修正重力に対する有効流体アプローチによる宇宙論的制約
| Title |
Cosmological_constraints_with_the_Effective_Fluid_approach_for_Modified_Gravity |
| Authors |
Wilmar_Cardona,_Rub\'en_Arjona,_Alejandro_Estrada,_and_Savvas_Nesseris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05282 |
最新の宇宙論データと、効果的な流体アプローチに従ったボルツマンソルバーCLASSの修正バージョンであるEFCLASSを利用して、マルコフ連鎖モンテカルロ法を使用して3つの修正重力モデルの制約を導き出します。特に、Designer$f（R）$（DES-fR）モデルとDesignerHorndeski（HDES）モデルだけでなく、Hu$\＆$Sawicki$f（R）$モデル（HS）も分析します。$\Lambda$CDMモデルからの偏差をパラメーター化する修正された重力パラメーターに厳しい制約があります。DES-fRモデルとHSモデルの両方で、すべてのデータ、つまりPlanck18、CMBレンズ、BAO、パンテオンコンパイル、$H_0の場合、$68\％$の信頼度で$\log_{10}b<-8$が得られます。$Riess測定とRSDGold-18コンパイルが含まれています。HDESモデルの場合、$68\％$の信頼度で$\log_{10}>-5$の値がやや弱いことがわかります。また、修正重力とニュートリノ質量の間の縮退を調べ、自由パラメーターとしてのニュートリノ質量の存在が制約を緩めることを発見しました。他の標準的な分析と比較して、当社の効果的な流体アプローチにはいくつかの利点があります。まず、さまざまなモデルのバックグラウンド拡張を正しくモデル化します。これは、他のコードでは常に行われるとは限りません。次に、ニュートリノの質量の合計を使用して縮退を調べます。
N体シミュレーションで宇宙の進化を学ぶ
大規模な宇宙論的調査の物理学を小さな（非線形）スケールまで理解することで、宇宙に関する知識が大幅に向上します。大規模なN体シミュレーションは、非線形領域での予測を取得するために構築されています。ただし、N体シミュレーションは計算コストが高く、大量のデータを生成するため、ストレージに負担がかかります。これらのデータは、さまざまな時点でシミュレートされた宇宙のスナップショットであり、その履歴全体を正確に保存するには、細かいサンプリングが必要です。ディープニューラルネットワークモデルを使用して、2つの大きく離れたスナップショットが与えられた場合の中間タイムステップでの非線形N体シミュレーションを予測します。私たちの結果は、N体シミュレーションの内挿において3次エルミート内挿ベンチマーク法よりも優れています。この作業により、ストレージ要件を大幅に削減し、はるかに少ない宇宙のスナップショットから宇宙の歴史を再構築することができます。
運動場理論とオイラー標準摂動理論の最初の比較
| Title |
A_first_comparison_of_Kinetic_Field_Theory_with_Eulerian_Standard_Perturbation_Theory |
| Authors |
Elena_Kozlikin,_Robert_Lilow,_Felix_Fabis_and_Matthias_Bartelmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05812 |
宇宙の大規模構造形成のために新しく開発された粒子ベースの運動場理論フレームワークと、オイラー標準摂動理論の確立された形式との詳細な比較を提示します。それぞれの運動方程式の比較分析と初期条件の実装によって、両方のアプローチの質的な違いを強調します。最初の定量的比較の自然な出発点は、フリーストリーミング運動学の非相互作用レジームによって与えられます。我々の結果は、運動場理論がこの体制における標準摂動理論の完全な要約を含むことを示唆している。さらに、運動場の理論の正確なフリーストリーミングソリューションは、標準摂動理論の有限次数では回復できないことを示します。したがって、運動場理論は、非線形構造形成の摂動処理のより良い出発点を提供するはずです。
確率的重力波の背景を持つ原始的特徴の調査
| Title |
Probing_Primordial_Features_with_the_Stochastic_Gravitational_Wave_Background |
| Authors |
Matteo_Braglia,_Xingang_Chen,_Dhiraj_Kumar_Hazra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05821 |
確率的重力波背景（SGWB）は、インフレーションモデルからの原始的な特徴の信号を観察する新しい機会を提供します。LISAミッションの周波数範囲に焦点を当てて、将来の宇宙ベースの重力波実験でそれらの検出可能性を研究します。異なるクラスの特徴を生成できる2フィールドインフレーションモデルのパラメーター空間を探索することにより、原始特徴から重力波スペクトルを計算します。これらの信号が観測ウィンドウに入るには、スケールと振幅を微調整する必要があります。それらが現れると、異なる基礎となるインフレーション物理学の特徴である周波数依存振動信号のいくつかのクラスが区別され、SGWBは宇宙マイクロ波背景放射や大規模構造とは無関係に原始宇宙のダイナミクスに関するウィンドウを提供します。将来の実験データに接続するために、結果をデータ分析に適用する方法の2つのアプローチについて説明します。最初に、高い信号対雑音比を必要とするLISAを使用して信号を再構築する可能性について説明します。2番目のより感度の高いアプローチは、スペクトルを推定量として表すテンプレートを適用することです。後者の目的のために、いくつかのクラスの特徴信号のスペクトル特徴を正確にキャプチャし、他の物理メカニズムによって生成されたSGWBと比較できるテンプレートを導出します。
超銀河団の繭における崩壊、接続性、銀河集団：A2142の場合
宇宙のウェブで最大の銀河系は、超銀河団、銀河の過密度領域、銀河団、銀河団、フィラメントです。超銀河団の周りの低密度領域は、引力の盆地または繭と呼ばれます。私の講演では、A2142超銀河団の銀河、グループ、フィラメントの特性と、赤方偏移$z\約0.09$でのその繭について説明します。繭の境界は、超銀河団の周りの最低密度の領域によって決定されます。超銀河団の構造、動的状態、接続性、銀河の内容、およびクラスターA2142を使用したその高密度コアを分析します。超銀河団の本体が崩壊していて、超銀河団を取り巻く長いフィラメントがそこから切り離されていることを示しています。非常に古い星の種族を持つ銀河は、超銀河団のクラスターやグループの中央部分だけでなく、繭の中で最も貧しいグループにもあります。
z = 3.6から0への低密度HI銀河間媒体の進化：データ、透過フラックス、およびHIカラム密度
| Title |
The_evolution_of_the_low-density_HI_intergalactic_medium_from_z=3.6_to_0:_Data,_transmitted_flux_and_HI_column_density |
| Authors |
Tae-Sun_Kim,_Bart_P._Wakker,_Fahad_Nasir,_Robert_F._Carswell,_Blair_D._Savage,_James_S._Bolton,_Andrew_J._Fox,_Matteo_Viel,_Martin_G._Haehnelt,_Jane_C._Charlton,_Ben_E._Rosenwasser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05861 |
55HST/COSFUVを使用して、0<z<3.6のレッドシフトzの関数としての低密度IGMにおけるHI透過フラックス（F）およびHIカラム密度（N（HI））分布の新しい均一な分析を提示します。（Delta（z）=7.2atz<0.5）、5つのHST/STIS+COSNUV（Delta（z）=1.3atz〜1）および24のVLT/UVESおよびKeck/HIRES（Delta（z）=11.6at1.7）<z<3.6）AGNスペクトル。一貫性のある均一なフォークトプロファイル分析を実行して、さまざまな機器で取得したスペクトルを組み合わせ、系統分類を減らし、金属線の汚染を除去しました。特にz〜1での測定を改善することにより、より確固とした定量的根拠に関する既知の結論を確認します。0<F<1での2つのフラックス統計、平均HIフラックスおよびフラックス確率分布関数（PDF）は、z=3.6からz=1.5にかなりの変化が発生し、その後速度が低下してz<に対して効果的に安定することを示しています。0.5。ただし、視線には大きなばらつきがあります。log（N（HI）/1cm^-2）=[13.5、16.0]でのHI列密度分布関数（CDDF、n（HI）^（-beta）のオプション）の場合、zがベータから減少するにつれてベータが増加します。z〜3.4で〜1.60からz〜0.1でベータ〜1.82。より低い赤方偏移でのCDDF形状は、わずかに大きいCDDF正規化でより高いzCDDFを時計回りに少し回転させることで再現できます。zあたりの吸収線数（dn/dz）は、フラックス統計に見られるように、z〜1.5で同様の進化的ブレークを示しています。高N（HI）吸収体は、低N（HI）吸収体よりも急速に進化し、時間の経過とともに数または断面積が減少します。個々のdn/dzは、特定のzで大きなばらつきを示します。散乱は、より低いzに向かって増加します。これは、より低いzでのより強いクラスタリングが原因である可能性があります。
ビニングは罪を犯している（超新星バージョン）：Ia型超新星を用いた宇宙論的分析における自己較正の影響
| Title |
Binning_is_Sinning_(Supernova_Version):_The_Impact_of_Self-Calibration_in_Cosmological_Analyses_with_Type_Ia_Supernovae |
| Authors |
Dillon_Brout,_Samuel_Hinton,_and_Daniel_Scolnic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05900 |
Ia型超新星（SNIa）の最近の宇宙論的分析（JLA、パンテオンなど）は、系統的不確実性を共分散行列に伝播し、赤方偏移空間で系統的ベクトルをビニングまたは平滑化しました。これらの分析の系統的エラーバジェットは、ビン化されていない共分散行列と平滑化されていない共分散行列を使用することで、$\sim1.5\times$の係数で改善できることを示しています。これを理解するために、宇宙論的パラメーターと、各系統のサイズを制約する追加の自己校正スケールパラメーターに同時に適合する別個のアプローチを採用しています。共分散行列アプローチとスケールパラメーターアプローチが同等の結果をもたらすことを示します。これは、どちらの場合もデータが特定の体系的な不確実性を自己較正できることを意味しますが、情報が赤方偏移空間でビニングまたは平滑化されると、この機能が妨げられます。現在の分析で上位の系統的不確実性を検討し、ビン化されていない場合の系統的不確実性の低減は、系統的が宇宙論モデルの変化と一致しているかどうか、および系統的がSN特性と光度の間の追加の相関によって記述できるかどうかに依存することを発見します。さらに、自己校正の能力はデータセットのサイズとともに増加することを示します。これは、LegacySurveyofSpaceandTime（LSST）やNancyGraceRomanTelescopeのような、測光的に分類されたサンプルの今後の分析に大きなチャンスをもたらします。（NGRST）。ただし、大規模な測光で分類されたサンプルでセルフキャリブレーションを利用するには、現在使用されている測光手法でビニングが必要であるという問題に最初に対処する必要があります。
Juno / JIRAMによるエウロパのNIR観測のベイズ分析
| Title |
Bayesian_analysis_of_Juno/JIRAM's_NIR_observations_of_Europa |
| Authors |
Ishan_Mishra,_Nikole_Lewis,_Jonathan_Lunine,_Paul_Helfenstein,_Ryan_J._MacDonald,_Gianrico_Filacchione_and_Mauro_Ciarniello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05240 |
