存在することを除外することはできず、代わりに、より低いガスの割合は、より強いフィードバックまたはより効率的なガス消費のいずれかを反映している可能性があります。
原始星形成における大質量円盤の成長と初期円盤の断片化
最近の高解像度シミュレーションは、原始星の周りの円盤が、原始星が太陽質量よりも少なく降着する前に、降着段階で簡単に断片化することを示しています。重力の不安定性が一般に非常に早い段階で断片化を引き起こす理由を理解するために、降着エンベロープからの大量供給を考慮に入れた星周円盤の1次元（1D）非定常モデルを開発します。また、モデルの結果を、適応メッシュ細分化を採用したコードで実行された3次元（3D）数値シミュレーションと比較します。私たちのモデルは、Toomre$Q$パラメータが$Q\sim1$でほぼ一定である自己重力ディスクが、エンベロープから落下するガスによってディスクが供給されるにつれて徐々に広がることを示しています。さらに、星への降着率は、ディスクへの大量供給率よりも1桁小さいことがわかります。この不一致により、進化の初期段階では、ディスクは原始星よりも大きくなります。落下するガスの大部分は、ディスクを介して星に向かって内側に移動するのではなく、自己重力ディスクの外側部分を拡張するために使用されます。同様の進化が3Dシミュレーションでも発生することがわかります。このシミュレーションでは、最初の断片化が発生する前に、ディスクが星の3倍の質量になります。私たちの1Dディスクモデルは、シミュレーションで観察されたディスクと星の質量比の進化をよく説明しています。このような巨大なディスクの形成は、初期のディスクの断片化につながると私たちは主張します。
| Title |
Formation_of_supermassive_black_hole_seeds_in_nuclear_star_clusters_via_gas_accretion_and_runaway_collisions |
| Authors |
Arpan_Das,_Dominik_R._G._Schleicher,_Nathan_W._C._Leigh,_and_Tjarda_C._N._Boekholt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01456 |
質量$\gtrsim10^9\mathrm{M_{\odot}}$の200を超える超大質量ブラックホール（SMBH）が$z\gtrsim6$で発見されました。SMBHを形成するための有望な経路の1つは、質量が$\sim10^{3-5}\mathrm{M_{\odot}}$の超大質量星（SMS）が、数回まで成長する可能性のあるシードブラックホールに崩壊することです。$10^9\mathrm{M_{\odot}}$SMBHは、$z\sim7$で観測されました。この論文では、質量が$\sim10^{3-5}\mathrm{M_{\odot}}$のSMSが、高赤方偏移で金属の少ない核星でのガス降着と暴走星団衝突によってどのように形成されるかを探ります。クラスター（NSC）。物理的に動機付けられた降着シナリオを調査します。Bondi-Hoyle-Lyttleton降着とEddington降着、および一定の降着などの単純化されたシナリオ。ガスが存在している間、降着のタイムスケールは、最も重い物体（MMO）との衝突のタイムスケールよりもかなり短いままです。ただし、クラスター内の任意の2つの星間の衝突の全体的なタイムスケールは、降着のタイムスケールと同等またはそれよりも短くなる可能性があるため、衝突はSMSの最終的な質量を決定する上で重要な役割を果たします。問題の非常に混沌とした性質のために、問題は初期条件と降着の想定レシピに非常に敏感であることがわかります。質量成長メカニズムを決定する重要な変数は、MMOの質量と降着に利用できるガス貯留層です。さまざまな条件に応じて、質量$\sim10^{3-5}\mathrm{M_{\odot}}$の大規模なオブジェクトが、この作業で検討されている3つの降着シナリオすべてに対して形成される可能性があります。
| Title |
The_Formation_of_the_First_Quasars._I._The_Black_Hole_Seeds,_Accretion_and_Feedback_Models |
| Authors |
Qirong_Zhu,_Yuexing_Li,_Yiting_Li,_Moupiya_Maji,_Hidenobu_Yajima,_Raffaella_Schneider,_and_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01458 |
$\sim10^9\、M_\odot$の超大質量ブラックホール（SMBH）は、一般に$z\gtrsim6$で観測された発光クエーサーの中心的なエンジンであると考えられていますが、それらの天体物理学的起源はとらえどころのないままです。$z\gtrsim$クエーサーはまれな密度ピークに存在し、均一な流体力学シミュレーションにいくつかの課題をもたらします。これらの遠方のクエーサーの形成を調査するために、$\sim10^{13}\の質量、$z=6$のM_\odot$、および履歴を持つ、好ましいハローで一連のズームインシミュレーションを実行します。BHの成長に理想的な複数の主要な合併の。$10-10^6\、M_\odot$のBHシード、およびシンディスクとスリムディスクの降着を含むさまざまな降着とフィードバックモデルをテストします。以前の研究とは反対に、$\lesssim10^3\、M_\odot$の軽いシードは超臨界降着があっても$z\sim6$までに$10^8\、M_\odot$に成長しないことがわかりました;ハイパーエディントンモードでは、フィードバックが強いため、エディントン制限の場合よりも降着率が低くなり、BHが2桁小さくなります。また、超臨界モデルは低スピンBHの成長を促進しますが、高スピンBHの場合、放射フィードバックの増加により質量が減少する可能性があります。私たちのシミュレーションによると、最初の$10^8-10^9\、M_\odot$SMBHは、$\gtrsim10^4\、M_\odot$の重い種子から、エディントン限定または軽度の超臨界降着によって成長する可能性があります。ガスが豊富な合併とフィードバックによる自己調整、そしてそれらはホスト銀河と共進化し、$z\sim$6やULASJ1342+0928のような明るいクエーサーを生成します。これは、現在z=7.54で最も遠いクエーサーです。
局所恒星年齢と組み合わされたホスト銀河質量はIa型超新星距離を改善します
Ia型超新星（SNeIa）は標準化可能なキャンドルですが、10年以上の間、ホスト銀河の特性との相関関係を適切に説明する方法についての議論がありました。ベイズ階層モデルUNITYを使用して、SNIa光度曲線とホスト銀河標準化パラメーターを103SloanDigitalSkySurveyIISNeIaのセットに同時に適合させます。星の種族合成モデリングから導き出された、局所化された（$r<3$kpc）およびホスト統合された平均星年齢の両方とともに、ホスト星の質量の影響を調査します。光度曲線の形状の標準化（$\alpha$）は、同時フィッティングを必要とするホスト銀河の標準化項（$\gamma_i$）と相関していることがわかります。さらに、これらの相関関係自体は、$0.8\mathrm{mag}$の色名（$\beta$）のシフトを含むホスト銀河の恒星の質量に依存していることがわかります。小さいため、$1.2\sigma$でのみ有意です。サンプル。$3.7\sigma$レベルで線形ホスト質量標準化項が見つかりました。これだけでは、個々のSNIa距離の精度は大幅に向上しません。ただし、恒星の質量と平均局所恒星年齢の両方を使用する標準化は、2次元の後方空間で$>3\sigma$で有意であることがわかります。さらに、標準化後のSNeIa絶対等級の原因不明のばらつきは、$0.122^{+0.019}_{-0.018}$から$0.109\pm0.017$mag、つまり$\sim10\％$に減少します。グローバルエイジを使用した場合、同様の改善は見られません。この組み合わせは、SNeIaの観測された光度に影響を与える金属量または視線ダストのいずれかと一致しています。
SEDIGISM-ATLASGAL：銀河円盤全体の高密度ガス分率と星形成効率
| Title |
SEDIGISM-ATLASGAL:_Dense_Gas_Fraction_and_Star_Formation_Efficiency_Across_the_Galactic_Disk |
| Authors |
J._S._Urquhart,_C._Figura,_J._R._Cross,_M._R._A._Wells,_T._J._T._Moore,_D._J._Eden,_S._E._Ragan,_A._R._Pettitt,_A._Duarte-Cabral,_D._Colombo,_F._Schuller,_T._Csengeri,_M._Mattern,_H._Beuther,_K._M._Menten,_F._Wyrowski,_L._D._Anderson,_P._J._Barnes,_M._T._Beltr\'an,_S._J._Billington,_L._Bronfman,_A._Giannetti,_J._Kainulainen,_J._Kauffmann,_M.-Y._Lee,_S._Leurini,_S.-N.X._Medina,_F._M._Montenegro-Montes,_M._Riener,_A._J._Rigby,_A._S\'anchez-Monge,_P._Schilke,_E._Schisano,_A._Traficante,_M._Wienen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01464 |
銀河円盤の分子物質の大部分をカバーする2つの調査を組み合わせることにより、星形成過程で渦巻腕が果たす役割を調査します。ATLASGALによって識別された凝集塊をSEDIGISMによって識別された親GMCと照合し、これらの巨大分子雲（GMC）質量、ボロメータ光度、および同時論文で得られた統合凝集塊質量を使用して、高密度ガス分率（DGF$_{\rmgmc}=\sumM_{\rmclump}/M_{\rmgmc}$）および瞬間的な星形成効率（つまり、SFE$_{\rmgmc}=\sumL_{\rmclump}/M_{\rmgmc}$）。ATLASGALの塊に関連する分子物質が渦巻腕に集中していることがわかります（$\sim$60％は腕の$\pm$10kms$^{-1}$内にあります）。渦巻腕への近接性に関してこれらの物理的パラメータの値の変動を検索しましたが、渦巻腕に起因する可能性のある強化の証拠は見つかりませんでした。さまざまな調査に基づく多くの同様の研究から得られた結果を組み合わせると、渦巻腕の位置が雲の形成とHIからH$_2$への変換に役割を果たす一方で、その後の星形成プロセスは地域の環境効果に大きく依存するように見えます。これは、渦巻腕に向かって見られる強化された星形成活動は、物理的プロセスの結果ではなく、ソースの混雑の結果であると結論付けることになります。
深部光学イメージングにおける銀河シリ
深部光学観測における銀河系外天の存在は、銀河系外のコミュニティがすでに直面している最も困難な問題の1つであり、光学調査の深さが増すにつれて、近い将来さらに困難になると予想されます。この問題に対処するために、IACStripe82LegacySurveyで、g、r、i、およびzSDSSバンドを使用して銀河系サーリの測光特性評価を実行しました。包括的な画像処理技術を通じて、ほとんどの場合、銀河系外の光源の色とは、円環の色が大幅に異なることを示しています。これは、銀河系外の特徴を天の川の塵から識別するための有望な方法である可能性があります。大型シノプティックサーベイ望遠鏡によって生成されたマルチバンドおよび超深度光学測光の使用は、遠赤外線観測によって提供されるものよりも高い空間分解能で銀河の塵を検出するのに非常に効率的であることを提案します。
SEDIGISM調査：内部銀河の分子雲
| Title |
The_SEDIGISM_survey:_Molecular_clouds_in_the_inner_Galaxy |
| Authors |
A._Duarte-Cabral,_D._Colombo,_J._S._Urquhart,_A._Ginsburg,_D._Russeil,_F._Schuller,_L._D._Anderson,_P._J._Barnes,_M._T._Beltran,_H._Beuther,_S._Bontemps,_L._Bronfman,_T._Csengeri,_C._L._Dobbs,_D._Eden,_A._Giannetti,_J._Kauffmann,_M.Mattern,_S.-N._X._Medina,_K._M._Menten,_M.-Y._Lee,_A._R.Pettitt,_M.Riener,_A._J._Rigby,_A.Trafficante,_V._S.Veena,_M._Wienen,_F.Wyrowski,_C._Agurto,_F._Azagra,_R.Cesaroni,_R._Finger,_E._Gonzalez,_T._Henning,_A._K._Hernandez,_J._Kainulainen,_S._Leurini,_S._Lopez,_F.Mac-Auliffe,_P.Mazumdar,_S.Molinari,_F.Motte,_E.Muller,_Q._Nguyen-Luong,_R.Parra,_J.-P.Perez-Beaupuits,_F._M.Montenegro-Montes,_T._J._T.Moore,_S._E._Ragan,_A._Sanchez-Monge,_A._Sanna,_P._Schilke,_E._Schisano,_N._Schneider,_S._Suri,_L.Testi,_K.Torstensson,_P.Venegas,_K.Wang,_A._Zavagno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01502 |
SCIMESアルゴリズムを使用して、空間スケールで広いダイナミックレンジを持つ分子雲集団を抽出するために、内部銀河のSEDIGISM高解像度スペクトル線調査からの13CO（2-1）放射を使用します。この作業では、合計10663個の分子雲を含むクラウドカタログを編集します。そのうち10300個は、距離を割り当てて物理的特性を計算することができました。十分に分解された6664のソースで構成され、距離の推定値が信頼できる科学サンプルを使用して、雲のグローバルプロパティの一部を調査します。特に、SEDIGISMから取得したスケーリング関係を他の調査のスケーリング関係と比較し、高質量の星形成がある場合とない場合の雲の特性を調査します。私たちの結果は、大質量の星を形成する能力を決定する雲の単一のグローバルな特性はないことを示唆していますが、進行中の高質量を持つ雲のサブサンプルの質量、サイズ、面密度、および速度分散の増加の複合傾向が見つかります星の形成。次に、SEDIGISMサンプルで最も極端な雲（つまり、分布の尾部にある雲）を分離して、環境への影響のヒントを探すために、銀河系全体の分布を調べます。ほとんどのプロパティで、最も極端な雲の銀河分布は、世界の雲の人口の分布とわずかに異なるだけであることがわかります。最大の雲、乱流雲、および高質量の星形成雲の銀河分布は、世界の雲の人口から最も大きく逸脱しているものです。また、動的に最もアクティブでない雲（速度分散が小さいかビリアルパラメータが小さい）がさらに遠くにあり、ほとんどが人口の少ない地域にあることもわかりました。ただし、これらの傾向の一部は、いくつかの観測バイアスの影響を受ける可能性があるため、確認するにはさらにフォローアップ作業が必要であると考えられます。
