Euclid：$ k $の予測-$ 3 \ times 2 $ポイント統計を削減
| Title |
Euclid:_Forecasts_for_$k$-cut_$3_\times_2$_Point_Statistics |
| Authors |
P.L._Taylor,_T._Kitching,_V.F._Cardone,_A._Fert\'e,_E.M._Huff,_F._Bernardeau,_J._Rhodes,_A.C._Deshpande,_I._Tutusaus,_A._Pourtsidou,_S._Camera,_C._Carbone,_S._Casas,_M._Martinelli,_V._Pettorino,_Z._Sakr,_D._Sapone,_V._Yankelevich,_N._Auricchio,_A._Balestra,_C._Bodendorf,_D._Bonino,_A._Boucaud,_E._Branchini,_M._Brescia,_V._Capobianco,_J._Carretero,_M._Castellano,_S._Cavuoti,_A._Cimatti,_R._Cledassou,_G._Congedo,_L._Conversi,_L._Corcione,_M._Cropper,_E._Franceschi,_B._Garilli,_B._Gillis,_C._Giocoli,_L._Guzzo,_S.V.H._Haugan,_W._Holmes,_F._Hormuth,_K._Jahnke,_S._Kermiche,_M._Kilbinger,_M._Kunz,_H._Kurki-Suonio,_S._Ligori,_P.B._Lilje,_I._Lloro,_O._Marggraf,_K._Markovic,_R._Massey,_E._Medinaceli,_S._Mei,_M._Meneghetti,_G._Meylan,_M._Moresco,_B._Morin,_L._Moscardini,_S._Niemi,_C._Padilla,_S._Paltani,_et_al._(31_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04672 |
バリオンフィードバック、非線形構造の成長、および銀河がバイアスされたトレーサーであるという事実に起因する、小規模での不確実性のモデリング、つまりパワースペクトル$P（k）$の高い$k$は、の拘束力を十分に活用するための重大な障害となります。ユークリッド広視野調査。使用可能な情報を保持しながら、これらのスケールに対する感度を最適に除去する方法として、$k$カットの宇宙せん断が最近提案されました。この論文では、$k$カットの宇宙せん断形式を$3\times2$ポイント統計に一般化し、{\itEuclidの$3\times2$ポイント分析でさまざまな$k$カットの情報の損失を推定します。}データ。ユークリッドコラボレーションのフィッシャー行列分析の拡張：Blanchardetal。（2019）、さまざまな$k$カットの制約力の低下を評価します。$2.6\h\{\rmMpc}^{-1}$で$k$カットを行うと、1018のダークエネルギー性能指数（FOM）が得られることがわかります。これは、$で弱いレンズカットを行うことに相当します。\ell=5000$であり、銀河団と銀河-銀河レンズ効果は、従来の$3\times2$ポイント分析で$\ell=3000$にカットされています。また、分析の測光クラスタリング部分で使用される観測された銀河の一部が、FOMの主要な推進力の1つであることがわかりました。クラスタリング銀河の$50\％\（90\％）$を削除すると、FOMが$19\％\（62\％）$減少します。FOMがクラスタリング分析で使用される銀河の割合に大きく依存していることを考えると、分析を発光赤色銀河（LRG）サンプルを超えて拡張する場合、存在する実際の系統分類を処理するために多大な努力を払う必要があります。
uGMRTを使用したz = 1.96〜3.58からの21 cm信号の再電離のエポック後（EoR後）の最初のマルチレッドシフト制限
| Title |
First_multi-redshift_limits_on_post-Epoch_of_Reionization_(post-EoR)_21_cm_signal_from_z_=_1.96_-_3.58_using_uGMRT |
| Authors |
Arnab_Chakraborty,_Abhirup_Datta,_Nirupam_Roy,_Somnath_Bharadwaj,_Tirthankar_Roy_Choudhury,_Kanan_K._Datta,_Srijita_Pal,_Madhurima_Choudhury,_Samir_Choudhuri,_Prasun_Dutta,_Debanjan_Sarkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04674 |
宇宙の大規模構造を精査し、銀河の進化を理解するための、再電離後のエポック（z<6）からの拡散HI21cmバックグラウンド放射の変動の測定は有望な手段です。アップグレードされた巨大メートル波電波望遠鏡（uGMRT）を使用して、300〜500MHzでヨーロッパの大面積ISO調査-北1（ELAIS-N1）フィールドを観測し、「前景回避」手法を使用して、次のHI21cmパワースペクトルを推定します。赤方偏移範囲z=1.96-3.58。データに残っている可能性のある系統学を考えると、k〜1.0Mpc$^{-1}$での球形平均21cmパワースペクトルの最も厳しい上限は（58.87mK）$^2$、（61.49mK）$^2$、（60.89mK）$^2$、（105.85mK）$^2$、z=1.96、2.19、2.62、3.58でそれぞれ。これを使用して、ニュートラルHI質量密度（Omega_HI）とHIバイアス（b_HI）の積を、基礎となる暗黒物質密度フィールド[Omega_HI*b_HI]に、z=1.96,2.19で0.09,0.11,0.12,0.24として制約します。それぞれ2.62、3.58。私たちの知る限りでは、これらは赤方偏移範囲z=1.96〜3.58でのHI21cmパワースペクトルの最初の制限であり、銀河の形成と進化のモデルを制約するために重要な役割を果たします。
放射線の存在下でのスケール依存のハローバイアスと圧搾限界バイスペクトル
| Title |
Scale-dependent_halo_bias_and_the_squeezed_limit_bispectrum_in_the_presence_of_radiation |
| Authors |
Charuhas_Shiveshwarkar,_Drew_Jamieson,_and_Marilena_Loverde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04691 |
小規模構造形成に対する大規模放射摂動の重力効果を調査します。物質摂動の成長をスケールに依存させることに加えて、放射線の自由な流れは、小規模および大規模での構造形成間の結合にも影響を及ぼします。個別の宇宙N体シミュレーションを使用してこれを研究し、（等方性化された）圧搾限界物質のバイスペクトルと線形ハローバイアスを計算します。私たちの結果は、放射線によって引き起こされる長波長物質摂動の成長におけるスケール依存性が、$k\lesssim0.05$Mpc$^{-1}$で自明ではないスケール依存性を獲得するこれらの量に変換されることを示しています。宇宙マイクロ波背景放射と3種の質量のないニュートリノで構成される放射線のある宇宙では、高い$k$で$b=2$のハローのバイアスは、$0.29\％、\0.45\％$、$0.8\％$減少します。赤方偏移$z=0、\1$、および$3$でそれぞれ$k=0.05$Mpc$^{-1}$と$k=0.0005$Mpc$^{-1}$の間。$b\gg1$のオブジェクトの場合、これらの差はそれぞれ$0.43\％、\0.68\％$および$1.2\％$に近づきます。
宇宙の観測可能な部分の拡大の加速の理論と観測の現状の概要が与えられます。内容1.歴史的紹介2.フリードマン方程式と宇宙論的加速3.真空エネルギー問題4.宇宙論的加速を支持するデータ5.超新星とバリオン音響振動に関するデータ5.1宇宙論入門書：宇宙の距離;5.2測光距離;5.3宇宙の距離梯子;5.4さまざまなIa型超新星の光度曲線と宇宙誌でのそれらの使用法。5.5バリオン音響振動（BAO）;5.6銀河の相関関数におけるBAO;5.7BAOと組み合わせた超新星の結果の要約。5.8分類学とzへの依存;5.9主要な距離指標としての超新星。5.10中性子星の融合と標準的なサイレン法6.暗黒エネルギー7.修正重力8.結論9.付録9.1フリードマン方程式の導出。9.2宇宙論的パラメーター;9.3スカラー場
$ 150 \、{\ rm MHz} $ GMRT観測を使用した、宇宙論的HI 21
cmパワースペクトルのテーパーグリッド推定量（TGE）のデモンストレーション
| Title |
Demonstrating_the_Tapered_Gridded_Estimator_(TGE)_for_the_Cosmological_HI_21-cm_Power_Spectrum_using_$150_\,_{\rm_MHz}$_GMRT_observations |
| Authors |
Srijita_Pal,_Somnath_Bharadwaj,_Abhik_Ghosh,_Samir_Choudhuri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04998 |
赤方偏移$z=8.28$での中性水素（HI）に対応する$150\、{\rmMHz}$GMRT観測から、宇宙論的な21cmのパワースペクトルを推定するために、TaperedGriddedEstimator（TGE）を適用します。ここでは、TGEを使用してマルチ周波数角パワースペクトル（MAPS）$C_{\ell}（\Delta\nu）$を最初に測定し、そこから21cmのパワースペクトル$P（k_{\perp}を推定します。k_{\parallel}）$。ここでのデータは検出するには小さすぎます。目的は、推定器の機能を実証することです。推定されたパワースペクトルは、予想される前景およびノイズの動作と一致していることがわかります。これは、この推定器がノイズバイアスを正しく推定し、これを差し引いて、パワースペクトルの不偏推定を生成することを示しています。無線周波数干渉のために、47\％$を超える周波数チャネルをデータから破棄する必要がありましたが、推定されたパワースペクトルには、チャネルの欠落によるアーティファクトは示されていません。最後に、位相中心からの大きな角度間隔で空の応答を漸減することにより、前景の寄与を抑制することが可能であることを示します。「EoRウィンドウ」の長方形領域内のkモードを組み合わせて、球形にビン化された平均無次元パワースペクトル$\Delta^{2}（k）$と、測定された$\に関連する統計誤差$\sigma$を取得します。Delta^{2}（k）$。最も低い$k$-binは、$k=1.59\、\textrm{Mpc}で$\Delta^{2}（k）=（61.47）^{2}\、{\rmK}^{2}$を生成します。^{-1}$、$\sigma=（27.40）^{2}\、{\rmK}^{2}$。$k=1.59\での平均二乗HI21cm輝度温度変動について、$2\、\sigma$の上限$（72.66）^{2}\、\textrm{K}^{2}$を取得します。\textrm{Mpc}^{-1}$。
| Title |
Redshift_space_power_spectrum_beyond_Einstein-de_Sitter_kernels |
| Authors |
Alejandro_Aviles,_Georgios_Valogiannis,_Mario_A.Rodriguez-Meza,_Jorge_L._Cervantes-Cota,_Baojiu_Li,_Rachel_Bean |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05077 |
アインシュタイン・ド・シッター（EdS）を超えるカーネルを使用して、赤方偏移空間パワースペクトル（PS）を計算するためのフレームワークを開発します。これは、さまざまな一般化された宇宙論に適用できます。Chen、Vlah\＆White（2020）の標準宇宙論に最近採用された形式に基づいて構築し、$k$モードとその大きさを明示的に分離する密度加重速度モーメント母関数の拡張を利用します。視線方向の依存性に対する角度。物質とバイアスされたトレーサーのPSを1ループ摂動理論（PT）に計算し、拡張が不要な発散のない正しい赤外線および紫外線の振る舞いを持っていることを示します。また、PTへの小規模な寄与を説明するために必要な有効場の理論（EFT）のカウンタータームを追加し、IR再開処方を使用して、Standard-PT内の大規模なバルクフローによるBAOのスミアリングを適切にモデル化します。形式主義の適用可能性を示すために、それを$\Lambda$CDMモデルとHu-Sawicki$f（R）$モデルに適用し、数値結果を$N$-bodyシミュレーションのELEPHANTスイートと比較して非常にPSの最初の3つの消えないLegendre多重極について、$k=0.27\、\text{Mpc}^{-1}h$、$z=0.5$までの良好な一致。私たちの知る限り、この研究で提示されたモデルは、これまでに修正された重力の最も正確な理論的EFT-PTであり、赤方偏移空間における線形局所バイアスを超えて説明する唯一のモデルです。したがって、RSDモデリングは、DESIやLSSTなどの宇宙論的調査の次の段階から得られた実際のデータを使用して$\Lambda$CDMからの偏差をテストするために、理論的なテンプレートを構築するための有望なツールであると主張します。
バイアス現象
シミュレートされた銀河サンプルと暗黒物質（DM）サンプルのパワースペクトル（PS）と相関関数（CF）を分析することにより、物理現象としてのバイアスを研究します。粒子の局所密度$\rho$に基づくアルゴリズムを適用して、$\rho\ge\rho_0$の粒子を使用して、シミュレートされた銀河の集団を形成します。さまざまな粒子密度限界$\rho_0$について、シミュレートされた銀河の投影（2D）および空間（3D）密度フィールドの2点CFを計算します。3Dと2DCFを比較します。2Dの場合、さまざまな厚さのサンプルを使用して、2DCFのサンプルの厚さへの依存性を見つけます。宇宙のウェブの支配的な要素は、ボリュームの大部分を埋めるボイドによって分離されたクラスターとフィラメントです。個々の2Dシートでは、クラスターとフィラメントの位置は一致しません。その結果、投影クラスターとフィラメントで2Dボイドが埋められます。これにより、投影におけるCFの振幅が減少します。このため、2DCFの振幅は3DCFの振幅よりも低く、差が大きく、2Dサンプルが厚くなります。シミュレートされた銀河とDMのPSとCFを使用して、$L^\ast$銀河、$b^\ast=1.85\pm0.15$のバイアス係数を推定します。
巨大な外惑星の太陽系外惑星の質量（GOT'EM）調査。 I.ケプラー-1514を周回する地球サイズの惑星を内部に持つ奇行で涼しい木星の確認
| Title |
Giant_Outer_Transiting_Exoplanet_Mass_(GOT_'EM)_Survey._I._Confirmation_of_an_Eccentric,_Cool_Jupiter_With_an_Interior_Earth-sized_Planet_Orbiting_Kepler-1514 |
| Authors |
Paul_A._Dalba,_Stephen_R._Kane,_Howard_Isaacson,_Steven_Giacalone,_Andrew_W._Howard,_Joseph_E._Rodriguez,_Andrew_Vanderburg,_Jason_D._Eastman,_Adam_L._Kraus,_Trent_J._Dupuy,_Lauren_M._Weiss,_Edward_W._Schwieterman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04676 |
太陽系外惑星発見の通過方法の短い軌道周期への深刻な偏りにもかかわらず、100日を超える軌道周期を持つ通過する太陽系外惑星の適度なサンプルが知られています。長期半径速度（RV）調査は、これらの信号を確認し、ホスト星から中程度から低い照射を受けている惑星の一連の惑星の質量と密度を生成するために極めて重要です。ここでは、高解像度エシェル分光計を使用して、ケックI望遠鏡からケプラー-1514のRV観測を行います。これらのデータから、統計的に検証された巨人（$1.108\pm0.023$〜$R_{\rmJ}$）の太陽系外惑星Kepler-1514〜bの質量を測定し、218日軌道周期を$5.28\pm0.22$とします。〜$M_{\rmJ}$。このクールな（$\sim$390〜K）巨大惑星のかさ密度は、$4.82^{+0.26}_{-0.25}$〜g〜cm$^{-3}$であり、電子縮退圧力によってサポートされているコアと一致しています。。また、RVと通過観測から$0.401^{+0.013}_{-0.014}$の軌道離心率を推測します。これは、惑星-惑星散乱モデルと一致しています。Kepler-1514システムには、10.5〜日の軌道上に地球サイズの\textit{Kepler}対象オブジェクトが含まれており、隣接する星が関与するシナリオを含め、誤検出シナリオに対して統計的に検証されます。ホスト星の明るさ（$V$=11.8）と、ケプラー1514bの長周期、低照射、高密度の組み合わせにより、このシステムは、既知の太陽系外惑星システムのまれなグループの1つであり、継続的な研究。
非常に非ケプラーの原始惑星系円盤：CQタウのガス円盤の渦巻き構造
| Title |
A_highly_non-Keplerian_protoplanetary_disc:_Spiral_structure_in_the_gas_disc_of_CQ_Tau |
| Authors |
Lisa_W\"olfer,_Stefano_Facchini,_Nicolas_T._Kurtovic,_Richard_Teague,_Ewine_F._van_Dishoeck,_Myriam_Benisty,_Barbara_Ercolano,_Giuseppe_Lodato,_Anna_Miotello,_Giovanni_Rosotti,_Leonardo_Testi,_Maria_Giulia_Ubeira_Gabellini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04680 |
過去数年間、高角度分解能の観測により、星周円盤はさまざまな形で現れ、さまざまな下部構造が遍在していることが明らかになりました。これは、これらの下部構造が惑星とディスクの相互作用によって引き起こされるかどうかという問題を引き起こしました。直接イメージングに加えて、異なるディスク成形メカニズムを区別するための最も有望な方法の1つは、ガスディスクの運動学を研究することです。特に、ケプラー速度からの回転プロファイルの偏差を使用して、埋め込まれた惑星によって引き起こされる可能性のあるガス圧力プロファイルの摂動を調べることができます。この論文では、考えられる摂動によって引き起こされるガスの下部構造を解明して特徴づけるために、CQタウ星の周りの遷移円盤のガス輝度温度と運動学を分析することを目的としています。私たちの分析では、12CO、13CO、C18O（J=2-1）の空間分解ALMA観測を使用します。さらに、各チャネルマップのロバストな線重心を抽出し、多数のケプラーディスクモデルを速度フィールドに適合させます。CQタウディスクのガス運動学は非ケプラーの特徴を示し、12COと13COで曲がったりねじれた等速曲線を示します。方位角対称モデルを差し引いた後、輝度温度と12COの回転速度の両方で10〜180auの間に重要な渦巻き構造が検出されます。これは、埋め込まれた惑星または低質量のコンパニオンとの惑星とディスクの相互作用を追跡している可能性があります。大きな方位角と半径方向の範囲にまたがる、輝度温度に2つ、速度残差に1つ、合計3つのスパイラルを識別します。輝度温度スパイラルは、同じディスク内のNIR散乱光で観測されたスパイラルに形態学的に関連しており、共通の起源を示しています。観測された大きな塵とガスの空洞とともに、渦巻きは、CQタウディスクに埋め込まれた巨大な仲間の仮説を支持します。
HD 106906 bの軌道運動の最初の検出：プラネットナインのような軌道上の広い分離の太陽系外惑星
