$ M_ \ nu $をBispectrumIIで制約する：GalaxyBispectrumの総合的な情報コンテンツ
| Title |
Constraining_$M_\nu$_with_the_Bispectrum_II:_The_Total_Information_Content_of_the_Galaxy_Bispectrum |
| Authors |
ChangHoon_Hahn_and_Francisco_Villaescusa-Navarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02200 |
巨大なニュートリノは、小規模な構造の成長を抑制し、それらの総質量$M_\nu$を制約するために測定できる大規模な構造に痕跡を残します。2点クラスタリング統計の標準分析では、$M_\nu$制約はパラメーターの縮退によって厳しく制限されます。Hahnetal。（2020）は、次の高次統計であるバイスペクトルがこれらの縮退を打ち破り、$M_\nu$およびその他の宇宙論的パラメーターに対する制約を劇的に改善できることを示しました。この論文では、赤方偏移空間銀河バイスペクトル$B_0^g$の拘束力を示します。シミュレーションベースのアプローチに最適な銀河バイアスフレームワークを提供するハロー占有分布（HOD）モデルを使用して、Quijote$N$-bodyシミュレーションから75,000個の模擬銀河カタログのMolinoスイートを構築します。これらのモックを使用して、$\{\Omega_m、\Omega_b、h、n_s、\sigma_8、M_\nu\}$のフィッシャー行列予測を提示し、$B_0^g$の合計情報量を初めて定量化します。非線形スケールまで。$k_{\rmmax}=0.5h/Mpc$の場合、$B_0^g$は、$\Omega_m、\Omega_b、h、n_s、\sigma_8$、および$M_\nu$の制約を2.8、3.1、3.8改善します。、4.2、4.2、および$4.6\times$は、HODパラメーターをマージナライズした後のパワースペクトルです。$Planck$からの事前分布があっても、$B_0^g$はすべての宇宙論的制約を$\gtrsim2\times$改善します。実際、$P_\ell^g$と$B_0^g$を$k_{\rmmax}=0.5h/Mpc$に出力し、$Planck$を事前に使用すると、$1\sigma$$M_\nu$が達成されます。0.048eVの制約。これは、現在の最良の宇宙論的制約よりも厳しいものです。調査の形状やアセンブリのバイアスなどの影響が影響しますが、これらの制約は$（1h^{-1}{\rmGpc}）^3$に対して導出されます。これは、今後の調査よりも大幅に少ない量です。したがって、銀河のバイスペクトルは、今後の銀河調査、特に$M_\nu$の宇宙論的制約を大幅に改善すると結論付けます。
角運動量の進化は、宇宙論的な初期条件から予測することができます
| Title |
Angular_momentum_evolution_can_be_predicted_from_cosmological_initial_conditions |
| Authors |
Corentin_Cadiou,_Andrew_Pontzen_and_Hiranya_V._Peiris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02201 |
暗黒物質ハローの角運動量は、それらのスピンの大きさと方向を制御し、それがその中の銀河に影響を及ぼします。しかし、暗黒物質ハローが角運動量を獲得するプロセスは完全には理解されていません。初期条件で任意の領域の角運動量を制御できるようにする遺伝子組み換え技術の拡張を提示します。一連のシミュレーションを使用して、進化した宇宙の特定の領域の角運動量の変化が、初期条件の変化から正確に予測できるかどうかを調査します。初期条件が変更された領域の角運動量は、潮汐トルク理論を適用することで予想されるよりもはるかに正確に予測できることがわかります。ハローの周辺の粒子が角運動量バジェットを支配するため、この結果はハローの角運動量を分析するときにマスクされます。ラグランジュパッチの角運動量は初期条件から非常に予測可能であり、ハローメンバーシップ基準によって駆動される明らかな確率的またはカオス的振る舞いがあると結論付けます。
ページ近似によるGRB光度相関の赤方偏移の進化の再考
ピークスペクトルエネルギーと長いガンマ線バースト（GRB）の等価等方性エネルギーとの間の相関、いわゆるアマティ関係は、宇宙の高赤方偏移ハッブル図を制約するためによく使用されます。ラムダコールドダークマター（$\Lambda$CDM）宇宙論を仮定すると、Wangetal。低赤方偏移と高赤方偏移のGRBサンプル間のデータキャリブレーションされたアマティ係数に$\gtrsim3\sigma$張力が見つかりました。$\Lambda$CDMを超える宇宙論が緊張を解決できるかどうかをテストするために、ほぼモデルに依存しない宇宙論フレームワークであるPAge近似を使用して、アマティ関係の赤方偏移の進化を再検討します。アマティ関係の低赤方偏移と高赤方偏移の緊張は、PAgeフレームワークでは$\sim3\sigma$レベルのままであることがわかります。したがって、PAge近似の対象となる幅広いクラスのモデルでは、高赤方偏移距離インジケーターとしてGRBを使用する場合は注意が必要です。
インフレーション中の鋭い特徴と粒子生成からの確率的重力波背景の振動
| Title |
Oscillations_in_the_stochastic_gravitational_wave_background_from_sharp_features_and_particle_production_during_inflation |
| Authors |
Jacopo_Fumagalli,_S\'ebastien_Renaux-Petel,_Lukas_T._Witkowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02761 |
インフレーション中の粒子生成から、スカラーによって誘発された確率的重力波バックグラウンドの特徴的なパターンを特定します。粒子生成が十分に効率的である場合、スカラーパワースペクトルは、指数関数的に強化されたエンベロープを備えた、鋭い特徴の特徴である$k$で周期的な$\mathcal{O}（1）$振動を示します。インフレーション後に発生する重力波の誘導スペクトルの特性を体系的に研究し、これが$k$の周期構造を継承し、$\mathcal{O}（10\％）で重力波エネルギー密度スペクトルのピークをもたらすことを発見しました。）$変調。スカラーパワースペクトルの振動の周波数は、膨張中の特徴のスケールによって決定され、次に重力波信号の変調の周波数を設定します。我々は、インフレ軌道の強い急激な変化の形で、マルチフィールドインフレの枠組みの中でこの現象の明確な実現を提示します。結果として生じる確率的バックグラウンドは、将来の重力波観測所で潜在的に検出可能であり、逆反応と摂動性の考慮を使用して、理論的な側面からパラメーター空間を制約することができます。私たちの仕事は、原始的な特徴を重力波の確率的背景の観測可能な特性にリンクするより広範な研究と、それらを検出するためのデータ分析の専用開発を動機付けています。
2点統計を超えた宇宙せん断宇宙論：DES-Y1のピークカウントと相関関数の組み合わせ分析
| Title |
Cosmic_Shear_Cosmology_Beyond_2-Point_Statistics:_A_Combined_Peak_Count_and_Correlation_Function_Analysis_of_DES-Y1 |
| Authors |
Joachim_Harnois-D\'eraps,_Nicolas_Martinet,_Tiago_Castro,_Klaus_Dolag,_Benjamin_Giblin,_Catherine_Heymans,_Hendrik_Hildebrandt,_Qianli_Xia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02777 |
ダークエネルギーサーベイ（DES-Y1）から測定された、ピークカウントの共同宇宙シアー分析と2点シアー相関関数からの宇宙論的パラメーターを制約します。構造成長パラメータ$S_8\equiv\sigma_8\sqrt{\Omega_{\rmm}/0.3}=0.766^{+0.033}_{-0.038}$が見つかりました。これは、4.8％の精度で最も厳しいものの1つを提供しますDES-Y1弱いレンズ効果データからの$S_8$に対する制約。シミュレーションベースの方法では、4つの$w$CDMパラメーター（$\Omega_{\rmm}$、$\sigma_8$、$h$、）でサンプリングされた宇宙論の範囲で予想されるDES-Y1ピークカウント信号を決定します。$w_0$）。また、基準宇宙論で1000を超える実現を使用して、結合ピーク相関関数共分散行列を決定します。模擬DES-Y1データを使用して、フォトメトリック赤方偏移とせん断キャリブレーションの不確実性がピークカウントに与える影響をキャリブレーションし、宇宙論的分析でこれらの不確実性を無視します。専用のトレーニングサンプルを使用して、シミュレーションの質量分解能の制限による影響を受けないこと、およびバリオンフィードバックの影響の不確実性に対して制約が堅牢であることを示します。断層撮影のピークカウントに対する内在的アライメントの影響の正確なモデリングは依然として課題であり、現在、高赤方偏移ビンと低赤方偏移ビンの間の相互相関ピークカウントの活用を制限しています。キャリブレーションが完了すると、完全な断層撮影のジョイントピークカウントと相関関数分析がDES-Y1の$S_8$で3％の精度に達する可能性があることを示します。私たちの方法論は、せん断場でエンコードされた非ガウス情報に敏感な統計をモデル化するために採用できます。これらの2点を超える宇宙せん断研究の開発を加速するために、私たちのシミュレーションは、リクエストに応じてコミュニティで利用できるようになっています。
最近リリースされたGWTC-2データセットを含むLIGO-Virgoデータを分析して、データに複数のブラックホールの母集団が含まれているという仮説をテストします。星形成率から合体率が続くべき乗則質量関数が切り捨てられた天体物理ブラックホールの集団と、対数正規および臨界崩壊質量関数を考慮した原始ブラックホールの集団を含む最尤分析を実行します。原始ブラックホールだけがデータによって強く嫌われているのに対し、天体物理学と原始の合併率を組み合わせたテンプレートに最適なものが得られていることがわかります。あるいは、データは2つの異なる天体物理学的ブラックホール集団を示唆している可能性があります。また、LIGO-Virgoの観測から、原始ブラックホールの存在量に関する制約を更新し、$2〜400M_{\odot}$の質量範囲では、暗黒物質の0.2％未満を構成する必要があることを発見しました。
かに座55番星からヘリウムを逃がさない
| Title |
No_escaping_helium_from_55_Cnc_e |
| Authors |
Michael_Zhang,_Heather_A._Knutson,_Lile_Wang,_Fei_Dai,_Antonija_Oklopcic,_Renyu_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02198 |
Keck/NIRSPECを使用して、2回の通過中に1083nmの線の高解像度スペクトルを取得することにより、高温のスーパーアース55Cnceから逃げるヘリウムを検索します。過剰吸収で250ppmの上限の90％、または同等の幅で0.27ミリオングストロームまでヘリウム吸収は検出されません。これは、$\sim10^9$g/s未満の質量損失率に対応しますが、正確な制約はモデルの仮定に大きく依存します。この速度は、表面圧力が100マイクロバール未満の信じられないほど薄い水素/ヘリウム雰囲気であっても、Salzetal2016の1D流体力学的シミュレーションと独自の2.5Dモデルの両方で予測された速度を大幅に下回っています。水素とヘリウムの両方が支配的な大気組成を考慮し、両方のシナリオで質量損失率に同様の限界を見つけます。Ehrenreichetal2012によるライマン$\alpha$吸収の非検出と合わせて、私たちのヘリウムの非検出は、55Cnceがそもそも原始大気を降着させなかったか、または消滅直後に原始大気を失ったことを示していますガスディスク。
理論は、いくつかの近くにある巨大惑星の軌道は、それらのホスト星との潮汐相互作用のために崩壊するはずであることを示唆しています。現在まで、WASP-12bは、29$\pm$2ミリ秒年$^{-1}$の速度で軌道が減衰していると報告されている唯一のホットジュピターです。NASAのトランジット系外惑星探査衛星（TESS）からのデータを分析して、WASP-12bの軌道が実際に変化していることを確認しました。TESSの通過と掩蔽のデータは、更新期間が1.091420090$\pm$0。000000041日、減衰率が32.53$\pm$1.62ミリ秒年$^{-1}$の減衰軌道と一致していることがわかります。$\tau$=P/$|\dotP|$=2.90$\pm$0.14Myrの軌道減衰タイムスケールが見つかります。観測された減衰が潮汐散逸に起因する場合、修正された潮汐品質係数はQ'$_{\star}$=1.39$\pm$0.15$\times10^{5}$であり、これは連星系とホットジュピター。私たちの結果は、短周期の太陽系外惑星の軌道進化を調査するための宇宙ベースの測光の力を強調しています。
おうし座の星形成領域の非常に低質量の星の周りの円盤のサイズと構造
| Title |
Size_and_structures_of_disks_around_very_low_mass_stars_in_the_Taurus_star-forming_region |
| Authors |
Nicolas_T._Kurtovic,_Paola_Pinilla,_Feng_Long,_Myriam_Benisty,_Carlo_F._Manara,_Antonella_Natta,_Ilaria_Pascucci,_Luca_Ricci,_Alexander_Scholz,_Leonardo_Testi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02225 |
空洞、リング、ギャップなどの構造がVLMSの周囲のディスクで一般的であるかどうかを推定し、これらのディスクでの構造形成のモデルをテストすることを目的としています。また、VLMSの周りのディスクでのガスとダストの放出の半径方向の範囲を比較することを目指しています。これにより、半径方向のドリフトについての洞察を得ることができます。$\sim0.1''$の解像度でALMAバンド7（$\sim340\、$GHz）を使用して、おうし座の星形成領域のVLMS周辺の6つのディスクを調査しました。ターゲットは、恒星の質量領域でのディスクダスト含有量が高いために選択されました。私たちの観察は、すべてのディスクのディスクダストの連続体を解決します。さらに、すべてのターゲットで$^{12}$CO（$J=3-2$）輝線を検出し、6つのソースのうち5つで$^{13}$CO（$J=3-2$）を検出します。。角度分解能により、6つのディスクのうち3つでダストの下部構造を検出できます。これは、UVモデリングを使用して調査しました。中央の空洞は、星MHO\、6（M5.0）とCIDA\、1（M4.5）の周りの円盤で観察されますが、J0433の周りの多環円盤の暫定的な検出があります。質量$0.1\sim0.4\、M_{\rm{Jup}}$の単一の惑星が必要になります。構造が観察されていない他の3つのディスクは、サンプルの中で最もコンパクトで最も薄いディスクです。$^{12}$COと$^{13}$COの放出は、サンプルのすべてのディスクでのダスト連続放出よりも拡張されています。$^{12}$CO排出量を使用してガスディスク拡張$R_{\rm{gas}}$を決定する場合、$R_{\rm{gas}}/R_{\rm{dust}}$の比率私たちのサンプルでは2.3から6.0まで変化します。これは、下部構造がない場合にVLMSの周囲で非常に効率的なラジアルドリフトのモデルと一致しています。私たちの観測は、観測された下部構造上の巨大惑星の形成を排除するものではありません。VLMSディスクのサイズと光度を、質量の大きい星の周りの対応するものと比較すると、それらは同様の関係に従っていることがわかります。
タイタンの下部対流圏における透過ウィンドウのモデリング：将来の空中および地上ミッションに搭載された赤外線分光計への影響
| Title |
Modeling_transmission_windows_in_Titan's_lower_troposphere:_Implications_for_infrared_spectrometers_aboard_future_aerial_and_surface_missions |
