ニュートリノフレーバーの混合は、初期の宇宙の等方性を破壊します
ニュートリノ場は一般に、初期の宇宙では等方性で均質であると考えられています。ただし、ニュートリノ密度が大きいため、ニュートリノ場の等方性の小さな摂動は、ニュートリノの自己相互作用によって引き起こされる非線形フレーバー混合によって増幅される可能性があります。マルチアングル異方性設定でニュートリノフレーバー進化の最初の数値シミュレーションを実行します。計算上の課題があるため、ニュートリノと反ニュートリノの2つの角度ビン（左右の移動モード）を備えた均質な宇宙と、一般的に採用されているものを超える衝突項の近似形式で構成される単純化されたフレームワークを採用します。減衰近似。$\mathcal{O}（10^{-15}）$の小さな初期左右非対称性を仮定することにより、熱励起ニュートリノの有効数に影響を与えながら、フレーバーの進化が両方の質量順序で影響を受ける可能性があることを説得力を持って示します種（$N_{\mathrm{eff}}$）。特に、$N_{\rmeff}$の補正は、通常の順序での有限温度QED効果からの高次補正に匹敵します。さらに、バリオン1[$\mathcal{O}（10^{-9}）$]と同じ次数のニュートリノセクターの初期レプトン非対称性を仮定することにより、ニュートリノ-反ニュートリノ非対称性が大きくなり、自発的な$\mathcal{CP}$対称性の破れ。この研究は、特に宇宙論的観測量への影響の可能性に照らして、初期宇宙におけるニュートリノフレーバー混合に関する標準的な仮定を批判的に再検討することが不可欠であることを明確に示しています。
$ \ Lambda $ CDM $-$の大打撃相互作用銀河団ElGordoの高い赤方偏移、質量、衝突速度は、一致宇宙論と矛盾します
| Title |
A_massive_blow_for_$\Lambda$CDM_$-$_the_high_redshift,_mass,_and_collision_velocity_of_the_interacting_galaxy_cluster_El_Gordo_contradicts_concordance_cosmology |
| Authors |
E._Asencio,_I._Banik_and_P._Kroupa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03950 |
ElGordo（ACT-CLJ0102-4915）は、赤方偏移$z=0.87$で構成される非常に大規模な銀河団（$M_{200}\約3\times10^{15}$$M_{\odot}$）です。質量比3.6の2つのサブクラスターが速度$V_{infall}\約2500$km/sで結合します。個々にまれな大規模クラスター間のこのような高速衝突は、このような高い$z$でのラムダコールドダークマター（$\Lambda$CDM）宇宙論では予想外です。ただし、これは、合併の非宇宙論的流体力学的シミュレーションがその観測された特性と一致するために必要です（Zhangetal.2015）。ここでは、辺の長さが$6\、h^{-1}$Gpcのジュビリーシミュレーションボックスを使用して、$\Lambda$CDMコンテキストで同様のオブジェクトを見つける確率を決定します。総質量、質量比、赤方偏移、ビリアル速度に対する衝突速度の点でエルゴルドと同様の特性を持つ宇宙膨張から好転した銀河団のペアを検索します。ペアの総質量の分布を非常に正確に近似し、2つの方法で近似を使用して、調査対象地域でElGordoを観測する確率を推測します。より保守的な（そして詳細な）方法では、$z=0$の観測者の過去の光円錐で、ElGordoと同様の無次元パラメーターを持つアナログペアのペアワイズ質量と赤方偏移の予想される分布を考慮する必要があります。質量と赤方偏移で1つのペアを検出すると、$6.16\sigma$で$\Lambda$CDM宇宙論が除外されます。また、Kraljic＆Sarkar（2015）の結果を使用して、発見調査の空の範囲が考慮されると、弾丸銀河団が$2.78\sigma$の緊張状態にあることを示します。$\chi^2$アプローチを使用すると、結合された張力は$6.43\sigma$と見積もることができます。両方の衝突は、軽いステライルニュートリノを伴うミルグロミアンダイナミクス（MOND）宇宙論で自然に発生します。
見えない、気にしない？下部構造レンズ効果における相関クラスタリングの影響
| Title |
Out_of_sight,_out_of_mind?_The_impact_of_correlated_clustering_in_substructure_lensing |
| Authors |
Alexandres_Lazar,_James_S._Bullock,_Michael_Boylan-Kolchin,_Robert_Feldmann,_Onur_\c{C}atmabacak,_and_Leonidas_Moustakas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03958 |
最も暗い銀河よりも小さい質量スケールで暗黒物質構造の存在を明らかにするための有望なルートは、強い重力レンズへの影響によるものです。下部構造とクラスター化されていない見通し内（LOS）ハローからの寄与と比較して、レンズの確率を高める際のローカルなレンズ近接クラスタリングの役割を調べます。$M_{\rmhalo}\simeq10^{9}\M_{\odot}$のハロー質量を解決できる2つの宇宙論的シミュレーションを使用（長さ$L_{\rmbox}{\sim}100のシミュレーションボックス内）\、{\rmMpc}$）および$10^{7}\M_{\odot}$（$L_{\rmbox}\sim20\、{\rmMpc}$）、レンズホストは、$>20\、R_{\rmvir}$まで持続する、クラスター化されていないハローの仮定に比べて明確な拡張を生成します。この拡張機能は、特に$2-5\、R_{\rmvir}$内で、クラスタリングを説明するために2つのハロー項を使用する見積もりを上回っています。この過剰なクラスター化された寄与の分析式を提供します。ローカルクラスタリングは、下部構造のみと比較して、$10^9\M_\odot$摂動ハローの予想数を${\sim}35\％$押し上げることがわかりました。その結果、低赤方偏移（$z_l）の予想信号が大幅に強化されます。\simeq0.2$）レンズ。下部構造はLOSハローと比較して大幅に寄与します。また、視線に対するレンズの向き（たとえば、視線がレンズの主軸を通過するかどうか）もレンズ信号に大きな影響を及ぼし、カウントをさらに$増加させる可能性があることもわかりました。ランダムな向きと比較した\sim50\％$。
CMBの単極ゆらぎとそのゲージ不変性
観測されたCMB温度異方性の標準的な理論的記述$\Theta（\hatn）$は、ゲージに依存します。ただし、ゲージモードがモノポールに限定され、より高い角度の多重極$\Theta_l$（$l\geq1$）がゲージ不変であることはよく知られています。モノポールゆらぎを適切に定義するために過去にいくつかの試みがなされてきましたが、モノポールパワー$C_0$の結果の値は、赤外発散のために無限大です。赤外発散は、等価原理に違反して、単極変動への均一な重力ポテンシャルの寄与から生じます。ここでは、観測されたCMB温度異方性のゲージ不変理論的記述を提示し、$\Lambda$CDMモデルで単極パワー$C_0=1.66\times10^{-9}$を計算します。標準計算におけるゲージ依存性は、今日の背景CMB温度$\barT$の超曲面を定義する際のあいまいさに起因しますが、実際には明確に定義されており、基本的な宇宙パラメータの1つです。異方性形成の単純な近似を採用して、観測されたCMB温度異方性のゲージ不変解析式を導き出し、CMB単極変動と大規模な均一重力ポテンシャル寄与のキャンセルを研究します。
| Title |
Seeking_New_Physics_in_Cosmology_with_Bayesian_Neural_Networks_I:_Dark_Energy_and_Modified_Gravity |
| Authors |
Michele_Mancarella,_Joe_Kennedy,_Benjamin_Bose,_Lucas_Lombriser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03992 |
ベイズニューラルネットワーク（BNN）が暗黒物質のパワースペクトルで新しい物理学を検出する可能性を研究し、ここでは進化する暗黒エネルギーと一般相対性理論の修正に焦点を当てます。BNNの分類の不確実性を定量化する新しい手法を導入した後、$k$範囲$\left（0.01-2.5\right）で公開されているコード$\tt{ReACT}$を使用して生成された模擬物質パワースペクトルで2つのBNNをトレーニングします。）\、h\mathrm{Mpc}^{-1}$および赤方偏移ビン$\left（0.1,0.478,0.783,1.5\right）$とユークリッドのようなノイズ。最初のネットワークは、スペクトルを$\Lambda$CDM、$f（R）$、$w$CDM、Dvali-Gabadaze-Porrati（DGP）重力、および「ランダム」クラスを含む5つのラベルに分類しますが、2番目のネットワークは$を区別するようにトレーニングされています。$\Lambda$CDM以外からの\Lambda$CDM。どちらのネットワークも、同等のトレーニング、検証、およびテストの精度である$\sim95\％$を実現しています。各ネットワークは、トレーニングセットに含まれていなかった$\Lambda$CDMからの偏差を検出することもできます。これは、成長指数$\gamma$を使用して生成されたスペクトルで示されます。次に、ノイズ平均化された非$\Lambda$CDM分類確率が少なくとも$2\sigma$になるように、$\Lambda$CDMからの最小偏差を計算することにより、各ネットワークの制約力を定量化し、これらの境界が$f_であることを確認します。{R0}\lesssim10^{-7}$、$\Omega_{rc}\lesssim10^{-2}$、$-1.05\lesssimw_0\lesssim0.95$、$-0.2\lesssimw_a\lesssim0.2$、$0.52\lesssim\gamma\lesssim0.59$。$f（R）$の境界は、$でゼロ以外の$f_{R0}$を検出できる$\Lambda$CDMと$f（R）$のパワースペクトルのみを区別するように専門家ネットワークをトレーニングすることで改善できます。\mathcal{O}\left（10^{-8}\right）$自信を持って$>2\sigma$。より小さな長さのスケールの追加や$\Lambda$CDMへの追加の拡張などのさらなる開発は、宇宙論的データセットを使用して新しい物理学を検出するBNNの可能性を改善するだけであると期待しています。
DESIのような小規模なライマンαの森の観測のための銀河間ガスのシミュレーション
| Title |
Simulating_intergalactic_gas_for_DESI-like_small_scale_Lyman\alpha_forest_observations |
| Authors |
Michael_Walther,_Eric_Armengaud,_Corentin_Ravoux,_Nathalie_Palanque-Delabrouille,_Christophe_Y\`eche,_Zarija_Luki\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04008 |
SDSS/eBOSSなどの空の調査からの多数のクエーサースペクトルに基づくLy$\alpha$森林の測定は、小規模な物質の分布を正確に調査するため、宇宙モデルのいくつかの要素に重要な制約を与えます。これらの測定値から得られた主な要約統計量は、Ly$\alpha$吸収の1次元パワースペクトルP1Dです。ただし、P1Dのモデル予測は、銀河間媒体の高価な流体力学的シミュレーションに依存しています。これは、以前の分析の制限要因でした。DESIなどの今後の調査からのデータセットは、観測精度を1％レベル近くに押し上げ、さらに小さなスケールを調査します。この観測的なプッシュにより、7つのより正確なシミュレーションと、パラメーター空間のより注意深い調査が義務付けられます。この作業では、シミュレーションの堅牢性と精度、および宇宙論的パラメーターを制約するために使用される統計的フレームワークを評価します。P1Dのコンテキストで、グリッドベースのシミュレーションコードNyxとSPHベースのコードガジェットの比較を示します。さらに、Nyxコードを使用して解像度とボックスサイズの収束テストを実行します。ガウス過程エミュレーションスキームを使用して、モデルの精度を犠牲にすることなく、パラメーター空間の探索に必要なシミュレーションの数を減らします。模擬eBOSSおよびDESIのようなデータを使用して、エンドツーエンドの推論テストで偏りのないパラメーター制約を生成する機能を示し、固定ラテン超立方体設計を使用するのではなく、適応サンプリングスキームの使用を提唱します。
部分的に制約された内部線形結合：低ノイズCMB前景緩和の方法
| Title |
Partially_Constrained_Internal_Linear_Combination:_a_method_for_low-noise_CMB_foreground_mitigation |
| Authors |
Y._Sultan_Abylkairov,_Omar_Darwish,_J._Colin_Hill,_Blake_D._Sherwin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04032 |
内部線形結合（ILC）法は、CMBデータ分析で採用されている最も広く使用されている多周波洗浄技術の一部です。これらの方法は、（信号保存の制約に従って）同時追加されたマップの全分散を最小化することによって前景を減らしますが、多くの場合、重要な前景の残差またはバイアスが残ります。ILCメソッドの変更は、特定の前景コンポーネントを明示的に無効にする制約付きILC（cILC）です。ただし、このフォアグラウンドヌルは、地上ベースのCMBデータセットでは高額になることが多く、小規模ではマップノイズが大幅に増加します。このホワイトペーパーでは、ILCメソッドの前景バイアスと分散の間のトレードオフを最適化できる新しいメソッドである部分制約付きILC（pcILC）について説明します。特に、この方法では、制約された前景を少なくとも固定係数だけ減らす必要がある不等式制約の対象となる分散を最小限に抑えることができます。これは、目的のアプリケーションの前景感度に基づいて選択できます。SimonsObservatoryのような実験のために、シミュレートされた星図でメソッドをテストします。$\ell\in[3000,4800]$での熱スニヤエフゼルドビッチ（tSZ）汚染を洗浄する場合、標準ILC残差の20％の小さなtSZ残差が許容できる場合、CMBの分散がわかります。温度マップは、cILC値より少なくとも50％減少します。また、CMBレンズ再構成におけるノイズを低減するためのこの方法の適用を示します。
有効場の理論における銀河の形状統計
固有の銀河配列は、観測された銀河形状の統計に重要な貢献をします。銀河のサイズと形状の3次元での一般的なバイアス拡張は、銀河団と同様に、一般的な摂動有効場の理論（EFT）フレームワークを使用して、Vlah、Chisari\＆Schmidtによって最近説明されました。この作業では、球面テンソルの特性を使用して、銀河の形状をフラットスカイ近似で観測された空に投影し、2点関数を次の次数と前次で計算する形式を示します。銀河の形と数の3点関数。結果の式は、効率的な数値実装に便利な形式で提供されます。ステージIVの調査に典型的なソースの赤方偏移分布の場合、銀河の形状相関に対する非線形の固有のアライメントの寄与が、角度波数$l\gtrsim100$で関連するようになることがわかります。
プロトハロの位相空間構造：Vlasov対Particle-Mesh
原始暗黒物質ハローの位相空間構造は、3つの正弦波とコールドダークマター（CDM）の初期条件を使用した宇宙論的シミュレーションを使用して再検討されます。シミュレーションは、テッセレーションベースのVlasovソルバーColDICEとParticle-Mesh（PM）$N$-bodyコードを使用して実行されます。分析には、投影密度、位相空間図、半径方向密度、および疑似位相空間密度が含まれます。力と質量の分解能には特に注意が払われています。総体積とシンプレックス数の観点から推定される位相空間シートの複雑さは非常に急速に増加するため、ColDICEはハロー形成の初期の激しい緩和フェーズのみを追跡できます。後者の場合、セルごとに1つ以上の粒子を持つColDICEシミュレーションとPMシミュレーションの間の一致は優れており、ハローにはべき乗則密度プロファイル$\rho（r）\proptor^{-\alpha}$、$\alpha\[1.5,1.8]$で。合併前に測定されたこの勾配は、文献よりもわずかに大きくなっています。位相空間図は、正弦波シミュレーションで自己相似性の明確な兆候を示す複雑でコヒーレントなパターンを示していますが、CDMハローはやや走り書きです。追加の質量分解能テストの後、PMシミュレーションを使用して、進化の次の段階を追跡します。べき乗則は、密度プロファイルが、初期条件に関係なく、よく知られている「NFW」のようなユニバーサルアトラクタに収束することで徐々に崩壊します。これは、3正弦波シミュレーションでも同様です。これは、合併が動的アトラクタへの収束に必要な条件を表していないことを再度示しています。当然のことながら、測定された疑似位相空間密度はべき乗則$Q（r）\proptor^{-\alpha_Q}$であり、$\alpha_{\rmQ}$は二次球形落下モデルの予測に近いです。、$\alpha_{\rmQ}\simeq1.875$。ただし、この特性は、重要な初期緩和段階でも検証されます。
天体物理学的距離スケールIII：赤色巨星の枝、ケフェイド変光星、およびJAGB星の先端の多波長観測を使用した局部銀河群銀河WLMまでの距離
| Title |
The_Astrophysical_Distance_Scale_III:_Distance_to_the_Local_Group_Galaxy_WLM_using_Multi-Wavelength_Observations_of_the_Tip_of_the_Red_Giant_Branch,_Cepheids,_and_JAGB_Stars |
| Authors |
Abigail_J._Lee,_Wendy_L._Freedman,_Barry_F._Madore,_Kayla_A._Owens,_Andrew_J._Monson,_Taylor_J._Hoyt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04536 |
ハッブル定数のローカルな決定は岐路に立っています。宇宙の局所膨張率の現在の推定値は、Ia型超新星に適用されたCepheidおよびTRGBベースのキャリブレーションから導出された約1.7シグマだけ異なります。緊張を引き起こす系統的エラーの考えられる原因を解明するために、この研究では、最近開発された距離インジケーターであるJ領域漸近巨星分枝（JAGB）法（arXiv：2005.10792）が、独立したクロスチェックと比較として機能することを示します。他のローカル距離インジケーターと。さらに、JAGB法は、H0を決定するためのIa型超新星の独立した正確で正確なキャリブレータとして大きな可能性を秘めていると主張します。局部銀河群WLMを使用して、JAGB法、近赤外（JHK）波長でのTRGB測定、光学IバンドでのTRGB測定、および多波長ケフェイド周期-光度関係の決定の間の距離比較を示します。$\mu_0$（JAGB）=24.97+/-0.02（stat）+/-0.04（sys）mag、$\mu_0$（TRGBNIR）=24.98+/-0.04stat）+/-0.07（sys）mag、$\mu_0$（TRGBF814W）=24.93+/-0.02（stat）+/-0.06（sys）mag、$\mu_0$（Cepheids）=24.98+/-0.03（stat）+/-0.04（sys）mag。4つの方法はすべてよく一致しており、3％レベルで4つの距離スケールの局所的な自己整合性を確認し、JAGBの方法が他の3つの天体物理学に基づく距離指標と同じくらい正確で正確であるという確信を追加します。メソッド。