ジュノー宇宙船の分光計JIRAMは最近、2-5{\mu}mの波長領域で月エウロパを観測しました。ここでは、20{\deg}Nと40{\deg}W付近の一連の観測の平均スペクトルの分析を示し、アモルファスと結晶の2つの形態の水氷に焦点を当てます。また、これを、反射分光法のための新しいベイズスペクトル反転フレームワークを提示する機会としてとらえています。最初に、アモルファス氷と結晶氷の混合物のシミュレートされたスペクトルと結晶氷の実験室スペクトルを使用して、このフレームワークを検証します。次に、JIRAMデータを分析し、ベイズモデルの比較を通じて、アモルファス氷と結晶氷の2成分密接混合モデル（TC-IMモデル）が2成分よりも強く好ましいことを発見しました（26{\sigma}信頼度）。同じ種のモデルですが、それらのスペクトルが面的/線形的に混合されています。また、TC-IMモデルは、アモルファスまたは結晶氷のみを使用する単一コンポーネントモデルよりも強く優先されることがわかり（>30{\sigma}の信頼度）、データにこれら両方の水氷相が存在することを示しています。JIRAMデータの最高のSNR推定値の場合、TC-IMモデルソリューションは、小さな（23.12+/-1.01ミクロン）アモルファス氷粒子の非常に大きな数密度の割合（99.952+/-0.001\％）の混合物に対応します。大きな（565.34+/-1.01ミクロン）結晶性氷粒のごくわずかな部分（0.048+/-0.001\％）。私たちが見つけた小さなアモルファス氷粒の過剰は、以前の研究と一致しています。ただし、TC-IMモデルの最尤スペクトルは、2.5および3.6{\mu}m付近の領域のデータと緊張関係にあり、主に現在モデルに含まれていない非氷成分の存在を示しています。極低温光学定数の利用可能性が限られているため。
SAO206462原始惑星系円盤の渦巻腕パターン運動
| Title |
Spiral_Arm_Pattern_Motion_in_the_SAO_206462_Protoplanetary_Disk |
| Authors |
Chengyan_Xie,_Bin_Ren,_Ruobing_Dong,_Laurent_Pueyo,_Jean-Baptiste_Ruffio,_Taotao_Fang,_Dimitri_Mawet,_Tomas_Stolker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05242 |
渦巻腕は12を超える原始惑星系円盤で観察されていますが、ほぼすべてのシステムの起源については議論が続いています。スパイラルアームの形態のマルチエポックモニタリングは、2つの主要なアーム形成メカニズムを区別する動的な方法を提供します。これらのメカニズムは異なる運動パターンを予測するため、コンパニオン駆動と重力不安定誘導です。2015年と2016年に超大型望遠鏡（VLT）のSPHERE機器を使用して、SAO206462システムのマルチエポックJバンド観測を分析することにより、偏光における2つの顕著な渦巻腕のパターン運動を測定します。一方では、両方の腕が共動している場合、重力の不安定な動きを排除して、円軌道上の$86_{-13}^{+18}$auの惑星によって駆動することができます。一方、それらは$120_{-30}^{+30}$auと$49_{-5}^{+6}$auの2つの惑星によって駆動され、暫定的な証拠を提供します（3.0$\sigma$）2つのスパイラルが独立して動いていること。独立した腕の動きは、1998年と2005年にハッブル宇宙望遠鏡（HST）に搭載されたNICMOS機器を使用したアーカイブ観測の再削減の分析によってサポートされる可能性がありますが、影を含むアーティファクトはHST観測で偽の腕の動きを示す可能性があります。今後の再観測により、SAO206462スパイラルアームの運動メカニズムがより適切に制約されることが期待されます。
| Title |
Speckle_Imaging_Characterization_of_Radial_Velocity_Exoplanet_Systems |
| Authors |
Paul_A._Dalba,_Stephen_R._Kane,_Steve_B._Howell,_Elliott_P._Horch,_Zhexing_Li,_Lea_A._Hirsch,_Jennifer_Burt,_Timothy_D._Brandt,_Teo_Mocnik,_Gregory_W._Henry,_Mark_E._Everett,_Lee_J._Rosenthal,_Andrew_W._Howard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05253 |
長期視線速度（RV）モニタリングキャンペーンのメンバーであり、広い軌道にある惑星または恒星の伴侶を示すかなりの加速を示した53の恒星システムのスペックルイメージング観測を実施しました。私たちの観測は、ジェミニ南の微分スペックル測量機器とWIYN望遠鏡のNN-ExploreExoplanetStellarSpeckleImagerを使用して青と赤のフィルターで行われました。スペックルイメージングは、一次星から2秒角以内に8つの発光コンパニオンを識別します。これらのシステムのうちの3つ（HD1388、HD87359、およびHD104304）では、画像化されたコンパニオンのプロパティはRV測定値と一致しており、これらのコンパニオンがRV変動の主な原因に関連している可能性があることを示唆しています。53の恒星系すべてについて、イメージングから異なる大きさの限界（つまり、コントラスト曲線）を導き出します。この分析を拡張して、画像検出のないシステムのコンパニオン質量の上限を含めます。25のシステムでは、質量が0.2〜$M_{\odot}$を超えるコンパニオンを除外し、観測されたRV信号が後期M矮星または亜恒星（惑星の可能性がある）オブジェクトによって引き起こされていることを示唆しています。一方、RVと画像解析の共同分析では、HD19522のRV信号の惑星の説明がほぼ完全に除外されており、コンパニオンは10分の数秒未満の角距離を持っている必要があることが示唆されています。この作品は、近くの惑星系の外側の領域を特徴づけるためのRVと画像観測の組み合わせの重要性を強調しています。
トランジットとRVの組み合わせ：合成された人口モデル
視線速度と通過調査からの制約を同時に合成することにより、太陽系外惑星の発生率を推定するためのフレームワークを提示します。近似ベイズ計算とさまざまな質量半径（M-R）関係を使用して、これらの調査を個別に、または共同で記述した人口モデルを調査します。このアプローチを使用して、$d^{2}N/d\log{P}d\log{M}\proptoP^{\beta}M^{\alpha}$の形式の惑星分配関数を次のように近似します。周期$P=[25、200]$日および質量$M=[2、50]M_{\oplus}$でFGK星を周回する惑星への、$M_{b}$でのべき乗則の質量の破れ。Otegietal。からのM-R関係がわかります。（2020）は、岩石と揮発性物質に富む集団の質量を重ね合わせることで、両方のタイプの調査と一致するモデルを見つけることができます。ジョイントフィットにより、$M_{b}=21.6_{-3.2}^{+2.5}M_{\oplus}$が得られます（エラーは68.3％の信頼区間を反映しています）。これは、トランジットのみの考慮事項からの脱却およびそのような重複のないM-R関係よりもほぼ3倍高くなります。対応する惑星と星の質量比の破れ$q_{b}\sim7\times10^{-5}$は、マイクロレンズ研究と一致している可能性があります（$q_b\sim6\times10^{-5}-2\times10^{-4}$）。ジョイントフィットでは、オーバーラップ領域の$F_{\text{rocky}}=0.63_{-0.04}^{+0.04}$惑星の一部が岩の集団に属することも必要です。私たちの結果は、観測された惑星の人口を説明するために、将来のM-R関係が異なるタイプの惑星の混合を説明する必要があることを強く示唆しています。
複数の惑星形成モデルに基づく揮発性物質に富む小惑星のCr同位体不均一性の評価
小惑星の包括的な進化シナリオを説明することは、太陽系のさまざまな物理的プロセスを説明するための鍵です。バルクスケールの炭素質コンドライト（CC）は、親体の形成過程に関連する原始的な情報を記録している可能性があります。この研究では、バルクスケールCCの元素合成Cr同位体変動（54Cr/52Cr）を利用して、揮発性物質に富む小惑星の相対的な形成領域を推定しようとしました。数値計算は、同位体的に異なる（太陽とプレソーラー）ダストの時間的変化と、ディスク半径を持つ混合材料の54Cr/52Cr値を追跡するために実施されました。まず、CC形成領域の同位体の不均一性は、ディスク内の移流と拡散のタイムスケールを増加させる弱い乱流設定で維持されることを発見しました。次に、巨大惑星によって形成されたギャップの影響を評価しました。最後に、注入された超新星からの距離とプレソーラー粒子のCr同位体組成を、CCの推定形成領域の観点から調査しました。私たちの結果では、4種類のCCのもっともらしい形成領域は、約2個の超新星とプレソーラー粒子の典型的なCr同位体組成から得られます。CCの親体（すなわち、揮発性物質に富む小惑星）の中で、B型小惑星が最も外側の領域に形成されました。これは現在の人口と一致せず、D型小惑星は一般にほとんどのC複合小惑星を超えて位置していることを示しています。小惑星の初期軌道と現在の軌道の両方は、木星と土星の内外への移動に起因する散乱によって説明されるかもしれません。
火星の昼間の上層大気における禁止された原子状酸素放出
| Title |
Forbidden_atomic_oxygen_emissions_in_the_Martian_dayside_upper_atmosphere |
| Authors |
Susarla_Raghuram_and_Sonal_Kumar_Jain_and_Anil_Bhardwaj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05593 |
最近、欧州宇宙機関のExoMarsTraceGasOrbiter（TGO）に搭載されたNadirandOccultationforMarsDiscovery（NOMAD）紫外可視分光計装置が、[OI]2972と5577{\AA}（緑）の両方の四肢発光強度を同時に測定しました。火星の上層大気の昼間の排出量。私たちは、火星の昼光上層大気におけるこれらすべての禁止された原子状酸素放出（[OI]2972、5577、6300、6464{\AA}）の光化学と、可視昼側でこれらの放出線を同時に検出するための適切な条件を調査することを目指しています。スペクトル。光化学モデルは、火星の上層大気におけるさまざまなO含有種のさまざまな化学反応を組み込むことにより、O（1S）とO（1D）の生成と損失のプロセスを研究するために開発されました。Fox（2004）でモデル化された減光プロファイルを2分の1に減らすことにより、[OI]5577および2972{\AA}放出の計算された四肢強度プロファイルは、NOMAD-TGO観測と一致することがわかります。この場合、120km未満の高度では、[OI]6300{\AA}放射のモデル化された肢強度は、[OI]2972{\AA}放射のNOMAD-TGO観測のそれと比較して2〜5倍小さくなります、およびこの距離を超えると、観測の上限に匹敵します。これらの原子状酸素禁止輝線の四肢強度に影響を与える可能性のあるさまざまなパラメータを研究しました。火星が近日点に近く、太陽極大期にあるときの[OI]6300{\AA}放射について計算された四肢強度は、火星の昼側で撮影されたNOMAD-TGO可視スペクトルでこれらすべての禁止された放射が観測可能であることを示唆しています。上層大気。禁止されている原子状酸素輝線のより多くの同時観測は、火星の昼間の上層大気における酸素含有種の光化学的プロセスを理解するのに役立ちます。
月の裏側と手前側の地殻の厚さの違いの計算
月の裏側と手前側の地殻の厚さの違いの原因は、ソビエト宇宙船ルナ3号が月の裏側の最初の画像を送り返した1959年以来、天文学の未解決の問題と見なされてきました。この問題は、月の向こう側の高地問題と呼ばれます。この記事では、著者は月の重心からその幾何学的中心からの重心シフトと、それを説明するために必要な月の遠い側と近い側の間の地殻の厚さの違いを推測します。これらの現象を説明するために提案された他の理論がありますが、この理論は、地球の外部重力と月の同期回転と回転による月の物質への影響から自然に生じるものとしてそれらを説明します。著者の数学モデルでは、重心シフトの計算値は1.6km、地殻の厚さの差は16kmになります。これらの値は両方とも、受け入れられた値に近いです。
宇宙線が彗星核に及ぼす影響：I線量沈着
| Title |
The_Effect_of_Cosmic_Rays_on_Cometary_Nuclei:_I_Dose_deposition |
| Authors |
G._Gronoff,_R._Maggiolo,_G._Cessateur,_W.B._Moore,_V._Airapetian,_J._De_Keyser,_F._Dhooghe,_A._Gibbons,_H._Gunell,_C.J._Mertens,_M._Rubin,_S._Hosseini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05772 |