| Authors |
Paul_Corlies,_George_D._McDonald,_Alexander_G._Hayes,_James_J._Wray,_Mate_Adamkovics,_Michael_J._Malaska,_Morgan_L._Cable,_Jason_D._Hofgartner,_Sarah_M._Horst,_Lucas_R._Liuzzo,_Jacob_J._Buffo,_Ralph_D._Lorenz,_Elizabeth_P._Turtle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02247 |
軌道から見ると、タイタンの表面の視程は、主にメタンガスの吸収による、近赤外線（近赤外線）の少数の狭いスペクトルウィンドウに制限されています。これにより、表面上の特定の化合物を特定する能力が制限されています。これまで、Titanのバルク表面組成は不明のままです。さらに、表面組成を理解することで、地質学的プロセス、光化学の生成と進化、およびタイタンの表面の生物学的可能性についての洞察が得られます。タイタンの表面を研究するためのより広いスペクトル範囲を得るための1つのアプローチは、観測者と表面の間の吸収体（主にメタン）と散乱体の統合された列を減らすことです。これは、将来のミッションがタイタンの大気圏のより低い高度で動作する場合にのみ可能です。ここでは、放射伝達モデルを使用して、さまざまなミッション高度からのタイタンの大気を介した吸収を詳細に測定し、これがタイタンの表面の反射率測定値を解釈するために与える影響を検討します。モデル化された0.4〜10ミクロンのスペクトル範囲で、表面で遠隔観測を行うミッションでは、透過ウィンドウの幅が317％も増加することがわかりました。ただし、ウィンドウをかなり広げるには、オンボード照明が必要です。さらに、現在軌道からは観測できないが、低高度でより広い窓を使用して識別できる可能性のある表面化合物に注目します。これらは、シアノアセチレンなどの単純なニトリルから、尿素などのアミノ酸の構成要素にまで及びます。最後に、これらの化合物の同定がタイタン科学に与える影響について説明します。
小さな惑星の異なる人口：サブアース
スーパーアースとミニネプチューンの間には、小さな惑星のサイズによく知られているギャップがあります。これは、短い軌道でのミニネプチューンのエンベロープストリッピングによって説明されます。ここでは、より小さなサイズ（1つの地球半径の周り）に別のギャップが存在することを報告します。16日以内にGK矮星の周りを周回する惑星に焦点を合わせ、観測の完全性を補正することにより、スーパーアースの数は約1.4地球半径で最大になり、このサイズのすぐ下で消えることがわかります。代わりに、惑星の新しい集団（サブ地球）が、地球半径1以下のサイズで支配的であるように見えます。このパターンは、超短周期の惑星でも見られます。スーパーアースの終焉は、ガス状の原始惑星系円盤に形成される可能性が高い惑星であるスーパーアースとミニネプチューンの質量分布が狭いという以前の主張を支持しています。対照的に、サブアースはべき乗則の質量分布で説明でき、地球型惑星形成の理論で説明できます。したがって、ガス状の円盤が消散した後、それらは十分に形成されると推測されます。現在は見えない、より長い軌道周期へのこれらのサブアースの拡張は、真の地上の類似物である可能性があります。これは、新しい検索を強く動機付けます。
地球型惑星形成における初期の巨大惑星の不安定性の役割
| Title |
The_Role_of_Early_Giant_Planet_Instability_in_the_Terrestrial_Planet_Formation |
| Authors |
David_Nesvorny,_Fernando_V._Roig,_Rogerio_Deienno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02323 |
地球型惑星は、原始惑星系円盤の分散（t_0）後の時間t<200Myrで、月から火星サイズの原始惑星数十個の激しい衝突によって形成されたと考えられています。太陽系の巨大惑星は、原始惑星系円盤の段階で急速に形成され、t_0の後、外側の円盤微惑星と相互作用することによって放射状に移動しました。初期（t<100Myr）の動的不安定性は、木星が惑星サイズの物体と重力で遭遇し、約0.2〜0.5au内側にジャンプし、現在の穏やかな離心率の軌道に着陸したときに発生したと考えられています。ここでは、巨大惑星の不安定性が地球型惑星の形成にどのように影響したかを調査します。多くの太陽系の制約に一致することが以前に示されたいくつかの不安定なケースを研究します。巨大惑星との共鳴は、約1.5au付近で降着に利用できる固体を除去するのに役立ち、火星の成長を停滞させることがわかりました。ただし、巨大惑星がt_0で現在の軌道上に配置されているかどうか、または不安定性モデルの1つで現実的に進化しているかどうかは関係ありません。結果は実質的に同じです。金星と地球の狭い軌道間隔は、原始惑星が降着中に放射状に広がる傾向があるため、体が0.7〜1auの狭い環から成長する場合を含め、シミュレーションで再現するのは困難です。最良の結果は、分散ガス星雲から出現する原始惑星が（少なくとも）火星の質量を持っていると仮定されたときの狭い環モデルで得られます。これは、太陽系の最初の約10Myrの間に地球型原始惑星が効率的に降着したことを示唆しています。
カルマ小惑星族の分析
| Title |
Analysis_of_the_Karma_asteroid_family |
| Authors |
Debora_Pavela_(1),_Bojan_Novakovi\'c_(1),_Valerio_Carruba_(2),_Viktor_Radovi\'c_(1)_((1)_Department_of_Astronomy,_Faculty_of_Mathematics,_University_of_Belgrade,_Serbia,_(2)_Sao_Paulo_State_University_(UNESP),_School_of_Natural_Sciences_and_Engineering,_Brazil) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02331 |
カルマ小惑星族は、3J：1A平均運動共鳴のちょうど外縁にあるメインベルトの中央部分にある原始小惑星のグループです。317個の小惑星を持つ家族のリストを入手し、直径34〜41kmの親体の壊滅的な破壊によって形成されたと推定しました。V字型の方法に基づいて、カルマ家の年齢は約137Myrと推定されます。数値シミュレーションと組み合わせた地域の詳細な動的マップにより、家族の長期的な動的進化を再構築し、この進化の原因となるメカニズムを特定することができました。数値シミュレーションは、家族の軌道分布の主な特徴をうまく再現しましたが、カルマ家族のいくつかの地域が欠落している可能性があることも示しました。より詳細な分析により、これらの領域は、絶対等級H=17よりも暗い、まだ検出されていない非常に暗い物体で構成されている可能性が高いことが明らかになりました。得られた結果に基づいて、H=16等までの家族のマグニチュード-度数分布は、動的侵食や観測の不完全性の影響を受けず、したがって元の家族集団の衝突粉砕の結果を表すと結論付けました。最後に、カルマファミリーが3J：1A共鳴を介して地球近郊にいくつかの小惑星を供給していることを発見しました。現在、地球近傍天体を周回している直径1kmを超える家族が約10人いるはずです。
南半球からの地球近傍小惑星（163899）2003SD220のバイスタティックレーダー観測
| Title |
Bistatic_Radar_Observations_of_Near-Earth_Asteroid_(163899)_2003_SD220_from_the_Southern_Hemisphere |
| Authors |
Shinji_Horiuchi,_Blake_Molyneux,_Jamie_B._Stevens,_Graham_Baines,_Craig_Benson,_Zohair_Abu-Shaban,_Jon_D._Giorgini,_Lance_A.M._Benner,_Shantanu_P._Naidu,_Chris_J._Phillips,_Philip_G._Edwards,_Ed_Kruzins,_Nick_J.S._Stacy,_Martin_A._Slade,_John_E._Reynolds,_and_Joseph_Lazio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02519 |
キャンベラ-ATCAドップラーのみの連続波（CW）レーダー観測の結果を報告します。地球近傍小惑星（163899）2003SD220の受信周波数7159MHz（4.19cm）で、2018年12月20、21、22日の閉惑星中です。0.019au（7。4月の距離）以内に接近します。エコーパワースペクトルは、形状が大幅に細長く、非対称であり、少なくとも1つの比較的大きな凹面を持っているという証拠を提供します。トラックごとの平均スペクトルは、35\％の不確実性で、それぞれ0.39、0.27、および0.25km$^{2}$のOC（円偏波の反対方向）レーダー断面積を生成します。3日間の手足間の帯域幅の約2倍の変動は、細長いオブジェクトの回転を示します。0.21$\pm$0.07の円偏光比が得られます。これは、レーダーで観測された他のSクラス地球近傍小惑星の平均と一致しますが、それよりもいくらか低くなっています。
巨大な衝突は冥王星-カロンシステムの起源であると信じられています。その結果、衝突後の初期軌道とスピンは、今日観察されたものとは大幅に異なっていた可能性があります。より正確には、周縁部での距離はより短く、その後、2つの物体で同時に発生した潮汐によって現在の分離に拡大した可能性があります。ここでは、中心の星を周回する2つの3軸体で構成されるバイナリの潮汐進化を研究するための一般的な3Dモデルを提供します。このモデルをPluto-Charonバイナリに適用すると、初期システムにいくつかの興味深い制約があることに気付きます。離心率が高い値に進化するとき、太陽の存在は、リドフ-コザイサイクルのためにカロンが逃げるのを妨げることを観察します。ただし、冥王星の初期傾斜角が高い場合、またはカロンの回転のスピン軌道相互作用の場合、バイナリの離心率は非常に効率的に減衰します。その結果、システムは、冥王星での強い潮汐散逸に対してさえ、その進化を通して中程度の離心率を維持することができます。
| Title |
A_Newtonian_model_for_the_WASP-148_exoplanetary_system_enhanced_with_TESS_and_ground-based_photometric_observations |
| Authors |
G._Maciejewski,_M._Fernandez,_A._Sota,_A._J._Garcia_Segura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02602 |
WASP-148惑星系は、近くの外側の軌道上にわずかに重い惑星を伴う、狭い軌道上を通過する土星質量惑星を備えた珍しい構造を持っています。新しい宇宙で生まれた測光と地上ベースの追跡通過観測と文献で利用可能なデータを使用して、両方の惑星間の重力相互作用を説明するモデリングを実行しました。惑星bの新しい通過タイミングデータのおかげで、両方の惑星の公転周期と奇行の不確実性は、以前に公開された値と比較して3〜4分の1に減少しました。通過タイミングの変動は約20分の振幅であり、地上から1mクラスの望遠鏡で簡単に追跡できます。最大5分の精度で重力相互作用を説明するおおよその通過天体暦が提供されます。海王星サイズの体制に至るまでの惑星cの通過の兆候は見つかりませんでした。内部軌道の約2.4地球半径のサイズまで、他の通過する仲間は見つかりませんでした。しかし、私たちは、地球サイズの惑星の体制がまだそのシステムで未踏のままであることに気づきます。
磁化された分子雲におけるフィラメント形成メカニズムの分類
| Title |
Classification_of_Filament_Formation_Mechanisms_in_Magnetized_Molecular_Clouds |
| Authors |
Daisei_Abe,_Tsuyoshi_Inoue,_Shu-ichiro_Inutsuka,_Tomoaki_Matsumoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02205 |
分子雲の最近の観測は、密なフィラメントが現在の星形成の場所であることを示しています。したがって、これらのフィラメントは星形成の初期条件を提供するため、フィラメント形成プロセスを理解する必要があります。理論的研究は、分子雲の衝撃波がフィラメント形成を引き起こすことを示唆しています。フィラメント形成にはいくつかの異なるメカニズムが提案されているため、観察された星形成フィラメントの形成メカニズムを解明する必要があります。本研究では、フィラメント形成の一連の等温電磁流体力学シミュレーションを実行します。衝撃速度と乱流が形成メカニズムに与える影響に焦点を当て、フィラメント形成の3つの異なるメカニズムを特定しました。結果は、衝撃が速い場合、衝撃速度v_sh=7km/sで、乱流や自己重力の存在に関係なく、湾曲した衝撃波によって駆動されるガス流がフィラメントを作成することを示しています。ただし、遅い衝撃速度v_sh=2.5km/sでは、初期乱流に関与する圧縮流成分がフィラメント形成を引き起こします。衝撃速度と乱流の両方が低い場合、衝撃圧縮されたシートの自己重力がフィラメント形成にとって重要になります。さらに、フィラメントの線質量分布を分析し、強い衝撃波が、大規模な星形成領域で観察されるような高線質量フィラメントを短時間で自然に生成できることを示しました。支配的なフィラメント形成モードは、フィラメント形成を引き起こす衝撃波の速度とともに変化すると結論付けます。
衝突星系をシミュレートするための高速多重極法
星団の直接$N$-bodyシミュレーションは正確ですが、主に多数の$\mathcal{O}（N^2）$ペアワイズ力計算のために費用がかかります。最先端の$N$-bodyコードは、単一の緩和時間にわたって単一の$N=10^6$球状星団をシミュレートするために、コンピューターの壁時間に6か月近くかかる場合があります。ミリオン後の体の問題を解決するには、ツリーコードなどの近似力ソルバーを使用する必要があります。この作業では、ツリーベースの最適化された高速多重極法（FMM）を衝突する$N$-body問題に適応させます。回転加速並進演算子とエラー制御されたセル開口基準を使用すると、任意の精度に調整できるコードが得られます。$N>10^4$の場合、コードTaichiが直接合計と同じくらい正確である可能性があることを示します。これにより、大規模な星団の大規模な$N$の星ごとのシミュレーションを実行できる可能性が広がり、現世代の直接加算コードで何年もかかる大規模なパラメーター空間の研究が可能になります。一連のテストと理想化されたモデルを使用して、太一が動的摩擦や理想化されたクラスターのコア崩壊時間などの衝突効果を正確にモデル化し、NBODY6++GPUなどの他の衝突コードのベンチマークと強い一致をもたらすことを示します。またはPeTar。OpenMPとAVXを使用して並列化された太一は、28コアの単一マシンで、直接統合されたマシンよりも約70倍高速です。接近遭遇とバイナリ進化の処理に対する将来の改善により、衝突星団のモデリングのための最適化されたFMMの可能性を明確に示し、巨大な球状星団、超星団、さらには銀河核の正確なシミュレーションへの扉を開きます。
混相銀河風のシミュレーション観測
超新星駆動の銀河風は、銀河の星形成領域からある範囲の速度で流れることがしばしば観察されるガスの混相流です。この研究では、流体力学コードChollaでモデル化された多相銀河風の高解像度3Dシミュレーションを使用して、数値研究と観測の関係を調査します。熱い$T\sim10^{7}\、\rmK$超新星駆動風と星間物質の冷たい$T\sim10^{4}\、\rmK$雲の間のシミュレートされた相互作用を使用して、ガス速度の関数として、光学的厚さや6つの一般的に観測されるイオン（SiII、CII、SiIV、CIV、NV、およびOVI）の被覆率を含む模擬観測量を作成します。模擬観測量を文献の銀河風の調査と比較し、低イオンの速度とプロファイルとの良好な一致を見つけます。次に、観察手法に従って光学的厚さと被覆率の「経験的」値を計算し、シミュレーションデータから直接計算された値と比較します。経験的に計算された値は、シミュレートされたものと比較して、光学的厚さが大きいイオンの「真の」値を過小評価し、光学的厚さが浅いイオンの「真の」値を過大評価する傾向があることがわかります。データ。