宇宙のエネルギーの95\％$以上を構成する暗黒物質と暗黒エネルギーの性質は、宇宙論において未解決の大きな問題のままです。コールドダークマターは、重力によってのみ相互作用する質量項が支配的な超軽量スカラー場でできています。宇宙の膨張の最近の加速を説明するために導入された宇宙定数は、そのポテンシャルによって支配されるスカラー場に簡単に置き換えることができます。より一般的には、スカラー場は宇宙論に遍在しています。インフラトン、ディラトン、モジュラス、クインテッセンス、ファジー暗黒物質、暗黒流体などがいくつかの例です。これらすべてのスカラー場が独立しているかどうか疑問に思うかもしれません。暗黒流体モデルは、真髄モデルとファジー暗黒物質モデルを固有のスカラー場と統合することを目的としています。さらに一歩は、暗黒流体モデルをインフレーションと統合することです。非常に初期の宇宙では、そのようなスカラー場は直接観測によって強く制約されていませんが、ビッグバン元素合成はスカラー場モデルに制約を設定し、要素の存在量の変更につながります。この講演では、暗黒物質、暗黒エネルギー、インフレーションを統合するスカラー場モデルを提示し、原始スカラー場でのビッグバン元素合成からの制約を研究します。
| Title |
Redshift-Space_Distortions_in_Lagrangian_Perturbation_Theory |
| Authors |
Shi-Fan_Chen,_Zvonimir_Vlah,_Emanuele_Castorina,_Martin_White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04636 |
長波長（赤外線）変位と速度の両方の完全な再開を含む、ラグランジュ摂動理論で計算された赤方偏移空間におけるバイアスされたトレーサーの1ループ2点関数を提示します。結果として得られるモデルは、準線形スケールのパーセントレベルでの2つの異なるN体シミュレーションのセットから、ハロー銀河とモック銀河のパワースペクトルと相関関数を正確に予測します。これには、バリオン音響振動信号の減衰が含まれます。銀河。この完全な再開を、モーメント拡張やガウスストリーミングモデルなどの他の近似手法と比較します。赤外線の再開について詳しく説明し、ラグランジュの定式化を、入力パワースペクトルを「ウィグル」コンポーネントと「ウィグルなし」のコンポーネントに分割することに基づく赤外線の再開によって拡張されたオイラー理論と比較します。私たちのモデルは、将来の銀河調査で利用できるものよりもはるかに大きなボリュームを含む模擬データで、偏りのない宇宙論的パラメーターを回復できることを示しています。結果の式を数値で効率的に計算する方法を示し、構成とフーリエ空間の両方でこれらの統計を迅速に計算できる高速Pythonコードを利用できるようにします。
ハロー職業分布の応答：ハローモデルの新しい成分と銀河バイアスへの影響
| Title |
Responses_of_Halo_Occupation_Distributions:_a_new_ingredient_in_the_halo_model_&_the_impact_on_galaxy_bias |
| Authors |
Rodrigo_Voivodic,_Alexandre_Barreira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04637 |
ハロー占有分布（HOD）モデルは、さまざまなハローに存在する銀河の数を表し、ハローモデル（HM）を使用した銀河とハローの接続の研究で広く使用されています。ここでは、長波長摂動$\O$に対するHODの{\it応答}を説明するHOD{\it応答関数}$R_\O^g$を紹介して研究します。線形銀河バイアスパラメータ$b_\O^g$は、$b_\O^h+R_\O^g$の加重バージョンです。ここで、$b_\O^h$はハローバイアスですが、$R_からの寄与です。\O^g$は、文献では日常的に無視されています。3種類の摂動についてIllustrisTNGモデルの個別の宇宙シミュレーションで$R_\O^g$を測定することにより、これの影響を調査します。総物質摂動、$\O=\delta_m$;バリオン-CDMで補正された等曲率摂動、$\O=\sigma$;局所的な原始的な非ガウス性、$\O\propto\fnl\phi$による潜在的な摂動。私たちの主なポイントは、$R_\O^g$は一般に無視できないものであり、そのサイズはケースバイケースで見積もる必要があるということです。恒星の質量が選択された銀河の場合、応答$R_\phi^g$と$R_\sigma^g$はかなり大きく、バイアスパラメータ$b_\phi^g$と$b_\sigma^のHM計算では無視できません。g$;これは、インフレの制約研究に関連しています。一方、線形銀河バイアス$b_1^g$に対するHOD応答$R_1^g$の強い影響は検出されません。これらの結果は、摂動$\O$が恒星と総質量の関係に与える影響によって説明できます。また、ガス分布のバイアスへの影響を調べて、同様の結論を見つけます。$R_\O^g$の全体的な振幅を表す単一の追加パラメーターが、測定された$b_\O^g$をうまく回復することを示します。これは、$R_\O^g$をHM/HOD研究に簡単に追加できることを示しています。新しい成分として。
Planck2018の温度、偏光、レンズデータを使用して、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の角度パワースペクトルで、インフラトンの音速が一時的に低下するため、機能の検索を更新します。ガウス過程に基づいて音速の低下を再構築するために、より柔軟なテンプレートをテストするための新しい方法論を開発します。モデルの物理的条件が満たされていることを確認するために、\textit{maximum-entropy}アプローチを使用して、縮小の形状の動的事前分布を正式に導出します。後部は、1つ以上の連続した縮小を可能にし、数十から$\ell\simeq2000$までの多重極のCMBパワースペクトルの見かけの特徴を適合させます。予想どおり、これらの適合は$\Lambda$CDMモデルに関して統計的に支持されていません。ここで導き出された方法論では、追加のデータセット（特に大規模構造データ）を含めることができます。これにより、原則として、インフラトンの音速の再構築の統計的有意性が高まります。
VLT / SPHEREイメージングで識別された非常にほこりっぽいWISE塵円盤の3つの新しい後期型恒星コンパニオン
| Title |
Three_new_late-type_stellar_companions_to_very_dusty_WISE_debris_disks_identified_with_VLT/SPHERE_imaging |
| Authors |
Elisabeth_C._Matthews,_Sasha_Hinkley,_Karl_Stapelfeldt,_Arthur_Vigan,_Dimitri_Mawet,_Ian_J._M._Crossfield,_Trevor_J._David,_Eric_Mamajek,_Tiffany_Meshkat,_Farisa_Morales,_Deborah_Padgett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03980 |
塵円盤は巨大な惑星と暫定的な相関関係があることが示されているため、塵円盤の星は惑星系の高コントラストイメージング検索の良いターゲットです。WSIEミッションで塵円盤のホストとして特定された、特に高レベルの暖かい塵を含む20個の星を選択しました。惑星を見つけ、散乱光でディスクをイメージングすることを目的として、VLT/SPHEREハイコントラストイメージング機器でこれらを観察しました。私たちの調査は、25auで10.4Mj、100auで5.9Mjの感度の中央値5$\sigma$〜に達します。3つの新しい恒星コンパニオン（HD18378B、HD19257B、HD133778B）を特定しました。2つは中型Mタイプの星で、1つは後期Kまたは初期M型の星です。追加の3つの星には、ガイアカタログで特定された非常に広く分離された恒星の仲間（すべて$>$2000au）があります。SPHEREで識別された3つのコンパニオンをホストしている星はすべて古い（$\gtrsim$700Myr）で、1つは最近主系列星を離れ、もう1つは巨星です。これらの星の周りで観測された大量の塵は、惑星とシステム内の微惑星帯との間の最近の衝突によって引き起こされた可能性があると推測しますが、最も進化した星の場合、質量損失も赤外線超過の原因である可能性があります。将来の中赤外分光法または偏光イメージングにより、これらのダストベルトの位置と空間範囲を制限できるようになる可能性があり、それによって、これらの古いシステム周辺のダストレベルの上昇の真の原因に関する証拠が提供されます。この調査のディスクはどれも散乱光で解決されていません。
原始星周辺の円盤進化の初期段階におけるダスト凝集体の凝固によるリング形成
| Title |
Ring_formation_by_coagulation_of_dust_aggregates_in_early_phase_of_disk_evolution_around_a_protostar |
| Authors |
Satoshi_Ohashi,_Hiroshi_Kobayashi,_Riouhei_Nakatani,_Satoshi_Okuzumi,_Hidekazu_Tanaka,_Koji_Murakawa,_Yichen_Zhang,_Hauyu_Baobab_Liu,_Nami_Sakai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04082 |
リング構造は、クラス0およびIの初期段階からクラスIIの若い恒星状天体（YSO）の後期段階まで、さまざまな星周円盤での（サブ）ミリメートルの塵の連続放出によって観察されます。この論文では、初期段階でのそのようなリング形成の可能なシナリオの1つである、ダスト凝集体の凝固を研究します。成長のタイムスケールは公転周期にほぼ比例するため、ダスト粒子は裏返しに成長します。ダストの進化の境界は、成長の最前線と見なすことができ、成長時間はディスクの年齢に匹敵します。ダスト凝固モデルに基づく放射伝達計算では、ダストの面密度がこの位置で急激に変化するため、成長フロントがリング構造として観察できることがわかります。さらに、$\lesssim1$Myrの年齢のYSOで観測されたリング位置は、成長の最前線と一致していることを確認します。成長の最前線は、特にクラス0やIのソースなど、ディスクの進化の初期段階でリング構造を作成するために重要になる可能性があります。
月の水素循環に対する磁気圏シールドの影響について
磁気圏の内外を周回するときに、月面上で水がどのようにグローバルに生成されるかを調べます。太陽風（SW）と地球の磁場との相互作用により、上流の磁場は約10地球半径に圧縮されます。ただし、地球の磁場の周りのSWの迂回ストリームは、磁気圏尾部と呼ばれる、地球半径の数千までのSW陽子（正に帯電した水素）の拡張された空乏領域をもたらします。月は地球半径約40の距離を周回します。したがって、上流では南西にありますが、下流では満月の磁気圏にいる間は部分的にシールドされています。SWプロトンは月の土壌粒子に浸透し、一部のH原子は酸素と化学反応して、OH/H2Oなどの水のような分子を形成します。ほとんどのH原子は、別の水素原子が見つかるまで粒子内で跳ね返り、化学的に結合してから、粒子をH2として薄い大気に逃がします。月面で生成されたOHと、月が地球の磁気圏の内外を周回するときに大気に放出されたH2の全球分布を計算するモデルを開発しました。モデルの結果は、利用可能な観測結果とよく一致しています。
天王星と海王星の熱力学的に支配された内部モデル
天王星と海王星の内部モデルはしばしば離散層を想定していますが、主要な構成要素が混ざり合わない場合にのみ、鋭い境界面が期待されます。降着が最も揮発性の低い成分（偶然にも最も密度の高い成分）の中央濃度を支持する場合、拡散界面が発生する可能性があります。このような構造で生じる組成勾配は、対流を阻害する可能性があります。現在、2つの証拠が、天王星型惑星の内部における水素と水の非混和性の可能性を示唆しています。1つ目は、実験的な水素-水臨界曲線の$\sim3$GPaへの大まかな外挿から生じます（Balietal.2013）。天王星と海王星も「汚れている」可能性がありますが、データはケイ酸塩を含む不純なシステムについて取得されています。現在のabinitioモデルは一致していません（Soubiran＆Militzer2015）が、水素と水を第一原理量子力学から必要な精度でモデル化することは困難です。ここで概説されている、天王星型惑星における水素-水非混和性の2番目の議論は、重力場と磁場についての推論を呼び起こします。コンセンサスが不足している間、ここでは非混和性のケースを検討します。結果として生じる熱力学的制約を適用すると、水素に対して$\chi\gtrsim0.1$と同じくらいの実質的な水モル分率を含むエンベロープを持つネプチューンモデルが、観測を満たすことができることがわかります。対照的に、天王星モデルは$\chi\lesssim0.01$を必要とするようであり、完全に分離された水素と水を示唆している可能性があります。海王星の現在の熱流を約10の太陽系の寿命に供給するのに十分な重力ポテンシャルエネルギーが、水素と水の段階的な分離から利用可能になります。水素水脱混合は、海王星の冷却速度を桁違いに遅くする可能性があります。異なる水素-水分離状態は、天王星と海王星の異なる熱流を説明する可能性があります。
神経学習正則化による惑星地図作成
太陽系外惑星を宿す潜在的な生命を見つけることは、太陽系外惑星科学の目的の1つです。太陽系外惑星の生命の兆候を検出することは、おそらく最初に、反射/透過分光法によって惑星大気のバルク組成を決定することによって達成されるでしょう。ただし、居住性の条件を完全に理解するには、液体の水、大陸、および/または雲の存在をマッピングする必要があります。スピン軌道相互作用は、惑星表面で散乱された光を利用して、他の星の周りの太陽系外惑星の表面の地図を取得することを可能にする技術です。ディープラーニングの可能性を活用し、モックサーフェスから正則化を学習するexo-Earthsのマッピング手法を提案します。逆マッピング問題の解決策は、適切なトレーニングデータを使用してエンドツーエンドでトレーニングできるディープニューラルネットワークとして提示されます。この作業では、地球上で見つけたものに触発された、手続き型生成に基づく方法を使用することを提案します。また、曇りの惑星での表面の回復と永続的な雲の存在のマッピングも検討します。単一の通過帯域観測を使用する場合でも、信頼性の高いマッピングをこのアプローチで実行して、非常にコンパクトな大陸を生成できることを示します。さらに重要なことに、太陽系外惑星が地球のように部分的に曇っている場合、非永続的な雲と一緒に、表面の同じ位置（地形と海面水温に関連する）で常に発生する永続的な雲の分布をマッピングできる可能性があることを示しますそれは表面を横切って移動します。これは、活発な気候システムを検出するために太陽系外惑星で実行できる最初のテストになります。星のハビタブルゾーンにある小さな岩石惑星の場合、この気象システムは水によって駆動され、検出は真にハビタブルな状態の強力なプロキシと見なすことができます。
Planck / LFI2018データリリースを使用して惑星の明るさの温度を修正
| Title |
Revised_planet_brightness_temperatures_using_the_Planck/LFI_2018_data_release |
| Authors |
Michele_Maris,_Erik_Romelli,_Maurizio_Tomasi,_Anna_Gregorio,_Maura_Sandri,_Samuele_Galeotta,_Daniele_Tavagnacco,_Marco_Frailis,_Gianmarco_Maggio,_Andrea_Zacchei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04504 |
木星、土星、天王星、海王星の輝度温度の新しい推定値を、Planck/LFIが30、44、70GHzで2009〜2013年に実施し、2018年に一般公開した測定値に基づいて提示します。2009〜2011年に取得されたデータに基づいて、2013年および2015年の\Planck/LFIキャリブレーションペーパーに示された結果。プランクは、名目上の任務中に各惑星を最大8回観測しました。22個のLFI放射計からの時間順データを処理して、各惑星とトランジットの惑星アンテナ温度を導き出しました。ビーム形状と放射計のバンドパス、およびいくつかの体系的な効果を考慮しました。私たちは、WMAPの9年目の結果、Planck/HFIの観測、および惑星のマイクロ波放射率の既存のデータとモデルと結果を比較しました。木星の場合、30、44、70GHzでそれぞれTb=144.9、159.8、170.5K（1シグマでpm0.2K、温度はレイリージーンズスケールを使用して表されます）、または同等にバンド平均プランク温度TbBA=144.7が得られました。、160.3、171.2Kは、WMAPおよび既存のモデルとよく一致しています。モデルに関して30GHzでわずかに超過している場合は、シンクロトロン放射の影響として解釈されます。土星の測定値は、リングの場合Tb=9.2pm1.4、12.6pm2.3、16.2pm0.8KのWMAPと一致しますが、ディスクの場合、Tb=140.0pm1.4、147.2pm1.2、150.2pm0.4K、または同等にTbBA=を取得しました。139.7、147.8、151.0K。天王星（Tb=152pm6、145pm3、132pm2K、またはTbBA=152、145、133K）およびネプチューンTb=154pm11、148pm9、128pmの測定値3K、またはTbBA=154、149、128Kは、WMAPおよび以前の文献データとよく一致しています。
彗星C / 2016 R2（Pan-STARRS）の内部コマにおけるイオン密度分布を研究するための物理化学的モデル
| Title |
A_physico-chemical_model_to_study_the_ion_densitydistribution_in_the_inner_coma_of_comet_C/2016_R2(Pan-STARRS) |
| Authors |
Susarla_Raghuram,_Anil_Bhardwaj,_Damien_Hutsem\'ekers,_Cyrielle_Opitom,_Jean_Manfroid,_Emmanuel_Jehin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04611 |
最近の観測によると、C/2016R2彗星（パンスターズ）は、2.8auのヘリオセントリック距離で観測された他のいくつかの彗星と比較すると、独特で独特の組成を持っています。太陽共鳴蛍光が唯一の励起源であると仮定すると、観測されたイオン発光強度比は、この彗星の対応する中性存在量を制約するために使用されます。ニュートラルの光子と電子の衝撃イオン化、イオンとニュートラル間の電荷交換とプロトン移動反応、および電子イオン熱再結合反応を考慮して、この彗星の内部コマのイオン密度分布を研究するための物理化学的モデルを開発しました。私たちの計算によると、CO2+とCO+は内昏睡の主要なイオンであり、核の表面近くではCH3OH+、CH3OH2+とO2+も重要なイオンです。さまざまな励起源を検討することにより、CO+、CO2+、N2+、およびH2O+のさまざまな励起状態の発光メカニズムも研究しました。光子と電子の衝撃によるイオン化と対応する中性物質の励起が、半径距離が300km未満の場合に観測されるイオン放出に大きく寄与し、距離が長い場合は太陽共鳴蛍光が主要な励起源であることがわかりました。モデル化されたイオン放出強度比は、地上での観測と一致しています。モデル化された放出プロセスに基づいて、観測されたイオン放出強度比を使用して、イオン密度がイオンではなく中性物質の光子および光電子衝突電離によって大幅に制御されている場合にのみ、彗星コマの中性組成を導き出すことができることを提案します。中性化学。
