PBHの質量分布とGWから近隣の景観をグラフ化する
| Title |
Charting_the_Landscape_in_Our_Neighborhood_from_the_PBHs_Mass_Distribution_and_GWs |
| Authors |
Amjad_Ashoorioon,_Abasalt_Rostami,_and_Javad_T._Firouzjaee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02817 |
CMBスケールで最新のPLANCK制約を満たし、質量範囲$10^{-17}〜M_{\odotで、暗黒物質のエネルギー密度全体を原始ブラックホール（PBH）として生成するダブルフィールドインフレーションモデルを明示的に構築します。}\lesssimM_{{}_{\rmPBH}}\lesssim10^{-13}〜M_{\odot}$。PBHは、インフレーションの過程で核形成する真の真空の泡からスローロールインフレーションが終了した後に生成されます。この質量範囲でPBHを取得すると、インフレのスケールが非常に低くなり、$10^{-7}〜{\rmGeV}\lesssimH\lesssim10^{-3}〜{\rmGeV}$になり、CMBスケールで重力波を観測する努力は無駄です。ただし、ビッグバン元素合成（BBN）を成功させるには十分な高さです。代わりに、ローリング準安定方向から潜在的な真の真空への出口は、確率的重力波バックグラウンド（SGWB）を残す一次相転移（PT）で発生する可能性があります。これは、LISAで観測できる可能性があります。気泡壁の衝突からこのような一次PT中に生成されたPBHは、PBHの質量スペクトルにほとんど寄与しないことを示します。インフレの終わりからのPBHと可能なSGWBの質量分布を調べると、近隣の景観の地形に関する貴重な情報を得ることができるかもしれません。
フェルミおよびCTA時代の多波長HST / CANDELS調査からの進化する銀河系外背景光の観測的決定
| Title |
An_observational_determination_of_the_evolving_extragalactic_background_light_from_the_multiwavelength_HST/CANDELS_survey_in_the_Fermi_and_CTA_era |
| Authors |
Alberto_Saldana-Lopez_(UniGE,_UCM),_Alberto_Dom\'inguez_(UCM),_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez_(CAB/INTA),_Justin_Finke,_Marco_Ajello,_Joel_R._Primack,_Vaidehi_S._Paliya,_Abhishek_Desai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03035 |
拡散銀河外背景光（EBL）は、主に宇宙の歴史上の星形成過程によって生成された紫外線（UV）、光学、および赤外線（IR）の光子によって形成され、銀河の進化と宇宙論に関する重要な情報が含まれています。ここでは、より高い赤方偏移とIR強度の現在の不確実性を減らすことを目的とした、純粋に銀河データに基づく新しいアプローチを使用して、進化するEBLスペクトルエネルギー分布の新しい決定を提示します。私たちの計算では、ハッブル宇宙望遠鏡の近赤外線深銀河外レガシー調査（CANDELS）の5つのフィールドで、最大$z\sim6$まで検出された約150,000個の銀河のサンプルのUVから遠赤外線までの多波長観測を使用しています。宇宙望遠鏡。これは、これまでに取得された中で最も包括的で最も深い多波長銀河データセットの1つです。これらの前例のないリソースにより、$z\sim6$までの全体的なEBLの進化とその不確実性を導き出すことができます。私たちの結果は、銀河調査から推定された宇宙観測量と、遠赤外線を含む単色光度密度や星形成率密度などの$\gamma$線の減衰も最高の赤方偏移で一致しています。高赤方偏移で最大数十TeVの$\gamma$線に対してロバストである、EBL近似からの光学的厚さは、コンパニオンペーパーで報告されます。
| Title |
Primordial_Black_Hole_Merger_Rate_in_Ellipsoidal_Collapse_Dark_Matter_Halos |
| Authors |
Saeed_Fakhry,_Javad_T._Firouzjaee_and_Mehrdad_Farhoudi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03211 |
LIGO検出器による重力波検出から推定された原始ブラックホール（PBH）による暗黒物質の存在量を説明するために、ハローの楕円体崩壊モデルにおける併合率を研究しました。楕円体モデルの各ハロー内のPBHの合併率は、球形モデルよりも重要であることを示しました。楕円体崩壊ハローモデルの単位時間あたりおよび単位体積あたりのPBHの合併率は、対応する球形モデルよりも約1桁高いと指定しました。さらに、赤方偏移の関数としてのPBHの総合併率の変化を計算しました。結果は、モデルから予想されるように、楕円体ハローモデルの進化が球形ハローモデルよりも感度が高いことを示しています。最後に、楕円体モデルと球形モデルのコンテキスト内でのPBHの存在量に対する制約を示しました。結果をLIGO感度ウィンドウと比較することにより、楕円体崩壊ハローモデルの合併率が約$0.1$のPBHフラクションのウィンドウに入り、したがって、暗黒物質の多成分シナリオを強化することを示しました。
フィールドレベルでの赤方偏移空間における銀河のモデリング
| Title |
Modeling_Galaxies_in_Redshift_Space_at_the_Field_Level |
| Authors |
Marcel_Schmittfull,_Marko_Simonovi\'c,_Mikhail_M._Ivanov,_Oliver_H._E._Philcox,_Matias_Zaldarriaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03334 |
初期条件の実現を前提として、フィールドレベルで赤方偏移空間銀河の過密度を予測するために、摂動理論に基づいた分析フォワードモデルを開発します。モデルとシミュレートされた銀河密度の間の残留ノイズは、ショットノイズに匹敵するサイズで、大規模に白いパワースペクトルを持っていることがわかります。やや非線形の領域では、視線に沿った小さなスケールの大きなノイズに対応して、ノイズパワースペクトルに$k^2\mu^2$の補正が見られます。この補正のパラメトリック形式は以前に理論的根拠に基づいて予測されており、シミュレーションはその存在の重要な確認を提供します。また、フィールドレベルで銀河の速度をモデル化し、シミュレートされた銀河の速度と比較したところ、シミュレートされた銀河サンプルの残差rms速度の半分は銀河の約$10\％$が原因であることがわかりました。
| Title |
Tracing_dark_energy_history_with_gamma_ray_bursts |
| Authors |
M._Muccino,_L._Izzo,_O._Luongo,_K._Boshkayev,_L._Amati,_M._Della_Valle,_G.B._Pisani,_E._Zaninoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03392 |
$z\sim9$までのガンマ線バーストの観測は、中間の赤方偏移での宇宙の状態方程式の可能な進化を研究するのに最も適しています。174個のガンマ線バーストのサンプルにコンボ関係を適用して、ダークエネルギーパラメーター$w（z）$が進化している可能性のある証拠を調査します。最初にガンマ線バーストハッブル図を作成し、次にフラットおよび非フラットの$\Lambda$CDMパラダイムのフレームワークでセット（$\Omega_m$、$\Omega_{\Lambda}$）を推定します。次に、$w$CDMモデルの限界を取得します。ここで、$w$は赤方偏移とともに進化すると考えられ、$4.4$-$\sigma$で張力がかかっているハッブル定数、つまり$H_0=（67.4\pm0）に対して2つの事前分布を採用します。5）$km/s/Mpcおよび$H_0=（74.03\pm1.42）$km/s/Mpc。$z\leq1.2$で、$w（z）$が1$\sigma$内で標準値$w=-1$と一致することがわかるため、新しいサンプルが$\Omega_m$に対してより厳しい制約を提供することを示します。$z$が大きい場合は状況が逆になり、ガンマ線バーストは$w=-1$から$2$-$\sigma$および$4$-$\sigma$で逸脱しているように見える$w（z）$をより適切に修正しますレベル、赤方偏移ビンに応じて。特に、7つの赤方偏移間隔にわたる区分的定式化を通じて$w（z）$の進化を調査します。フィッティング手順から、$z\geq1.2$では、$w<-1$の場合を完全に除外できないことを示します。これは、$z$が大きいほどダークエネルギーの影響が無視できないことを示しています。ダークエネルギーの宇宙論的進化を調査するための強力なツールとして、コンボ関係を確認します。将来の宇宙ミッションは、より小さな赤方偏移でもガンマ線バーストデータベースを大幅に充実させ、この論文で議論された結果を事実上改善するでしょう。
原始重力波の診断ツールとしての相互相関
| Title |
Cross-correlations_as_a_Diagnostic_Tool_for_Primordial_Gravitational_Waves |
| Authors |
Ameek_Malhotra,_Ema_Dimastrogiovanni,_Matteo_Fasiello,_Maresuke_Shiraishi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03498 |
明示的な例を作成することにより、特定の重力波信号の原始的な性質を確立する方法として、確率論的重力波背景異方性とCMB温度変動との相互相関の有効性を調査および裏付けます。スカラー・テンソル・テンソル原始非ガウス性によって引き起こされる重力波異方性の場合を考えます。私たちの分析は、四重極依存性を含む、さまざまな角度の振る舞いを示す異方性にまたがっています。地上ベースのEinstein望遠鏡、CosmicExplorer、宇宙ベースのBigなど、いくつかの提案された実験の相互相関測定の結果として得られた非線形パラメーター$F_{\rmNL}$の予想される不確実性を計算します。-バンオブザーバー。将来の調査計画のベンチマークとして、非線形性パラメーターの理論的で宇宙分散が制限された誤差も計算します。
大規模なクラスターカウンターパートとしての宇宙ボイドの識別
| Title |
Identification_of_Cosmic_Voids_as_Massive_Cluster_Counterparts |
| Authors |
Junsup_Shim,_Changbom_Park,_Juhan_Kim,_Ho_Seong_Hwang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03511 |
ボイドは巨大なクラスターのカウンターパートであるという物理的に動機付けられた概念を採用することにより、物質密度フィールドから宇宙ボイドを識別する方法を開発します。概念を証明するために、$\Lambda$CDMシミュレーションのペア、参照、およびその初期密度反転ミラーシミュレーションを使用し、ボイドの有効サイズと対応するクラスターの質量との関係を調べます。銀河団スケールの暗黒物質ハローは、暗黒物質粒子をリンクすることにより、ミラーシミュレーションで$z=0$で識別されます。各クラスターに対応するボイドは、参照シミュレーションでクラスターのメンバー粒子が占める領域として定義されます。$10^{13}h^{-1}M_{\odot}$よりも重いハローに対応するボイドを調べます。ボイドサイズと対応するクラスター質量の間のべき乗則スケーリング関係を見つけます。対応するクラスター質量が$10^{15}h^{-1}M_{\odot}$を超えるボイドは、シミュレートされたボリューム全体の$\sim1\％$を占めますが、この割合は、$10^{13}h^{-1}M_{\odot}$を超える対応するクラスター質量。識別されたボイドの密度プロファイルは、普遍的な関数形式に従うこともわかります。これらの発見に基づいて、平滑化スケール、密度しきい値、最小コア分率などの3つのパラメーターを利用して、ミラー情報なしで物質密度フィールドからクラスターカウンターパートボイドを直接識別する方法を提案します。$3\times10^{14}h^{-1}M_{\odot}$よりも大きいクラスターに対応するボイドを70〜74\％レベルの完全性と信頼性で回復します。私たちの結果は、ボイドを特定の質量スケールのクラスターに関連付ける方法でボイドを特定できることを示唆しています。
大規模な宇宙における原始物理学の位相的エコー
永続的なホモロジーを介して宇宙論の初期条件を特徴付け、制約するためのパイプラインを提示します。関心のある宇宙論的観測量は大規模構造の宇宙ウェブであり、問題の初期条件は原始密度摂動の非ガウス性（NG）です。ガウスおよび非ガウス初期条件での暗黒物質ハローのシミュレーションのために、持続性図と導出された統計を計算します。計算上の理由と実験的観測との接触のために、パイプラインは完全なシミュレーションのサブボックスで永続性を計算し、シミュレーションは均一なハロー数にサブサンプリングされます。軽度のNG（$f_{\rmNL}^{\rmloc}=10$）のデータを識別するためのテンプレートとして、大きなNG（$f_{\rmNL}^{\rmloc}=250$）のシミュレーションを使用します。、サイズ$40〜（\textrm{Gpc/h}）^{3}$のいくつかの立方体ボリュームでパイプラインを実行すると、$97.5\％で$f_{\rmNL}^{\rmloc}=10$が検出されます。最高の単一統計のボリュームの$\sim85\％$に対する$信頼。全体を通して、統計的推論の入力としてトポロジー的特徴の解釈可能性の恩恵を受けています。これにより、以前の第一原理計算と接触し、新しい予測を行うことができます。
パラティーニ定式化における臨界点ヒッグスインフレ
| Title |
Critical_point_Higgs_inflation_in_the_Palatini_formulation |
| Authors |
Vera-Maria_Enckell,_Sami_Nurmi,_Syksy_Rasanen_and_Eemeli_Tomberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03660 |
ループ補正が変曲点と同様の特徴を生成する場合に、くりこみ群がポテンシャルを改善したパラティーニ定式化におけるヒッグスインフレーションを研究します。Higgsの四次結合$\lambda$と上部の湯川相互作用$y_t$にしきい値補正があると仮定して、2つのジャンプと非最小結合$\xi$によって形成される3次元パラメーター空間をスキャンします。スペクトルインデックス$n_s$は、観測的に許容される範囲内の任意の値を取ることができます。実行の下限は$\alpha_s>-3.5\times10^{-3}$であり、$\alpha_s$は観測の上限と同じ大きさにすることができます。ランニングのランニングは少ないです。テンソルとスカラーの比率は$2.2\times10^{-17}<r<2\times10^{-5}$です。機能の近くでスローロールに違反する可能性があり、超スローロールの可能性のある期間がCMB予測の範囲の拡大に寄与することがわかりました。それにもかかわらず、最も単純なツリーレベルのアクションでは、テンソルとスカラーの比率が小さいため、量子補正を考慮しても、Palatiniの定式化はメトリックの定式化と区別できます。
原始ブラックホールによる小規模構造のブーストとサブGeV暗黒物質消滅への影響
| Title |