非普遍的なラーソンの関係の物理学
新しい視点から、星間物質（ISM）の雲を支配する最も重要な経験的関係の1つである、速度分散に関連するラーソンの関係（$\）の物理的基礎を理解することを期待して、自己重力と乱流を共同で再検討します。sigma_R$）からクラウドサイズ（$R$）へ。2つの重要な新しい発見について報告します。まず、ラーソンの関係の正しい形式は$\sigma_R=\alpha_v^{1/5}\sigma_{pc}（R/1pc）^{3/5}$です。ここで、$\alpha_v$はのビリアルパラメータです。乱気流にコルモゴロフスペクトルがある場合、雲と$\sigma_{pc}$は乱気流の強さです。第二に、ラーソンの関係の振幅$\sigma_{pc}$は普遍的ではなく、銀河円盤上の雲と銀河中心の雲の間で約2倍異なり、観測データによって証明されています。
スローンデジタルスカイサーベイにおける銀河の周囲構造との整合
| Title |
Galaxy_Alignments_with_Surrounding_Structure_in_the_Sloan_Digital_Sky_Survey |
| Authors |
Dhvanil_D._Desai_and_Barbara_S._Ryden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02254 |
スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）レガシーサーベイのデータを使用して、測光データのみの銀河によって定義された周囲の大規模構造との分光データとの比較的明るい銀河の位置合わせを研究します。赤のシーケンスからの銀河は、それらの画像が投影された周囲の構造と平行に整列するという統計的に有意な傾向があることがわかります。サンプルの中央値（$M_r<-21.05$）よりも明るい赤い銀河は、平均整列角度$\langle\Phi\rangle<45^\circ$を持ち、有意水準$>7.8\sigmaで優先平行整列を示します。投影スケールの$$1\、\textrm{Mpc}<r_p<30\、\textrm{Mpc}$。かすかな赤い銀河は、有意水準$>3.4\sigma$で$\langle\Phi\rangle<45^\circ$を持ち、スケール$r_p>18\、\textrm{Mpc}$でのみ存在します。青いシーケンスの銀河は、それらの画像がより大規模な構造と整列するという統計的に有意な（$3\sigma$）傾向を示していません。整列角度の依存性は、局所的な過密度または周囲の銀河の局所的な分布からのオフセットの関数として見られません。
ベイジアンモデル選択を使用した星形成のエピソードの検出
ベイジアンモデル比較フレームワークは、データ駆動型の方法で適切なモデルの複雑さを推測するために、モデルをデータに適合させるときに使用できます。これらを使用して、z〜1の3D-HST銀河をモデルにした銀河のスペクトルエネルギー分布（SED）の分析から、星形成の主要なエピソードの正しい数を検出することを目指しています。これらの公開された恒星集団の特性から始めます。銀河では、カーネル密度推定を使用して多変量入力パラメーター分布を構築し、現実的なシミュレーションを取得します。さまざまな程度の複雑さ（パラメーターの数で識別）のスペクトルのシミュレートされたセットを作成し、ネストされたBAGPIPESコードベースを使用して、正しいモデルとより単純なモデルを含む、ネストされたモデルのペアのSEDフィッティング結果と証拠を導き出しますサンプリングアルゴリズムMultiNest。次に、質問をします。ベイズモデル比較フレームワークで予想されるように、正しいモデルにはより大きな証拠があるというのは本当ですか？}私たちの結果は、証拠の比率（ベイズ因子）が正しい基礎となるモデルを識別できることを示しています。ケースの大多数。結果の品質は、主にSEDの合計S/Nの関数として向上します。また、証拠を使用して得られたベイズ因子を、通常のマルコフ連鎖モンテカルロ法のサンプルを使用して計算できる分析近似であるサベージ-ディッキー密度比（SDDR）を介して得られたものと比較します。サンプリング密度が十分であれば、SDDR比が完全な証拠計算を十分に置き換えることができることを示します。
古代の矮小銀河の周りの拡張されたハロー
| Title |
An_extended_halo_around_an_ancient_dwarf_galaxy |
| Authors |
Anirudh_Chiti,_Anna_Frebel,_Joshua_D._Simon,_Denis_Erkal,_Laura_J._Chang,_Lina_Necib,_Alexander_P._Ji,_Helmut_Jerjen,_Dongwon_Kim,_John_E._Norris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02309 |
天の川は、数十個の超微弱な（<$10^5$太陽光度）矮星伴銀河に囲まれています。それらは、古代（〜130億年前）の化学的に原始的な星によって確認されたように、最も初期の銀河の生き残った残骸です。シミュレーションは、これらのシステムが拡張された暗黒物質ハロー内で形成され、初期の銀河の合体と超新星フィードバックを経験したことを示唆しています。ただし、これらのイベントの特徴は、遠方の星がまばらであるために分光学的に研究されていないコア領域（>2半光半径）の外側にあります。ここでは、きょしちょう座IIの超微弱矮小銀河の外側の領域（最大9個の半光半径）のメンバーを特定し、システムが以前に見つかったものよりも劇的に空間的に拡張され、化学的に原始的であることを示しています。これらの遠方の星は非常に金属が少なく（<[Fe/H]>=-3.02;太陽鉄の存在量の約1/1000未満）、きょしちょう座IIが最も金属が少ない既知の銀河であることを確認しています。私たちは初めて、超微弱な矮小銀河を取り巻く暗黒物質ハローを1キロパーセクまで拡大し、総質量が10^7$を超える太陽質量を確立しました。この測定値は、一般化されたNFW密度プロファイルを使用して予想される約2x$10^7$の太陽質量と一致しています。きょしちょう座IIの拡張された性質は、きょしちょう座IIが強力なバーストフィードバックを受けたか、初期の銀河の合体の産物であった可能性があることを示唆しています。他の超微弱な矮星も同様にホストを示唆している、空間的に拡張された星の種族が原理的に観察可能であり、遺物銀河の星のハローの詳細な研究の可能性を開くことを示します。
| Title |
Magnetic_fields_in_elliptical_galaxies:_an_observational_probe_of_the_fluctuation_dynamo_action |
| Authors |
Amit_Seta,_Luiz_Felippe_S._Rodrigues,_Christoph_Federrath,_and_Christopher_A._Hales |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02329 |
ゆらぎダイナモは、磁化された銀河の進化に不可欠な役割を果たし、$\sim0.01〜$Gyr以内で飽和し、大規模なダイナモの種として機能する可能性があると考えられています。しかし、銀河系環境における変動ダイナモ作用の明確な観測的確認はまだ欠けています。これは、渦巻銀河では、ゆらぎダイナモによって発生する小規模な磁場と、大規模な磁場の絡み合いによる磁場とを区別することが難しいためです。楕円銀河の磁場の観測は、変動ダイナモ作用を直接調べることを提案します。これは、楕円形では、大きな回転がないため、従来の大規模ダイナモがなく、変動ダイナモが磁場の強さと構造を制御する役割を果たしているという事実によって動機付けられています。Ia型超新星爆発によって注入された乱流と冷却流による磁場増幅の可能性を考慮することにより、静止楕円銀河で予想される磁場強度は$0.2〜-〜1\、\mu{\rmG}$と推定されます。銀河形成の半解析的モデルを使用して、磁場強度の分布と赤方偏移の進化を推定し、赤方偏移の減少に伴う磁場強度の減少を暫定的に見つけます。Laing-Garrington（LG）効果（ジェットの放射偏光非対称性）を示す電波源のサンプルを分析し、均一な熱電子に対して$0.14〜-〜1.33\、\mu{\rmG}$の間の磁場強度を推測します。キングプロファイルに従った熱電子密度の密度と$1.36〜-〜6.21\、\mu{\rmG}$の間。楕円銀河の磁場飽和状態を測定するための観測手法を検討し、ファラデーRMグリッド、LG効果、放射光、重力レンズに焦点を当て、将来の経験的分析の魅力的な見通しを見つけます。
SDSS-IV MaNGA：銀河の気相金属量勾配は質量サイズ平面全体で変化します
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_galaxy_gas-phase_metallicity_gradients_vary_across_the_mass-size_plane |
| Authors |
Nicholas_F._Boardman,_Gail_Zasowski,_Jeffrey_A._Newman,_Sebastian_F._Sanchez,_Adam_Schaefer,_Jianhui_Lian,_Dmitry_Bizyaev,_Niv_Drory |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02362 |
気相の存在量と存在量の勾配は、過去の恒星の世代に関する多くの情報を提供し、銀河がどのように進化するかについての強力なプローブです。銀河のガス存在量勾配は、銀河の質量とサイズの関数として個別に研究されてきましたが、銀河の質量-サイズ平面全体ではほとんど考慮されていません。したがって、APO（MaNGA）分光調査で、近くの銀河のマッピングから選択された1000を超える銀河のサンプルを使用して、この平面全体の気相存在量勾配を調査します。勾配は体系的に変化するため、$10^{10}M_{\odot}$を超えると、特定の恒星の質量で、小さい銀河は大きい銀河よりも平坦な勾配を示します。この質量サイズの振る舞いは、機器の効果によって説明することはできません。また、勾配と形態の間の既知の傾向を単に反映したものでもありません。しっかりとした物理的解釈を確立するにはさらなる作業が必要ですが、このパターンの物理的起源の複数の可能性を探ります。
HyperSuprime-Camを用いた深部光学調査に基づく北楕円極広視野における測光赤方偏移
| Title |
Photometric_Redshifts_in_the_North_Ecliptic_Pole_Wide_Field_based_on_a_Deep_Optical_Survey_with_Hyper_Suprime-Cam |
| Authors |
Simon_C.-C._Ho,_Tomotsugu_Goto,_Nagisa_Oi,_Seong_Jin_Kim,_Matthew_A._Malkan,_Agnieszka_Pollo,_Tetsuya_Hashimoto,_Yoshiki_Toba,_Helen_K._Kim,_Ho_Seong_Hwang,_Hyunjin_Shim,_Ting-Chi_Huang,_Eunbin_Kim,_Ting-Wen_Wang,_Daryl_Joe_D._Santos,_and_Hideo_Matsuhara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02421 |
$AKARI$宇宙赤外線望遠鏡は、北楕円極幅（NEPW）フィールド（5.4度$^2$）で約1年間、近赤外線から中赤外線（MIR）の観測を行ってきました。$AKARI$は、MIRに大きなギャップがある4つのフィルターしかないNASAの$Spitzer$およびWISE宇宙望遠鏡と比較して、連続する9つの測光バンドを利用しました。$AKARI$NEPWフィールドには、深く均質な光学データがなく、測光赤方偏移（photo-zs）がないため、銀河系外の研究にIRソースのほぼ半分を使用することが制限されていました。これを改善するために、最近、HyperSuprime-Camera（HSC）の5つのバンド（$g$、$r$、$i$、$z$、および$Y$）を使用して、NEPWフィールド上で深い光学イメージングを取得しました。スバル8m望遠鏡。AKARI-IRソースを、補足の$Spitzer$およびWISEデータ、および既存の光学データとともに光学的に識別します。この作業では、$\chi^2$テンプレートフィッティングメソッドコード（$Le$$Phare$）と、HSC、$AKARI$、CFHT、Maidanak、KPNOを含む26の選択されたフィルターからの信頼性の高い測光を使用して、新しいphoto-zを導出します。、$Spitzer$およびWISEデータ。NEPWで利用可能なすべての分光調査から2026年の分光赤方偏移（spec-z）を取得して、photo-zの精度を較正および評価します。z<1.5では、$\sigma_{\Delta{z/（1+z）}}$=0.053の加重フォトz分散を達成し、$\eta$=11.3％の壊滅的なエラーが発生します。
Orion Bの回転フィラメント：コアは親フィラメントから角運動量を継承しますか？
| Title |
Rotating_filament_in_Orion_B:_Do_cores_inherit_their_angular_momentum_from_their_parent_filament? |
| Authors |
Cheng-Han_Hsieh,_H\'ector_G._Arce,_Diego_Mardones,_Shuo_Kong,_Adele_Plunkett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02442 |
角運動量は、星形成を支配する最も重要な物理量の1つです。コアの初期角運動量は、その断片化の原因である可能性があり、原始惑星系円盤のサイズに影響を与える可能性があります。コアが最初の角運動量を取得する方法を理解するには、コアが形成されるフィラメントの角運動量を調べることが重要です。フィラメントの回転に関する理論的研究が検討されてきましたが、星形成フィラメントの比角運動量の観測測定値はほとんどありません。オリオン座BのLBS23（HH24-HH26）領域の高解像度N2D+ALMA観測を提示します。これは、星形成フィラメントの比角運動量の最も信頼できる測定の1つを提供します。総比角運動量（$4\times10^{20}cm^2s^{-1}$）、半径による比角運動量の依存性（j（r）$\proptor^{1.83}$）、および回転エネルギーと重力エネルギーの比（$\beta_{rot}\sim0.04$）は、他の星形成におけるフィラメント幅（$\sim$0.04pc）と同様のサイズの回転コアで観察されたものに匹敵します。地域。私たちのフィラメントの角運動量プロファイルは、周囲の乱流から取得した回転と、乱流によって生成された非線形摂動のマルチスケール成長のためにコアとそのホストフィラメントが同時に発達することを示すシミュレーションと一致しています。
高赤方偏移での多相クエーサー流出のバレルを見下ろす：SDSS J001514 +184212に向かうz =
2.631での近接分子吸収体のVLT / Xシューター観測
| Title |
Looking_down_the_barrel_of_a_multiphase_quasar_outflow_at_high_redshift:_VLT/X-shooter_observations_of_the_proximate_molecular_absorber_at_z=2.631_towards_SDSS_J001514+184212 |
| Authors |
P._Noterdaeme,_S._Balashev,_J.-K._Krogager,_P._Laursen,_R._Srianand,_N._Gupta,_P._Petitjean,_J._P._U._Fynbo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02487 |