彗星は、太陽系で最も自然のままの物質を含んでいると考えられている小さな物体です。ただし、4.5Gy前に形成されて以来、さまざまなプロセスによって変更されています。多くの電磁放射にさらされていない間、彼らは強い粒子放射を経験します。銀河宇宙線と太陽エネルギー粒子は、広範囲のエネルギーを持ち、彗星の表面と地下と相互作用します。それらは、カイパーベルトまたはオールトの雲の彗星の宇宙風化の主な原因です。また、彗星が凝集する前に氷に影響を与えます。低エネルギー粒子は彗星の表面とのみ相互作用しますが、最もエネルギーの高い粒子は数十メートルまでかなりの量のエネルギーを蓄積します。この相互作用は、彗星の氷の同位体比を変更し、O2やH2O2などの放射線分解によって二次化合物を生成する可能性があります（論文II：Maggioloetal。、2020）。この論文では、同位体生成プロセスを説明するために変更されたGeant4アプリケーションを使用して、深さの関数としてエネルギー粒子のエネルギー蓄積をモデル化します。銀河宇宙線と太陽エネルギー粒子によって彗星核に蓄積されたエネルギーを定量化します。彗星の氷の同位体および化学組成に対するエネルギー蓄積の影響と、特にESA/ロゼッタ宇宙船による67P/チュリュモフゲラシメンコの彗星観測の解釈に対するそれらの影響については、ペーパーIIで説明します。
67P彗星/チュリュモフゲラシメンコ彗星のコマにおける分子依存酸素同位体比
| Title |
Molecule_dependent_oxygen_isotopic_ratios_in_the_coma_of_comet_67P/Churyumov-Gerasimenko |
| Authors |
K._Altwegg,_H._Balsiger,_M._Combi,_J._De_Keyser,_M._N._Drozdovskaya,_S._A._Fuselier,_T._I._Gombosi,_N._H\"anni,_M._Rubin,_M._Schuhmann,_I._Schroeder,_S._Wampfler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05788 |
地球上の3つの安定酸素同位体16O、17O、18Oの比率は、太陽系で私たちが知る限り、隕石にいくつかの外れ値があり、せいぜい数パーセントのオーダーの変動を示しています。しかし、星間物質では、いくつかの特定の分子にいくつかの高度に分別された酸素同位体比があります。この研究の目的は、67P/チュリュモフゲラシメンコ彗星のコマに見られるさまざまな揮発性分子の酸素同位体比を調査し、それらを星間雲の結果と比較して、共通点と相違点を評価することです。この目標を達成するために、彗星周辺でのミッション中にロゼッタのROSINA機器からのデータを分析しました。16O/18O比は、O2、メタノール、ホルムアルデヒド、硫化カルボニル、および一酸化硫黄/二酸化硫黄について決定できます。O2の場合、16O/17O比も利用できます。一部の比率は、特に硫黄含有分子とホルムアルデヒドの場合、重い同位体で強く濃縮されていますが、メタノールの場合、比率は太陽系の比率と互換性があります。O2はその中間にありますが、その酸素同位体比は明らかに水とは異なります。これは、放射線分解、昇華中の不均化、または水イオンが核に衝突することによるEley-Ridealプロセスなど、水からのO2の起源を除外する可能性があります。文学。
金星の雲におけるホスフィンシグネチャーのロバスト性について
| Title |
On_the_Robustness_of_Phosphine_Signatures_in_Venus'_Clouds |
| Authors |
Jane_S._Greaves,_William_Bains,_Janusz_J._Petkowski,_Sara_Seager,_Clara_Sousa-Silva,_Sukrit_Ranjan,_David_L._Clements,_Paul_B._Rimmer,_Helen_J._Fraser,_Steve_Mairs,_Malcolm_J._Currie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05844 |
データとスクリプトをリリースする際のオープンサイエンスの原則に従って、金星の雲の中のホスフィン分子のスペクトルを公開しました（コミュニティの入力により、ALMAの再処理が行われ、現在は複数のプロジェクトに役立っています）。スペクトルベースラインのトレンド除去に関するいくつかの誤解も浮上しており、ここで取り上げます。JCMTPH3検出データを使用して、周期的なリップルの数学的に正しい多項式フィッティングが「偽の線」（確率<〜1％）を引き起こさないことを示します。次に、フーリエ変換を介して、波紋を非主観的な方法で特徴付けることができることを示します。20ppbのPH3機能は、JCMTベースラインの不確実性と比較して約5{\sigma}であり、周期的なリップルパターンの狭い摂動体として特徴的です。FTから導出されたベースラインの構造は、多項式フィッティングがガイドされていない場合、アーティファクトを増幅し、実際の線の重要性を人為的に減らす可能性があることも示しています。
銀河の加速場のグラフ化I.ESPaDOnSとUVESからのフォローアップによるガイアDR2とEDR3による恒星の流れの検索
| Title |
Charting_the_Galactic_acceleration_field_I._A_search_for_stellar_streams_with_Gaia_DR2_and_EDR3_with_follow-up_from_ESPaDOnS_and_UVES |
| Authors |
Rodrigo_Ibata_and_Khyati_Malhan_and_Nicolas_Martin_and_Dominique_Aubert_and_Benoit_Famaey_and_Paolo_Bianchini_and_Giacomo_Monari_and_Arnaud_Siebert_and_Guillaume_F._Thomas_and_Michele_Bellazzini_and_Piercarlo_Bonifacio_and_Elisabetta_Caffau_and_Florent_Renaud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05245 |
STREAMFINDERアルゴリズムを使用して、ガイアデータリリース2（DR2）および初期データリリース3（EDR3）カタログで検出された恒星ストリームのマップを示します。また、高解像度CFHT/ESPaDOnSおよびVLT/UVESスペクトログラフ、および中解像度NTT/EFOSC2スペクトログラフで得られたより明るいDR2ストリームメンバーの分光学的フォローアップについても報告します。明確な前駆体を持たない3つの新しい恒星ストリームがDR2で検出され（Hrid、Vid、Gunnthraという名前、7つがEDR3で検出されます（Gaia-6からGaia-12という名前））いくつかの候補ストリームも識別されます。ソフトウェアは検出します。球状星団NGC288、NGC1261、NGC1851、NGC3201、M68、オメガ星団、NGC5466、パロマー5、M5、M92、NGC6397に関連する非常に長い潮汐尾。これらの恒星の流れはその後に使用されます。$\sim100$pcから$\sim100$kpcスケールで銀河加速場の特性をグラフ化するためのこのシリーズの貢献。
ACTIONFINDER：一連の軌道セグメントからアクションと加速フィールドを計算するための教師なし深層学習アルゴリズム
| Title |
The_ACTIONFINDER:_An_unsupervised_deep_learning_algorithm_for_calculating_actions_and_the_acceleration_field_from_a_set_of_orbit_segments |
| Authors |
Rodrigo_Ibata_and_Foivos_Diakogiannis_and_Benoit_Famaey_and_Giacomo_Monari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05250 |
静的ポテンシャルの軌道に沿った位相空間測定のサンプルを作用座標と角度座標に変換するように設計された深層学習アルゴリズムである「ACTIONFINDER」を紹介します。アルゴリズムは、同じ軌道に沿ったポイントが同じアクションを持っているという事実を使用して、教師なしの方法で位置と速度からアクションと角度へのマッピングを見つけます。ここでは、メソッドの動作を示し、単純な軸対称モデルでテストし、派生アクションをトーラスマッピング手法で生成されたアクションと比較します。わずか1024の入力位相空間測定で、天の川の現実的なモデルのアクションを$\sim0.6$％の精度に回復することを示します。これらのアクションは、St\"ackelファッジで推定されたものよりも軌道に沿ってはるかによく保存されます。私たちの場合、アクションと角度から位置と速度への相互マッピングも学習できます。ACTIONFINDERの利点の1つは、潜在的な可能性を事前に知る必要はなく、実際には加速度場を返すように設計されています。このアルゴリズムは、数値シミュレーションで動的システムの特性を分析するのにすぐに役立つと期待しています。ただし、この取り組みの最終的な目標は次のとおりです。それを実際の恒星の流れに適用して、基礎となる暗黒物質の特性や重力の振る舞いについて比較的無視できる方法で銀河の加速場を回復します。
伝導、粘度、磁場を伴うシミュレートされた星間物質の熱不安定性と多相ガス
| Title |
Thermal_Instability_and_Multiphase_Gas_in_the_Simulated_Interstellar_Medium_with_Conduction,_Viscosity_and_Magnetic_Fields |
| Authors |
R._Michael_Jennings,_Yuan_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05252 |
熱不安定性（TI）は、星間物質（ISM）での多相構造の形成とそのダイナミクスに重要な役割を果たし、さまざまな天体物理環境での冷たい雲の生成に関する主要な理論です。この論文では、さまざまな初期条件と物理的プロセスの影響下での熱不安定性を調査します。さまざまな初期パワースペクトルのガウス確率場（GRF）密度摂動を実験します。また、等方性流体力学および異方性電磁流体力学（MHD）シミュレーションに熱伝導と物理粘度を登録します。初期のGRFスペクトルインデックス$\alpha$は、熱的不安定性の純粋な流体力学的発達に劇的な影響を及ぼし、雲のサイズ、数、および動きに影響を与えることがわかりました。雲の断片化は、引き裂きと収縮のリバウンドという2つのメカニズムが原因で発生します。等方性伝導と粘性を伴う実行では、雲の構造とダイナミクスは非線形領域での蒸発と凝縮の流れによって支配され、流速は粘度によって調整されます。雲の混乱は、ダリエウス-ランダウ不安定性（DLI）の結果として発生します。非常に遅い時期ですが、すべての個々の雲は、すべての流体力学的実行で1つの冷たい構造に融合します。MHDの場合、雲の構造は初期の摂動と初期の磁場強度の両方によって決定されます。高い$\beta$の実行では、異方性伝導により、高密度のフィラメントが局所的な磁場と整列し、磁場の方向が再配向する可能性があります。強い磁場はクロスフィールド収縮を抑制し、コールドフィラメントは初期磁場に沿ってまたは垂直に形成される可能性があります。
恒星の流れのガイアEDR3観測を使用した太陽の速度の測定
| Title |
Measuring_the_Sun's_velocity_using_Gaia_EDR3_observations_of_Stellar_Streams |
| Authors |
Khyati_Malhan,_Rodrigo_A._Ibata,_Nicolas_F._Martin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05271 |
恒星の流れのガイア初期データリリース3（EDR3）観測を使用して、銀河ハローに関する太陽の速度を測定します。私たちの方法は、低質量の小川では、星の固有運動が銀河の非回転静止フレームの小川構造に沿って向けられるべきであるという事実に依存していますが、観測された偏差は太陽自身の反射運動のために発生します。この原理により、$\sim3-30$kpcの範囲で17のストリームを分析するために使用する単純な幾何学的手順を実装できます。太陽の運動に対する私たちの制約は、銀河ポテンシャルモデルとは無関係であり、太陽の銀河中心距離とも無相関です。太陽の速度を$V_{R、\odot}=8.88^{+1.20}_{-1.22}\、\rm{kms^{-1}}$（放射状に銀河中心に向かって）、$V_{として推測します。\phi、\odot}=241.91^{+1.61}_{-1.73}\、\rm{kms^{-1}}$（銀河の回転方向）および$V_{z、\odot}=3.08^{+1.06}_{-1.10}\、\rm{kms^{-1}}$（垂直上向き）、他の手法による過去の測定値とグローバルに一致。ただし、$V_{z、\odot}$コンポーネントには小さいながらも重要な違いがあります。これらのパラメーターのいくつかは有意な相関関係を示しており、MCMC出力を提供しているため、読者は将来の作業への入力として使用できます。他の参照フレームを使用した、太陽の速度推定と以前の結果との比較は、内側の銀河がハローストリームによって定義された慣性フレームに対して動いていないことを示しています。
統合星形成法の再考。 II。スターバーストと結合されたグローバルシュミット法
| Title |