HD106906は、15ミリ年前の短周期（49日）分光連星であり、広い分離（737au）の惑星質量（$\sim11\、M_{\rmJup}$）の一般的な固有運動コンパニオンHD106906をホストします。b。さらに、周連星塵円盤は、惑星からの重力摂動によって引き起こされる可能性のある広い間隔で有意な非対称性を示す光学および近赤外波長で分解されます。この研究では、14年間にわたるハッブル宇宙望遠鏡の画像を使用したHD106906bの軌道運動の最初の検出を示します。背景の星の位置をガイアの位置天文カタログに相互登録し、コロナグラフの光学要素によって飽和または不明瞭になっているHD106906のサブピクセル位置を提供することにより、高い位置天文精度を実現します。2004年と2017年に行われた2つの最も制約のある測定値の間で、統計的に有意な$31.8\pm7.0$masの惑星の東向きの動きを測定します。この動きにより、惑星の軌道とどちらかの内側の破片ディスクの間の傾斜を測定できます。惑星の軌道の実際の向きに応じて、$36_{-14}^{+27}$degまたは$44_{-14}^{+27}$deg。ペリアストロンと相互の傾向の間には強い負の相関関係があります。ペリアストラが小さい軌道は、ディスク面との位置がずれています。$510_{-320}^{+480}$auのペリアストロンで、HD106906bは半径100au以内の惑星領域から切り離されている可能性があり、プラネットナインのようなアーキテクチャが進化の非常に早い段階で確立できることを示しています。惑星系。
火星の極層堆積物の形成の傾斜依存性
| Title |
Obliquity_dependence_of_the_formation_of_the_martian_polar_layered_deposits |
| Authors |
Jeremy_A._Emmett,_James_R._Murphy,_Melinda_A._Kahre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04745 |
火星の極層堆積物（PLD）は、火星の最近の軌道履歴にわたって天文学的に強制された気候変動を記録する可能性のある、さまざまなダスト対水氷体積混合比（VMR）の層で構成されています。天文学的な強制に対する極性物質の堆積速度の感度を定量化することによってこれらの層の形成をたどることは、この記録の解釈にとって重要です。火星の全球気候モデル（GCM）を使用して、離心率ゼロでのさまざまな傾斜と地表水氷分布に対する年間極水氷とダスト表面堆積の感度を調査し、最近の低離心率中のPLDの進化の合理的な特性を提供します。エポック。15{\deg}〜35{\deg}の傾斜角の場合、予測される正味年間蓄積率は、水氷の場合は-1〜+14mm/年、ダストの場合は+0.003〜+0.3mm/年の範囲です。GCMから導出された速度は、低離心率エポック中の5つの連続した傾斜サイクル（〜700kyrs）にわたる水氷と塵の極蓄積をシミュレートする統合モデルに取り込まれます。統合シミュレーションのサブセットは、観測的に推定された値である0.5mm/年に近い時間平均速度で、北の水氷と塵の複合蓄積を予測します。傾斜サイクルごとに3種類の層が生成されます。高傾斜で約30mの厚さのダストリッチ（〜25％ダストVMR）層が形成され、低傾斜で約0.5mの厚さのダストラグが形成され、2つの約10m-傾斜が増加/減少すると、厚いダストの少ない（〜3％）層が形成されます。厚さ約30mのダストリッチ層は、北PLDの可視画像分析から得られた約30mの特徴を彷彿とさせますが、厚さ約0.5mのダストラグは、観測された「薄層」よりも約2分の1です。全体として、この調査は、PLD気候記録における傾斜角の強制のさらなる証拠を提供し、極地堆積プロセスにおけるダスト上の氷の核形成の重要性を示しています。
金星の軌道における帯電した塵のダイナミクス
| Title |
Dynamics_of_charged_dust_in_the_orbit_of_Venus |
| Authors |
Lei_Zhou,_Christoph_Lhotka,_Catalin_Gales,_Yasuhito_Narita,_and_Li-Yong_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04766 |
太陽系内部の共軌道塵のダイナミクス、すなわち、太陽放射圧、ポインティング・ロバートソン効果、太陽風、および惑星間磁場が、帯電した金星の共鳴運動の位置、幅、および安定性に及ぼす役割を研究します。惑星金星との1：1平均運動共鳴に位置するミクロンサイズのダスト粒子。分析的方法と数値的方法の両方を介して、非重力効果の影響下で、秤動中心の位置と秤動幅に$L_4$と$L_5$の間の偏差と非対称性を見つけます。太陽放射圧、ポインティング・ロバートソン効果、太陽風抗力を考慮すると、三角形のラグランジュ点は不安定になります。ローレンツ力は、特に小さな塵の粒子の場合、軌道をさらに不安定にする可能性があります。また、円形の楕円形の制限された3体モデルと、すべての惑星を含むより完全なモデルを比較します。
恒星活動モデリングによるHD21749惑星系の再考
| Title |
Revisiting_the_HD_21749_Planetary_System_with_Stellar_Activity_Modeling |
| Authors |
Tianjun_Gan,_Sharon_Xuesong_Wang,_Johanna_K._Teske,_Shude_Mao,_Ward_S._Howard,_Nicholas_M._Law,_Natasha_E._Batalha,_Andrew_Vanderburg,_Diana_Dragomir,_Chelsea_X._Huang,_Fabo_Feng,_R._Paul_Butler,_Jeffrey_D._Crane,_Stephen_A._Shectman,_Yuri_Beletsky,_Avi_Shporer,_Benjamin_T._Montet,_Jennifer_A._Burt,_Adina_D._Feinstein,_Erin_Flowers,_Sangeetha_Nandakumar,_Mauro_Barbieri,_Hank_Corbett,_Jeffrey_K._Ratzloff,_Nathan_Galliher,_Ramses_Gonzalez_Chavez,_Alan_Vasquez,_Amy_Glazier,_Joshua_Haislip |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04873 |
HD21749は、16個の明るい（$V=8.1$mag）K型小人で、内側の地球型惑星HD21749cと外側の海王星以下のHD21749bをホストすることが知られており、どちらもTESSによって提供されます。フォローアップ分光観測では、HD21749bの質量は$22.7\pm2.2\M_{\oplus}$、密度は$7.0^{+1.6}_{-1.3}$g〜cm$^{-3}であると測定されました。$、それを最も密度の高いサブネプチューンの1つにします。しかし、質量測定は恒星の自転の影響を受けている疑いがありました。ここでは、惑星の信号から恒星の活動信号を解きほぐすための新しい高ケイデンスPFSRVデータを提示します。HD21749は、惑星の公転周期と同様の回転タイムスケールを持ち、惑星の軌道RV信号の振幅は、恒星の活動信号の振幅と同様であると推定されます。恒星の活動信号をモデル化するために、HARPSとPFSからの測光とRVに対してガウス過程（GP）回帰を実行します。私たちの新しいモデルは、HD21749bの半径が$2.86\pm0.20\R_{\oplus}$、軌道周期が$35.6133\pm0.0005$d、質量が$M_{b}=20.0\pm2.7であることを示しています。\M_{\oplus}$および$e=0.16\pm0.06$の離心率軌道での密度$4.8^{+2.0}_{-1.4}$g〜cm$^{-3}$、つまりこのシステムで公開されている最新の値と一致しています。HD21749cの公転周期は$7.7902\pm0.0006$d、半径は$1.13\pm0.10\R_{\oplus}$、3$\sigma$の質量上限は$3.5\M_{\oplus}$です。。私たちのモンテカルロシミュレーションは、恒星の活動信号を適切に考慮しないと、HD21749bの質量測定が大幅に過小評価されたエラーバーに到達する可能性が高いことを確認しています。
ALMAを使用した木星の大気中の$ ^ {13} $ CH $ _3 $ CH $ _2 $ CN、CH $ _3 $ COCH $
_3 $、およびH $ _2 $ Oの分光学的検出
1994年7月に44$^\circ$S付近でシューメーカーレヴィ9彗星が衝突した木星の大気中で、さまざまな微量種が初めて検出されました。これらの微量種は、木星の雰囲気。遷移J=52（5,48）-のシアン化エチル（$^{13}$CH$_3$CH$_2$CN）（$\sim$12$\sigma$）の輝線の分光学的検出を示します。-51（6,45）、周波数$\nu$=195.430GHzおよびアセトン（CH$_3$COCH$_3$）（$\sim$3$\sigma$）、遷移J=50（38,12）-50（37,13）EE、周波数$\nu$=195.721GHz、木星の大気中で、列密度N（$^{13}$CH$_3$CH$_2$のAtacama大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）を使用CN）=3.52$\times$10$^{14}$cm$^{-2}$およびN（CH$_3$COCH$_3$）=5.31$\times$10$^{10}$cm$^{-2}$。また、周波数$\nu$=183.310GHz、遷移J=3（1,3）-2での水の吸収線（H$_2$O）の検出により、木星の大気中の水蒸気の存在を確認します。（2,2）列密度N（H$_2$O）=9.25$\times$10$^{14}$cm$^{-2}$（$\sim$4.3$\sigma$統計的有意性）。木星の大気中で検出された有機分子を生成するための可能な光化学的経路について議論しました。
GJ 436bと恒星風の相互作用：Ly $ \ alpha $およびH $ \ alpha $トランジットを使用したシミュレーションの制約
| Title |
GJ_436b_and_the_stellar_wind_interaction:_simulations_constraints_using_Ly$\alpha$_and_H$\alpha$_transits |
| Authors |
C._Villarreal_D'Angelo,_A._A._Vidotto,_A._Esquivel,_G._Hazra,_A._Youngblood |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05128 |
GJ436惑星系は並外れたシステムです。M3矮星を周回する海王星サイズの惑星は、Ly$\alpha$線で拡張された中性水素大気を明らかにしました。この物質は、惑星通過後10時間以上、恒星の円盤を覆い隠す彗星のような尾を埋めます。ここでは、一連の3D放射流体力学シミュレーションを実行して、恒星風と逃げる惑星大気との相互作用をモデル化します。これらのモデルを使用して、H$\alpha$トランジットでの吸収の欠如と同時にLy$\alpha$トランジットで見られる$\sim56\％$吸収を再現しようとしています。恒星の風の強さとEUVの恒星の光度を変えて、観測データに最適なパラメータのセットを検索します。Ly$\alpha$の観測に基づいて、惑星の位置での恒星の風速は、温度$[3-4]\times10で約[250-460]kms$^{-1}$であることがわかりました。^5$K。恒星と惑星の質量損失率は$2\times10^{-15}$M$_\odot$yr$^{-1}$と$\sim[6-10]\であることがわかります。$[0.8-1.6]\times10^{27}$ergs$^{-1}$の恒星のEUV輝度の場合、それぞれtimes10^9$gs$^{-1}$。シミュレーションで調査したパラメーターの場合、観測結果と一致して、どのモデルもH$\alpha$ラインに有意な吸収を示しません。
太陽系のバニラ長期統合のリポジトリ
太陽系の96の長期N体シミュレーションのソースコードと121GBのデータセットを共有します。このデータセットは、太陽系のダイナミクスを研究するためにそれ自体で分析することができます。さらに、私たちのシミュレーションは、さまざまな初期条件や太陽系への追加の物理的影響を調査したい将来の研究の出発点になる可能性があります。私たちのシミュレーションは、新しい数値アルゴリズムの比較およびベンチマークとしても使用できます。
銀河におけるスターガスのミスアライメント：II。 Horizon-AGNシミュレーションから見つかった起源
| Title |
Star-Gas_Misalignment_in_Galaxies:_II._Origins_Found_from_the_Horizon-AGN_Simulation |
| Authors |
Donghyeon_J._Khim,_Sukyoung_K._Yi,_Christophe_Pichon,_Yohan_Dubois,_Julien_Devriendt,_Hoseung_Choi,_Julia_J._Bryant_and_Scott_M._Croom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04659 |
銀河に見られる星とガスの不整合の原因を明らかにすることを目的とした多くの研究がありますが、各形成チャネル候補からの寄与についての理解はまだ不足しています。私たちは、銀河形成の宇宙論的大容量シミュレーションであるHorizon-AGNで、整列していない銀河を調査することによって、この質問に答えることを目指しています。サンプルには27,903個の恒星質量$M_*>10^{10}M_\odot$の銀河があり、そのうち5,984個は$M_{200}>10^{12}M_\odotのハロー質量のグループに含まれています。$。ミスアラインメントの4つの主要な形成チャネルを特定し、それらの寄与レベルを定量化しました：合併（35％）、近くの銀河との相互作用（23％）、密集した環境またはそれらの中心銀河との相互作用（21％）、および滑らかな降着を含む経年進化隣接するフィラメントから（21％）。シミュレーションでは、星ではなくガスが通常、動的擾乱に対してより脆弱であることがわかりました。したがって、ミスアラインメントの形成は、起源に関係なく、主に星ではなくガスの回転軸の変化によるものです。また、ミスアライメントの寿命（期間）も検査しました。ミスアラインメントの崩壊タイムスケールは、運動学的形態（$V/{\sigma}$）および銀河の低温ガス部分との強い反相関を示しています。不整合は、より密度の高い領域でより長い寿命を持ち、これはホスト銀河への環境の影響と関連しています。原点によってミスアライメント寿命の長さには大きな違いがあり、初期位置角オフセットの大きさと銀河の物性で説明できます。
タイマー調査の銀河内の銀河：内側のバーの星の種族は、メインのバーのスケーリングされたレプリカです
| Title |
Galaxies_within_galaxies_in_the_TIMER_survey:_stellar_populations_of_inner_bars_are_scaled_replicas_of_main_bars |
| Authors |
Adrian_Bittner,_Adriana_de_Lorenzo-C\'aceres,_Dimitri_A._Gadotti,_Patricia_S\'anchez-Bl\'azquez,_Justus_Neumann,_Paula_Coelho,_Jes\'us_Falc\'on-Barroso,_Francesca_Fragkoudi,_Taehyun_Kim,_Ignacio_Mart\'in-Navarro,_Jairo_M\'endez-Abreu,_Isabel_P\'erez,_Miguel_Querejeta,_Glenn_van_de_Ven |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04661 |
内側のバーは、地元の宇宙で頻繁に見られる構造であり、円盤銀河の核領域に実質的に影響を与えると考えられています。この研究では、平均的な星の種族の内容のマップと放射状プロファイルを導き出し、それらをメインバーのコンテキストで以前の調査結果と比較することによって、内側のバーの構造とダイナミクスを調査します。この目的のために、私たちは、TIMERサンプルの3つの二重バー銀河の面分光器MUSEで得られた観測を利用します。結果は、内側のバーがそれらの星の種族の特性だけに基づいて区別できることを示しています。より正確には、内側のバーは金属量の上昇と[$\alpha$/Fe]の存在量の減少を示しています。それらは核円盤と比較してわずかに若い恒星の年齢を示しますが、それらの外側の端を除いて、典型的な年齢差は小さいです。内側のバーのこれらの端は、内側の部分と比較して明らかに若いです。これは、メインバーから軌道年齢分離として知られている効果です。特に、最も若い星（つまり、視線速度分散が最も小さい星）は、（内側の）バーの主軸に沿って最も細長い軌道を占めているように見えます。バーのこれらの明確な端は、ansaeの形態学的特徴に関連している可能性があると推測します。金属量と[$\alpha$/Fe]の強化の放射状プロファイルは、内側のバーの長軸に沿って平坦ですが、短軸に沿って著しく急な勾配を示しています。内側のバーでのこの動径混合はメインバーからも知られており、内側のバーが星の動径分布に大きく影響することを示しています。要約すると、平均星の種族の内容のマップと放射状プロファイルに基づいて、以前のTIMERの結果と一致して、内側のバーは銀河で見られるメインバーの縮小バージョンであるように見えます。これは、「銀河内の銀河」の図を示唆しており、核ディスクの内側のバーは、メインの銀河ディスクのメインバーと動的に同等です。
強い重力レンズモデリングにおける非物理的ソース再構成の自動識別
| Title |
Auto-identification_of_unphysical_source_reconstructions_in_strong_gravitational_lens_modelling |
| Authors |
Jacob_Maresca,_Simon_Dye,_Nan_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04665 |
次世代の調査の出現と強力な重力レンズシステムの膨大な数の発見への期待により、データを処理するための自動化された手順の開発に多くの努力が費やされています。強力な銀河-銀河レンズシステムの数が数桁増加することは、従来のモデリング手法にとって克服できない課題です。機械学習技術によってレンズモデリングの効率が劇的に向上しましたが、レンズの質量プロファイルのパラメトリックモデリングは、複雑なレンズシステムを処理するための重要なツールであり続けています。特に、高赤方偏移のソースの不規則な構造に対処するには、ソースの再構築方法が必要です。この論文では、レンズの質量をパラメトリックにモデル化し、光源の表面輝度分布を線形に再構築する半解析的手法の出力を分析する畳み込みニューラルネットワーク（CNN）について考察します。誤って初期化されたレンズモデルの結果として生じる非物理的なソースの再構成が、CNNによって効果的にキャッチされる可能性があることを示します。さらに、CNN予測を使用して、パラメトリックレンズモデルを自動的に再初期化し、非物理的な光源の再構築を回避できます。CNNは、ソースの再構成を$P>0.99$の精度で正確に分類し、$R>0.99$を呼び出します。CNN予測を使用してレンズモデリング手順を再初期化すると、非物理的な光源の再構成の発生が69％減少します。このCNNとパラメトリックモデリングの組み合わせアプローチにより、レンズモデリングの自動化を大幅に改善できます。
MusE GAs FLOw and Wind（MEGAFLOW）VII：銀河周辺のガス流量を測定して銀河内の分子ガスを探査するNOEMAパイロットプログラム
| Title |
MusE_GAs_FLOw_and_Wind_(MEGAFLOW)_VII:_A_NOEMA_pilot_program_to_probe_molecular_gas_in_galaxies_with_measured_circumgalactic_gas_flows |
| Authors |
Jonathan_Freundlich,_Nicolas_Bouch\'e,_Thierry_Contini,_Emanuele_Daddi,_Johannes_Zabl,_Ilane_Schroetter,_Leindert_Boogaard,_and_Johan_Richard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04667 |
IRAMのNOrthernExtendedMillimeterArray（NOEMA）を使用して、クエーサーの視線に沿った吸収で銀河系媒体が観測された6つの$z=0.6-1.1$星形成銀河の分子ガス貯留層を調査するパイロットプログラムを紹介しますMusEGAのFLOwandWind（MEGAFLOW）調査の結果であり、降着または流出率のいずれかの推定値があります。このプログラムは、ガス含有量、星形成活動、および流入および流出するガスの量の間の緊密な関係を意味する、星形成の主系列に沿った銀河の進化を説明する準平衡モデルと圧縮シナリオをテストすることによって動機付けられています。個々の一酸化炭素CO（4-3）、CO（3-2）、ダスト連続体の上限、およびサンプル全体と流出で識別された3つの銀河にわたるスタックCO検出を報告します。結果として得られる分子ガスの割合と枯渇時間は、質量選択されたサンプル内で確立された公開されたスケーリング関係と互換性があり、吸収によって選択された銀河が平均して同様の関係に従うことを示しています。さらに、3つのクエーサーの塵の連続体と、そのうちの1つで強い輝線を検出します。これは、CO（4-3）として識別されます。サンプルをより多くの銀河とより深い観測に拡張することで、分子ガスの割合と枯渇時間が流入速度と流出速度にどのように依存するかを定量化することができます。