SEDIGISM調査：最初のデータリリースと銀河構造の概要
| Title |
The_SEDIGISM_survey:_first_data_release_and_overview_of_the_Galactic_structure |
| Authors |
F._Schuller,_J._S._Urquhart,_T._Csengeri,_D._Colombo,_A._Duarte-Cabral,_M._Mattern,_A._Ginsburg,_A._R._Pettitt,_F._Wyrowski,_L._Anderson,_F._Azagra,_P._Barnes,_M._Beltran,_H._Beuther,_S._Billington,_L._Bronfman,_R._Cesaroni,_C._Dobbs,_D._Eden,_M.-Y._Lee,_S.-N._X._Medina,_K._M._Menten,_T._Moore,_F._M._Montenegro-Montes,_S._Ragan,_A._Rigby,_M._Riener,_D._Russeil,_E._Schisano,_A._Sanchez-Monge,_A._Traficante,_A._Zavagno,_C._Agurto,_S._Bontemps,_R._Finger,_A._Giannetti,_E._Gonzalez,_A._K._Hernandez,_T._Henning,_J._Kainulainen,_J._Kauffmann,_S._Leurini,_S._Lopez,_F._Mac-Auliffe,_P._Mazumdar,_S._Molinari,_F._Motte,_E._Muller,_Q._Nguyen-Luong,_R._Parra,_J.-P._Perez-Beaupuits,_P._Schilke,_N._Schneider,_S._Suri,_L._Testi,_K._Torstensson,_V._S._Veena,_P._Venegas,_K._Wang_and_M._Wienen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01527 |
SEDIGISM（内部銀河星間物質の構造、励起、ダイナミクス）調査では、APEX望遠鏡を使用して、13CO（13CO（2-1）とC18O（2-1）、したがって星間物質の適度に密度の高い（〜10^3cm^-3）成分を調べます。30インチの角度分解能と0.25km/sの速度分解能で0.8〜1.0Kの典型的な1シグマ感度により、個々の星形成の塊から巨大な分子雲や複合体まで、幅広い構造にアクセスできます。。カバレッジには、第1および第4銀河象限のかなりの部分が含まれているため、内部銀河内の冷たい分子ガスの大規模な分布を制限できます。このホワイトペーパーでは、完全な調査と使用されたデータ削減手順の最新の概要を提供します。また、これらのデータの品質を評価し、この最初のデータリリース（DR1）の一部として公開されているデータ製品について説明します。分子ガスの統合マップと位置速度マップを提示し、これらを使用して、分子ガスと、渦巻腕、銀河棒、銀河中心などの天の川の大規模な構造的特徴との相関関係を調査します。分子ガスの約60％が渦巻腕に関連しており、これらは導出されたガラクトセントリック分布の強い強度ピークとして現れることがわかります。また、銀河中心とよく知られている星形成複合体に対応する特定の経度で強度の強いピークが見つかり、13CO放出が渦巻腕に沿って均等に分布するのではなく、少数の複合体に集中していることがわかります。
Gaia Early Data Release 3：コンテンツと調査プロパティの概要
| Title |
Gaia_Early_Data_Release_3:_Summary_of_the_contents_and_survey_properties |
| Authors |
Gaia_Collaboration:_A.G.A._Brown_(1),_A._Vallenari_(2),_T._Prusti_(3),_J.H.J._de_Bruijne_(3),_C._Babusiaux_(4,5),_M._Biermann_(6)_((1)_Leiden_Observatory,_Leiden_University,_(2)_INAF_-_Osservatorio_astronomico_di_Padova,_(3)_ESA/ESTEC,_(4)_GEPI,_Observatoire_de_Paris,_(5)_Univ._Grenoble_Alpes,_(6)_Astronomisches_Rechen-Institut,_Heidelberg) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01533 |
3番目のガイアデータリリースであるガイアEDR3の初期の記事を紹介します。これは、マグニチュード21より明るい18億の光源の位置天文学と測光で構成され、ガイアDR2の視線速度のリストが追加されています。ガイアEDR3には、約18億の光源について、天体の位置とGの見かけの明るさが含まれています。これらのソースのうち15億個については、視差、固有運動、および（G_BP-G_RP）カラーも利用できます。G、G_BP、およびG_RPの通過帯域は、リリースの一部として提供されます。使いやすさのために、ガイアDR2からの700万の視線速度は、少数のスプリアス値を削除した後、このリリースに含まれています。新しい視線速度は、ガイアDR3の一部として表示されます。最後に、GaiaEDR3は、銀河系外の光源のみに基づいた、光学系のGaia-CRF3の天体参照フレーム（CRF）の更新された具体化を表しています。GaiaEDR3のソースリストの作成には、固有運動の高い星に関してより堅牢にする拡張機能と、偽の部分的に解決されたソースの妨害効果が含まれています。ソースリストはGaiaDR2のリストとほぼ同じですが、新しいソースを備えており、いくつかの注目すべき変更があります。GaiaDR3のソースリストは変更されません。GaiaEDR3は、GaiaDR2を大幅に上回り、視差の精度が30％向上し、固有運動の精度が2倍に向上し、位置天文学の系統誤差が視差で30〜40％抑制されました。固有運動については2.5。測光も精度の向上を特徴としていますが、とりわけ、色、大きさ、天球の位置全体ではるかに優れた均一性を備えています。G、G_BP、およびG_RPの単一の通過帯域は、大きさと色の範囲全体で有効であり、1パーセントレベルを超える体系はありません。
ソロドワーフIII：ガイアデータリリース2で孤立した局部銀河群の軌道起源を探る
| Title |
Solo_dwarfs_III:_Exploring_the_orbital_origins_of_isolated_Local_Group_galaxies_with_Gaia_Data_Release_2 |
| Authors |
Alan_W._McConnachie,_Clare_R._Higgs,_Guillaume_F._Thomas,_Kim_A._Venn,_Patrick_C\^ot\'e,_Giuseppina_Battaglia,_Geraint_F._Lewis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01586 |
局部銀河群の遠方の矮小銀河の全身固有運動を測定し、これらの孤立した銀河が天の川やM31と相互作用したことがあるかどうかを調査します。{\itSolo}調査の一環として行われた、局部銀河群の孤立した星形成矮小銀河の測光を、ガイアデータリリース2の位置天文測定と照合します。NGC6822、LeoA、IC1613WLMには、適切な動きを導き出すための信頼できる位置天文学を備えた十分なスーパージャイアントがいます。追加の3つの銀河（しし座T、エリダヌス2、フェニックス）は十分に接近しているため、赤色巨星分枝を使用して固有運動がすでに導出されています。GaiaDR2の系統的エラーは、NGC6822、IC1613、およびWLMにとって重要です。これらの銀河の軌道を調査し、これらの大きな銀河が非常に巨大でない限り、フェニックス、レオA、WLMが天の川やM31と相互作用した可能性は低いと結論付けました（$\gtrsim1.6\times10^{12}\、M_\odot$）。NGC6822とM31の過去の相互作用を$\sim99.99\％$の信頼度で除外し、NGC6822が天の川と相互作用した可能性が$<10$\％であることがわかりました。若いローカルグループの周辺でNGC6822の可能性のある起源を調べ、次の4\、GyrsでのNGC6822と天の川またはM31との将来の相互作用が本質的に除外されていることに注意してください。私たちの測定は、将来のガイアデータのリリースがこれらの銀河の大部分の相互作用の歴史に良い制約を提供することを示しています。
潮汐トルク理論からの逸脱：ハロースピンフィラメント配列の進化
| Title |
Deviations_from_tidal_torque_theory:_evolution_of_the_halo_spin-filament_alignment |
| Authors |
Pablo_L\'opez,_Marius_Cautun,_Dante_Paz,_Manuel_Merch\'an,_Rien_van_de_Weygaert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01638 |
広く研究されているトピックであるにもかかわらず、ハロースピンと宇宙ウェブの間の整列はまだよくわかっていません。ここでは、潮汐トルク理論（TTT）とそれからの逸脱のコンテキスト内でこのアライメントを研究します。この目的のために、現在のフィラメントに関して、プロトハローの形状とスピン方向の進化、つまり$z=0$ハローに関連するすべてのボリューム要素の進化を分析します。プロトハローの主軸は、初期状態ではフィラメントスパインに強く垂直であったものから、現時点では優先的に整列するものへと大きく変化していることがわかります。比較すると、スピンの向きは穏やかな変化しか示していません。フィラメントの背骨とわずかに平行に始まりますが、その後の進化は、$z{\sim}1$まで、徐々に向きを優先的に垂直に変えます。TTTフレームワークでこれらの信号を分析するために、TTTの期待値の中央値に対する正味のスピン成長に従ってハローを分割し、スピンフィラメントの整列との明確な相関関係を見つけました。現時点では、スピンが最も大きくなったハローはフィラメントスパインに最も垂直なハローですが、スピンがTTTの期待値の中央値を下回ったハローは通常より整列しています。スピン方向の正味のスピン成長への依存性は、初期条件ではすでに存在しており、遅い時間、$z<2$の進化によってさらに修正されます。また、スピン方向は、赤方偏移が大きい場合でもTTT予測からわずかに逸脱しており、モデルを拡張する必要があることを示しています。
FAST望遠鏡のCRAFTS銀河系外HI調査の予測
| Title |
Predictions_for_the_FAST_telescope's_CRAFTS_Extra-Galactic_HI_Survey |
| Authors |
Kai_Zhang,_Jingwen_Wu,_Di_Li,_Chao-Wei_Tsai,_Lister_Staveley-Smith,_Jing_Wang,_Jian_Fu,_Travis_McIntyre,_Mao_Yuan_and_FAST_collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01683 |
500メートル球面電波望遠鏡（FAST）は、共生電波天文学FasT調査（CRAFTS）を開始しました。本論文では、コミッショニング観測から得られたFASTの技術パラメータを使用して、CRAFTSの銀河系外HI調査の完全性関数をシミュレートし、2種類の模擬カタログからHI銀河を選択します。1つは、ALFALFA$100\％$（別名$\alpha$.100）カタログの補間された質量速度幅関数に基づくモンテカルロシミュレーションによって生成されます。もう1つは、$\Lambda$CDMモデルに基づく半解析的N体シミュレーションによって構築されます。私たちの結果は、2パスの銀河系外HI調査で、ほぼ$4.8\times10^{5}$の銀河を検出でき、そこからHI質量関数（HIMF）の「かすかな端」の傾きを$\mathrmに回復できることを示唆しています。{10^{7}\、M_{\odot}}$およびHIMFの「膝の質量」は、0.1の赤方偏移まで測定できます。電波干渉の状態と感度の制限を考慮すると、CRAFTSは、0.1未満の赤方偏移でHI銀河を検出するのに効率的です。これは、さまざまな環境での銀河の相互作用と、ローカル宇宙でのHI銀河の空間分布を調査する際の大きな可能性を意味します。
ESO 149-G003の異常ガス：MeerKAT-16ビュー
| Title |
Anomalous_gas_in_ESO_149-G003:_A_MeerKAT-16_View |
| Authors |
Gyula_I._G._J\'ozsa,_Kshitij_Thorat,_Peter_Kamphuis,_Lerato_Sebokolodi,_Eric_K._Maina,_Jing_A._Wang,_Dani\"elle_L._A._Pieterse,_Paul_Groot,_Athanaseus_J._T._Ramaila,_Paolo_Serra,_Lexy_A._L._Andati,_W._J._G._de_Blok,_Benjamin_V._Hugo,_Dane_Kleiner,_Filippo_M._Maccagni,_Sphesihle_Makhathini,_D\'aniel_Cs._Moln\'ar,_Mpati_Ramatsoku,_Oleg_M._Smirnov,_Steven_Bloemen,_Kerry_Paterson,_Paul_Vreeswijk,_Vanessa_McBride,_Marc_Klein-Wolt,_Patrick_Woudt,_Elmar_K\"ording,_Rudolf_Le_Poole,_Sharmila_Goedhart,_Sean_S._Passmoor,_Maciej_Serylak,_Ralf-J\"urgen_Dettmar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01751 |