Revisiting_the_Integrated_Star_Formation_Law._II._Starbursts_and_the_Combined_Global_Schmidt_Law |
| Authors |
Robert_C._Kennicutt_Jr.,_Mithi_A.C._de_los_Reyes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05363 |
スターバーストにおけるディスク平均シュミット面密度星形成法則の形式を再調査するために、112個の核周囲星形成領域の分子ガス含有量と赤外線ベースの星形成率（SFR）の観測をまとめます。次に、これらの結果を、delosReyes\＆Kennicutt（2019）からの153個の近くの非スターバースト円盤銀河の総ガスおよびSFR表面密度と組み合わせて、Kennicutt（1998;K98）に従って、組み合わされた星形成法則の特性を調査します。結合されたシュミットの法則は、勾配$n=1.5\pm0.05$（フィッティング方法の不確実性を含む）の単一のべき乗則に適合できることを確認します。これは、K98で検出された値$n=1.4\pm0.15$よりもいくらか急です。。ただし、スターバースト以外の銀河とスターバースト銀河に別々のべき乗則を当てはめると、非常に異なる傾き（それぞれ、$n=1.34\pm0.07$と$0.98\pm0.07$）が生成され、ゼロ点（$\）に顕著なオフセットが生じます。より高いSFR表面密度とのスターバースト関係のsim$0.6\、dex）。このオフセットは、CO強度と水素分子表面密度の共通の変換係数を適用した場合でも見られ、星間塵のディスク表面密度をガス測定のプロキシとして使用した場合に確認されます。スターバーストデータで発生する可能性のある系統的バイアスのテストでは、このような大きなオフセットの偽のソースを発見できません。銀河のグローバルシュミット法則は、少なくとも従来の方法で測定されているように、バイモーダルまたはおそらくマルチモーダルであると暫定的に結論付けます。考えられる原因には、分子ISMの小規模構造や恒星の初期質量関数の変化などがあります。単一の$n\sim1.5$べき乗則は、銀河の形成と進化の分析モデルまたは数値モデルの信頼できる近似または「レシピ」として残っています。
惑星状星雲とそれらを見つける方法：レビュー
前提：このレポートは、惑星状星雲PNe候補の検出とコンパイル、およびそれらの検証方法に関する有用な背景と情報を提供することを目的としています。これは、この分野に参入する大学院生向けであり、より一般的な関心事でもあります。
銀河の正面衝突による中央ブラックホールガス貯留層の破壊
| Title |
Destruction_of_the_central_black_hole_gas_reservoir_through_head-on_galaxy_collisions |
| Authors |
Yohei_Miki,_Masao_Mori,_Toshihiro_Kawaguchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05700 |
銀河の中央部にある巨大なブラックホールは、十分な量のガスが巨大なブラックホールに降着すると、活動銀河の核として大量の光を放射し、降着するガスの重力エネルギーを放出します。銀河の衝突は、角運動量の伝達を通じて中央の巨大なブラックホールへの大量の燃料供給を引き起こすことにより、核の活動を強化すると考えられてきました。ここでは、アンドロメダ銀河の銀河衝突に明確に決定されたパラメータセットを適用して、分析モデルと3次元流体力学シミュレーションを使用することにより、銀河衝突がブラックホールの燃料供給を抑制できることを示します。私たちのモデルは、銀河の中心衝突が、落下ガスのカラム密度が高いときに、トーラスガスと落下ガスの間の運動量伝達を介して、推定燃料源である巨大なブラックホールを取り巻くトーラス型ガスを取り除くことができることを示していますトーラスよりも。ブラックホールの燃料供給をオフにするための派生条件は、現在明るい核のかなりの部分が非アクティブになる可能性があることを示しており、銀河の合体イベントに関連する活動銀河のフェージング/死滅現象を彷彿とさせます。したがって、銀河衝突は、衝突軌道（正面または遠方の中心）に応じて、原子核活動のスイッチオフとオンの両方に関与する可能性があります。
マイティー：巨大な電波銀河は私たちが思っていたよりも一般的ですか？
| Title |
MIGHTEE:_Are_giant_radio_galaxies_more_common_than_we_thought? |
| Authors |
J._Delhaize,_I._Heywood,_M._Prescott,_M._J._Jarvis,_I._Delvecchio,_I._H._Whittam,_S._V._White,_M._J._Hardcastle,_C._L._Hale,_J._Afonso,_Y._Ao,_M._Brienza,_M._Brueggen,_J._D._Collier,_E._Daddi,_M._Glowacki,_N._Maddox,_L._K._Morabito,_I._Prandoni,_Z._Randriamanakoto,_S._Sekhar,_Fangxia_An,_N._J._Adams,_S._Blyth,_R._A._A._Bowler,_L._Leeuw,_L._Marchetti,_S._M._Randriamampandry,_K._Thorat,_N._Seymour,_O._Smirnov,_A._R._Taylor,_C._Tasse,_M._Vaccari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05759 |
MeerKATInternationalGHzTieredExtragalacticExploration（MIGHTEE）調査を使用して、2つの新しい巨大電波銀河（GRG）の発見を報告します。両方のGRGは、COSMOSフィールド内の1deg^2領域内で見つかりました。赤方偏移はz=0.1656とz=0.3363で、物理サイズはそれぞれ2.4Mpcと2.0Mpcです。ローブの拡散放射が解決されたため、これらのGRGのコアのみが以前の高解像度VLA観測ではっきりと見えました。ただし、新しいMeerKAT望遠鏡の優れた感度とUVカバレッジにより、この拡散放射を検出することができました。GRGは、無線電力の未実装領域（サイズパラメータ空間）を占有します。GRG数密度の最近の推定に基づくと、ポアソン統計を仮定すると、〜1deg^2フィールドでz<0.4でこのような大きなサイズの2つ以上のGRGが見つかる確率はわずか2.7x10^-6です。これは、低表面輝度放射に対する感度が限られているために、GRGの有病率が過去に大幅に過小評価されてきたという仮説を支持します。ここに提示された2つのGRGは、拡散した拡張放出に対して絶妙な感度を提供するMIGHTEEのような調査を通じて明らかにされた新しい集団の最初のものである可能性があります。
| Title |
Hybrid_analytic_and_machine-learned_baryonic_property_insertion_into_galactic_dark_matter_haloes |
| Authors |
Ben_Moews,_Romeel_Dav\'e,_Sourav_Mitra,_Sultan_Hassan,_Weiguang_Cui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05820 |
重力効果のみに依存する宇宙論的暗黒物質のみのシミュレーションは計算が比較的高速ですが、シミュレートされた銀河のバリオン特性は、実行するのに計算コストがかかる複雑な流体力学シミュレーションを必要とします。平衡モデルの拡張バージョン、銀河の恒星、ガス、および金属含有量の進化を説明する分析形式の機械学習フレームワークへのマージについて検討します。そうすることで、分析形式だけで提供できるよりも多くの特性を回復することができ、N体シミュレーションで銀河系の暗黒物質ハローにバリオン特性を設定する高速流体力学シミュレーションエミュレーターを作成します。到達精度とこのアプローチが提供する速度の利点の間にはトレードオフがありますが、私たちの結果は、バリオン特性のサブセットに対して機械学習のみを使用するアプローチよりも優れています。この新しいハイブリッドシステムが、完全な流体力学スイートのプロパティを妥当な程度に模倣することにより、暗黒物質のみの情報を迅速に完成できることを示し、ハイブリッドと機械学習のみのフレームワークの長所と短所について説明します。そうすることで、私たちは宇宙論で一般的に展開されるシミュレーションの加速を提供します。
| Title |
Detection_of_large-scale_X-ray_bubbles_in_the_Milky_Way_halo |
| Authors |
P._Predehl,_R._A._Sunyaev,_W._Becker,_H._Brunner,_R._Burenin,_A._Bykov,_A._Cherepashchuk,_N._Chugai,_E._Churazov,_V._Doroshenko,_N._Eismont,_M._Freyberg,_M._Gilfanov,_F._Haberl,_I._Khabibullin,_R._Krivonos,_C._Maitra,_P._Medvedev,_A._Merloni,_K._Nandra,_V._Nazarov,_M._Pavlinsky,_G._Ponti,_J._S._Sanders,_M._Sasaki,_S._Sazonov,_A._W._Strong_and_J._Wilms |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05840 |
天の川のハローは、銀河形成のモデルによって予測される衝撃を受けた高温ガスの特性を研究するための実験室を提供します。天の川の核での過去の活動からハローへのエネルギー注入の観測的証拠があります。しかし、このエネルギーの起源（星形成や超大質量ブラックホール活動）は不明であり、核構造と大規模な特徴との因果関係は明確に確立されていません。ここでは、銀河中心の上下約14キロパーセクに広がり、北極スパーに類似した南の空の構造を含む軟X線放射気泡を報告します。これらの気泡の鋭い境界は、無衝突で非放射性の衝撃を追跡し、気泡が局所的な超新星の残骸ではなく、ガンマ線に見られる特徴に密接に関連する広大な銀河規模の構造の一部であるという考えを裏付けています。銀河中心からの大規模なエネルギー注入は、{\gamma}線とX線の両方の気泡の原因である可能性が最も高いです。後者の推定エネルギーは約10$^{56}$ergであり、これは天の川の銀河系周辺媒体の構造、エネルギー含有量、および化学的濃縮を混乱させるのに十分です。
重力レンズクエーサーQ0957 + 561およびSBS0909 + 532における近赤外および光学連続発光領域のサイズ測定
| Title |
Near_infrared_and_optical_continuum_emission_region_size_measurements_in_the_gravitationally_lensed_quasars_Q0957+561_and_SBS0909+532 |
| Authors |
Matthew_A._Cornachione,_Christopher_W._Morgan,_Hayden_R._Burger,_Vyacheslav_N._Shalyapin,_Luis_J._Goicoechea,_Frederick_J._Vrba,_Scott_E._Dahm,_Trudy_M._Tilleman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05856 |
重力レンズクエーサーQ0957+561およびSBS0909+532について、$g$-バンド、$r$-バンド、および$H$-バンドの3つのフィルターで更新された光度曲線のマイクロレンズ分析を示します。どちらのシステムも、ベイジアンモンテカルロ法を使用して分析する顕著なマイクロレンズ機能を表示し、各バンドのクエーサー連続発光領域のサイズを制限します。サイズは、60度の傾斜角にスケーリングされた半光半径として報告されます。Q0957+561の場合、$\log{（r_{1/2}/\text{cm}）}=16.54^{+0.33}_{-0.33}$、$16.66^{+0.37}_{-0.62}を測定します。$、および$17.37^{+0.49}_{-0.40}$は、それぞれ$g$-、$r$-、および$H$-バンドです。SBS0909+532の場合、$\log{（r_{1/2}/\text{cm}）}=15.83^{+0.33}_{-0.33}$、$16.21^{+0.37}_{-0.62}を測定します。$、および$17.90^{+0.61}_{-0.63}$は、それぞれ$g$-、$r$-、および$H$-バンドです。クエーサーレストフレームの紫外線から光までの3つのバンドでのサイズ測定により、降着円盤のサイズを波長$r\propto\lambda^{1/\beta}$でスケーリングすることに制約を課すことができます。両方のシステムの共同分析では、薄いディスク理論によって予測されたものよりも浅い勾配、$\beta=0.35^{+0.16}_{-0.08}$が見つかりました。これは、マルチエポックマイクロレンズ研究からの他の制約と一致しています。