クエーサーJ0015+1842とその近接分子吸収体のz=2.631でのUVからNIRへの分光観測を提示します。クエーサーの[OIII]輝線は、幅の広い（FWHM〜1600km/s）空間的に分解された成分で構成され、狭い空間的に分解された成分（FWHM〜650km/s）から約600km/sだけ青方偏移します。）。幅が広く、青方偏移した未解決の成分は、核地域に流出するガスが存在することと一致しています。狭い成分はさらに、速度幅がそれぞれ数百km/sの青と赤のブロブに分解できます。これは、核放出とは反対の空間位置で約5pkpcで見られ、銀河スケールを超える流出を示しています。kpcスケールを超えるイオン化ガスの存在は、クエーサーから強い核放出を除去する飽和CIV吸収の谷で検出された弱いCIV放出成分からも見られます。核放出に向けて、さまざまなイオン化および励起段階で原子種からの吸収線を観察し、強いH2線の存在を確認します。全体的な吸収プロファイルは非常に広く、約600km/sに広がり、速度が青い狭い[OIII]ブロブとほぼ一致しています。吸収ガスの化学的および物理的条件の詳細な調査から、冷たい（T〜100K）H2含有ガスの密度は約nH〜10^4-10^5cm^-3であると推測されます。中央のUV光源から約10kpcの距離に配置されます。私たちは、同じAGN駆動の多相流出のさまざまな兆候を目撃していると推測します。この場合、接近するガスは、核への視線によって遮られます。中心源から流出ガスを介したLy-a光子の散乱をモデル化することにより、この図を裏付けます。これは、赤ピーク、空間オフセット、および拡張された減衰Ly-a吸収を伴う、特有のLy-a吸収-放出プロファイルを再現します。Ly-放出が見られます。[要約]
DR 21サウスフィラメント：DR21マッシブヤングクラスターへのパーセクサイズの高密度ガス降着流
| Title |
DR_21_South_Filament:_a_Parsec-sized_Dense_Gas_Accretion_Flow_onto_the_DR_21_Massive_Young_Cluster |
| Authors |
Bo_Hu,_Keping_Qiu,_Yue_Cao,_Junhao_Liu,_Yuwei_Wang,_Guangxing_Li,_Zhiqiang_Shen,_Juan_Li,_Junzhi_Wang,_Bin_Li,_and_Jian_Dong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02648 |
DR21南フィラメント（DR21SF）は、CygnusX複合体の北領域にあるフィラメント状分子雲の巨大なネットワークのユニークなコンポーネントです。高度に断片化された星形成のアクティブな環境とは異なり、DR21SFは、以前に報告されたフィラメントの線密度が熱安定性よりも1桁高い場合でも、星形成の標識がほとんどないカラム密度マップでコヒーレントプロファイルを示します。しきい値。DR21SFのサイズ（3.6〜pcx0.13〜pc）、温度（10〜15〜K）、および質量（1048〜\textit{M$_\odot$}）を上海65mTianMa電波望遠鏡（TMRT）から導き出します。）NH$_3$（1、1）および（2、2）反転線の観測と、以前の作業の列密度マップ。星形成部位は、ガス温度が過剰になるフィラメントに沿って識別されます。フィラメントのスパインに沿って、視線速度と固有の線幅に明確な勾配が見られます。勾配は、$1.1\times10^{-3}$〜\textit{M$_\odot$}yr$^{-1}の物質移動速度でDR21に降着流を供給するシナリオでよく解釈できます。$。その運動学的温度、固有の線幅、および質量分布の分析に基づいて、DR21SFは全体的に超臨界状態にあり、これは初期の進化段階を示していると結論付けます。
潮汐、動圧、恒星フィードバックを用いたシミュレーションにおけるマゼラニックのような銀河ペアの進化とマゼラニックストリーム類似体の生成
| Title |
The_Evolution_of_Magellanic-like_Galaxy_Pairs_and_The_Production_of_Magellanic_Stream_Analogues_in_Simulations_with_Tides,_Ram_Pressure,_and_Stellar_Feedback |
| Authors |
David_Williamson_and_Hugo_Martel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02649 |
フィードバックと星形成、潮汐、およびラム圧を含む、巨大なホスト銀河を周回する2つの相互作用する等質量矮小銀河からなるマゼラン様システムの一連の化学力学的シミュレーションを提示します。矮星の星形成と化学濃縮の歴史、そしてマゼラニックストリーム類似体の生成を研究しています。小人は潮汐力を介して互いに相互作用し、それらの形態を歪め、星形成を引き起こします。流れは、フィードバックと相互作用によって引き起こされた流出が潮汐力によって引き伸ばされるときに自然に生成されます。最近のいくつかのシミュレーションに反して、ホスト銀河からのラム圧力が存在する場合でも、リーディングアームが持続することがわかりました。観測されているように、小人とホスト銀河の間の相互作用は、ストリーム内に複数の運動学的コンポーネントを生成します。進行中の星形成と同伴された低金属量ガスの組み合わせにより、ストリームは複雑な化学構造を持ち、平均金属量は一般に矮星よりも低くなります。
北銀河面のIPHAS調査における惑星状星雲のH $ \ alpha $フラックスと絶滅距離
| Title |
H$\alpha$_fluxes_and_extinction_distances_for_planetary_nebulae_in_the_IPHAS_survey_of_the_Northern_Galactic_Plane |
| Authors |
Thavisha_E._Dharmawardena,_M._J._Barlow,_J._E._Drew,_A._Seales,_S._E._Sale,_D._Jones,_A._Mampaso,_Q._A._Parker,_L._Sabin,_R._Wesson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02716 |
IPHAS調査からの画像データを使用して得られた197個の北半球惑星状星雲（PNe）のH$\alpha$フィルター測光を報告します。H$\alpha$+[NII]フラックスは、IPHAS調査によって発見された46の確認済みまたは可能性のあるPNeと、IPHASによって調査された北銀河面の領域内にある151の以前にカタログ化されたPNeについて測定されました。IPHASH$\alpha$フィルターによって認められた[NII]放射を補正した後、平均光学を推定するために、結果として得られたH$\alpha$フラックスを公開された無線フリーフリーフラックスおよびH$\beta$フラックスと組み合わせました。統合されたバルマー線束と消光のない電波束を含む比率を使用して、143PNeまでの消光。次に、PNeまでの距離は、IPHASベースのH-MEAD販売アルゴリズム（2014）を含む、3つの異なる3D星間塵消光マッピング方法を使用して推定されました。これらの方法は、PNeへの視線の減光と距離の関係をプロットするために使用されました。導出されたダストの光学的消滅による切片により、PNeまでの距離を推測することができました。サンプルの17個のPNeについて、信頼できるGaiaDR2距離が利用可能であり、これらは3つの異なる消光マッピングアルゴリズムを使用して導出された距離、および星雲半径からの距離とFrewのH$\alpha$表面輝度の関係と比較されています。etal。（2016）。その関係とH-MEAD絶滅マッピングアルゴリズムは、ガイアDR2距離と最も近い一致をもたらしました。
アンドロメダ銀河のUVIT調査からの新しい結果
アンドロメダ銀河（M31）は、アストロサット天文台に搭載された紫外線イメージング望遠鏡（UVIT）装置で観測されています。M31の空の領域は、2017年から2019年の期間に、フィールドごとに複数のUVフィルターで19のフィールドで覆われました。銀河全体が、FUVF148Wフィルターで観測され、半分以上がNUVフィルターで観測されました。UVITデータの位置天文学と測光を改善する新しいキャリブレーションとデータ処理について説明します。UVITの高い空間分解能（$\simeq$1arcsec）と新しい位置天文学キャリブレーション（$\simeq$0.2arcsec）により、M31内の星、星団、X線源、およびその他の線源タイプを含むUVIT源をはるかに優れた方法で識別できます。以前に可能だったよりもレベル。M31のパンクロマティックハッブルアンドロメダ財務プロジェクトの一部として測定された星とUVITソースを一致させた新しい結果を提示します。
銀河の厚い円盤のフレアリングについて：シミュレーションからの洞察
| Title |
On_the_Flaring_of_Thick_Disc_of_Galaxies:_Insights_from_Simulations |
| Authors |
Joaqu\'in_Garc\'ia_de_la_Cruz_(1),_Marie_Martig_(1),_Ivan_Minchev_(2),_Philip_James_(1)_((1)_Astrophysics_Research_Institute,_Liverpool_John_Moores_University,_UK_(2)_Leibniz-Institut_f\"ur_Astrophysik_Potsdam_(AIP),_Potsdam,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02741 |
宇宙論の文脈でシミュレートされた銀河を使用して、単一年齢集団（MAP）のフレアが、幾何学的に定義された厚い円盤のフレアと年齢構造にどのように影響するかを分析します。また、どのような状況下で、幾何学的な薄いディスクと厚いディスクが意味のある別個のコンポーネントであるか、または天の川のように単一の連続構造の一部であるかについても調査します。平らな厚いディスクは、MAPがほとんどフレアしないか、フレアを開始する半径で面密度が低いときに作成されることがわかります。MAPの鉛直分布を見ると、これらの銀河は連続した薄い/厚い構造を示しています。また、放射状の年齢勾配があり、静止した合併履歴がある傾向があります。これらの特徴は、天の川で観察されたものと一致しています。一方、フレアの厚いディスクは、フレアするMAPの表面密度が、フレアを開始する半径で高い場合に作成されます。厚いディスクのスケールハイトは、MAPの質量とスケールハイトの分布に応じて、複数のMAPによって支配される場合と、少数のMAPによって支配される場合があります。これらの銀河の大部分では、薄い円盤と厚い円盤は明らかに異なる構造です。最後に、フレア状の厚い円盤には、さまざまな放射状の年齢勾配と合併履歴があり、銀河はより大規模であるか、大規模な合併を受けて、厚い円盤でより平坦な年齢の放射状勾配を示しています。
z〜3で分光学的に確認された静止銀河のコンパクトで膨らみが支配的な構造
| Title |
Compact,_bulge_dominated_structures_of_spectroscopically_confirmed_quiescent_galaxies_at_z~3 |
| Authors |
Peter_Lustig,_Veronica_Strazzullo,_Chiara_D'Eugenio,_Emanuele_Daddi,_Maurilio_Pannella,_Alvio_Renzini,_Andrea_Cimatti,_Raphael_Gobat,_Shuowen_Jin,_Joseph_J._Mohr,_Masato_Onodera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02766 |
分光学的に確認された$z\約3$の巨大な静止銀河の構造特性を、10個の$10.8<\log（M_{\star}/M_{\odot}）<11.3で作られたそのようなソースの最初のかなりのサンプルの1つで研究します。赤方偏移と静止がHSTグリズム分光法によって確認されたCOSMOSフィールドの$2.4<z<3.2$の$銀河。若い星の種族への弱いバイアスの影響を受けていますが、このサンプルは、この宇宙の時期に最も大規模で、したがって本質的に最もまれな静止源の大部分を大部分代表していると見なされます。私たちは、ターゲットを絞ったHST/WFC3観測に依存し、S\'ersicプロファイルを$\約4000$オングストロームのレストフレームで銀河表面輝度分布に適合させます。通常、高いS\'ersicインデックスと軸比（それぞれ中央値$\約4.5$と$0.73$）が見つかります。これは、以前のいくつかの結果とは異なり、最初の巨大な静止銀河がすでにバルジが支配的なシステムである可能性があることを示唆しています。以前の決定の最大質量での外挿とよく一致して、$\log（M_{\star}/M_{\odot}）\approx11.2$で平均$\約1.4$kpcのコンパクトな銀河サイズを測定します。より低く類似した赤方偏移で測光的に選択されたサンプルからの、静止銀河の恒星の質量とサイズの関係、およびその赤方偏移の進化の分析。この作業は、$z\約3$にコンパクトで膨らみが支配的な大規模な静止源の集団の存在を確認し、それらの構造特性の最初の統計的推定の1つを提供し、最初の静止の初期形成と進化をさらに制約します。銀河。
z〜3個の巨大な静止銀河のHSTグリズム分光法：変身への接近
| Title |
HST_grism_spectroscopy_of_z~3_massive_quiescent_galaxies:_Approaching_the_metamorphosis |
| Authors |
C._D'Eugenio,_E._Daddi,_R._Gobat,_V._Strazzullo,_P._Lustig,_I._Delvecchio,_S._Jin,_A._Cimatti,_M._Onodera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02767 |
大規模な静止銀河（QG）集団の出現を追跡するには、信頼性の高い急冷サンプルを蓄積し、これらのシステムを赤いほこりっぽい星形成源から解きほぐす必要があります。COSMOSフィールドで$2.5<z<3.5$で選択された10個の静止銀河候補のハッブル宇宙望遠鏡WFC3/G141グリズムスペクトルを提示します。強いスペクトルブレークとバルマー吸収線の存在により、サンプル全体の分光学的確認が1〜3軌道以内で得られます。それらのスペクトルを光学から近赤外（近赤外）測光と組み合わせると、星形成ソリューションはサンプル全体で正式に拒否されます。広いスペクトル指数は、星形成の最後の主要なエピソードが観測前に$\sim$300-800Myrまでに起こったことを示す若いA型星の存在と一致しています。ダスト減衰曲線の3つの異なる勾配でマージナル化すると、短い質量加重年齢とSFR$\sim10^3$M$_{\odot}$yr$^{-1}$の平均ピーク星形成率が得られます。$z_{formation}\sim3.5$。中赤外線および遠赤外線のデータが浅すぎて、銀河ごとに隠されたSFRを決定できないにもかかわらず、3GHzデータからのスタック放出の中央値は、残りの隠されたSFRのレベルをグローバルに50M$_{\odot}未満に制限します$yr$^{-1}$、したがって、同時代の主系列の分散の3倍下。あるいは、まったく同じ無線検出は、z$\sim$1.8の大規模QGよりも4倍強い活動銀河核（AGN）による広範囲の無線モードフィードバックを示唆しています。これには、X線発光AGNの30％の割合が伴い、単位SFRあたりのブラックホール降着率は、より低い赤方偏移での同様に大規模なQGに対して$\sim30$の係数で強化されます。平均的なコンパクトでバルジが優勢な形態は、若い質量加重年齢と相まって、構造変化が消光に付随する（または先行する）可能性があることを示唆しています。
| Title |
The_role_of_core-collapse_physics_in_the_observability_of_black-hole_neutron-star_mergers_as_multi-messenger_sources |
| Authors |
Jaime_Rom\'an-Garza,_Simone_S._Bavera,_Tassos_Fragos,_Emmanouil_Zapartas,_Devina_Misra,_Jeff_Andrews,_Scotty_Coughlin,_Aaron_Dotter,_Konstantinos_Kovlakas,_Juan_Gabriel_Serra,_Ying_Qin,_Kyle_A._Rocha_and_Nam_Hai_Tran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02274 |