ESO149-G003は、近くにある孤立した矮小不規則銀河です。ATCAによる以前の観測では、規則的に回転するディスクの運動学から逸脱した異常な中性水素（HI）の存在が示されていました。16皿のアーリーサイエンスプログラムでは、MeerKAT電波望遠鏡とMeerLICHT光学望遠鏡を使って追跡観測を行いました。私たちのより感度の高い電波観測は、ESO149-G003に異常なガスが存在することを確認し、さらに銀河内の面外HI成分の以前の暫定的な検出を確認します。運動学は4つのパラメーターのみで決定されますが、形態学的非対称性を含む単純な傾斜リングモデルを使用して、高度な非対称性を示す銀河の形態を再現します。私たちのモデルを観測されたHIと比較することにより、私たちのモデルでは、ガスの重要な（しかし支配的ではない）部分を説明できないことがわかります。私たちのモデルと観測されたデータキューブの違いから、銀河のHIの少なくとも7％〜8％が異常な運動学を示すと推定しますが、形態学的に確認された面外成分の最小質量分率は1％未満と推定します。いくつかの地球規模のスケーリング関係を調査し、1.7の中性ガス対恒星の質量比でガスが支配的であることに加えて、銀河は明らかな地球規模の特異性を示さないことを発見しました。光学観測によって確認されたように、その孤立を考えると、銀河は現在中性ガスを獲得している可能性が高いと結論付けています。それは、銀河から放出されたガスを再降着させるか、または元の銀河間物質を降着させるかのいずれかです。
Gaia初期データリリース3：マゼラン雲の構造と特性
| Title |
Gaia_Early_Data_Release_3:_Structure_and_properties_of_the_Magellanic_Clouds |
| Authors |
Gaia_Collaboration:_X._Luri,_L._Chemin,_G._Clementini,_H.E._Delgado,_P.J._McMillan,_M._Romero-G\'omez,_E._Balbinot,_A._Castro-Ginard,_R._Mor,_V._Ripepi,_L.M._Sarro,_M.-R._L.,_C._Fabricius,_A._Garofalo,_A._Helmi,_T._Muraveva,_A.G.A._Brown,_A._Vallenari,_T._Prusti,_J.H.J._de,_C._Babusiaux,_M._Biermann,_O.L._Creevey,_D.W._Evans,_L._Eyer,_A._Hutton,_F._Jansen,_C._Jordi,_S.A._Klioner,_U._Lammers,_L._Lindegren,_F._Mignard,_C._Panem,_D._Pourbaix,_S._Randich,_P._Sartoretti,_C._Soubiran,_N.A._Walton,_F._Arenou,_C.A.L._Bailer-Jones,_U._Bastian,_M._Cropper,_R._Drimmel,_D._Katz,_M.G._Lattanzi,_F._van_Leeuwen,_J._Bakker,_J._Casta\{n}eda,_F._De,_C._Ducourant,_M._Fouesneau,_Y._Fr\'emat,_R._Guerra,_A._Guerrier,_J._Guiraud,_A._Jean-Antoine,_E._Masana,_R._Messineo,_N._Mowlavi,_C._Nicolas,_K._Nienartowicz,_F._Pailler,_et_al._(357_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01771 |
マゼラン雲の研究でガイアDR2とガイアEDR3の性能を比較し、新しいリリースでの精度と精度の明らかな改善を示しています。また、データにまだ存在する体系が、LMCの3Dジオメトリの決定を困難なものにしていることも示しています。これはガイアEDR3位置天文学の有用性の限界にありますが、追加の外部データを使用することで実現可能になる可能性があります。定義したいくつかのサブサンプルについて、LMCの半径方向および接線速度マップとグローバルプロファイルを導出します。私たちの知る限り、銀河系の外側にある銀河円盤の複数の恒星進化段階について、秩序運動とランダム運動の2つの平面成分が導き出され、若い段階と古い段階の違いが示されるのはこれが初めてです。また、中央領域、バー、およびディスクの空間構造と動きを分析し、機能と運動学への新しい洞察を提供します。最後に、ガイアEDR3データにより、マゼラニックブリッジを明確に解像できることを示し、SMCからLMCに向かう星の密度と速度の流れをグローバルに追跡するだけでなく、若くて進化した集団についても個別に追跡します。これにより、若い人口からわずかにシフトしているブリッジの進化した人口を確認することができます。さらに、両方のマゼラン雲の周辺を調査することができました。そこでは、いくつかのよく知られた特徴と新しいものの兆候が検出されました。
フィラメントの断片化とそれに対する周囲環境の影響について
フィラメントは、星形成プロセスの重要な仲介者です。フィラメントの最近の観察は、-\textbf{（i）}それらの多くは非特異な実体であり、むしろ速度コヒーレント繊維の束であり、\textbf{（ii）}であるが、フィラメントの大部分はより狭いコアを生成することを示している彼らの出生フィラメント、いくつかのコアはより広いです。近隣からガスを降着させ、自己重力下で進化する、最初は臨界未満の個々のフィラメントの流体力学シミュレーションを開発することにより、これらの問題を調査します。ここで得られた結果は、繊維がフィラメント形成プロセス中に自然に形成されるという考えを裏付けています。さらに、周囲環境、つまり、フィラメントの線塊だけではなく、外圧の大きさが、その進化の形態に関係していると主張します。フィラメントは、外圧に関係なく、\emph{ソーセージ}タイプの不安定性の影響を受けやすいことがわかります。ただし、フラグメントは、ソーラー近傍の圧力に匹敵する圧力（$\sim10^{4}$Kcm$^{-3}$）を経験しているフィラメントに挟まれています。対照的に、フラグメントは幅が広く球形であり、フィラメントがより高い圧力（通常は$\ge10^{5}$Kcm$^{-3}$）を受けると、安定したBonnor（Ebertsphere）と同様の密度プロファイルを持ちます。、ただし$\le10^{6}$Kcm$^{-3}$）。フィラメントは、さらに高い外圧（$\ge10^{7}$Kcm$^{-3}$）で破裂する傾向があります。これらの観察結果は、外圧が高くなると星形成の効率が低下することをまとめて意味しています。
低周波数での電波源のスペクトル変動
| Title |
Spectral_Variability_of_Radio_Sources_at_Low_Frequencies |
| Authors |
K._Ross,_J._R._Callingham,_N._Hurley-Walker,_N._Seymour,_P._Hancock,_T._M._O._Franzen,_J._Morgan,_S._V._White,_M._E._Bell,_P._Patil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01842 |
電波源のスペクトル変動は、介在する媒体の状態、電波源の構造、および放射プロセスに関する情報をエンコードします。広い部分帯域幅で観測する新しい低周波電波干渉計により、銀河系外の電波源の大集団のスペクトル変動の研究が可能になりました。1年間隔で行われたGaLacticおよびExtragalacticAll-skyMurchisonWidefieldArray（GLEAM）調査からの2つのエポックの観測を使用して、21,558のソースについて100〜230MHzにわたるスペクトル変動を検索します。エポック間のスペクトルの変動を検出し、変動のタイプを分類するための方法論を提示します：スペクトル形状の変化として、または帯域幅全体の磁束密度の均一な変化として。1年にわたるタイムスケールでスペクトル変動が大きい323のソースを特定します。323個の可変ソースのうち、51個をスペクトル形状の有意な変化を示すものとして分類します。変動性は、典型的な電波銀河と比較して、ギガヘルツピークスペクトルおよびコンパクトな急峻なスペクトルソースに類似した、ピークスペクトルソースでより一般的です。星間シンチレーションやジェット進化など、観測されたスペクトル変動のいくつかの潜在的な説明の実行可能性について説明します。我々の結果は、メガヘルツ体制の電波の空が以前に示唆されたよりも動的であることを示唆している。
セイファート銀河の化学物質の存在量-V.AGNイオン化軸の外側の衝撃放出の発見
| Title |
Chemical_abundances_in_Seyfert_galaxies_--_V._The_discovery_of_shocked_emission_outside_the_AGN_ionization_axis |
| Authors |
R._A._Riffel,_O._L._Dors,_M._Armah,_T._Storchi-Bergmann,_A._Feltre,_G._F._Hagele,_M._V._Cardaci,_D._Ruschel-Dutra,_A._C_Krabbe,_E._Perez-Montero,_N._L._Zakamska,_I._C._Freitas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02013 |
空間分解能110-280pcでのGeminiGMOS-IFU観測から得られた、3つの明るいセイファート銀河（Mrk79、Mrk348、およびMrk607）の内部kpcの電子温度のマップを示します。活動銀河の電子温度の分布を調べ、8000〜>30000Kの範囲で温度が変化することを発見しました。ガス流出による衝撃は、Mrk79とMrk348の観測された温度分布に重要な役割を果たしますが、標準的な光イオン化モデルは再現します。Mrk607の導出温度値。Mrk79およびMrk348では、イオン化軸に直交する全体的な向きの衝撃イオン化の直接的な証拠が見つかります。AGN放射場が核のほこりっぽいトーラスによって遮蔽されているため、衝撃を簡単に観察できます。。これはまた、イオン化コーンが狭い場合でも、衝撃がはるかに広角になる可能性があることを示しています。
星間物質におけるCF $ ^ + $励起
| Title |
CF$^+$_excitation_in_the_interstellar_medium |
| Authors |
Benjamin_Desrousseaux,_Fran\c{c}ois_Lique,_Javier_R._Goicoechea,_Ernesto_Quintas-S\'anchez,_and_Richard_Dawes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02027 |
星間雲でのCF$^+$の検出により、天文学者は、紫外線で照射された分子ガス中の元素のフッ素存在量とイオン化率を推測できる可能性があります。星間物質（ISM）では局所的な熱力学的平衡（LTE）条件がほとんど満たされないため、CF$^+$の存在量を正確に決定するには、放射プロセスと衝突プロセスの両方を介して非LTE励起をモデル化する必要があります。ここでは、パラH2およびオルトH2（150Kまでの温度）との衝突におけるCF$^+$の回転励起の速度係数の量子計算を報告します。アプリケーションとして、ISM光解離領域（PDR）に典型的な物理的条件で反転分布を明らかにする非LTE励起モデルを提示します。これらのモデルを適用して、以前にOrionBarおよびHorseheadPDRに対して観察されたCF$^+$輝線に適合させることに成功しました。これらの新しい速度係数で達成された放射伝達モデルにより、CF$^+$を強力なプローブとして使用して、強い恒星の放射場にさらされた分子雲を研究することができます。
ガイア初期データリリース3：ガイア位置天文学からの太陽系の加速
| Title |
Gaia_Early_Data_Release_3:_Acceleration_of_the_solar_system_from_Gaia_astrometry |
| Authors |
Gaia_Collaboration,_S.A._Klioner,_F._Mignard,_L._Lindegren,_U._Bastian,_P.J._McMillan,_J._Hern\'andez,_D._Hobbs,_M._Ramos-Lerate,_M._Biermann,_A._Bombrun,_A._de_Torres,_E._Gerlach,_R._Geyer,_T._Hilger,_U._Lammers,_H._Steidelm\"uller,_C.A._Stephenson,_A.G.A._Brown,_A._Vallenari,_T._Prusti,_J.H.J._de_Bruijne,_C._Babusiaux,_O.L._Creevey,_D.W._Evans,_L._Eyer,_A._Hutton,_F._Jansen,_C._Jordi,_X._Luri,_C._Panem,_D._Pourbaix,_S._Randich,_P._Sartoretti,_C._Soubiran,_N.A._Walton,_F._Arenou,_C.A.L._Bailer-Jones,_M._Cropper,_R._Drimmel,_D._Katz,_M.G._Lattanzi,_F._van_Leeuwen,_J._Bakker,_J._Casta\~neda,_F._De_Angeli,_C._Ducourant,_C._Fabricius,_M._Fouesneau,_Y._Fr\'emat,_R._Guerra,_A._Guerrier,_J._Guiraud,_A._Jean-Antoine_Piccolo,_E._Masana,_R._Messineo,_N._Mowlavi,_C._Nicolas,_K._Nienartowicz,_F._Pailler,_et_al._(357_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02036 |