46P /ワータネン彗星の内部コマのFUV観測
| Title |
FUV_Observations_of_the_Inner_Coma_of_46P/Wirtanen |
| Authors |
John_W._Noonan,_Walter_M._Harris,_Steven_Bromley,_Davide_Farnocchia,_Jian-Yang_Li,_Kathleen_E._Mandt,_Joel_Wm._Parker,_Kumar_Venkataramani,_Dennis_Bodewits |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04619 |
彗星の遠紫外線観測は、昇華したガスをそれらの原始的な表面から解離させるエネルギー過程についての情報をもたらします。どの放出過程が支配的であるか、観測された彗星スペクトルへの影響、そして彗星核のおそらく無垢の表面氷の組成にスペクトルを適切に反転させる方法を理解することはすべて、彗星の適切な解釈と分析のための重要な要素です。2018-2019年の46P/ワータネン彗星の接近は、ハッブル宇宙望遠鏡の宇宙起源分光器で彗星のコマの最も内側の部分を研究するユニークな機会を提供しました。これは、遠隔観測ではめったにアクセスできません。以前は欧州宇宙機関のロゼッタ宇宙船によってのみ探査された波長（900-1430オングストローム）。私たちの観察は、内昏睡の複雑な状況を示しています。水を示すHとOの原子生成率は、両方の主要な発生源であり、一般的な硫黄親分子の寿命では説明が難しい原子硫黄の豊富さ、およびHaserとベクトルの両方に適合しない密度分布です。モデル。
教師なし機械学習による金属量の少ない星の化学運動学的分析
| Title |
Chemo-kinematic_analysis_of_metal-poor_stars_with_unsupervised_machine_learning |
| Authors |
Andr\'e_R._da_Silva_(1),_Rodolfo_Smiljanic_(1),_Riano_E._Giribaldi_(1)_((1)_Nicolaus_Copernicus_Astronomical_Center,_Polish_Academy_of_Sciences,_Warsaw,_Poland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03949 |
金属の少ない星は、銀河の形成と進化を理解する上で重要な役割を果たします。銀河を構築した初期の合併の証拠は、星の存在量、運動学、および軌道パラメータの分布に残っている可能性があります。この作業では、GALAH分光調査によって観測された金属の少ない（[Fe/H]$\leq$-1.0）星のサンプルの進行中の化学運動学的分析の予備的な結果について報告します。教師なし機械学習（階層的クラスタリング、k-meansクラスター分析、相関行列）を使用して、化学データと軌道データを調査しました。私たちの最終的な目標は、ガイア・エンセラダスやセコイアなどのマージイベントに由来するさまざまな銀河系の星の種族と星のグループを分離する最適な方法を見つけることです。
天の川銀河バルジの明るい赤い塊星とかすかな赤い塊星の化学組成の違い
| Title |
Difference_in_chemical_composition_between_the_bright_and_faint_red_clump_stars_in_the_Milky_Way_bulge |
| Authors |
Dongwook_Lim,_Young-Wook_Lee,_Andreas_Koch,_Seungsoo_Hong,_Christian_I._Johnson,_Jenny_J._Kim,_Chul_Chung,_Mario_Mateo,_John_I._Bailey,_III |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03954 |
天の川バルジの色と大きさの図で観察された二重のレッドクランプ（RC）は、バルジの構造と形成の起源に関する現在の議論の中心にあります。この機能は、距離（「X字型シナリオ」）または化学組成（「複数集団シナリオ」）の2つのRCの違いによって説明できます。ここでは、バルジの高緯度フィールド（b〜-8.5$\deg$）におけるRCと赤色巨星分枝星の高解像度分光法を報告します。明るい星が暗い星に対して[Fe/H]で0.149$\pm$0.036dexだけ増強されるという意味で、明るい星と暗いRC領域の星の間で[Fe/H]に違いが見られます。。明るいRCの星も[Na/Fe]で強化されていますが、[Al/Fe]と[O/Fe]では枯渇しているように見えますが、これらの違いの重要性を確認するにはさらに観測が必要です。興味深いことに、これらの化学パターンは、金属に富むバルジ球状星団Terzan5の複数の星の種族で観察されたものと似ています。さらに、バルジに複数の集団が存在することを裏付ける、Naに富む星がいくつか見つかります。私たちの結果は、複数の星の種族を宿す溶解した球状星団からの二重RCの起源を支持しています。したがって、私たちの研究は、外側のバルジ星のかなりの部分が、天の川形成の初期段階でのそのような恒星系の集合に由来するであろうことを示唆しています。
z> 3でそれらのホスト銀河の周りに再構築された解決された銀河の超風
| Title |
Resolved_galactic_superwinds_reconstructed_around_their_host_galaxies_at_z>3 |
| Authors |
Mandy_C._Chen,_Hsiao-Wen_Chen,_Max_Gronke,_Michael_Rauch,_Tom_Broadhurst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03959 |
この論文は、巨大なクラスターMACS1206（z=0.44）によってレンズ化されたz=3.038とz=3.754の既知の銀河の近くで検出された2つの巨大なライマンアルファ（Lya）アークの詳細な分析を示しています。深いMUSE観測で明らかになったLya星雲は、膨張/流出運動を示す優勢な赤いピークを持つダブルピークプロファイルを示しています。弧の1つは、クラスターのアインシュタイン半径の周りに1'を超えて伸び、z=3.038で0.3〜1.6L*の3つの星形成銀河のグループの周りのkpcスケールで線放出ガスの速度場を分解します。2番目のアークのサイズは15インチで、z=3.754で約0.03L*の低質量Lyaエミッターのペアをほぼ中心にしています。z=3.038グループの3つの銀河はすべて、HeII1640やCIII]1906,1908などの輝線星雲に加えて、顕著な減衰Lya吸収（DLA）といくつかの金属吸収線を示しています。拡張されたLya放出は、星形成領域からより長い距離に出現し、各銀河の中心で表面輝度が抑制されているように見えます。これは、直径1〜5kpcのほこりっぽい流出コーンの存在を示唆しています。ライマンα線プロファイルには大きな空間的変動があり、星形成領域から低密度ハロー環境への高カラム密度ガスの連続的な流れにおける急な負の速度勾配の存在と一致しています。観測されたUV星雲比は、銀河におけるAGN活動の証拠を示していませんが、観測されたLya信号は、近くの星形成領域から逃げる電離光子による光イオン化による共鳴散乱と再結合放射の組み合わせによって説明できます。これらの観測は、銀河間媒体の化学的濃縮の原因であると考えられている星形成銀河に関連する銀河の超風の運動学について、これまでで最も詳細な洞察を提供します。
原始的な調査-XII：ジェミニ-銀河で新しく発見された非常に金属量の少ない星の化学力学的研究
| Title |
The_Pristine_survey_--_XII:_Gemini-GRACES_chemo-dynamical_study_of_newly_discovered_extremely_metal-poor_stars_in_the_Galaxy |
| Authors |
Collin_L._Kielty,_Kim_A._Venn,_Federico_Sestito,_Else_Starkenburg,_Nicolas_F._Martin,_David_S._Aguado,_Anke_Arentsen,_S\'ebastien_Fabbro,_Jonay_I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_Vanessa_Hill,_Pascale_Jablonka,_Carmela_Lardo,_Lyudmila_I._Mashonkina,_Julio_F._Navarro,_Chris_Sneden,_Guillaume_F._Thomas,_Kris_Youakim,_Spencer_Bialek,_Rub\'en_S\'anchez-Janssen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03960 |
ジェミニ天文台のGRACES分光器で行われた観測に基づいて、\textit{Pristine}調査から選択された30個の金属量の少ない星の高解像度光学スペクトルが表示されます。恒星パラメータT$_{\rmeff}$と$\logg$は、ガイアDR2視差とMIST/MESA金属に乏しい等時線を使用して決定されます。GRACESスペクトルは、20の元素（Li、O、Na、Mg、K、Ca、Ti、Sc、Cr、Mn、Fe、Ni、Cu、Zn、Y、Zr、Ba、La、Nd、Eu）。これらの星は、以前の中解像度の分析よりも高い精度で、金属が少ない（[Fe/H]$<-2.5$）ことが確認されています。ほとんどのターゲットの化学的性質は、銀河ハローの他の非常に金属量の少ない星の化学的性質と似ています。[Fe/H]$=-3.0$の近くの2つの星は、異常に低いCaと高いMgを持っており、静水圧元素合成によるアルファ元素形成がより効率的であった少数のSN〜IIからの寄与を示唆しています。私たちの化学物質の存在量を以前の中解像度分析からの炭素と組み合わせると、3つの新しい炭素強化金属量の少ない星（2つのCEMP-と1つの潜在的なCEMP-星なし）も特定されます。GRACESスペクトルは、GaiaDR2固有運動を使用した動的軌道計算のための正確な視線速度（$\sigma_{\rmRV}\le0.2$kms$^{-1}$）も提供します。私たちのターゲットのほとんどは、銀河ハローに動的に関連付けられています。ただし、[Fe/H]$<-3$の5つの星は、1つの逆行性平面星を含め、平面のような軌道を持っています。別の5つの星は、ガイア-セコイア降着イベントと動的に一致しています。3つは金属量の典型的な高い[$\alpha$/Fe]比を持っていますが、2つは[Mg/Fe]が不足しており、1つは新しいCEMPの候補です。これらの結果は、銀河の形成と初期の化学的進化の観点から議論されています。
大規模なM31クラスターG1：統合光分光法からの詳細な化学的存在量
| Title |
The_Massive_M31_Cluster_G1:_Detailed_Chemical_Abundances_from_Integrated_Light_Spectroscopy |
| Authors |
Charli_M._Sakari,_Matthew_D._Shetrone,_Andrew_McWilliam,_and_George_Wallerstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03971 |
マヤールIIとしても知られるG1は、M31で最も巨大な星団の1つです。その質量、楕円率、および外側のハロー内の位置により、以前の核星団の魅力的な候補となっています。この論文では、2007年と2008年にホビーエバリー望遠鏡の高分解能分光器で得られた中程度の高分解能（R=15,000）スペクトルに基づいて、G1の統合光量分析を示します。金属性を独立して決定するために、中程度の分解能近赤外のカルシウム-IIトリプレットラインの（R〜4,000）スペクトルは、アパッチポイント天文台にある天体物理学研究コンソーシアムの3.5m望遠鏡でも得られました。高解像度スペクトルから、G1は、[Fe/H]=-0.98+/-0.05で、適度に金属が少ないクラスターであることがわかります。G1はまた、（Mg、Ca、およびTiに基づく）アルファ増強の兆候を示し、矮小銀河（Y、Ba、およびEuの比較に基づく）に見られるs過程の増強を欠いており、かなり大規模なものに由来することを示しています銀河。興味深いことに、G1は、GCのユニークな特徴であるNaおよびAlの増強の兆候も示しています。これは、G1の形成がGCの形成と密接に関連していることを示唆しています。G1の高い[Na/Fe]はまた、クラスター速度分散に関する以前の傾向をさらに高い質量レジームに拡張し、より高い質量のクラスターがNaで強化された噴出物をより保持できることを意味します。クラスター内の存在量の広がりの影響については、後続の論文で説明します。最終的に、G1の化学的性質は、他のM31GCに似ていることがわかりますが、銀河系外の核星団ともいくつかの類似点があります。
Sphenix：次世代の銀河形成シミュレーションのためのSmoothed Particle Hydrodynamics
| Title |
Sphenix:_Smoothed_Particle_Hydrodynamics_for_the_next_generation_of_galaxy_formation_simulations |
| Authors |
Josh_Borrow_(Durham),_Matthieu_Schaller_(Leiden),_Richard_G._Bower_(Durham),_and_Joop_Schaye_(Leiden) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03974 |
SmoothedParticleHydrodynamics（SPH）は、流体方程式を解くための遍在する数値解法であり、その保存特性、自然適応性、および単純さで高く評価されています。SphenixSPHスキームを紹介します。これは、エネルギーを注入するサブグリッド物理モジュールとうまく連携し、計算効率が高く（計算とメモリの両方の点で）、ラグランジュになるという3つの主要な目標を念頭に置いて設計されました。Sphenixは、銀河形成の一般的なサブグリッドモデルで機能するように設計されたリミッターを含む、可変の人工粘度と伝導とともに、密度-エネルギー運動方程式を使用します。特に、ショック間の伝導を防ぎ、フィードバックイベントでの誤った放射損失を防ぐ新しいリミッターを提示してテストします。Sphenixは、流体の混合や渦度の保存など、従来のSPHの多くの困難なテスト問題を解決することが示され、これが適切なすべてのテストで収束動作を生成することが示されています。重要なのは、Sphenix内でさまざまなスイッチに同じパラメーターを使用して、実稼働シミュレーションで使用されるスキームのパフォーマンスを実証することです。
| Title |
Angular_power_spectrum_of_supernova_remnants:_effects_of_structure,_geometry_and_diffuse_foreground |
| Authors |
Samir_Choudhuri,_Preetha_Saha,_Nirupam_Roy,_Somnath_Bharadwaj_and_Jyotirmoy_Dey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03975 |
個々の超新星残骸（SNR）の強度変動パワースペクトルの研究は、サブPCスケールで存在する構造を明らかにし、それらの構造を生成する物理的プロセスを制約することもできます。残りのシェルの厚さ、2次元の観測面への3次元構造の投影、拡散した「前景」放射の存在など、さまざまな影響があります。これにより、観測されたパワースペクトルが固有のパワースペクトルから逸脱します。変動の。ここでは、直接数値シミュレーションを使用して、測定されたパワースペクトルでこれらの効果を体系的に研究した結果を報告します。べき乗則指数に関係なく、入力べき乗則パワースペクトルの場合、シェルタイプのSNRのシェルの厚さに依存するスケールで、観測されたべき乗則の破れが見られ、3次元乱流は次のように変化します。そのスケールを超える2次元乱流。また、残りのシェルの周りに追加の拡散銀河シンクロトロン放射（DGSE）が存在する場合に、推定パワースペクトルが固有のSNRパワースペクトルからどのように逸脱すると予想されるかについても報告します。パラメータを適切に選択するために、固有のSNRパワースペクトルがDGSEパワースペクトルよりも浅い場合、推定パワースペクトルの小さな角度スケールでSNRの寄与が支配的になります。一方、SNRパワースペクトルが比較的急勾配の場合、元のパワースペクトルは、角度スケールの小さなウィンドウでのみ復元されます。この研究は、詳細なモデリングを使用して、観測されたSNR強度変動パワースペクトルから真のパワースペクトルを推測する方法を示しています。これは、これらの小規模構造を引き起こす乱流の性質を制約するために使用できます。
| Title |
The_Origin_of_the_Dust_Extinction_Curve_in_Milky_Way-like_Galaxies |
| Authors |
Qi_Li,_Desika_Narayanan,_Paul_Torrey,_Romeel_Dav\'e,_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03978 |
天の川の塵の減光曲線の起源を理解するために、サイズの分布を持つ銀河の塵の粒子の進化のための宇宙論モデルを開発します。私たちのモデルは、進化した星での活発な塵の形成、降着と凝固による成長、そして宇宙時間にわたる銀河のISMでの粉砕、スパッタリング、および星座形成による破壊プロセスを考慮しています。主な結果は次のとおりです。z〜0の天の川銀河に匹敵する質量を持つ私たちの宇宙モデルの銀河は、銀河で観測された範囲に匹敵する傾斜とバンプ強度を持っていますが、多様な範囲の絶滅法則を示しています。天の川の先祖はより急な傾斜を持っており、$z\約1$で銀河に匹敵する傾斜にのみ平らになります。これは、遅い時間/高金属量環境での粒子成長速度の増加が原因で、大粒子と小粒子の比率が上昇し、グラファイトとケイ酸塩の比率の変化に二次的に依存します。UVバンプ強度は、主にグラファイトとケイ酸塩の比率に依存し、わずかな変動を示しますが、MWのような銀河ではz=3とz=0の間でほぼ一定のままです。私たちのモデルは、銀河の視線と同じようにバンプスロープ空間の同等の領域にまたがっていますが、バンプ強度の小さな変動のために、モデルスロープとバンプ強度の間に明確な関係はありません。私たちのモデルは、金属の乏しい銀河のLMCやSMCと同じくらい急な、いくつかの非天の川の類似体の傾斜を自然に生成しますが、特にマゼラン雲と比較すると、バンプ強度は平均して大きすぎます。これは、グラファイトとケイ酸塩の粒子サイズ分布を同時に進化させるという事実によるものであり、これは単純化しすぎています。私たちのモデルは、宇宙時間にわたる銀河の減光曲線の起源と変化を研究するための新しいフレームワークを提供します。
UV吸収線の物理学とライマン連続体エスケープフラクションとの関係について
| Title |
On_the_physics_of_UV_absorption_lines_and_their_relations_with_Lyman_continuum_escape_fractions |
| Authors |
V._Mauerhofer,_A._Verhamme,_J._Blaizot,_T._Garel,_T._Kimm,_L._Michel-Dansac,_J._Rosdahl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03984 |