Boosting_small-scale_structure_via_primordial_black_holes_and_implications_for_sub-GeV_dark_matter_annihilation |
| Authors |
Kenji_Kadota_and_Joseph_Silk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03698 |
DMのサブコンポーネントを構成する原始ブラックホール（PBH）の存在下で強化された下部構造により、暗黒物質（DM）の消滅が促進される可能性を探ります。PBHは、初期の構造形成を引き起こす小さなスケールでエントロピー変動を生成する可能性があり、DM全体の大部分は、高赤方偏移（$z\gtrsim100$）で形成されたこれらの崩壊したオブジェクトに存在する可能性があります。その結果、このような初期形成ミニハロは、従来のシナリオ（PBHなし）よりも密度が高く、潮汐破壊に対してより回復力があります。DM下部構造による消滅ブーストのシナリオは、PBHの存在下でより重いDMと比較してあまり調査されていない軽い（$<1$GeV）DMにとって特に興味深いものです。
画像に基づいて宇宙論的パラメータを推定するための新しい方法画像が提示されます。この論文では、暗黒物質粒子の質量を制約するための畳み込みニューラルネットワーク（CNN）の使用を示します。この目的のために、さまざまな暗黒物質粒子質量を使用して一連のN体シミュレーションを実行し、CNNをトレーニングし、密度コントラストマップを使用して暗黒物質質量を推定します。提案手法は、2点相関関数などの要約統計量に基づく手法を補完するものです。CNN分類の結果を、暗黒物質粒子の分布の2点相関から得られた結果と比較すると、CNNの方がパフォーマンスが優れていることがわかります。さらに、ランダムガウスシミュレーションから作成された画像を使用して、CNNをトレーニングします。次に、N体シミュレーションと2点相関によってトレーニングされたCNNと比較されます。ランダムガウストレーニング済みCNNは、2点相関に匹敵するパフォーマンスを示します。
大偏差理論による開口質量場の確率分布関数
| Title |
Probability_distribution_function_of_the_aperture_mass_field_with_large_deviation_theory |
| Authors |
Alexandre_Barthelemy,_Sandrine_Codis_and_Francis_Bernardeau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03831 |
断層撮影宇宙せん断調査の文脈では、開口質量の1点統計（マップ）の理論モデルが開発されています。この形式は、大偏差原理を投影された物質密度フィールド、より具体的には開口角の質量に適用することに基づいています。後者は、観測されたせん断場から直接抽出でき、構造上、長波モードから独立している観測量であるという利点を持っています。さらに、いわゆるBNT変換に基づくヌル手順の助けを借りて、赤方偏移の有限範囲のみに依存するオブザーバブルを構築して、それらを小規模モードからも独立させることが可能であることを示します。この手順により、このようなオブザーバブルの1点確率分布関数の形状の予測が非常に正確になり、3Dオブザーバブルで以前に取得されたものに匹敵します。ただし、特定のシミュレーションとの比較では、合成レンズマップがそのような洗練された観測量に対して十分に正確ではなかったことを示す一貫性のない結果が明らかになります。これは、そのような観測量でパフォーマンスをベンチマークできる、より正確な専用の数値開発の必要性を示しています。さらに、ユークリッドのような将来の弱レンズ調査でそのような形式に影響を与える可能性のある系統分類、特に形状ノイズの影響、レンズとレンズの結合、測地線偏差、せん断の減少、倍率バイアスから生じる主要な補正を確認します。
太陽系外惑星HIP65426bの中解像度スペクトル
| Title |
A_medium-resolution_spectrum_of_the_exoplanet_HIP_65426_b |
| Authors |
Simon_Petrus,_Micka\"el_Bonnefoy,_Ga\"el_Chauvin,_Benjamin_Charnay,_Gabriel-Dominique_Marleau,_Raffaele_Gratton,_Anne-Marie_Lagrange,_Julien_Rameau,_Chistoph_Mordasini,_Mathias_Nowak,_Philippe_Delorme,_Anthony_Boccaletti,_Alexis_Carlotti,_Mathis_Houll\'e,_Arthur_Vigan,_France_Allard,_Silvano_Desidera,_Valentina_D'Orazi,_Herman_Jens_Hoeijmakers,_Aur\'elien_Wyttenbach,_Baptiste_Lavie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02798 |
Keck/OSIRIS、VLT/MUSE、SINFONIなどの補償光学と組み合わせた中解像度の面分光器（IFS）は、大きな地動説の距離にある若いガス巨大太陽系外惑星の検出および特性評価機能を強化するための新しい手段として登場しています。（>5au）。若い巨大な太陽系外惑星HIP65426bのKバンドVLT/SINFONI中解像度（R_lambda〜5577）観測を分析しました。専用のIFSデータ分析ツールキット（TExTRIS）は、キューブの構築と星の登録を最適化し、惑星スペクトルの抽出を可能にしました。ForMoSAツールを使用した自己無撞着な前方大気モデルBT-SETTL15およびExo-REMと組み合わせたネストされたサンプリングアルゴリズムによるベイズ推定は、Teff=1560+/-100K、log（g）<4.40dex、[M/H]を生成します。=0.05+/-0.22dex、およびC/O比の上限（<0.55）。オブジェクトは、いわゆる「分子マッピング」技術でも再検出されます。この手法では、一貫した大気パラメータが得られますが、プロセスで惑星の疑似連続体が失われると、これらのパラメータの制約が低下または変更されます。太陽と太陽直下のC/O比は、惑星がコア降着によって水雪線（>20au）を超えて形成された場合、形成時の固体による濃縮を示唆しています。しかし、重力の不安定性による形成を排除することはできません。金属量は、ベルン惑星人口モデルからの大規模な木星惑星のバルク濃縮と互換性があります。最後に、星の修正された測定と互換性のある26+/-15km/sの視線速度を測定します。これは、視線速度を評価できる4番目の画像化された太陽系外惑星であり、HIP65426などの星形成領域に属する画像化されたシステムの共進化を評価するためのそのような観測の可能性を示しています。
MU69および同様のオブジェクトの動的環境
KBO2014MU69（アロコス）周辺、およびカイパーベルトに存在する可能性のある同様の接触連星オブジェクト周辺の粒子（ムーンレット、フラグメント、デブリなど）の長期的なダイナミクスの特性を調査します。MU69（または一般的には同様のオブジェクト）のヒル球内の粒子のカオス拡散は、適切な安定性図の作成と、一般にケプラーマップ理論に基づく分析アプローチの適用によって研究されます。ヒル球内の無秩序な拡散による粒子雲の形成と進化が研究され、雲の寿命が推定されます。
M矮星の周りの共鳴鎖における複数惑星系の形成
| Title |
Formation_of_multiple-planet_systems_in_resonant_chains_around_M_dwarfs |
| Authors |
Yu-Chia_Lin,_Yuji_Matsumoto,_Pin-Gao_Gu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03469 |
最近の観測により、M後期の矮星の周りの地球質量惑星から構成される複数の惑星系の存在が明らかになりました。それらの軌道のほとんどは釣り合いのとれたものに近く、これは惑星が一般に低質量星の周りのそれらの形成において共鳴鎖に閉じ込められたことを示唆しています。低質量星の周りの共鳴鎖における複数惑星系の形成を調査します。OrmelらによるTRAPPIST-1システムの形成モデルに基づいて、ディスク進化の初期段階におけるペブル集積を介した複数惑星形成の時間発展モデルが構築されています。（2017）。私たちのシミュレーションは、原始惑星の出現のタイムスケールを知ることは、惑星の数とそれらのトラップされた共鳴を決定するために重要であることを示しています：原始惑星の出現のタイムスケールが増加するにつれて、形成される惑星は少なくなり、より広く分離された共鳴にトラップされます。共鳴鎖で安定した複数の惑星系を形成するための原始惑星の出現タイムスケールの範囲があることがわかります。この範囲は、恒星の質量とディスクサイズによって異なります。原始惑星の出現のタイムスケールは、低質量星の周りの共鳴鎖に惑星を持つ複数の惑星系の形成を研究するための重要なパラメーターであることを提案します。モデル内の惑星の構成についても説明します。
周連星惑星を周連星に駐車する
ケプラー宇宙ミッションは、連星系の周りを周回する12個の惑星について発見しました。これらの周連星惑星のほとんどは、約3〜5個のバイナリ間隔で不安定境界の近くにあります。内向きの移行プロセスを通じてこれらの最終的な場所を一致させる過去の試みは、Kepler-16システムでのみ成功しました。ここでは、10の周連星系を研究し、惑星の最終的な駐車場所と軌道パラメーターをディスク駆動の移動シナリオと一致させようとします。惑星が埋め込まれた周連星円盤の2D局所等温流体力学シミュレーションを実行し、円盤の粘度とアスペクト比のさまざまな値を使用して、それらの移動の進化を追跡しました。中間のバイナリ偏心（$0.1\lee_{bin}\le0.21$）を持つ6つのシステムの場合、最終的な惑星軌道は、単一セットのディスクパラメータ、具体的には$\alpha=10のディスク粘度の観測値と厳密に一致することがわかりました。^{-4}$、アスペクト比は$H/r\sim0.04$です。これらのシステムでは、惑星の質量は、それらがバイナリに近づくときにディスクの少なくとも部分的なギャップを開くのに十分な大きさであり、ディスクを円形にし、バイナリへのさらなる移動を可能にし、観測された惑星軌道パラメータとの良好な一致をもたらしました。非常に小さいまたは大きいバイナリ偏心を持つシステムの場合、これらの場合の非常に偏心したディスクと大きな内部空洞が惑星の接近移動を妨げたため、一致はそれほど良くありませんでした。観測された惑星の質量よりも高いテストシミュレーションでは、これらのシステムでより良い一致が見られました。観測された最終惑星軌道とシミュレーションされた最終惑星軌道の相対差が$\leq10\％$である、モデル化された10のシステムのうち6つについての良好な一致は、ディスク内の惑星移動が惑星を現在の場所にもたらしたという考えを強く支持します。
サブキロメートルの物体のカイパーベルトサイズ分布の再評価、小さなサイズでの衝突平衡を明らかにする
| Title |
A_re-assessment_of_the_Kuiper_belt_size_distribution_for_sub-kilometer_objects,_revealing_collisional_equilibrium_at_small_sizes |
| Authors |
A._Morbidelli,_D._Nesvorny,_W.F._Bottke,_S._Marchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03823 |
アロコスのクレーター記録と冥王星システムの世界によって提供されるいくつかの制約を組み合わせて、直径D<10kmのクレーターのクレーター生産関数のサイズ-度数分布（SFD）を計算します。この目的のために、テレスコピック調査で較正されたカイパーベルトオブジェクト（KBO）人口モデルを使用します。これは、初期の太陽系におけるKBO人口の進化についても説明しています。冥王星、カロン、ニックスのクレーター記録を使用して、このモデルをさらに較正します。このモデルを使用して、太陽系の時代にわたって統合されたアロコスへの影響確率を計算します。次に、この確率を他の観測制約と一緒に使用して、アロコスのクレーター生成関数の傾きを決定します。さらに、カイパーベルトモデルを使用して、アロコスのKBOとカロンのKBOの衝突率と速度を比較し、それぞれの表面のクレーター保持期間にわたって統合します。これにより、アロコスのサブkmクレーターとカロンのD〜20kmクレーターの空間密度の関係を確立することができます。総合すると、これらすべての考慮事項は、これらの世界のクレーター生産関数が-1.5<q<-1.2の累積べき乗則勾配を持っていることを示唆しています。発射体のSFD勾配に変換すると、-1.2<q_KBO<-1.0であることがわかります。これらの値は、衝突平衡状態にある集団である0.2〜2kmの範囲の主なベルト小惑星の累積勾配に近いものです。ただし、KBOの場合、アロコスのサブkmのクレーターから推測されるように、この傾斜は直径約2kmから数十メートルの物体まで伸びているように見えます。ニューホライズンズミッションによって行われたカイパーベルトのダスト密度の測定から、KBOのSFDが約10-30m以下で再び急になると予測します。これらすべての考慮事項は、KBO母集団のサイズ分布が衝突平衡にあることを強く示しています。
銀河の星形成と金属量の進化：ダブルコンパクトオブジェクトの合併への影響
| Title |
Evolution_of_Galaxy_Star_Formation_and_Metallicity:_Impact_on_Double_Compact_Objects_Mergers |
| Authors |
Lumen_Boco,_Andrea_Lapi,_Martyna_Chruslinska,_Darko_Donevski,_Alex_Sicilia,_Luigi_Danese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02800 |
さまざまな銀河統計と経験的な金属量スケーリング関係が、マージ率とコンパクトオブジェクトバイナリのプロパティに与える影響を研究します。まず、宇宙の星形成率密度を計算するための銀河統計として、星形成率関数または恒星質量関数を使用することの類似点と相違点を分析します。次に、基本的な金属量関係または古典的な質量金属量関係を採用して、特定の特性を持つ銀河に金属量を割り当てることの効果を調査します。基本的な金属量関係が利用されると、星形成の大部分は、高い赤方偏移でも比較的高い金属量で発生することがわかります。質量金属量関係が採用されている場合は逆になります。この場合、星形成の大部分が発生する金属量は、赤方偏移とともに大幅に減少するためです。この不一致の原因となるさまざまな理由と考えられるバイアスについて説明します。最後に、これらのさまざまな天体物理学的処方が、マージ率とコンパクトオブジェクトバイナリのプロパティに与える影響を示します。具体的には、赤方偏移に依存するマージレート、およびマージバイナリのチャープ質量と時間遅延分布の結果を示します。
SLITronomy：完全にウェーブレットベースの強いレンズ反転技術に向けて
| Title |
SLITronomy:_towards_a_fully_wavelet-based_strong_lensing_inversion_technique |
| Authors |
A._Galan,_A._Peel,_R._Joseph,_F._Courbin,_J.-L._Starck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02802 |