ガイアEDR3の運動学的に熱い星から推測される銀河棒渦巻銀河の共鳴
| Title |
Galactic_Bar_Resonances_Inferred_from_Kinematically_Hot_Stars_in_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Daisuke_Kawata_(1),_Junichi_Baba_(2),_Jason_A._S._Hunt_(3),_Ralph_Sch\"onrich_(1),_Ioana_Ciuc\v{a}_(1,4,5),_Jennifer_Friske_(1,6),_George_Seabroke,_Mark_Cropper_(1)_((1)_MSSL,_UCL,_(2)_NAOJ,_(3)_CCA,_Flatiron,_(4)_RSAA,_ANU,_(5)_ASTRO-3D,_(6)_LMUM) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05890 |
孤立した円盤銀河の数値シミュレーションを使用して、最初に、内側の棒構造の共鳴が、過渡現象などの局所的な摂動の影響を受けにくい、運動学的に高温の星の作用空間分布においてより顕著な特徴を誘発することを示します。スパイラルアーム。次に、ガイアEDR3データから放射状および垂直方向の作用の値が高い星として選択された、運動学的に高温の星の作用分布を分析します。数値シミュレーションで見られるものと同様の角運動量分布に、2つの新しい特徴を含むいくつかの共振特徴が見つかります。バーパターンの速度が約$\Omega_{\rmbar}\sim34$〜km〜s$^{-1}$〜kpc$^{-1}$および42〜km〜s$^{-であることを示します。1}$〜kpc$^{-1}$は、これらすべての機能を等しくよく説明しています。私たちが見つけた共振機能は、内側4：1、共回転、外側4：1、外側リンドブラッド、外側4：3（共回転、外側4：1、外側リンドブラッド、外側4：3、外側1：）に対応します。1）$\Omega_{\rmbar}\sim34$（42）km〜s$^{-1}$〜kpc$^{-1}$が想定される場合の共振。
| Title |
Polarization_images_of_accretion_flow_around_supermassive_black_holes:_imprints_of_toroidal_field_structure |
| Authors |
Yuh_Tsunetoe,_Shin_Mineshige,_Ken_Ohsuga,_Tomohisa_Kawashima,_Kazunori_Akiyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05243 |
前例のない角度分解能で、イベントホライズンテレスコープ（EHT）はブラックホールの新時代を切り開きました。以前、EHTの観測を念頭に置いて、M87*の予想される偏光画像を計算しました。そこでは、円偏光（CP）画像と直線偏光（LP）マップが、ブラックホール周辺の流れの構造や磁場の構成など、非常に有用な情報を伝えることができることを示しました。この論文では、SgrA*を念頭に置いて、ディスク放出がジェット放出よりも支配的である場合の新しい予測を行います。ここでは、ディスクコンポーネントの陽子対電子の温度比をTp/Te$\sim$2に設定して、降着流からの放出に対してジェット放出を抑制します。その結果、ブラックホール周辺のリング状画像とトリプルフォーク画像がそれぞれフェイスオンとエッジオンの場合に得られます。また、画像には、傾斜角に敏感に依存せずに、ファラデー変換によって増幅された正と負の符号の両方の重要なCP成分（分数で$\gtrsim10\％$）があります。さらに、CP画像には、CPの符号が反転し、LPフラックスが最も明るい「セパラトリックス」があります。これは、ディスクのらせん状の磁場構造に起因する可能性があります。これらの結果は、将来の全分極EHT画像が磁場構造の非常に有用なトレーサーであることを示しています。また、将来のいて座A*のEHT偏光観測において、星間プラズマでの散乱の下で、磁場構成に関する情報をどの程度抽出できるかについても説明します。
エネルギーおよび時間スペクトルを使用した深層学習によるフェルミ-LAT線源の分類
| Title |
Classification_of_Fermi-LAT_sources_with_deep_learning_using_energy_and_time_spectra |
| Authors |
Thorben_Finke,_Michael_Kr\"amer,_Silvia_Manconi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05251 |
機械学習技術は、未確認のガンマ線源を分類するための強力なツールです。Fermi-LATカタログ（4FGL-DR2）の最後のリリースで、未確認または関連付けられていないガンマ線源を分類するための、高密度で反復的なディープニューラルネットワークに基づく新しいアプローチを紹介します。私たちの方法では、特定の手作りの特徴ではなく、光子エネルギースペクトルと時系列の実際の測定値を分類の入力として使用します。銀河系外の発生源、つまり活動銀河核と銀河パルサーの分離、およびパルサーの若いパルサーとミリ秒パルサーへのさらなる分類に焦点を当てています。ニューラルネットワークによってラベル付けされた信頼性の高い候補ソースのリストは、それらの性質を特定するためのさらなる多波長観測のターゲットを提供します。私たちが開発するディープニューラルネットワークアーキテクチャは、特定の機能だけでなく、さまざまな機器からのソース光子エネルギーと時間スペクトルに関する多波長データを含めるように簡単に拡張できます。
LVCS200224caの迅速な多波長フォローアップとバイナリブラックホール合併への影響
| Title |
Swift_Multiwavelength_Follow-up_of_LVC_S200224ca_and_the_Implications_for_Binary_Black_Hole_Mergers |
| Authors |
N._J._Klingler,_A._Lien,_S._R._Oates,_J._A._Kennea,_P._A._Evans,_A._Tohuvavohu,_B._Zhang,_K._L._Page,_S._B._Cenko,_S._D._Barthelmy,_A._P._Beardmore,_M._G._Bernardini,_A._A._Breeveld,_P._J._Brown,_D._N._Burrows,_S._Campana,_G._Cusumano,_A._D'A\`i,_P._D'Avanzo,_V._D'Elia,_M._de_Pasquale,_S._W._K._Emery,_J._Garcia,_P._Giommi,_C._Gronwall,_D._H._Hartmann,_H._A._Krimm,_N._P._M._Kuin,_D._B._Malesani,_F._E._Marshall,_A._Melandri,_J._A._Nousek,_P._T._O'Brien,_J._P._Osborne,_D._M._Palmer,_M._J._Page,_M._Perri,_J._L._Racusin,_T._Sakamoto,_B._Sbarufatti,_J._E._Schlieder,_M._H._Siegel,_G._Tagliaferri,_E._Troja |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05384 |
2020年2月24日、3回目の観測実行（「O3」）中に、レーザー干渉計重力波観測所とVirgoCollaboration（LVC）がS200224caを検出しました。これは、ブラックホール連星（BBH）の合併によって生成された重力波（GW）イベントの候補です。。このイベントは、O3で検出された最も局所化されたコンパクトなバイナリ合体の1つであり（13/72度$^2$の50％/90％エラー領域）、ニールゲーレルスウィフト天文台は急速な近紫外線/X線を実行しました。光線追跡観測。Swift-XRTとUVOTは、GWエラー領域の約79.2％と62.4％（それぞれ）をカバーし、S200224caを近紫外線（uバンド）とX線でこれまでで最も徹底的に追跡されたBBHイベントにしました。SwiftBAT、XRT、またはUVOTによっても、他の天文台によっても、GWイベントに対応する可能性のあるEMは見つかりませんでした。ここでは、合併時近くのBATデータと、フォローアップUVOT/XRT観測の両方で、EM対応物の検索結果について報告します。また、S200224caからのEM放射に課すことができる上限と、これらの制限がBBH合併の物理学に与える影響についても説明します。つまり、無次元のBH電荷に浅い上限$\hat{q}<1.4\times10^{-4}$を設定し、爆風の等方性等価エネルギーに上限$E<4.1\を設定します。times10^{51}$erg（一般的なGRBパラメーターを想定）。
スーパーエディントン降着のユニークなスペクトルを決定するものは何ですか？：スーパーエディントン降着流における光学的に厚く低温のコロナの起源
| Title |
What_Determines_Unique_Spectra_of_Super-Eddington_Accretors?:_Origin_of_Optically_Thick_and_Low_Temperature_Coronae_in_Super-Eddington_Accretion_Flows |
| Authors |
Norita_Kawanaka,_Shin_Mineshige |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05386 |
超大光度X線源（ULX）などの超エディントン降着流の上に、比較的涼しい（$k_BT\lesssim10〜{\rmkeV}$）および光学的に厚い（$\tau\gtrsim3$）コロナの存在が推測されます。、GRS1915+105、およびナローラインセイファート1銀河（NLS1）。これは、$k_BT\sim100〜{\rmkeV}$および$\のコロナに関連するサブエディントン降着流の場合と対照的です。タウ\sim1$。それらの物理的起源を理解するために、我々は、放射圧によってスーパーエディントン内部ディスクから吹き飛ばされたガスによって形成されるコロナの放出特性を調査します。コロナは、下にあるディスクから出現した磁気ループの再接続によって加熱されると仮定します。この放射圧駆動風が、下にあるディスクから熱軟光子を上方散乱する光学的に厚いコロナとして機能できること、および妥当なパラメータセットを使用して、観測のスペクトルフィッティングによって推測されるコロナの光学的厚さと温度を理論的に再現できることを示します。データ。対照的に、冠状物質は蒸発によってディスクから供給され、蒸発速度には上限があるため、サブエディントンの場合、冠状光学的厚さはそれほど高くすることはできません。低温で光学的に厚いコンプトン化は、スーパーエディントン降着流の調号であるべきだと私たちは支持します。
PSRJ1047-6709での巨大パルスの検出
Parkes64m電波望遠鏡を使用して1369MHzで観測されたPSRJ1047$-$6709の放射変動を報告します。このパルサーは、弱い放出状態と明るい放出状態の2つの異なる放出状態を示します。明るい状態の巨大パルス（GP）を初めて検出しました。パルス幅が0.6〜2.6ミリ秒の75個のGPが見つかりました。GPのエネルギーは、インデックス$\alpha=-3.26\pm0.22$のべき乗則分布に従います。最も明るいGPのピーク磁束密度は19Jyであり、平均パルスプロファイルの110倍です。GPの平均プロファイルの偏光特性は、明るい状態での平均パルスエネルギーの10倍未満のエネルギーを持つパルスの偏光特性と類似しています。これは、放出メカニズムが基本的に同じであることを示しています。私たちの結果は、パルサーのGPの起源への新しい洞察を提供します。
CMZ領域における新しいGeV-TeV粒子成分と宇宙線海の障壁
| Title |
A_new_GeV-TeV_particle_component_and_the_barrier_of_cosmic-ray_sea_in_the_CMZ_region |
| Authors |
Xiaoyuan_Huang,_Qiang_Yuan,_Yi-Zhong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05524 |
銀河中心は重要な宇宙線源であると広く予想されており、いくつかのイメージング大気チェレンコフ望遠鏡の観測は、TeV-PeV宇宙線の新しい成分を明らかにすることに成功しました。この研究は、フェルミ-LATの$\gamma$線観測により、CMZ領域の80GeV-5TeV宇宙線の同定を報告します。私たちの分析では、GeV過剰成分が考慮されており、結果として得られる$\gamma$線スペクトルと強度勾配は、イメージング大気チェレンコフ望遠鏡で測定されたものと一致しています。しかしながら、推定される宇宙線エネルギー密度は、いわゆる宇宙線海成分よりも実質的に低い。私たちの発見は、銀河中心にある高エネルギー粒子加速器の存在を支持しており、宇宙線の海からの粒子の浸透を効果的に抑制できる障壁を強く示唆しています。