赤方偏移6より上の中性銀河間媒体は電離放射線に対して不透明であるため、この時代の銀河からの電離光子の脱出率を間接的に測定する必要があります。低イオン化状態の吸収線は、銀河のスペクトルに共通する特徴であり、強度と形状の多様性を示しています。これらの線は星の前に中性ガスが存在することを示しているので、銀河からの電離放射線の逃避に関する情報を運ぶことが提案されています。吸収線の形状の原因となるプロセスを調べて、その起源をよりよく理解します。次に、吸収線を使用して脱出率を予測できるかどうかを調べます。放射流体力学ズームインシミュレーションと放射伝達コードRASCASを使用して、多くの観測方向から見た赤方偏移3の仮想銀河の模擬CII1334とLyBラインを生成します。また、これらの方向の電離光子の脱出率を計算し、線と脱出率の間の相関関係を探します。得られた模擬吸収線は観測に匹敵し、線と脱出率は観測の方向によって大きく変化することがわかります。ガスの速度とほこりは常に吸収プロファイルに大きく影響します。観測可能なLyBまたはCII1334とエスケープフラクションの間に強い相関関係は見つかりません。ダストによる減衰について連続体を補正して固有の連続体を回復した後、CII1334の残留フラックスは、ダスト補正された残留フラックスが30％を超える方向のエスケープ率とよく相関します。他の方向の場合、関係には強い分散があり、ほとんどの場合、残留フラックスはエスケープ率を過大評価します。LyBに関しては、ダスト補正後の残留フラックスは脱出率とは相関していませんが、下限として使用できます。（要約）
ループス1および3分子雲における亜恒星形成の初期段階のALMA観測
| Title |
ALMA_observations_of_the_early_stages_of_substellar_formation_in_the_Lupus_1_and_3_molecular_clouds |
| Authors |
A._Santamar\'ia-Miranda,_I._de_Gregorio-Monsalvo,_A.L._Plunkett,_N._Hu\'elamo,_C._L\'opez,_\'A._Ribas,_M.R._Schreiber,_K._Mu\v{z}i\'c,_A._Palau,_L.B.G._Knee,_A._Bayo,_F._Comer\'on,_A._Hales |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03985 |
褐色矮星（BD）の形成につながる主要なメカニズムは不明なままです。若いオブジェクト（プレBDコアおよびプロトBD）から取得される形成への最も直接的な鍵は、利用可能な非常に少ない数の統計によって制限されます。ループス1および3分子雲内のクラスIIBDだけでなく、プレおよびプロトBDのセットを識別および特性評価して、それらの形成メカニズムをテストすることを目的としています。我々は、ループス1および3分子雲の既知のクラスIIBDとともに、AzTEC/ASTEデータ（1.1mm）から以前に識別された64コアの選択のALMAバンド6（1.3mm）連続観測を実行しました。光学系で調査されたアーカイブデータは、これらの観察結果を補完するために使用されました。これらのALMA観測は、これらの線源がほとんどの放射線を放出する周波数領域を精査するため、これらの地域で最も若い線源を検出するのに効率的であることが証明されると期待しています。15のALMAフィールドから19のソースを検出しました。観測セットアップのすべてのポイントを考慮すると、ALMA検出率は$\sim$23％であり、検出されたソースの導出された質量は$\sim$0.18から124$\mathrm{M_{Jup}}$の間でした。これらのソースを、スペクトルエネルギー分布に従って、5つのクラスIIソース、2つの新しいクラスI/0候補、および12の新しい可能性のあるプレBDまたは深く埋め込まれた原始星候補として分類しました。クラス0/IプロトBDソースの有望な候補を検出し、真正なクラスIIBDのディスクダスト質量を推測しました。BD以前のコアは、進行中の大規模な崩壊プロセスの副産物である可能性があります。クラスIIBDディスクは、ディスクの質量と、低質量の恒星領域で観測される中心天体の質量との相関関係に従います。ディスクの断片化がBDのかなりの部分の原因である可能性がありますが、サンプル内のソースが低質量星形成の縮小バージョンとして形成されている可能性が高いと結論付けています。
散開星団の人口の3D運動学と年齢分布
| Title |
3D_kinematics_and_age_distribution_of_the_Open_Cluster_population |
| Authors |
Y._Tarricq_(1),_C._Soubiran_(1),_L.Casamiquela_(1),_T._Cantat-Gaudin_(2),_L.Chemin_(3),_F._Anders_(2),_T._Antoja_(2),_M._Romero-G\'omez_(2),_F._Figueras_(2),_C._Jordi_(2),_A._Bragaglia_(4),_L._Balaguer-N\'u\~nez_(2),_R.Carrera_(5),_A._Castro-Ginard_(2),_A._Moitinho_(6),_P._Ramos_(2),_D._Bossini_(7)_((1)_Laboratoire_d'Astrophysique_de_Bordeaux,_Universit\'e_de_Bordeaux,_CNRS,_Pessac,_France,_(2)_Institut_de_Ci\'encies_del_Cosmos,_Universitat_de_Barcelona_(IEEC-UB),_Barcelona,_Spain,_(3)_Centro_de_Astronom\'ia,_Universidad_de_Antofagasta,_Antofagasta,_Chile,_(4)_INAF-Osservatorio_di_Astrofisica_e_Scienza_dello_Spazio,_Bologna,_Italy,_(5)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Padova,_Padova,_Italy,_(6)_CENTRA,_Faculdade_de_Ciencias,_Universidade_de_Lisboa,_Lisboa,_Portugal,_(7)_CAUP_-_Centro_de_Astrofisica_da_Universidade_do_Porto,_Rua_das_Estrelas,_Porto,_Portugal) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04017 |
散開星団（OC）は、銀河円盤の進化を非常に正確に追跡できます。この作業の目的は、OC集団の運動学的挙動を経時的に研究することです。OCの最新の年齢決定を利用して、6D位相空間座標と軌道特性と年齢との相関関係を調査します。また、OCによって追跡された天の川の回転曲線を調査し、他の観測的または理論的研究の回転曲線と比較します。Gaia-RVSデータと地上ベースの調査およびカタログの両方から、OCメンバーの約30000の視線速度（RV）測定値を収集しました。1382OCの加重平均RV、銀河速度、軌道パラメータを計算しました。年齢の関数として、そしてフィールドスターと比較することによって、それらの分布を調査しました。OCで利用可能な最大のRVカタログを提供し、その半分は少なくとも3人のメンバーに基づいています。フィールドスターと比較すると、OCは、方位角速度の銀河動径分布で同じ対角線の尾根をたどっているように見えますが、半径方向-方位角速度平面の同じアーチ上にあるわけではないことに注意してください。異なる年齢ビンの速度楕円体はすべて、明確な異方性を示しています。OC集団の加熱速度は、放射状および方位角成分のフィールドスターの加熱速度と似ていますが、垂直成分の加熱速度は大幅に低くなっています。クラスターのサンプルによって描かれた回転曲線は、銀河の非軸対称モデルから導出された小刻みに一致するいくつかのディップを示しています。軌道の計算から、最大の高さと離心率の年齢による明確な依存性が得られます。最後に、アクション変数によって示されるクラスターのサンプルの軌道特性は、フィールドスターの分布に従います。クラスターの追加の年齢情報は、既知の移動グループのいくつかの（弱い）年齢依存性を示しています。
特異なブレーザーPKS1413 + 135の相対論的ジェット配向とホスト銀河
| Title |
The_Relativistic_Jet_Orientation_and_Host_Galaxy_of_the_Peculiar_Blazar_PKS_1413+135 |
| Authors |
A._C._S._Readhead,_V._Ravi,_I._Liodakis,_M._L._Lister,_V._Singh,_M._F._Aller,_R._D._Blandford,_I._W._A._Browne,_V._Gorjian,_K._J._B._Grainge,_M._A._Gurwell,_M._W._Hodges,_T._Hovatta,_S._Kiehlmann,_A._L\"ahteenm\"aki,_T._McAloone,_W._Max-Moerbeck,_V._Pavlidou,_T._J._Pearson,_A._L._Peirson,_E._S._Perlman,_R._A._Reeves,_B._T._Soifer,_G._B._Taylor,_M._Tornikoski,_H._K._Vedantham,_M._Werner,_P._N._Wilkinson,_J._A._Zensus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04045 |
PKS1413+135は、知られている最も独特なブレーザーの1つです。その奇妙な性質は、ほぼ40年前に、介在する銀河に関連する質量濃度によって重力レンズ化されているという仮説を導きました。それは対称的な無彩色の変動性を示します。これは、重力によるミリレンズに起因するまれな形態の変動性です。とかげ座BL星に分類されており、カウンタージェットが見えるこのクラスでは珍しい天体の1つです。BLラックオブジェクトは、視線の近くに配置されたジェット軸を持っています。また、ジェット軸が視線の近くに配置されていないコンパクトな対称オブジェクトとして分類されています。このブレーザーを理解するための集中的な努力は、これまで、相対論的ジェットの向きやホスト銀河の問題さえも解決できませんでした。これらの2つの質問に答えることは、活動銀河核内のジェットの理解と、それらを説明するために使用する分類スキームに挑戦するため、重要です。ジェット軸が視線の近くに配置され、PKS1413+135が見かけのホスト銀河にほぼ確実に配置されていないことを示しますが、赤方偏移範囲$0.247<z<0.5$の背景オブジェクトです。$z=0.247$にある渦巻銀河は、対称的なアクロマティック変動の原因となる推定レンズの自然なホストを提供し、セイファート2銀河であることが示されています。また、電波放射に関しては、高エネルギー放射を説明するために「マルチゾーン」モデルが必要であることも示しています。
星形成銀河におけるガスの降着の証拠：異常に低い金属量の領域における高いN / O存在量
| Title |
Evidence_for_the_Accretion_of_Gas_in_Star-Forming_Galaxies:_High_N/O_Abundances_in_Regions_of_Anomalously-Low_Metallicity |
| Authors |
Yuanze_Luo,_Timothy_Heckman,_Hsiang-Chih_Hwang,_Kate_Rowlands,_Laura_Sanchez-Menguiano,_Rogerio_Riffel,_Dmitry_Bizyaev,_Brett_H._Andrews,_JoseG._Fernandez-Trincado,_Niv_Drory,_Jorge_Sanchez_Almeida,_Roberto_Maiolino,_Richard_R._Lane,_Maria_Argudo-Fernandez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04073 |
銀河の進化のすべてのモデルは、進行中の星形成を介してそれらの成長を維持するためにガスの降着を必要としますが、この流入する物質を直接検出することは困難であることが証明されています。この論文では、アパッチポイント天文台（MaNGA）調査でのSDSSIVマッピング近くの銀河の近くの星形成銀河のデータを使用して、星間物質の化学組成に刻印された降着の証拠を検索します。O/Hの値が異常に低いと以前に特定された領域のO/HとN/Oの両方の存在比を測定します。N/O対O/H平面におけるこれらの領域の異常な位置は、金属量の高いディスクガスと金属量の低い降着ガスの混合によって作成されたことを示しています。これらの異常に低い金属量領域に関する以前の分析と合わせて考えると、これらの結果は、金属量の少ないガスの降着が、おそらく現在の後期型銀河の星形成を維持できることを示唆しています。
| Title |
Improving_the_open_cluster_census._I._Comparison_of_clustering_algorithms_applied_to_Gaia_DR2_data |
| Authors |
Emily_L._Hunt_and_Sabine_Reffert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04267 |
天の川の散開星団の人口調査は、これまでに見たことのない流動状態にあります。最近の研究では、ガイア衛星の驚異的な位置天文品質のおかげで、何百もの新しい散開星団が報告されていますが、他の研究でも、ガイア以前の時代に発見された多くの散開星団が関連している可能性があると報告されています。散開星団の検出に使用されるクラスタリングアルゴリズムの比較を行い、それぞれの感度、特異度、精度、およびより大きなサンプルに対する真の陽性率を導き出すことにより、散開星団の長所と短所を統計的に定量化することを目指しています。DBSCAN、HDBSCAN、およびGaussian混合モデルを選択したのは、それらの速度とGaiaデータでの使用に適しているためです。Gaiaデータの前処理パイプラインを開発し、特定のアプリケーションが散開星団を開くためのアルゴリズムをさらに開発しました。私たちの研究では、フィールド内の1385個の散開星団すべての検出率と、これらの100個の散開星団のより詳細なパフォーマンス統計を導き出しました。DBSCANは、サンプルの真陽性の散開星団の50％から62％に敏感であり、一般的に非常に優れた特異性と精度を備えていました。HDBSCANは、特に散開星団のさまざまな距離とスケールにわたって、最大82％のより高い感度と精度を交換しました。ガウス混合モデルは遅く、サンプル内の散開星団の33％にしか敏感ではありませんでした。これは、より大きなオブジェクトになる傾向がありました。さらに、HDBSCANによって検出された41個の新しい散開星団候補について報告します。そのうち3個は500個よりも近いです。誤検知を軽減するために追加の後処理とともに使用すると、HDBSCANがGaiaデータの散開星団を回復するための最も感度が高く効果的なアルゴリズムであることがわかりました。私たちの結果は、ガイアのデータでは、まだ多くの新しい散開星団とすでに報告されている散開星団がまだ検出されていないことを示唆しています。
JCMT-POL-2を使用したBISTRO調査によって取得されたLkH $ \ alpha $ 101周辺の磁場の観測
| Title |
Observations_of_magnetic_fields_surrounding_LkH$\alpha$_101_taken_by_the_BISTRO_survey_with_JCMT-POL-2 |
| Authors |
Nguyen_Bich_Ngoc,_Pham_Ngoc_Diep,_Harriet_Parsons,_Kate_Pattle,_Thiem_Hoang,_Derek_Ward-Thompson,_Le_Ngoc_Tram,_Charles_L._H._Hull,_Mehrnoosh_Tahani,_Ray_Furuya,_Pierre_Bastien,_Keping_Qiu,_Tetsuo_Hasegawa,_Woojin_Kwon,_Yasuo_Doi,_Shih-Ping_Lai,_Simon_Coude,_David_Berry,_Tao-Chung_Ching,_Jihye_Hwang,_Archana_Soam,_Jia-Wei_Wang,_Doris_Arzoumanian,_Tyler_L._Bourke,_Do-Young_Byun,_Huei-Ru_Vivien_Chen,_Zhiwei_Chen,_Wen_Ping_Chen,_Mike_Chen,_Jungyeon_Cho,_Yunhee_Choi,_Minho_Choi,_Antonio_Chrysostomou,_Eun_Jung_Chung,_Sophia_Dai,_James_Di_Francesco,_Yan_Duan,_Hao-Yuan_Duan,_David_Eden,_Chakali_Eswaraiah,_Lapo_Fanciullo,_Jason_Fiege,_Laura_M._Fissel,_Erica_Franzmann,_Per_Friberg,_Rachel_Friesen,_Gary_Fuller,_Tim_Gledhill,_Sarah_Graves,_Jane_Greaves,_Matt_Griffin,_Qilao_Gu,_Ilseung_Han,_Jennifer_Hatchell,_et_al._(95_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04297 |
ぎょしゃ座-カリフォルニア分子雲の一部であるLkH$\alpha$101を取り巻く磁場の最初の高空間分解能測定を報告します。観測は、ジェームズクラークマクスウェル望遠鏡のPOL-2旋光計を使用して、星形成領域観測（BISTRO）調査のBフィールドのフレームワーク内で行われました。850$\mu$mで観測された熱ダスト放出の分極は、主に雲の赤方偏移したガス成分に関連していることがわかります。磁場は比較的複雑な形態を示します。Davis-Chandrasekhar-Fermi法の2つの変形、アンシャープマスキングと構造関数を使用して、空の平面内の磁場の強度を計算し、$B_{\rmPOS}\sim115$$の同様の結果を生成します。\mathrm{\mu}$G。臨界値単位での質量対磁束比$\lambda\sim0.3$は、POL-2によって調査された他の領域で得られた値の中で最小です。これは、LkH$\alpha$101領域が未臨界であり、磁場が重力崩壊を防ぐのに十分強いことを意味します。推定された$\deltaB/B_0\sim0.3$は、磁場の大規模成分が乱流成分を支配していることを意味します。総発光強度による偏光率の変化は、分子雲について以前に報告された範囲内にある、インデックス$\alpha=0.82\pm0.03$のべき乗則によって適合させることができます。偏光率は、この領域で唯一の初期のBスター（LkH$\alpha$101）に近づくにつれて急速に減少することがわかります。磁場のもつれと、粒子配列と放射トルクによる回転破壊の共同効果は、そのような減少傾向を説明する可能性があります。
43の南部の星形成領域における拡張されたHNCO、SiO、およびHC $ _ {3} $ N放出
| Title |
Extended_HNCO,_SiO,_and_HC$_{3}$N_emission_in_43_southern_star-forming_regions |
| Authors |
Yu-Xin_He,_Christian_Henkel,_Jian-Jun_Zhou,_Jarken_Esimbek,_Amelia_M._Stutz,_Hong-Li_Liu,_Wei-Guang_Ji,_Da-Lei_Li,_Gang_Wu,_Xin-Di_Tang,_Toktarkhan_Komesh,_Serikbek_Sailanbek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04354 |