強い重力レンズは、銀河のバリオンと暗黒物質の含有量に関する豊富な天体物理学的情報を提供します。また、他の方法とは独立してハッブル定数を測定できるため、貴重な宇宙論的プローブとしても機能します。これらのアプリケーションはすべて、レンズ方程式を反転すると同時に、レンズのない光源の元の光プロファイルとともにレンズの質量プロファイルを再構築するという難しいタスクを必要とします。レンズも光源も単純である理由がないため、レンズの方程式を多数の自由度で反転し、スプリアス構造の出現を回避する適切に制御された正則化を適用する方法が必要です。これは、ウェーブレット空間で信号を表現することで美しく実現できます。スパースレンズ反転手法（SLIT）に基づいて、この作業では、ウェーブレットを使用してレンズ光源を記述し、分析レンズ質量プロファイルを指定してパラメーターを最適化する、改良されたスパース性ベースの方法を示します。レンズモデルを想定して、シミュレートされたHSTおよびE-ELTデータ、およびSloanLensACS（SLACS）サンプルからのレンズの実際のHST画像にこの手法を適用します。ウェーブレットにより、現在のデータと将来の30メートルクラスの望遠鏡からの高解像度画像の両方を使用するときに、詳細な下部構造を含むレンズソースを再構築できることを示します。さらに、ウェーブレットは、滑らかな分析プロファイルとシェイプレットを組み合わせたソースモデルを使用する場合と比較して、品質と計算時間の点ではるかに扱いやすいソリューションを提供します。人間の介入をほとんど必要としない、私たちのピクセルベースの技術は、自動化されたモデリングスキームを考案する努力に適合します。これは、分析レンズモデルパラメータをサンプリングする標準ワークフローに組み込むことができます。SLITronomyと呼ばれるこのメソッドは、モデリングソフトウェアLenstronomyの新しいプラグインとして無料で入手できます。
ThreeHundred：銀河団の郊外にある宇宙フィラメントの構造と特性
| Title |
The_ThreeHundred:_the_structure_and_properties_of_cosmic_filaments_in_the_outskirts_of_galaxy_clusters |
| Authors |
Agust\'in_Rost,_Ulrike_Kuchner,_Charlotte_Welker,_Frazer_Pearce,_Federico_Stasyszyn,_Meghan_Gray,_Weiguang_Cui,_Romeel_Dave,_Alexander_Knebe,_Gustavo_Yepes,_Elena_Rasia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02850 |
銀河団の周辺は、拡散物質がフィラメントに向かって崩壊することによって引き起こされる複雑な速度場、銀河団に落ちるガスと銀河、および下部構造によって引き起こされるガス衝撃過程によって説明されます。宇宙ウェブの大規模な潮汐場を説明する単純なシナリオでは、この多様性や、ガスと無衝突暗黒物質の違いを完全に説明することはできません。暗黒物質とバリオン物質の違いに焦点を当てて、ThreeHundredプロジェクトの324クラスターを中心としたズームイン再シミュレーションでフィラメント構造を研究しました。この論文では、ハローが除去された拡散フィラメント媒体に基づいて、5$R_{200}$までのクラスター周辺のフィラメントの特性について説明します。このために、すべてのシミュレートされたボリュームの残りの粒子を積み重ねて、暗黒物質とガスフィラメントの平均プロファイルを計算します。フィラメントはノードに近づくにつれて太さが増し、クラスターから$\sim2h^{-1}\rm{Mpc}$の距離でガス乱流の兆候を検出することがわかります。これらは暗黒物質には存在しません。ガスと暗黒物質の両方が$\sim200h^{-1}\rm{km〜s^{-1}}$の速度でフィラメントスパインに向かって崩壊します。ガスはフィラメントの一部として優先的にクラスターに入り、クラスターの中心からフィラメントの外側に出ることがわかります。さらに、クラスターのすぐ外側に降着ショックの証拠が見られます。暗黒物質の場合、この好みはあまり明白ではありません。この違いは、乱流環境に関連していると私たちは主張します。これは、フィラメントが高速道路として機能し、クラスターの内部領域にガスと銀河を供給することを示しています。
銀河と質量の集合（GAMA）：銀河の質量、SFR、および対になった銀河セットにおける重元素の存在量の間の相互作用
| Title |
Galaxy_And_Mass_Assembly_(GAMA):_the_interplay_between_galaxy_mass,_SFR_and_heavy_element_abundance_in_paired_galaxy_sets |
| Authors |
L._E._Gardu\~no,_M._A._Lara-L\'opez,_O._L\'opez-Cruz,_A._M._Hopkins,_M._S._Owers,_K._A._Pimbblet,_B._W._Holwerda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02922 |
銀河と質量の集合（GAMA）調査を使用して、4,636個の銀河ペアの星形成率（SFR）、星の質量（$M_{\star}$）、およびガスの金属量（Z）を調べます。私たちの銀河ペアは、0$<$$z$$<$0.35の赤方偏移範囲、7.5$<$log（M$_{\star}$/M$_\odot$）$<$11.5の質量範囲にあります。および$\DeltaV$$<$1000kms$^{-1}$。多重度、ペア分離、ダイナミクスの3つの観点から、SFRとZのバリエーションを調査します。多重度は、単一の銀河とペアになっている銀河の数として定義され、単一のペアとより高い多重度のペアの両方について、SFRとZの変動を初めて分析しました。後者の場合、0.025〜0.15dexのSFRの機能強化が見られます。これにより、単一ペアのM-SFR関係が27$\％$だけ高いSFRにシフトします。一方、Zの効果はわずか4$\％$です。ペア分離の関数として、メジャー/マイナーペアの最大および最小の銀河を分析します。質量比が0.5$<$$M_1$/$M_2$$<$2のメジャーペアを定義しますが、質量比の不一致が多いペアはマイナーペアとして分類されます。メジャーペアとマイナーペアについて、コントロールサンプルに対して最大2倍と4倍のSFRの向上が見られます。Zの場合、最も近いペアで最大0.08dexの減少が見られます。ダイナミクスに焦点を当てると、高速分散$（\sigma_p>250\;\mathrm{km\、s^{-1}}）$と高い多重度を持つマイナーペアでZエンハンスメントが見つかります。
ディープDESIイメージングデータを使用したPalomar5の基本特性の新しい決定
| Title |
New_Determination_of_Fundamental_Properties_of_Palomar_5_Using_Deep_DESI_Imaging_Data |
| Authors |
Xin_Xu_(1_and_2),_Hu_Zou_(1),_Xu_Zhou_(1),_Jundan_Nie_(1),_Zhimin_Zhou_(1),_Jun_Ma_(1_and_2),_Tianmeng_Zhang_(1),_Jiali_Wang_(1),_Suijian_Xue_(1)_((1)_Key_Laboratory_of_Optical_Astronomy,_National_Astronomical_Observatories,_Chinese_Academy_of_Sciences,_Beijing,_China,_(2)_School_of_Astronomy_and_Space_Science,_University_of_Chinese_Academy_of_Sciences,_Beijing,_China) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02962 |
DarkEnergySpectroscopicInstrumentプロジェクトの従来の画像調査では、SDSSよりも約2等深い多色測光データが提供されています。この研究では、構造パラメーター、星の種族パラメーター、輝度と質量関数など、これらの新しいイメージングデータに基づいて、Palomar5の古いハロー球状星団の基本的なプロパティを再決定します。これらの特性は、その潮汐尾とともに、クラスターの動的研究と天の川の質量モデルの制約の鍵となります。キングモデルをパロマー5の放射状面密度プロファイルに適合させることにより、コア半径$r_c$=2.96'$\pm$0.11'、潮汐半径$r_t$=17.99'$\pm$1.49'、$c$=0.78$\pm$0.04の濃度パラメータ。ベイズ分析法を適用して星の種族の特性を導き出し、11.508$\pm$0.027Gyrの年齢、[Fe/H]=-1.798$\pm$0.014の金属量、$E（BV）$=の赤化を取得します。0.0552$\pm$0.0005、および距離係数$（mM）_0$=16.835$\pm$0.006。クラスター中心と潮汐尾の両方の主系列光度と質量関数が調査されます。クラスターの中心からのさまざまな距離での光度と質量関数は、明らかな空間質量分離があることを示唆しています。多くのかすかな低質量星がクラスターの中心で蒸発し、潮汐の尾は低質量星によって強化されています。集中時間とリラックス時間の両方から、Palomar5は完全にリラックスしたシステムであることがわかります。
太陽近傍における温中性媒体の熱的および乱流特性
| Title |
Thermal_and_turbulent_properties_of_the_Warm_Neutral_Medium_in_the_solar_neighborhood |
| Authors |
Antoine_Marchal_and_Marc-Antoine_Miville-Desch\^enes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03160 |
拡散温中性媒体（WNM）から高密度冷中性媒体（CNM）への移行は、分子雲の形成の初期条件を設定するものです。この放射凝縮プロセスを説明するために不可欠なWNMの乱流カスケードの特性は、各HI熱相の構造と運動学をマッピングすることが難しいため、とらえどころのないままです。ここでは、GHIGLSHI調査からの21cmハイパースペクトルデータキューブの分析を示します。ここでは、空間正則化を含むガウス分解ツールであるROHSAを使用してWNMの寄与が抽出されています。WNM放出の距離と量は、3D減光マップ情報を使用して推定されます。WNMのドップラー線幅への熱的および乱流の寄与は、2つの手法を使用して解きほぐされました。1つはカラム密度と重心速度場の統計的特性に基づいており、もう1つは乱流運動のプローブとしてのCNM構造の相対運動に基づいています。ここでサンプリングされたローカルバブルの外縁にあるWNMの量は、ソーラー地域に典型的な冷暖房プロセスの期待値に従った熱特性を示していることがわかりました。WNMは、亜音速/遷音速乱流の特性を持ち、ここで調べた最大スケールの乱流マッハ数（l=130pc）はMs=0.87+-0.15、密度コントラストは0.6+-0.2、速度とk-11/3と互換性のある密度パワースペクトル。WNMの低いマッハ数は、理論によって予測されるように、熱不安定性（TI）の凝縮モードが自由に成長してCNM構造を形成することを可能にする動的条件を提供します。
近くの9つの高質量星形成領域における分子流出の高感度ミリメートルイメージング
| Title |
High-sensitivity_millimeter_imaging_of_molecular_outflows_in_nine_nearby_high-mass_star-forming_regions |
| Authors |
De-Jian_Liu,_Ye_Xu,_Ying-Jie_Li,_Sheng_Zheng,_Deng-Rong_Lu,_Chao-Jie_Hao,_Ze-Hao_Lin,_Shuai-Bo_Bian,_Li-Ming_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03226 |
6つの分子線（12CO/13CO/C18O/HCO+（J=1-0）およびSiO/CS（J=2-1）を含む）を使用して、近くの9つの高質量星形成領域への分子流出の研究を示します。正確な既知の距離。この作業は、紫金山天文台デリンハ（PMODLH）天文台の14mミリメトリコ大望遠鏡で得られた高感度観測に基づいています。流出（12CO、13CO、HCO+、CSを含む）の検出率は100\％です。ただし、すべてのソースでSiOの放出が検出されたわけではありません。これらの分子線のベースラインより3$\sigma$上の全線幅（$\DeltaV$）は、$\DeltaV_{\rm^{12}CO}>\DeltaV_{\rmHCO^{の関係にあります。+}}>\DeltaV_{\rmCS}\upperx\DeltaV_{\rm^{13}CO}>\DeltaV_{\rm^{18}CO}$。12COとHCO+を使用して比較的高速の流出を追跡でき、13COとCSを使用して比較的低速の流出を追跡できます。13COおよびCS流出の動的タイムスケールは、12COおよびHCO+流出の動的タイムスケールよりも長くなります。すべての流出（12CO、13CO、HCO+、およびCSを含む）の機械的光度、質量、質量損失率、および力は、それらの中央IRASソースのボロメータ光度と相関しています。
チャンドラ深層フィールド南調査における多波長選択コンプトン厚AGN
| Title |
Multi-wavelength_Selected_Compton-thick_AGNs_in_Chandra_Deep_Field-South_Survey |
| Authors |
Xiaotong_Guo,_Qiusheng_Gu,_Nan_Ding,_Xiaoling_Yu_and_Yongyun_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03233 |
深部X線調査でも、コンプトンの厚さの活動銀河核（CTAGN、${\rmN_H}\geqslant1.5〜\times〜10^{24}〜{\rmcm}^{-2}$）はX線フラックス抑制とそれらの複雑なスペクトル形状のために識別が困難です。しかし、CTAGNの研究は、ブラックホールの急速な成長と宇宙X線背景放射の起源を理解するために不可欠です。地域の宇宙では、CTAGNの一部がAGN人口全体の30％を占めています。深部X線調査ではCTAGNの割合が高くなると予想される場合がありますが、7Ms\textit{Chandra}DeepField-South（CDFS）調査ではAGNの10\％のみがCTAGNとして識別されています。この作業では、多波長データが豊富な51個のAGNを選択します。中赤外線（中赤外線）過剰の方法を使用して、サンプルからこれまで知られていなかった8つのCTAGN候補を選択します。これらの候補のうち7つは、多波長識別アプローチに基づいてCTAGNとして確認でき、新しいCTAGN（XID133）は中赤外線診断によって識別されます。また、これら8つのCTAGNのX線起源と、以前の研究でそれらのカラム密度が過小評価された理由についても説明します。高品質の観測データがあれば、CTAGNを選択する多波長アプローチは非常に効率的であることがわかります。また、CTAGNは非CTAGNよりもエディントン比が高く、CTAGNと非CTAGNの両方がホスト銀河の同様の特性を示すこともわかりました。
天の川銀河の円盤系における炭素強化金属量の少ない星の2つの集団
| Title |
Two_Populations_of_Carbon-Enhanced_Metal-Poor_Stars_in_the_Disk_System_of_the_Milky_Way |
| Authors |
Sarah_E._Dietz,_Jinmi_Yoon,_Timothy_C._Beers,_Vinicius_Placco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03463 |