X線検出を欠く発光活動銀河核の大集団：重度の不明瞭化の証拠？
| Title |
A_Large_Population_of_Luminous_Active_Galactic_Nuclei_Lacking_X-ray_Detections:_Evidence_for_Heavy_Obscuration? |
| Authors |
Christopher_M._Carroll,_Ryan_C._Hickox,_Alberto_Masini,_Lauranne_Lanz,_Roberto_J._Assef,_Daniel_Stern,_Chien-Ting_J._Chen,_Tonima_T._Ananna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04668 |
Chandra、XMM-Newton、およびNuSTARフィールドでのX線検出が不足している赤外線発光候補活動銀河核（AGN）の大規模なサンプルを提示します。赤方偏移測定で光学的に検出されたすべてのSDSSソースを選択し、WISE、UKIDSS、2MASS、およびGALEXからの追加のブロードバンド測光を組み合わせて、サンプルソースのスペクトルエネルギー分布（SED）をモデル化しました。SEDの核の不明瞭化を$E（B\！-\！V）_{\text{AGN}}$でパラメータ化し、X線の対応物を欠く何千もの強力な不明瞭なAGNを発見します。その多くは、AGN候補として識別されます。簡単なWISE測光基準に基づいています。レストフレーム2-10keV（$L_{\text{X}}$）とレストフレームAGN6$\mu{\text{m}}$（$L_{\text{MIR}}$）の間で観測された光度相関を使用する、サンプルソースの固有のX線光度を推定し、これらのデータをX線カタログのフラックス制限と組み合わせて、核の不明瞭化の下限を決定します。固有のX線光度と観測されたX線の光度の比率（$R_{L_{\text{X}}}$）を使用すると、列密度が$N_{\text{H}}>に近い光源のかなりの部分が見つかります。$10$^{\text{24}}$cm$^{-{\text{2}}}$は、非常に不明瞭なAGNの母集団を説明するために多波長観測が必要であることを示唆しています。生存分析を通じて、サンプル内のX線非検出ソースの基礎となる$N_{\text{H}}$分布をシミュレートし、X線スタッキングを介してAGNアクティビティの存在を確認します。私たちの結果は、現在のX線天文台では検出されない非常に不明瞭なAGNのかなりの数を示しています。
ALMACO観測を使用した電波銀河NGC315およびNGC4261のブラックホール質量測定
| Title |
Black_Hole_Mass_Measurements_of_Radio_Galaxies_NGC_315_and_NGC_4261_Using_ALMA_CO_Observations |
| Authors |
Benjamin_D._Boizelle,_Jonelle_L._Walsh,_Aaron_J._Barth,_David_A._Buote,_Andrew_J._Baker,_Jeremy_Darling,_Luis_C._Ho,_Jonathan_Cohn,_Kyle_M._Kabasares |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04669 |
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）のサイクル5とサイクル6の観測で、2つのラジオブライトで0.2''$-$0.3''の解像度でCO（2$-$1）とCO（3$-$2）の放射を観測します。最も明るいグループ/クラスターの初期型銀河、NGC315およびNGC4261。データは、ブラックホール（BH）の影響範囲（$r_\mathrm{g}$）内に広がるCO放出を解決し、通常のケプレリアン回転をBHからの数十のパーセク。高度に傾斜した（$i>60^\circ$）ディスクで予測される分子ガス速度は、銀河の中心近くで少なくとも500kms$^{-1}$上昇します。薄いディスクの回転の動的モデルをALMAデータキューブに直接適合させ、もっともらしい減光値の範囲に対して補正された銀河表面輝度プロファイルを構築することにより、拡張された恒星の質量分布を説明します。最適なモデルは$（M_\mathrm{BH}/10^9\、M_\odot）=2.08\pm0.01（\mathrm{stat}）^{+0.32}_{-0.14}（\mathrm{sys}）$NGC315および$（M_\mathrm{BH}/10^9\、M_\odot）=1.67\pm0.10（\mathrm{stat}）^{+0.39}_{-0.24}（\mathrm{sys}）$NGC4261の場合、後者は以前の見積もりより$\sim$3の係数で大きくなります。BHの質量は、BHの質量とホスト銀河の特性との関係とほぼ一致しています。これらは、電波銀河のBHが支配的な領域内で動的に冷たいガスの運動学をマッピングし、それぞれの$r_\mathrm{g}$を$\sim$5$-$10の係数で解決した最初のALMA観測の1つです。観測結果は、活動銀河のBH質量を正確に測定するアルマの能力を示しています。これにより、最も質量の大きい銀河の降着物理学をより確実に調べることができます。
$ z \約2 $の巨大なLy $ \ alpha $星雲での塵と分子ガスの検索
| Title |
A_search_for_dust_and_molecular_gas_in_enormous_Ly$\alpha$_nebulae_at_$z\approx_2$ |
| Authors |
Roberto_Decarli,_Fabrizio_Arrigoni-Battaia,_Joseph_F._Hennawi,_Fabian_Walter,_Jason_X._Prochaska,_Sebastiano_Cantalupo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04675 |
クエーサーの周りに300-500\、kpcを超える巨大なLy$\alpha$星雲は、銀河と銀河団形成の頂点を表しています。ここでは、巨大なLy$\alpha$星雲「ナメクジ」（$z$=$2.282$）と「ジャックポット」（$z$=$2.041$）のIRAMプラトードブレ干渉計による観測を紹介します。私たちのデータは、3つの銀河（ナメクジの2つの源、およびナメクジの2つの源）で、CO（3-2）線を介して追跡された、標的星雲に埋め込まれた2つの電波大音量AGNに関連する明るいシンクロトロン放射と分子ガスを明らかにしていますジャックポットに1つ）。すべてのCO放出は、静止フレームのUV恒星放出で検出された銀河に関連しています。これら3つの銀河の分子ガスの総質量[$\sim（3-5）\times10^{10}$M$_\odot$]は、輝線星雲の拡散の原因となるイオン化ガスの総質量に匹敵します。私たちの観測では、星雲内の分子ガスの放出に制限があります。分子ガスの面密度は、ナメクジ星雲の場合、$\Sigma_{\rmH2}<12-25$M$_\odot$pc$^{-2}$です。ジャックポット星雲の場合は$\Sigma_{\rmH2}<34-68$M$_\odot$pc$^{-2}$。これらは、星雲の残りのフレームのUV線放射の光イオン化モデル、およびジャックポット星雲のLy$\alpha$吸収によって予測されるように、予想される分子ガス表面密度と一致しています。他のラジオ（$z>1$の大きなクエーサー、および高赤方偏移ラジオ）の大きな銀河と比較すると、分子ガス貯留層、電波パワー、およびLy$\alpha$の光度に関連する強い傾向は見られません。これらのシステムの。星雲からの分子ガスの検出を達成するために必要な感度の重要なステップは、存在する場合、JVLA、NOEMA、またはALMAでかなりの時間の投資を必要とします。
$ z \ simeq2-3 $での極端な[OIII]放出銀河のライマンアルファ分光法：$ z> 6 $でのLy $ \ alpha
$の可視性とLyCリークへの影響
| Title |
Lyman-alpha_spectroscopy_of_extreme_[OIII]_emitting_galaxies_at_$z\simeq2-3$:_Implications_for_Ly$\alpha$_visibility_and_LyC_leakage_at_$z>6$ |
| Authors |
Mengtao_Tang,_Daniel_Stark,_Jacopo_Chevallard,_Stephane_Charlot,_Ryan_Endsley_and_Enrico_Congiu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04697 |
非常に大きな[OIII]+H$\beta$相当幅（EW$\sim1500$\r{A}）を持つように選択された巨大な$z>7$銀河の分光観測により、最近、大きなLy$\alpha$検出率が明らかになりました。一般の人々に見られる弱い放出とは対照的です。これらのシステムが、IGMが著しく中立である可能性が高い赤方偏移のLy$\alpha$で一意に見える理由は明らかではありません。これらの結果をよりよく理解することを目的として、MMTとMagellanを使用して、$z\simeq2-3$で同様の[OIII]+H$\beta$EWを持つ銀河のLy$\alpha$を測定するキャンペーンを開始しました。これらの赤方偏移では、IGMは高度にイオン化されており、Ly$\alpha$プロパティが[OIII]+H$\beta$EWにどのように依存しているかを明確に解きほぐすことができます。ここでは、$49$銀河のLy$\alpha$EWを$z=2.2-3.7$で示し、強い[OIII]+H$\beta$線放射（EW$=300-3000$\r{A}）を示します。私たちの結果は、強力なLy$\alpha$放出（EW$>20$\r{A}）が、ますます効率的な電離光子生成の組み合わせを反映して、[OIII]+H$\beta$EWが大きい銀河でより一般的になることを示しています。Ly$\alpha$の送信を強化しました。最も極端な[OIII]+H$\beta$放出（EW$\sim1500$\r{A}）を持つ銀河の中で、強いLy$\alpha$放出は遍在せず、$50\％$しかないことがわかります。Ly$\alpha$EW$>20$\r{A}を示す人口の。私たちのデータは、Ly$\alpha$の強度の範囲が観測された楕円率に関連しており、エッジオンまたは細長いように見えるシステムのLy$\alpha$放射が弱いことを示唆しています。これらの結果を使用して、極端な[OIII]+H$\beta$放出を伴う$z>7$銀河に見られる異常なLy$\alpha$特性を解釈し、これらの極端な線放出銀河からの電離放射線の脱出への影響について説明します。
X線と21cmHI吸収ガスカラム密度を不明瞭なAGNに向けて調整する
X線吸収から推定される水素カラム密度は、通常、放射性大音量の活動銀河核への21cmHI吸収から得られる中性原子水素カラム密度の5〜30倍です。違いの一部は、21cmHIHI吸収をN（HI）に変換するためによく使用されるスピン温度\Tsp\=100Kの不確実性に起因します。ここでは、HI吸収からガスカラムを推測する別の方法を提案します。私たちの銀河では、干渉計で測定された統合された21cmHI吸収\WHI\と、\WHI\$\ga0.7$\kmsの赤化\WHI\$\propto$\EBV$^{1.10}$との間にほぼ線形の相関関係があります。\または\EBV\$\ga0.04$mag。次に、\EBV\をスケーリングすると、N（HI）を計算せずに、光学的不明瞭化とX線吸収の原因となる同じダストカラムからの総ガスカラム密度N（H）が得られます。遍在する銀河系の21cmHIHI吸収は星間ガスの一部のみをサンプリングするため、このように導出されたN（H）の値は通常N（HI）を4倍上回ります。よく研究されているHydra-Aのケースがガイドである場合、X線と21cmHIガス柱密度の非常に大きな差異でさえ、コア放射連続体を分解し、21cmHI吸収からN（H）を推測することで説明できます。天の川の条件は、あいまいなAGNの議論でしばしば呼び出されるため、天の川で見られる経験的関係は、関連するベンチマークとなるはずです。
すべてのピークが等しく作成されるわけではありません：超大質量ブラックホールの初期の成長
この作業では、制約付きガウス実現手法を使用して、宇宙論的流体力学シミュレーションで超大質量ブラックホール（SMBH）の初期成長を研究し、大規模な初期密度ピークの特徴との関係を調査します（約1Mpc/h）。ボリューム（20Mpc/h）^3の制約付きシミュレーションは、z〜7でのBlueTidesシミュレーションで見つかったまれな10^9MsunSMBHのホストの大規模構造とブラックホールの成長を正常に再構築しました。形状やコンパクトさ、ピークを取り巻く潮汐場など、さまざまなピークの特徴を変化させるR_G=1Mpc/hのスケールで5\sigma_0（R_G）ピークを課すことにより、制約付きの初期条件で一連のシミュレーションを実行します。コンパクト性が高く、潮汐場が低い初期密度ピークが、初期のエポックで最も急速なBH成長を誘発することがわかります。これは、より球形の大規模物質分布を持つコンパクトな密度ピークが、ハローの中心に高密度のガス塊を形成し、それによって初期のBH降着を促進するためです。さらに、低潮汐場領域におけるそのような最初はコンパクトな密度ピークは、よりコンパクトなBHホスト銀河の形態にもつながります。これは、観測で見られたBHの成長とホスト銀河のコンパクトさの間の密接な相関関係を説明することができます。
ALMaQUEST調査：V。kpcスケールの星形成関係の非普遍性とそれらを推進する要因
| Title |
The_ALMaQUEST_Survey:_V._The_non-universality_of_kpc-scale_star_formation_relations_and_the_factors_that_drive_them |
| Authors |
Sara_L._Ellison,_Lihwai_Lin,_Mallory_D._Thorp,_Hsi-An_Pan,_Jillian_M._Scudder,_Sebastian_F._Sanchez,_Asa_F._L._Bluck,_Roberto_Maiolino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04771 |
ALMA-MaNGAQUEnchingandSTar形成（ALMaQUEST）調査から抽出された、28個の銀河における約15,000kpcスケールの星形成スパクセルのサンプルを使用して、「解決された」シュミット-ケニカット関係の銀河間の変動を調査します（rSK;Sigma_H2-Sigma_SFR）、「解決された」星形成主系列（rSFMS;Sigma_*-Sigma_SFR）および「解決された」分子ガス主系列（rMGMS;Sigma_*-Sigma_H2）。rSKの関係、rSFMSおよびrMGMSはすべて、形状と正規化の両方で銀河間の有意な変動を示しており、これらの関係のいずれも銀河間で普遍的ではないことを示しています。rSFMSは銀河間の変動が最大で、rMGMSは最小です。平均関係から「オフセット」を定義することにより、各銀河のDelta_rSK、Delta_rSFMS、Delta_rMGMSを計算して、グローバルプロパティとの相関を調査します。少なくとも2シグマの有意性を持つ次の相関関係が見つかります。m_*が高く、セルシック指数が大きく、比SFR（sSFR）が低い銀河では、rSKが低くなります（つまり、星形成効率が低くなります）。M_*が高く、セルシック指数が大きい銀河では、rSFMSが低くなります（つまり、sSFRが低くなります）。sSFRが低い銀河では、rMGMSは低くなります（つまり、ガスの割合が低くなります）。15,000のすべてのデータポイントのアンサンブルで、rSK関係とrMGMSは、rSFMSのより大きな散乱とより弱い相関と比較して、等しくタイトな散乱と強い相関係数を示します。さらに、サンプルではDelta_rSKとDelta_rMGMSの間に相関関係はありませんが、銀河のrSFMSのオフセットは他の2つのオフセットの両方と相関関係があります。したがって、我々の結果は、rSKとrMGMSが独立した関係であるのに対し、rSFMSはそれらの組み合わせの結果であることを示しています。
ALMaQUEST調査：VI。銀河の「引退した」領域の分子ガス主系列
| Title |
The_ALMaQUEST_Survey:_VI._The_molecular_gas_main_sequence_of_`retired'_regions_in_galaxies |
| Authors |
Sara_L._Ellison,_Lihwai_Lin,_Mallory_D._Thorp,_Hsi-An_Pan,_Sebastian_F._Sanchez,_Asa_F._L._Bluck,_Francesco_Belfiore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04772 |
kpcスケールでの星形成の終焉におけるガスの役割を調査するために、星形成領域の分解された分子ガス主系列（rMGMS：Sigma_*vsSigma_H2）を、新しい星を形成するのをやめました。ALMaQUEST調査のデータを使用すると、引退したスパクセルが星形成スパクセルとは異なるrMGMSを形成し、固定Sigma_*でSigma_H2が約5倍低くオフセットされていることがわかります。我々は、8つの個々のALMaQUEST銀河について、銀河ごとに星形成および引退したスパクセルのrMGMSを研究します。これらの銀河のうち6つは、引退したスパクセルが中央の数kpcに集中しています。分子ガスは、サンプルの8つの銀河の引退したスパクセルの40〜100％で検出されます。星形成と引退したrMGMSの両方が、銀河から銀河への正規化の多様性を示しています。しかし、どの銀河でも、引退した領域のrMGMSは星形成シーケンスとは異なり、引退したスパクセルのガス分率は星形成スパクセルよりも最大で1桁低くなっています。消光は、通常、銀河の中心で始まるメカニズムを介して、分子ガスの枯渇（ただし、欠如ではない）に関連していると結論付けます。
遺物銀河の球状星団システム
| Title |
Globular_Cluster_Systems_of_Relic_Galaxies |
| Authors |
Karla_A._Alamo-Mart\'inez_(UFRGS),_Ana_L._Chies-Santos_(UFRGS),_Michael_A._Beasley_(IAC),_Rodrigo_Flores-Freitas_(UFRGS),_Cristina_Furlanetto_(UFRGS),_Marina_Trevisan_(UFRGS),_Allan_Schnorr-M\"uller_(UFRGS),_Ryan_Leaman_(MPIA),_Charles_J._Bonatto_(UFRGS) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04783 |
15個の巨大でコンパクトな初期型銀河（ETG）のサンプルの球状星団（GC）システムを分析します。そのうちの13個は、コンパクトな形態、古い星の種族、星の種族に基づいて、優れた遺物銀河候補としてすでに特定されています。キネマティクス。これらの遺物銀河の候補は、高赤方偏移の赤いナゲット銀河の近くの対応物である可能性があります。ハッブル宇宙望遠鏡に搭載されたWFC3カマラからのF814W（〜I）およびF160W（〜H）データを使用して、GCシステムの総数、光度関数、特定の周波数、色、および空間分布を決定します。同等の質量のETGよりも低い特定の周波数（SN<2.5、中央値SN=1）が見つかります。これは、低質量、高SNの衛星の降着レベルが比較的低い、急速で早期の散逸形成のシナリオと一致しています。GCの半数半径はコンパクトですが、通常のETGに見られる関係に従います。ホスト銀河の比角運動量（lambda_R）とそれらのGCシステムの（I-H）色分布幅の間の反相関を特定します。lambda_Rが大規模なETGの散逸の程度の尺度を提供すると仮定すると、（I-H）色分布幅は、これらのシステムの降着履歴の複雑さの程度のプロキシとして使用できることをお勧めします。
銀河ハローの階層構造：Halo-OPTICSによる分類と特性評価
| Title |
The_Hierarchical_Structure_of_Galactic_Haloes:_Classification_and_characterisation_with_Halo-OPTICS |
| Authors |
William_H._Oliver,_Pascal_J._Elahi,_Geraint_F._Lewis,_Chris_Power |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04823 |