環境。GaiaEarlyDataRelease3（GaiaEDR3）は、約160万個のコンパクトな（QSOのような）銀河系外天体に正確な位置天文学を提供します。そのうち120万個は、最高品質の5パラメーター位置天文学ソリューションを備えています。目的。QSOのようなソースの固有運動は、宇宙の残りのフレームに対する太陽系の重心の加速による体系的なパターンを明らかにするために使用されます。それ自体が重要な科学的結果であることに加えて、この方法で測定された加速度は、ガイアの位置天文ソリューションの優れた品質指標です。メソッド。加速度の効果は、ベクトル球面調和関数（VSH）の固有運動のベクトル場の一般的な拡張の一部として取得されます。VSHフィットのさまざまなバージョンとソースのさまざまなサブセットが試され、比較されて、最も一貫性のある結果とその不確実性の現実的な推定値が得られます。Gaia位置天文ソリューションを使用した追加のテストを使用して、推定で発生する可能性のある体系的なエラーについてより良いアイデアを得ることができます。結果。GaiaEDR3に基づく加速度の最良の推定値は、$（2.32\pm0.16）\times10^{-10}$ms${}^{-2}$（または$7.33\pm0.51$kms$^{-1}$Myr${}^{-1}$）$\alpha=269.1^\circ\pm5.4^\circ$、$\delta=-31.6^\circ\pm4.1^\circ$に向かって、対応する$5.05\pm0.35$$\mu$asyr${}^{-1}$の固有運動振幅。これは、銀河の重力ポテンシャルの現在のモデルから期待される加速度とよく一致しています。将来のガイアデータリリースでは、0.1$\mu$asyr${}^{-1}$を大幅に下回る不確実性で加速の推定値が提供されると予想されます。
3-3-1自己相互作用する暗黒物質とGalaxyCore-Cusp問題
| Title |
3-3-1_Self_Interacting_Dark_Matter_and_the_Galaxy_Core-Cusp_problem |
| Authors |
Nguyen_Quynh_Lan,_Grant_J._Mathews,_Lara_Arielle_Phillips,_Miguel_A._Correa,_In-Saeng_Suh,_Jared._W._Coughlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02093 |
コアカスプの問題は、銀河形成のための標準的な$\Lambda$CDMモデルでの観測とシミュレーションの間の挑戦的な矛盾として残っています。問題は、$\Lambda$CDMシミュレーションが、銀河暗黒物質ハローの中心での急なべき乗則の質量密度プロファイルを予測することです。しかし、局部銀河群での矮小銀河の観測は、中心近くの暗黒物質のほぼ平坦な分布と一致する密度プロファイルを明らかにしています。このジレンマに対する多くの解決策が提案されています。ここでは、暗黒物質粒子自体が自己相互作用して散乱する可能性についての調査を要約します。このような自己相互作用暗黒物質（SIDM）粒子は、高密度領域の暗黒物質プロファイルを滑らかにすることができます。また、標準モデルの3-3-1拡張で追加のヒッグススカラーとして自己相互作用暗黒物質が発生する可能性があるという理論的提案をレビューします。自己相互作用する暗黒物質のこの定式化のための銀河の形成と進化の新しいシミュレーションを提示します。次に、この自己相互作用する暗黒物質に対する現在の制約を要約します。
6DのガイアEDR3：銀河で束縛されていない星を探す
欧州宇宙機関の衛星ガイアの初期の3番目のデータリリース（EDR3）は、合計34か月の観測に基づいて、天の川の約14億7000万のソースに完全な位置天文ソリューション（座標、視差、固有運動）を提供します。ガイアDR2の視線速度と、ガイアEDR3が提供する新しい、より正確で正確な位置天文学の組み合わせは、銀河内で最速の近くの星を検索するために利用できる最高のデータセットです。天の川銀河の星の速度分布の高速テールを調査するために、全位相空間情報と正確な視差を使用して、約700万個の星の速度分布を計算します。視差ゼロ点補正を採用した場合の影響について説明します。https://sites.google.com/view/tmarchetti/researchで入手可能な、分析で考慮されたすべての星の距離、総速度、および対応する不確実性を含むカタログをリリースします。ガイアの位置天文学と視線速度に品質カットを適用することにより、銀河から解放される確率が50％を超える99個の星のクリーンなサブセットを特定します。これらのうち17は、パブが80％を超えており、私たちの最良の候補です。これらの星を銀河系のポテンシャルで伝播させて、それらの軌道を特徴付けます。10個の星が銀河円盤から放出されることと一致しており、超暴走星の候補である可能性があることがわかります。他の7つの星は、既知の星形成領域からのものと一致していないため、銀河系外の起源が好まれます。モデルの予測と一致して、銀河中心から来る束縛されていない超高速の星は見つかりません。
GaiaEDR3を使用した基本的な銀河パラメータの純粋な加速度ベースの測定
Klioneretal。ガイアEDR3データを使用して、クエーサーの見かけの固有運動を使用して、天の川内の太陽系の加速度を初めて直接測定しました。ここでは、パルサー軌道の減衰から得られた相対加速度と組み合わせたこの単一の絶対加速度測定により、太陽での円速度とその導関数である局所角を含む、局所銀河環境のダイナミクスを表すすべてのパラメーターを決定できることを示します。周波数、オールト定数、およびLSRに対する太陽の動き。現在の測定は間接的な方法ほど正確ではありませんが、これはこれらのパラメータの最初の決定であり、追加の仮定を必要とせずに一般相対性理論のみを使用します。
パルサーグリッチ活動の統計的推定
パルサーのグリッチ活動を計算する一般的な方法は、観測された累積グリッチ履歴の通常の線形回帰です。ただし、この方法は、グリッチサイズと待機時間の間の（長期）線形依存性、および近似残差の等分散性、つまり等分散性を暗黙的に想定しているため、アクティビティのエラーを過小評価する可能性があります。パルサーデータでは十分に正当化されていません。この論文では、グリッチ活動パラメータの外挿をレビューし、2つの選択肢を検討します。線形フィットにおける等分散性仮説の緩和とブートストラップ法の使用です。私たちの主な発見は、通常の線形回帰で得られたものと比較して、活動の推定値に関するはるかに大きな不確実性です。これが、静止した一連のグリッチで放出される角運動量の超流動リザーバーを含む中性子星の領域に関連する慣性モーメントの理論上の上限にどのように影響するかについて説明します。ブートストラップ法で推定された活動の不確実性を考慮すると、この上限はそれほど厳しくなく、超流動貯留層が完全に地殻内にあるモデルが可能であることがわかります。
| Title |
Phenomenological_QCD_equations_of_state_for_neutron_star_dynamics:_nuclear-2SC_continuity_and_evolving_effective_couplings |
| Authors |
Toru_Kojo,_Defu_Hou,_Jude_Okafor,_Hajime_Togashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01650 |
広範囲の電荷化学ポテンシャル（$\mu_Q$）と温度（$T$）をカバーする、中性子星ダイナミクスのQCD状態方程式を構築することにより、クォークとハドロンの連続性を描きます。核2SC連続性シナリオに基づいて、核および2フレーバーの色超伝導（2SC）クォーク物質の状態方程式を一致させます。ここで、一致するバリオン密度は$n_B\simeq1.5n_0$（$n_0\simeq0.16\、{\rmfm^{-3}}$：核飽和密度）。クォーク物質モデルの有効なベクトルとダイクォークの結合は、（$n_B、\mu_Q、T$）の関数として進化します。その低密度の値は、核物質の特性と中性子星の半径によって制約されますが、2つの高密度の動作は-太陽質量（$2M_\odot$）制約。この結合定数補間では、バリオンとクォークのフェルミ速度が異なるため、低温で核エントロピーと2SCエントロピーに張力が見られました。この不一致は、進化するカップリングの温度依存性によって閉じられますが、その動作には、従来の2SCの説明を超える物理学が必要であるように思われます。したがって、このような追加の寄与を伴う2SC物質を「2SCX」と呼びます。ここで、Xは、おそらくモデルで明示的に計算されていない複合オブジェクトです。高密度では、$n_B\simeq2$-$4n_0$の周りに奇妙さが現れ、2SCXは$（\mu_Q、T）$よりも$（\mu_Q、T）$に敏感な「CFLX」（CFL：color-flavor-locked）に変換されます。従来のCFL。荷電レプトンとニュートリノを含めて、陽子中性子星と中性子星合体に関連するレプトン画分の物質の組成を研究します。ニュートリノと熱効果の豊富さは、ストレンジネスの割合を減らし、状態方程式を強化します。レプトン分率が$Y_L\simeq0.05$の$T\simeq30$MeVにあるニュートリノトラップ中性子星の場合、質量はその冷たい静的対応物よりも$\sim0.1M_\odot$大きくなります。
フェルミで検出されたCSS3C 286の分光学的分類、変動性、SED：電波が最も大きいNLS1銀河？
3C286は、電波天文学でよく知られているキャリブレータソースです。また、$\gamma$線で検出された数少ないコンパクトな急峻なスペクトル源（CSS）の1つでもあります。ここでは、詳細な分光分析と変動分析を実行し、さまざまな波長での発光を支配する物理メカニズムを明らかにし、信頼性の高い光源分類に到達するために、最初の準同時光からX線スペクトルエネルギー分布を示します。私たちの研究の最初の主な結果は、[OIII]-H$\beta$複合体のみを調べる単純なブロードラインまたはナローラインのセイファート1（BLS1またはNLS1）分類基準を適用する際のいくつかの落とし穴を明らかにしています。[OIII]とH$\beta$は、同じ流出成分によって支配される可能性があります。その場合、FWHM（H$\beta$）は信頼できる分類基準ではなく、固有または介在物質による消滅により、最高速度のH$が生成される可能性があります。\beta$コンポーネントが検出されません。UV光学スペクトルからのすべての情報と多波長データを注意深く組み合わせた後、3C286が線の特性とSMBH質量（10$^{8}$M$_{のオーダー）を持つNLS1銀河として分類できることを確認します。\odot}$とエディントン限界近くで降着）BLS1レジームに近く、重要な境界オブジェクトになります。$swift$で撮影された準同時SEDは、光UVの急激な上昇を示しており、輝線診断と一致して、EUVが過剰な強い降着円盤コンポーネントの存在を示しています。最後に、3C286のX線変動の発見を報告します。これは、おそらくジェット放射によって支配され、少なくとも係数$\sim4$によって変動します。この結果は、高解像度の電波VLBI観測で3C286を電波校正器として使用する場合は注意が必要であることを示唆しています。
中性子星合体の光球での爆風発生の第一原理シミュレーション
| Title |
A_first-principle_simulation_of_blast_wave_emergence_at_the_photosphere_of_a_neutron_star_merger |
| Authors |
Christoffer_Lundman_and_Andrei_Beloborodov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01798 |
相対論的流出の光球で発生する放射線媒介ショックの最初のabinitioシミュレーションを提示します。シミュレーションは、モンテカルロ法で計算された、時間依存の放射伝達に結合された流体力学に従うコードradshockを使用して実行されます。このコードを使用して、中性子星合体GW〜170817から発生する放射爆風を調べます。合併により、暗く、相対論的に拡大する同種のエンベロープが放出され、その後、エンベロープ内での爆発により、観測されたガンマ線バーストGRB〜170817Aが生成されることが以前に提案されました。私たちのシミュレーションは、衝撃波がエンベロープを伝搬し、その光球に近づき、放射線を放出し、崩壊して、微視的な厚さの2つの衝突のない衝撃に分割されるときにどのように放射線を生成するかを示しています。生成されたガンマ線バーストの光度曲線とスペクトルの変化を見つけます。どちらも観測されたGRB〜170817Aに似ています。
アストロサット軟X線望遠鏡による明るい星の観測
| Title |
Observations_of_bright_stars_with_AstroSat_Soft_X-ray_Telescope |
| Authors |
K._P._Singh,_G._Stewart,_S._Chandra,_G._C._Dewangan,_S._Bhattacharyya,_N._S._Kamble,_S._Vishwakarma_and_J._G._Koyande |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01800 |
アストロサット軟X線望遠鏡（SXT）で観測された4つの明るい星の観測を紹介します。このような明るい星からの可視光は、SXTの焦点面CCDカメラのCCDの前にある非常に薄いフィルターを通って漏れ、X線イベントの抽出を困難にする可能性があります。ここでは、可視光による汚染なしにX線イベントを抽出する方法を示します。ここで4つの明るい星に適用される手順は、そのような場合にどのように信頼できるX線情報を導き出すことができるかを示しています。ここで研究された明るい星のサンプルは、2つのAスペクトルタイプ（HIP19265、HIP88580）、1つのG/Kジャイアント（カペラ）、および近くのMタイプの矮星（HIP23309）で構成されています。予想通り、A型星からのX線放射は観測されていません。カペラとHIP23309のX線スペクトルは、ここで導出およびモデル化され、これらの星の以前のX線観測と比較されて、使用された方法の信頼性が示されます。V=8等の星では、0.5keV以下の非常に柔らかいエネルギー帯で光が漏れ始めることがあります。その過程で、HIP23309の最初のX線スペクトルを提示します。
Insight-HXMTを使用したGRS1915 +105での質量降着率によるLFQPOの進化のテスト
| Title |
Testing_evolution_of_LFQPOs_with_mass_accretion_rate_in_GRS_1915+105_with_Insight-HXMT |
| Authors |
Honghui_Liu,_Long_Ji,_Cosimo_Bambi,_Pankaj_Jain,_Ranjeev_Misra,_Divya_Rawat,_J.S._Yadav,_Yuexin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01825 |