炭素増強金属欠乏（CEMP）星の2つの主要な集団に焦点を当てた、銀河構造のAAOmega進化（AEGIS）調査からの星の低解像度（$R\sim1300$）分光法の化学力学的分析を提示します。天の川のディスクシステム内：穏やかに順応する人口（$L_z<1000\、$kpc$\、$km$\、$s$^{-1}$）と強く順応する人口（$L_z>1000\、$kpc$\、$km$\、$s$^{-1}$）人口。それらの化学的および運動学的特性に基づいて、また最近の文献に見られる同様の集団との比較に基づいて、前者を$Gaia$ソーセージまたは$Gaia$-Enceladusのいずれかに由来する生息域外の内部ハロー集団と暫定的に関連付けます。後者の母集団は、金属の弱いシックディスク（MWTD）にリンクしています。天の川の形成の歴史の文脈でそれらの意味を議論します。
おおぐま座銀河協会。 VI：ガスが豊富な矮小銀河の相対的な不足
| Title |
The_Ursa_Major_Association_of_Galaxies._VI:_A_relative_dearth_of_gas-rich_dwarf_galaxies |
| Authors |
E._Busekool,_M.A.W._Verheijen,_J.M._van_der_Hulst,_R.B._Tully,_N._Trentham_and_M.A._Zwaan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03648 |
おおぐま座の中心と周辺をカバーする、十字パターンの54のポインティングからなるブラインドVLA-Dアレイ調査を使用して、おおぐま座銀河協会の銀河のHI質量関数を決定しました。計算されたHI質量関数には、最適なSchechterパラメーター{\theta}^*=0.19+/-0.11Mpc^{-3}、log（M^*_{HI}/M_{\odot}）=9.8+/があります。-0.8および{\alpha}=-0.92+/-0.16。高質量端は、補完的なターゲットWSRT調査によって決定され、低質量端はブラインドVLA調査によって決定されます。傾きは、測定されたHIPASS（{\alpha}=-1.37+/-0.03+/-0.05）およびALFALFA（{\alpha}=-1.33+/-0.02）HI質量関数の傾きよりも大幅に浅いです。はるかに大きな体積を超え、より広い範囲の宇宙環境をカバーします。おおぐま座地域では、低HI質量銀河が比較的不足しています。傾きのこの違いは、HI質量関数の傾きの環境依存性を強く示唆しています。
地元の宇宙の非常に若い銀河の性質と環境
地元の宇宙には、酸素の存在量が非常に少ない、少数の小型のコンパクト星形成銀河があります。彼らは若く、最後の数百リンギットの間に恒星の質量の大部分を形成したと提案されています。しかし、より大規模な銀河における若い星の種族の割合についてはほとんど知られていません。前回の記事では、280000個のSDSSスペクトルを分析して、過去1Gyr以内に恒星の質量の少なくとも$50\％$を形成したと定義された、より大規模な超若銀河（VYG）の驚くほど大きなサンプルを特定しました。ここでは、3つのスペクトルモデルすべてに従って、VYGである207個の銀河のサブサンプルの特性を詳細に調査します。それらの特性を対照サンプル銀河（CSG）の特性と比較します。VYGは、CSGよりも表面輝度が高く、コンパクトで、ほこりっぽく、非対称で、固い傾向があることがわかります。HI検出を使用したサブサンプルの分析により、VYGはCSGよりもガスが豊富であることがわかります。VYGは、低質量グループの内部に存在する傾向があり、CSGよりも2倍隣接する銀河と相互作用する可能性があります。一方、VYGとCSGは、同様のガス金属量と大規模環境（フィラメントとボイドに比べて）を持っています。これらの結果は、ガスが豊富な相互作用と合併が、低赤方偏移VYGでの星形成の最近のトリガーの主なメカニズムであることを示唆しています。
Gaia Early Data Release 3を使用して、局部銀河群の矮小銀河の固有運動を更新しました
GaiaEarlyDataRelease3（EDR3）に基づいた、58個の天の川衛星銀河の更新された全身固有運動推定値が提供されています。このサンプルは、McConnachie＆Venn（2020）によって研究されたものと同一であり、方法論は元の論文から本質的に変更されていません。GaiaDataRelease2と比較したGaiaEDR3の優位性は、うしかい座4、Cetus3、Pegasus3、およびVirgo1が初めて検出可能な全身固有運動を持っていることを意味します。銀河サンプル全体で、全身の固有運動のランダムな不確実性の中央値は、GaiaDR2を使用した以前の推定値よりも約2倍優れています。サンプル内の58個のオブジェクトのうち25個のランダムな不確実性よりも、2倍小さい関連する系統的エラーが支配的です。
銀河系暗黒物質ハローの形状を制約するためのアクションベースの分布関数モデリング
| Title |
Action-based_distribution_function_modelling_for_constraining_the_shape_of_the_Galactic_dark_matter_halo |
| Authors |
Kohei_Hattori_(1,2,3,4),_Monica_Valluri_(4),_Eugene_Vasiliev_(5)_((1)_Institute_of_Statistical_Mathematics,_(2)_NAOJ,_(3)_CMU,_(4)_Michigan,_(5)_Cambridge) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03908 |
ガイアDR2のこと座RR型変光星の位置天文データを使用して、銀河中心から$r\lesssim30$kpc以内の銀河暗黒物質（DM）ハローの3D密度プロファイルを推定します。こと座RR型変光星の測量選択関数、観測誤差、見通し内速度データの欠落を十分に考慮して、恒星ハロー分布関数と銀河ポテンシャルの両方をモデル化します。ベイジアンMCMC法を使用して、半径の関数として一定であると想定されるDMハロー$q$の密度平坦化を含むモデルパラメーターを推測します。$q$の事後分布の99\％が$q>0.963$にあることがわかります。これは、平坦化されたDMハローを強く嫌います。$r\lesssim30$kpcの銀河系DMハローが扁長であるかどうかについて結論を出すことはできません。これは、$q\leq1$の軸対称の偏平ハローモデルに限定しているためです。私たちの結果は、天の川のビリアル半径の$\sim15\％$内でより偏平な（$\langle{q}\rangle\sim0.8\pm0.15$）DMハローを提唱する宇宙論的流体力学シミュレーションからの予測と矛盾しています。サイズの銀河。宇宙論的シミュレーションによる検証テストに基づく別の可能性は、銀河ハローの真の値$q$が宇宙論的シミュレーションと一致している可能性があるが、天の川のポテンシャルの不均衡が$q$の測定値を0.1膨らませていることです。-0.2。分析の副産物として、モデルは太陽近傍のDM密度を$\rho_{\mathrm{DM}、\odot}=（9.01^{+0.18}_{-0.20}）\times10に制限します。^{-3}M_\odot\mathrm{pc}^{-3}=0.342^{+0.007}_{-0.007}$$\;\mathrm{GeV}\mathrm{cm}^{-3}$。
若い星団における恒星質量ブラックホール潮汐破壊現象からの高速光学過渡現象
| Title |
Fast_Optical_Transients_from_Stellar-Mass_Black_Hole_Tidal_Disruption_Events_in_Young_Star_Clusters |
| Authors |
Kyle_Kremer,_Wenbin_Lu,_Anthony_L._Piro,_Sourav_Chatterjee,_Frederic_A._Rasio,_Claire_S._Ye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02796 |
観測の証拠は、星の大部分が星団または星団で生まれた可能性があることを示唆しています。これらの密集した環境内では、動的な相互作用により、恒星との接近率が高くなります。最近のさまざまな観測的および理論的兆候は、恒星質量ブラックホールが存在し、すべての質量の星団で活発な動的役割を果たしている可能性があることを示唆しています。この研究では、若い星団の恒星質量ブラックホールによる主系列星の潮汐破壊を調査します。クラスター質量、金属量、および半旗半径の範囲をカバーする3000を超える独立した$N$体シミュレーションのスイートを計算します。恒星質量ブラックホールの潮汐破壊現象（TDE）は、全体で最大約$300\、\rm{Gpc}^{-3}\、\rm{yr}^{-1}$の割合で発生します。ローカル宇宙の星団。大部分はバイナリを介した動的な遭遇によって発生します。これらのTDEには、1日のオーダーの速い立ち上がり時間、少なくとも$10^{44}\、\rm{erg\、s}^{-1}$のピークX線光度、およびディスク風による再処理に関連する明るい光度（約$10^{41}-10^{44}\、\rm{erg\、s}^{-1}$）。特に、これらのイベントが新しいクラスのFastBlueOpticalTransientsと共通する多くの機能を共有していることを示します。
移行型IaSN2015bpにおける強力な近赤外炭素吸収
| Title |
Strong_Near-Infrared_Carbon_Absorption_in_the_Transitional_Type_Ia_SN_2015bp |
| Authors |
S._D._Wyatt,_D._J._Sand,_E._Y._Hsiao,_C._R._Burns,_S._Valenti,_K._A._Bostroem,_M._Lundquist,_L._Galbany,_J._Lu,_C._Ashall,_T._R._Diamond,_A._V._Filippenko,_M._L._Graham,_P._Hoeflich,_R._P._Kirshner,_K._Krisciunas,_G._H._Marion,_N._I._Morrell,_S._E._Persson,_M._M._Phillips,_M._D._Stritzinger,_N._B._Suntzeff,_and_F._Taddia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02858 |
未燃炭素は、Ia型超新星（SN）爆発メカニズムの強力なプローブとなる可能性があります。「過渡的な」タイプIaSN2015bpに関する包括的な光学および近赤外線（NIR）データを提示します。初期のNIRスペクトル（Bバンドの最大値に対して$t=-$9。9日）は、$11.9\times10^3$〜kmsで印象的なCI$\lambda1.0693\、\mu\rm{m}$線を表示します。$^{-1}$は、最大の光に向かって弱くなる顕著なMgII$\lambda1.0927\、\mu\rm{m}$機能とは異なります。SN2015bpは、NIR炭素検出と一致して、$13.2\times10^3$〜kms$^{-1}$で明確なCII$\lambda6580$Aノッチを早期（$t=-10.9$日）で表示します。$M_B=-$18.46では、SN2015bpは通常のSNIaよりも光度が低く、iPTF13ebhとともに、顕著な初期NIR炭素吸収を示す移行サブクラスの2番目のメンバーです。CI機能が誤認される可能性は低いと思われます。HeI$\lambda1.0830\、\mu\rm{m}$この機能は最大光に向かって弱くなり、一部の二重爆轟モデルで生成されたヘリウム線はこれらの時間。これらの強力なNIR炭素検出に興味をそそられましたが、他のSNeIaのNIRデータが不足しているため、9つの遷移SNeIaのサンプルにおける光学炭素の発生率を初期データ（$t\lesssim-$4日）で調査しました。SNIaの母集団全体と一致して、4つはCII$\lambda$6580Aを表示し、他の2つは暫定的な検出を示していることがわかります。かすかな遷移SNIaサブクラスのスペクトルでの炭素の一般的な発生は、これが事実であるに違いないことを示唆する最近の理論的研究にもかかわらず、それらの起源としてサブチャンドラセカール質量爆発に反対している。
TDEの風とトーラスの相互作用に起因するガンマ線と電波の残光の遅延
| Title |
Years_Delayed_Gamma-ray_and_Radio_Afterglows_Originated_from_TDE_Wind-Torus_Interactions |
| Authors |
Guobin_Mou_and_Wei_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02997 |
ほこりっぽいトーラスを伴う活動銀河核（AGN）で発生する潮汐破壊現象（TDE）は、特別なクラスの発生源です。TDEは、超高速で大きな開き角の風を生成する可能性があります。これは、TDEの爆発後、数年後に既存のAGNダストトーラスとほぼ必然的に衝突します。風とトーラスの相互作用は、トーラス雲の風上側でのバウショックとトーラス雲内の雲ショックの2種類の衝撃を引き起こします。以前の研究で、衝撃を受けた雲がかなりのX線放射を引き起こし、$10^{41-42}〜{\rmergs^{-1}}）$（いわゆる年遅れ\emph{X線残光}）。この作業では、両方の衝撃で加速された高エネルギー粒子の放射に焦点を当てます。トーラスの内縁にある強い放射場の恩恵を受けて、バウショックでの相対論的電子によるAGN光子の逆コンプトン散乱が全体的なガンマ線放射を支配します。ガンマ線の光度は、$10^{41}〜{\rmergs^{-1}}）（L_{\rmkin}/10^{45}{\rmergs^{-1}}）$、ここで$L_{\rmkin}$はTDE風の動的光度です。放射光は、シンクロトロン放射を介したバウショックでの相対論的電子によって支配され、$10^{35-37}〜{\rmergs^{-1}}）（L_{\rmkin}/10^{45磁場が100〜1000mGaussの場合、1〜10GHzで}{\rmergs^{-1}}）$。ニュートリノの生成率は、トーラス雲内のpp衝突によって支配されます。これは、$10^{40}〜{\rmergs^{-1}}）$のオーダーです。私たちのシナリオは、TDEの無線/X線/ガンマ線帯域の残光の遅延年数の予測を提供し、それらの接続を明らかにします。さらに、中央のブラックホール周辺の雲とTDE風の力を探索するための新しい方法を提案します。。
| Title |
Bayesian_Time-Resolved_Spectroscopy_of_Multi-Pulsed_GRBs:_Variations_of_Emission_Properties_amongst_Pulses |
| Authors |
Liang_Li,_Felix_Ryde,_Asaf_Pe'er,_Hoi-Fung_Yu,_Zeynep_Acuner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03038 |
ガンマ線バースト（GRB）は非常に変動性が高く、強いスペクトル進化を示します。特に、放出特性は、マルチパルスバーストのパルスごとに異なります。ここでは、{\itFermi}/ガンマ線バーストモニター（GBM）によって観測されたGRBパルスの編集の時間分解ベイズスペクトル分析を示します。パルスは、統計的有意性が高い少なくとも4つの時間ビンを持つように選択されます。これにより、スペクトルフィットが適切に決定され、スペクトル相関を確立できるようになります。サンプルは、39バースト、117パルス、および1228スペクトルで構成されています。主に低エネルギーのべき乗則指数$\alpha$が小さくなり、パルスが時間の経過とともに柔らかくなるという一般的な傾向を確認します。この傾向からのいくつかの例外が存在し、最も難しいパルスは遅い時間に発生します。バーストの最初のパルスは、後のパルスとは明らかに異なります。それらの3/4はシンクロトロンの死の線に違反し、約半分は光球放射を大幅に好みます。これらの割合は、後続のパルスで減少します。また、パルスの2/3で、スペクトルパラメータ（$\alpha$とピークエネルギー）が光度曲線の変動を追跡していることもわかります。これは、以前のサンプルで見つかったものと比較して大きな割合です。結論として、GRB光球と互換性のある放射は、通常、トリガー時間の近くで見られますが、シンクロトロン放射を検出する可能性は、遅い時間に最大になります。これにより、遅い時間に放出メカニズムの共存が可能になります。