HNCO4$_{04}$-3$_{03}$、SiO2-1およびHC$_{3}$N10-9線の空間分布を研究するために、43の南部の大規模な星形成領域を選択しました。放出とダスト放出とのそれらの空間的関連を調査する。HNCO4$_{04}$-3$_{03}$とHC$_{3}$N10-9の形態は、粉塵の放出とよく一致しています。HC$_{3}$N10-9は、HNCO4$_{04}$-3$_{03}$およびSiO2-1よりもコンパクトな領域から発生する傾向があります。ソースを3つのグループに分けました。中央分子ゾーン（CMZ）にあるもの、泡に関連するもの（バブル）、および「通常の星形成領域」（NMSFR）と呼ばれる残りのソースです。これらの3つのグループは、線幅、積分強度、およびカラム密度に関して3つの異なるカテゴリに細分されており、さまざまな物理的および化学的プロセスの存在を示唆しています。ダスト温度$T_{\rmd}$、および存在比$N_{\rmHNCO}/N_{\rmSiO}$と$N_{\rmHNCO}/N_{\rmHC3N}$は、CMZソースの中央の高密度領域に向かって減少する傾向を示しますが、$N_{\rmHC3N}/N_{\rmSiO}$は反対方向に移動します。さらに、BubbleおよびNMSFRカテゴリソースの$T_{\rmd}$と$N_{\rmHC3N}/N_{\rmSiO}$の間でより良い一致が見られます。流出と流入の両方の活動が、16のバブルおよびNMSFRソースのうち8つで見つかりました。流出検出率が低いことは、これらのソースでは、SiO2-1線の翼の放出が感度限界を下回っているか、またはSiO放出の大部分がH{\sc\、ii}領域の拡大によって生成される可能性があることを示しています。超新星残骸。分子ガスを押しのけて衝撃を与え、SiOを生成します。
GLACE調査：強力な輝線からのZwCl0024 +1652クラスターの銀河活動
| Title |
GLACE_survey:_galaxy_activity_in_ZwCl0024+1652_cluster_from_strong_optical_emission_lines |
| Authors |
Zeleke_Beyoro-Amado_(1,2_and_3),_Miguel_S\'anchez-Portal_(4_and_5),_Angel_Bongiovanni_(4_and_5),_Mirjana_Povi\'c_(1_and_6),_Solomon_B._Tessema_(1),_Ricardo_P\'erez-Mart\'inez_(5_and_7),_Ana_Mar\'ia_P\'erez_Garc\'ia_(5_and_8),_Miguel_Cervi\~no_(8),_Jakub_Nadolny_(9_and_10),_Jordi_Cepa_(9_and_10),_J._Ignacio_Gonz\'alez-Serrano_(11),_Irene_Pintos-Castro_(12)_((1)_Ethiopian_Space_Science_and_Technology_Institute_(ESSTI),_Entoto_Observatory_and_Research_Centre_(EORC),_Addis_Ababa,_Ethiopia,_(2)_Kotebe_Metropolitan_University_(KMU),_Addis_Ababa,_Ethiopia,_(3)_Addis_Ababa_University_(AAU),_Addis_Ababa,_Ethiopia,_(4)_Instituto_de_Radioastronom\'ia_Milim\'etrica_(IRAM),_Granada,_Spain,_(5)_Asociaci\'on_Astrof\'isica_para_la_Promoci\'on_de_la_Investigaci\'on,_Tenerife,_Spain,_(6)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Andaluc\'ia_(IAA-CSIC),_Granada,_Spain,_(7)_ISDEFE_for_ESA.,_Villanueva_de_la_Ca\~nada,_Spain,_(8)_Centro_de_Astrobiolog\'ia_(CSIC/INTA),_Villanueva_de_la_Ca\~nada,_Spain,_(9)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias_(IAC),_Tenerife,_Spain,_(10)_Departamento_de_Astrof\'isica,_Universidad_de_La_Laguna_(ULL),_Tenerife,_Spain,_(11)_Instituto_de_F\'isica_de_Cantabria_(CSIC_-_Universidad_de_Cantabria),_Santander,_Spain,_(12)_Department_of_Astronomy_&_Astrophysics,_University_of_Toronto,_Toronto,_Canada) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04422 |
$z\sim0.4$にあるZwCl0024+1652銀河団は徹底的に分析されていますが、そのメンバーの星形成と核活動の包括的な研究が不足しています。GaLAxyクラスター進化（GLACE）調査では、合計174個のH$\alpha$輝線銀河（ELG）が検出され、そのほとんどが[NII}]を持っています。GLACE調査内の[OIII]およびH$\beta$調整可能フィルター（TF）観測値のセットを削減し、分析しました。H$\alpha$の事前分布を使用して、35（$\sim$20％）と59（$\sim$34％）のソースでそれぞれ[OIII]とH$\beta$を特定し、そのうち21は両方の輝線を持っています。そして20はさらに[NII]を持っています。BPT-NII診断図を適用して、これらのELGを40％の星形成（SF）、55％の複合材料、および5％のライナーに分類しました。消滅補正されたH$\alpha$フラックスによって測定された星形成率（SFR）は、恒星の質量（$\mathrm{M}_{*}$）とともに増加し、$\mathrm{M}_{*}\sim10でピークに達します。^{9.8}\mathrm{M}_\odot$。$\sim$1.3Mpcのクラスター中心には、SF銀河とAGNがないことがわかりました。我々の結果は、クラスター媒体の局所密度が増加するにつれて、星形成効率が低下することを示唆している。さらに、SFとAGNの割合は、高密度環境に向かって急激に低下します。高い$\mathrm{M}_*$でSFの割合が大幅に減少することを観察し、高質量の銀河団で星形成が高度に抑制されていることを確認しました。最後に、クラスターとフィールドの両方で、SFRが$\mathrm{M}_*$と相関し、特定のSFR（sSFR）が$\mathrm{M}_*$と反相関することを確認しました。この作品は、より高い赤方偏移でクラスター内のELGを研究する際のTF観測の重要性と強さを示しています。このペーパーでは、ZwCl0024+1652クラスターにH$\beta$および/または[OIII]行を持つELGのカタログを提供します。
最も巨大な銀河の超巨大ブラックホール：$ M _ {\ rm BH}-\ sigma $対$ M _ {\ rm BH} -R _ {\ rm b} $
| Title |
Ultramassive_black_holes_in_the_most_massive_galaxies:_$M_{\rm_BH}-\sigma$_versus_$M_{\rm_BH}-R_{\rm_b}$ |
| Authors |
Bililign_T._Dullo,_Armando_Gil_de_Paz,_Johan_H._Knapen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04471 |
[要約]ブラックホール（BH）の質量（$M_{\rmBH}$）と中心速度分散（$\sigma$）の関係の性質を調査し、コアS\'ersic銀河の場合は枯渇したコアのサイズ（$R_{\rmb}$）。動的に決定された$M_{\rmBH}$を持つ144個の銀河のサンプルには、ガスの少ない合併の産物であると考えられ、高解像度HSTイメージングに基づいて確実に識別された24個のコアS\'ersic銀河が含まれます。コア-S\'ersic銀河の場合-つまり、ノーマルコア（$R_{\rmb}<0.5$kpc）とラージコア銀河（$R_{\rmb}\gtrsim0.5$kpc）を組み合わせると、$M_{\rmBH}$は$R_{\rmb}$と非常によく相関し、$M_{\rmBH}\proptoR_{\rmb}^{1.20\pm0.14}$（rmsscatter$\Delta_{\rmrms}\sim0.29$dexのログ$M_{\rmBH}$で、3つの新しい銀河を除いて同じ銀河での以前の作業を確認します。サンプルをS\'ersic、normal-core、large-core銀河に分けると、S\'ersic銀河とnormal-core銀河が共同で単一の対数線形$M_{\rmBH}-\sigma$関係を定義していることがわかります。M_{\rmBH}\propto\sigma^{4.88\pm0.29}$with$\Delta_{\rmrms}\sim0.47$dexただし、高質量端の大コア銀河（4つは測定された$M_{\rmBH}$）は、この関係から（$2.5-4）\times\sigma_{\rms}$だけ上方にオフセットされており、以前に報告された$M_{\rmBH}-\sigma$関係の急勾配を説明しています。巨大な銀河のために。ラージコア回転楕円体の大きさは$M_{V}\le-23.50$mag、半光半径Re$>$10kpcで、非常に大きい$M_{*}\ge10^{12}M_{\odot}$。さらに、これらの回転楕円体は、$\sigma$ではなく$R_{\rmb}$と緊密に接続された超大規模BH（$M_{\rmBH}\ge10^{10}M_{\odot}$）をホストする傾向があります。あまり人気のない$M_{\rmBH}-R_{\rmb}$関係は、$M_{\rmBH}-\sigmaよりも$M_{\rmBH}$の分散が62％少ない$\sim$を示します。$関係。
熱的不安定性と重力による進化のさまざまな段階での衝撃波と分子雲の相互作用
| Title |
Interactions_of_a_shock_with_a_molecular_cloud_at_various_stages_of_its_evolution_due_to_thermal_instability_and_gravity |
| Authors |
M._M._Kupilas_(1),_C._J._Wareing_(1),_J._M._Pittard_(1),_S._A._E._G._Falle_(1)_((1)_University_of_Leeds) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04546 |
適応メッシュ細分化コードMGを使用して、衝撃と熱不安定性および重力によって進化する分子雲との相互作用の流体力学シミュレーションを実行します。これらのプロセスの相対的な重要性を調査するために、3つのケーススタディが提示されます。1つ目は、熱的不安定性と重力の影響により、最初は静止している原子媒体から分子雲が形成されることです。2番目のケースでは、雲がまだ暖かい原子相にある間に衝撃が発生し、3番目のシナリオでは、分子雲が形成された後に衝撃が発生します。衝撃は雲の全体的な崩壊を加速し、両方ともこれに先立って局所的な重力崩壊を経験します。雲がまだ原子であるとき、進化は衝撃が支配的であり、放射冷却されたシェル内の動的な不安定性のために構造が形成されます。伝達された衝撃は潜在的に熱不安定性を引き起こす可能性がありますが、材料が雲を粉砕する時間スケールのオーダーで複数回衝撃を受けるため、これは防止されます。雲が分子である場合、衝撃後の流れは、既存の構造を介して、凝集塊間媒体の低密度領域を通過します。流れが塊と塊の衝突と合体を引き起こし、重力によって崩壊するにつれて、塊は加速されて変形します。限られた期間、両方のショックを受けたケースは、コルモゴロフとバーガーの乱流のような速度と対数密度パワースペクトル、および大きく変化する密度スペクトルの混合を示しています。この作品で提示された雲は、将来のフィードバック研究で使用される現実的な条件を提供します。
宇宙線反陽子は、宇宙粒子物理学のための強力なツールです。測定された反陽子の大部分は二次起源と一致していますが、AMS-02実験の正確なデータは、サブドミナント一次成分を検索するための有望な見通しを提供します。暗黒物質から。この簡単なレビューでは、重い暗黒物質の最近の制限と、質量$\lesssim100$GeVによる暗黒物質の消滅からの暫定的な信号について説明します。信号に影響を与える可能性のある系統的エラーの特別な役割を強調します。特に、二次生成断面積のモデリングにおける最近の進歩とAMS-02データの相関誤差について説明します。これらは、検出器での宇宙線吸収の断面積の不確実性に起因する主要なものです。
NGC5585の超大光度X線源バブル
| Title |
The_ultraluminous_X-ray_source_bubble_in_NGC_5585 |
| Authors |
Roberto_Soria,_Manfred_Pakull,_Christian_Motch,_James_Miller-Jones,_Axel_Schwope,_Ryan_Urquhart,_Matthew_Ryan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03970 |
一部の超大光度X線源（ULX）は、衝突イオン化された気泡に囲まれており、超新星残骸よりも大きく、エネルギーがあります。これらは、超新星X線源に関連する強力な流出の証拠です。このクラスへの最新の追加を説明します：NGC5585のULXの周りの巨大な（直径350pcx220pc）バブル。ULX（L_X〜2-の拡大ディスクソース）のX線特性をモデル化しました。ChandraおよびXMM-Newtonからの4x10^{39}erg/s）であり、ハッブル宇宙望遠鏡の画像でその可能性のある光学的対応物を特定しました。大双眼望遠鏡を使用して、イオン化された気泡からの発光を研究しました。ライン発光スペクトルが衝突イオン化を示していることを示します。光線の幅から衝撃速度を推定する方法を改良します。平均衝撃速度〜125km/sを導き出します。これは、気泡の動的年齢〜600、000年に対応し、平均機械力P_w〜10^{40}erg/sです。したがって、機械的出力は現在の光子の光度の数倍です。超大型アレイ観測により、このタイプの光度範囲の上限で、光学バブルと同じサイズの強力な電波バブルと、1.4GHzの光度〜10^{35}erg/sを発見して解決しました。ソースの。ULX気泡が膨張するにつれて放射光度が高くなる傾向があるのに対し、超新星残骸が消える傾向がある理由を説明します。
降下中から静止状態までのMAXIJ1820 +070のディスク/ジェット結合の観測
| Title |
Observations_of_the_Disk/Jet_Coupling_of_MAXI_J1820+070_During_its_Descent_to_Quiescence |
| Authors |
A._W._Shaw,_R._M._Plotkin,_J._C._A._Miller-Jones,_J._Homan,_E._Gallo,_D._M._Russell,_J._A._Tomsick,_P._Kaaret,_S._Corbel,_M._Espinasse,_J._Bright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04024 |
静止状態のブラックホールX線連星（エディントン比は通常$\lesssim$10$^{-5}$）は、高光度のブラックホールXと比較してより柔らかいX線スペクトル（光子指数$\Gamma\sim2$）を表示します。-ハード状態の線連星（$\Gamma\sim1.7$）。ただし、この軟化の原因、および基礎となる降着流への影響はまだ不明です。ここでは、2018年の爆発とその後の2019年の再フレアの崩壊中のブラックホールX線連星MAXIJ1820$+$070の準同時X線および無線スペクトル監視を提示し、監視する機会を提供します。ブラックホールX線連星は活発に静止状態に移行します。$L_{\rmX}\sim4\times10^{32}$ergs$^{-1}$という低い1〜10keVのX線光度をプローブします。これは$\sim4\times10^のエディントン分数に相当します。{-7}$。静止に向かって減衰する間、MAXIJ1820$+$070のX線スペクトルは$\Gamma\sim1.7$から$\Gamma\sim2$に軟化し、軟化は$\sim30$dを取り、$L_で完了します。{\rmX}\upperx10^{34}$ergs$^{-1}$（$\approx10^{-5}L_{\rmEdd}$）。X線スペクトルは軟化しますが、無線スペクトルは通常、減衰中ずっとフラット/反転したままです。また、MAXIJ1820$+$070がラジオ（$L_{\rmR}$）に従うこともわかります-$L_{\rmR}\proptoL_{\rmX}^{0.52の形式のX線光度相関\pm0.07}$、これは$L_{\rmX}$で数十年（この場合は40年）にわたって途切れることのない、いわゆる「標準トラック」に従う4番目のブラックホールシステムになります。ラジオ/X線スペクトルの変化を$L_{\rmR}$-$L_{\rmX}$平面と比較すると、X線の軟化はによって生成されたX線と一致していることがわかります。放射的に非効率的な付着流におけるコンプトン化プロセス。シンクロトロンセルフコンプトンプロセスを介して生成されたX線を除いて、一般的にジェット内からのみ発生するX線放射は好ましくありません。
ChandraとNuSTARによってキャプチャされた強く相互作用するタイプIbSN2014Cからの6年間の発光X線放射
| Title |
Six_years_of_luminous_X-ray_emission_from_the_strongly_interacting_type-Ib_SN_2014C_captured_by_Chandra_and_NuSTAR |
| Authors |
Daniel_Brethauer,_Raffaella_Margutti,_Danny_Milisavljevic,_Michael_Bietenholz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04081 |
銀河系外超新星SN2014Cの最初の調整されたソフトおよびハード0.3-80keVX線キャンペーンを、その進化の最初の$\sim$2307dで紹介します。SN2014Cは当初、通常のタイプIb爆発のように見えましたが、$\sim1\rm{yr}$を超えると強く相互作用する水素リッチタイプIInSNに進化しました。X線スペクトル全体で高密度媒体との相互作用の兆候が観察され、$\sim6\times10^{に$\sim1-2\rm{M}_{\odot}$殻の物質が存在することが明らかになりました。16}\rm{cm}$先祖から。この発見は、水素の少ないコア崩壊前駆体の進化の現在の理解に挑戦します。これらの観測を解釈するための潜在的なシナリオには、次のものが含まれます。（i）爆発前の何世紀にもわたる前駆星による水素エンベロープの放出。（ii）WR相が異常に短い、赤色超巨星（RSG）相の低速で高密度の風と、速いウォルフ・ライエ（WR）星風との相互作用。
冷中性子星の衝撃誘起相転移によって形成されたハイブリッド星の最大質量
| Title |
Maximum_mass_of_hybrid_star_formed_via_shock_induced_phase_transition_in_cold_neutron_stars |
| Authors |
Ritam_Mallick,_Shailendra_Singh_and_Rana_Nandi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04212 |