GRS1915+105のInsight-HXMT観測を使用して、低周波数の準周期的振動（QPO）を示し、ディスクの内側の半径と質量降着率とともにQPO周波数の変化を測定します。QPO頻度と質量降着率の間には密接な正の相関関係が見られます。私たちの結果は、アストロサットでの以前の研究の発見を、独立した機器と観測によるより広い範囲の降着率に拡張します。GRS1915+105のQPO周波数を、切り捨てられたディスクの相対論的動的周波数として扱うことで、GRS1915+105のブラックホールの高スピンの性質を確認することができます。また、将来の一般相対性理論をテストするための発見の可能性についても取り上げます。
2020年のアクティブエピソード中のSGRJ1935 +2154の持続放出特性
| Title |
Persistent_Emission_Properties_of_SGR_J1935+2154_During_Its_2020_Active_Episode |
| Authors |
Ersin_Gogus,_Matthew_G._Baring,_Chryssa_Kouveliotou,_Tolga_Guver,_Lin_Lin,_Oliver_J._Roberts,_George_Younes,_Yuki_Kaneko,_Alexander_J._van_der_Horst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01871 |
2020年4月のバーストストームの余波で撮影されたXMM-NewtonおよびChandraの観測に基づいて、SGRJ1935+2154の持続的なX線放射の詳細なスペクトルおよび時間特性を示します。、異常な高速電波バーストに関連するものを含みます。XMM-NewtonデータでパルスX線放射を明確に検出します。1.6$\times$10$^{-11}$ss$^{-1}$の平均スピンダウン率は、同じアクティブなエピソードから報告された3つの以前の値と組み合わせたスピン期間測定を使用して取得されます。さまざまな現象論的および物理的に動機付けられたモデルを使用したXMM-NewtonおよびChandraスペクトルの調査により、SGRJ1935+2154の磁場トポロジーはおそらく非常に非双極子であると結論付けられました。スペクトルモデルは、いくらか局所化された領域の表面磁場強度が、回転する磁気双極子に関連するスピンダウントルクから推測される4.4$\times$10$^{14}$Gの極値を大幅に超えることを示しています。
銀河団での合併によるガスの動きがAGNの泡を電波の遺物に変える方法
| Title |
How_merger-driven_gas_motions_in_galaxy_clusters_can_turn_AGN_bubbles_into_radio_relics |
| Authors |
John_A._ZuHone_(1),_Maxim_Markevitch_(2),_Rainer_Weinberger_(1),_Paul_Nulsen_(1,3)_and_Kristian_Ehlert_(4)_((1)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian,_(2)_NASA/GSFC,_(3)_ICRAR,_University_of_Western_Australia,_(4)_Leibniz-Institut_f\"ur_Astrophysik_Potsdam) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02001 |
銀河団の電波遺物は、$\mu$G磁場内の宇宙線電子によって生成された拡張シンクロトロン源です。多くの遺物がクラスター周辺に見られ、クラスター中心の狭い弧状の形状をしています。これは、クラスター内プラズマ内で外側に伝播する合体衝撃波面によって電子が加速または再加速されることを示唆しています。X線では、一部の遺物は遺物の場所でそのような衝撃を示しますが、多くはそうではありません。電波の遺物が衝撃波面ではなく、最近の衝撃波の通過によって照らされたシード相対論的電子の基礎となる分布の形状を追跡する可能性を探ります。クラスター合併の電磁流体力学シミュレーションを使用し、中央のAGNまたは中心から外れた電波銀河からのジェットによって注入された相対論的電子の泡を含めます。合併によって引き起こされるガスの動きは、（a）気泡宇宙線を非常に大きな半径に移すことができ、（b）相対論的シード電子を優先的に接線方向に（重力等電位面に沿って）広げ、拡張されたフィラメント状または電波の遺物に似た、老朽化した宇宙線が豊富なクラスター内プラズマのシート状の領域。衝撃波面がそのような領域を通過すると、鋭い電波放射エッジは、正面ではなく、これらの濃縮された領域の鋭い境界をトレースします。また、これらの細長い宇宙線の特徴は、長軸に沿って接線方向に伸びる磁場と自然に関連していることを示しています。これは、遺物の高い偏光を説明するのに役立ちます。
Zwicky Transient FacilityDR3での異常検出
| Title |
Anomaly_detection_in_the_Zwicky_Transient_Facility_DR3 |
| Authors |
K._L._Malanchev,_M._V._Pruzhinskaya,_V._S._Korolev,_P._D._Aleo,_M._V._Kornilov,_E._E._O._Ishida,_V._V._Krushinsky,_F._Mondon,_S._Sreejith,_A._A._Volnova,_A._A._Belinski,_A._V._Dodin,_A._M._Tatarnikov,_S._G._Zheltoukhov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01419 |
SNAD異常検出パイプラインをZwickyTransientFacility（ZTFDR3）の3番目の公開データリリースに適用した結果を示します。パイプラインは、特徴抽出、機械学習アルゴリズムによる外れ値の検索、人間の専門家によるフォローアップによる異常の識別の3つの段階で構成されています。私たちの分析は、225万を超えるオブジェクトで構成される3つのZTFフィールドに集中しています。4つの自動学習アルゴリズムのセットを使用して277の外れ値を特定し、その後専門家によって精査されました。これらから、188（68％）は偽の光度曲線であることがわかりました-画像減算パイプラインからの影響、および星と既知の小惑星の間の重複を含み、66（24％）は以前に報告された情報源でしたが、23（8％）カタログ化されていないオブジェクトに対応し、科学的に興味深い可能性のある後者の2つのケース（たとえば、1つの分光学的に確認されたRSCanumVenaticorum星、4つの超新星候補、1つの赤い矮星フレア）。さらに、専門家の分析結果を使用して、将来の研究で潜在的に偽の光度曲線をフィルタリングするのに役立つ単純な2次元関係を特定することができました。コミュニティがさらに精査できるように、潜在的な科学的応用を備えたオブジェクトの完全なリストを提供します。これらの結果は、天文学の推奨システムの構築において、自動機械学習アルゴリズムをドメイン知識と組み合わせることが重要であることを裏付けています。私たちのコードはhttps://github.com/snad-space/zwadで公開されています
新しい機械学習アルゴリズムを使用したX線イメージング検出器の荷電粒子バックグラウンドイベントの特定
| Title |
Identifying_charged_particle_background_events_in_X-ray_imaging_detectors_with_novel_machine_learning_algorithms |
| Authors |
D._R._Wilkins,_S._W._Allen,_E._D._Miller,_M._Bautz,_T._Chattopadhyay,_S._Fort,_C._E._Grant,_S._Herrmann,_R._Kraft,_R._G._Morris_and_P._Nulsen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01463 |
宇宙ベースのX線検出器は、軌道上で荷電粒子のかなりのフラックス、特に高エネルギーの宇宙線陽子の影響を受け、重要なバックグラウンドに寄与します。次世代X線CCDおよびDEPFET検出器で荷電粒子イベントを検出するための新しい機械学習アルゴリズムを開発し、初期の研究ではAthenaWideFieldImager（WFI）DEPFET検出器に焦点を当てました。プロトタイプの畳み込みニューラルネットワークアルゴリズムをトレーニングおよびテストし、荷電粒子およびX線イベントが高精度で識別され、ピクセル間の相関を利用して既存のイベント検出アルゴリズムよりもパフォーマンスが向上することを確認します。宇宙線を含むフレームの99％が識別され、ニューラルネットワークは現在のイベント分類基準で見逃されている宇宙線の最大40％を正しく識別でき、機器のバックグラウンドを大幅に削減し、ロックを解除する可能性を示しています。Athena、Lynx、AXISなどの将来のX線ミッションの完全な科学的可能性。
NPFでのCFRPミラー製造プロセスの品質管理
| Title |
Quality_control_of_the_CFRP_mirror_manufacturing_process_at_NPF |
| Authors |
N._Soto,_C._Lobos,_P._Mardones,_A._Bayo,_C._Rozas,_S._Castillo,_G._Hamilton,_L._Pedrero,_S._Z\'u\~niga-Fern\'andez,_K._Mauc\'o,_H._Hakobyan,_C._Garc\'ia,_M._R.Schreiber,_and_W._Brooks |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01514 |
複製されたCFRPミラーの表面品質は、理想的には、それらが製造されたマンドレルと同じくらい良好であることが期待されます。実際には、多くの要因により、さまざまなスケールで最終ミラーに表面の欠陥が生じます。このエラーの原因を理解し、それに応じて製造プロセスを改善するには、さまざまな計測技術と品質管理方法を採用する必要があります。さまざまな空間周波数範囲でガラスマンドレルとCFRPレプリカを特徴づけるために、機械的および光学的機器が採用されています。モーダル解析は、大規模な収差を特定するために使用され、中規模および小規模のスペクトル分析で補完されます。非点収差がCFRPレプリカの主要な収差であることがわかります。中小規模では、レプリカの表面に樹脂層を追加することで、ファイバーのプリントスルーと表面粗さを大幅に改善できることがわかりましたが、それでもいくつかの不規則性が残っています。
未解決のPanSTARRS1ソースを特定するための形態学的分類モデルII：PS1ポイントソースカタログの更新
| Title |
A_Morphological_Classification_Model_to_Identify_Unresolved_PanSTARRS1_Sources_II:_Update_to_the_PS1_Point_Source_Catalog |
| Authors |
A._A._Miller_(Northwestern/CIERA)_and_X._Hall_(Caltech) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01544 |
PS1ソースの形態学的分類を提供するPanSTARRS-1ポイントソースカタログ（PS1PSC）のアップデートを紹介します。オリジナルのPS1PSCは、PSCから数億のPS1ソースを除外する厳格な検出基準を採用していました。ここでは、PS1PSCの作成に使用される教師あり機械学習手法を採用し、より広く利用可能なさまざまな測光測定に適用します。これにより、PS1PSCのソースの総数を拡大しながら、$\sim$144百万の新しい分類を追加できます。$\sim$10％。PS1強制測光を利用する新しい方法では、元の方法よりも$\sim$6〜8％パフォーマンスが悪いことがわかります。このパフォーマンスのわずかな低下は、カタログのサイズの全体的な増加によって相殺されます。PS1PSCは、時間領域調査で使用され、銀河系の起源である可能性が高い点光源と一致する候補を削除することにより、一時的なアラートストリームをフィルタリングします。PS1PSCに$\sim$144百万の新しい分類を追加すると、トランジェントを検出する効率が向上します。
NPFアップデート：チリでの軽量ミラー開発
| Title |
NPF_update:_Light-weight_mirror_development_in_Chile |
| Authors |
A._Bayo,_P._Mardones,_S._Castillo,_G._Hamilton,_C._Lobos,_L._Pedrero,_C._Rozas,_N._Soto,_H._Hakobyan,_C._Garc\'ia,_M._R._Schreiber,_W._Brooks,_and_S._Z\'u\~niga-Fern\'andez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01560 |
惑星形成研究は、私たちが「原始惑星系円盤」から「惑星形成円盤」について話すことから移行している時代に開花しています（Andrewsetal。、2018）。ただし、この移行は、間接的な（ただし説得力のある）ヒントによって動機付けられています。現在まで、「作成中」の惑星の直接検出は、PDS70bおよびcを除いて、とらえどころのないままです（Haffertetal。、2019;Keppleretal。、2018;M\"ulleretal。、2018）。検出の不足は技術的な課題に起因し、検出できるまれな宝石でさえ、特性評価（ヒル球の解決）は達成できません。この方向の次のステップでは、近赤外線から中赤外線の干渉法に$\からジャンプする必要があります。sim$100mベースラインから$\sim$1km、およびごく少数の望遠鏡（2から6）から20以上（PFIのような概念、Monnieretal。2018）。この移行には、より手頃な近赤外線から中赤外線の望遠鏡が必要です。このような望遠鏡の駆動コストは主ミラーにかかっているため、特にその直径と重量に応じてスケーリングするため、この問題に取り組むためのアプローチは、低コストの光ミラーの製造に依存しています。
チリでのCFRPミラー製造のための最適化された方法によるプリントスルー効果の軽減
| Title |
Mitigating_print-through_effects_through_an_optimized_method_for_CFRP_mirror_production_in_Chile |
| Authors |