磁気的に支配されたプラズマにおける放射乱流フレア
弱い放射冷却と強い放射冷却を用いて、磁化された電子-陽電子プラズマにおける再結合を介した乱流フレアの2Dおよび3D速度論的シミュレーションを実行します。このようなフレアは、中性子星や降着するブラックホールの周囲で発生する可能性があります。バックグラウンド磁力線の張力がプラズマ静止質量を係数$\sigma_0>1$超える磁気支配体制に焦点を当てます。シミュレーションでは、乱流は巨視的なスケール$l_0$で励起され、さまざまなスケールで薄く動的な電流シートを形成することによって乱流が発生することを観察します。堆積した巨視的エネルギーは、熱粒子と非熱粒子にエネルギーを与えることによって散逸します。粒子のエネルギー分布は、現在のシートを再接続する際の衝撃的な加速、段階的な確率的加速、および放射損失によって形成されます。光交差時間$l_0/c$と冷却タイムスケールの比率$A$によって放射冷却をパラメーター化し、$A$の増加がフレアに与える影響を調べます。放射損失が十分に弱い場合、$A<\sigma_0^{-1}$、生成される放出は確率的に加速された粒子によって支配され、放射パワーは対数的に$A$に依存します。結果として得られるフレア放射スペクトルは広く、異方性です。強冷却レジーム$A>\sigma_0^{-1}$では、現在のシートの衝撃加速が動作し続けている間、確率的加速が抑制されます。$A$がさらに増加すると、放出は熱粒子によって支配されるようになります。私たちのシミュレーションは、特に冷却が加速と競合する高エネルギーで、乱流による粒子加速を研究するための新しいツールを提供します。粒子分布は散逸の強い間欠性の影響を受け、確率的加速は普遍的な拡散係数では説明できないことがわかります。
LISAは、GW190425の高速マージ仮説をどのようにテストできますか？
総質量$3.4^{+0.3}_{-0.1}$M$_{\odot}$のLIGO/VirgoScientificCollaboration（LVC）によって検出されたバイナリ中性子星（BNS）の合併であるGW190425の性質は残っています謎。総質量が非常に大きいため、GW190425は、銀河系BNSの総質量分布である$2.66\pm0.12$M$_{\odot}$から5標準偏差離れています。LVCは、このシステムは、選択効果のために電波波長で非検出をレンダリングする高速マージチャネルから形成されたBNSである可能性があることを示唆しました。公転周期が数時間未満のBNS（LIGO/Virgo合併の先駆者）は、将来のレーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）の主要なターゲット候補です。GW190425のようなバイナリが天の川に存在する場合、LISAは銀河の体積内でそれらを検出し、重力波周波数が2mHzを超えるバイナリのチャープ質量を10％以上まで測定します。この作業では、LISAによって観測されたBNSを使用して、高速マージチャネル仮説をテストする方法を探ります。天の川のBNS集団は、2つの異なる亜集団で構成されていると仮定します。観測された銀河系BNSチャープ質量分布に従う部分$w_1$と、GW190425に似た$w_2$です。GW190425のようなバイナリの一部を回復する際のLISAの精度は、BNSの合併率に依存することを示します。文献で報告されている合併率$21-212\、$Myr$^{-1}$の場合、回収された分数の誤差は$\sim30-5$％の間で異なります。
超高エネルギー宇宙線核のエネルギー学
宇宙で生成された超高エネルギー宇宙線（UHECR）のエネルギーは、それらの候補源を特定するために重要です。UHECRスペクトルに関する最近のオージェデータを使用して、スペクトルインデックス、最大エネルギー、およびレッドシフトのソースパラメータをスキャンすることにより、中核および重核、ならびに陽子を考慮して、注入時のさまざまな種類の核のUHECRエネルギー生成率密度を計算します。進化。結果として得られるUHECRエネルギー生成率密度は、$10^{19.5で$\approx（0.2-2）\times$10$^{44}$ergMpc$^{-3}$yr$^{-1}$であることがわかります。}$eVで、スペクトルインデックスに大きく依存します。陽子と鉄以外の原子核は注入時のハードスペクトルインデックスに有利であり、エネルギー収支の必要な値は中間原子核の方が小さくなります。銀河系-銀河系外遷移のハドロン相互作用モデルと天体物理学モデルに重大な不確実性があることを考えると、私たちの結果は保守的であると見なすことができます。$X_{\rmmax}$の構成データは追加の制約を与えますが、結果はモデルの不確実性の範囲内で一貫しています。
密度依存相対論的平均場モデルにおける回転中性子星の性質
| Title |
Properties_of_Rotating_Neutron_Star_in_Density-dependent_Relativistic_Mean-field_Models |
| Authors |
Rashid_Riahi_and_Seyed_Zafarollah_Kalantari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03232 |
NS物質の4つの密度依存状態方程式を使用して、相対論的平均場相互作用フレームワークでNSを回転させるための平衡シーケンスが開発されました。これらのシーケンスは、25、317、346、716、および1122Hzの観測された回転周波数に対して構築されました。安定領域を決定するために、各モデルでシーケンスの境界が計算されました。重力質量、四重極モーメント、極、前方および後方の赤方偏移、およびカーパラメータが計算されました。DDFとDD-ME$\delta$は、低周波中性子星を適切に記述することができませんでした。PSRJ0348+432、PSRJ1614-2230、およびPSRJ0740+6620は、それぞれ25、317、および346Hzの周波数で回転します。。選択されたすべてのEOSは、PSRJ1748-244adおよびPSRJ1739-285のそれぞれ716および1122Hzの周波数での回転を適切に記述していました。これらの星の質量は、それぞれ[0.68、2.14]M$_{\odot}$と[1.67、2.24]M$_{\odot}$の範囲でした。極、前方および後方の赤方偏移、および四重極モーメントは、選択したすべての回転周波数とケプラーのシーケンスで計算されました。結果は観察結果と一致していました。EXO0748-676の$1.5^{+0.4}_{-1.0}M_{\odot}$の質量を確認すると、結果は観測値に近くなり、この研究で使用されたEOSはこの星を適切に記述します。すべてのモデルのカーパラメータの極値、極、前方および後方の赤方偏移は、a/M$\approx$0.7、Z$_{p}\approx$0.8、Z$_{eq}^{f}の定数値に達しました。\approx$-0.3およびZ$_{eq}^{b}\approx$2.2。赤方偏移とカーパラメータのこれらの動作は、EOSとはほぼ無関係です。観察された行動は、これらの量の普遍的な関係を見つけるために他のEOSによって評価されなければなりません。また、これらの各パラメータの制限値が見つかりました。これらのパラメータが制限値より大きい場合、星は$\nu$=1122Hz以上の周波数で回転できます。
Baikal-GVD：ステータスと最初の結果
Baikal-GVDは、バイカル湖に建設中の立方キロメートル規模の深海ニュートリノ検出器です。$\sim$100GeVからmulti-PeVエネルギーまでのニュートリノを検出するように設計されています。検出器の展開は2015年春に始まりました。2020年4月以降、検出器には、750〜1275メートルの深さに配置された合計2016年の光モジュールを搭載した7つの8弦クラスターが含まれています。2024年の検出器構築の第1フェーズの終わりまでに、15のクラスターを展開し、0.75km$^3$の高エネルギーカスケード検出の有効量に達することが計画されています。このレポートでは、バイカルGVD検出器の設計とステータス、およびデータ分析の最初の結果を示します。
MeerKAT IIのサウザンドパルサーアレイプログラム：サブアレイによるパルサーモニタリングの戦略の観察
| Title |
The_Thousand-Pulsar-Array_programme_on_MeerKAT_II:_observing_strategy_for_pulsar_monitoring_with_subarrays |
| Authors |
X._Song,_P._Weltevrede,_M._J._Keith,_S._Johnston,_A._Karastergiou,_M._Bailes,_E._D._Barr,_S._Buchner,_M._Geyer,_B._V._Hugo,_A._Jameson,_A._Parthasarathy,_D._J._Reardon,_M._Serylak,_R._M._Shannon,_R._Spiewak,_W._van_Straten,_V._Venkatraman_Krishnan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03561 |
サウザンドパルサーアレイ（TPA）プロジェクトは現在、サブアレイを使用して複数のソースを同時に観測することにより、高感度のMeerKAT電波望遠鏡で約500個のパルサーを監視しています。ここでは、採用された観測戦略を定義します。これにより、各ターゲットが高忠実度のパルスプロファイルを取得するのに十分な時間観測され、それによって単純なパルス形状パラメーターの十分な精度に到達することが保証されます。この精度は、望遠鏡のシステムノイズの寄与と、各パルサーのパルス間の変動性から推定されます。これは、いくつかの単純化された仮定の下で定量化されます。MeerKAT64皿アレイ、LovellおよびParkes望遠鏡からのデータを使用して、モデルパラメータの仮定と選択をテストします。私たちの方法から得られた観測時間は、パルス形状の変動性とパルサータイミングの研究におけるTPAのニーズを満たす高忠実度のパルスプロファイルを生成することを示しています。私たちの方法は、複数のサブアレイ構成を形成できる望遠鏡で多数のパルサーを観測するための戦略を比較するためにも使用できます。2つの32皿のMeerKATサブアレイを使用することが、TPAプロジェクトにとって最も効率的な戦略であることがわかりました。また、SquareKilometerArray望遠鏡を使用した大規模な観測プログラムでは、さまざまなアレイ構成で観測する機能がますます重要になることがわかりました。
X線で輝く銀河バルジミリ秒パルサー：ガンマ線の視点
| Title |
The_Galactic_bulge_millisecond_pulsars_shining_in_X_rays:_A_gamma-ray_perspective |
| Authors |
Joanna_Berteaud,_Francesca_Calore,_Maica_Clavel,_Pasquale_Dario_Serpico,_Guillaume_Dubus,_Pierre-Olivier_Petrucci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03580 |
不思議なフェルミ-LATGeVガンマ線過剰が銀河バルジのミリ秒パルサー（MSP）の未解決の集団によるものである場合、これとまったく同じ集団がX線で輝くと予想されます。初めて、銀河バルジのMSP集団に対する現在のX線望遠鏡の感度は何かという問題に取り組みます。この目的のために、観測された線源の特性に基づいて、ガンマ線とX線のMSP放射の間の経験的な関係に基づいて、銀河系MSPの合成集団を作成します。モデルを最新のチャンドラソースカタログのコンパクトソースと比較し、スペクトル観測量とガイアによる光学位置天文学に基づいた選択を適用します。関心のある地域のかなりの数のチャンドラソースが、まだ特定されていないバルジMSPであることと一致していることがわかります。これにより、バルジMSPの専用の多波長検索が動機付けられます。いくつかの有望な方向性について簡単に説明します。
磁化された崩壊体における降着によって引き起こされたブラックホールのスピンアップ
回転する前駆星からのカーブラックホールの重力崩壊と形成を研究します。ブラックホールスピンの進化と、その質量の増加を追跡します。前駆体のエンベロープに与えられたさまざまなレベルの回転の影響を研究し、最終的なブラックホールパラメータに対するいくつかの制約を取り除きます。私たちの方法は、さまざまな前駆体の恒星進化モデルを含む半分析計算に基づいています。また、一般相対論的MHDモデリングを介して、崩壊中のブラックホールの進化と時空メトリックの変化を数値的に追跡します。（要約）
銀河中心の巨大なブラックホールによる恒星の潮汐破壊の宇宙分布
| Title |
Cosmic_distributions_of_stellar_tidal_disruptions_by_massive_black_holes_at_galactic_centers |
| Authors |
Yunfeng_Chen,_Qingjuan_Yu,_Youjun_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03811 |
星がMBHの近くに移動すると、銀河中心にある巨大なブラックホール（MBH）によって、星が消費される可能性があります（潮汐によって破壊されるか、全体が飲み込まれる）。この研究では、中央のMBHによる恒星の消費率とその宇宙分布を調査します。これには、低角運動量の星の貯留層を強化し、現実的な銀河分布を組み込む際の3軸銀河形状の影響が含まれます。MBHの質量$M_{\rmBH}\sim10^5$-$10^6$Msunの場合、最大3倍、3軸銀河の形状による恒星の消費率の向上が重要であることがわかります。$M_{\rmBH}\gtrsim10^8$Msunの場合は1桁以上。$M_{\rmBH}\lesssim10^7$Msunの場合のみ、内面の輝度プロファイルが急な銀河で恒星の消費率が大幅に高くなります。平均（銀河ごと）の恒星消費率は、$M_{\rmBH}\gtrsim10^7$Msunでは正のMBH質量と相関し、$M_{\rmBH}\lesssim10^7$Msunでは負の相関があります。z=0での質量範囲$10^5$-$10^8$MsunのMBHの場合、体積恒星の潮汐破壊率は〜$3\times10^{-5}$/yr/Mpc$^3$です。また、質量の大きいMBHによる恒星の体積消費率は〜$10^{-6}$/yr/Mpc$^3$です。これは、高質量のBHが極端に回転しているKerrBHの場合、恒星の潮汐破壊率になる可能性があります。それらのBHがシュヴァルツシルトのものである場合に飲み込まれる率。赤方偏移の増加に伴い、恒星の体積消費率は減少し、$M_{\rmBH}\sim10^5$-$10^7$Msunの場合、減少は比較的穏やかで、$M_{\rmBH}$が高いほど強くなります。z=0での恒星の潮汐破壊現象（TDE）のほとんどは、質量が$M_{\rmgal}\lesssim10^{11}$Msunの銀河で発生し、TDEの約1％〜2％が高銀河で発生する可能性があります。$M_{\rmgal}\gtrsim10^{11}$Msunの質量銀河。
ブラックホールと銀河中心の超大質量コンパクトオブジェクト：思考と自然のマルチアート
| Title |
Black_holes_and_the_supermassive_compact_object_at_the_Galactic_center:_multi-arts_of_thought_and_nature |
| Authors |
Qingjuan_Yu_(Peking_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03815 |
これは、ロジャー・ペンローズが「ブラックホール形成が一般相対性理論の確固たる予測であるという発見に対して」、ラインハルト・ゲンツェルとアンドレア・ゲズが「私たちの銀河の中心にある超大質量のコンパクトな物体。」