堅牢なデータマイナーとしてよく知られている階層的クラスタリングアルゴリズムであるOrderingPointsToIdentificationClusteringStructure（OPTICS）に基づいて、Halo-OPTICSを生成します。これは、間のすべての意味のあるクラスターの自動検出と抽出用に設計されたアルゴリズムです。任意の2つのサイズ。次に、Halo-OPTICSを4つの別々の合成天の川型銀河内のハロー粒子の3D空間位置に適用し、恒星と暗黒物質の構造階層を分類します。Halo-OPTICSの出力を視覚化することで、その構造の識別を最先端の銀河/（サブ）ハロファインダーVELOCIraptorと比較し、Halo-OPTICSがこの現在の実装で運動学的情報を考慮していなくても、優れた一致を見つけます。Halo-OPTICSは堅牢な階層型ハローファインダーであると結論付けていますが、粒子の運動学や恒星の金属量などの追加のローカライズされた情報を距離メトリックに含めることで、ストリームの尾などの低空間密度の特徴の決定を改善できます。
磁気ベクトルマップに基づくNGC3627の大規模磁場構造
CバンドとXバンドのストークス$I$、$Q$、$U$のデータを分析し、NGC3627の大規模な磁場構造を調査しました。各バンドの偏光強度と角度はストークスを使用して導き出されました。$Q$および$U$マップ。回転測定値は、偏光角マップを使用して計算されました。さらに、磁場強度は、宇宙線電子とのエネルギー等分配を仮定することによって計算されました。磁場の構造は、以前の研究のものと一致していた渦巻腕とよく一致していました。磁気ベクトル再構成法をNGC3627に適用して、磁気ベクトルマップを導出しました。これは、北と南のディスクがそれぞれ内向きと外向きの磁気ベクトルで支配的であることを示しました。さらに、NGC3627で磁場の大規模構造について議論し、その構造が本質的に双対称スパイラルであり、磁場モードの数が外側で$m_{\rmB}=1$であることを観察しました。銀河の領域。さらに、NGC3627には、光学画像ではっきりと見える2つのスパイラルアームのモードがあります。渦巻腕のモードと磁場のモードの比率は2：1です。NGC3627に関しては、大規模な磁場は、渦巻腕の重力ポテンシャルによって誘発されるパラメトリック共振を介して生成される可能性があります。
チャンドラによって解決されたコンプトンシンセイファート2銀河NGC4388のkpcスケールFeK $ \ alpha $エミッション
| Title |
The_kpc_Scale_Fe_K$\alpha$_Emission_in_the_Compton_Thin_Seyfert_2_Galaxy_NGC_4388_resolved_by_Chandra |
| Authors |
Huili_Yi,_Junfeng_Wang,_Xinwen_Shu,_Giuseppina_Fabbiano,_Cirino_Pappalardo,_Chen_Wang,_Hanbo_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04900 |
セイファート2銀河NGC4388のチャンドライメージングとスペクトル観測を紹介します。核の周りの3つの拡張X線構造がkpcスケールで十分にイメージングされており、空間的に分解された詳細な研究が可能です。拡張された硬い連続体とFeK$\alpha$線の両方が同様の形態を示し、核からの電離放出が核周囲の低温ガスによって再処理され、弱い反射連続体と関連する中性のFeK$\alphaが生じるシナリオと一致します。$行。これは他のコンプトンの厚い活動銀河核（AGN）でも見られますが、NGC4388は、カラム密度が低い（$N_{\rmH}<1.25\times10^{24}$cm$^）まれなケースの1つです。{-2}$）視線に沿って。FeK$\alpha$輝線の相当幅の有意差は、核領域と拡張領域で見られます。これは、鉄の存在量の変動ではなく、視線に対する異なるカラム密度または散乱角に起因する可能性があります。北東と西の拡張構造は、HST$V-H$マップの銀河円盤とダストレーンと整列しており、分子ガス分布のピークに位置しています。形態は、kpcスケールの電波流出が星間ガスを圧縮し、線放射を強化するための反射体として機能する塊を生成した可能性があることを意味します。[OIV]放射をAGN固有の光度のプロキシとして使用すると、拡張されたFeK$\alpha$の放射と反射の連続性の両方が[OIV]の光度と線形に相関し、AGNと拡張された光度の関係を示します。放出。
Z229-15のダスト残響マッピング
| Title |
Dust_Reverberation_Mapping_of_Z229-15 |
| Authors |
Amit_Kumar_Mandal,_Suvendu_Rakshit,_C._S._Stalin,_Dominika_Wylezalek,_Markus_Kissler_Patig,_Ram_Sagar,_Blesson_Mathew,_S._Muneer_and_Indrani_Pal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04906 |
セイファート1銀河Z229-15のz=0.0273でのダスト残響マッピング（DRM）の結果を報告します。2017年7月から2018年12月までの期間に、B、V、J、H、およびKsバンドで、合計48エポックの準同時測光観測が取得されました。各エポックのBバンドとVバンドの間で計算されたスペクトルインデックス（{\alpha}）を使用して、赤外光度曲線に存在する降着円盤（AD）成分を補正しました。観測された{\alpha}の範囲は-0.99から1.03です。相互相関関数分析を使用して、光学VとAD補正されたJ、H、およびKs光度曲線の間に有意な時間遅延が見つかりました。ソースの残りのフレームのラグは、12.52（+10.00/-9.55）日（VとJの間）、15.63（+5.05/-5.11）日（VとHの間）、および20.36（+5.82/-5.68）です。日（VとKの間）。大きなエラーバーを考えると、これらのラグは互いに一貫しています。ただし、ダストトーラスの内縁を表すVバンドとKsバンド間のラグを考慮すると、Z229-15のトーラスは、中央の電離連続体から0.017pcの距離にあります。これは、DRMで知られている半径の光度（R-L）の関係から予想されるものよりも小さくなります。通常DRMで行われているように、定数{\alpha}=0.1を使用してADコンポーネントを説明すると、推定半径（0.025pc）は予想されるR-L関係に近くなります。ただし、イオン化連続体の{\alpha}は線源のフラックスによって変化するため、DRMでの定数{\alpha}の使用は好ましくありません。
MusE GAの流れと風（MEGAFLOW）VI。 [OII]放出銀河を取り巻くCIVとMgII吸収ガスの研究
| Title |
MusE_GAs_Flow_and_Wind_(MEGAFLOW)_VI._A_study_of_CIV_and_MgII_absorbing_gas_surrounding_[OII]_emitting_galaxies |
| Authors |
Ilane_Schroetter,_Nicolas_F._Bouch\'e,_Johannes_Zabl,_Hadi_Rahmani,_Martin_Wendt,_Sowgat_Muzahid,_Thierry_Contini,_Joop_Schaye,_Kasper_B._Schmidt,_Lutz_Wisotzki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04935 |
強力なMgII吸収体を含むように選択された22のクエーサーフィールドのMUSEおよびUVES観測の組み合わせで構成されるMEGAFLOW調査を使用して、新しいベイズロジスティック回帰法を使用して、衝突パラメータ$b$の関数としてCIVおよびMgIIのカバー率を測定します。ビン化されていないデータで、小さなサンプルに適しています。MUSEデータでは、フラックス$>$10^{-17}ergs-1cm-2で、クエーサーの視線から250kpc以内に215z=1$-$1.5[OII]エミッターが見つかりました。この赤方偏移パスz=1$-$1.5には、少なくとも1つの[OII]エミッターに関連付けられたレストフレーム相当幅（REW）Wr$>$0.05{\AA}を備えた19（32）のCIV（MgII）吸収システムがあります。平均Wr$\約$0.7{\AA}（1.0{\AA}）のCIV（MgII）吸収体の被覆率は、30（45）kpc以内で50％を超え、軽度の赤方偏移の進展が見られます。CIVはあるがMgIIがない吸収システムの場合、80％のケースで[OII]の対応物がないことがわかります。これは、これらの場合、CIVが銀河間媒体（IGM）に由来すること、つまり250kpcを超えること、または低質量または静止銀河に関連していることを示している可能性があります。
大マゼラン雲の重力定数の5％測定
| Title |
A_5%_measurement_of_the_gravitational_constant_in_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Harry_Desmond,_Jeremy_Sakstein_and_Bhuvnesh_Jain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05028 |
大マゼラン雲（LMC）の重力定数を測定することにより、一般相対性理論の新しいテストを実行します。LMCには、よく研究されている6つのケフェイド変光星が分離した食変光星に含まれています。視線速度と測光観測により、完全な軌道解が可能になり、ケフェイド変光星の周期を正確に測定することで、詳細な恒星モデリングが可能になります。どちらも重力の強さに敏感であり、前者はケプラーの第3法則を介して、後者は重力の自由落下時間を介して行われます。恒星パラメータと重力定数の観測量を共同で適合させます。関連するすべての妨害パラメータを含むパラメータ空間の完全なマルコフ連鎖モンテカルロ分析を実行して、太陽系に対する大マゼラン雲の重力定数を$G_\text{LMC}/G_\text{SS}=に制約します。0.93^{+0.05}_{-0.04}$。ダークエネルギーと修正された重力理論について、別の銀河におけるニュートン定数のこの5％測定の意味について説明します。この結果は、外れ値であり、さらに調査が必要な1つのCepheid、CEP-1812を除外しています。これは、モデルが適用されない非常に珍しいシステムであるか、$G_\text{LMC}<G_\text{SSを優先します。}$$2.6\sigma$。また、恒星プロセスの半解析的記述に現れる重要なパラメーターの新しい限界を取得します。特に、混合長パラメーターを$\alpha=0.90^{+0.36}_{-0.26}$（サンプル全体で一定であると仮定した場合）と測定し、乱流散逸と対流フラックスを表すパラメーターの制約を取得します。。
ガイアEDR3による北アメリカ/ペリカン星雲の主な電離星の距離と接線速度
| Title |
Distance_and_Tangential_Velocity_of_the_Main_Ionizing_Star_in_the_North_America/Pelican_Nebulae_with_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Michael_A._Kuhn_and_Lynne_A._Hillenbrand_(Caltech) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05074 |
バハマー星は、北アメリカ/ペリカン星雲をイオン化する初期のO星です。投影では、HII領域の幾何学的中心の近くにありますが、主要な恒星サブグループのいずれの外側にもあるように見えます。さらに、ガイアDR2では、この星とシステムの他の部分との間に、視差（2$\sigma$大きい）と相対接線速度（〜6km/s）でわずかな不一致がありました。GaiaEDR3を使用すると、視差の不一致は解消されましたが、速度の差は残っています。これらの結果は、星がサブグループから脱出したことと一致しています。
ビリアル半径までのMKW4銀河群のスザクとチャンドラの合同観測
| Title |
Joint_Suzaku_and_Chandra_observations_of_the_MKW4_galaxy_group_out_to_the_virial_radius |
| Authors |
Arnab_Sarkar,_Yuanyuan_Su,_Scott_Randall,_Fabio_Gastaldello,_Isabella_Trierweiler,_Raymond_White,_Ralph_Kraft,_and_Eric_Miller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05160 |
MKW4のスザクとチャンドラの合同観測を紹介します。世界の気温が1.6keVのMKW4は、ビリアル半径にX線でマッピングされた最小の銀河群の1つです。その中心から北、東、北東方向のビリアル半径までのガス特性を測定します。そのエントロピープロファイルは、純粋な重力構造形成モデルから予想されるように、すべての方向でR$_{500}$とR$_{200}$の間の$\proptor^{1.1}$のべき乗則に従います。MKW4の郊外での正常に動作するエントロピープロファイルは、このシステム内のイオンと電子の間のガス凝集または熱的非平衡の存在を嫌います。R$_{200}$で11％の囲まれたバリオンの割合を測定します。これは15％の宇宙のバリオンの割合よりも著しく小さいです。R$_{200}$での封入ガスの割合は、文献の既存の研究からのクラスターよりもグループの方が体系的に小さいことに注意してください。MKW4などの銀河群のバリオンの割合が低いことは、重力ポテンシャルが浅いために、AGNフィードバックや銀河風によるバリオン損失に対して脆弱になる可能性があることを示唆しています。MKW4の周辺でのさまざまなガス特性の方位角散乱は、他のシステムよりも大幅に低いことがわかります。これは、MKW4が球対称で非常にリラックスしたシステムであることを示唆しています。
完全な太陽周期にわたる太陽円盤ガンマ線の最初の観測
| Title |
First_Observations_of_Solar_Disk_Gamma_Rays_over_a_Full_Solar_Cycle |
| Authors |
Tim_Linden,_John_F._Beacom,_Annika_H._G._Peter,_Benjamin_J._Buckman,_Bei_Zhou,_Guanying_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04654 |
太陽円盤は、空で最も明るいガンマ線源の1つです。それはまた、最も神秘的なものの1つです。その発光の光度、スペクトル、時間変動、および形態を完全に説明する既存のモデルはありません。太陽信号を天体物理学的背景から区別するための強力な新しい方法を利用して、11年間の太陽周期全体にわたって太陽円盤ガンマ線の最初の分析を実行します。（i）100MeVから100GeVまでのロバストに測定されたスペクトル、1-10GeVの範囲で数パーセントの精度に達する、（ii）太陽活動とガンマ線放出の間の反相関に関する新しい結果、（iii）数時間から数年に及ぶ短期間の変動に対する強い制約、および（iv）高エネルギーガンマ線の赤道および極形態の新しい検出。興味深いことに、太陽圏放射の時間変動に有意なエネルギー依存性は見られず、太陽圏全体の変調ではなく、太陽表面に近い強い磁場効果が主に太陽円盤放射のフラックスと形態を制御する必要があることを示しています。
スターディスクである：ゼロ以外の中心トルクを動力源とする
Be星は、回転支持されたケプラーの星周円盤の存在を示すバルマー輝線を持つ急速に回転するB星です。「降着円盤」と呼ばれる現在の円盤モデルは、降着円盤に通常適用されるゼロトルク内部境界条件を利用し、「降着円盤」は、降着円盤よりも約2パーセント大きい半径で円盤に質量を追加することによってモデル化されます。内側のディスク境界。このモデルでは、質量とエネルギーをディスクに追加する必要がある速度が信じられないほど大きいことを指摘します。必要なのは、ディスクに質量の源だけでなく、角運動量の継続的な源もあるということです。Nixon＆Pringle（2020）の非ゼロトルク内部境界条件を適用することにより、ディスクの進化をより物理的にモデル化できると主張します。これは、境界に適用されるトルクを、そこに降着する角運動量フラックスの割合として決定し、適切な制限内の降着および減少ディスクの場合。ディスク材料の起源は恒星表面での小規模な磁気フレアイベントであり、急速な回転と組み合わせると、ケプラーを形成するのに十分な質量と維持するのに十分な角運動量を提供できるという提案を支持する議論を提供します。スターディスクになります。回転差のある放射星におけるこのような小規模磁場の起源について議論します。恒星表面の小規模な磁場は、観測されたディスクの進化を推進するために、ディスクの内部領域に必要な質量流束と必要な時間依存のトルクを提供できる可能性があると結論付けています。
| Title |
Pair_Drizzle_around_Sub-Eddington_Supermassive_Black_Holes |
| Authors |
George_N._Wong,_Benjamin_R._Ryan,_Charles_F._Gammie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04658 |
サブエディントン降着率ブラックホールの近くでの電子-陽電子対の生成は、ブライト-ウィーラープロセス（光子-光子衝突）によって支配されると考えられています。相互作用する高エネルギー光子は、遮蔽されていない電場が、コヒーレントで巨視的なギャップまたは乱流プラズマ流に埋め込まれたインコヒーレント構造のいずれかでレプトンを加速するときに生成されます。後者のタイプの加速は、エネルギーが対生成しきい値に近いバックグラウンド放射線場からの光子によって供給される対生成の霧雨をもたらします。この作業では、放射GRMHDシミュレーションを使用して、Moscibrodzkaetalによるペア霧雨の以前の研究を拡張します。超大質量カーブラックホールへの低磁化（SANE）降着に焦点を当て、シンクロトロン、制動放射、およびコンプトンの上方散乱プロセスによる放射を検討します。M87のペアの霧雨は、磁気圏の電荷密度をゴールドライヒ-ジュリアン密度よりも桁違いに維持するのに十分であることを確認します。また、対生成はジェットディスクの境界に沿ってピークに達することがわかります。
PSR J2021 +4026の単一の拡張ホットスポットからの強力なパルス熱X線
| Title |
Strongly_pulsed_thermal_X-rays_from_a_single_extended_hot_spot_on_PSR_J2021+4026 |
| Authors |
Michela_Rigoselli,_Sandro_Mereghetti,_Roberto_Taverna,_Roberto_Turolla,_Davide_De_Grandis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04670 |
電波が静かなパルサーPSRJ2021+4026は、{\gamma}線の放出に変動性を示す唯一の回転動力パルサーであるため、ほとんどの場合知られています。XMM-Newtonアーカイブデータを使用して、最初にそのフラックスがX線帯域で安定していることを確認し、次にスペクトルとタイミングの両方のX線特性、つまり狭いパルスプロファイル、80の高いパルス部分を示しました。90％とそのエネルギーへの依存性は、単なる黒体の代わりに磁化された大気モデルを使用してよりよく再現できます。エネルギー位相空間での最尤分析により、パルサーは1つの磁極に対応して、温度T〜1MKのホットスポットと余緯度の広がり{\theta}〜20{\deg}を持っていると推測されました。1.5kpcのパルサー距離の場合、これはR〜5〜6kmのキャップに対応し、双極極冠の標準寸法よりも大きくなります。大きなパルスの割合は、経年冷却の場合に予想されるように、星の表面全体からの放出にさらに反対します。おそらく風星雲に由来する、パルス化されていない（<40％パルス化された割合）非熱成分も検出されます。X線のスペクトルフィットで導出されたパルサージオメトリは比較的よく制約されており（{\chi}=90{\deg}および{\xi}=20-25{\deg}）、{\から推定されたものと一致しています。2つの半球のうち1つだけがアクティブであるという条件で、ガンマ線観測。PSRJ2021+4026の拡張されたホットスポットの証拠は、同じ年齢の他のパルサーにも見られますが、古いオブジェクトには見られません。これは、熱X線の放射サイズの年齢依存性の可能性を示唆しています。