S._Castillo,_G._Hamilton,_N._Soto,_C._Lobos,_L._Pedrero,_C._Rozas,_A._Bayo,_P._Mardones,_H._Hakobyan,_C._Garc\'ia,_M.R._Schreiber,_and_W._Brooks |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01562 |
炭素繊維強化ポリマー（CFRP）ミラー（マンドレルから複製）の製造プロセスでは、一方向炭素繊維層（レイアップ）の配向が、一般的な（大規模な）形状など、最終製品のさまざまな側面に直接影響します。と局所的な変形。特に、表面の品質を評価するために使用される光学的方法は、CFPR製造で非常に一般的な問題であるプリントスルーの存在を明らかにすることができます。実際には、プリントスルーによって他のアーティファクトの中でも特に誘発された表面の不規則性は、望ましくない散乱効果を生み出し、通常、表面に異なる材料の余分な層を適用することで軽減されます。CFPRミラーの主な目標の1つは、ミラーシステム全体の最終的な重量を減らすことであるため、材料を追加すると、その逆方向になります。このため、機械的品質を維持しながら、プロセスに余分な材料を追加することなく、プリントスルーを減らし、球形度を改善することを目的として、別のレイアップ方法が開発されています。
スターシェード太陽系外惑星イメージングのノイズバジェットの概要と再評価
| Title |
Overview_and_Reassessment_of_Noise_Budget_of_Starshade_Exoplanet_Imaging |
| Authors |
Renyu_Hu,_Doug_Lisman,_Stuart_Shaklan,_Stefan_Martin,_Phil_Willems,_Kendra_Short |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01609 |
宇宙望遠鏡を使った編隊飛行中のスターシェードによって可能になる高コントラストのイメージングは、近くの星の温帯で小さな惑星を検索して特徴づけるための短期的な経路を提供することができます。NASAのTRL5（S5）に対するスターシェード技術開発活動は、スターシェードが潜在的な将来のミッションに統合される可能性がある点まで、必要な技術を急速に成熟させています。ここでは、スターシェードとその光学エッジの実験的に実証された光学性能を組み込むために、スターシェード対応の太陽系外惑星イメージングのノイズバジェットを再評価します。微小隕石の損傷による漏れや明るい天体の反射などの迷光源の分析では、光学エッジ（つまり太陽の輝き）によって散乱された太陽光が圧倒的に支配的な迷光であることが示されています。望遠鏡と観測パラメータがRomanとHabExのStarshadeRendezvousにほぼ対応していることから、支配的なノイズ源は、太陽のような初期の星の周りの温帯で地球サイズの惑星を特徴付ける外生動物の光であり、後の太陽の輝きであることがわかります。タイプの星。コーティングでソーラーグリントの明るさをさらに10分の1に減らすと、ローマンとHabExの両方で支配的なノイズになるのを防ぐことができます。1E-10の機器コントラストでは、残留スターライトは支配的なノイズではありません。コントラストレベルを10倍に増やしても、期待される科学のパフォーマンスに目に見える変化はありません。フォトンノイズ限界に対する背景の偏りのないキャリブレーションを達成できれば、スターシェードランデブーとローマンは、4パーセク未満離れたF、G、K星の温帯および地球サイズの惑星のほぼフォトン制限の分光法を提供できます。この機能を、8パーセク未満のさらに多くの星に拡張します。（要約）
ASO-Sミッションに搭載されたHXIコリメータの設計と検証
| Title |
Design_and_verification_of_the_HXI_collimator_onboard_the_ASO-S_mission |
| Authors |
Chen_Dengyi,_Zhang_Zhe,_Hu_Yiming,_Xu_Guangzhou,_Ma_Tao,_Wang_Jianping,_Jiang_Xiankai,_Guo_Jianhua,_Zhang_Yongqiang,_Chang_Jin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01629 |
91対のグリッドで構成される宇宙搭載硬X線コリメータは、硬X線イメージャ（HXI）用に開発されました。HXIは、中国で最初のソーラーミッションに搭載されている3つの科学機器の1つである、高度な宇宙ベースのソーラー天文台（ASO-S）です。HXIコリメータ（HXI-C）は、太陽フレアの高エネルギー電子から放出される硬X線に焦点を合わせた空間変調X線望遠鏡です。本論文では、飛行モデルに継承される認定モデルのHXI-Cの詳細設計を紹介する。HXI-C認定モデルのシリーズテストは、打ち上げ後も存続し、軌道上環境で正常に動作する能力を検証するために報告されています。さらに、HXI-CのX線ビームテストの結果は、その動作性能を間接的に特定するために提示されています。
Gaia初期データリリース3：視差バイアスと大きさ、色、位置
| Title |
Gaia_Early_Data_Release_3:_Parallax_bias_versus_magnitude,_colour,_and_position |
| Authors |
L._Lindegren,_U._Bastian,_M._Biermann,_A._Bombrun,_A._de_Torres,_E._Gerlach,_R._Geyer,_J._Hern\'andez,_T._Hilger,_D._Hobbs,_S.A._Klioner,_U._Lammers,_P.J._McMillan,_M._Ramos-Lerate,_H._Steidelm\"uller,_C.A._Stephenson,_and_F._van_Leeuwen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01742 |
GaiaEarlyDataRelease3（GaiaEDR3）は、約15億のソースに三角関数の視差を与えます。クエーサーとして識別されたソースのEDR3データを調べると、視差が偏っていて、ゼロ付近の予想される分布から数十マイクロアーク秒だけ系統的にオフセットされていることがわかります。EDR3の視差バイアスの主な依存関係をマッピングしようとします。原則として、これはEDR3視差を修正するためのレシピを提供することができます。かすかな光源の場合、クエーサーは視差バイアスを推定する最も直接的な方法を提供します。これをより明るい光源とより広い範囲の色に拡張するために、大マゼラン雲の物理的ペア（バイナリ）と光源に基づく微分法を使用します。依存関係の機能形式は、EDR3とDR2の視差の間の体系的な違いをマッピングすることによって調査されます。視差バイアスは、（少なくとも）光源の大きさ、色、および黄道緯度に自明ではない方法で依存することがわかっています。EDR3の5パラメータソリューションと6パラメータソリューションには、さまざまな依存関係が適用されます。視差補正の明確なレシピを導き出すことはできませんが、研究者の裁量で使用される暫定的な表現を示し、将来の改善に向けたいくつかの可能な道筋を指摘します。
Jバンド干渉法の新しいフロンティア：MIRC-Xを使用したデュアルバンドNIR干渉法
| Title |
A_New_Frontier_for_J-band_Interferometry:_Dual-band_NIRInterferometry_with_MIRC-X |
| Authors |
Aaron_Labdon,_John_D._Monnier,_Stefan_Kraus,_Jean-Baptiste_Le_Bouquin,_Benjamin_R._Setterholm,_Narsireddy_Anugu,_Theo_ten_Brummelaar,_Cyrien_Lanthermann,_Claire_L._Davies,_Jacob_Ennis,_Tyler_Gardener,_Gail_H._Schaefer,_Lazlo_Sturmann,_Judit_Sturmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01835 |
この寄稿では、CHARAアレイでミシガン赤外線コンバイナー-エクセター（MIRC-X）機器のスペクトル範囲を拡大して、デュアルHおよびJバンド干渉観測を可能にする作業について報告します。このプロジェクトの背後にある主要な科学の推進要因と、機器の複屈折と分散の特性評価と補正の方法についてコメントします。さらに、2019年11月のオンスカイコミッショニングの最初の結果について報告します。
Gaia初期データリリース3：測光コンテンツと検証
| Title |
Gaia_Early_Data_Release_3:_Photometric_content_and_validation |
| Authors |
M._Riello,_F._De_Angeli,_D._W._Evans,_P._Montegriffo,_J._M._Carrasco,_G._Busso,_L._Palaversa,_P._W._Burgess,_C._Diener,_M._Davidson,_N._Rowell,_C._Fabricius,_C._Jordi,_M._Bellazzini,_E._Pancino,_D._L._Harrison,_C._Cacciari,_F._van_Leeuwen,_N._C._Hambly,_S._T._Hodgkin,_P._J._Osborne,_G._Altavilla,_M._A._Barstow,_A._G._A._Brown,_M._Castellani,_S._Cowell,_F._De_Luise,_G._Gilmore,_G._Giuffrida,_S._Hidalgo,_G._Holland,_S._Marinoni,_C._Pagani,_A._M._Piersimoni,_L._Pulone,_S._Ragaini,_M._Rainer,_P._J._Richards,_N._Sanna,_N._A._Walton,_M._Weiler,_A._Yoldas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01916 |
ガイア初期データリリース3には、運用の最初の34か月間にESAガイア衛星によって収集された観測に基づく約18億のソースの位置天文学と測光の結果が含まれています。このホワイトペーパーでは、測光コンテンツに焦点を当て、入力データ、アルゴリズム、処理、および結果の検証について説明します。データの品質と、EDR3カタログを最大限に活用するためにユーザーが考慮する必要のある多くの機能に特に注意が払われています。BPおよびRPバックグラウンドの処理が更新され、ローカルバックグラウンドのより良い推定が含まれるようになり、混雑効果の検出を使用して、影響を受けるデータがキャリブレーションから除外されました。測光キャリブレーションモデルも更新され、マグニチュード範囲全体にわたるフラックス損失が考慮されています。ポイントおよびラインスプレッド関数のモデリングとキャリブレーションの大幅な改善も、DR2にまだ存在していた多くの機器効果を減らすのに役立ちました。EDR3には、Gバンド測光を備えた18億600万の光源と、BPおよびRP測光を備えた15億4000万の光源が含まれています。特定の光源の内部校正された平均測光の標準偏差から測定されたGバンド測光の不確かさの中央値は、マグニチュードG=10から14で0.2mmag、G=17で0.8mmag、Gで2.6mmagです。=19。ガイアDR2測光で見られる有意な光度の項はもはや見えず、全体として1mmag/magを超える傾向はありません。色とマグニチュードの範囲全体で1つの通過帯域を使用すると、どのバンドでもマグニチュードが1％レベルを超える系統分類がなくなり、明るい青色の光源の非常に小さなサンプルに対して、より大きな系統分類が存在します。残余の系統的効果の詳細な説明が提供されます。全体として、EDR3の校正済み平均測光の品質は、すべてのバンドでDR2よりも優れています。
高解像度イメージャおよび分光計（ERIS）用の高コントラストイメージング
| Title |
High_contrast_imaging_for_the_enhanced_resolution_imager_and_spectrometer_(ERIS) |
| Authors |
Matthew_A._Kenworthy,_Frans_Snik,_Christoph_U._Keller,_David_Doelman,_Emiel_H._Por,_Olivier_Absil,_Brunella_Carlomagno,_Mikael_Karlsson,_Elsa_Huby,_Adrian_M._Glauser,_Sascha_P._Quanz,_William_D._Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01963 |
ERISは、超大型望遠鏡UT4用の回折限界熱赤外線イメージャーおよび分光器です。ERISの科学的事例の1つは、星周構造と、通常は恒星の回折ハローよりもはるかに暗い明るい星の周りの太陽系外惑星の検出と特性評価です。感度の向上は、（i）コロナグラフを使用したターゲット星の回折ハローの抑制、および（ii）焦点面波面センシングとその後のアクティブ補正による残留回折構造の除去の組み合わせによって提供されます。この論文では、回折抑制とERISでの高コントラストイメージングの実現に使用される2つのコロナグラフを紹介します。
強化学習による自己最適化補償光学制御
| Title |
Self-optimizing_adaptive_optics_control_with_Reinforcement_Learning |
| Authors |
Rico_Landman,_Sebastiaan_Y._Haffert,_Vikram_M._Radhakrishnan,_Christoph_U._Keller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01997 |
現在および将来の高コントラストイメージング機器は、太陽系外惑星を直接イメージングするために必要なコントラストに到達するために、極端な補償光学（XAO）システムを必要とします。望遠鏡の振動と制御ループの待ち時間によって引き起こされる時間誤差は、これらのシステムのパフォーマンスを制限します。（予測）制御アルゴリズムの最適化は、これらの影響を減らすために重要です。モデルフリーの強化学習を使用して、閉ループ補償光学制御用のリカレントニューラルネットワークコントローラーを最適化する方法について説明します。シミュレーションとラボのセットアップで、チップチルト制御の提案されたアプローチを検証します。結果は、このアルゴリズムが先端傾斜振動の組み合わせを抑制することを効果的に学習できることを示しています。さらに、最適なゲイン積分器と比較して、べき乗則の入力乱流の残差が減少したことを報告します。最後に、コントローラーが制御法則のオンライン更新を必要とせずに、変化する振動のパラメーターを識別することを学習できることを示します。強化学習は、データ駆動型の予測制御に向けた有望なアプローチであると結論付けています。今後の研究では、このアプローチを高次の変形可能ミラーの制御に適用する予定です。