| Title |
Fast_ejecta_as_a_potential_way_to_distinguish_black_holes_from_neutron_stars_in_high-mass_gravitational-wave_events |
| Authors |
Elias_R._Most,_L._Jens_Papenfort,_Samuel_Tootle,_Luciano_Rezzolla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03896 |
最近、GW190425などの中性子星質量範囲の高質量重力波イベントがLIGO/Virgo検出器によって検出され始めました。2つのバイナリ成分の質量が中性子星の質量範囲内にある場合、そのようなシステムは通常、バイナリ中性子星システムとして分類されますが、検出された重力波信号はノイズが多すぎて中性子星の性質を明確に確立できない場合があります。バイナリの高質量成分を分析し、ブラックホール（そのようなイベントの中性子星系）を除外します。ここでは、最大質量限界に近い非常に質量の大きい中性子星一次体との高質量バイナリ中性子星合体、$m_1\gtrsim2.2\、M_\odot$が、スピンアップから高速の動的質量放出を生成することを示します。合併時の主星の。ブラックホールとまったく同じ質量とスピンの中性子星系の融合をシミュレートすることにより、プライマリが代わりにブラックホールである場合、これらの高速エジェクタが完全に存在しないことを示します。さらに、両方のシステムがほぼ同じ量のバリオンの質量を残していることがわかります。これは、ブラックホールによってすぐには降着されません。これは、両方のシステムが、残りのディスクから生じる同等の電磁残光放出を持っている可能性が高いことを意味します。したがって、合併時の高速噴出物は、高質量合併のブラックホールから中性子星を区別する可能性がありますが、これらの噴出物は観測的に検出するのが難しい場合があります。
量子支援光干渉計：機器の要件
| Title |
Quantum-Assisted_Optical_Interferometers:_Instrument_Requirements |
| Authors |
Andrei_Nomerotski,_Paul_Stankus,_An\v{z}e_Slosar,_Stephen_Vintskevich,_Shane_Andrewski,_Gabriella_Carini,_Denis_Dolzhenko,_Duncan_England,_Eden_Figueroa,_Sonali_Gera,_Justine_Haupt,_Sven_Herrmann,_Dimitrios_Katramatos,_Michael_Keach,_Alexander_Parsells,_Olli_Saira,_Jonathan_Schiff,_Peter_Svihra,_Thomas_Tsang_and_Yingwen_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02812 |
光子波動関数の改善された決定は、光学における高解像度の観測を提供し、天体物理学と宇宙論の多くのトピックに利益をもたらす可能性があります。最近、光干渉計は、量子機械的に絡み合ったペアのソースをステーションに提供して、非常に長いベースラインを可能にする場合、ステーション間に位相安定した光リンクを必要としないことが提案されました。このアイデアの新しいバリエーションを開発しました。これは、異なるソースからの2つの光子が、2つの分離されたステーションで干渉され、それらの間の低速の古典的な情報リンクのみが必要になることを示唆しています。このアプローチにより、2つの明るい星の数時間の観測で、角度精度が$10\\mu$asとなる基本的な計算により、2つのソースの相対位置天文学の堅牢で高精度な測定が可能になることを示します。また、これらの観測のための機器、特にその時間的およびスペクトル分解能に関する要件も示します。最後に、機器の実装と最初の原理実証実験に使用できるテクノロジーについて説明します。
広帯域軟X線旋光計の小型衛星バージョン
| Title |
A_Small_Satellite_Version_of_a_Broad-band_Soft_X-ray_Polarimeter |
| Authors |
Herman_L._Marshall_(1),_Sarah_N.T._Heine_(1),_Alan_Garner_(1),_Eric_M._Gullikson_(2),_H._Moritz_G\"unther_(1),_Christopher_Leitz_(3),_Rebecca_Masterson_(1),_Eric_D._Miller_(1),_William_Zhang_(4),_Rozenn_Boissay-Malaquin_(5),_Ilaria_Caiazzo_(6),_Deepto_Chakrabarty_(1),_Rosemary_Davidson_(1),_Luigi_C._Gallo_(7),_Ralf_K._Heilmann_(1),_Jeremy_Heyl_(8),_Erin_Kara_(1),_Alan_Marscher_(9),_Norbert_S._Schulz_(1)_((1)_MIT,_(2)_LBNL,_(3)_MIT_Lincoln_Lab,_(4)_GSFC,_(5)_UMBC,_(6)_CIT,_(7)_SMU,_(8)_UBC,_(9)_Boston_U.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.02829 |
実質的に以前の設計に基づいた、広帯域軟X線偏光計の新しい実装について説明します。この実装であるパイオニア軟X線偏光計（PiSoX）は、NASAの天体物理学パイオニア、CubeSats、気球実験、またはSmallSatsなどの小さなミッションのために設計されたSmallSatです。REDSoX偏光計と同様に、グレーティングの配置は、分光計チャネルの分散を横方向に傾斜した多層（LGML）に一致させることにより、広帯域集束光学系を使用した偏光測定の目的で最適に設計されています。このシステムは、90％を超える偏光変調係数を実現できます。PiSoXの場合、光学系は1バウンスの放物線構成の軽量Siミラーです。反対のセクターからの高効率のブレーズド回折格子は、35〜75オングストローム（165〜350eV）の波長範囲をカバーするチャネルを形成するLGMLに分散するように配向されています。衛星が回転すると、分散スペクトルの強度は、LGMLによる反射と偏光の後、光源の直線偏光の割合と方向を決定するために必要な3つのストークスパラメーターを与えます。LGMLがさらに開発されるにつれて、設計をより高いエネルギーに拡張することができます。この設計に基づいた機器からの潜在的な科学的利益の例を説明します。
無線干渉計を備えた未検出の拡張ソース用の上限計算機（UL-CALC）：無線ハローの上限
| Title |
An_upper_limit_calculator_(UL-CALC)_for_undetected_extended_sources_with_radio_interferometers:_radio_halo_upper_limits |
| Authors |
Lijo_T._George,_Ruta_Kale,_Yogesh_Wadadekar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03008 |
電波ハローは、主に大規模で合体する銀河団で検出される、拡散した拡張された電波源です。ハローが検出されない、より小さなおよび/または緩和されたクラスターでは、代わりに、可能な無線放射に上限を設けることができます。無線ハローの生成に関する理論モデルを制約するには、検出と上限の両方が重要です。上限は無線干渉計のモデルに依存するため、これらを取得するプロセスは手動で実行するのが面倒です。このホワイトペーパーでは、上限を見積もるこのプロセスを自動化するPythonベースのツールを紹介します。このツールを使用すると、ユーザーは、物理サイズ、赤方偏移、明るさモデルなどの定義済みパラメーターを使用して無線ハローを作成できます。次に、画像のrmsノイズに基づいて決定された、さまざまなフラックス密度を持つ一連の無線ハローモデルが、親の可視性ファイルに挿入されて画像化されます。次に、ハロー注入画像と元の画像を比較して、検出された過剰フラックス密度のしきい値を使用して無線ハロー検出をチェックします。フラックス密度のより細かい違いによって分離された注入は、上限が位置する可能性が高い粗い範囲が特定された後に実行されます。コードは上限を推奨し、手動検査用の画像の範囲を提供します。その後、ユーザーは上限を決定できます。このツールの利点と制限について説明します。電波ハロー形成の物理学を制約する目的で、LOFARおよびSKAを使用した進行中および今後の全天観測のコンテキストで、このツールのより広い使用法が提案されています。このツールはhttps://github.com/lijotgeorge/UL-CALCで公開されています。
MITHIC高コントラストイメージングテストベッド用の乱流モジュールの特性評価
| Title |
Characterisation_of_a_turbulent_module_for_the_MITHIC_high-contrast_imaging_testbed |
| Authors |
A._Vigan,_M._Postnikova,_A._Caillat,_J.-F._Sauvage,_K._Dohlen,_K._El_Hadi,_T._Fusco,_M._Lamb,_M._N'Diaye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03286 |
地上ベースの超大型望遠鏡の将来の高コントラストイメージャは、主鏡のセグメンテーションに対処する必要があります。可能な限り最高の波面補正、したがって最高のコントラスト性能を達成するために、セグメントのエッジでの位相ステップから生じる残留位相エラーを最小限に抑える必要があります。これらの効果を研究するために、低レベル微分収差（ZELDA）の非常に正確な測定用のゼルニケセンサーやコロナグラフィック焦点面波など、波面センシングのさまざまな戦略をテストするように設計されたMITHIC高コントラストテストベッドを開発しました。太陽系外惑星検出のフロント推定（COFFEE）。最近、ベンチに新しい大気乱流シミュレーションモジュールを装備しました。このモジュールは、セグメント化された一次ミラーを表す静的位相パターンと、AOまたはXAOシステムによってフィルタリングされた大気乱流を表す連続位相ストリップの両方を提供します。さまざまな機器と波面センサーを使用したモジュールの特性評価と、MITHICで取得された最初のコロナグラフ測定値を示します。
宇宙天気運用のギャップへの対処と小型衛星による理解
| Title |
Addressing_Gaps_in_Space_Weather_Operations_and_Understanding_with_Small_Satellites |
| Authors |
Olga_Verkhoglyadova,_Charles_Bussy-Virat,_Amir_Caspi,_David_Jackson,_Vladimir_Kalegaev,_Jeffrey_Klenzing,_Jesus_Nieves-Chinchilla,_Angelos_Vourlidas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03343 |
小型衛星で対処できる宇宙天気観測のギャップが特定されます。宇宙天気モデル、宇宙放射制御、上層地球大気のエネルギー収支の推定、および衛星抗力モデリングへの太陽入力の潜在的な改善について簡単に説明します。小型衛星による主要な観測量、機器、観測戦略が推奨されます。小型衛星の追跡最適化が提案されています。
Gaia初期データリリース3：位置天文ソリューション
| Title |
Gaia_Early_Data_Release_3:_The_astrometric_solution |
| Authors |
L._Lindegren,_S.A._Klioner,_J._Hern\'andez,_A._Bombrun,_M._Ramos-Lerate,_H._Steidelm\"uller,_U._Bastian,_M._Biermann,_A._de_Torres,_E._Gerlach,_R._Geyer,_T._Hilger,_D._Hobbs,_U._Lammers,_P.J._McMillan,_C.A._Stephenson,_J._Casta\~neda,_M._Davidson,_C._Fabricius,_G._Gracia-Abril,_J._Portell,_N._Rowell,_D._Teyssier,_F._Torra,_S._Bartolom\'e,_M._Clotet,_N._Garralda,_J.J._Gonz\'alez-Vidal,_J._Torra,_U._Abbas,_M._Altmann,_E._Anglada_Varela,_L._Balaguer-N\'u\~nez,_Z._Balog,_C._Barache,_U._Becciani,_M._Bernet,_S._Bertone,_L._Bianchi,_S._Bouquillon,_A.G.A._Brown,_B._Bucciarelli,_D._Busonero,_A.G._Butkevich,_R._Buzzi,_R._Cancelliere,_T._Carlucci,_P._Charlot,_M.-R._L._Cioni,_M._Crosta,_C._Crowley,_E.F._del_Peloso,_E._del_Pozo,_R._Drimmel,_P._Esquej,_A._Fienga,_E._Fraile,_M._Gai,_M._Garcia-Reinaldos,_et_al._(38_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03380 |
ガイア初期データリリース3（ガイアEDR3）には、運用フェーズの最初の34か月間に欧州宇宙機関ガイア衛星によって収集された観測に基づいた、マグニチュード範囲G=3〜21の18億1200万のソースの結果が含まれています。GaiaEDR3の位置天文コンテンツに使用される入力データ、モデル、処理、および位置天文タスク内で実行されるこれらの結果の検証について説明します。処理は、GaiaDR2の場合とほぼ同じ手順に従いましたが、観測のモデリングが大幅に改善されました。ガイアデータ処理で初めて、線像分布関数と点像分布関数の色に依存するキャリブレーションが、DR2からの明確に決定された色のソースに使用されました。位置天文処理では、これらのソースは5つのパラメーターの解を取得しましたが、他のソースは、疑似カラーを6番目の位置天文パラメーターとして推定できる特別なキャリブレーションを使用して処理されました。DR2と比較して、位置天文キャリブレーションモデルが拡張され、スピン関連の歪みモデルには、基本角度の変動の自己無撞着な決定が含まれ、グローバル視差ゼロ点が改善されています。GaiaEDR3は、14億6800万のソース（5パラメーターソリューションで5億8500万、6パラメーターで8億8200万）の完全な位置天文データ（エポックJ2016.0での位置、視差、固有運動）と、追加のJ2016.0での平均位置を提供します。3億4400万。5つのパラメータを持つソリューションは、一般に6つのパラメータのソリューションよりも正確であり、G=17等より明るい光源の93％で利用できます。視差と年間固有運動の不確実性の中央値は、マグニチュードG=9〜14で0.02〜0.03mas、G=20で約0.5masです。ソリューションの統計的特性の広範な特性が提供されます。クエーサーからの視差バイアス。
天体物理学センター光学赤外線科学アーカイブ。 I.高速スペクトログラフ
| Title |
Center_for_Astrophysics_Optical_Infrared_Science_Archive._I._FAST_Spectrograph |