重力波と光を使った同じ天体の最初の観測について説明します。*GW170817は、重力波との中性子星合体の最初の検出でした。*合併の1.7秒後の$\gamma$線の空間的に一致する弱いバーストの検出（GRB170817A）は、重力波源の最初の電磁検出を構成し、少なくともいくつかの宇宙の短いガンマ線バースト間の接続を確立しました（SGRB）とバイナリ中性子星合体。*イベントに関連する急速に進化する光学および近赤外過渡現象（AT2017gfo）は、最終的にrプロセス要素が豊富な$\sim$0.05M$_{\odot}$の物質の放出の結果として解釈できます。r過程元素合成の少なくとも1つの源として二元中性子星合体を確立する。*ラジオとX線の観測により、合併後160日でピークに達した長期的な発生源が明らかになりました。関連するVLBI光源の見かけの超光速運動と組み合わせると、これらの観測は、合併により、コアが視線から約20度に向けられ、SGRBと同様の特性を持つ相対論的構造化ジェットが生成されたことを示しています。ジェット構造は、おそらく合併噴出物とのジェット相互作用に起因します。*電磁波と重力波の情報を組み合わせて、宇宙の膨張率と高密度核物質の状態方程式に制約を与えることができます。これらのマルチメッセンジャーの取り組みは、将来の作業の大きな重点となるでしょう。
| Title |
X-ray_Dips_in_AGN_and_Microquasars_--_Collapse_Timescales_of_Inner_Accretion_Disc |
| Authors |
Mayur_B._Shende,_Prashali_Chauhan,_and_Prasad_Subramanian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04881 |
一部のAGNおよびマイクロクエーサーからのX線の時間的挙動は、それらの降着円盤の高温の内部部分の急速な崩壊から生じると考えられています。崩壊は、内側降着円盤の放射状の落下タイムスケールで発生する可能性があります。ただし、このタイムスケールの推定は、内部ディスクを構成する無衝突プラズマの動作粘度に関する知識の欠如によって妨げられています。乱流磁場を介した宇宙線拡散の公開されたシミュレーション結果を使用して、高温降着円盤に適した粘度処方に到達します。この粘度処方を使用して簡略化されたディスクモデルを構築し、3C120、3C111、およびGRS1915+105のディスク崩壊タイムスケールを推定します。モデルから得られたShakura-Sunyaev{\alpha}パラメーターの範囲は0.02〜0.08です。私たちの内側の円盤崩壊のタイムスケールの推定値は、観測されたX線ディップの推定値とよく一致しています。崩壊のタイムスケールは、高温降着円盤の外半径に最も敏感であることがわかります。
コアが支配的なクエーサーのキロパーセクジェットからのX線放射の形成の可能なメカニズムとしての中央源からの放射の逆コンプトン散乱
| Title |
Inverse_Compton_Scattering_of_Radiation_from_a_Central_Source_as_a_Possible_Mechanism_for_the_Formation_of_X-Ray_Radiation_from_Kiloparsec_Jets_of_Core-Dominated_Quasars |
| Authors |
M._S._Butuzova,_A._B._Pushkarev,_E._S._Shablovinskaya,_S._V._Nazarov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04923 |
クエーサーのキロパーセクジェットからのX線放射の解釈のために、宇宙マイクロ波背景放射の逆コンプトン散乱がほぼ20年間広く使用されてきました。フェルミ-LAT観測データの最近の分析は、この仮定がいくつかのクエーサーのジェットには適用できないことを示しました。この論文では、中央源からの光子の逆コンプトン散乱を、クエーサーPKS0637-752、3C273、PKS1510-089、およびPKS1045のキロパーセクジェットからのX線放射の形成の可能なメカニズムと見なします。-188。視線とキロパーセクスケールのジェットの速度との間の角度の推定値が得られます。すべての天体の予測ガンマ線フラックスは、フェルミ-LATデータから得られたキロパーセクジェットからのフラックスの上限を下回っていることが判明しました。キロパーセクジェットX線放射のメカニズムに関する私たちの仮定は、これまでに利用可能な多波長観測のすべてのデータと一致していることが示されています。
| Title |
Relativistic_fluid_modelling_of_Gamma-Ray_Binaries._I._The_model |
| Authors |
David_Huber,_Ralf_Kissmann,_Anita_Reimer,_Olaf_Reimer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04975 |
環境。ガンマ線バイナリは、ガンマ線帯域で非熱放射の大部分を放射するシステムです。風によるシナリオでは、これらのバイナリは、巨大な星を周回するパルサーで構成され、風の衝突で発生する衝撃で粒子を加速すると考えられています。目的。流体の不安定性や軌道運動の動的効果を含む、衝撃加速粒子の非熱放射の包括的な数値モデルを開発します。一般的なバイナリシステムでモデルを示します。メソッド。このモデルは、風の相互作用の同時相対論的流体力学シミュレーションに動的に結合された加速粒子の専用の3次元粒子輸送シミュレーションに基づいて構築されています。後処理ステップでは、シンクロトロンと逆コンプトン放出を含むレプトン放出モデルが、結果として生じる粒子分布と流体解に基づいて評価され、恒星放射場での相対論的ブースティングと$\gamma\gamma$吸収を一貫して説明します。このモデルは、Cronosコードの拡張として実装されています。結果。一般的なバイナリでは、風の相互作用により、軌道運動、混合、乱流の影響によって歪んだ拡張された非対称の風衝突領域が形成され、パルサー風を終わらせる強い衝撃と乱流の二次衝撃が発生します。提示されたアプローチにより、初めて、粒子輸送プロセスにおける動的衝撃構造を一貫して説明することが可能になり、加速された粒子の複雑な分布が得られます。予測される放出は、エネルギーの広い領域に広がり、すべての帯域で有意な軌道変調があります。
| Title |
GW190426_152155:_a_merger_of_neutron_star-black_hole_or_low_mass_binary_black_holes? |
| Authors |
Yin-Jie_Li,_Ming-Zhe_Han,_Shao-Peng_Tang,_Yuan-Zhu_Wang,_Yi-Ming_Hu,_Qiang_Yuan,_Yi-Zhong_Fan,_and_Da-Ming_Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04978 |
GW190426_152155は、最近、\citet{2020arXiv201014527A}の39個の候補重力波（GW）イベントの1つとして報告されました。これは、異常なソースフレームチャープ質量$\sim2.4M_{\odot}$を持ち、からの最初のGW信号である可能性があります。中性子星とブラックホール（NSBH）の合併。天体物理学的起源を仮定して、異なる特性を持ついくつかの波形を使用してGW190426_152155を再分析し、バイナリの質量比（UniformとLogUniform）の2つの異なる事前確率を検討します。結果は質量比の事前分布に影響され、この候補は2つの低質量ブラックホール（BH）の合併によるものである可能性もあります。ブラックホール連星（BBH）の合併の場合、有効スピンは負である可能性が高く、有効歳差運動スピンは無視できません。NSBHの合併については、軽い物体の質量が、適度に測定/拘束された質量を持つ現在の中性子星（NS）の分布に従うと仮定すると、低質量BHのスピンは非常に小さいため、明るい電磁放射を生成するのは困難です。最後に、GW190426\_152155のようなシステムの合併率は$59^{+137}_{-51}〜{\rmGpc}^{-3}〜{\rmyr}^{-1}$と見積もっています。。
ASASSN-18ehから検出された最初の紫外線爆発は、激変星としての解釈を強化します
| Title |
First_ultraviolet_outburst_detected_from_ASASSN-18eh_strengthens_its_interpretation_as_a_cataclysmic_variable |
| Authors |
Sill_Verberne,_David_Modiano,_Rudy_Wijnands_(on_behalf_of_the_TUVO_project) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05060 |
トランジェントUVオブジェクトプロジェクトの一環として、ニールゲーレルスウィフト天文台に搭載されたUV/光学望遠鏡を使用して、候補となる激変星（CV）ASASSN-18ehの新しい爆発（2020年10月の初め）を発見しました。バースト中、その明るさは、静止状態での明るさと比較して、UVで約6等増加しました。この爆発の特性は、矮新星であることと一致しており、ASASSN-18ehのCVの性質を強力にサポートしています。
低光度GRB171205Aからの1000日間の最低周波数放射
250〜1450MHzの周波数範囲と4〜937ドルの期間をカバーする、アップグレードされた巨大メートル波電波望遠鏡（uGMRT）を使用したガンマ線バースト（GRB）171205Aの最低周波数測定値を報告します。これは、250〜500MHzの周波数範囲で検出された最初のGRB残光であり、uGMRTで検出された2番目に明るいGRBです。GRBが1000日近く観察されたとしても、非相対論的体制への移行の証拠はありません。また、$\sim70$日と$\sim200$日目のアーカイブ${\itChandra}$X線データを分析します。また、結合されたデータの分析から、ジェットブレークの証拠は見つかりません。相対論的、等方性、自己相似減速、および広角繭の衝撃ブレイクアウトから生じるシンクロトロン残光放出を適合させます。私たちのデータはまた、サーカンバースト媒体の性質と密度を識別することを可能にします。密度プロファイルが標準の一定密度媒体から逸脱していることがわかり、GRBが媒体のような成層風で爆発したことを示唆しています。私たちの分析は、光度曲線の吸収された部分をカバーする最低周波数の測定が、GRB環境を解明するために重要であることを示しています。他の公開された測定値と組み合わせた私たちのデータは、電波残光が2つの要素からの寄与を持っていることを示しています：弱い、おそらくわずかに軸外れのジェットと周囲のより広い繭、Izzoetal。（2019）。繭の放出は初期のエポックで優勢になる可能性がありますが、ジェットは後のエポックで優勢になり始め、結果としてより平坦な電波光度曲線になります。
| Title |
Optical_spectroscopy_of_Blazars_for_the_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
P._Goldoni,_S._Pita,_C._Boisson,_W._Max-Moerbeck,_E._Kasai,_D.A._Williams,_F._D'Ammando,_V._Navarro-Aranguiz,_M._Backes,_U._Barres_de_Almeida,_J._Becerra-Gonzalez,_G._Cotter,_O._Hervet,_J.-P._Lenain,_E._Lindfors,_H._Sol,_S._Wagner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05176 |
環境。ブレーザーは、高エネルギー（HE;E約50MeV-数100GeV）および超高エネルギー（VHE;E約100GeV-10TeV）ガンマ線エミッターの最も多くのクラスです。今日の時点で、測定された分光赤方偏移は、ガンマ線BLラックの約50％でしか利用できません。これは主に、ほとんど特徴のない、連続体が支配的な光学スペクトルから信頼できる赤方偏移を測定することが難しいためです。赤方偏移の知識は、ブレーザーからの放出を理解するため、人口研究のため、また銀河系外の背景光の間接的な研究のため、そしてブレーザーを使用してローレンツ不変性違反とアクシオンのような粒子を探すための基本です。目的。この論文は、地上のガンマ線天文台であるチェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）で検出される可能性のあるブレーザーのサンプルの赤方偏移を測定することを目的とした一連の論文の最初のものです。メソッド。モンテカルロシミュレーションを実行して、赤方偏移の測定値がまだ不足しているが、30時間以内の観測時間でCTAによって検出される可能性が高いFermi-LAT望遠鏡で検出されたハードスペクトルガンマ線ブレーザーを選択しました。赤方偏移を効率的に抑制するために、深部イメージングと分光観測を含む光学観測キャンペーンが組織されました。KeckのESIスペクトログラフ、SALT望遠鏡のRSSスペクトログラフ、ESONTTのEFOSC2スペクトログラフを使用して、19のブレーザー光学対応物の深部中高解像度分光法を実行しました。スペクトルの特徴を体系的に検索し、可能な場合は推定しました。全フラックスに対するホスト銀河の寄与。結果。0.1116から0.482の範囲の値で11のしっかりした分光学的赤方偏移を測定しました。1つの暫定的な赤方偏移、3つの赤方偏移の下限。1つはz>0.449、もう1つはz>0.868です。特徴のないスペクトルを持つことがわかった4つのオブジェクトがありました。
X線ハード状態内にとどまっているGX339-4からの爆発の可能な指標としてのディスクジェットカップリングの変化
| Title |
Disk-jet_coupling_changes_as_a_possible_indicator_for_outbursts_from_GX_339-4_remaining_within_the_X-ray_hard_state |
| Authors |
S._E._M._de_Haas,_T._D._Russell,_N._Degenaar,_S._Markoff,_A._J._Tetarenko,_B._E._Tetarenko,_J._van_den_Eijnden,_J._C._A._Miller-Jones,_A._S._Parikh,_R._M._Plotkin_and_G._R._Sivakoff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05206 |
2017年から2018年の爆発の間に撮影された銀河系ブラックホールX線連星GX339-4の準同時電波、（サブ）ミリメートル、およびX線観測を提示します。光線のスペクトル状態。この爆発の間、GX339-4は、ハード状態内にとどまっている爆発の指標として機能する可能性のある非定型のX線挙動を示しませんでした。ただし、準同時のラジオとX線の観測では、ラジオとX線の光度の間の結合が予想よりも平坦であることが示されました（$L_{\rmradio}\proptoL_{\rmX}^{0.39の最適な関係）\pm0.06}$）、このシステムからの成功した爆発と比較した場合（$L_{\rmradio}\proptoL_{\rmX}^{0.62\pm0.02}$）。2017〜2018年の爆発データは、限られた無線とX線の光度範囲にしか及びませんが（$L_{\rmX}$で2桁以上が望ましい場合、両方で$\sim$1桁）、GX339-4からの他のハードオンリーバーストからのデータを含めると、光度範囲がそれぞれ$\sim$1.2および$\sim$2.8桁に拡張され、よりフラットな相関関係が得られます（$L_{\rmradio}\proptoL_{\rmX}^{0.46\pm0.04}$）。この結果は、GX339-4の場合、より平坦なラジオ-X線相関が、ジェットと降着流の間のより非効率的な結合を意味し、ハードのみの爆発の指標として機能する可能性があることを示唆しています。ただし、これがブラックホールX線連星の母集団に一般的に当てはまるかどうかを調べるために、異なる単一の線源からの厳密に同時の電波およびX線観測による、より広い光度範囲での成功した爆発とハードのみの爆発の両方のさらなる監視が必要です。または、より高いハードステート輝度でのGX339-4ですらあります。
ブレーザーにおける輝線雲との電子ビーム相互作用
| Title |
Electron-beam_interaction_with_emission-line_clouds_in_blazars |
| Authors |
Christoph_Wendel_(1),_Josefa_Becerra_Gonz\'alez_(2_and_3),_David_Paneque_(4)_and_Karl_Mannheim_(1)_((1)_Universit\"at_W\"urzburg,_(2)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_(3)_Universidad_de_La_Laguna,_(4)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Physik) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05215 |
コンテキスト：降着するブラックホールの磁気圏真空ギャップから逃げる電子-陽電子ビームは、周囲のガス雲からの再結合線光子と相互作用します。逆コンプトン散乱とそれに続く対生成は、特徴的なスペクトルエネルギー分布を示す不飽和電磁カスケードを開始します。目的：ビーム電子（陽電子）と水素およびヘリウム再結合線光子との相互作用をモデル化することにより、ブレーザージェットの広い輝線領域におけるビーム駆動カスケードのスペクトルシグネチャを説明しようとしています。方法：脱出項を含む電子（陽電子）と光子の連成反応速度方程式を使用して、それらの定常状態分布と脱出光子スペクトルを数値的に取得します。結果：ビーム相互作用から生じるカスケード放出は、TeVエネルギーで狭いスペクトル特性を生成する可能性があることがわかりました。標準的なショックインジェットシナリオでの説明に反する、このような断続的な機能のヒントは、スペクトルの$\upperx$3TeVのエネルギーで$\upperx\、4\、\sigma$信頼水準で見つかりました結論：ビーム相互作用モデルで断続的な3TeVバンプを説明するためのエネルギー要件はもっともらしいです：ブランドフォードの$\約$0.1％を運ぶマルチTeVビーム電子（ポジトロン）につながるギャップ放電-同様の付加光度の$\約$1％を再処理するガス雲からの再結合線光子と相互作用するZnajek光度が必要です。
サブmm天文学のための東パミールの利点について
| Title |
On_the_benefits_of_the_Eastern_Pamirs_for_sub-mm_astronomy |
| Authors |
Alexander_V._Lapinov_(1_and_2),_Svetlana_A._Lapinova_(3_and_4),_Leonid_Yu._Petrov_(5),_Daniel_Ferrusca_(6)_((1)_Institute_of_Applied_Physics_of_the_Russian_Academy_of_Sciences,_Nizhny_Novgorod,_Russia,_(2)_Minin_University,_Nizhny_Novgorod,_Russia,_(3)_Lobachevsky_State_University,_Nizhny_Novgorod,_Russia,_(4)_Higher_School_of_Economics,_Nizhny_Novgorod,_Russia,_(5)_NASA_GSFC,_Greenbelt,_MD,_USA,_(6)_Instituto_Nacional_de_Astrof\'isica,_\'Optica_y_Electr\'onica,_Puebla,_M\'exico) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04647 |
1960年代初頭の旧ソ連の領土に関する最初のmm研究と、1970年代から続くサブmm測定のおかげで、最大波長0.34mmで1980年代初頭に、完全にユニークな天文気候が東パミールで明らかになりましたが、わずかに劣っていました。チリとマウナケアのチャナントール高原で利用可能な条件に。高原の標高が高く（4300〜4500m）、四方を大きな（\sim7000m）空気乾燥する氷の山に囲まれ、海から離れているため、この地域は旧ソ連で最も相対湿度が低く、大気安定度が非常に高くなっています。特に、冬季の沈殿水蒸気の直接測定では、典型的なpwv=0.8〜0.9mm、場合によっては0.27mmが示されました。以前の研究を検証し、他の同様の地域の結果と比較するために、東パミール、チベット、インドのヒマラヤ、APEX、ALMA、JCM、LMTなどのさまざまなサイトのmm-サブmm波長で不透明度の計算を実行しました。これを行うために、NASAグローバルモデリングおよび同化オフィスモデルGEOS-FPITの出力を使用して12年以上にわたって放射伝達方程式を統合します。我々は、東パミールの非常に良い天文気候についての以前の結論を確認します。その地理的位置、小さなインフラストラクチャ、および無線および光学帯域での干渉がないため、これにより、東パミールは光学天文学とサブmm天文学の両方にとって東半球で最高の場所になります。
ホスト星からの小さな角度分離での地球型惑星の特性評価のための分光学的4次コロナグラフ