XSTARアトミックデータベース
| Title |
The_XSTAR_Atomic_Database |
| Authors |
Claudio_Mendoza,_Manuel_A._Bautista,_J\'er\^ome_Deprince,_Javier_A._Garc\'ia,_Efra\'in_Gatuzz,_Thomas_W._Gorczyca,_Timothy_R._Kallman,_Patrick_Palmeri,_Pascal_Quinet_and_Michael_C._Witthoeft |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02041 |
XSTARスペクトルモデリングコードの原子データベースについて説明し、過去20年間に実行された体系的なアップグレードを要約して、原子番号$Z\leq30$の化学元素からのK線のモデリングと高密度を処理するための最近の拡張を可能にしますプラズマ。このようなプラズマ環境は、たとえば、システムの物理的特性に関する豊富な情報を放出するコンパクトオブジェクト（中性子星やブラックホール）の周りの降着円盤の内部領域に見られます。私たちの意図は、今後数年間に発売される新世代のX線宇宙望遠鏡（XRISMやATHENAなど）の卓越したスペクトル機能を活用するための信頼性の高いモデリングツールを提供することです。データベースの出所メタデータを改善するために、データキュレーターの側面について説明し、参照ソースの更新されたリストをコンパイルします。2つのXSTARスピンオフ（ISMabs吸収モデルとuaDBデータベース）についても説明します。
Gaia初期データリリース3：Gaiaのポイントおよびラインスプレッド関数のモデリングとキャリブレーション
| Title |
Gaia_Early_Data_Release_3:_Modelling_and_calibration_of_Gaia's_point_and_line_spread_functions |
| Authors |
N._Rowell,_M._Davidson,_L._Lindegren,_F._van_Leeuwen,_J._Casta\~neda,_C._Fabricius,_U._Bastian,_N._C._Hambly,_J._Hern\'andez,_A._Bombrun,_D._W._Evans,_F._De_Angeli,_M._Riello,_D._Busonero,_C._Crowley,_A._Mora,_U._Lammers,_G._Gracia,_J._Portell,_M._Biermann,_and_A._G._A._Brown |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02069 |
コンテキスト：ガイアミッションの前例のない位置天文精度は、ガイアデータストリーム内のソースの位置の正確な推定に依存しています。これは、最終的に点像分布関数（PSF）フィッティングによって実行され、PSFの正確な再構築が必要になります。GaiaEarlyDataRelease3（EDR3）は、初めて、最も強い依存関係のいくつかをモデル化するPSFキャリブレーションを使用し、体系的なエラーを大幅に削減します。目的：34か月のデータにわたるキャリブレーション結果の分析を含め、GaiaEDR3用に実装されたPSFモデルとキャリブレーションパイプラインについて説明します。現在のパイプラインの制限と将来のリリースの方向性についての説明が含まれています。これは、ガイアデータのユーザーと他の精密位置天文学ミッションのリファレンスの両方に役立ちます。方法：基底成分の線形結合に基づいて、1D線像分布関数（LSF）および2DPSFプロファイルのモデルを開発します。色やその他の依存関係の単純なパラメーター化を使用して、モデルを独立した時間範囲で選択した一次資料に適合させます。時間の変動は、平方根情報フィルターの独立したキャリブレーションをマージすることによって平滑化され、PSFの不連続な変化を引き起こす特定のミッションイベントでリセットされます。結果：PSFキャリブレーションは、ガイア位置天文機器のさまざまな状態を正確に再現する強い時間と色の依存性を示しています。残差の分析により、現在のモデルとキャリブレーションパイプラインのパフォーマンスと制限の両方が明らかになり、将来の開発の方向性が示されます。結論：GaiaEDR3に対して実行されたPSFモデリングとキャリブレーションは、データ処理の大きな前進であり、コアミッションデータ製品の体系的なエラーの削減につながります。今後のデータリリースでは、さらに大幅な改善が見込まれます。
XMM-Newtonに搭載されたEPIC-pnカメラの濃縮されていない背景の分析
| Title |
Analysis_of_the_unconcentrated_background_of_the_EPIC-pn_camera_on_board_XMM-Newton |
| Authors |
Martino_Marelli,_Silvano_Molendi,_Mariachiara_Rossetti,_Fabio_Gastaldello,_David_Salvetti,_Andrea_De_Luca,_Iacopo_Bartalucci,_Patrick_K\"uhl,_Paolo_Esposito,_Simona_Ghizzardi_and_Andrea_Tiengo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02071 |
XMM-Newtonに搭載されたEPIC/pnカメラの背景についての私たちの理解は不完全です。これは、拡張された線源の研究に影響を及ぼし、将来のX線ミッションの背景の予測に影響を与える可能性があります。これまでに使用された最大のデータセットの分析に基づいて、新しい結果を提供します。望遠鏡と相互作用する宇宙線に関連していると思われる、EPIC/pnバックグラウンドの非集中成分に焦点を当てます。pn検出器の視野外領域が実際に空に露出していることがわかります。空の汚染から除去した後、集中していない背景は有意な空間的変動を示さず、その時間的振る舞いは太陽周期と反相関しています。EPIC/pnカメラとMOS2カメラで検出された非濃縮バックグラウンドの間には非常に緊密な線形相関があります。これにより、MOS2データに基づいて各露光のpn非濃縮バックグラウンドを正しく評価でき、（通常どおり）の使用を回避できます。汚染されたpn領域。SOHO/EPHINによって測定された630〜970MeVのエネルギーバンドで、pn非集中バックグラウンドと陽子フラックスの間に密接な線形相関が見られます。この関係を通じて、宇宙線相互作用のpn非集中バックグラウンドへの寄与を定量化し、かなりの割合（30％-70％）でpn非集中バックグラウンドに寄与する2番目のソースを見つけます。これは時間とともに変化せず、おおよそです。等方性。CXBの硬X線光子は、この新しいコンポーネントのすべての既知の特性を満たします。私たちの調査結果は、ATHENAでのシミュレーション結果の重要な観測的確認を提供します。
太陽の差動回転と黒点活動の長期変動、II：太陽周期の最大値と最小値の周りの差動回転12-24
| Title |
Long-Term_Variations_in_Solar_Differential_Rotation_and_Sunspot_Activity,_II:_Differential_Rotation_Around_the_Maxima_and_Minima_of_Solar_Cycles_12-24 |
| Authors |
J._Javaraiah |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01421 |
1874年から1976年の期間にグリニッジ光ヘリオグラフ結果（GPR）によって報告され、1977年から2017年の期間にデブレツェン光ヘリオグラフィックデータ（DPD）によって報告された黒点グループの日次データを分析しました。太陽の差動回転の赤道回転速度[A]と緯度勾配[B]の成分を、期間中に1年ずつ連続してシフトした3年の移動時間間隔（3年のMTI）のそれぞれにデータを当てはめることによって決定しました。1874-2017を差動回転の標準法則に。太陽周期12〜24の最大値と最小値の前後のAとBの値は、AとBの3年間のMTIシリーズから取得され、これらの係数の長期的なサイクル間変調を研究しました。ここでは、改訂されたバージョン2の国際サンスポット番号シリーズから最近決定された太陽周期12〜24の最大値と最小値のエポックを使用しました。太陽周期の最大値の周りのAには、かなり重要な経年的な減少傾向が存在することがわかります。太陽周期の最小値の周りのAとBの両方に長期的な傾向はありません。太陽周期の最大値付近のBの経年変化も、統計的に有意ではないことがわかります。対応する線形トレンドを削除した後、Aの値とBの値に余弦関数を適合させました。コサインフィットは、太陽周期の最大値と最小値の周りのA（B）にそれぞれ〜54年（〜94年）と〜82年（〜79年）の周期性が存在することを示唆しています。太陽周期の最小値の周りのA（B）の余弦プロファイルの振幅は、最大値の周りのA（B）の振幅よりも約41％（65％）大きい。さらに、AとBのコサインプロファイルは、太陽周期の最大値と最小値の周りで、Aの長期変動間およびBの変動間で大きな（最大180度）位相差を示唆しています。
RotNet：畳み込みニューラルネットワークを使用した恒星の自転周期の高速でスケーラブルな推定
| Title |
RotNet:_Fast_and_Scalable_Estimation_of_Stellar_Rotation_Periods_Using_Convolutional_Neural_Networks |
| Authors |
J._Emmanuel_Johnson,_Sairam_Sundaresan,_Tansu_Daylan,_Lisseth_Gavilan,_Daniel_K._Giles,_Stela_Ishitani_Silva,_Anna_Jungbluth,_Brett_Morris,_and\'es_Mu\~noz-Jaramillo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01985 |
星の磁気活動は、望遠鏡で観測される明るさを変調する表面の暗いスポットとして現れます。これらの光度曲線には、恒星の自転に関する重要な情報が含まれています。ただし、回転周期の正確な推定は、グラウンドトゥルース情報が不足しているため、データにノイズが多く、パラメータスペースが大きいため、解の縮退につながるため、計算コストが高くなります。ディープラーニングの力を利用して、畳み込みニューラルネットワークをケプラー光度曲線からの恒星の自転周期の回帰にうまく適用します。光度曲線のジオメトリ保存時系列から画像への変換は、転移学習を通じてトレーニングされたResNet-18ベースのアーキテクチャへの入力として機能します。公開された自転周期のMcQuillanカタログは、グラウンドトゥルースへの仮説として使用されます。ランダムフォレストリグレッサ、1DCNN、および自転周期を推定するための現在の標準である自己相関関数（ACF）に対して、メソッドのパフォーマンスをベンチマークします。入力をより少ないデータポイント（1k）に制限しているにもかかわらず、モデルはより正確な結果を生成し、同じ数のデータポイントで実行されるACFよりも350倍速く、65kデータポイントで実行されるACFよりも10,000倍速く実行されます。最小限の機能エンジニアリングのみで、私たちのアプローチは印象的な精度を持ち、さらに大規模に星のパラメーターを回帰するためのディープラーニングの適用を動機付けます
ガイア初期データリリース3：近くの星のガイアカタログ
| Title |
Gaia_Early_Data_Release_3:_The_Gaia_Catalogue_of_Nearby_Stars |
| Authors |
Gaia_Collaboration,_R.L._Smart,_L.M._Sarro,_J._Rybizki,_C._Reyl\'e,_A.C._Robin,_N.C._Hambly,_U._Abbas,_M.A._Barstow,_J.H.J._de_Bruijne,_B._Bucciarelli,_J.M._Carrasco,_W.J._Cooper,_S.T._Hodgkin,_E._Masana,_D._Michalik,_J._Sahlmann,_A._Sozzetti,_A.G.A._Brown,_A._Vallenari,_T._Prusti,_C._Babusiaux,_M._Biermann,_O.L._Creevey,_D.W._Evans,_L._Eyer,_A._Hutton,_F._Jansen,_C._Jordi,_S.A._Klioner,_U._Lammers,_L._Lindegren,_X._Luri,_F._Mignard,_C._Panem,_D._Pourbaix,_S._Randich,_P._Sartoretti,_C._Soubiran,_N.A._Walton,_F._Arenou,_C.A.L._Bailer-Jones,_U._Bastian,_M._Cropper,_R._Drimmel,_D._Katz,_M.G._Lattanzi,_F._van_Leeuwen,_J._Bakker,_J._Casta\~neda,_F._De_Angeli,_C._Ducourant,_C._Fabricius,_M._Fouesneau,_Y._Fr\'emat,_R._Guerra,_A._Guerrier,_J._Guiraud,_A._Jean-Antoine_Piccolo,_R._Messineo,_N._Mowlavi,_et_al._(362_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02061 |