| Authors |
Jessica_Mink,_Warren_R._Brown,_Igor_V._Chilingarian,_Daniel_Fabricant,_Michael_J._Kurtz,_Sean_Moran,_Jaehyon_Rhee,_Susan_Tokarz,_William_F._Wyatt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03470 |
フレッドL.ホイップル天文台1.5メートルティリングハスト望遠鏡のFASTスペクトログラフで過去25年間に取得された72,247個の物体の141,531個の中分散光学スペクトルの公開を発表します。科学者がスペクトルを理解できるように、データの取得と処理について説明します。最大のFAST調査プログラムのいくつかに焦点を当て、使用に関する推奨事項を作成します。スペクトルは仮想天文台のアクセス可能なアーカイブに配置されており、ダウンロードの準備ができています。
ASPIREDの開発に関する最新情報
さまざまな機器で一般的に使用するように設計された、自動分光光度REDuction（ASPIRED）パイプラインのバージョン0.2.0の更新を報告しています。デフォルト設定は、多くの一般的なロングスリット分光計構成をサポートしますが、ユーザーが機器の個々の特性に合わせて自動パイプラインを改良および調整するための柔軟な機能セットも提供します。このような自動化により、ほぼリアルタイムのデータ削減が可能になり、適応観測戦略が可能になります。これは、タイムドメイン天文学で特に重要です。昨年の間に、波長キャリブレーションのデータI/O、精度、再現性だけでなく、内部データ処理も大幅に改善されました。
複雑度の低いデータモデルと未知のバックグラウンド分布に対するいくつかの検出テスト
| Title |
Some_detection_tests_for_low_complexity_data_models_and_unknown_background_distribution |
| Authors |
D._Mary,_S._Bourguignon,_E._Roquain,_S._Sulis,_M._Perrot-Dockes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03534 |
対立仮説の下で、信号が低複雑度モデルを認め、対立仮説と対立仮説の両方の下で、バックグラウンドノイズの分布が{不明}であるいくつかの検出状況を検討します。その設計が外因性または内因性のデータに依存しているそのような場合のいくつかの検出戦略を提示します。これらのテスト手順は、天体物理学の2つの特定の問題、つまり視線速度曲線からの太陽系外惑星の検出と、ハイパースペクトルデータキューブ内の遠方の銀河の検出に触発されて適用されています。
原子状水素によるラマンおよびレイリー散乱による放射伝達のための3Dグリッドベースのモンテカルロコード--STARS
| Title |
3D_Grid-Based_Monte_Carlo_Code_for_Radiative_Transfer_through_Raman_and_Rayleigh_Scattering_with_Atomic_Hydrogen_--_STaRS |
| Authors |
Seok-Jun_Chang,_Hee-Won_lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03424 |
水素原子によるラマン散乱によって形成された発光機能は、強力な遠紫外線放射源によって照らされた厚い中性領域の分布と運動学を調べるためのユニークで重要な情報を提供します。水素原子によるラマン散乱とレイリー散乱の影響を受ける線光子の放射伝達を説明するために、新しい3次元モンテカルロコードを紹介します。「${\bfS}$ejongRadiative${\bfT}$r${\bfa}$nsferthrough${\bfR}$amanandRayleigh${\bfS}$cattering（${\itSTaRS}$）、各光子は、位置、方向、波長、偏光などの情報を含むタグが付けられて逃げるまで追跡されます。厚い中性散乱領域は多数のセルに分割され、各セルはその速度によって特徴付けられます。複雑な運動学と密度分布を持つ中性領域で形成されたラマン散乱特徴を分析する際にコードの大きな柔軟性を保証します。コードのテストとして、近くの遠方UV連続体のラマン散乱によるバルマー翼の形成を再検討します。静的中性領域のLy$\beta$とLy$\gamma$。膨張中性媒体でのOVIのラマン散乱を調査するために追加のチェックが行われます。以前の研究との結果はかなりよく一致しており、その能力を実証しています。適用できる放射伝達モデリングを扱う共生星、若い惑星状星雲、活動銀河核など、さまざまな天体の分光偏光イメージング観測に使用されました。
深層学習を使用した太陽活動領域における光球磁場の進化の予測
| Title |
Predicting_the_Evolution_of_Photospheric_Magnetic_Field_in_Solar_Active_Regions_Using_Deep_Learning |
| Authors |
Liang_Bai,_Yi_Bi,_Bo_Yang,_Jun-Chao_Hong,_Zhe_Xu,_Zhen-Hong_Shang,_Hui_Liu,_Hai-Sheng_Ji,_Kai-Fan_Ji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03584 |
ソーラーダイナミクスオブザーバトリー（SDO）/日震磁気イメージャー（HMI）による磁場の継続的な観測は、時間と空間で多数の画像シーケンスを生成します。これらのシーケンスは、光球磁場の進化を予測するためのデータサポートを提供します。時空間長短期記憶（LSTM）ネットワークに基づいて、アクティブ領域の光球磁場の前処理されたデータを使用して、磁場の進化の予測モデルを構築します。精巧な学習と記憶のメカニズムにより、訓練されたモデルは時空間特徴に含まれる固有の関係を特徴づけることができます。予測モデルのテスト結果は、（1）モデルによって学習された予測パターンを適用して、トレーニングされていない次の6時間の新しい磁場の進化を予測でき、予測結果は実際に観測されたものとほぼ一致することを示しています。大規模構造と移動速度の観点からの磁場の進化。（2）モデルのパフォーマンスは予測時間に関連しています。予測時間が短いほど、予測結果の精度が高くなります。（3）モデルのパフォーマンスは、北と南のアクティブな領域だけでなく、正と負の領域のデータに対しても安定しています。磁束の出現と磁気中性線に関する詳細な実験結果と議論は、提案されたモデルが活性領域における光球磁場の大規模で短期的な進化を効果的に予測できることを最終的に示しています。さらに、私たちの研究は、他の太陽活動の時空間予測のための参照を提供するかもしれません。
14個の食変光星で検出された光時間効果
| Title |
Light-time_effect_detected_in_fourteen_eclipsing_binaries |
| Authors |
P._Zasche,_R._Uhlar,_P._Svoboda,_P._Cagas,_M._Masek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03614 |
14の選択された食変光星の利用可能な最小タイミング（V1297Cas、HD24105、KUAur、GUCMa、GHMon、AZVel、DILyn、DKHer、GQDra、V624Her、V1134Her、KIC6187893、V1928Aql、V2486Cyg）を収集して分析しました。自動望遠鏡、調査、衛星データを使用して、2500回以上の日食を導き出し、独自の地上観測を行いました。これらのデータは、これらの複数のシステムの周期変動を検出するために使用されました。日食のタイミング変動は、サードボディ仮説と光時間効果を使用して説明されました。それぞれの期間は、これらのシステムでそれぞれ2.5、16.2、27、20、64、5.6、22、115、27、42、6.9、11.2、4.1、および8。4年として導出されました。3番目のボディの予測最小質量は、システムごとに計算されました。ここでは、それらの予想される検出可能性について説明します。HD24105、GHMon、DKHer、V1134Her、KIC6187893、V1928Aql、およびV2486Cygの光度曲線を、PHOEBEプログラムを使用して分析し、コンポーネントの物理パラメーターを算出しました。光度曲線分析中に3番目の光のかなりの部分が検出され、これらすべてのシステムのトリプルスターの性質に関する仮説が裏付けられました。これらのシステムの大部分（14のうち9）は、すでにビジュアルダブルとして知られていました。私たちの研究はそれらを可能な4倍にシフトし、それがそれらをさらに面白くします。
既知のウォルフ・ライエ星の新しいX線検出
XMM-Newtonを使用して、18のWR+OBシステムでX線の明るい風と風の衝突を検索するための専用プロジェクトに着手しました。これらの観察結果をSwiftおよびChandraデータセットで補完し、2つの追加システムの研究を可能にしました。また、TESS、Kepler、およびASAS-SNデータを使用して、測光変化を表示するこれらのシステムのエフェメライドを改善しました。5つのシステムは非常にかすかなX線放射（$\log[L_{\rmX}/L_{\rmBOL}]<-8$）を示し、3つのシステムはかすかなX線放射（$\log[L_{\rmX}/L_{\rmBOL}]\sim-7$）、一般的な衝突風の放出と互換性がありません。したがって、すべてのWRバイナリがX線で明るいわけではありません。他のいくつかのシステムでは、O-starコンパニオンからのX線を、X線の真の発生源（または大きな寄与者）として除外することはできません。さらに2つのケースでは、放射はかすかに見えますが、観測はWR風が視線を覆い隠しており、衝突する風の放射を隠す可能性があります。しかし、衝突する風の明確な証拠は、残りの6つのシステム（WR19、21、31、97、105、127）で見つかりました。WR19では、断熱衝突の予想に沿って、ペリアストロンでの吸収の増加と放出の増加も検出されています。
太陽型星におけるリチウムの枯渇と角運動量の輸送
| Title |
Lithium_depletion_and_angular_momentum_transport_in_solar-type_stars |
| Authors |
T._Dumont,_A._Palacios,_C._Charbonnel,_O._Richard,_L._Amard,_K._Augustson_and_S._Mathis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03647 |
太陽型星の放射内部で発生する輸送過程は、軽元素、特にLiの表面変化、およびそれらの回転速度の進化によって証明されます。太陽の場合、日震学データの反転は、その放射層における角速度の半径方向のプロファイルがほぼ均一であることを示しています。これは、角運動量輸送メカニズムの存在を意味します。角運動量と化学種の多くの独立した輸送モデルがありますが、恒星進化モデルが太陽リチウムの存在量と半径方向の回転プロファイルの現在の観測に同時に一致することを可能にする自己矛盾のない理論がありません。追加の輸送プロセスが、回転する星の進化モデルと観測の間の一致をどのように改善できるかを探ります。散開星団の太陽型星における表面回転速度とLi存在量の進化、および日震学から反転した太陽表面と内部回転プロファイルを同時に使用することにより、結果のモデルを制約します。Liの枯渇に対する浸透対流の関連性を示します。浸透対流の深さの回転依存性は、観測された傾向と一致する、太陽型星のモデルにおける初期回転速度とLi枯渇との間に反相関をもたらします。同時に、アドホックな垂直粘度を追加すると、コアとエンベロープの間で角運動量が効率的に輸送されます。また、タコクラインの厚さを初めて自己無撞着に計算し、それが日震学的推定と互換性があることを発見しました。ただし、太陽型星のLiの主系列星の枯渇は、対流層の下にパラメトリック乱流混合を追加した場合にのみ再現されます。恒星進化モデルにおける追加の輸送プロセスの必要性が確認されています。
Ca II 8542 \ AA \線の反転からのスピキュールの半経験的モデル
| Title |
Semi-empirical_models_of_spicule_from_inversion_of_Ca_II_8542_\AA\_line |
| Authors |
D._Kuridze,_H._Socas-Navarro,_J._Koza,_and_R._Oliver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03702 |
スウェーデンの1m太陽望遠鏡のCRispImagingSpectroPolarimeter（CRISP）で得られたCaII8542\AA\線で、高解像度イメージング分光法を使用して、四肢外で観測された太陽スピキュールを研究します。この問題のために特別に開発された非LTEコードNICOLEの新しいバージョンを使用して、スピキュールのシングルピークラインプロファイルとダブルピークラインプロファイルを反転します。この新しいバージョンは、四肢外の形状を考慮し、垂直層化を想定して1D放射伝達を解くことにより原子集団を計算します。反転は、14の異なる高さで観測されたスペクトルプロファイルを、その長さに沿った放射伝達問題を解くことによってモデルで計算された合成プロファイルに適合させることによって進行します。波長が十分に分離された2つの異なる発光特性を示すダブルピークCaII8542\AA\スピキュールプロファイルの出現に動機付けられて、ダブルコンポーネントシナリオを採用します。密度の低下を除いて、各コンポーネントのスピキュール軸に沿ってスピキュールパラメータが実質的に一定であるという仮説から始めます。私たちの結果は、14$\times$4プロファイルのセット全体（14の高さと4回）に非常によく適合することによって、この仮説をサポートしています。9560Kの均一な温度、$1000〜2000$kmの高さスケールでの密度の指数関数的減少、およびコンポーネントの逆向きの見通し内速度を備えた2成分モデルが、二重ピーク線プロファイルを再現することを示します。すべてのスピクルセグメントでよく。数値応答関数の分析により、限られた数の自由パラメーターで高さに依存し、縮退のない信頼できるモデルを取得するために、複数の高さ位置でのスペクトルの反転の必要性が明らかになります。
ステルスコロナ質量放出の磁気環境
| Title |
The_Magnetic_Environment_of_a_Stealth_Coronal_Mass_Ejection |
| Authors |
Jennifer_O'Kane,_Cecilia_Mac_Cormack,_Cristina_H._Mandrini,_Pascal_D\'emoulin,_Lucie_M._Green,_David_M._Long,_Gherardo_Valori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03757 |
ステルスコロナ質量放出（CME）は、発生率が比較的高く、宇宙天気への影響があるため、関心が高まっています。ただし、極紫外線調光や噴火後のアーケードなどの一般的なCMEシグネチャは識別が難しく、広範な画像処理技術が必要です。これらの弱い観測の特徴は、これらのイベントの物理学について現在ほとんど理解されていないことを意味します。2011年3月3日のステルスCMEが発生した磁場構成の広範な研究を提示します。ステルスCMEソースアクティブ領域（AR）で、フレアリボン形成の3つの異なるエピソードが観察されます。2つは噴火の前に発生し、噴火する構造を構築する磁気リコネクションの発生を示唆しています。3つ目は、STEREO-B171Aデータで観察された空洞の噴火に近い時間に発生します。これはその後、コロナグラフデータで観測された伝播CMEの一部になります。コロナ磁場のローカル（デカルト）モデルとグローバル（球形）モデルの両方を使用します。これらは、観測分析によって補完および検証されます。ステルスCMEソース領域を北半球の2つのARに接続する近隣から計算された力線で、冠状ヌルポイントの証拠を見つけます。ヌルポイントでの再接続は、噴火前の構造を安定させるように作用したフィールドを削除することにより、ステルスCMEの噴火を支援すると結論付けます。このステルスCMEは、シグネチャが弱いにもかかわらず、他のCMEの主な特徴を備えており、その噴火は同様のメカニズムによって引き起こされます。