この記事では、低温中性子星の衝撃波誘起相転移後に形成されるクォーク星の最大質量限界を研究します。現在の質量限界を満たすハドロンとクォークの状態方程式を採用することにより、燃焼断熱条件を使用してそのような限界を見つけます。燃焼断熱条件により、中間密度範囲で局所的または全体的な最大圧力が発生します。最大圧力は、位相変換されたハイブリッド星の局所的または全体的な最大質量に対応します。局所的な最大質量がある場合、相転移は通常発熱性です。発熱または吸熱相転移の基準は、核圧力/エネルギーに対するクォーク圧力/エネルギー比が1より小さいか大きいかによって異なります。冷たい中性子星の発熱相転移は、通常、質量がより小さいハイブリッド星をもたらすことがわかります。親の中性子星。相転移は、グローバルな最大圧力に対して吸熱性です。これにより、グローバルな最大質量が得られます。相転移プロセス中に外部エネルギー源があれば、相変態した局所的な最大質量よりもはるかに重いハイブリッド星を形成することができます。ただし、場合によっては、大規模なハイブリッド星でさえ、グローバルな最大圧力を持つEoSの発熱相転移で形成される可能性があります。
高ケイデンス観測なしでパルサータイミングアレイベースの重力波探索の周波数到達範囲を拡張する
| Title |
Extending_the_frequency_reach_of_pulsar_timing_array_based_gravitational_wave_search_without_high_cadence_observations |
| Authors |
Yan_Wang,_Soumya_D._Mohanty,_and_Zhoujian_Cao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04261 |
パルサータイミングアレイ（PTA）を使用した重力波（GW）検索は、GW周波数$\lesssim4\timesに対する単一パルサーの典型的な平均観測ケイデンス$1/（2〜{\rm週}）$によって制限されると想定されます。10^{-7}$Hz。この仮定が正しくないこと、およびPTAが複数のパルサーからの非同期観測を利用することにより、エイリアシングのためにデータに保持されているはるかに高い周波数の信号を検出できることを示します。これにより、500メートル球面電波望遠鏡とスクエアキロメートルアレイによって実現される、$O（10^3）$パルサーを含む将来の大規模PTAに拡張可能な観測戦略が可能になり、パルサーごとの観測ケイデンスを高くする必要がなくなります。。SKA時代のPTAで最大$4\times10^{-4}$Hzに達する、より高い周波数のGW観測は、（i）現在の高よりも3桁優れた制約など、天体物理学的に重大な影響を与えることを示しています。$[10,400]$$\mu{\rmHz}$バンドでのGWひずみのケイデンス観測、および（ii）インスピレーション、マージ、を使用した超大規模ブラックホール連星の質量範囲でのブラックホール脱毛定理の高感度テストおよびリングダウン信号。
| Title |
From_the_Fermi_blazar_sequence_to_the_relation_between_Fermi_blazars_and_gamma-ray_Narrow-line_Seyfert_1_Galaxies |
| Authors |
Yongyun_Chen,_Qiusheng_Gu,_Junhui_Fan,_Hongtao_Wang,_Nan_Ding,_Xiaolin_Yu,_Xiaotong_Guo,_Dingrong_Xiong,_Shaojie_Qin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04286 |
フェルミ/LAT（3LAC）とガンマ線狭線セイファート1銀河（gamma-NLSy1s）によって検出されたブレーザーの3番目のカタログを使用して、ブレーザーのシーケンスとそれらの間の関係を研究します。結果は次のとおりです。（i）フェルミブレーザーとガンマNLSy1の両方で、シンクロトロンのピーク周波数とピーク光度の間に弱い反相関があり、ブレーザーシーケンスをサポートしています。しかし、ドップラー補正後、逆相関はなくなり、シンクロトロンのピーク周波数とピーク光度の反相関がビーム効果の影響を受けていることがわかります。（ii）フェルミブレーザーとガンマNLSy1の両方について、ジェット運動パワーとシンクロトロンピーク周波数の間に有意な反相関があります。これは、ガンマNLSy1が元のブレーザーシーケンスにうまく適合する可能性があることを示唆しています。（iii）以前の研究によれば、シンクロトロンのピーク周波数とシンクロトロンの曲率との関係は、統計的または確率的な加速メカニズムによって説明することができます。サンプル全体、Fermiblazars、BLLacsの場合、シンクロトロンのピーク周波数とシンクロトロンの曲率の間にはそれぞれ有意な相関関係があります。相関の傾きは統計的加速と一致しています。FSRQ、LBL、IBL、HBL、およびガンマNLS1についても、有意な相関関係が見られますが、これらの場合、勾配は以前の理論モデルでは説明できません。（iv）ガンマNLS1のシンクロトロンピーク周波数とシンクロトロン曲率の関係の傾きは、FSRQやBLラックのそれよりも大きい。この結果は、FSRQとBLラックの加速プロセスよりも冷却が支配的であるのに対し、ガンマNLS1はその逆であることを示している可能性があります。
活動銀河核における陽子-陽子相互作用からの電波からガンマ線へのシンクロトロンとニュートリノの放出
| Title |
Radio-to-gamma-ray_synchrotron_and_neutrino_emission_from_proton-proton_interactions_in_active_galactic_nuclei |
| Authors |
Andrii_Neronov,_Dmitry_Semikoz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04425 |
活動銀河核（AGN）における電波と超高エネルギーニュートリノ放出との相関の物理的起源の可能性を探ります。これは、ニュートリノの到着方向と最も明るいラジオラウドAGNの位置との相関に関する最近報告された証拠によって示唆されています。シンクロトロン放出電子とニュートリノの両方が、AGNの核周囲媒体を通って伝播する陽子-陽子相互作用で生成された荷電パイ中間子の崩壊に由来する場合、そのような相関が予想されることを示します。
IceCubeニュートリノ天文台による天体物理学的過渡現象のリアルタイムのフォローアップ
| Title |
Follow-up_of_astrophysical_transients_in_real_time_with_the_IceCube_Neutrino_Observatory |
| Authors |
R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_M._Ahrens,_C._Alispach,_A._A._Alves_Jr.,_N._M._Amin,_R._An,_K._Andeen,_T._Anderson,_I._Ansseau,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_S._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_A._Barbano,_S._W._Barwick,_B._Bastian,_V._Basu,_V._Baum,_S._Baur,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_C._Bellenghi,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_J._Bourbeau,_F._Bradascio,_J._Braun,_S._Bron,_J._Brostean-Kaiser,_A._Burgman,_R._S._Busse,_M._A._Campana,_C._Chen,_D._Chirkin,_S._Choi,_B._A._Clark,_K._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_J._M._Conrad,_P._Coppin,_P._Correa,_D._F._Cowen,_R._Cross,_P._Dave,_C._De_Clercq,_J._J._DeLaunay,_H._Dembinski,_et_al._(298_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04577 |
マルチメッセンジャー天文学では、興味深い過渡現象の迅速な調査が不可欠です。4$\pi$ステラジアン視野と$\sim$99\％の稼働率を備えた天文台として、IceCubeニュートリノ天文台は、過渡現象を追跡し、他の天文台に貴重な洞察を提供し、観測の決定を通知するユニークな施設です。2016年以来、IceCubeは低遅延データを使用して、マルチメッセンジャー観測コミュニティによって報告された興味深い天体物理学的イベントに迅速に対応してきました。ここでは、これらのフォローアップ分析を実行するために使用されるパイプラインについて説明し、2020年7月の時点で実行された58の分析の要約を提供します。実行された最初の58の分析で有意な信号は見つかりません。パイプラインは、さまざまな電磁観測戦略に情報を提供するのに役立ち、潜在的なハドロン宇宙加速器からのニュートリノ放出を抑制しました。
Gaiaデータリリース2を使用した候補光学変数の特定
| Title |
Identifying_Candidate_Optical_Variables_Using_Gaia_Data_Release_2 |
| Authors |
Shion_Andrew,_Samuel_J._Swihart,_Jay_Strader |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04006 |
ガイアは銀河の詳細な概要調査を行っていますが、個々のエポックからの測光は、現時点では、最小限の数のソースについてのみリリースされています。ガイアデータリリース2では、明るさと観測数を考慮して、測光の不確実性が予想外に大きい星を選択することで、変光星を特定できることを示しています。結果を既存の変数のカタログと比較することにより、変動の振幅に関する情報がガイア測光の不確実性にも暗黙的に存在することを示します。約930万個の変光星候補のカタログを提示し、その限界と将来のテストと拡張の見通しについて説明します。
超高分解能分光法のためのマルチエタロンアレイの特性評価
| Title |
Characterization_of_a_multi-etalon_array_for_ultra-high_resolution_spectroscopy |
| Authors |
Surangkhana_Rukdee,_Sagi_Ben-Ami,_Andrew_Szentgyorgyi,_Mercedes_L\'opez-Morales,_David_Charbonneau,_Juliana_Garc\'ia-Mej\'ia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04007 |
今後の超大型望遠鏡（ELT）には、近くの低質量星の周りの岩石惑星の大気中の潜在的なバイオシグネチャーガスを検出するために必要な収集領域が必要です。O2は地球上で既知の生命存在指標であるため、現在、いくつかの取り組みは分子状酸素（O2）の検索に焦点を合わせています。O2を検索するための最も有望な方法の1つは、高分解能分光法を相互相関技術と組み合わせた透過分光法です。この方法では、太陽系外惑星のO2線を分解し、それらを前景のテルル吸収から分離するために、高いスペクトル分解能が必要です。現在の天文分光器は通常100,000のスペクトル分解能を達成しますが、最近の研究では、ELTを使用して地球類似体の大気中のO2を検出するには、300,000〜400,000の分解能が最適であることが示されています。ファブリペロー干渉計（FPI）アレイは、これらの解像度に到達するための比較的低コストの方法として提案されています。この論文では、60万の分解能に達する2-FPIアレイラボプロトタイプのパフォーマンス結果を示します。さらに、既存のスペクトログラフの分解能を高めるためのマルチキャビティエタロン（デュアロン）の使用についても説明します。
キャリブレーターとしてトワイライトを使用して、経年変化の影響に関するスカイクオリティメーターの測定値を修正する
| Title |
Correcting_Sky_Quality_Meter_measurements_for_aging_effects_using_twilight_as_calibrator |
| Authors |
Johannes_Puschnig_and_Magnus_N\"aslund_and_Axel_Schwope_and_Stefan_Wallner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04042 |
過去10年間に、夜空の明るさ（NSB）の時間的変化、つまり光害の変化を評価することを目的として、世界中に多数のSkyQualityMeter（SQM）が設置されました。ただし、SQMの読み取り値は、センサーの感度の低下や光学部品（フィルター、ハウジングウィンドウ）の透過率の低下などの経年変化の影響を受ける可能性があることが明らかになりました。今日まで、暗くなる程度は体系的な方法で評価されていません。SQMエージング効果の定量化について初めて報告し、適用された方法について説明します。2011年から2019年の間にポツダム-バーベルスベルク（ベルリン中心部の南西23km）、ウィーン、ストックホルムで得られた長期SQM測定値を、キャリブレーターとして機能する、すぐに利用できる経験的な黄昏モデルと組み合わせます。太陽の高度を変えるために較正されたトワイライトSQM観測は、次の勾配を持つ測定システム（SQM+ハウジングウィンドウ）の線形劣化を明らかにします：34$\pm$4、46$\pm$2、53$\pm$2ミリマグ$_{\rmSQM}$arcsec$^{-2}$yr$^{-1}$（ストックホルム、ポツダム-バベルスベルク、ウィーン）。ウィーンで見つかった最も高い勾配（緯度$\sim$48$^\circ$）とストックホルムで見つかった最も低い勾配（緯度$\sim$59$^\circ$）で、傾向がに依存していることを示しています。太陽放射照度（地理的緯度の関数）。
南極点にある次世代CMB偏光計であるBICEPアレイの受信機開発
| Title |
Receiver_development_for_BICEP_Array,_a_next-generation_CMB_polarimeter_at_the_South_Pole |
| Authors |
L._Moncelsi,_P._A._R._Ade,_Z._Ahmed,_M._Amiri,_D._Barkats,_R._Basu_Thakur,_C._A._Bischoff,_J._J._Bock,_V._Buza,_J._Cheshire,_J._Connors,_J._Cornelison,_M._Crumrine,_A._Cukierman,_E._V._Denison,_M._Dierickx,_L._Duband,_M._Eiben,_S._Fatigoni,_J._P._Filippini,_N._Goeckner-Wald,_D._C._Goldfinger,_J._Grayson,_P._Grimes,_G._Hall,_M._Halpern,_S._Harrison,_S._Henderson,_S._R._Hildebrandt,_G._C._Hilton,_J._Hubmayr,_H._Hui,_K._D._Irwin,_J._Kang,_K._S._Karkare,_S._Kefeli,_J._M._Kovac,_C._L._Kuo,_K._Lau,_E._M._Leitch,_K._G._Megerian,_L._Minutolo,_Y._Nakato,_T._Namikawa,_H._T._Nguyen,_R._O'Brient,_S._Palladino,_N._Precup,_T._Prouve,_C._Pryke,_B._Racine,_C._D._Reintsema,_A._Schillaci,_B._L._Schmitt,_A._Soliman,_T._St._Germaine,_B._Steinbach,_R._V._Sudiwala,_K._L._Thompson,_C._Tucker,_A._D._Turner,_C._Umilt\`a,_A._G._Vieregg,_A._Wandui,_A._C._Weber,_D._V._Wiebe,_J._Willmert,_W._L._K._Wu,_E._Yang,_K._W._Yoon,_E._Young,_C._Yu,_L._Zeng,_C._Zhang,_S._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04047 |
一次CMBのカール型（$B$モード）分極の検出は、宇宙の起源のインフレーションパラダイムの直接的な証拠となるでしょう。BICEP/KeckArray（BK）プログラムは、原始的な$B$モード偏光からのパワーがピークに達すると予想される度角スケールを対象とし、感度はますます高くなり、これまでで最も厳しいインフレ制約を発表しています。BICEPアレイ（BA）はBKプログラムのステージ3機器であり、32,000以上の検出器を組み合わせて、30/40、95、150、および220/270GHzで観測する4つのBICEP3クラスの受信機で構成されます。このような広い周波数範囲は、銀河系の前景を制御するために必要です。銀河系の前景は、度スケールの$B$モード信号も生成します。30/40GHz受信機は、シンクロトロンの前景を制限するように設計されており、2020年の初めに南極点での観測を開始しました。3年間の観測キャンペーンの終わりまでに、完全なBICEPアレイ機器は$\sigma_r$に達すると予測されています。前景の複雑さと重力レンズ効果（デレンシング）による$B$モードの除去の程度に応じて、0.002と0.004。このペーパーでは、最初のBAレシーバーの設計、測定されたオンスカイパフォーマンス、およびキャリブレーションの概要を示します。また、7,776検出器の150GHz受信機の時間領域多重化読み出しで追加された複雑さのプレビューを提供します。
Vortex FiberNullingを使用した近接太陽系外惑星の検出と特性評価
| Title |
Detecting_and_characterizing_close-in_exoplanets_with_Vortex_Fiber_Nulling |
| Authors |
Daniel_Echeverri_and_Garreth_Ruane_and_Benjamin_Calvin_and_Nemanja_Jovanovic_and_Jacques-Robert_Delorme_and_Jason_Wang_and_Maxwell_Millar-Blanchaer_and_Dimitri_Mawet_and_Eugene_Serabyn_and_J._Kent_Wallace_and_Stefan_Martin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04239 |
VortexFiberNulling（VFN）は、星の光を抑制して太陽系外惑星を検出し、分光的に特徴付けるための干渉法です。渦位相マスクとシングルモードファイバーを使用して星の光を排除すると同時に、$\lesssim1\lambda/D$の間隔で惑星の光の最大20％を結合することで、RVとトランジットの大規模な集団の分光学的特性評価を可能にします-とりわけ、従来のコロナグラフにアクセスできない検出された惑星。VFNは、可視波長でラボで実証されており、ここでは、これらの実験の最新の結果を示します。これには、790nmを中心とする10％帯域幅の光での$5\times10^{-4}$の多色ヌルが含まれます。アップグレードされたテストベッドが設計され、現在ラボで構築されています。ここでは、その作業に関する最新のステータスも示します。最後に、2021年にKeckPlanetImagerandCharacterizerInstrumentのVFNモードの一部として空で使用される赤外線マスクを使用した予備的なKバンド（2$\mu$m）ファイバーヌルの結果を示します。