最近の詳細な1Dコア崩壊シミュレーションは、一般的に使用されるパラメトリック処方とは対照的に、大質量星の最終的な運命に関する新しい洞察をもたらしました。この作業では、GWTC-2で報告された候補イベントGW190426_152155など、合体するブラックホール（BH）-中性子星（NS）バイナリの形成に対するこれらの結果の影響を調査します。さらに、そのようなシステムとそれらにリンクされている潜在的な電磁対応物の合成に対する出生キックとNSの半径の影響を調査します。詳細なコア崩壊シミュレーションに基づく合成モデルにより、BH-NSシステムの合併検出率が向上し（$\sim2.3$yr$^{-1}$）、「標準」パラメトリックの予測よりも5〜10倍大きくなります。処方箋。これは主に、直接崩壊による低質量BHの形成によるものであり、したがって、詳細なシミュレーションによって支持される出生キックはありません。詳細な超新星エンジンを備えた電磁対応物を生成する観測システムの割合は、NS状態方程式の不確実性に応じて、2ドルから25ドルの範囲です。特に、ほとんどのマージシステムと電磁対応システムでは、NSの半径が$\lesssim12\、\mathrm{km}$である限り、NSは最初に生まれたコンパクトオブジェクトです。さらに、出生キックが無視できる低質量BHの形成を予測するコア崩壊モデルは、GW190426_152155のようなイベントの検出率を$\sim0.6\、$yr$^{-1}$に増加させます。すべての超新星エンジンについて、電磁対応物$\leq10$％の関連確率があります。ただし、直接崩壊する低質量BHの生成を増やすと、バイナリBHの合成も増え、測定された局所的な合併密度率が過大に予測されます。すべての場合において、詳細なコア崩壊シミュレーションに基づくモデルは、BH-NSとバイナリBHの合併率密度の比率を予測します。これは、他の処方の少なくとも2倍です。
| Title |
An_X-ray_study_for_white_dwarf_binary_AR_Scorpii |
| Authors |
J._Takata,_X.F._Wang,_H.H._Wang_(HUST),_L.C.-C._Lin_(UNIST),_C.-P._Hu_(NCUE),_K.L._Li_(NCKU),_and_A.K.H._Kong_(NTHU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02280 |
2016-2020年に取得されたアーカイブデータを使用して、白色矮星/M型星連星AR蠍座AR星からのX線放射の研究を報告します。X線放射は光学的に薄い熱プラズマ放射によって支配され、そのフラックスレベルは軌道相全体で大幅に変化することが知られています。X線放射には、白色矮星のスピン周波数と軌道周波数の間のビート周波数で変調する成分も含まれています。この新しい分析では、NICERによって取得された2020年のデータは、X線放射がスピン周波数とビート周波数で変調していることを示しています。これは、X線放射の一部が白い矮星の磁気圏から来ていることを示しています。スピン周波数の信号は特定の軌道位相でのみ現れるのに対し、うなり信号は軌道位相で現れることがわかります。ピッチ角が小さい電子と大きい電子からのシンクロトロン放射の結果として、スピン周波数とうなり周波数で変調するX線放射を解釈します。長期的な進化の中で、軌道位相全体で平均化されたビートパルスプロファイルは、2016/2018年のシングルピーク構造から2020年のダブルピーク構造に変化しました。2016/2017年に測定された観測されたX線フラックスレベルはより高くなっています2018/2020で測定されたものより。プラズマ温度と軌道波形の振幅も時間とともに変化する可能性があります。これらの結果は、さそり座AR星からのX線放射が数年のタイムスケールで進化することを示しています。この長期的な進化は、例えば、白色矮星の歳差運動に関連する超軌道変調、またはコンパニオンスターの活動に関連するシステムの変動によって説明されます。
ドリフトスキャンイメージングIIを使用したハイケイデンス光トランジェント検索：持続時間<21msおよびマグニチュード<6.6の光トランジェントのイベントレート上限
| Title |
High_Cadence_Optical_Transient_Searches_using_Drift_Scan_Imaging_II:_Event_Rate_Upper_Limits_on_Optical_Transients_of_Duration_<21_ms_and_Magnitude_<6.6 |
| Authors |
S.J._Tingay_and_W._Joubert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02316 |
Tingay（2020）によって記述された新しいドリフトスキャンイメージング技術を利用して、短いタイムスケールの光トランジェントの検索を実行するための単純なプロトタイプシステムを実現しました。約3.7平方度のオーバーラップ視野を持つ2つの調整および位置合わせされたカメラを使用して、約24時間の観察中に34000X5秒を超える画像をキャプチャしました。このシステムは、ピクセルあたりの有効露光時間が21ミリ秒であり、Vの大きさが6.6よりも明るいため、光学的過渡現象に敏感です。私たちの89.7平方度で1時間の観測では、天文学的過渡現象の候補は見つかりませんでした。これらの過渡現象の割合には、このタイプの他の実験と競合する1日1平方度あたり0.8の上限があります。このシステムは、衛星からの反射とさまざまな機器の効果によってトリガーされます。これらは、2台のカメラシステムによって簡単に識別できます。この有望な技術の開発における次のステップは、より大きな開口とより広い視野を備えたシステムに移行することです。
CHIME / FRBによる新しいパルサーとRRATの最初の発見
| Title |
First_discovery_of_new_pulsars_and_RRATs_with_CHIME/FRB |
| Authors |
D._C._Good,_B._C._Andersen,_P._Chawla,_K._Crowter,_F._Q._Dong,_E._Fonseca,_B._W._Meyers,_C._Ng,_Z._Pleunis,_S._M._Ransom,_I._H._Stairs,_C._M._Tan,_M._Bhardwaj,_P._J._Boyle,_M._Dobbs,_B._M._Gaensler,_V._M._Kaspi,_K._W._Masui,_A._Naidu,_M._Rafiei-Ravandi,_P._Scholz,_K._M._Smith,_and_S._P._Tendulkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02320 |
カナダ水素強度マッピング実験の高速電波バーストバックエンド（CHIME/FRB）を使用して、7つの新しい銀河パルサーが発見されたことを報告します。これらのソースは、最初にCHIME/FRBの単一パルスを介して識別され、次にCHIME/Pulsarで追跡されました。4つのソースは、回転する無線トランジェント（RRAT）であるように見えます。パルサーのようなソースで、周期性が基礎となる単一パルス放射が時折発生します。これらの4つのソースのうち、3つは220ミリ秒から2.726秒の範囲の期間を検出しました。3つのソースは、より持続的ですが、それでも断続的な放出を持ち、断続的または無効なパルサーである可能性があります。後者の3つの位相コヒーレントタイミングソリューションを決定しました。これらの7つのソースは、CHIME/FRBを使用したこれまで知られていなかった銀河ソースの最初の発見であり、断続的な銀河ラジオソースを検索する高速電波バースト検出機器の可能性を浮き彫りにします。
frbpoppyを使用して繰り返しFRB母集団を合成する
| Title |
Synthesizing_the_repeating_FRB_population_using_frbpoppy |
| Authors |
D.W._Gardenier,_L._Connor,_J._van_Leeuwen,_L.C._Oostrum,_E._Petroff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02460 |
観測された高速電波バースト（FRB）の母集団は、1回限りのFRBソースと繰り返しのFRBソースに分けることができます。この分割が基礎となるソースの真の二分法であるか、選択効果と低アクティビティにより、FRBソース母集団を構成するすべての構成要素からの繰り返しパルスを観測できません。私たちは、FRBの人口合成を通じてこの退化を打破しようとしています。その目的で、以前は1回限りのFRBのみを処理していたfrbpoppyを拡張して、リピーターもシミュレートします。次に、カナダ水素強度マッピング実験のFRB調査（CHIME/FRB）をモデル化します。この実装を使用して、観測された分散測定値（DM）および繰り返しFRBと1回限りのFRBの両方の距離分布に対する光度関数の影響を調査します。急勾配の光度関数を持つ単一の本質的に繰り返されるソース母集団の場合、選択効果により、1回限りの繰り返しFRBソースのDM分布が異なる形になるはずであることを示します。この違いはまだ観察されていません。次に、時間の経過に伴うリピーターの割合が、固有のソース母集団の繰り返し率を決定するのにどのように役立つかを示します。CHIME/FRBのこの割合をシミュレートし、繰り返しFRBのみで構成されるソース母集団がフラットな光度関数を使用してCHIME/FRB観測を記述できることを示します。したがって、これら2つの方法の結果から、すべてのFRBは、さまざまなリピーターの単一のほぼ均一な母集団に由来すると結論付けます。この母集団内では、光度関数を急勾配にすることはできず、繰り返し率と相関する物理的または行動パラメーターにわずかな違いがなければなりません。
洞察-GRS〜1915 +105の巨大なフレアの間にジェットから風が支配的な状態への可能な速い遷移のHXMT観測
| Title |
Insight-HXMT_observations_of_a_possible_fast_transition_from_jet_to_wind_dominated_state_during_a_huge_flare_of_GRS~1915+105 |
| Authors |
L._D._Kong,_S._Zhang,_Y._P._Chen,_S._N._Zhang,_L._Ji,_P._J._Wang,_L._Tao,_M._Y._Ge,_C._Z._Liu,_L._M._Song,_F._J._Lu,_J._L._Qu,_T._P._Li,_Y._P._Xu,_X._L._Cao,_Y._Chen,_Q._C._Bu,_C._Cai,_Z._Chang,_G._Chen,_L._Chen,_T._X._Chen,_W._W._Cui,_Y._Y._Du,_G._H._Gao,_H._Gao,_M._Gao,_Y._D._Gu,_J._Guan,_C._C._Guo,_D._W._Han,_Y._Huang,_J._Huo,_S._M._Jia,_W._C._Jiang,_J._Jin,_B._Li,_C._K._Li,_G._Li,_W._Li,_X._Li,_X._B._Li,_X._F._Li,_Z._W._Li,_X._H._Liang,_J._Y._Liao,_B._S._Liu,_H._W._Liu,_H._X._Liu,_X._J._Liu,_X._F._Lu,_Q._Luo,_T._Luo,_R._C._Ma,_X._Ma,_B._Meng,_Y._Nang,_J._Y._Nie,_G._Ou,_X._Q._Ren,_N._Sai,_X._Y._Song,_L._Sun,_Y._Tan,_Y._L._Tuo,_C._Wang,_L._J._Wang,_W._S._Wang,_Y._S._Wang,_X._Y._Wen,_B._B._Wu,_B._Y._Wu,_M._Wu,_G._C._Xiao,_S._Xiao,_S._L._Xiong,_R._J._Yang,_S._Yang,_Y._J._Yang,_Y._J._Yang,_Q._B._Yi,_Q._Q._Yin,_Y._You,_F._Zhang,_H._M._Zhang,_J._Zhang,_P._Zhang,_W._C._Zhang,_W._Zhang,_Y._F._Zhang,_Y._H._Zhang,_H._S._Zhao,_X._F._Zhao,_S._J._Zheng,_Y._G._Zheng,_and_D._K._Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02484 |
\emph{Insight}-HMXTデータセットに記録された最も明るいフレアの分析を、異常な低光度状態の間にマイクロクエーサーGRS〜1915+105からの広いエネルギー範囲（2$-$200keV）で提示します。。このフレアは、2019年6月2日UTC16:37:06から20:11:36の間に、一連のフレアの中で\emph{Insight}-HXMTによって検出され、2〜200keVの光度は3.4$〜$7.27$\times10^でした。{38}$ergs$^{-1}$。広帯域スペクトル分析に基づいて、フレアスペクトルが明るいエポックと暗いエポックの間に異なる振る舞いを示すことがわかります。フレアのスペクトルは、べき乗則コンポーネントによって支配されるモデルに適合させることができます。追加のコンポーネントは、ハードテールの明るいエポックと吸収線$\sim$6.78keVのかすかなエポックに現れます。後者の反射成分は、前者の5倍の内側ディスク半径$\sim$と一致しています。GRS〜1915+105の「異常な」低光度状態の間の巨大フレアに関するこれらの結果は、ソースがジェット支配状態から風支配状態への可能な速い遷移を経験することを示唆するかもしれません。この特異な巨大フレアでは、進化する降着円盤と大規模な磁場が重要な役割を果たしているのではないかと推測しています。
Insight-HXMTで観測された降着パルサーGX301-2のX線再処理
| Title |
X-ray_reprocessing_in_accreting_pulsar_GX_301-2_observed_with_Insight-HXMT |
| Authors |
L._Ji,_V._Doroshenko,_V._Suleimanov,_A._Santangelo,_M._Orlandini,_J._Liu,_L._Ducci,_S._N._Zhang,_A._Nabizadeh,_D._Gavran,_S._Zhang,_M._Y._Ge,_X._B._Li,_L._Tao,_Q._C._Bu,_J._L._Qu,_F._J._Lu,_L._Chen,_L._M._Song,_T._P._Li,_Y._P._Xu,_X._L._Cao,_Y._Chen,_C._Z._Liu,_C._Cai,_Z._Chang,_T._X._Chen,_Y._P._Chen,_W._W._Cui,_Y._Y._Du,_G._H._Gao,_H._Gao,_Y._D._Gu,_J._Guan,_C._C._Guo,_D._W._Han,_Y._Huang,_J._Huo,_S._M._Jia,_W._C._Jiang,_J._Jin,_L._D._Kong,_B._Li,_C._K._Li,_G._Li,_W._Li,_X._Li,_X._F._Li,_Z._W._Li,_X._H._Liang,_J._Y._Liao,_B._S._Liu,_H._X._Liu,_H._W._Liu,_X._J._Liu,_X._F._Lu,_Q._Luo,_T._Luo,_R._C._Ma,_X._Ma,_B._Meng,_Y._Nang,_J._Y._Nie,_G._Ou,_X._Q._Ren,_N._Sai,_X._Y._Song,_L._Sun,_Y._Tan,_Y._L._Tuo,_C._Wang,_L._J._Wang,_P._J._Wang,_W._S._Wang,_Y._S._Wang,_X._Y._Wen,_B._Y._Wu,_B._B._Wu,_M._Wu,_G._C._Xiao,_S._Xiao,_S._L._Xiong,_R._J._Yang,_S._Yang,_Yan-Ji_Yang,_Yi-Jung_Yang,_Q._B._Yi,_Q._Q._Yin,_Y._You,_F._Zhang,_H._M._Zhang,_J._Zhang,_P._Zhang,_W._Zhang,_W._C._Zhang,_Yi_Zhang,_Y._F._Zhang,_Y._H._Zhang,_H._S._Zhao,_X._F._Zhao,_S._J._Zheng,_Y._G._Zheng_and_D._K._Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02556 |