天琴の軌道を最適化
| Title |
Optimizing_orbits_for_TianQin |
| Authors |
Bo-Bing_Ye,_Xuefeng_Zhang,_Ming-Yue_Zhou,_Yan_Wang,_Hui-Min_Yuan,_Defeng_Gu,_Yanwei_Ding,_Jinxiu_Zhang,_Jianwei_Mei,_Jun_Luo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03260 |
TianQinは、軌道半径が$10^{5}$kmの正三角形にある3つの抗力のない制御衛星で構成される天動説の宇宙ベースの重力波観測ミッションです。星座は、黄道面のわずかに下にある白色矮星のバイナリRXJ0806.3+1527に面しており、地層を歪める可能性のある重力摂動の影響を受けます。この研究では、5年間の安定性要件のセットを満たすことができるように、天琴軌道を最適化するための組み合わせた方法を提示します。さらに、軌道歳差運動による検出器のポインティングのゆっくりとした長期ドリフトについて議論し、月の軌道面に沿った他の6つのポインティングとともに安定した軌道を提案します。調査結果のいくつかの含意が指摘されています。
天琴星座の安定性に対する軌道の向きと半径の影響
天琴は、高い円形の地球軌道に配備される、提案された宇宙ベースの重力波観測所ミッションです。ほぼ固定された向きの正三角形の星座は、主に太陰太陽暦の摂動の下で歪む可能性があります。科学ペイロードの要件に対応するには、軌道を最適化して、腕の長さ、相対速度、呼吸角度の変化に関して構成を安定させる必要があります。この作業では、効率的な最適化手法を提示し、2つの主要な設計要素、つまり軌道の向きと半径の変更が、単一変数の研究を通じて星座の安定性にどのように影響するかを調査します。これにより、比較的安定した軌道パラメータの範囲に到達することができ、将来の洗練された軌道設計を支援する可能性があります。
| Title |
The_Upperbound_of_the_Second_Higgs_Boson_Mass_in_Minimal_Gauge_Mediation_with_the_Gravitino_Warm_Dark_Matter |
| Authors |
Gongjun_Choi,_Tsutomu_T._Yanagida,_Norimi_Yokozaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03266 |
最小超対称（SUSY）標準模型（MSSM）からアーシングするkeVスケールのグラビティーノは、$\Lambda$CDMモデルが現代の宇宙論で遭遇する小規模な問題を、keVスケールのグラビティーノとして機能させることで軽減できるため、興味深い可能性です。ウォームダークマター（WDM）。このような軽いグラビティーノは、一貫したSUSY破れの仲介メカニズムとしてゲージ調停（GM）が必要とされる、小規模な超対称性（SUSY）の破れを要求します。この論文では、2番目のCPの質量の上限を示します-ヒッグス粒子$H$でさえ、CP-奇数のヒッグス粒子$A$でさえ、keVスケールのグラビティーノが現在のDM遺物の存在量の原因であると仮定します：上限$H/A$の質量は、$\mathcal{O}（10$-$100）$keVのグラビティーノ質量に対して$\sim4$TeVであることがわかります。興味深いことに、$H/A$の質量は2〜3TeVと小さく、予測される$\tan\beta$は$\mathcal{O}（10）$のグラビティーノ質量に対して55〜60と大きくなります。keV。これは、近い将来の大型ハドロン衝突型加速器（LHC）実験でテストされる予定です。
異方性流体によって供給されたGRおよびTEGRの回転する宇宙論的円筒形ワームホール
| Title |
Rotating_cosmological_cylindrical_wormholes_in_GR_and_TEGR_sourced_by_anisotropic_fluids |
| Authors |
Mustapha_Azreg-A\"inou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03431 |
異方性流体源が与えられた場合、一般相対性理論（GR）とテレパラレル重力（TEGR）の場の方程式を解き、宇宙定数、円筒対称の4次元宇宙論的回転ワームホールに結合し、すべての局所エネルギー条件を満たすと、閉じた形で決定します。有限の適切な距離に2つの対称軸を持つ宇宙回転解。
自己相互作用アクシオン雲の超放射成長のくりこみ群分析
ブラックホールの周りのアクシオン凝縮体（アクシオン雲）からの重力波を観測する可能性があるため、急速に回転するブラックホールの周りの超軽量スカラー場（特にアクシオン）を検討することに強い関心があります。この考察に動機付けられて、我々は、動的くりこみ群法を使用する、急速に回転するブラックホールの周りの自己相互作用を伴う超軽量スカラー場のダイナミクスを研究するための新しい方法を提案します。相対論的雲の場合、単一の超放射モードからの雲の断熱成長を考慮すると、自己相互作用によるアクシオンの散乱による超放射不安定性の飽和は、弱非線形領域では発生しないことがわかります。これは、相対論的アクシオン雲の場合、Bosenovaと呼ばれる爆発現象が、その進化の歴史の中で少なくとも1回は必然的に発生する可能性があることを示唆している可能性があります。
重力波の重力レンズ効果のための回折積分を計算するためのさまざまな方法の収束と効率
| Title |
Convergence_and_Efficiency_of_Different_Methods_to_Compute_the_Diffraction_Integralfor_Gravitational_Lensing_of_Gravitational_Waves |
| Authors |
Xiao_Guo_and_Youjun_Lu_(NAOC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03474 |
重力波（GW）のレンズ波形を研究するときは、波動光学を考慮する必要があるかもしれません。ただし、ウェーブオプティクスの回折積分（増幅率）の計算は困難で時間がかかります。レンズ付きGWシステムを検出するための増幅率を計算するための正確で効率的な方法を開発することが重要です。本論文では、GWの重力レンズ効果のための回折積分の収束を調査し、積分平均法、漸近展開法、レビン法を含む、この積分を計算するために使用できるいくつかの数値法の精度と効率を分析します。、ゼロ点積分法など。さらに、ゼロ点積分法と漸近展開法を組み合わせて回折積分を計算する新しい方法を紹介します。これにより、GWのレンズ波形を効率的かつ正確に計算できます。
明示的な数値解法を実装するいくつかの体の天体システムの統合
| Title |
Integration_of_Few_Body_Celestial_Systems_Implementing_Explicit_Numerical_Methods |
| Authors |
Achilleas_Mavrakis_and_Konstantinos_Kritos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03479 |
$N$-body問題は、太陽系を記述するためのニュートン力学法則の最初の実装であったため、歴史的に重要です。これに動機付けられて、プロジェクトの目標は、小さな$N$でこの問題を再検討し、4次ルンゲを使用して特定の2体および3体構成の軌道と太陽系の惑星軌道の解決策を見つけることです。Kutta明示的反復法。オンラインで見つかった惑星の軌道との結果には、適切な一致が見られます。
| Title |
The_Astro-Primordial_Black_Hole_Merger_Rates:_a_Reappraisal |
| Authors |
K._Kritos,_V._De_Luca,_G._Franciolini,_A._Kehagias,_A._Riotto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03585 |
主に最近のGW190521質量ギャップイベントをベンチマークとして、原始ブラックホールと天体物理学的起源のブラックホールでできたバイナリが形成され、星団に合体し、LIGO/おとめ座の検出率を再現できるかどうかを批判的に評価します。。以前に研究された2つのメカニズム（直接捕捉と3体誘導）は非効率的であるように見えますが、単一バイナリおよびバイナリバイナリ交換の後続のチェーンがにつながる可能性があるという考えに基づいて、新しい「触媒」チャネルを提案します高質量のバイナリペアの形成と、球状星団の原始ブラックホールの局所的な過密度が数個よりも大きい場合、最近のGW190521イベントを説明する可能性があることを示しています。
数値相対論シミュレーションのための高温核物質の微視的状態方程式
| Title |
Microscopic_equation_of_state_of_hot_nuclear_matter_for_numerical_relativity_simulations |
| Authors |
Domenico_Logoteta,_Albino_Perego_and_Ignazio_Bombaci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03599 |
高密度で高温の物質の状態方程式（EOS）を正確に理解することは、コア崩壊超新星（CCSNe）、陽子中性子星（PNS）の進化、コンパクトなバイナリマージなどの相対論的天体物理環境をモデル化するための鍵です。この論文では、ボンバチとロゴテスによって導出された微視的零度BL（ボンバチとロゴテス）の核状態方程式の核EOSを、有限温度と任意の核組成に拡張します。この新しいEOSを使用して、高温の$\beta$安定核物質を記述し、非回転PNSのさまざまな構造特性を計算します。％protoneutron星。また、EOSを適用して、球対称CCSNの動的シミュレーションを実行します。EOSは、Brueckner--Hartree--Fock近似におけるBrueckner--Bethe--Goldstone量子多体理論の有限温度拡張を使用して導出されます。中性子星の特性は、トルマン-オッペンハイマー-ボルコフ構造方程式を数値的に解くことによって計算されます。特別に対称的なCCSNシミュレーションは、AGILE-IDSAコードを使用して実行されます。当社のEOSモデルは、PNSシミュレーションと球対称CCSNシミュレーションの両方の典型的な機能を再現できます。さらに、私たちのEOSモデルは、現在測定されている中性子星の質量、特に質量と一致しています：$M=2.01\pm0.04\、M_{\odot}$および$M=2.14^{+0.20}_{-0.18}それぞれPSR〜J0348+0432およびPSRJ0740+6620の中性子星の\、M_{\odot}$。最後に、重力波イベントGW190814をBH--BHの合併として解釈することで、広範囲にわたる結果をもたらす可能性のある低質量ブラックホール（$M\sim2M_{\odot}$）を生成するための実行可能なメカニズムを提案します。
| Title |
Gravitational-wave_physics_with_Cosmic_Explorer:_limits_to_low-frequency_sensitivity |
| Authors |
Evan_D._Hall,_Kevin_Kuns,_Joshua_R._Smith,_Yuntao_Bai,_Christopher_Wipf,_Sebastien_Biscans,_Rana_X_Adhikari,_Koji_Arai,_Stefan_Ballmer,_Lisa_Barsotti,_Yanbei_Chen,_Matthew_Evans,_Peter_Fritschel,_Jan_Harms,_Jameson_Graef_Rollins,_David_Shoemaker,_Rainer_Weiss,_Hiro_Yamamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03608 |
コズミックエクスプローラー（CE）は、次世代の地上重力波観測所のコンセプトであり、2030年代に運用を開始することを想定しており、最初の星の時代に遡るバイナリ中性子星とブラックホールの融合を観測できると期待されています。CosmicExplorerの敏感な帯域は10Hz未満に広がり、設計は主に地球物理学的および熱的ノイズによって制限されます。この作業では、施設の設計要件、潜在的なテストマスサスペンション、ニュートンノイズ低減戦略、改良された慣性センサー、および極低温制御要件を動機付けるために、熱、地震、重力勾配、サーボ制御、および散乱光ノイズを分析します。私たちの分析によると、改善されたテクノロジーにより、CosmicExplorerは$10^{-23}/\mathrm{Hz}^{1/2}$よりも5Hzまでのひずみ感度を向上させることができます。私たちの仕事は、CosmicExplorerの概念の以前の分析を改良および拡張し、この天文台を実現するために必要な主要な研究分野の概要を示しています。
重力ヒッグスメカニズムとその結果生じる喫煙銃の効果
| Title |
The_gravitational_Higgs_mechanism_and_resulting_smoking_gun_effects |
| Authors |
Verena_Krall,_Andrew_Coates_and_Kostas_D._Kokkotas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03710 |
最近、おもちゃのモデルが導入され、重力の代替理論におけるスクリーニングメカニズムが追加の効果を隠すことができることを実証しました。このモデルでは、スカラー場は$U（1）$対称性の下で課金されます。十分にコンパクトなオブジェクトでは、スカラー場は自発的に成長します。つまり、オブジェクトはスカラー化して、$U（1）$対称性を自発的に破ります。$U（1）$ヒッグスメカニズムとまったく同じように、これはゲージ場の質量の出現につながります。このホワイトペーパーの目的は、このおもちゃのモデルを弱い等価原理（WEP）違反のプロトタイプと見なした場合の物理的な影響の例を提供することです。双極子磁場で中性子星をモデル化して、一方ではアインシュタイン-マクスウェル理論で、他方ではスカラーテンソル理論で、いわゆる重力ヒッグスメカニズムで星の磁場挙動を比較します。
コンパクトに磁化された天体物理学の物体によって生成されたニュートリノのスピン回転
| Title |
Spin_rotation_of_neutrinos_produced_by_compact_magnetized_astrophysical_objects |
| Authors |
A._V._Chukhnova_and_A._E._Lobanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03901 |
マグネターのような強い磁場を持つコンパクトな天体物理学の物体からのニュートリノの伝播を研究します。現実的な3フレーバーモデルのニュートリノスピン回転と振動の両方が考慮されます。物体の近くの磁場でニュートリノ進化方程式を解き、考えられるすべてのスピンフレーバー遷移の確率を取得します。ニュートリノが電子フレーバーのある左利きの状態にある星の内部で生成されると仮定して、これらのスピンフレーバー遷移確率を使用して、地球への伝播中にヘリシティを変化させて観測不能になるニュートリノの割合を推定します。双極子磁場を持つマグネターのモデルを使用して、天体物理学のオブジェクトなどからの左巻きと右巻きのニュートリノフラックスの異方性を示します。