嫦娥4ミッションの着陸船に搭載された低周波無線分光計の地上実験と性能評価
| Title |
Ground_Experiments_and_Performance_Evaluation_of_the_Low-Frequency_Radio_Spectrometer_Onboard_the_Lander_of_Chang'e-4_Mission |
| Authors |
Xinying_Zhu,_Yan_Su,_Yicai_Ji,_Hongbo_Zhang,_Bo_Zhao,_Xiping_Xue,_Shun_Dai,_Junduo_Li,_Chunlai_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04347 |
低周波電波分光計（LFRS）は、2018年12月に打ち上げられた嫦娥4月面着陸船に搭載された科学ペイロードです。LFRSは、月の向こう側での低周波電波現象のその場測定を提供します。人類史上初めて。LFRSの性能を評価するために、LFRSのプロトタイプモデルを使用して一連の地上実験が行われます。嫦娥4月着陸船自体からのEMI\footnote{略語：EMI、電波干渉}と環境が非常に激しいため、実験を行うのは簡単ではありません。EMI緩和後の結果は、LFRSの感度が1e-18Wm^2Hz^-1である可能性があることを示しています。
| Title |
The_Simons_Observatory:_Magnetic_Sensitivity_Measurements_of_Microwave_SQUID_Multiplexers |
| Authors |
Eve_M._Vavagiakis,_Zeeshan_Ahmed,_Aamir_Ali,_Kam_Arnold,_Jason_Austermann,_Sarah_Marie_Bruno,_Steve_K._Choi,_Jake_Connors,_Nicholas_F._Cothard,_Simon_Dicker,_Brad_Dober,_Shannon_Duff,_Valentina_Fanfani,_Erin_Healy,_Shawn_Henderson,_Shuay-Pwu_Patty_Ho,_Duc-Thuong_Hoang,_Gene_Hilton,_Johannes_Hubmayr,_Nicoletta_Krachmalnicoff,_Yaqiong_Li,_John_Mates,_Heather_McCarrick,_Federico_Nati,_Michael_Niemack,_Maximiliano_Silva-Feaver,_Suzanne_Staggs,_Jason_Stevens,_Michael_Vissers,_Joel_Ullom,_Kasey_Wagoner,_Zhilei_Xu,_Ningfeng_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04532 |
サイモンズ天文台（SO）は、チリのアタカマ砂漠から観測する、3つの小口径望遠鏡と1つの大口径望遠鏡を使用した宇宙マイクロ波背景放射（CMB）調査実験です。合計で、SOは、多数の宇宙論的量を測定または制約するために必要な感度を達成するために、27〜280GHzを中心とする6つのスペクトルバンドで$\sim$70,000遷移エッジセンサー（TES）ボロメータをフィールドします。SOユニバーサルフォーカルプレーンモジュール（UFM）には、それぞれ直径150mmのTES検出器アレイ、ホーンまたはレンズレットの光結合、コールド読み出しコンポーネント、および磁気シールドが含まれています。SOは、初期多重化係数$\sim$1000でマイクロ波SQUID多重化（$\mu$MUX）読み出しを使用します。コールド（100mK）読み出しコンポーネントは、UFMの一部である$\mu$MUX読み出しモジュールにパッケージ化されており、個別に特性評価することもできます。100mKステージのTESボロメータアレイとマイクロ波SQUIDは磁場に敏感であり、それらの測定された応答は、それらが磁気的にシールドされている程度によって異なります。SimonsObservatoryのさまざまなシールド構成の研究として、テストマイクロ波SQUIDマルチプレクサの磁気ピックアップの測定値を示します。これらの測定が、UFM磁気シールドの材料の選択と設計をどのように動機付けたかについて説明します。
高性能軟X線臨界角透過型回折格子の量産に向けて
| Title |
Toward_volume_manufacturing_of_high-performance_soft_x-ray_critical-angle_transmission_gratings |
| Authors |
Ralf_K._Heilmann,_Alexander_R._Bruccoleri,_Jungki_Song,_Matthew_T._Cook,_James_A._Gregory,_Renee_D._Lambert,_Dimitri_A._Shapiro,_Douglas_J._Young,_Miranda_Bradshaw,_Vadim_Burwitz,_Gisela_D._Hartner,_Andreas_Langmeier,_Randall_K._Smith,_and_Mark_L._Schattenburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04607 |
軟X線バンドでの高分解能（$R=\lambda/\Delta\lambda>2000$）X線吸収および輝線分光法は、遍在する温かいおよび高温のプラズマの特性を調査するための重要な診断です。宇宙網、銀河団、銀河ハロー、銀河内空間、星の大気におけるそれらのダイナミクス。$R>10{、}000$の軟X線格子分光法は、臨界角透過（CAT）格子で実証されています。CATグレーティングは、緩和されたアライメントと温度公差、および低質量の透過型グレーティングと、高次で燃え上がる高い回折効率を兼ね備えています。これらは、提案されているArcusグレーティングエクスプローラーを実現するテクノロジーであり、Lynxデザインリファレンスミッショングレーティングスペクトロメーター機器に選択されました。ArcusとLynxはどちらも、数百から約2000ドルの大面積CATグレーティングを製造する必要があります。私たちは、最先端の200mmウェーハツールでの大判ボリューム処理に役立つ新しいパターニングおよび製造プロセスシーケンスを開発しています。電子ビーム書き込みマスクと4倍投影リソグラフィーをシリコン細孔集束光学系と組み合わせて使用してパターン化された200nm周期の格子に関する最近のX線テストでは、1.49keVで$R\約10^4$が示されました。グレーティングの深さを4$\mu$mから6$\mu$mに拡張すると、回折効率が大幅に向上すると予測されており、KOH溶液で深掘り反応性イオンエッチングとウェットエッチングを組み合わせて使用する現在の取り組みの一環です。。グレーティング製造における最近の進歩について説明し、最新の回折効率とモデリング結果を報告します。
ケフェウス座ベータ星のパルセータと高質量食連星VVオリオン座VV星の軌道傾斜角の変化
| Title |
A_beta_Cephei_pulsator_and_a_changing_orbital_inclination_in_the_high-mass_eclipsing_binary_system_VV_Orionis |
| Authors |
John_Southworth,_D._M._Bowman,_K._Pavlovski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03947 |
TESS衛星からの測光に基づいた高質量食変光星VVOriの分析を提示します。一次星（B1V、9.5Msun）は、ケフェウス座ベータ星の脈動を示し、二次星（B7V、3.8Msun）は、おそらくゆっくりと脈動するB星です。軌道周波数に等しい間隔を持つ2つの多重項を含む、51の重要な振動周波数を検出します。これは、脈動が整然と摂動されていることを示しています。TESSの光度曲線と公開されている視線速度を分析して、システムの物理的特性を決定します。両方の星は、正確に測定された質量を持つそれらの脈動タイプの2番目にすぎません。軌道傾斜角も現在減少しており、おそらく第3の物体との重力相互作用が原因です。
プレソーラー炭化ケイ素粒子のクラスター分析：それらの分類と天体物理学的意味の評価
| Title |
Cluster_analysis_of_presolar_silicon_carbide_grains:_evaluation_of_their_classification_and_astrophysical_implications |
| Authors |
Asmaa_Boujibar,_Samantha_Howell,_Shuang_Zhang,_Grethe_Hystad,_Anirudh_Prabhu,_Nan_Liu,_Thomas_Stephan,_Shweta_Narkar,_Ahmed_Eleish,_Shaunna_M._Morrison,_Robert_M._Hazen,_Larry_R._Nittler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04009 |
12C/13C、14N/15N、{\delta}30Si/28Si、および{\delta}29Si/28Siの文献データに基づくプレソーラー炭化ケイ素粒子のクラスター分析では、初期の26Al/27Alデータを含むかどうかにかかわらず、9つのクラスターが一致していることがわかります。以前に定義された粒子タイプを使用しますが、新しい分割も強調します。主流の粒子は、おそらく異なる親星の金属量を表す3つのクラスターに存在します。これらのクラスターの1つは、組成の範囲が狭いコンパクトなコアを持ち、質量と金属量の範囲が狭い漸近巨星分枝（AGB）星でのSiC粒子の生成が強化されていることを示しています。26Al/27Alデータの追加は、現在のAGBモデルでは説明できない、15Nと26Alが豊富な主流粒子のクラスターを強調しています。最近の研究と一致して、2つのAB粒子クラスターを定義しました。1つは15Nと26Alの過剰で、もう1つは14N以下の26Alの過剰です。それらの定義は、太陽のN同位体比を仕切りとして使用しておらず、この研究で特定された26Alに富むABクラスターの等高線は、コア崩壊超新星モデルとよりよく一致しています。また、超新星または新星環境で形成された可能性のある、推定上の新星とAB粒子の混合物を含むクラスターも見つかりました。X粒子は、2つのクラスターを構成し、Si同位体比が強く相関しているか、Si3同位体プロットの2/3の傾き線から外れています。最後に、ほとんどのY粒子とZ粒子は一緒にクラスター化されており、Y粒子の分割器としての12C/13C=100の以前の使用は任意であったことを示唆しています。私たちの結果は、クラスター分析が恒星進化論と元素合成モデリングに照らしてデータを解釈するための強力なツールであることを示し、より良い分類のためにより多くの多元素同位体データの必要性を強調しています。
太陽フレアの予測のための活動領域における磁気極性の分析
| Title |
Analysis_of_magnetic_polarities_in_active_regions_for_the_prediction_of_solar_flares |
| Authors |
N._Granados_Hern\'andez,_S._Vargas_Dom\'inguez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04050 |
太陽活動領域とそこで発生するプロセスは広範囲に研究および分析されており、太陽大気で発生するさまざまな噴火イベントの発生について、多くのタイプのモデルと特性評価が提案されています。これらの領域の最も特徴的なのは、反対の磁気極性を持つ領域であり、その大部分は、いわゆる太陽フレアなどの爆発的なイベントを生成します。フレアは、太陽大気中で発生する激しい爆発であり、地球や人間が開発した技術に悪影響を及ぼし、いわゆる宇宙天気の要因にもなっています。このため、これらのイベントの発生を予測する試みがなされてきました。本研究では、Korsosらによって提案された記事に基づいて、M5よりも高い太陽フレアの予測モデルを開発しました。（2014、2015）フレアとバイポーラアクティブ領域の関係を使用します。分析では、3つのアクティブ領域のサンプルについて、反対の極性の傘の領域、それらの平均磁場、および領域内の各黒点からの磁気重心を考慮して、黒点の進化による時間的変動を見つけました。文献で報告された以前の結果を確認する。フレアが発生した後、次の時間に別のフレアが発生する可能性があるかどうかを判断するために、統計分析を行いました。
K2銀河考古学プログラムデータリリース2：キャンペーン4、6、および7からの星震学の結果
| Title |
The_K2_Galactic_Archaeology_Program_Data_Release_2:_Asteroseismic_results_from_campaigns_4,_6,_&_7 |
| Authors |
Joel_C._Zinn,_Dennis_Stello,_Yvonne_Elsworth,_Rafael_A._Garc\'ia,_Thomas_Kallinger,_Savita_Mathur,_Beno\^it_Mosser,_Lisa_Bugnet,_Caitlin_Jones,_Marc_Hon,_Sanjib_Sharma,_Ralph_Sch\"onrich,_Jack_T._Warfield,_Rodrigo_Luger,_Marc_H._Pinsonneault,_Jennifer_A._Johnson,_Daniel_Huber,_Victor_Silva_Aguirre,_William_J._Chaplin,_Guy_R._Davies,_Andrea_Miglio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04051 |
銀河の構造と進化の研究は、ガイアの運動学的情報から多大な恩恵を受けていますが、銀河のモデルを最もよく制約するには、年齢などの追加の固有の恒星パラメータが必要です。星震学は、このような情報をフィールドスターの種族$\textit{enmasse}$に提供する最も正確な方法ですが、既存のサンプルの大部分は、CoRoTおよびKeplerミッションによっていくつかの狭い視野に制限されています。銀河系の位置の広い範囲にわたってよく特徴付けられた恒星パラメータを提供するために、K2銀河考古学プログラム（GAP）の赤色巨星星震学パラメータの2番目のデータリリースを提示します。6つの独立したパイプライン分析に基づいて$\nu_{\mathrm{max}}$と$\Delta\nu$を提供します。機械学習による赤色巨星分枝（RGB）と赤色巨星分枝（RC）の進化状態の分類。すぐに使用できる半径と質量の係数$\kappa_R$と$\kappa_M$は、太陽スケールの有効温度係数を適切に掛けると、物理的な恒星の半径と質量を生成します。合計で、4395の半径係数と質量係数を報告します。通常の不確実性は$3.3\％\mathrm{\（stat。）}\pm1\％\mathrm{\（syst。）}$for$\kappa_R$および$7.7\です。％\mathrm{\（stat。）}\pm2\％\mathrm{\（syst。）}$は、RGBスター間の$\kappa_M$、および$5.0\％\mathrm{\（stat。）}\pm1\％\mathrm{\（syst。）}$for$\kappa_R$および$10.5\％\mathrm{\（stat。）}\pm2\％\mathrm{\（syst。）}$for$\kappa_M$RCスターの間で。銀河系モデルと目視検査を比較することにより、サンプルがほぼ完成していることを確認します（$\nu_{\mathrm{max}}\lesssim10-20\mu$Hzの星が不足している場合を除く）。私たちの星震学的半径は、ガイアデータリリース2の視差から導出された半径と一致しており、RGB星の場合は$2.2\pm0.3\％$以内、RC星の場合は$2.0\pm0.6\％$以内です。
アカエイ惑星状星雲とその中心星、V839アラエの驚くほど速い進化
| Title |
Startlingly_Fast_Evolution_of_the_Stingray_Planetary_Nebula_and_its_Central_Star,_V839_Arae |
| Authors |
Bradley_E._Schaefer,_Howard_E._Bond,_and_Kailash_C._Sahu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04223 |
アカエイ（PNG331.3$-$12.1）と呼ばれる惑星状星雲（PN）は、1980年代に突然オンになり、その中心星（V839Ara）は、大きさ、表面温度、表面重力の振幅が大きく、急速な進化を始めました。おそらく、ヘルツシュプルングラッセル（HR）図でループを引き起こす遅い熱パルスの一部として。これらの急速な変化により、2016年にハッブル宇宙望遠鏡で画像を撮影しました。中央の星の近くで、または遠くの星雲の塊や変化として、1980年代の大規模な高速質量損失は見られません。星、またはゆっくりと動くPNシェルに突っ込んでいる流出する噴出物の衝撃によって引き起こされた輝線フラックスの局所的または一般的な増加として。出て行く材料が見えないのは、1992年に最初に解決されたイメージングの前に比較的控えめな総質量がすでにPNを満たしていたためであり、1980年代から最初にスティングレイをイオン化したのはこの衝撃による衝撃だったと考えられます。また、スティングレイの複雑な高速フェージングを定量化します。各輝線と各構造のフェードレートは異なり、半減期は3〜29年です。1、2世紀で、PNは不可視になります。さまざまな構造のこの複雑なフェージングでは、PNの拡張率を導き出すことは不可能です。中央の星の明るさは1996年から2016年までほぼ一定でしたが、$V$バンドでは15.50から14.18等までかなり不規則な変動がありました。
コロナの分別プラズマに関連する黒点彩層のアルヴェーン摂動
| Title |
Alfvenic_Perturbations_in_a_Sunspot_Chromosphere_Linked_to_Fractionated_Plasma_in_the_Corona |
| Authors |
D._Baker_(UCL/MSSL),_M._Stangalini_(ASI_Italian_Space_Agency),_G._Valori_(UCL/MSSL),_D._H._Brooks_(George_Mason_University),_A._S._H._To_(UCL/MSSL),_L._van_Driel-Gesztelyi_(UCL/MSSL),_P._Demoulin_(LESIA-Meudon),_D._Stansby_(UCL/MSSL),_D._B._Jess_(Queen's_University_Belfast),_S._Jafarzadeh_(University_of_Oslo) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04308 |
この研究では、太陽周期24の最大の黒点の1つ周辺の高度に変化するプラズマ組成の空間分布を調査します。条件を調べるために、光球、クロモスフィア、コロナの観測を太陽黒点の磁場モデリングと組み合わせます。これは、異なる接続性のループ集団内の血漿分画の程度を調節します。黒点の陰影の上の冠状磁場では、プラズマは光球組成を持っていることがわかります。半影に根ざした冠状ループには分画された血漿が含まれており、活性領域内で接続するループで最高レベルが観察されます。コロナの分別されたプラズマの領域から彩層で検出されたアルヴェーン変動の場所まで力線をたどると、それらが磁気的にリンクされていることがわかります。これらの結果は、黒点の彩層活動とコロナプラズマ組成の観測可能な変化との関係を示しています。