X線連星MAXIJ1820 +070のブラックホールスピンの推定
| Title |
Estimating_the_black_hole_spin_for_the_X-ray_binary_MAXI_J1820+070 |
| Authors |
Xueshan_Zhao,_Lijun_Gou,_Yanting_Dong,_Youli_Tuo,_Zhenxuan_Liao,_Yufeng_Li,_Nan_Jia,_Ye_Feng,_James_F._Steiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05544 |
MAXIJ1820+070は、新たに発見されたブラックホールX線連星であり、その動的パラメータ、すなわちブラックホールの質量、傾斜角、および線源距離が最近推定されています。\emph{Insight}-HXMTは、2018年3月14日から爆発全体を観測しました。この原稿では、ソフト状態の\emph{Insight}-HXMTによって得られたスペクトルを、完全に相対論的な薄いディスクモデル{\sckerrbb2に適合させました。}、そして連続体フィッティング法で$a_*=0.13^{+0.07}_{-0.10}$（$1\sigma$）のゆっくりと回転するブラックホールを見つけました。
TDEのモデルとしての楕円降着円盤
潮汐破壊現象（TDE）の楕円降着円盤モデルが最近提案され、2つのグループによって独立して開発されました。これらの2つのモデルは類似した形状を特徴としていますが、それらの物理的特性はかなり異なります。この論文では、ディスク面内の離心率のほぼ均一な分布の楕円降着円盤の特性をさらに調査します。私たちの結果は、楕円降着円盤がTDEに関連する独特の流体力学的構造とスペクトルエネルギー分布を持っていることを示しています。中心付近とその近くで生成された軟X線光子は、大きな電子散乱不透明度のためにディスクに閉じ込められ、楕円の周りに移流されます。それらは吸収され、再結合と制動放射を介して輝線と低周波連続体に再処理されます。半径とともにバウンドフリーおよびフリーフリーの不透明度が急速に増加するため、低周波の連続光子は大きな半径でディスクにトラップされ、アポセンターを通って移流され、フォトントラップ半径に戻ります。楕円降着円盤は、サブエディントン光度を予測し、主に数千のシュワルツシルト半径の光子捕捉半径で放出し、ほぼ単一温度の黒体スペクトルは通常約3x10^4Kです。自己調整のため、光子捕捉半径降着率の上昇と下降に続いて拡大および縮小します。放射温度はBHの質量と降着率にほとんど依存せず、恒星の質量と粘度パラメーターによってわずかに変化します。私たちの結果は、光学/UVTDEの観察結果とよく一致しています。
中性子星対カスケードにおける大振幅振動の速度論モデル
| Title |
Kinetic_model_of_large-amplitude_oscillations_in_neutron_star_pair_cascades |
| Authors |
F\'abio_Cruz,_Thomas_Grismayer,_Luis_O._Silva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05587 |
中性子星極域キャップの極端な電磁場で開発された電子-陽電子対カスケードは、これらの天体における磁気圏プラズマの主要な発生源と考えられています。ペアカスケードを支配する量子電磁力学プロセスをマッピングする簡略化されたモデルを使用して、ペアカスケードの発達を分析的および数値的にモデル化し、電場の大振幅振動が結果として生じるプラズマによって誘導的に駆動されることを示します。プラズマの不安定性はこれらの振動で発生し、成長する電場摂動で加速された粒子は、大振幅の振動を減衰させる二次ペアバーストを駆動する可能性があります。対生成と動的集団プラズマプロセスの間のこの相互作用を説明するために、分析モデルが提案されています。すべての分析結果は、パーティクルインセルシミュレーションと非常によく一致していることが示されています。
| Title |
X-ray_Plateaus_in_Gamma-Ray_Burst_Afterglows_and_Their_Application_in_Cosmology |
| Authors |
Fan_Xu,_Chen-Han_Tang,_Jin-Jun_Geng,_Fa-Yin_Wang,_Yu-Yang_Wang,_Abudushataer_Kuerban,_Yong-Feng_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05627 |
X線残光にプラトー位相があるガンマ線バースト（GRB）の場合、プロンプトGRB（$E_{\gamma、\rm{iso）の等方性エネルギーを緊密に接続するいわゆる$LTE$相関が見つかりました。}}$）X線プラトーの終了時刻（$T_{a}$）と終了時刻の対応するX線光度（$L_{X}$）。ここでは、相関関係に明確な赤方偏移の進化があることを示します。さらに、相関関数の$L_{X}$と$E_{\gamma、\rm{iso}}$のべき乗則インデックスはほぼ同じであるため、$LTE$相関は宇宙パラメータの影響を受けず、満足のいく標準光源として使用されます。一方、121個の長いGRBを含むサンプルに基づいて、$L_{X}$、$T_{a}$、およびスペクトルピークエネルギー$E_{\rm{p}}を接続する新しい3つのパラメーター相関を確立します。$、つまり$LT-E_{\rm{p}}$相関。赤方偏移の進化を補正した後、進化していない$L-T-E_{\rm{p}}$相関を標準光源として使用できることを示します。この相関関係のみを使用することにより、フラットな$\Lambda$CDMモデルの宇宙論的パラメーターを$\Omega_{m}=0.389^{+0.202}_{-0.141}$（$1\sigma$）として制約できます。または$\Omega_{m}=0.369^{+0.217}_{-0.191}$、$w=-0.966^{+0.513}_{-0.678}$（$1\sigma$）フラット$w$CDMモデル。他の宇宙論的プローブと組み合わせて、宇宙論モデルに対するより正確な制約が提示されます。
スバルコロナグラフ極端補償光学システムからのオンスカイパフォーマンスと最近の結果
| Title |
On-sky_performance_and_recent_results_from_the_Subaru_coronagraphic_extreme_adaptive_optics_system |
| Authors |
Thayne_Currie,_Olivier_Guyon,_Julien_Lozi,_Ananya_Sahoo,_Sebastien_Vievard,_Vincent_Deo,_Jeffrey_Chilcote,_Tyler_Groff,_Timothy_Brandt,_Kellen_Lawson,_Nour_Skaf,_Frantz_Martinache,_N._Jeremy_Kasdin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05241 |
ハワイ島マウナケアのスバル望遠鏡でのスバルコロナグラフ極限補償光学（SCExAO）機器の現在の空中性能について説明します。SCExAOは、AOパフォーマンスを向上させ続けており、明るい星に対して0.9を超えるHバンドストレールレシオを提供しています。光学系でのより安定した補正波面と回折限界イメージングにつながるSCExAOの波面制御の新しい進歩、CHARIS内の読み取りノイズ抑制をより適切に処理するコードの変更、およびCHARIS内の分光光度精度と精度のテストについて説明します。出版物グレードのデータ製品を出力するCHARISデータ処理パイプラインの手順の概要を説明します。最後に、新しい直接画像システムと多波長の発見、惑星形成ディスクのより深い特性評価、SCExAOの科学的能力を向上させる今後の技術的進歩など、最近および今後の科学的成果に注目します。
干渉法の不変量：閉鎖段階への幾何学的洞察
| Title |
Invariants_in_Interferometry:_Geometric_Insight_into_Closure_Phases |
| Authors |
Nithyanandan_Thyagarajan,_Christopher_L._Carilli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05254 |
閉鎖位相は、$\ge3$要素干渉計アレイによって形成される空間コヒーレンスの閉ループ積の位相です。伝搬および測定プロセス中に取得された要素ベースの位相破損、および位相キャリブレーションとそのエラーに対する不変性により、高精度の位相キャリブレーションを必要とする干渉計アプリケーションに非常に役立ちます。ただし、その理解は主に数学的であり、開口面（画像面のフーリエ双対）に限定されています。ここでは、幾何学的洞察の基礎を築きます。3つの干渉計応答（「フリンジ」）のヌル位相曲線（NPC）の相対位置が保存されている、要素の閉じたトライアドから作成された画像の形状配向サイズ（SOS）保存定理を開発および実証します。、フリンジパターンの全体的な変換に加えて、大きな要素ベースの位相エラーが存在する場合でも。3要素アレイとその干渉パターンを使用して画像平面（開口面ビューなし）で直接閉鎖位相を測定する2つの幾何学的方法を提示します：（i）閉鎖位相はNPCの位置オフセットから直接測定可能です他の2つのフリンジNPCの交点からの1つのフリンジの、および（ii）二乗閉鎖位相は、それぞれ開口面と画像面のアレイ要素のトライアドと3つのフリンジNPCによって囲まれた領域の積に比例します。Jansky超大型アレイ電波望遠鏡で観測されたデータを使用して、この幾何学的理解を検証します。この幾何学的洞察は、光干渉法を含む他の干渉法アプリケーションにとって潜在的に価値があります。干渉計による閉鎖段階、結晶学における構造不変量、および量子力学におけるバーグマン不変量の段階の間には、密接な類似点が存在します。これらの幾何学的関係をN要素干渉計に一般化します。
ラッキーイメージングのための新しいハイブリッドアルゴリズム
ラッキーイメージングは、2つの古典的な実装アルゴリズム、つまり画像空間での画像選択、シフト、追加、およびフーリエ空間でのデータ選択と画像合成を使用した高解像度の天文画像回復手法です。この論文では、空間領域と周波数領域の選択率をリンクとして、2つの古典的なアルゴリズムをうまく組み合わせて、各アルゴリズムを新しいハイブリッドアルゴリズムの適切なサブセットにする新しいラッキーイメージングアルゴリズムを提案します。実験結果は、同じ実験データセットとプラットフォームで、提案されたアルゴリズムによって得られた高解像度画像が、2つの古典的なアルゴリズムによって得られたものよりも優れていることを示しています。この論文はまた、コンピュータメモリを大幅に節約し、メモリの少ない一般的なデスクトップまたはラップトップにラッキーイメージングアルゴリズムを実装し、より多くのフレームとより大きなサイズの天文画像を処理できる、新しいラッキー画像の選択と保存スキームを提案します。さらに、シミュレーション分析を通じて、この論文では、新しいラッキーイメージングアルゴリズムとさまざまな大気条件下での従来のアルゴリズムの連星検出限界について説明します。
アンダーサンプリングされたソースの偏ったモーメント
画像上で計算された空間強度モーメントは、星や銀河などのピクセル化されたソースの重心、サイズ、および方向のプローブとして使用できます。ただし、画像に対して行われるすべての測定には、アンダーサンプリングと有限のピクセルサイズによるエラーが発生し、モーメントやその他の統計の計算に系統的なバイアスが発生します。ピクセルスケールに近い幅、$0.1<\sigma<5$ピクセルのガウスソースの画像で計算された1番目と2番目の幾何学的モーメントのバイアスの例を示します。次に、アンダーサンプリングが、現代のさまざまな空の調査で見られる方位角パターンにどのようにつながるかを説明します。
JWST MIRI Si：As赤外線ブロック不純物バンド検出器の埋め込み接点の光学特性の特性評価
| Title |
Characterization_of_the_optical_properties_of_the_buried_contact_of_the_JWST_MIRI_Si:As_infrared_blocked_impurity_band_detectors |
| Authors |
Ioannis_Argyriou_(1),_George_H._Rieke_(2),_Michael_E._Ressler_(3),_Andr\'as_G\'asp\'ar_(2),_Bart_Vandenbussche_(1)_((1)_Institute_of_Astronomy_KU_Leuven,_Leuven,_Belgium,_(2)_Steward_Observatory_and_the_Department_of_Astronomy,_The_University_of_Arizona,_Tucson,_AZ,_USA,_(3)_Jet_Propulsion_Laboratory,_California_Institute_of_Technology,_Pasadena,_CA,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05558 |