\G\EarlyDataRelease3から、太陽から100\、pc以内にある、クリーンでよく特徴付けられたオブジェクトのカタログを作成します。完全なデータリリース、外部カタログ、およびシミュレーションとの比較を通じて、カタログを特徴付けます。このサンプルで可能な科学の最初の分析を実行して、その使用の可能性とベストプラクティスを示します。完全なカタログから100\、pc内のオブジェクトを選択するには、選択したトレーニングセット、機械学習手順、位置天文量、および位置天文ソリューションの信頼性を判断するためのソリューション品質インジケーターを使用しました。トレーニングセットの構築では、位置天文データ、品質フラグ、および外部測光を利用しました。すべての候補について、ベイズ手順と模擬カタログを使用して事前確率を定義することにより、距離事後確率密度を計算しました。信頼できる位置天文学を持ち、100\、pc以内にある確率がゼロ以外のオブジェクトはすべてカタログに含まれています。太陽から100\、pc以内に少なくとも92\％の恒星タイプM9の星が含まれていると推定される\NFINAL\オブジェクトのカタログを作成しました。このカタログの星の9\％はおそらく100\、pcの外側にあると推定されますが、距離確率関数を使用すると、この汚染の正しい処理が可能になります。主系列星、巨星、白色矮星に対して、高い信号対雑音比の光度関数を作成しました。ヒアデス星団、白色矮星の母集団、およびワイド連星系を詳細に調べ、3つのサンプルすべての候補リストを作成しました。いくつかのストリーム、スーパークラスター、ハローオブジェクトの局所的な兆候を検出し、\G\エンケラドゥスの12人のメンバーを特定しました。太陽から10\、pc以内の複数のシステムにある5つのオブジェクトの最初の直接視差を示します。
プロキシマケンタウリの電波放射の監視
| Title |
Monitoring_the_radio_emission_of_Proxima_Centauri |
| Authors |
Miguel_P\'erez-Torres,_Jos\'e_Francisco_G\'omez,_Jos\'e_Luis_Ortiz,_Paolo_Leto,_Guillem_Anglada,_Jos\'e_Luis_G\'omez,_Eloy_Rodr\'iguez,_Corrado_Trigilio,_Antonio_Alberdi,_Guillem_Anglada-Escud\'e,_Mayra_Osorio,_Grazia_Umana,_Zaira_Berdi\~nas,_Mar\'ia_Jos\'e_L\'opez-Gonz\'alez,_Nicol\'as_Morales,_Cristina_Rodr\'iguez-L\'opez_and_James_Chibueze |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02116 |
太陽に最も近い星であるプロキシマケンタウリに向けた最も包括的な無線監視キャンペーンの結果を紹介します。2017年4月に18日間連続でオーストラリアテレスコープコンパクトアレイを使用した1.1〜3.1GHzの観測を報告します。プロキシマbの惑星の公転周期$\sim$1.6にまたがるほとんどの観測セッションで、プロキシマケンタウリからの電波放射を検出します。電波放射は、1.6GHzを中心とする低周波数帯域でより強く、既知の星の磁場強度約600ガウスで予想される電子サイクロトロン周波数と一致しています。1.6GHzの光度曲線は、星のプロキシマの周りの惑星プロキシマbの公転周期と一致する発光パターンを示しており、その発光の最大値は直角位相の近くで発生しています。また、2つの短期（数分）のフレアと長期（約3日）のバーストが観察され、そのピークは直角位相の近くで発生しました。周波数、高度の円偏波、円偏波の符号の変化、および観測された電波放射の強度はすべて、サブアルフベニック星惑星相互作用から生じる電子サイクロトロン-メーザー放射からの期待と一致していることがわかります。。私たちは、私たちの電波観測を、惑星プロキシマbとそのホスト星プロキシマの間の相互作用のサインとして解釈します。私たちは、惑星を持つ他の矮星を監視して、星と惑星の相互作用による周期的な電波放射を最終的に明らかにすることを提唱します。これにより、太陽系外惑星の狩猟と、太陽系外惑星と星のプラズマ相互作用の新しい分野の研究に新しい道が開かれます。
超流動$ ^ 4 $ Heにおける3フォノンイベントからの明暗黒物質の方向性検出
| Title |
Directional_detection_of_light_dark_matter_from_three-phonon_events_in_superfluid_$^4$He |
| Authors |
Andrea_Caputo,_Angelo_Esposito,_Fulvio_Piccinini,_Antonio_D._Polosa_and_Giuseppe_Rossi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01432 |
超流動$^4$Heによる明暗黒物質検出の新しいシグネチャの分析を提示します：3つのフォノンの放出。MeV未満の質量領域では、このプロセスの運動学が暗黒物質相互作用頂点を再構築する方法を提供すると同時に、一致要件と方向性を介してバックグラウンド除去を提供できることを示します。このようなオブザーバブルに対処するために必要なすべてのテクノロジーを開発し、関連する差分分布を計算します。
FIMPのより低い質量限界
弱く相互作用する巨大粒子（FIMP）は、初期の宇宙では決して熱化せず、その生成が熱浴粒子の崩壊および/または散乱を介して行われる暗黒物質の候補です。FIMPとサーマルバスとの相互作用が繰り込み可能である場合（フリーズインと呼ばれるシナリオ）、生産はバス粒子の質量付近の温度で最も効率的であり、高温での未知の物理特性に影響されません。モデルに依存しない方法で作業し、2体崩壊、3体崩壊、および二体衝突の3つの異なる生成メカニズムを検討します。FIMPの位相空間分布と物質パワースペクトルを計算し、宇宙論的構造の抑制を小規模に調査します。私たちの結果は、FIMP質量の下限です。最後に、FIMPがサブドミナントな暗黒物質成分を提供するシナリオでこれらの制約を緩和する方法を研究します。
ミューオン崩壊における宇宙論的に関連するボソンの探索
レプトンフレーバー違反の崩壊を探す実験$\mu^{+}\！\！\rightarrow\！e^{+}X^{0}$は、現在のゲルマニウム検出器技術に照らして見直されています。長寿命で動きの遅い巨大なボソン$X^{0}$が宇宙に影響を与える可能性があるシナリオ。崩壊の運動学的限界に非常に近い、興味深い未踏のパラメータ空間の広い範囲が、新しく提案された検索の範囲内にあることがわかりました。過去および現在のエポックにおける$X^{0}$の可能な役割の数を調査できます。
任意の温度で磁化されたベクトルボソンガス
相対論的磁化中性ベクトルボソンガスの任意の温度での熱力学的特性を研究します。結果をこのガスの低温および非相対論的記述と比較することにより、完全相対論的ケースを温度に応じて2つのレジームに分けることができることがわかりました。低温では、磁場効果が支配的であり、システムは自発磁化を示し、その圧力は2つの成分に分割され、最終的には横方向の磁気崩壊が発生する可能性があります。高温領域では、ガスの挙動は対生成によって導かれます。反粒子の存在は、圧力の等方性を維持し、システムの磁化と全圧を数桁増加させます。それらの振る舞いの天体物理学的意味が議論されています。
純粋な中性子物質の非結合性によって課せられた中性子に富む物質の特性間の固有の相関
| Title |
Intrinsic_Correlations_Among_Characteristics_of_Neutron-rich_Matter_Imposed_by_the_Unbound_Nature_of_Pure_Neutron_Matter |
| Authors |
Bao-Jun_Cai_and_Bao-An_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01549 |
純粋なニュートロニウム物質（PNM）の非結合性には、対称核物質（SNM）のEOSパラメーター（非圧縮性$K_0$、歪度$J_0$、尖度$I_0$）とそれら（勾配$L$、曲率$K_）の間に固有の相関関係が必要です。{\rm{sym}}$と歪度$J_{\rm{sym}}$）は、ニュートロニウム多体理論とは独立した対称エネルギーを特徴づけます。核対称性エネルギーのあまり知られていない高密度の振る舞いをよりよく制約する上で、これらの固有の相関とそれらの応用を調査します。SNMEOSの特性を核対称エネルギーの特性と結び付けるいくつかの新しい相関関係が見出されています。特に、近似の最低次数では、対称エネルギーの勾配$L$、曲率$K_{\rm{sym}}$、歪度$J_{\rm{sym}}$のバルク部分が見つかります。それぞれ$L\approxK_0/3、K_{\rm{sym}}\upperxLJ_0/2K_0$、$J_{\rm{sym}}\upperxI_0L/3K_0$になります。これらの単純な関係に対する高次の修正は、高次のEOSパラメーターの小さな比率で記述できます。いくつかのEOSパラメータ間で得られた固有の相関関係は、さまざまな微視的核多体理論および文献の地上実験と天体物理学的観測の利用可能なデータによって制約された現象論的モデルによって予測されたそれらの関係を非常にうまく再現します。PNMの非結合性は基本的であり、SNMEOSと対称エネルギーの両方を特徴付けるEOSパラメーター間に必要な固有の相関関係は普遍的です。これらの固有の相関関係は、一貫性チェックだけでなく、不確実性の小さいものを使用して中性子に富む物質のあまり知られていない高密度特性を調査するための、モデルに依存しない新しいツールを提供します。
金星化学の理論的速度論的研究。 SCl、SCl2、およびHSClの形成と破壊
金星の大気の組成をモデル化するには、第3列の元素である硫黄と塩素を含む化合物の化学的性質を正確かつ徹底的に特性評価することが重要です。非経験的量子化学と運動論の組み合わせを使用して、金星の大気中に微量に存在すると考えられているエキゾチックな硫黄-塩素種SCl、SCl2、およびHSClが関与する9つの発熱反応のグループを特徴付けました。公開されている大気モデルにはさまざまな程度で含まれています。反応経路は、RCCSD（T）レベルの結合クラスター理論とトリプルゼータ品質相関の一貫した基底関数系で特徴付けられました。反応物の漸近線の上にあるバリアとの反応の場合、バリアの高さは、4倍および5倍のゼータ品質セットを使用したシングルポイント計算によってRCCSD（T）の完全な基底関数系レベルに外挿されました。速度係数は、必要に応じて捕獲理論と遷移状態理論で予測されました。場合によっては、硫黄が再結合したつがいを介して超原子価の化合物や中間体を形成する傾向があるため、付加脱離反応が引き抜き反応と競合する可能性があることがわかりました。
| Title |
Probing_the_Black_Hole_Metric._I._Black_Hole_Shadows_and_Binary_Black-Hole_Inspirals |
| Authors |
Dimitrios_Psaltis,_Colm_Talbot,_Ethan_Payne,_Ilya_Mandel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02117 |
一般相対性理論では、ブラックホールの時空には3つの基本的な特性があります。（i）それらは恒星の物体の測定基準と同じで、スピンの最低次数です。（ii）幾何学的単位で表される場合、それらは質量に依存しません。（iii）それらはカーメトリックによって記述されます。この論文では、最後の2つの予測の違反の可能性に関する現在の実験的限界を調査するために、ブラックホールの影とバイナリブラックホールのインスピレーションの観測によって課せられる潜在的なブラックホールメトリック偏差の上限を定量化します。両方のタイプの実験は、面積座標で表される場合、主に時空のtt成分にある偏差パラメーターに相関制約を提供することがわかります。現在、2種類のブラックホールにまたがる質量が8桁、曲率が16桁にわたって、カーメトリックからの偏差の証拠はないと結論付けています。さらに、重力波源の現在のサンプルにはブラックホールの特定の質量があるため、2つの実験によって課せられた相関は整列しており、遠方界、ポストニュートン展開のメトリックの予測で表した場合、同様の大きさです。2つの低質量（たとえば、〜3Msun）成分を持つ将来の合体ブラックホール連星が発見された場合、インスピレーション制約をブラックホールシャドウ測定からの制約と組み合わせることにより、偏差パラメーター間の縮退を解消できます。
$ S $ -deSitterの行列と異常
$S$-重力の行列定式化は、deSittervacuaを除外します。特に、これは弦理論にとって有機的です。$S$行列の制約は、重力および/またはストリング結合の逆値に比例する異常な量子ブレークタイムによって適用されます。このため、deSitterは、重力子と閉じた弦の$S$行列を単純化することを犠牲にしてのみ、有効な真空の条件を満たすことができます。ゼロ以外の重力結合とストリング結合では、$N$色のQCDのWitten-Venezianoメカニズムと同様に、deSitterは粒子の$1/N$効果によって変形します。この写真では、弦理論などのアインシュタイン重力の$S$行列の定式化により、優れた宇宙論的パズルが無効になっています。多数の粒子種を含む理論で特に興味深い可能性のある観測シグネチャについて説明します。種は、標準的なインフラトンの変動がごくわずかであっても、原始的な量子インプリントを潜在的に観測可能なレベルにまで高めることができます。
重力波検出器の徹底的な検索による多材料コーティングの設計
| Title |
Multimaterial_Coatings_Design_via_Exhaustive_Search_for_Gravitational_Wave_Detectors |
| Authors |
V._Pierro,_V._Fiumara,_F._Chiadini,_V._Granata,_C._Di_Giorgio,_O._Durante,_J._Neilson,_R._Fittipaldi,_G._Carapella,_F._Bobba,_I._M._Pinto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02146 |
この作業では、3つの異なる材料（3成分シーケンス）で作られた、固定された厚さの誘電体層をシーケンスすることによって得られた重力波検出器ミラーのコーティングを分析します。2つの材料が非散逸性で選択されます。つまり、重力波検出器コーティング技術で使用される標準的な酸化物であり、3番目は散逸性材料です。シーケンスの空間で徹底的なスマート検索の方法論を使用して、透過率と吸光度の適切な制約を満たす最小の熱雑音を備えたコーティング設計を見つけます。この検索は、組み合わせ計算の複雑さを持ち、バックトラッキングアルゴリズムを使用して実行されます。得られた結果は、これらの3成分シーケンスが、重力波干渉計のミラーによって要求される光透過率と吸光度の制約を満たし、2つの非散逸材料で作られた標準構成と比較してコーティングの熱雑音を低減できることを示しています。調べたすべての場合において、散逸性材料は、コーティング層の最適なシーケンスの下部、基板の近くに配置されます。さらに、最適な設計は、吸光係数の不確実性に関してロバストであり、1/4波長コーティングと同様のスペクトル挙動を示します。最後に、非1/4波長層で作られたシーケンスを検討することにより、熱雑音の観点からパフォーマンスをさらに向上させる可能性が示されます。