2017-2019年にInsight-HXMT/LEで検出されたGX301-2の観測における吸収と放出の特徴を調査します。さまざまな軌道段階で、顕著なFeKalpha、Kbeta、NiKalphaの線、およびコンプトンの肩とFeK殻の吸収端が見つかりました。これらの特徴は、線源からの放射線と周囲の降着物質との間の相互作用によって引き起こされるX線再処理によるものです。鉄線KalphaとKbetaの比率から、降着物質は低イオン化状態にあると推測されます。軌道に依存する局所吸収カラム密度を見つけます。これは、ペリアストロンの周りで大きな値と強い変動性を持っています。降着環境の不均一性および/または降着過程の不安定性の結果としてのその変動性を説明します。さらに、可変の局所柱密度は、軌道全体の鉄のKalpha線の相当幅と相関しており、これは、中性子星の近くの降着物質が球形に分布していることを示唆しています。
UHECRダイポールとその先
ピエールオージェ天文台からの最近のデータは、超高エネルギー宇宙線（UHECR）の到着方向分布に大規模な双極子が存在することを明らかにしました。この研究では、そのような双極子の振る舞いの拡散起源と、銀河系外磁場の強さや宇宙線の組成などのエネルギーと天体物理学的な源の仮定への依存性についての理解を深めます。単一のソースから来るCRの角度分布を計算するための新しい分析アプローチを提示し、定常状態の双極子の結果が期待されるレジームについて説明します。また、ソースのアンサンブルに対して結果として得られる双極子のエネルギーによる進化を計算するための半解析的方法を提示します。ローカルソースは、広いエネルギー範囲にわたるエネルギーで双極子の強力な成長を可能にすることを示します。最高エネルギーでの双極子レジームから非双極子レジームへの移行の可能性と、ソース密度、磁場強度、および宇宙線組成に対するその影響について説明します。
今後数年間でIceCubeを使用して最も明るいHAWCソースを検出する
HAWC天文台で検出されたガンマ線源のうち、本研究ではガンマ線源eHWCJ1907+063およびeHWCJ2019+368について詳細に検討します。これらの2つの光源は、HAWCによって検出された3つの最も明るい光源に属し、100TeVを超える発光を示します。それらに加えて、IceCubeが現在ニュートリノの過剰を報告しているソースである2HWCJ1857+027ソースも検討しました。これらの情報源について、IceCube検出器でのニュートリノの予測を示します。さらに、10年と20年の実行時間を考慮した統計的有意性の計算を提示し、コラボレーションによって報告された現在の結果についてコメントします。eHWCJ1907+063およびeHWCJ2019+368のソースでは、3$\sigma$以上での検出が次の10年の範囲内にあるはずであることがわかりました。代わりに、2HWCJ1857+027線源の約3$\sigma$での検出は、線束の特定の値、線源の延長、およびカットオフエネルギーに依存します。
| Title |
Perturbing_the_accretion_flow_onto_a_supermassive_black_hole_by_a_passing_star |
| Authors |
Petra_Sukov\'a,_Michal_Zaja\v{c}ek,_Vojt\v{e}ch_Witzany_and_Vladim\'ir_Karas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02608 |
超大質量ブラックホールのすぐ近くには、付着するガスや塵だけでなく、星、恒星質量ブラックホール、中性子星、塵に覆われた物体などの恒星サイズの物体も含まれており、これらが一緒になって高密度の核星クラスターを形成します。これらのオブジェクトは降着媒体と相互作用し、それ以外の場合は降着流の準定常構成を混乱させます。GRMHD2Dおよび3Dシミュレーションを使用して、星の通過がブラックホールのガス環境にどのように影響するかを調査します。降着率の変化とそれに伴うプラズマの流出塊の出現に焦点を当てます。
ヘルクレス座X-1（ヘルクレス座X-1）のアストロサットLAXPC観測の結果
アストロサット天文台に搭載された大面積比例計数管（LAXPC）機器は、アストロサット観測セッションAO2、AO3、およびTO2中にX線連星システムHerX-1を観測しました。これらには、彼女のX-1が35日周期のさまざまな段階にある間の観測が含まれます：低状態、メイン高状態へのターンオン、メイン高状態のピーク、およびメイン高状態の早期低下。これらの観測には、中性子星の日食のいくつかのディップと1つの出口も含まれています。ここでは、これらの観測の光度曲線と柔らかさの比率の分析を示し、35日位相と軌道位相でのスペクトル変化の新しい特徴について説明します。メインハイ状態でのディップの新しい現象を発見しました。ディップの約半分は、カウント率が低下するにつれて一定の柔らかさの比率を示します。これは、これまでに見られなかったもので、高イオン化物質または非常に高密度の冷気物質が原因である可能性があります。ディップの残りの半分は、カウント率が低下するにつれて、柔らかさの比率が通常低下することを示しています。これらは冷気の吸収によって引き起こされ、以前から知られていました。
GPI 2.0：シミュレーションおよび予備的なコントラスト推定におけるリコンストラクターのパフォーマンスの最適化
| Title |
GPI_2.0_:_Optimizing_reconstructor_performance_in_simulations_and_preliminary_contrast_estimates |
| Authors |
Alexander_Madurowicz,_Bruce_Macintosh,_Lisa_Poyneer,_Duan_Li,_Jean-Baptiste_Ruffio,_Jean-Pierre_Veran,_S._Mark_Ammons,_Dmitry_Savransky,_Jeffrey_Chilcote,_Jerome_Maire,_Quinn_Konopacky,_Robert_J._De_Rosa,_Christian_Marois,_Marshall_Perrin,_Laurent_Pueyo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02321 |
チリのセロパチョンの山頂からハワイのマウナケア山の頂上に移動する間、ジェミニプラネットイメージャーは、ピラミッド波面センサーを含むさまざまなアップグレードを受け取るためにピットストップを行います。高度に非線形なセンサーとして、ピラミッドの応答を線形化するための標準的なアプローチは、ピラミッドの先端の周りのビームの急速な円形変調を誘発し、高乱流時の堅牢性と感度のトレードオフです。高時間分解能のフーリエ光学ベースのシミュレーションを使用して、動的に調整可能な変調パラメーターを使用してセンサーのパフォーマンスを最適化しようとする位相再構成アプローチを調査します。さまざまな変調および表示条件下でのセンサーの線形性とゲインの安定性、および非共通パスエラーを修正するセンサーの機能を調査しました。また、2つの山の上の大気柱の比較分析、および2つのシステムのエラー伝達関数を含むパフォーマンス推定値も示します。
レーザーガイド星の波面センシングに一般化された光学微分波面センサーを使用する
| Title |
Using_the_generalised-optical_differentiation_wavefront_sensor_for_laser_guide_star_wavefront_sensing |
| Authors |
Sebastiaan_Y._Haffert_and_Christoph_U._Keller_and_Richard_Dekany |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02336 |
レーザーガイド星（LGS）は、空の範囲を拡張するために多くの補償光学システムで使用されています。LGSと組み合わせて使用される最も一般的な波面センサーは、シャックハルトマン波面センサー（SHWFS）です。Shack-Hartmannは、画像を直接サンプリングするため、拡張ソース波面センシングには大きな欠点があります。この手順では、LGSの波面センシングに波面センサーである一般化光学微分波面センサー（g-ODWFS）を使用することを提案します。g-ODWFSは、サブアパーチャごとに4ピクセルしか使用せず、エイリアシングノイズがほとんどないかまったくないため、偽の低次エラーがなく、重心ゲインのキャリブレーションも必要ありません。この手順では、g-ODWFSとSHWFSを比較したシミュレーションの結果を示します。
LISAの準備：宇宙ベースの重力波科学への米国の参加を最大化するために必要なデータ、サポート、および準備
| Title |
Getting_Ready_for_LISA:_The_Data,_Support_and_Preparation_Needed_to_Maximize_US_Participation_in_Space-Based_Gravitational_Wave_Science |
| Authors |
Kelly_Holley-Bockelmann_(for_the_NASA_LISA_Study_Team):_Jillian_Bellovary,_Peter_Bender,_Emanuele_Berti,_Warren_Brown,_Robert_Caldwell,_Neil_Cornish,_Jeremy_Darling,_Matthew_Digman,_Mike_Eracleous,_Kayhan_Gultekin,_Zoltan_Haiman,_Kelly_Holley-Bockelmann,_Joey_Key,_Shane_Larson,_Xin_Liu,_Sean_McWilliams,_Priyamvada_Natarajan,_David_Shoemaker,_Deirdre_Shoemaker,_Krista_Lynne_Smith,_Marcelle_Soares-Santos,_Robin_(Tuck)_Stebbins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02650 |
NASALISA研究チームは、NASAが米国の科学者の参加を支援し、レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）ミッションからの科学的利益を最大化する方法を研究する任務を負いました。LISAは、NASAをジュニアパートナーとするESAが主導する重力波観測所であり、2034年に打ち上げられる予定です。調査結果の中には、フル機能の米国科学センターとオープンアクセスデータモデルによってLISA科学の生産性が大幅に向上しています。他の主要な使命が示しているように、科学センターは、研究革新、データ分析、ユーザーサポート、ユーザートレーニング、およびユーザーインタラクションの場所と増幅の両方として機能します。その最も基本的な機能では、米国の科学センターは、データ処理センターと米国のコミュニティがLISAデータ製品にアクセスするためのポータルをホストすることにより、LISA科学への参入を促進することができます。ただし、拡張されたLISAサイエンスセンターは次のことができます。データ製品の検証に必要な並列の独立した処理パイプラインの1つをサポートする。LISAが要求するデータ分析に関する高レベルの研究を刺激する。新しい天文台に慣れていないユーザーをサポートします。天体物理学と基礎研究を促進します。異常な発見を検証するために、機器の微妙な点へのインターフェースを提供します。新しいユーザーをトレーニングします。ゲスト調査員、ポスドク、学生プログラムを通じて研究コミュニティを拡大します。打ち上げのかなり前にUSLISAサイエンスセンターを設立することは、トレーニングの提供、トピックワークショップの開催、模擬カタログ、ソフトウェアパイプライン、およびドキュメントの配布によって、より広範な天文学コミュニティの参加に有益な影響を与える可能性があります。過去の経験は、成功した科学センターが立ち上げの数年前に設立されたことを示しています。この早期導入モデルは、LISAのような先駆的なミッションに特に関連する可能性があります。
シリカプラットフォーム上の天文アレイ導波路回折格子の性能限界
天文学でのアプリケーションのための大規模な高解像度アレイ導波路回折格子（AWG）の性能に対する位相誤差の影響の数値的および実験的研究を提示します。スカラー回折モデルを使用して、光導波路の長さのランダムな変化の下でのAWGの透過スペクトルを研究します。光導波路の長さを中心波長の最も近い整数倍に数値的にトリミングすることにより、位相エラー訂正をシミュレートします。カスタム製造されたシリカAWGの光学的長さ誤差分布は、周波数領域干渉法とインターフェログラム強度のモンテカルロフィッティングを使用して測定されます。最後に、最先端の技術を使用して製造された導波路アレイの位相誤差制限サイズの推定値を示します。後処理により、Hバンドの天体分光学のパフォーマンス制限要因として位相エラーが排除されることを示します。
重力波光過渡観測器（GOTO）
| Title |
The_Gravitational-wave_Optical_Transient_Observer_(GOTO) |
| Authors |
Martin_J._Dyer,_Danny_Steeghs,_Duncan_K._Galloway,_Vik_S._Dhillon,_Paul_O'Brien,_Gavin_Ramsay,_Kanthanakorn_Noysena,_Enric_Pall\'e,_Rubina_Kotak,_Rene_Breton,_Laura_Nuttall,_Don_Pollacco,_Krzysztof_Ulaczyk,_Joseph_Lyman,_Kendall_Ackley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02685 |
重力波光過渡観測器（GOTO）は、重力波源の光学的対応物の検出に焦点を当てた広視野望遠鏡プロジェクトです。GOTOは、共有ロボットマウント上に40cmユニット望遠鏡（UT）のアレイを使用します。これは、費用効果の高い方法で広い視野を提供するようにスケーリングします。完全なGOTOマウントは、8ユニットの望遠鏡を使用して、40平方度の全体的な視野を提供し、3分で20等級の深さに到達できます。GOTO-4プロトタイプは、2017年にラパルマで4ユニットの望遠鏡で開始され、2020年に完全な8望遠鏡アレイにアップグレードされました。2番目の8-UTマウントは、2021年初頭にラパルマに設置され、別のGOTOノードが設置されます。オーストラリアの南部のサイトでは、さらに2つのマウントシステムが計画されています。完了すると、各マウントがネットワーク化されて、ロボットによる二重半球天文台が形成されます。この天文台は、数夜ごとに目に見える空全体を調査し、一時的な発生源の迅速な追跡検出を可能にします。
GOTO望遠鏡制御システムの開発
| Title |
Developing_the_GOTO_telescope_control_system |
| Authors |
Martin_J._Dyer,_Vik_S._Dhillon,_Stuart_Littlefair,_Danny_Steeghs,_Krzysztof_Ulaczyk,_Paul_Chote,_Joseph_Lyman,_Duncan_K._Galloway,_Kendall_Ackley,_Yik_Lun_Mong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02686 |
重力波光過渡観測器（GOTO）は、重力波源の光学的対応物の検出に焦点を当てた広視野望遠鏡プロジェクトです。GOTO望遠鏡制御システム（G-TeCS）は、GOTO望遠鏡のハードウェアと夜間の操作を自律的に管理するカスタムロボット制御システムです。2017年にLaPalmaでGOTOプロトタイプを試運転して以来、制御システムの開発はアラート処理およびスケジューリングシステムに重点を置いてきました。これらにより、GOTOは一時的なアラートを受信して処理し、監視をスケジュールして実行することができます。すべて人間の関与は必要ありません。GOTOは最終的に、ラパルマとオーストラリア南部の両方の独立したマウントに複数の望遠鏡アレイを含めることが期待されています。完了すると、これらのマウントがリンクされて単一のマルチサイト天文台が形成され、調査と追跡観測を最適化するためのより高度なスケジューリングシステムが必要になります。
オリジン宇宙望遠鏡：最初の光から生命へ-ESA Voyage2050ホワイトペーパー
| Title |
Origins_Space_Telescope:_From_First_Light_to_Life_--_ESA_Voyage_2050_White_Paper |
| Authors |