JamesWebbSpaceTelescopeに搭載されている中赤外線機器MIRIは、3つのSi：As不純物バンド伝導帯検出器アレイを使用しています。5〜$\mum$から28〜$\mum$の波長範囲でのMIRI中分解能分光測定（R$\sim$3500-1500）は、スペクトルベースラインの10-30\％変調を示しています。Si：As検出器アレイ内での赤外光のコヒーレント反射により、フリンジが発生します。地上試験中にMIRIで観測された光源のスペクトルに対する縞の形状と影響を定量化し、観測された変調をシミュレートするための光学モデルを開発します。光学モデルをMIRI分光データと組み合わせて使用して、MIRISi：As検出器内の埋め込み接点の特性がフリンジ挙動に大きな影響を与えることを示します。
| Title |
Preliminary_results_of_the_pixel_characterization_for_the_Crystal_Eye,_a_new_X_and_gamma-ray_satellite_detector_for_multi-messenger_astronomy |
| Authors |
F.C.T._Barbato,_G._Barbarino,_A._Boiano,_A._Vanzanella,_F._Garufi,_F._Guarino,_F._Renno,_S._Papa,_R.Guida,_F._Di_Capua |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05579 |
2017年8月17日の重力波イベントの観測により、マルチメッセンジャー天文学の時代は確実に始まりました。この新しいパノラマのオープンに伴い、新しい機器と既存の天文台の完全な調整が必要です。クリスタルアイは、重力波の電磁的対応物の探査を目的とした検出器です。中性子星の合体によって生成されるこのようなイベントは、ガンマ線バースト（GRB）に関連しています。現在、軌道上に数十keVから数MeVまでのエネルギー範囲の光子を検出できる機器はほとんどありません。これらの機器は、全天モニター（ASM）と望遠鏡という2つの異なる古い観測概念に属しています。私たちが提案する検出器は、クロスオーバー技術であるクリスタルアイです。ピクセル化された構造を持つ10keVから10MeVのエネルギー範囲の広視野天文台です。パスファインダーは2022年にSpaceRIDERで発売されます。ここでは、最初のピクセルの特性評価の予備的な結果を示します。
ニュートリノ検出用の巨大無線アレイ（GRAND）
GRANDは、山岳地帯に配備される、合計20万平方キロメートルの無線アレイの新たに提案されたシリーズです。その主な目標は、岩石中のこれらのニュートリノの相互作用と大気中のタウレプトンの崩壊を通じて、宇宙の超高エネルギータウニュートリノ（E>1EeV）を測定することです。この崩壊によりエアシャワーが発生し、その特性はそれが生成する無線信号から推測できます。GRANDの広大な領域は、これまでに提案された中で最も感度の高い機器であり、宇宙線の生成と伝搬のすべての合理的なモデルでニュートリノを測定することが保証されています。同時に、GRANDは、超高エネルギー宇宙線や光子に大量にさらされる非常に用途の広い天文台になります。この講演では、科学的な動機と、この広大な検出器の構築、展開、運用を手頃な価格にする最終設計に到達するためのR\＆D段階で必要な段階的アプローチについて説明します。
新世代VLBIの偏光校正技術
| Title |
Polarization_calibration_techniques_for_new-generation_VLBI |
| Authors |
Ivan_Marti-Vidal,_Alejandro_Mus,_Michael_Janssen,_Pablo_de_Vicente,_Javier_Gonzalez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05581 |
超長基線干渉計（VLBI）での偏光観測のキャリブレーションと分析には、新世代のVLBI機器で行われた観測では保持されない可能性のあるデータプロパティの仮定に密接に関連する、いくつかの制限がある特定のアルゴリズムの使用が必要です。現在、VLBIバックエンドで達成可能な瞬時帯域幅は数GHzにも達し、複数の無線帯域を同時にカバーします。さらに、最先端の機器を使用したVLBI観測の感度は、全強度と偏光の両方で数万のダイナミックレンジに達する可能性があります。この論文では、一般的なVLBI偏光測定アルゴリズムの制限が、最新のVLBIアレイ（VLBIグローバル観測システムVGOSからイベントホライズンテレスコープEHTまで）で行われる狭視野観測に与える影響について説明し、これを克服する新しいソフトウェアを紹介します。これらの制限。特に、当社のソフトウェアは、複数のキャリブレータソースの同時適合を実行し、機器の偏波のモデルに非線形項を含め、アンテナ受信機の偏波リークの推定に自己校正アプローチを使用することができます。
天体物理学シミュレーションのための円筒座標における流体力学方程式の適切な離散化
| Title |
A_Proper_Discretization_of_Hydrodynamic_Equations_in_the_Cylindrical_Coordinates_for_Astrophysical_Simulations |
| Authors |
Tomoyuki_Hanawa_and_Yosuke_Matsumoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05618 |
円筒座標は、計算流体力学でよく使用されます。特に、中心のオブジェクトにガスの流れが降着することを考慮する場合に使用されます。円筒座標には回転を記述する上でいくつかの利点がありますが、座標原点（z軸）の軸に沿って明らかな特異点があります。この特異点は、数値シミュレーションに困難をもたらします。まず、z軸を横切る流れを再現することは困難です。第2に、時間ステップは、z軸付近のCFL条件によって極端に短縮されます。これは、その数値セルが、特定の角度分解能に対して方位角方向に狭いためです。ここでは、これらの困難を克服するための新しい離散化スキームを提案します。新しいスキームでは、各セル表面を横切るフラックスを評価するときに、セル内の単位ベクトルの方向の変化を考慮します。さらに、方位角セル表面に作用する熱圧力と動圧から、運動量方程式の半径方向成分のソース項を評価します。新しいスキームは、均一な密度、圧力、速度の流れが離散化された方程式の正確な解となるように、自由流を維持するように設計されています。これらの改善は、最も内側の領域でより低い角度分解能を使用し、したがって各タイムステップを長くするために不可欠です。私たちの例は、軸の周りの最も内側の円形領域が6つの数値セルだけで解決できることを示しています。Sodショックチューブと回転流出試験に加えて、ディスクに囲まれた降着コンパクト星への応用を提示します。
セロパラナルとセロアルマソネスの天文台に乱気流が発生
| Title |
Turbulence_nowcast_for_the_Cerro_Paranal_and_Cerro_Armazones_observatory_sites |
| Authors |
Julien_Milli,_Tom\'as_Rojas,_Benjamin_Courtney-Barrer,_Fuyan_Bian,_Julio_Navarrete,_Florian_Kerber,_Angel_Otarola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05674 |
光学的乱気流は、地上での天文観測の質に大きく影響します。光学的乱流の正確で信頼性の高い予測は、科学観測のスケジュールを最適化し、データの品質と観測所の科学的生産性の両方を向上させるのに役立ちます。しかし、大規模な天文台の運用に役立つレベルの乱気流の予測を取得することは、悪名高いほど困難です。大気の詳細な物理モデリングから経験的なデータ駆動型アプローチまで、いくつかのルートが調査されています。ここでは、空間の多様性を活用し、2つの近くのサイト、超大型望遠鏡（VLT）のホストであるセロパラナルとチリの超大型望遠鏡（ELT）の将来のホストであるセロアルマソネスの間の同時測定に基づく経験的アプローチを紹介します。これらの2つのサイト間で測定された高高度の乱気流間の相関関係を研究します。これは、ヨーロッパ南天天文台（ESO）によって開始された、VLTの運用を容易にし、ELT運用モードを準備するための乱気流の短期予測を取得するための継続的な取り組みの一部です。
コダイカナル天文台からの1世紀にわたる等しいコントラスト画像を使用したCa-Kインデックスと特徴の変動の決定
| Title |
Determining_the_Variations_of_Ca-K_index_and_Features_using_a_Century_Long_Equal_Contrast_Images_from_Kodaikanal_Observatory |
| Authors |
Jagdev_Singh,_Muthu_Priyal,_and_B.Ravindra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05238 |
コダイカナル天文台で得られたCa-K分光ヘリオグラムの初期の分析では、「良好」な画像を使用して彩層の変動を調査しました。それでも、画像のコントラストは日々変化していました。画像を生成して均一な時系列を形成する新しい方法を開発しました。正規化された強度分布のFWHMが0.10〜0.11の値に達するまで、各画像のコントラストを調整しました。「等コントラスト技術」のこの方法論は、乳剤の変化、現像、出口スリット上のCa-K線の中心化による画像のコントラスト、および空の透明度を補正することが期待されます。さらに、この手順により、さまざまな画像の濃度から強度への変換の変動が修正されます。黒点とCa-K線データの相関が大幅に改善されていることがわかります。たとえば、コントラストが等しいデータの月平均黒点とCa-Kプラージュ領域の間の相関係数（CC）は、コントラストが等しくない「良好」データの0.75と比較して0.9に向上します。コントラストが等しい画像のCCは、コントラストが等しくない「OK」データの$\sim$0.46から$\sim$0.78に向上します。ペスト地域と毎日のサンスポット数の間のCCでさえ、100年間のデータで0.85です。この方法論により、Enhanced、Active、Quietネットワークのバリエーションを、約1世紀の間、初めて、良好な精度で経時的に調査することもできます。さらに、この手順を使用して、さまざまな観測所からのデータを組み合わせて、長い時系列を作成できます。
二次元流体力学シミュレーションによるコアオーバーシュートパラメータの較正
| Title |
Calibrating_Core_Overshooting_Parameters_With_Two-dimensional_Hydrodynamical_Simulations |
| Authors |
Johann_Higl,_Ewald_Mueller_and_Achim_Weiss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05262 |
対流層周辺の混合領域の範囲は、恒星進化における最大の不確実性の1つです。1Dオーバーシュートの説明は、一般に観測から十分に制約されていない自由パラメーター（$f_{ov}$）を導入します。特に小さな中央の対流領域では、圧力スケールの高さと密接に関連しているため、値は非常に不確実です。長期的な多次元流体力学シミュレーションを使用して、オーバーシュート領域のサイズと関連する混合プロセスを研究できます。ここでは、$1.3$から$3.5M_\odot$の範囲のゼロエイジ-主系列星の2Dマエストロシミュレーションを実行することにより、オーバーシュートパラメータを較正する方法を示します。シミュレーションは、星の対流コアと周囲の放射エンベロープの大部分をカバーしています。対流の流れを少なくとも20回の対流ターンオーバー時間追跡しますが、最長のシミュレーションは430ターンオーバー時間スケールをカバーします。これにより、混合と対流境界が時間とともにどのように変化するか、および結果として生じるエントレインメントがオーバーシュートパラメータの観点からどのように解釈されるかを研究できます。シミュレーションの初期モデルでオーバーシュートパラメータ$f_{ov}$を特定の値を超えて増やすと、混合動作が完全に変化することがわかります。この結果は、オーバーシュートパラメータに制限を設けるために使用できます。$0.010<f_{ov}<0.017$は、$3.5M_\odot$質量星のシミュレーションとよく一致していることがわかります。また、対流的に安定した層全体でアクティブであるが、シミュレーションでは過大評価されている可能性がある内部重力波（IGW）による拡散混合成分を特定します。さらに、私たちのキャリブレーション方法を質量の小さい星のシミュレーションに適用すると、小さな対流コアの圧力スケールの高さに関する混合が減少する、質量に依存するオーバーシュート記述の必要性が示唆されます。
HD75332の磁場と彩層活動の進化：ホットジュピターのないF星の急速な磁気サイクル
| Title |