極地の王冠と高緯度フィラメントの周囲のフィリグリー
| Title |
Filigree_in_the_Surroundings_of_Polar_Crown_and_High-Latitude_Filaments |
| Authors |
A._Diercke,_C._Kuckein,_M._Verma,_C._Denker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04349 |
極冠と高緯度フィラメントの高解像度観測はほとんどありません。スペイン、テネリフェ島のバキュームタワー望遠鏡（VTT）の新しい高速度カメラシステムで取得された、高解像度のH$\alpha$狭帯域フィルターグラムと広帯域画像で観察されたこのようなフィラメントのユニークなサンプルを紹介します。彩層望遠鏡（ChroTel）は、H$\alpha$、CaIIK、およびHeI10830Aでフルディスクコンテキスト観測を提供しました。太陽力学に搭載された日震および磁気イメージャ（HMI）と大気イメージングアセンブリ（AIA）天文台（SDO）は、視線マグネトグラムと紫外線（UV）1700Aフィルターグラムをそれぞれ提供しました。極冠と高緯度フィラメントの近くのフィリグリーを研究し、それらの位置をフィラメントの足元の磁気濃度に関連付けます。輝点は、低緯度の光球でよく研究されている現象ですが、極に近い静かなネットワークではまだ研究されていません。輝点のサイズ、面積、離心率を調べたところ、それらの形態は低緯度の対応するものと非常に似ていますが、サイズと面積は大きくなっています。極性クラウンフィラメントのフットポイントの輝点は、UVフィルターグラムで観察されるように、スーパーグラニュールの境界の明るい領域に関連する、より強い磁束濃度に優先的に配置されます。連続3日間の輝点の変化を調べると、フィラメントが崩壊する間にその量が増加することがわかります。これは、フィラメントに含まれる冷たいプラズマの平衡に影響を与えることを示しています。
プロキシマケンタウリからのフレアタイプIVバーストイベントと宇宙天気への影響
| Title |
A_Flare-Type_IV_Burst_Event_from_Proxima_Centauri_and_Implications_for_Space_Weather |
| Authors |
Andrew_Zic,_Tara_Murphy,_Christene_Lynch,_George_Heald,_Emil_Lenc,_David_L._Kaplan,_Iver_H._Cairns,_David_Coward,_Bruce_Gendre,_Helen_Johnston,_Meredith_MacGregor,_Danny_C._Price,_Michael_S._Wheatland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04642 |
太陽電波バーストの研究は、太陽宇宙天気イベントの背後にあるダイナミクスと加速プロセス、および太陽系惑星に対する太陽磁気活動の影響を理解する上で重要な役割を果たします。アクティブなM-矮星から検出された同様の低周波バーストは、彼らの宇宙天気環境、したがって彼らの惑星の仲間の居住性を調査することが期待されます。アクティブなM矮星は、頻繁に強力なフレアを生成し、電波放射とともに、大気中の状態を明らかにします。しかし、これまでのところ、これらの星からは太陽のようなコヒーレント電波バーストの候補が1つしか特定されておらず、宇宙天気環境に対する強力な観測上の制約を防いでいます。近くのdM5.5e星プロキシマケンタウリの光学と無線の同時監視中に、一連の強力でコヒーレントな電波バーストを伴う、明るく長時間の光学フレアを検出しました。これらの検出には、フレアと時間的に一致する干渉計で検出されたコヒーレント恒星電波バーストの最初の例が含まれ、これらの一時的なイベント間の因果関係を強く示しています。後続の長時間バーストの分極化と時間的構造により、タイプIVバーストとして識別できます。これは、これまでに別の星からの太陽のような電波バーストの最も説得力のある検出を表しています。太陽型IVバーストは、コロナ質量放出や太陽エネルギー粒子イベントなどの宇宙天気イベントと強く関連しており、恒星型IVバーストが恒星コロナ質量放出のトレーサーとして使用できることを示唆しています。プロキシマケンや他の活動的なM矮星からのコロナ質量放出の発生に対するこのイベントの影響について説明します。
大気の自然対流におけるカオス的および乱流温度変動
直接数値シミュレーション、実験室実験、大気境界層での測定、衛星赤外線放射輝度データ、惑星規模の地表空気および対流圏データの結果を使用して、大気自由対流圏の温度変動は次のように十分に説明できることが示されています。ボルジャーノ-オブホフ現象学に基づく時空間分散カオスアプローチ。他の惑星（火星、木星、土星）の大気ダイナミクスの類似した考察の可能性は、フェニックス着陸船と赤外線観測で得られたデータを使用して簡単に議論されました。
天琴の範囲加速ノイズに対する地球と月の重力の影響
| Title |
Effect_of_Earth-Moon's_gravity_on_TianQin's_range_acceleration_noise |
| Authors |
Xuefeng_Zhang,_Chengjian_Luo,_Lei_Jiao,_Bobing_Ye,_Huimin_Yuan,_Lin_Cai,_Defeng_Gu,_Jianwei_Mei,_Jun_Luo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03264 |
天琴は、円形の高軌道を使用して提案された宇宙重力波検出ミッションです。地球中心の概念は、高感度の衛星間測距測定に対する地球-月系の近くの重力場の妨害効果についての疑問を提起しました。ここでは、詳細な重力場モデルを使用した高精度の数値軌道シミュレーションを通じて問題を検証します。遠方の自由落下試験質量間の範囲加速度を評価することにより、この研究は、地球と月の重力擾乱の大部分が$10^{-4}$Hzを超える天琴の検出周波数帯域にないことを示しています。したがって、ミッションに目を見張るものはありません。。
将来の地球中心の宇宙ベースの重力波観測所ミッションでは、月と地球の影を通過することによる日食は、科学技術の熱安定性と安定した電力供給に悪影響を与える可能性があります。軌道設計では、発生を可能な限り減らす必要があります。天琴の円形の高軌道に関しては、日食を回避し、ほぼ正三角形の星座を安定させるという複合的な課題に取り組んでいます。初期位相の選択と月との1：8のシノディック共鳴への軌道サイズ変更を含む、2つの戦略が提案されています。後者では、天琴の予備軌道半径である$1\times10^5$kmを$\sim100900$kmにわずかに上げる必要があります。その結果、許可された初期位相範囲が$\sim15^\circ$の純粋な重力ターゲット軌道を特定しました。これにより、で開始された5年間のミッションを通じて3+3か月の観測期間中に日食のない状態を維持できます。2034年、そしてその間、星座の安定性の要件を満たします。これにより、天琴の日食の問題を大幅に解決することができます。
地球に縛られたミリチャージの遺物
小さな電荷またはミリチャージ（mCP）を持つダークセクター粒子は、素粒子物理学、天体物理学、宇宙論においてさまざまな多様な現象を引き起こす可能性があります。それらが存在する可能性があると仮定して、物質中、特に地球内でのmCPの蓄積と伝播を調査します。ミリチャージの値が小さい場合でも、原子上でかなりの散乱断面積が生じ、完全な熱化が発生します。その結果、特に蒸発が抑制されると、GeV以上の質量の値では、mCPの数密度が大幅に増加します。銀河系の存在量と比較したmCP密度の向上は、$10^{14}$にもなる可能性があり、このモデルの新しい実験的プローブの可能性につながります。mCPのペアが消滅すると、大容量検出器（スーパーカミオカンデなど）の新しいシグネチャが生成されます。核を持つ負に帯電したmCPの束縛状態の形成は、直接暗黒物質検出実験によって観察することができます。mCPの独自のプローブは、直接暗黒物質検出実験の実験しきい値を超えてmCPを直接加速できる地下静電加速器を使用して開発できます。
ブラックホールの周りの閉じたヌル円形測地線の存在は、一般相対性理論の最も興味深い予測の1つです。最近、ブラックホール光球の半径は、単純な関係$r_{\text{ph}}\geq{3\over2}r_{\text{H}}$によって下から囲まれていると推測されています。ここで、$r_{\text{H}}$は、外側のブラックホールの地平線の半径です。ここで、半径方向の圧力関数$P\equiv|r^3p|$が単調に減少する球対称のヘアリーブラックホール構成に対するこの予想の妥当性を証明します。
準ド・ジッターの量子起源：モデルに依存しない量子宇宙論的傾斜
| Title |
The_Quantum_Origin_of_Quasi_de_Sitter:_a_Model_Independent_Quantum_Cosmological_Tilt |
| Authors |
Cesar_Gomez,_Raul_Jimenez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04003 |
インフレーション宇宙論の最もロバストな予測は、実験的に$0.04$程度の曲率変動のスペクトルに対する赤い傾きの存在です。傾斜は、状態方程式$\epsilon\equiv\frac{（p+\rho）}{\rho}$で定義された準ドジッター背景の量子ゆらぎの正確な方程式を解いて導出されます。$\epsilon$は小さいですが、消失。実験データは、さまざまな準ドジッターインフラトンポテンシャルの中から選択します。ただし、傾斜に関連するスケール不変性の欠如の原因は、本質的に古典的であり、インフラトンポテンシャルのゆっくりとした回転によってパラメータ化されます。ここでは、純粋に量子力学的でモデルに依存しない傾斜の導出を示します。この導出は、2つの基本的な観察に基づいています。1つは、ゲージ不変変数の相関器が、エネルギースケールパラメーターに対する純粋なドジッターバキュアのファミリーの量子依存性を測定する{\it量子フィッシャー関数}に関連していることです。第二に、この量子フィッシャー関数は、物理的に関心のあるエネルギースケールで、実験値だけでなく有効な準ドジッター予測に適合する、消失しないスケール依存の赤い傾きを持っています。これは、モデルに依存せず、deSittervacuaのファミリーの量子的特徴のみに基づく結果です。
リュードベリプラズマにおける電子とイオンの衝突の非マクスウェル速度係数：励起とイオン化への影響
| Title |
Non-Maxwellian_rate_coefficients_for_electron_and_ion_collisions_in_Rydberg_plasmas:_implications_for_excitation_and_ionization |
| Authors |
Daniel_Vrinceanu,_Roberto_Onofrio,_and_Hossein_R._Sadeghpour |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04069 |
荷電粒子と高度に励起されたリュードベリ原子の間の散乱現象は、プラズマ物理学や天体物理学の多くのプロセスで非常に重要です。荷電粒子のマクスウェル-ボルツマン（MB）エネルギー分布は、衝突速度係数の計算に想定されることがよくありますが、この貢献では、この想定を緩和し、2つの異なるエネルギー分布（バイモーダルMB分布と$\kappa$分布）を使用します。。両方のバリアントは、対応するMB分布よりも高い確率で発生する高エネルギーテールを共有します。高エネルギーテールは、さまざまなプロセスの速度係数に大きな影響を与える可能性があります。励起およびイオン化チャネル内の電子とのn変化衝突、およびトカマクデバイスのダイバータ領域に関連する温度範囲での水素原子の主量子数への速度係数の依存性を示すことにより、分析を特定の状況に焦点を合わせます。。最後に、実験室プラズマの診断への影響について説明します。
暗いヤンミルズセクターからの重力波
弦風景に遍在するダークヤンミルズセクターは、臨界温度を超えて再加熱され、その後、初期宇宙で確率論的重力波を生成する閉じ込められた一次相転移を経る可能性があります。格子およびヤンミルズ（中心およびワイル）対称性からの制約を考慮に入れて、現象論的モデルを使用して、半クォークグルーオンプラズマ相の有効ポテンシャルを構築し、そこから多数の閉じ込め中に生成される重力波信号を計算します。ゲージグループ。相転移時にダークセクターが宇宙のエネルギー密度を支配すると、信号が最大になります。その場合、弱いスケールに近い一連の暗い閉じ込めスケールについて、次世代の実験（BBO、DECIGO）の範囲内にあることがわかります。
適応ガウス求積コロケーションを使用した最小時間の地球から火星への惑星間軌道移動
| Title |
Minimum-Time_Earth-to-Mars_Interplanetary_Orbit_Transfer_Using_Adaptive_Gaussian_Quadrature_Collocation |
| Authors |
Brittanny_V._Holden_and_Shan_He_and_Anil_V._Rao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04116 |
最小時間、低推力、地球から火星への惑星間軌道軌道最適化の問題が考慮されます。最小時間の軌道移動問題は、4段階の最適制御問題としてモデル化されます。この問題では、4つの段階が惑星の整列、地球の脱出、地動説の移動、火星の捕獲に対応します。次に、適応ガウス求積選点法を使用して、4相最適制御問題を解きます。この研究では、次の3つのモデルが使用されています。（1）円形の惑星運動。（2）楕円形の惑星運動;（3）重力摂動を伴う楕円形の惑星運動。3つのケースすべての結果が提供され、1つの特定のケースが詳細に調査されて、最適なソリューションの主要な機能が示されます。ケース（1）、（2）、および（3）の最小時間は、それぞれ、2020年7月1日、2020年6月30日、および2020年6月30日の出発日で、それぞれ215日、196日、および198日であることがわかりました。最後に、この研究で開発された問題の定式化は、地球から火星への惑星間軌道移動に関する以前の研究と比較され、この研究の結果は、以前の研究と比較して移動時間が大幅に改善されていることがわかります。
非相対論的一般相対性理論におけるコンパクトオブジェクト進化のための有効場の理論
| Title |
Effective_Field_Theory_for_Compact_Object_Evolution_in_Non-Relativistic_General_Relativity |
| Authors |
Irvin_Martinez_and_Amanda_Weltman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04140 |
有効場の理論の枠組み内での作用における、スピン、潮汐、散逸、および点質量項に対するポストニュートン補正によるニュートン補正を伴う、後期インスピレーションにおけるゆっくりと回転するコンパクトオブジェクトの進化について説明します。点粒子シミュレーション用の単純なアルゴリズムを使用してシステムを数値的に進化させ、最低次のニュートン重力波形を抽出して、さまざまな効果による位相進化を研究します。重力波観測所LIGO-Virgoが現在検出しているシステムからのコンパクトオブジェクトの有効場の理論の係数のマッチングが可能であり、基本的な物理学に厳しい制約を課す可能性があることを示します。
小さな楕円率の源からの連続重力波の高周波全天探索の結果
| Title |
Results_from_high-frequency_all-sky_search_for_continuous_gravitational_waves_from_small-ellipticity_sources |
| Authors |
Vladimir_Dergachev_and_Maria_Alessandra_Papa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04232 |
楕円率1e-8の中性子星から1700-2000Hzの範囲の周波数を持つ連続重力波信号の全天探索の結果を提示します。この検索では、LIGOO2公開データのFalcon分析パイプラインを使用します。私たちの結果は、[引用5]よりも5倍大きく改善されています。プローブされた周波数範囲内で、検出された外れ値は別として、地球の65pc内で楕円率が1e-8の中性子星を除外できます。最悪の場合の信号パラメータにも当てはまる重力波振幅の上限を設定します。新しい外れ値が見つかりましたが、その一部は機器の原因と関連付けることができません。回転する中性子星に関連するものがあれば、これはおそらく今日の最速の中性子星でしょう。
| Title |
Deep_learning_for_clustering_of_continuous_gravitational_wave_candidates_II:_identification_of_low-SNR_candidates |
| Authors |
Banafsheh_Beheshtipour,_Maria_Alessandra_Papa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04381 |
連続重力波信号の広範な検索は、特定の有意性しきい値を超える候補のフォローアップ段階の階層に依存しています。これらのフォローアップを簡素化し、計算コストを削減するための重要なステップは、近くの候補者を1つのフォローアップにまとめることです。このステップはクラスタリングと呼ばれ、ディープラーニングネットワークを使用して実行することを調査します。最初の論文[1]では、大きな信号によるクラスターを正しく識別することができる深層学習クラスタリングネットワークを実装しました。この論文では、非常に弱い信号によるクラスターを検出できるネットワークが実装されています。これらの2つのネットワークは補完的であり、2つのネットワークのカスケードが、現在使用されている方法と同等/低い誤警報率で、広範囲の信号強度にわたって優れた検出効率を達成することを示します。
北インド洋の熱帯低気圧中の海洋と大気の相互作用のレビュー
| Title |
A_review_of_the_ocean-atmosphere_interactions_during_tropical_cyclones_in_the_north_Indian_Ocean |
| Authors |
Vineet_Kumar_Singh_and_M_K_Roxy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04384 |
北インド洋は、毎年、世界の熱帯低気圧の6％を占めています。サイクロンの割合が少ないにもかかわらず、この盆地で最も破壊的なサイクロンのいくつかが形成され、北インド洋の縁の国々の生命と財産に甚大な被害をもたらしています。この総説では、北インド洋のサイクロン中の海洋と大気の相互作用に関する研究の進歩に焦点を当てています。
GW150914を使用したブラックホール領域法のテスト
| Title |
Testing_the_black-hole_area_law_with_GW150914 |
| Authors |
Maximiliano_Isi,_Will_M._Farr,_Matthew_Giesler,_Mark_A._Scheel,_and_Saul_A._Teukolsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04486 |
GW150914からのデータに基づいて、ホーキングのブラックホール領域定理の観測的確認を提示し、四重極モードの倍音を含む（除外する）リングダウンをモデル化すると、97％（95％）の確率で予測と一致します。この結果は、合併前と合併後のデータの新しい時間領域分析から得られます。また、信号のインスピレーション部分とリングダウン部分が、一般相対性理論と一致して、同じ残りの質量とスピンと一致していることを確認します。