M._C._Wiedner,_S._Aalto,_J._Birkby,_D._Burgarella,_P._Caselli,_V._Charmandaris,_A._Cooray,_E._De_Beck,_J.-M._Desert,_M._Gerin,_J._Goicoechea,_M._Griffin,_P._Hartogh,_F._Helmich,_M._Hogerheijde,_L._Hunt,_A._Karska,_Q._Krall,_D._Leisawitz,_G._Melnick,_M._Meixner,_M._Mikako,_Ch._Pearson,_D._Rigopoulou,_T._Roellig,_I._Sakon,_J._Staguhn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02731 |
オリジン宇宙望遠鏡（Origins）は、米国での2020年の天文学と天体物理学の10年間の調査に備えて、米国航空宇宙局（NASA）によって選択された4つの科学技術定義研究の1つです。起源は、塵と重い元素が宇宙の風景を恒久的に変えた時から現在の生活まで、私たちの起源の歴史をたどります。それは3つの主要な科学の質問に答えるように設計されています：銀河はどのようにして星を形成し、金属を作り、そして再電離からそれらの中心の超大質量ブラックホールを成長させるのですか？惑星形成の過程で居住性の条件はどのように発展しますか？M-矮星を周回する惑星は生命を支えていますか？Originsは、約2.8〜588{\mu}mの中赤外線から遠赤外線の波長で動作し、その低温（〜4.5K）の開口部と最新の状態により、以前の遠赤外線ミッションよりも1000倍以上感度が高くなっています。-アート楽器。
宇宙を手に持つ：コミュニケーションと研究のための3Dモデリングと印刷パイプラインの開発
| Title |
Holding_the_Cosmos_in_Your_Hand:_Developing_3D_Modeling_and_Printing_Pipelines_for_Communications_and_Research |
| Authors |
Kimberly_Kowal_Arcand,_Sara_Rose_Price,_Megan_Watzke_(Smithsonian_Astrophysical_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02789 |
3次元（3D）の視覚化により、可能な科学データ表現の宇宙が開かれました。3D印刷は、特に視覚障害者や視覚障害者の触覚モダリティで探索できる形式にデータを変換するというレンズを通して、一見抽象的で難解なデータセットにアクセスできるようにする可能性があります。この記事では、天体物理学、天文学、惑星科学における3Dモデリングについて簡単に説明した後、3D印刷された天体物理学および惑星地球物理学のデータセットと、それらの現在および将来のアプリケーションについて専門家以外のユーザーに説明します。この記事では、エクステンデットリアリティやデータのソニフィケーションなど、アクセシブルな科学研究やコミュニケーションにおける他の3Dデータ出力の将来のパイプラインと利点についても説明します。
銀河プローブとしてのこと座RR星の使用について。 II。金属量を推定するための新しい$ \ Delta $ Sキャリブレーション
| Title |
On_the_Use_of_Field_RR_Lyrae_as_Galactic_Probes._II._A_new_$\Delta$S_calibration_to_estimate_their_metallicity |
| Authors |
J._Crestani_(1,2,3),_M._Fabrizio_(3,4),_V.F._Braga_(3,4),_C._Sneden_(5),_G.W._Preston_(6),_I._Ferraro_(3),_G._Iannicola_(3),_G._Bono_(2,3),_A._Alves-Brito_(1),_M._Nonino_(7),_V._D'Orazi_(8,9),_L._Inno_(10),_M._Monelli_(11),_J._Storm_(12),_G._Altavilla_(3,4),_B._Chaboyer_(13),_M._Dall'Ora_(14),_G._Fiorentino_(3),_C.K._Gilligan_(13),_E._Grebel_(15),_H._Lala_(16),_B._Lemasle_(16),_M._Marengo_(17),_S._Marinoni_(3,4),_P.M._Marrese_(3,4),_C.E._Mart\'inez-V\'azquez_(18),_N._Matsunaga_(19),_J.P._Mullen_(17),_J._Neeley_(20),_Z._Prudil_(15),_R._da_Silva_(3,4),_P.B._Stetson_(21),_F._Th\'evenin_(15),_E._Valenti_(22),_A.R._Walker_(18),_M._Zoccali_(23,24)_((1)_Departamento_de_Astronomia,_Universidade_Federal_do_Rio_Grande_do_Sul,_Porto_Alegre,_Brazil,_(2)_Dipartimento_di_Fisica,_Universit\`a_di_Roma_Tor_Vergata,_Roma,_Italy,_(3)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Roma,_Monte_Porzio_Catone,_Italy,_(4)_Space_Science_Data_Center,_Roma,_Italy,_(5)_Department_of_Astronomy_and_McDonald_Observatory,_The_University_of_Texas,_Austin,_TX,_USA,_(6)_The_Observatories_of_the_Carnegie_Institution_for_Science,_Pasadena,_CA,_USA,_(7)_INAF-Osservatorio_Astronoico_di_Trieste,_Trieste,_Italy,_(8)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Padova,_Padova,_Italy,_(9)_School_of_Physics_and_Astronomy,_Monash_University,_Clayton,_Melbourne,_Australia,_(10)_Universit\`a_degli_Studi_di_Napoli_"Parthenope'',_Napoli,_Italy,_(11)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(12)_Leibniz-Institut_f\"ur_Astrophysik_Potsdam,_Potsdam,_Germany,_(13)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Dartmouth_College,_Hanover,_USA,_(14)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Capodimonte,_Napoli,_Italy,_(15)_Universit\'e_de_Nice_Sophia-antipolis,_CNRS,_Observatoire_de_la_C\^ote_d'Azur,_Laboratoire_Lagrange,_Nice,_France,_(16)_Astronomisches_Rechen-Institut,_Zentrum_f\"ur_Astronomie_der_Universit\"at_Heidelberg,_Heidelberg,_Germany,_(17)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Iowa_State_University,_Ames,_IA,_USA,_(18)_Cerro_Tololo_Inter-American_Observatory,_NSF's_National_Optical-Infrared_Astronomy_Research_Laboratory,_La_Serena,_Chile,_(19)_Department_of_Astronomy,_The_University_of_Tokyo,_Tokyo,_Japan,_(20)_Department_of_Physics,_Florida_Atlantic_University,_Boca_Raton,_FL,_USA,_(21)_Herzberg_Astronomy_and_Astrophysics,_National_Research_Council,_Victoria,_BC,_Canada,_(22)_European_Southern_Observatory,_Garching_bei_Munchen,_Germany,_(23)_Instituto_Milenio_de_Astrof\'isica,_Santiago,_Chile,_(24)_Pontificia_Universidad_Catolica_de_Chile,_Instituto_de_Astrofisica,_Santiago,_Chile) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02284 |
フィールドRRライレ（RRL）の最大かつ最も均質な分光調査を実施しました。143個のRRL（111個の基本、RRab、32個の最初の倍音、RRc）に対して$\upperx$6,300の高解像度（HR、R$\sim$35,000）スペクトルを確保しました。大気パラメータは従来のアプローチを使用して推定され、鉄の存在量はLTEライン分析を使用して測定されました。結果として得られる鉄の分布は、太陽の鉄の存在量に近づく、明確に定義された金属に富む尾を示しています。これは、フィールドRRLが初期のハロー形成で複雑な化学的濃縮を経験したことを示唆しています。これらのデータを使用して、$\Delta$Sメソッドの新しいキャリブレーションを開発しました。この診断は、CaIIKと3つのバルマー（H$_{\delta、\gamma、\beta}$）線の同等の幅に基づいており、RRLの金属量を追跡します。初めて、新しい経験的キャリブレーション：i）脈動サイクル全体にわたって収集されたスペクトルが含まれます。ii）RRc変数を含みます。iii）鉄の存在比で3つ以上のdexをカバーする分光キャリブレータに依存しています。iv）1、2、3のバルマー系列に基づく独立したキャリブレーションを提供します。新しいキャリブレーションは、SEGUE-SDSSと劣化したHRスペクトルの両方に適用され、5,001RRL（3,439RRab、1,562RRc）の合計6,451の低解像度（LR、R$\sim$2,000）スペクトルになりました。これにより、中央値が-1.55$\pm$0.01および$\sigma$=0.51dexの鉄の分布が得られ、文献の値とよく一致しました。また、RRcはRRab変数よりも0.10dex金属が少なく、分布が滑らかな金属が少ないこともわかりました。この発見は、金属の少ない恒星環境から金属の多い恒星環境に移行するときにRRc数が着実に減少することを示唆する理論的処方を支持しています。
AAタウの2011年の調光イベントにおける星周絶滅の差分測定
| Title |
A_Differential_Measurement_of_Circumstellar_Extinction_for_AA_Tau's_2011_Dimming_Event |
| Authors |
K._R._Covey,_K._A._Larson,_G._J._Herczeg,_and_C._F._Manara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02415 |
AAタウは、高度に傾斜した、ゆがんだ星周円盤を持つ古典的なTタウリ星です。何十年もの間、AAタウは、星周物質による一次星の掩蔽として首尾よくモデル化された測光および分光学的変動を示しました。2011年、AAタウは、おそらく星周塵のレベルが上昇したために、拡張されたかすかな状態になりました。2008年と2014年の12月に取得されたAAタウの2セットの同時光学NIRスペクトルを使用して、AAタウの2011年の光学フェードを駆動するダスト増強に関連する波長依存の消滅を直接測定します。単独で考えると、AAタウの見かけの光学NIR増加消光曲線は、標準的な消光法則にうまく適合できません。光波長では、AAタウの調光イベントは$A_V=2$の増加に対する一般的な消滅モデルの予測と一致していますが、そのようなモデルはNIR波長でのAAタウの過剰な色を再現していません。ベール放出が明らかな異常なNIR消滅の原因であることを示します。このベールフラックスを含めた後、AAタウの調光イベントは全光学NIR範囲にわたって標準の$A_V=2$消滅法則と一致します。また、2011年のフェード以降のAAタウの中赤外フラックスの増加を報告し、AAタウの内側ディスクの高さの増加がIRの明るさと視線に沿った追加の消滅の両方の最も可能性の高い説明であることを示唆します。この分析は、AAタウの理解を知らせることに加えて、測定可能なNIRベールフラックスを持つ若い星のNIR色-色過剰から絶滅（および恒星パラメーター）を推測するときに注意を払う必要があることを示しています。
相互作用するホログラフィック暗黒エネルギーモデルにおける密度摂動
現在の研究は、宇宙論モデルの密度コントラストの進化を扱っており、標準的なコールドダークマター（CDM）とともに、現在の宇宙にはホログラフィックダークエネルギー（HDE）も含まれています。特徴的な赤外線（IR）カットオフは、将来の事象の地平線と見なされます。HDEはCDMと対話することができます。密度コントラストの方程式は数値積分されます。相互作用の存在に関係なく、物質の摂動には成長モードがあることがわかります。HDEは、CDMと非常によく似ているため、摂動が大きくなることもわかっているため、クラスター化することもできます。注目すべき興味深い点は、HDEに対応する密度コントラストが最近の過去にピークを持ち、現在の時代に減衰していることです。もう1つの特徴は、事象の地平線が相互作用の存在下で宇宙の加速膨張を自然に生成しないため、IRカットオフです。
電磁流体力学的乱流の再結合制御減衰と不変量の役割
| Title |
Reconnection-controlled_decay_of_magnetohydrodynamic_turbulence_and_the_role_of_invariants |
| Authors |
David_N._Hosking,_Alexander_A._Schekochihin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01393 |
平均磁場がない場合の、磁気的に支配され、減衰する乱流の新しい理論的図を提示します。このような乱流は、以前に想定されていた理想的なダイナミクスではなく、磁気構造の再結合によって支配されることを示しています。再接続磁場によって満たされる位相的制約を表す特定の積分不変量の保存を尊重しながら、乱流が再接続タイムスケールで減衰することを提案することにより、磁気エネルギー減衰法則の予測を取得します。よく知られているように、磁気ヘリシティは、最初はらせん状の磁場構成に対してそのような不変量ですが、体積平均磁気ヘリシティ密度が消失する非らせん状の崩壊を制約しません。このような減衰に対して、流体力学的乱流のLoitsyanskyおよびSaffman不変量に類似した、含まれるランダム（$\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}$のべき法則を予測します。、それぞれ。サフマンのような不変量の保存の対象となる乱流系の崩壊の一般原理を定式化し、それを強い平均磁場を持つMHD乱流と、磁気エネルギーと運動エネルギーの間の初期等分配を持つ等方性MHD乱流にどのように適用できるかを提案します。
強力な宇宙検閲官仮説の証拠
ペンローズの強力な宇宙検閲官仮説は、動的に形成されたブラックホール内のコーシーの地平線は、ブラックホールに落ちる残留物質場に対して不安定であると主張しています。この予想の物理的重要性は、一般相対性理論が真に決定論的な重力理論であるための必要条件を提供するという事実から生じています。非漸近的に平坦なブラックホール時空におけるペンローズ予想の運命を決定することは、近年の集中的な研究努力の焦点となっています。現在のエッセイでは、物理的に現実的な（動的に形成された）湾曲したブラックホール時空における興味をそそるペンローズ予想の妥当性について、ベッケンシュタインの一般化された熱力学の第二法則に基づく非常にコンパクトな証明を提供します。
繰り込み点での$ O（N）$対称スカラー場とド・ジッター時空の量子逆反応：繰り込みスキームと宇宙定数のスクリーニング