| Title |
Spectroscopic_fourth-order_coronagraph_for_the_characterization_of_terrestrial_planets_at_small_angular_separations_from_host_stars |
| Authors |
Taro_Matsuo,_Satoshi_Itoh,_Yuji_Ikeda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04779 |
適度な観測帯域幅でセグメント化された望遠鏡を使用して、回折限界での高コントラストイメージングのための新しいアプローチを提案します。「分光4次コロナグラフ」と呼ばれるこの概念は、エアリーディスクの複雑な振幅を一方向に変調する焦点面マスクを備えた4次コロナグラフに基づいています。複素振幅マスクを適用したコロナグラフは、任意の瞳孔に対して理論上の限界性能を達成できますが、焦点面マスクは帯域幅を厳しく制限します。ここで、焦点面マスクが一方向に沿って複素振幅を変調するという事実に焦点を当てると、分光器によって生成された各スペクトル要素に対してマスクを最適化できることに気づきました。4次コロナグラフを2つの分光器と組み合わせて、焦点面に恒星スペクトルを生成し、Lyotストップに白い瞳孔を再構築します。オフナー型イメージング分光器を適用した光学設計の波面分析に基づいて、この概念の達成可能なコントラストは、650〜750nmの波長範囲で回折限界の1.2〜1.5倍で10^{-10}であることがわかりました。LUVOIR望遠鏡の入射瞳用。したがって、このコロナグラフの概念は、20〜30pcを超えるG型およびK型の星の周りだけでなく、非常に近くのM型の星の周りにも新しい居住可能な惑星候補をもたらす可能性があります。このアプローチは、将来の軸上および軸外のセグメント化された大型望遠鏡で、近くの地球型惑星の大気の特性評価を促進する可能性があります。
MICADOPSF-復興作業パッケージの説明
| Title |
MICADO_PSF-Reconstruction_work_package_description |
| Authors |
Matteo_Simioni,_Carmelo_Arcidiacono,_Andrea_Grazian,_Yann_Clenet,_Richard_Davies,_Marco_Gullieuszik,_Gijs_Verdoes_Kleijn,_Fernando_Pedichini,_Roland_Wagner,_Ronny_Ramlau,_Werner_W._Zeilinger,_Fabrice_Vidal,_Benedetta_Vulcani,_Roberto_Ragazzoni,_Arnaud_Sevin,_Bernardo_Salasnich,_Andrea_Baruffolo,_Lorenzo_Busoni,_Simone_Esposito,_\'Eric_Gendron,_Roberto_Piazzesi,_Elisa_Portaluri,_Anita_Zanella,_Tapio_Helin,_Hanindyo_Kuncarayakti,_Seppo_Mattila,_Renato_Falomo_and_Enrico_Pinna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04959 |
点像分布関数再構成（PSF-R）機能は、MICADO@ESO-ELTプロジェクトの成果物です。PSF-Rチームは、シングルコンジュゲート（SCAO）とマルチコンジュゲートの両方の補償光学（AO）テレメトリデータを使用して、科学データとは無関係に点像分布関数（PSF）を再構築するための機器ソフトウェアの実装に取り組んでいます。MICADOカメラとスペクトログラフの補償光学（MCAO）モード。PSF-Rアプリケーションは、アーカイブクエリシステムを介して再構築されたPSFを提供し、MICADOが生成する各サイエンスフレームに同期したテレメトリデータを復元します。最終的に、PSF-Rソフトウェアはユーザーの仕様に従って出力を生成します。PSF-Rサービスは、MICADOイメージングおよび分光データの最先端の科学的分析をサポートします。
Pyxel：協調的検出シミュレーションフレームワーク
| Title |
Pyxel:_the_collaborative_detection_simulation_framework |
| Authors |
Thibaut_Prod'homme_(1),_Fr\'ed\'eric_Lemmel_(1),_Matej_Arko_(1),_Beno\^it_Serra_(2),_Elizabeth_M._George_(2),_Enrico_Biancalani_(3),_Hans_Smit_(1),_David_Lucsanyi_(4)_((1)_European_Space_Agency,_ESTEC,_The_Netherlands,_(2)_European_Southern_Observatory,_Germany,_(3)_Leiden_Observatory,_Leiden_University,_The_Netherlands,_(4)_CERN,_Switzerland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05006 |
Pyxelは、エンドツーエンドの検出チェーンシミュレーション、つまり検出器の光学効果から読み出し電子効果までの新しいPythonツールです。これは、検出器効果モデルをホストおよびパイプライン化するための使いやすいフレームワークです。これは、電荷結合素子、CMOSイメージセンサー、およびテルル化水銀カドミウム混成アレイの両方のシミュレーションに適しています。これは、計測コミュニティでの再利用性、知識の伝達、および信頼性を促進するためのコラボレーションツールとして考えられています。Pyxelの基本原則のデモンストレーションを提供し、新しく追加された機能について説明し、より高度なアプリケーションの例を示します。
検出器テストおよび機器性能評価用のスマートフォンベースの任意シーンプロジェクター
| Title |
A_smartphone-based_arbitrary_scene_projector_for_detector_testing_and_instrument_performance_evaluation |
| Authors |
Thibaut_Prod'homme_(1),_Patricia_Liebing_(1,2),_Peter_Verhoeve_(1),_Ilya_Menyaylov_(1),_Fr\'ed\'eric_Lemmel_(1),_Hans_Smit_(1),_Sander_Blommaert_(1),_Dennis_Breeveld_(1),_Brian_Shortt_(1)_((1)_European_Space_Agency,_ESTEC,_The_Netherlands,_(2)_Leiden_Observatory,_Leiden_University,_The_Netherlands) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05025 |
スマートフォンの高解像度OLED画面を使用して任意のシーンやパターンを投影すると、可視光でセンサーをテストするためのまったく新しい次元を開くことができます。この寄稿では、JPL（ジェット推進研究所）の独自のコンセプトに基づいて、ESA（欧州宇宙機関）による最初のアプリケーションの厳しい性能を達成するために設計された新しい実験セットアップについて説明します。放射誘起CTI（電荷伝達非効率）の評価です。ユークリッドの弱いレンズ効果の測定について。特にキャリブレーションの観点から限界に達したこのような単純な実験は、高精度の天文学機器の性能の検証に適用するのに十分高いレベルの光学性能を提供できることを示しています。
ピエールオージェ天文台での傾斜したシャワーの無線検出
| Title |
The_Radio_detection_of_inclined_showers_at_the_Pierre_Auger_Observatory |
| Authors |
Sijbrand_de_Jong_(for_the_Pierre_Auger_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05044 |
エネルギーが10EeVを超える超高エネルギー宇宙線（UHECR）は定期的に地球に到達しますが、その発生源、加速メカニズム、宇宙を通過する伝播の詳細、粒子組成は謎のままです。さらに、それらの大気との相互作用は、シミュレーションと比較して予想外に高いミューオンフラックスを示しています。これらの問題に対処するために、3000平方キロメートルのハイブリッド地上ベースの宇宙線検出器であるピエールオージェ天文台がアップグレードされ、特に、広範囲の空気シャワーの無線周波数放射を測定するためのまったく新しい検出層が追加されています。この無線検出器は、AugerEngineeringRadioArrayなどの以前の無線アレイで開発された垂直シャワー技術を、既存の地上アレイ技術と同様の精度で水平シャワーに拡張します。それは、他の技術を補完する、傾斜したシャワーのための新しい測定を提供します。検出技術の詳細、完全な1660ステーションの無線検出器の設計と製造、およびUHECR宇宙粒子物理学の未解決の質問に対処する際の予想される到達範囲が示されています。
| Title |
Improving_the_RSM_map_exoplanet_detection_algorithm:_PSF_forward_modelling_and_optimal_selection_of_PSF_subtraction_techniques |
| Authors |
Carl-Henrik_Dahlqvist_and_Olivier_Absil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05094 |
ハイコントラストイメージング（HCI）は、太陽系外惑星を検出するための最も困難な手法の1つです。高度なデータ処理に依存して、小さな角度間隔で高いコントラストに到達します。このタイプのほとんどのデータ処理技術は、参照PSF減算を実行するための角度微分イメージング（ADI）観測戦略に基づいており、一般に信号対雑音（S/N）マップを使用して惑星信号の存在を推測します。しきい値。最終検出マップを生成するための代替方法が、レジーム切り替えモデル（RSM）マップで最近提案されました。これは、レジーム切り替えフレームワークを使用して、さまざまなPSF減算手法によって生成された残差の立方体に基づいて確率マップを生成します。このホワイトペーパーでは、元のRSMマップに対するいくつかの改善点を紹介し、新しいPSF減算手法とそれらの最適な組み合わせ、および関連する確率を推定するための新しい手順に焦点を当てます。まず、LOCIおよびKLIPPSF減算手法に基づいたRSMマップアルゴリズムの2つのフォワードモデルバージョンを実装しました。次に、RSMマップの全体的なパフォーマンスを最適化するためにPSF減算手法を最適に選択するという問題に取り組みました。過去と将来の両方の観測を考慮してRSMマップの確率を計算するために、新しい前方後方アプローチも実装されました。これにより、位置天文学の精度が向上し、バックグラウンドスペックルノイズが低下します。ROC曲線の計算を介して、さまざまなデータセットに基づいてRSMマップのパフォーマンスを向上させる、これらのさまざまな改善の能力をテストしました。これらの結果は、これらの提案された改善の利点を示しています。最後に、確率マップに基づいてコントラスト曲線を生成するための新しいフレームワークを紹介します。コントラスト曲線は、小さな角度間隔での標準のS/Nマップと比較してRSMマップのパフォーマンスが高いことを示しています。
OneWeb衛星の明るさ
1,000kmの標準衛星距離でのOneWeb衛星の平均視覚等級は7.18+/-0.03です。この値を軌道上のOneWeb衛星の公称1,200kmの高度に調整すると、マグニチュード7.58に対応し、天頂での平均輝度を示します。OneWeb衛星は、一般的な距離で元のStarlink衛星よりも暗いです。Starlinkの新しくて暗いVisorSat設計に関する予備データは、衛星のそれぞれの運用高度でOneWebよりもまだ明るいことを示唆しています。
4GREAT-高解像度の空中テラヘルツ分光法用の4色受信機
| Title |
4GREAT_--_a_four-color_receiver_for_high-resolution_airborne_terahertz_spectroscopy |
| Authors |
Carlos_A._Dur\'an,_Rolf_G\"usten,_Christophe_Risacher,_Andrej_G\"orlitz,_Bernd_Klein,_Nicolas_Reyes,_Oliver_Ricken,_Hans-Joachim_Wunsch,_Urs_U._Graf,_Karl_Jacobs,_Cornelia_E._Honingh,_J\"urgen_Stutzki,_Gert_de_Lange,_Yan_Delorme,_Jean-Michel_Krieg,_Dariusz_C._Lis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05106 |
4GREATは、成層圏赤外線天文台（SOFIA）で運用されている、テラヘルツ周波数でのドイツ天文学受信機（GREAT）の拡張版です。分光計は、4つの異なる検出器バンドと、同時に完全に独立した科学操作のための関連サブシステムで構成されています。すべての検出器ビームは空に整列しています。4GREATの周波数帯域は、それぞれ491-635、890-1090、1240-1525、2490-2590GHzをカバーしています。このペーパーでは、機器の設計と特性評価、およびその飛行中の性能について説明します。4GREATは、2018年6月に最初の光を当て、サイクル6の観測から、関心のあるSOFIAコミュニティに提供されました。
MUSCATの展開前の検証と予測されるマッピング速度
| Title |
Pre-deployment_Verification_and_Predicted_Mapping_Speed_of_MUSCAT |
| Authors |
T._L._R._Brien,_P._A._R._Ade,_P._S._Barry,_E._Castillo-Dom\'inguez,_D._Ferrusca,_V._G\'omez-Rivera,_P._Hargrave,_J._L._Hern\'andez_Rebollar,_A._Hornsby,_D._H._Hughes,_J._M._J\'auregui-Garc\'ia,_P._Mauskopf,_D._Murias,_A._Papageorgiou,_E._Pascale,_A._P\'erez,_S._Rowe,_M._W._L._Smith,_M._Tapia,_C._Tucker,_M._Vel\'azquez,_S._Ventura,_S._Doyle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05125 |
メキシコ-英国の天文学用サブミリ波カメラ（MUSCAT）は、ミリメトリコ大望遠鏡（LMT;Volc\'anSierraNegrainPuebla、M\'exico）用の1,500個の一括要素動的インダクタンス検出器（LEKID）で構成される1.1mmレシーバーです。。MUSCATは、LMTのアップグレードされた50メートルの主鏡の最大視野を利用し、大型ミリメートル望遠鏡にミリメートル/サブミリメートルの受信機を配備した最初のメキシコと英国のコラボレーションです。単純なシミュレーターを使用して、MUSCATの測定されたパフォーマンスをLMTで観測された空の状態と組み合わせることにより、MUSCATの予測マッピング速度を推定します。これを以前に計算されたボロメータモデルのマッピング速度と比較し、これが以前に報告された経験的要因によってスケーリングされた場合、マッピング速度がよく一致していることを確認します。このシミュレーションを通じて、主成分分析を使用することで、空の変動による信号汚染を効果的に除去できることを示します。また、機器設計の概要を説明し、この設計によってMUSCATをアップグレードし、施設クラスのTolTEC受信機がオンラインになった後に新しいテクノロジーのオンスカイデモンストレーションテストベッドとして機能する方法について説明します。
MUSCATフォーカルプレーン検証
| Title |
MUSCAT_focal_plane_verification |
| Authors |
M._Tapia,_P._A._R._Ade,_P._S._Barry,_T._L._R._Brien,_E._Castillo-Dom\'inguez,_D._Ferrusca,_V._G\'omez-Rivera,_P._Hargrave,_J._L._Hern\'andez_Rebollar,_A._Hornsby,_D._H._Hughes,_J._M._J\'auregui-Garc\'ia,_P._Mauskopf,_D._Murias,_A._Papageorgiou,_E._Pascale,_A._P\'erez,_S._Rowe,_M._W._L._Smith,_C._Tucker,_M._Vel\'azquez,_S._Ventura,_S._Doyle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05126 |
メキシコ-英国天文学用サブミリ波カメラ（MUSCAT）は、メキシコの直径50mの大型ミリ波望遠鏡（LMT）に設置される、1.1mm帯域で動作する第2世代の大判連続カメラです。機器の焦点面は、3つのシリコンウェーハ上に配置された6つのチャネルに均等に分割された1458ホーン結合集中定数動的インダクタンス検出器（LEKID）で構成されています。ここでは、MUSCAT焦点面の実験室での完全な特性評価の予備的な結果を示します。機器の読み出しシステムを通じて、アレイの周波数掃引を実行して共振周波数を特定し、連続的なタイムストリーム取得を実行して、検出器の固有ノイズと1/fニーを測定および特性評価します。続いて、再イメージングレンズと黒体の点光源を使用して、すべての検出器のビームがマッピングされ、予想される3.1mmに近い$\sim$3.27mmの平均FWHMサイズが得られます。次に、黒体放射源を充填するビームの強度を変化させることにより、300Kの光負荷の下で各検出器の応答性とノイズパワースペクトル密度（PSD）を測定し、ノイズ等価パワー（NEP）を取得します。検出器の大部分はフォトンノイズに制限されています。最後に、フーリエ変換分光計（FTS）を使用して、機器のスペクトル応答を測定します。これは、予想どおり、1.1mmを中心とする1.0〜1.2mmの帯域幅を示しています。
MeerKAT望遠鏡での高速電波バーストのリアルタイムトリガー機能
| Title |
Real-time_triggering_capabilities_for_Fast_Radio_Bursts_at_the_MeerKAT_telescope |
| Authors |
F._Jankowski_(1),_M._Berezina_(2_and_3),_B._W._Stappers_(1),_E._D._Barr_(3),_M._C._Bezuidenhout_(1),_M._Caleb_(1),_L._N._Driessen_(1),_M._Malenta_(1),_V._Morello_(1),_K._M._Rajwade_(1),_S._Sanidas_(1),_M._P._Surnis_(1)_((1)_Jodrell_Bank_Centre_for_Astrophysics,_The_University_of_Manchester,_(2)_Landessternwarte,_Universit\"at_Heidelberg,_(3)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Radioastronomie) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05173 |
高速電波バースト（FRB）は、銀河系外の距離から発生する、およそミリ秒の持続時間の明るい謎めいた電波パルスです。MeerTRAPプロジェクトの一環として、南アフリカのMeerKAT望遠鏡アレイを使用して、これらのバーストをリアルタイムで高精度に検索およびローカライズします。私たちは、FRBをそれらのホスト銀河に特定し、それによってそれらがどのように作成されるかを理解することを目指しています。ただし、FRBの一時的な性質には、さまざまな課題があります。システム設計、生の計算能力、およびリアルタイム通信では、リアルタイム要件は適度に厳格です（数十秒）。バーストの高解像度データを保持し、それらをローカライズし、フォローアップ観測の遅延を最小限に抑えるには、迅速なデータ処理が不可欠です。データ分析パイプラインの概要を簡単に説明し、直面している課題について説明し、MeerKAT望遠鏡でのFRBのリアルタイムトリガーインフラストラクチャの初期設計と実装について詳しく説明します。
単一光子計数動的インダクタンス検出器のダイナミックレンジの改善