| Title |
Quantum_backreaction_of_$O(N)$-symmetric_scalar_fields_and_de_Sitter_spacetimes_at_the_renormalization_point:_renormalization_schemes_and_the_screening_of_the_cosmological_constant |
| Authors |
Diana_L._L\'opez_Nacir_and_Juli\'an_Rovner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01816 |
一般的な曲線時空において、結合定数$\lambda$を持つ四次$O（N）$対称ポテンシャルを持つ$N$自己相互作用量子スカラー場の理論を検討します。さまざまな繰り込みスキームの$1/N$展開の先頭で、半古典的アインシュタイン方程式の繰り込みプロセスを分析します。つまり、時空のジオメトリを繰り込み点でミンコフスキーに設定する従来のスキームと、新しいスキーム（元々は[1,2]）で提案されており、ジオメトリを固定ドジッター時空のジオメトリに設定しました。特に、膨張率$H$よりもはるかに小さい質量を持つドジッター時空の場の量子逆反応を研究します。繰り込み点で古典的なド・ジッター背景解を使用するスキームが、ド・ジッター時空に対する量子効果を研究するのに最も適切であることがわかります。このようなスキームを採用すると、逆反応は$H^2/M_{pl}^2$によって抑制され、対数増強係数$\ln{\lambda}$はなく、古典的な宇宙定数のわずかなスクリーニングしか得られません。そのような場の量子論の逆反応。新しいスキームの使用は、宇宙論に関連する他の時空での量子効果を研究するために、従来のスキームよりも適切である可能性があることを指摘します。
強磁場領域でマルチモーダル重力波形をモデル化するための新しい効果的な歳差運動スピン
| Title |
A_new_effective_precession_spin_for_modelling_multi-modal_gravitational_waveforms_in_the_strong-field_regime |
| Authors |
Lucy_M._Thomas,_Patricia_Schmidt,_Geraint_Pratten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02209 |
歳差運動するブラックホール連星から後期のインスピレーション、合併、リングダウンまでの完全な重力波信号を正確にモデル化することは、依然として困難な問題です。一般的なダブルスピンシステムの歳差運動のダイナミクスに対する分析ソリューションの欠如、および問題の高次元性は、重力波データ分析で使用される半分析波形モデルへの強磁場スピン歳差運動情報の組み込みを曖昧にします。以前は、スピンの自由度の数を減らすために、効果的な歳差運動スピン$\chi_p$が導入されていました。ここでは、$\chi_p$だけでは、高次の多極モード、特に$（2,1）$モードなどの歳差運動のために強いインプリントを運ぶモードを正確に再現できないことを示します。高モードコンテンツを改善するために、特に強磁場領域での歳差運動効果を波形モデルに正確に組み込むことを容易にするために、効果的な歳差運動スピンベクトル$\vec{\chi}_による新しい次元削減を導入します。\perp$は、両方のブラックホールからの歳差運動するスピン情報を考慮に入れます。この適応された効果的な歳差運動スピンは、（i）完全に歳差運動する構成の歳差運動のダイナミクスを非常によく模倣し、（ii）高次モードで歳差運動の特徴を捉え、（iii）レムナントブラックの最終状態を再現することを示します。圧倒的多数の構成に対応する高精度の穴。強磁場領域でのこの2次元歳差運動スピンの有効性を示し、合併と残りのブラックホールによる高次モードの忠実な表現により、半解析的波形モデルの歳差運動セクターの有意義なキャリブレーションへの道を開きます。スピン。
光と粒子の量子重力の波動光学
ミンコフスキー時空背景下での量子重力の影響が考慮されます。量子重力の完全な理論がないにもかかわらず、粒子と光の伝播に対する量子重力変動の影響について、非常に具体的で明確な予測を行うことができることが示されています。真空中の重力ポテンシャルの演算子は、相関器$<0|\hat\Phi（{\bfr}）\hat\Phi（{\bfr}^\prime）|0>\simを持っていることが示されています。\delta（{\bfr}-{\bfr}^\prime）/M_p^3$。その結果、非相対論的な巨大粒子波は、粒子速度の4度に比例する距離でコヒーレンスを失います。コヒーレント電磁波は、周波数の5次に反比例してメートル法の変動により減衰します。
GBD理論のパラティーニ形式における線形化された物理学と重力波分極
| Title |
Linearized_physics_and_gravitational-waves_polarizations_in_the_Palatini_formalism_of_GBD_theory |
| Authors |
Jianbo_Lu,_Jiachun_Li,_Hui_Guo,_Zhitong_Zhuang,_Xin_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02343 |
この論文では、パラティーニ形式の枠組みにおける一般化されたブランス・ディッケ（GBD）理論を提案します。変分法を使用して場の方程式を導き出し、弱場近似法を使用して線形化された方程式を取得します。GBD理論のパラティーニ形式で幾何学的スカラー場のさまざまな特性を示します。GBD理論のメートル形式で与えられた結果とは異なり、質量がなく、ソースがありません。また、Palatini-GBD理論で測地線偏差法とニューマン-ペンローズ法を用いて重力波（GW）の偏波モードを調べます。Palatini-GBD理論には、3つの偏光モードと4つの振動があることが観察されています。具体的には、2つの横テンソル（$+$）と（$\times$）の標準偏光モード、および1つの呼吸モード（2つの振動）です。Palatini-GBD理論のGW偏光の結果は、4つの偏光モードがあるメトリックGBD理論の結果とは異なります。2つの標準テンソルモード（$+$と$\times$）、スカラー呼吸モード、縦方向の偏光と呼吸の偏光が混在する大規模なスカラーモード。パラティーニ-$f（\tilde{R}）$理論と一般相対性理論を比較すると、GW分極の余分な呼吸モードがパラティーニ-GBD理論に見られることがわかります。最後に、パラメータ化されたポストニュートン（PPN）パラメータの式が導出され、実験テストに合格する可能性があります。
銀河団の豊かさの推定のための光波長ガイド付き自己監視特徴学習
| Title |
Optical_Wavelength_Guided_Self-Supervised_Feature_Learning_For_Galaxy_Cluster_Richness_Estimate |
| Authors |
Gongbo_Liang,_Yuanyuan_Su,_Sheng-Chieh_Lin,_Yu_Zhang,_Yuanyuan_Zhang,_Nathan_Jacobs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02368 |
近くの宇宙のほとんどの銀河は、銀河団または銀河群に重力で結合しています。光学的豊かさなどのそれらの光学的内容は、現代の天文学と宇宙論における銀河と大規模構造の共進化を理解するために重要です。光学的豊かさの決定は難しい場合があります。マルチバンド光学画像から光学的豊かさを推定するための自己監視アプローチを提案します。この方法では、事前トレーニングにマルチバンド光学画像のデータプロパティを使用します。これにより、大きながラベルのないデータセットから特徴表現を学習できます。提案した方法をスローンデジタルスカイサーベイに適用します。結果は、光学的豊かさの推定により、平均絶対誤差と固有散乱がそれぞれ11.84％と20.78％低下し、ラベル付きトレーニングデータの必要性が最大60％減少することを示しています。提案された方法は、ラベルのないマルチバンド画像が多数利用できる天文学と宇宙論に役立つと信じていますが、画像ラベルの取得にはコストがかかります。
アクシオンの逆プリマコフ散乱に関する注記
アクシオン、特に太陽アクシオンのようなO（1）keVエネルギーを持つアクシオンの逆プリマコフ散乱を再検討します。このようなアクシオンの場合、散乱過程の断面積はターゲット原子の構造に大きく依存します。現実的な原子形状係数を使用して散乱断面積を再評価し、以前の結果と1桁以上異なる可能性があることを確認しました。また、運動量移動のサイズが$\lesssim1$keVの場合、最終状態に励起またはイオン化された原子が含まれる非弾性散乱プロセスが同等であるか、支配的である可能性があることもわかりました。さらに、エネルギーがO（10）MeVである超新星アクシオンの散乱を考慮し、この場合、断面積が原子構造にほとんど依存しないことを示します。また、O（1）逆プリマコフイベントは、将来のニュートリノ実験で近くの超新星からのアクシオンに期待されることを指摘します。これは、このプロセスの検索戦略に関するより詳細な研究を必要とする可能性があります。
非スローロールインフレーションへの分析的アプローチ
インフレーション中の非スローロール進化の短い期間は、原始ブラックホール、または小規模で強化されたインフレーション重力波スペクトルとして、興味深い観察可能な結果を生み出す可能性があります。スローロール違反の短いフェーズを含む単一フィールドシナリオの予測を研究するためのモデルに依存しない分析的アプローチを開発します。私たちの方法は、テイラーが宇宙論的変動の方程式を少量で拡張することに基づいています。これは、非スローロール時代の期間をパラメーター化します。摂動のスーパーホライズンスペクトルは、いくつかの有効なパラメーターによって記述され、数値および分析研究で一般的に見られるように、顕著なディップとそれに続く振幅の急速な増加によって特徴付けられます。スペクトルのディップ位置$k_{\rmdip}/k_*$と最大エンハンスメント$\Pi_{\rmmax}$は、法則$k_{\rmdip}/k_によって関連付けられていることがわかります。*\propto\Pi_{\rmmax}^{-1/4}$、そして比例定数を決定します。スローロール違反の単一のエポックについて、以前の研究を確認し、ディップのかなり後のスペクトルの最も急な勾配がスペクトルインデックス$n-1\、=\、4$を持っていることを発見しました。一方、スローロール違反の複数のフェーズでは、スペクトルの傾きは一般に強化されます。たとえば、準ドジッター展開のフェーズによって分離されたスローロール違反の2つのエポックが発生すると、スペクトルインデックスが値$n-1\、=\、8$に達する可能性があることがわかります。この現象は、スペクトルの傾きが、インフレーション中に発生した非スローロールフェーズの履歴を記憶していることを示しています。
連続する再接続ジェットフロント間のイオン加速のその場証拠
| Title |
In_situ_evidence_of_ion_acceleration_between_consecutive_reconnection_jet_fronts |
| Authors |
Filomena_Catapano,_Alessandro_Retino,_Gaetano_Zimbardo,_Alexandra_Alexandrova,_Ian_J._Cohen,_Drew_L._Turner,_Olivier_Le_Contel,_Giulia_Cozzani,_Silvia_Perri,_Antonella_Greco,_Hugo_Breuillard,_Dominique_Delcourt,_Laurent_Mirioni,_Yuri_Khotyaintsev,_Andris_Vaivads,_Barbara_L._Giles,_Barry_H._Mauk,_Stephen_A._Fuselier,_Roy_B._Torbert,_Christopher_T._Russell,_Per_A._Lindqvist,_Robert_E._Ergun,_Thomas_Moore,_and_James_L._Burch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02641 |
非定常再結合によって駆動されるプロセスは、多くの天体プラズマの粒子を効率的に加速することができます。例として、流出領域の再接続ジェットフロントがあります。地上磁気圏テールの磁気圏マルチスケールミッションによって観測された2つの連続した再結合ジェットフロント間の超熱イオン加速の証拠を提示します。地球に向かって伝播するジェットは、2番目に速いジェットによって接近されます。ジェット間では、熱イオンはほとんど磁場に垂直であり、トラップされ、平行方向に最大150keVまで徐々に加速されます。観測によれば、イオンは主に、2つのジェットフロントの間に形成された収縮する磁気ボトル内のフェルミのようなメカニズムによって加速されます。イオン加速メカニズムは、さまざまな再結合率によって生成されるジェットフロントが一般的であり、複数のジェットフロントの相互作用も乱流環境を発生させる可能性がある他の環境でおそらく効率的です。恒星と太陽の噴火で。
| Title |
Black_hole_solutions_in_modified_gravity_induced_by_quantum_metric_fluctuations |
| Authors |
Jin-Zhao_Yang,_Shahab_Shahidi,_Tiberiu_Harko_and_Shi-Dong_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02723 |
幾何学的作用にメートル法の量子ゆらぎを含めることは、重力の量子特性を理解するための有望な手段です。このアプローチでは、メートル法は、古典的部分と変動部分の合計に分解されます。量子起源は、一般に、メートル法と物質場を表す熱力学的量から構築された任意の2次テンソルで表すことができます。。本論文では、変分原理から得られた修正場方程式の球対称静的ブラックホール解に対する量子ゆらぎの影響を、量子補正テンソルがスカラー場の結合によって与えられると仮定して調査します。計量テンソル。場の方程式を無次元形式で再定式化し、適切な独立した半径座標を導入することにより、それらの解を数値的に取得します。計量テンソル成分の特異点の存在からブラックホールの形成を検出します。スカラー場ポテンシャルの異なる関数形式に対応するいくつかのモデルが考慮されます。ブラックホール溶液の熱力学的特性（水平温度、比熱、エントロピー、ホーキングの光度による蒸発時間）も調査されます。
標準模型IIにおける$ N _ {\ rm eff} $の正確な計算に向けて：フレーバー振動と有限温度QEDの存在下でのニュートリノデカップリング
| Title |
Towards_a_precision_calculation_of_$N_{\rm_eff}$_in_the_Standard_Model_II:_Neutrino_decoupling_in_the_presence_of_flavour_oscillations_and_finite-temperature_QED |
| Authors |
Jack_J._Bennett,_Gilles_Buldgen,_Pablo_F._de_Salas,_Marco_Drewes,_Stefano_Gariazzo,_Sergio_Pastor,_Yvonne_Y._Y._Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02726 |
この研究では、宇宙のニュートリノから光子へのエネルギー密度を定量化する、ニュートリノの有効数の標準モデルベンチマーク値$N_{\rmeff}^{\rmSM}$の新しい計算を示します。この計算では、ニュートリノフレーバーの振動、${\calO}（e^3）$への量子電磁力学プラズマの有限温度効果（$e$は電気素量）、およびニュートリノの完全な評価が考慮されます。-ニュートリノ衝突積分。さらに、（i）弱い衝突積分のオプションの近似モデリング、（ii）測定への値の依存性をテストすることにより、ベンチマーク$N_{\rmeff}^{\rmSM}$値の不確実性の詳細な評価を提供します。弱いセクターの物理的パラメーターのエラー、および（iii）特に運動量の離散化に関連する数値収束。私たちの新しい推奨標準モデルベンチマークは$N_{\rmeff}^{\rmSM}=3.0433\pm0.0002$です。ここで、名目上の不確実性は主に数値解法手順で発生したエラーに起因し、太陽の混合角度$\sin^2\theta_{12}$。