| Title |
Improving_the_dynamic_range_of_single_photon_counting_kinetic_inductance_detectors |
| Authors |
Nicholas_Zobrist,_Nikita_Klimovich,_Byeong_Ho_Eom,_Gr\'egoire_Coiffard,_Miguel_Daal,_Noah_Swimmer,_Sarah_Steiger,_Bruce_Bumble,_Henry_G._LeDuc,_Peter_Day,_Benjamin_A._Mazin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05192 |
マイクロ波キネティックインダクタンス検出器（MKID）ホモダイン読み出しスキームによって導入された非線形性を補償するために使用できる単純な座標変換を開発します。この座標系は、標準的に使用される極座標と比較され、光子のエネルギーを推定するためによく使用されるフィルタリング方法のパフォーマンスを向上させることが示されています。座標の非線形性が主に分解能の制限に関与する検出器の場合、この手法によりダイナミックレンジが増加します。これは、800〜1300の波長の光子に敏感になるように設計されたハフニウムMKIDからのデータに変換を適用することで示されます。nm範囲。新しい座標により、検出器は400nmまでの波長の光子を分解し、その波長での分解能を6.8から17に上げることができます。
白色矮星バイナリ経路調査IV：G型二次星を持つ3つの白色矮星バイナリ
| Title |
The_White_Dwarf_Binary_Pathways_Survey_IV:_Three_close_white_dwarf_binaries_with_G-type_secondary_stars |
| Authors |
M.S._Hernandez,_M.R._Schreiber,_S.G._Parsons,_B.T._Gansicke,_F._Lagos,_R._Raddi,_O._Toloza,_G._Tovmassian,_M._Zorotovic,_P._Irawati,_E._Pasten,_A._Rebassa-Mansergas,_J.J._Ren,_P._Rittipruk,_C._Tappert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04683 |
白色矮星とM-矮星の伴星からなる共通外層連星（PCEB）の調査からの制約により、低質量の伴星を持つ白色矮星の近接連星の形成についての理解が大幅に進歩しました。白色矮星のバイナリ経路プロジェクトは、これらの以前の調査をより大きな二次質量、つまりスペクトル型AFGKの二次星に拡張することを目的としています。ここでは、G型の二次星と1。2日から2。5日の公転周期を持つ3つのPCEBの発見と観測の特徴を示します。独自のツールとMESAを使用して、連星の進化の歴史を推定し、それらの将来を予測します。3つのシステムすべてについて、考えられる進化の歴史の広い範囲を見つけ、質量の小さい二次星を持つPCEBと比較して共通外層の進化の違いの兆候を特定していません。軌道周期と二次スペクトル型の類似性にもかかわらず、3つのシステムの将来は非常に異なると推定されます。TYC4962-1205-1は、進化したドナー星であるTYC4700-815-1を伴う激変星システムの前駆体です。動的に不安定な物質移動に遭遇し、2つの星が融合し、TYC1380-957-1は、かなり典型的な激変星になる前に、超ソフトソースとして現れる可能性があります。
WISEの変数、周期変数、および接触連星
| Title |
Variables,_periodic_variables_and_contact_binaries_in_WISE |
| Authors |
Evan_Petrosky,_Hsiang-Chih_Hwang,_Nadia_L._Zakamska,_Vedant_Chandra,_and_Matthew_J._Hill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04690 |
WISEの時系列コンポーネントは、恒星の変動を研究するための貴重なリソースです。AllWISEで特定された可能性のある変数の約450,000AllWISE+NEOWISE赤外光度曲線の全天サンプルの分析を示します。これらすべてのソースのピリオドグラムを計算することにより、約63,500の周期変数を識別します。これらのうち、約44,000は短期間（P<1日）で、ほぼ接触または接触食変光星であり、その多くは主系列星にあります。周期変数と非周期変数を使用して、フラックスの確率分布関数と変動のタイムスケールのさまざまな測定値を利用して、周期変数の分類と識別の計算コストのかからない方法をテストします。ピリオドグラムとノンパラメトリック分析の変動性測定値をWISE赤外線色と絶対等級、色、ガイアの二乗平均平方根変動性と組み合わせると、周期変数の識別と分類のための強力なエンジンが得られます。さらに、周期変数を識別するためのノンパラメトリック手法の有効性は、ピリオドグラムの有効性に匹敵しますが、計算コストがはるかに低いことを示します。将来の調査では、これらの方法を利用して、従来の時系列分析を加速し、ピリオドグラムベースの選択で見逃された進化するソースを特定できます。
有効加速モデルを使用した到着時間予測性能に対するコロナ質量放出速度の投影補正の評価
| Title |
Assessing_the_projection_correction_of_Coronal_Mass_Ejection_speeds_on_Time-of-Arrival_prediction_performance_using_the_Effective_Acceleration_Model |
| Authors |
Evangelos_Paouris,_Angelos_Vourlidas,_Athanasios_Papaioannou,_Anastasios_Anastasiadis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04703 |
コロナ質量放出（CME）の白色光画像は、空の平面（POS）への投影です。その結果、CMEキネマティクスは投影効果の影響を受けます。太陽圏内の特定の場所でのCME到着時間（ToA）のすべての推定値は入力として必要であるため、CMEの真の（予測されていない）速度の誤差は、宇宙天気予報の不確実性の主な原因の1つです。CME速度。1996年から2017年までの1037個のフレアCMEイベントに対して単一視点の観測を使用し、フレアサイトからの半径方向の伝播を想定したCME速度の補正のための新しいアプローチを提案します。私たちの方法は、ソース経度の全範囲にわたって物理的に妥当な投影速度を生成する独自の機能を備えています。多視点観測に基づくCMEの真の角度幅の制限を介して、投影された速度推定値の不確実性を制限しました。ディスクの中心から発生するCMEの補正範囲は、最大1.37〜2.86です。平均して、投影解除された速度は、POS速度よりも12.8％高速です。遅いCME（VPOS<400km/s）の場合、完全なアイスクリームコーンモデルのパフォーマンスが向上しますが、高速および非常に高速なCME（VPOS>700km/s）の場合、浅いアイスクリームモデルの方がはるかに優れた結果が得られます。POS速度が691〜878km/sのCMEの最小ToA平均絶対誤差（MAE）は11.6時間です。この方法は、堅牢で使いやすく、宇宙天気予報アプリケーションにすぐに適用できます。さらに、CMEの速度に関して、私たちの研究は、単一視点の観測が一般的に信頼できることを示唆しています。
2017年9月6日の遠方の手足の後ろのCMEのラジオ署名
| Title |
Radio_signature_of_a_distant_behind-the-limb_CME_on_2017_September_6 |
| Authors |
V.N.Melnik,_H.O._Rucker,_A.I._Brazhenko,_M._Panchenko,_A.A._Konovalenko,_A.V._Frantsuzenko,_V.V._Dorovskyy,_M.V._Shevchuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04706 |
強力なフレアX9.3の結果として、2017年9月6日に観測されたタイプIVバーストの特性について説明します。デカメートル波長で、このバーストは電波望遠鏡STEREOA、URAN-2、およびNDAによって周波数5〜35MHzで観測されました。この移動するタイプIVバーストは、1570km/sの速度で南西方向に伝播するコロナ質量放出（CME）に関連していました。このバーストの最大電波束は約300s.f.uでした。分極は40％以上でした。8〜33MHzの周波数範囲では、2時間以上継続しました。STEREOAの場合、関連するCMEは手足の後ろにあり、その縦方向の角度は約160度でした。この移動するタイプIVバーストは、STEREOAの感度が低いにもかかわらず、5〜15MHzの周波数でSTEREOAによって観測されました。これは、タイプIVバーストの電波放射指向性がかなり広いことを意味します。タイプIV電波放射のプラズマメカニズムを想定して、5.6Rsと9.8Rsの距離でのCMEコアのプラズマ密度分布とその質量を約10^16gと導きました。パーカーソーラープローブ（PSP）宇宙船の最小近日点は約9ルピーになる予定です。そこで、PSPが同様のCMEコアを通過した場合にどのような状態になるかについて説明します。
マクドナルド加速星調査（MASS）：太陽のような星を加速する白色矮星の仲間12PscおよびHD159062
| Title |
The_McDonald_Accelerating_Stars_Survey_(MASS):_White_Dwarf_Companions_Accelerating_the_Sun-like_Stars_12_Psc_and_HD_159062 |
| Authors |
Brendan_P._Bowler,_William_D._Cochran,_Michael_Endl,_Kyle_Franson,_Timothy_D._Brandt,_Trent_J._Dupuy,_Phillip_J._MacQueen,_Kaitlin_M._Kratter,_Dimitri_Mawet,_Garreth_Ruane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04847 |
マクドナルド天文台惑星探索プログラムからの長期加速星のケック補償光学イメージング調査の一部として発見されたG1V星12Pscの白色矮星コンパニオンの発見を提示します。ハーランJ.スミス望遠鏡でのタルスペクトログラフによる12Pscの20年間の正確な視線速度モニタリングは、中程度の視線加速度（$\約$10ms$^{-1}$yr$^{-1}$）を明らかにします。これは、Keck/NIRC2からの相対位置天文学と、$Hipparcos$と$Gaia$DR2の間の位置天文学の加速度とともに、$M_B$=0.605$^{+0.021}_{-0.022}$$M_{\odot}の動的質量を生成します。12PscBの場合は$、準主軸は40$^{+2}_{-4}$AU、偏心度は0.84$\pm$0.08です。また、ホビー・エバリー望遠鏡の高分解能分光法による新しい視線速度観測とケックの位置天文学に基づいて、白色矮星のコンパニオンが金属に乏しい（ただしバリウムが豊富な）G9V矮星HD159062に適合したことを報告します。/NIRC2。利用可能な相対位置天文学、視線速度、および接線位置天文学の加速度を組み合わせて、HD159062Bの動的質量$M_B$=0.609$^{+0.010}_{-0.011}$$M_{\odot}$を生成します。60$^{+5}_{-7}$AUの準主軸、および円軌道の優先度（95％の信頼度で$e$$<$0.42）。12PscBとHD159062Bは、解決された「シリウスのような」ベンチマーク白色矮星の小さなリストに加わり、白色矮星の質量半径冷却モデルの貴重なテストとして機能する正確な動的質量測定と、主系列星へのAGB風降着のプローブとして機能します。コンパニオン。
単一の活動領域による太陽活動の3つの期間の徹底的な研究：黒点、フレア、CME、および地理的に有効な特性
| Title |
Exhaustive_study_of_three-time_periods_of_solar_activity_due_to_single_active_regions:_sunspot,_flare,_CME,_and,_geo-effective_characteristics |
| Authors |
Shirsh_Lata_Soni,_Manohar_Lal_Yadav,_Radhe_Syam_Gupta,_Pyare_lal_Verma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04853 |
この論文では、単一の活動領域が複数のフレア/CMEを生成する高レベルの太陽活動の多波長研究を提示します。黒点の観測によると、現在の太陽周期24は、以前の最近の太陽黒点周期と比較して強度が低いことが明らかになっています。現在の太陽黒点周期24の過程で、いくつかの大小の黒点グループがさまざまな中程度から激しいフレア/CMEイベントを生み出しました。2012年から2015年の間に太陽の目に見える円盤を横切って渡された多数のフレア活動を伴ういくつかの活動的な地域があります。この研究では、2013年10月22日から29日、2013年11月1日から8日、2014年10月25日から11月8日までの3つの期間を検討します。この期間中に、228個のフレアが観測されました。ディスクの中央部分近くのアクティブ領域のみを考慮すると、59個のCME（ハローまたは部分的）が報告されており、そのうち39個のイベントのみがフレアに関連付けられています。より大きな面積、より複雑な形態、およびより強い磁場を備えた活性領域は、非常に高速なCME（速度>1500km/秒）を生成する可能性が比較的高いと結論付けます。そのため、報告された期間の5つのXクラスフレアのうち、3つ（60％）がCMEに関連付けられています。CMEフレア関連イベントのリフトオフ時間は、関連フレアの発生時間後+15〜+30分の時間間隔範囲を持ち、フレアがCMEを生成することを示唆しています。さらに、CMEの開始後1〜5日以内に発生する地磁気嵐をまとめました。59個のCMEの10％は磁気嵐に関連していますが、すべて中程度の嵐です。
ガイア計画DR2の白色矮星の仲間からのフィールドスターの正確な年代
| Title |
Precise_Ages_of_Field_Stars_From_White_Dwarf_Companions_in_Gaia_DR2 |
| Authors |
Dan_Qiu,_Hai-Jun_Tian,_Xi-Dong_Wang,_Jia-Lu_Nie,_Ted_von_Hippe,_Gao-Chao_Liu,_Morgan_Fouesneau,_Hans-Walter_Rix |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04890 |
白色矮星（WD）と通常は主系列（MS）星を含む、4\、050幅の連星系を分析します。これは、\citet[][以降、T20]{Tian_2020}によって組み立てられた大きなサンプルから抽出されたものです。モデリングコードBASE-9を使用して、システムの年齢、WD前駆体のZAMS質量、消滅値（$A_V$）、および距離係数を決定します。年齢の収束が不十分なケースを破棄すると、3\、551WDの年齢が取得され、年齢の精度の中央値は$\sigma_{\tau}/\tau=20$\％であり、システムの年齢は通常1〜6Gyr。非常に少数の既知のクラスターに対して、236個のWD-WDバイナリの相互検証を通じて、これらの年齢を検証しました。コンポーネントがバイナリシステムで共同評価されるという仮定の下で、これは通常低質量のMSコンパニオンに正確な年齢制限を提供し、他の手段ではほとんどアクセスできません。
3DMHDモデルでの偏光放射伝達のほぼ最適な角度求積法の改善
| Title |
Improved_near_optimal_angular_quadratures_for_polarised_radiative_transfer_in_3D_MHD_models |
| Authors |
Jaume_Jaume_Bestard,_Ji\v{r}\'i_\v{S}t\v{e}p\'an,_Javier_Trujillo_Bueno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04981 |
正確な角度求積法は、3次元（3D）放射伝達問題の数値解法にとって、特に異方性放射の散乱によって生成されるスペクトル線偏光が含まれている場合に重要です。最適な求積法を取得するには2つの要件があり、それらを同時に満たすことは困難です。高精度と短い計算時間です。特定の対称性を課すことにより、最近、ほぼ最適な角度求積法のセットを導出することができました。ここでは、他の対称性を考慮して、以前の調査を拡張します。さらに、磁気流体力学シミュレーションから得られた太陽大気の3Dモデルで、共鳴線分極の放射伝達問題を数値的に解くことにより、新しい求積法の性能をテストします。ここで導出された新しい角度求積法は、特定の精度を達成するために必要な光線の数の点で、以前の求積法よりも優れています。
偶数および奇数の太陽周期中の地磁気指数の比較SC17-SC24：地磁気活動におけるGnevyshevギャップの特徴
| Title |
Comparison_of_geomagnetic_indices_during_even_and_odd_solar_cycles_SC17-SC24:_Signatures_of_Gnevyshev_gap_in_geomagnetic_activity |
| Authors |
Jouni_J._Takalo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05061 |
黒点グループ領域の時系列には、サイクルの上昇フェーズと下降フェーズの間に、特に偶数サイクルの場合に、ギャップ、いわゆるGnevyshevギャップ（GG）があることを示します。奇数サイクルの場合、このギャップはあまり明白ではなく、サイクルの最大値の後のわずかな減少にすぎません。サイクルを同じ長さの3945日（約10。8年）になるようにリサンプリングし、偶数サイクルのサイクルの開始後1445〜1567日の間に減少し、場合によっては開始から1725日まで延長することを示します。サイクル。奇数サイクルの場合、ギャップはサイクルの開始後1332〜1445日より少し早く、延長はありません。Dst-index、関連するDxt-およびDcx-indexes、およびAp-indexを使用して、太陽周期17〜24の地磁気擾乱を分析します。これらの時系列のすべてで、太陽指数のGGの時点またはそれ以降に、1567〜1725年の間に最も深い低下が見られます。低下は、Dstインデックスの偶数サイクルと奇数サイクルの両方で99％レベルで、偶数サイクルのDxt、Dcx、およびApインデックスで有意です。Dxt-indexの奇数サイクルの場合、有意性は95％ですが、Dcx-およびApインデックスの奇数サイクルの場合は重要ではありません。ただし、Dstが存在するサイクル21および23の場合、GGは以前の奇数サイクルよりも強いことを示します。1964-2020（SC20-SC24）のOMNI2データの分析は、太陽周期の最大値の間のこれらのギャップが、地球に近い太陽風速度とIMF磁場強度、およびエネルギー関数BV^2でも見られることを示しています。。
長時間のガンマ線フレアに関連した太陽大気への高エネルギー陽子逆降水
| Title |
Energetic_Proton_Back-Precipitation_onto_the_Solar_Atmosphere_in_Relation_to_Long-Duration_Gamma-Ray_Flares |
| Authors |
Adam_Hutchinson,_Silvia_Dalla,_Timo_Laitinen,_Georgia_A._de_Nolfo,_Alessandro_Bruno,_James_M._Ryan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05146 |
長時間のガンマ線フレア（LDGRF）イベント中のガンマ線放出は、主に、光球またはその近くで周囲のプラズマと相互作用する300MeVの陽子によって引き起こされると考えられています。ガンマ線放出の持続時間が長引くと、高エネルギー陽子の発生源はCME駆動の衝撃波での加速と、それに続く長時間にわたる太陽大気への粒子の逆降水であるという示唆が促されました。後者の現象をテスト粒子シミュレーションによって研究します。これにより、粒子が太陽に向かって移動するときに粒子を反射することによって逆降水を妨げる磁気ミラーリングの影響と、磁場の乱流に関連する散乱の影響を調べることができます。沈殿率$P$は、固定高さ$r_i$での注入に成功した陽子の割合であり、$r_i$と散乱平均自由行程$\lambda$の関数として調べられます。半径距離の増加に伴って$P$がどのように減少するかを特徴付け、$\lambda=0.1$AUに対して$r_i^{-1.78}$の依存性を取得し、中程度の散乱の存在が散乱と比較して逆降水量に役立つことを発見しました。-無料のケース。8つのLDGRFイベントの総降水量の割合を決定し、0.23〜1.99\％と非常に小さいことがわかりました。観測に見られるように、時間延長された加速度と大きな総降水量の割合は、シミュレーションによると、移動する衝撃源に対して調整することはできません。これらの結果は、LDGRFでの$\gamma$線生成の主なメカニズムとしてのCMEショックソースシナリオに異議を唱えています。
パーカーソーラープローブと太陽地球関係天文台のイメージャによって観測されたスチーマーブローアウトCMEの進化
| Title |
Evolution_of_a_Steamer-Blowout_CME_as_Observed_by_Imagers_on_Parker_Solar_Probe_and_the_Solar_Terrestrial_Relations_Observatory |
| Authors |
P._C._Liewer,_J._Qiu,_A._Vourlidas,_J._R._Hall,_and_P._Penteado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05174 |
コンテキスト：2020年1月26〜27日、パーカーソーラープローブ（PSP）の広視野イメージャWISPRは、機器の95度の視野を通過するときに、約30太陽半径の距離からコロナ質量放出（CME）を観測しました。ビュー、CMEの内部構造のフラックスロープ形態の前例のないビューを提供します。同じCMEが1月25日からSTEREOによって見られました。目的：私たちの目標は、このCMEの起源を理解し、軌道を決定することでした。方法：パーカーソーラープローブ（PSP）、ソーラー地上関係観測所（STEREO-A）、ソーラーダイナミクス観測所（SDO）の3つの適切に配置された宇宙船からのデータを分析しました。CME軌道は、Lieweretal。に記載されている方法を使用して決定されました。（2020）そしてSTEREO-AからのCME伝播の同時画像を使用して検証されました。STEREO-Aとの偶然の一致は、噴火に至るまでの冠状活動のビューも提供しました。SDOからの観測は、コロナの潜在的な磁場モデルと組み合わせて、1月25日にコロナからフラックスロープが放出されるまでの3日間のコロナ磁気の進化を分析するために使用されました。結果：1月25日のCMEは、1月23日に始まり、STEREO-A/ExtremeUltravioletImager（EUVI）によって観測された、ゆっくりとした磁束ロープの噴火の最終結果である可能性が高いことがわかりました。これらの観測の分析は、フラックスロープが1月25日の最終放出の前に1日以上コロナに明らかに拘束されていたことを示唆しています。1月25日の噴火前の数時間にわたる上にあるストリーマーの膨張と明るさのSTEREO-A/COR2観測により、これをストリーマーブローアウトCMEとして分類することになりました。SDOデータの分析は、出現する活動領域によって引き起こされた冠状磁場の再構築がフラックスロープの最終的な放出につながったことを示唆しています。
視差からの距離の推定。 V：ガイア初期データリリース3の14.7億個の星までの幾何学的および光幾何学的距離
| Title |
Estimating_distances_from_parallaxes._V:_Geometric_and_photogeometric_distances_to_1.47_billion_stars_in_Gaia_Early_Data_Release_3 |
| Authors |
C._A._L._Bailer-Jones_(1),_J._Rybizki_(1),_M._Fouesneau_(1),_M._Demleitner_(2),_R._Andrae_(1)_((1)_Max_Planck_Institute_for_Astronomy,_Heidelberg,_(2)_Astronomisches_Rechen-Institut,_Heidelberg) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05220 |
恒星の距離は、天体物理学の基本的な柱を構成します。ガイアからの14.7億年周視差の発表は、これへの大きな貢献です。ガイアの精度にもかかわらず、これらの星の大部分は非常に遠いまたはかすかなため、視差の不確実性が大きく、視差を単純に反転させて距離を提供することはできません。ここでは、銀河の3次元モデルから構築された事前分布を使用して、恒星の距離を推定する確率論的アプローチを採用しています。このモデルには、星間減光とガイアの可変等級限界が含まれています。2種類の距離を推測します。最初の幾何学的なものは、距離に依存する方向に依存する視差とともに視差を使用します。2番目の光幾何学は、与えられた色の星が制限された範囲の推定絶対等級（および絶滅）を持っているという事実を利用することによって、星の色と見かけの等級をさらに使用します。シミュレートされたデータと外部検証のテストは、視差の少ない星に対して、光幾何学的推定が一般により高い精度と精度を持っていることを示しています。14.7億の幾何学的距離と13.5億の光幾何学的距離のカタログを、非対称の不確実性測定とともに提供します。私たちの推定値は事後確率分布の分位数であるため、常に変換されるため、距離係数（5log10（r）-5）で直接使用することもできます。カタログは、さまざまなサイト（http://www.mpia.de/homes/calj/gedr3_distances.htmlを参照）でADQLを使用してダウンロードまたは照会でき、Gaiaカタログと照合することもできます。
プランク質量変動からの宇宙定数の自己調整の調査
| Title |
Exploring_the_self-tuning_of_the_cosmological_constant_from_Planck_mass_variation |
| Authors |
Daniel_Sobral-Blanco_and_Lucas_Lombriser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.01838 |
最近、一般相対論的アインシュタイン・ヒルベルト作用におけるプランク質量の変化が、宇宙定数の自己調整メカニズムとして提案され、標準模型の真空エネルギーが自由に重力を帯びることを防ぎ、その観測値の大きさの推定を可能にしました。ここでは、この提案の新しい側面について説明します。最初に、メカニズムの現在のジョーダンフレーム定式化と同等のアインシュタインフレーム形式を開発し、これを使用して、隔離メカニズムとの自己調整の類似点と相違点を強調します。次に、結合されたガウス・ボネ項とそれに付随する4形態の場の強さによる局所的な自己調整作用の拡張により、重力子ループが標準模型の真空エネルギーの減重力を無力化するのを防ぐ方法を示します。場合によっては、この拡張機能をホーンデスキーのスカラーテンソル理論として再キャストし、従来のローカルセルフチューニング形式に組み込むことができることもわかります。次に、インフレとセルフチューニングの統合の可能性を探ります。結果として得られる方程式は、多元宇宙の解釈を動機付けるために代わりに使用することができます。これに関連して、私たちは偶然の問題を再考し、星と地球型惑星の形成過程から推測される、宇宙の年齢の関数としての私たちの宇宙における知的な生命の出現の確率の推定を提供します。私たちは非常に典型的な時代に生きていると結論付けています。そこでは、宇宙定数と物質のエネルギー密度が同等のサイズであると期待する必要があります。多元宇宙の人間原理分析で、さまざまな宇宙の宇宙史全体で生命の出現を有意義に比較するための無次元量について、宇宙の進化する地平線のサイズとそのプロトンのサイズの大きさの違いの順序を基本として紹介します原子、分子、そして最終的には生命の構成要素。（要約）
よく鍛えられた重力の拡大
宇宙論で2つの非常に手に負えない問題に直面したとき-元の宇宙定数の問題を取り除く方法と現在の宇宙の加速を説明するために修正された重力をパラメータ化する方法-私たちはそれらに対抗することによって進歩を遂げることができます。縮退したスカラー場のダイナミクスによる宇宙定数の十分に調整された解も、異なるホルンデスキー重力項に関連し、それらを対位法にします。シフト対称理論（実行中のプランク質量$G_4$を含む）の運動項$K$と編組項$G_3$の間の関係を導き出し、単項式または二項式の依存性に関する以前の研究を任意の有限次数の多項式に拡張します。また、無限級数展開の例も示します。この対位法の条件は、これらの「黄金の」重力理論のために、宇宙論的観測に対して修正された重力をテストするために必要なパラメーターの数を大幅に減らします。
| Title |
Warm_Inflation,_Neutrinos_and_Dark_matter:_a_minimal_extension_of_the_Standard_Model |
| Authors |
Miguel_Levy,_Jo\~ao_G._Rosa,_Luis_B._Ventura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.03988 |
暖かいインフレーションは、3つの右巻きニュートリノ、3つの複素スカラー、およびゲージレプトン/B-LU（1）対称性を備えた標準模型の最小拡張内で実現できることを示します。この単純なモデルは、一般相対性理論の範囲内で、微調整に関連しない標準モデルのすべての欠点に対処でき、近い将来に調査できる独特の実験的特徴を備えています。インフラトン場は、U（1）対称性の集団的破壊から生じ、右巻きニュートリノの2つと相互作用し、膨張中に高温放射浴を維持します。モデルの離散交換対称性は、スカラーポテンシャルを大きな熱補正から保護し、暗黒物質を説明できる遅い時間に安定したインフラトンの残骸をもたらします。モデルの一貫性と宇宙マイクロ波背景放射の観測との一致により、0.1eV未満の軽いニュートリノ質量が自然に生成されますが、熱レプトジェネシスは、インフレーションから放射時代へのスムーズな終了後に自然に発生します。
ワイル不変重力と暗黒物質の性質
暗黒物質の証拠として一般に見られる銀河と銀河団の見かけの欠落質量は、仮想模型を超える物理ではなく、重力結合パラメーター$G$とアクティブ重力質量$M_{act}$の勾配に起因する可能性があります。標準模型の粒子。一般相対性理論のワイル不変拡張（の弱い場の限界）では、$\Phi_{b}（x）\rightarrow\Phi_{b}（x）+\Phi_{DMの変化に単純に影響を与えることができると主張します。}（x）$、ここで$\Phi_{b}$はバリオン源のポテンシャルであり、$\Phi_{DM}$は「過剰」ポテンシャルです。これは、$GM_{act}$の勾配とバリオン密度の$O（-4\Phi_{DM}（x））$のわずかな増加によって補償され、関連するすべてのスケールで現在の検出しきい値をはるかに下回っています。
トリガーとしての弱いスケール
ヒッグス質量パラメーターの値は、標準モデルのローカル演算子の期待値に影響しますか？本質的にすべてのローカル演算子にとって、この質問に対する答えは「いいえ」であり、これは階層性問題のアバターの1つです。ヒッグス質量パラメーターがゼロを超えると、何も「トリガー」されません。この手紙では、ヒッグス質量パラメーター$can$が一部のローカル演算子${\calO}_T$の「トリガー」として機能する設定について説明します。標準モデルでは、これは${\calO}_T={\rmTr}（G\tildeG）$で発生します。また、$Z_4$対称性を持つ「タイプ0」の2つのヒッグスダブレットモデルを紹介します。このモデルでは、${\calO}_T=H_1H_2$がヒッグス質量によってトリガーされ、必然的に比較可能な新しいヒッグス状態の存在が要求されます。弱いスケールに、またはそれよりも軽く、それらを分離するための小刻みに動く余地はありません。驚いたことに、このモデルはまだ衝突型加速器の検索によって完全に除外されておらず、LHCの高光度の実行と将来のヒッグス工場によって鋭く調査されるでしょう。また、このトリガーを使用して弱いスケールの起源を説明し、非常に軽く、弱く相互作用するスカラー$\phi_i$の風景を呼び出し、それを可能にするために必要な${\calO}_T$への結合を使用する可能性についても説明します。十分に小さい宇宙定数を持つ真空を見つけるために。弱いスケールのトリガーは、ヒッグス質量の調整を宇宙定数の調整にリンクしますが、$\phi_i$のコヒーレント振動は暗黒物質を構成する可能性があります。
SDSS-Vアルゴリズム：重く重なり合うロボットファイバーポジショナーのための高速で衝突のない軌道計画
| Title |
SDSS-V_Algorithms:_Fast,_Collision-Free_Trajectory_Planning_for_Heavily_Overlapping_Robotic_Fiber_Positioners |
| Authors |
Conor_Sayres,_Jos\'e_R._S\'anchez-Gallego,_Michael_R._Blanton,_Ricardo_Araujo,_Mohamed_Bouri,_Lo\"ic_Grossen,_Jean-Paul_Kneib,_Juna_A._Kollmeier,_Luzius_Kronig,_Richard_W._Pogge,_Sarah_Tuttle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04721 |
ロボットファイバーポジショナー（RFP）アレイは、広視野の大規模多重化分光測量機器に広く採用されるようになっています。RFPアレイは、フィールドとエクスポージャー間の迅速な再構成により、夜間の運用オーバーヘッドを削減します。同様の機器と比較して、SDSS-Vは、フィールド内の任意のポイントに通常3台以上のロボットがアクセスできる非常に高密度のRFPパッキングスキームを選択しました。この設計により、ターゲットの割り当てに柔軟性がもたらされます。ただし、衝突のない軌道計画のタスクは特に困難です。非常に重複するワークスペースでRFPの衝突のないパスを決定するために、非常に効率的で計算コストが低い2つのマルチエージェント分散制御戦略を紹介します。すべてのロボットアームが格納され、格子状の方向に整列される「折りたたまれた」状態が初期状態と最終状態の間に挿入された場合、2つの任意のロボット構成間の再構成パスを効率的に見つけることができることを示します。SDSS-V用に開発されましたが、ここで説明するアプローチは一般的であるため、さまざまなRFP設計およびレイアウトに適用できます。ロボットファイバーポジショナー技術は急速に進歩し続けており、近い将来、超高密度にパックされたRFP設計が実現可能になる可能性があります。当社のアルゴリズムは、SDSS-VRFP設計よりも大幅に混雑しているレジームでも効率的な結果が得られる、非常に混雑した環境でのルーティングパスで特に機能します。
| Title |
Production_of_Thermal_Axions_across_the_ElectroWeak_Phase_Transition |
| Authors |
Fernando_Arias-Aragon,_Francesco_D'Eramo,_Ricardo_Z._Ferreira,_Luca_Merlo,_Alessio_Notari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04736 |
軽いアクシオンは、ニュートリノのように、宇宙背景放射を残す可能性があります。2つのフェーズを通じてスムーズで継続的な処理を提供することにより、電弱スケール全体での熱アクシオン生成の研究を完了します。フレーバーの保存と第3世代クォークへの結合の違反の両方に焦点を当て、熱浴粒子の散乱と崩壊によって生成されるアクシオンの量を計算します。アクシオンの有効な結合に関してモデルに依存しない分析を実行し、特定の微視的なQCDアクシオンシナリオの予測も行います。この観測可能な効果は、有効な数の追加ニュートリノによって従来どおりにパラメーター化されており、将来のCMB-S4調査の$1\sigma$感度を上回っています。さらに、標準モデル粒子への無次元のアクシオン結合の間に大きな階層がないと仮定した場合、将来のアクシオンヘリオスコープは、私たちが研究するパラメーター領域の補完的なプローブを提供します。
原始摂動の量子回路の複雑さ
初期宇宙のさまざまなモデルにおける宇宙論的摂動の量子回路の複雑さを研究します。宇宙論的摂動の複雑さの自然な尺度は、シンプレクティック群に基づいており、双曲平面の測地線の複雑さを特定することができます。モード関数と物理的摂動の両方の複雑さを調査し、後者は関連する物理学のより洞察に満ちた説明を提供することが多いと主張します。すべてのモデルで、到達する複雑さの合計はかなり大きくなります。インフレーション摂動は、比較的単純な量子回路で表すことができますが、物質が支配的な収縮段階での摂動は、複雑さが最も急速に増大します。エキピロティック摂動は中央に存在し、地平線が出る前の複雑さの最小の成長によって区別されます。私たちの分析は、さまざまな宇宙論モデルがさまざまなルートを介して摂動に対して同じ最終結果を達成する方法と、すべてのモデルが初期条件に対して顕著な感度を示す方法を強調するのに役立ちます。
修正されたニュートン引力法とその宇宙論的$ \ Lambda $-termとの関係
| Title |
The_modified_Newton_attraction_law_and_its_connection_with_cosmological_$\Lambda$--term |
| Authors |
N.N._Fimin,_V.M._Chechetkin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04997 |
ニュートン重力の法則を一般化する可能性と、宇宙定数として識別される反発項を含めることで、弱い場の一般相対論的モデルへの移行を検討します。分析には、ヒルベルトメトリックの修正された重力場でのテスト粒子の運動の分析と、ガリラヤ後のケースから$\Lambda$-を含む修正された正確な点質量メトリックの構築への逆遷移の問題が含まれます。期間。
湾曲した時空におけるプラズマ-光子相互作用I：非回転ブラックホールの周りの形式主義と準束縛状態
| Title |
Plasma-photon_interaction_in_curved_spacetime_I:_formalism_and_quasibound_states_around_nonspinning_black_holes |
| Authors |
Enrico_Cannizzaro,_Andrea_Caputo,_Laura_Sberna,_Paolo_Pani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05114 |
プラズマの存在下で湾曲した時空を伝搬する電磁界の線形力学を調査します。動的方程式は、前の研究でモデルとして採用された効果的なプロカ方程式よりも一般的に複雑で豊富です。一般的な方程式について議論し、球対称ブラックホールの背景にある冷たいプラズマの場合に焦点を当て、ブラックホールが回転すると超放射的に不安定になりがちなプラズマ駆動の準束縛電磁状態をシステムが認めることを示します。準束縛状態はプロカ方程式の状態とは異なり、大規模なスカラー場の場合といくつかの類似点があり、以前の推定と比較して線形不安定性を強く抑制できることを示唆しています。私たちのフレームワークは、天体物理学のブラックホール周辺のプラズマ-光子相互作用を完全に理解するための第一歩を提供します。
エンドツーエンドシミュレーションのための統計的学習
| Title |
Statistical_Learning_for_End-to-End_Simulations |
| Authors |
J._Vicent,_J._Verrelst,_J.P._Rivera-Caicedo,_N._Sabater,_J._Mu\~noz-Mar\'i,_G._Camps-Valls,_J._Moreno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05133 |
エンドツーエンドのミッションパフォーマンスシミュレーター（E2ES）は、衛星ミッションの開発を構想から展開まで加速するのに適したツールです。これらのE2ESのコア要素の1つは、地球観測ミッションのさまざまな機器によって観測される合成シーンの生成です。これらのシーンの生成は、地球の表面および大気との光の相互作用のシミュレーションのために放射伝達モデル（RTM）に依存しています。ただし、高度なRTMの実行は、計算負荷が大きいため実用的ではありません。したがって、事前に計算されたルックアップテーブル（LUT）の従来の補間および統計エミュレーション方法は、妥当な時間で合成シーンを生成するための一般的な方法です。この作業では、入力LUT変数空間をサンプリングするための内挿法とエミュレーション法の精度と計算コストを評価します。MONDTRANベースの大気圏放射輝度データの結果は、ガウス過程エミュレーターがその時間の一部で線形補間よりも正確な出力スペクトルを生成したことを示しています。エミュレーションは、LUTパラメータ空間サンプリングの補間に代わる高速でより正確な代替手段として機能できると結論付けられています。