Magnetic_field_and_chromospheric_activity_evolution_of_HD75332:_a_rapid_magnetic_cycle_in_an_F_star_without_a_hot_Jupiter |
| Authors |
E._L._Brown,_S._C._Marsden,_M._W._Mengel,_S._V._Jeffers,_I._Millburn,_M._Mittag,_P._Petit,_A._A._Vidotto,_J._Morin,_V._See,_M._Jardine,_J._N._Gonz\'alez-P\'erez_and_the_BCool_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05407 |
クールな星の磁気活動を研究することで、恒星のダイナモとその恒星の特性との関係についての重要な洞察が得られるだけでなく、太陽の磁気を他の星の文脈に置くことができます。現在、61CygA（K5V）と$\tau$Boo（F8V）だけが、太陽のような磁気サイクルを持っていることが知られています。太陽のように、大規模な磁場の極性は、星の彩層活動サイクルと同相で反転します。${\tau}$Booは$\sim$240dの磁気サイクルが速く、これが星の薄い対流層に関連しているかどうか、または${\tau}$Boo間の相互作用によってダイナモが加速されているかどうかはまだ明らかではありません。そしてその熱い木星。これに光を当てるために、${\tau}$Booと同様の物理的特性を持ち、ホットジュピターをホストしていないように見えるHD75332（F7V）の磁気活動を調べました。53年間にわたる彩層活動の長期変動を特徴づけ、ZeemanDopplerImagingを使用して、2007年から2019年までの12エポックの大規模表面磁場を再構築しました。大規模磁気双極子の逆転は1回しか観測されていませんが、結果はそのHD75332は、急速な$\sim$1。06年の太陽のような磁気サイクルを持っており、磁場はその彩層活動と同相で進化します。太陽のような周期が存在する場合、大規模な放射状の場の極性の逆転は、活動周期の最大値付近で発生すると予想されます。これは、${\tau}$Booで観測された急速な磁気サイクルに似ており、急速な磁気サイクルが後期F型星に固有であり、それらの浅い対流層に関連している可能性があることを示唆しています。
クラス0 / I原始星L1527のディスクとエンベロープの物理的および化学的構造
| Title |
Physical_and_Chemical_Structure_of_the_Disk_and_Envelope_of_the_Class_0/I_Protostar_L1527 |
| Authors |
Lizxandra_Flores-Rivera,_Susan_Terebey,_Karen_Willacy,_Andrea_Isella,_Neal_Turner,_and_Mario_Flock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05553 |
原始惑星系円盤と原始星のエンベロープからのサブミリメートルのスペクトル線と連続体の放射は、それらの構造、化学、およびダイナミクスの強力なプローブです。ここでは、モデリングコードRadChemTのベンチマーク研究を紹介します。これは、初めて化学モデルを使用してALMAC$^{18}$O（2-1）とCARMA$^{12}$CO（1-0）およびL1527のN$_{2}$H$^{+}$（1-0）観測。これにより、このクラス0/I原始星のディスク、落下エンベロープ、および流出を区別できます。RadChemTは、ダイナミクス、放射伝達、ガス化学、ガス粒子反応を組み合わせて、個々の原始星の観測と直接比較できるモデルを生成します。存在量を多数の自由パラメーターに個別に適合させるのではなく、（i）主にSEDおよび2Dイメージングデータに適合した以前の研究から得られた密度構造と光度に基づく物理モデルを採用し、更新することにより、スペクトル線マップに最適に一致させることを目指しています原始星（$\leq75$au）の近くのCARMAおよびALMAデータで検出された狭いジェットを含め、（ii）292の化学種の結果として生じる天体化学物質の存在量を計算します。私たちのモデルは、C$^{18}$OとN$_{2}$H$^{+}$の線の強さを3.0倍以内で再現します。これは、流出シェルとミッドプレーン近くのCO雪線領域との間の顕著な存在量の変動（係数$>10^3$）を考慮すると有望です。さらに、私たちのモデリングは、N$_{2}$H$^{+}$と中心星から400auから2,000auの間のCO雪線との間の反相関に関する提案を確認します。当社のモデリングツールは、最新のサブミリ波干渉計によって提供されるスペクトル線イメージングの豊富さを活用するための新しい強力な機能を表しています。
食変光星の再議論。論文I.完全に食い尽くすB型システムゼータほうおう座ゼータ
| Title |
Rediscussion_of_eclipsing_binaries._Paper_I._The_totally-eclipsing_B-type_system_zeta_Phoenicis |
| Authors |
John_Southworth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05559 |
$\zeta$Phoenicisは、B6VとB8Vの星を含む明るいバイナリシステムです。それは深い皆既日食と環状日食、1.669dの周期のわずかに偏心した軌道、近点移動、そしてより広い軌道上の第3の天体を持っています。トランジット系外惑星探査衛星の光度曲線とこのシステムの公開された視線速度を分析して、3.91+/-0.06Msunと2.54+/-0.03Msunの質量と2.84+/-0.02Rsunと1.89+/-0.01Rsunの半径を決定します。結果として得られるシステムまでの距離は、三角法の視差と一致しています。二次成分の有効温度を除いて、星の物理的特性は、太陽の化学組成と70〜90Myrの年齢の理論的な恒星進化モデルのいくつかのセットの予測と一致させることができます。このシステムの分光分析は、星の光球の化学組成の決定に加えて、それらの質量と有効温度の改善された測定のために奨励されています。
SPHEREを使用して3つのシリウスのようなシステムを調査する
| Title |
Investigating_three_Sirius-like_systems_with_SPHERE |
| Authors |
R._Gratton,_V._D'Orazi,_T._A._Pacheco,_A._Zurlo,_S._Desidera,_J._Melendez,_D._Mesa,_R._Claudi,_M._Janson,_M._Langlois,_E._Rickman,_M._Samland,_T._Moulin,_C._Soenke,_E._Cascone,_J._Ramos,_F._Rigal,_H._Avenhaus,_J.L._Beuzit,_B._Biller,_A._Boccaletti,_M._Bonavita,_M._Bonnefoy,_W._Brandner,_G._Chauvin,_M._Cudel,_S._Daemgen,_P._Delorme,_C._Desgrange,_N._Engler,_M._Feldt,_C._Fontanive,_R._Galicher,_A._Garufi,_D._Gasparri,_C._Ginski,_J._Girard,_J._Hagelberg,_S._Hunziker,_M._Kasper,_M._Keppler,_A.-M._Lagrange,_J._Lannier,_C._Lazzoni,_H._Le_Coroller,_R._Ligi,_M._Lombart,_A.-L._Maire,_M.R._Mayer,_S._Mazevet,_F._Menard,_D._Mouillet,_C._Perrot,_S._Peretti,_S._Petrus,_A._Potier,_D._Rouan,_H.M._Schmid,_T.O.B._Schmidt,_E._Sissa,_T._Stolker,_G._Salter,_A._Vigan,_F._Wildi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05575 |
シリウスのようなシステムは、白色矮星（WD）とM0より前のスペクトル型のコンパニオンで構成される幅の広いバイナリです。WD前駆体は孤立して進化しますが、AGBフェーズ中のその風は、コンパニオンサーフェスを汚染し、角運動量を伝達します。VLTでSPHEREを使用するSHINE調査では、HD2133、HD114174、およびCD-567708の画像を取得し、このデータを原色の高解像度スペクトル、TESS、および文献データと組み合わせました。MSの正確なアバンダンス分析を実行しました。HD114174BのJとKの大きさは、以前に得られたものよりも明るいことがわかり、測光を0.95ミクロンまで拡張しました。私たちの新しいデータは、このWDの温度が高く、その後冷却時間が短く（5.57+/-0.02Gyr）、質量が大きい（0.75+/-0.03Mo）ことを示しています。これにより、MSスターの年齢で以前に見つかった不一致が解決されました。他の2つのWDはそれほど大きくなく、HD2133BとCD-567708Bの前駆細胞がそれぞれ約1.3Moと1.5-1.8Moであることを示しています。HD114174とCD-567708の軌道に関する制約を導き出すことができました。MS星の組成は、WDのAGB前駆体による汚染からの予想とかなりよく一致しています。HD2133Aにはn-捕獲要素がわずかに濃縮されています。質量が1.5Mo未満のAGB星による汚染は予想通りです。CD-567708Aは、これまで認識されていなかった穏やかなBa星であり、質量が1.5〜3.0Moの範囲のAGB星による汚染が原因であると予想されます。HD114174には、非常に適度に過剰なn-捕獲元素があります。これは、質量が3.0Moを超える巨大なAGB星の予想と一致しています。一方、これらの星はいずれも、予想される過剰なCを示していません。n-キャプチャ要素のものと一緒に行きます。これは、これらの星が、熱パルスに関連する元素合成を期待する質量範囲の端にあるという事実に関連している可能性があります。
VLTI / MATISSEの目のHerbigAe星HD163296の非対称内部円盤：渦の証拠？
| Title |
The_asymmetric_inner_disk_of_the_Herbig_Ae_star_HD_163296_in_the_eyes_of_VLTI/MATISSE:_evidence_for_a_vortex? |
| Authors |
J._Varga,_M._Hogerheijde,_R._van_Boekel,_L._Klarmann,_R._Petrov,_L.B.F.M._Waters,_S._Lagarde,_E._Pantin,_Ph._Berio,_G._Weigelt,_S._Robbe-Dubois,_B._Lopez,_F._Millour,_J.-C._Augereau,_H._Meheut,_A._Meilland,_Th._Henning,_W._Jaffe,_F._Bettonvil,_P._Bristow,_K.-H._Hofmann,_A._Matter,_G._Zins,_S._Wolf,_F._Allouche,_F._Donnan,_D._Schertl,_C._Dominik,_M._Heininger,_M._Lehmitz,_P._Cruzal\`ebes,_A._Glindemann,_K._Meisenheimer,_C._Paladini,_M._Sch\"oller,_J._Woillez,_L._Venema,_E._Kokoulina,_G._Yoffe,_P._\'Abrah\'am,_S._Abadie,_R._Abuter,_M._Accardo,_T._Adler,_T._Ag\'ocs,_P._Antonelli,_A._B\"ohm,_C._Bailet,_G._Bazin,_U._Beckmann,_J._Beltran,_W._Boland,_P._Bourget,_R._Brast,_Y._Bresson,_L._Burtscher,_R._Castillo,_A._Chelli,_C._Cid,_J.-M._Clausse,_C._Connot,_R.D._Conzelmann,_W.-C._Danchi,_M._De_Haan,_et_al._(72_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05697 |
環境。惑星形成ディスクの内側のいくつかのau領域は、複雑な環境です。高角度分解能の観測は、ディスク構造と作業中の動的プロセスを理解する上で重要な役割を果たします。目的。この研究では、VLTI/MATISS観測から、若い中間質量星HD163296の内部ディスクの中赤外線輝度分布を特徴づけることを目的としています。メソッド。幾何学的モデルを使用してデータを適合させます。私たちのモデルには、平滑化されたリング、内部キャビティを備えたフラットディスク、および2Dガウスが含まれています。モデルは、ディスクの傾きと方位角の非対称性も考慮することができます。また、ディスクの内縁の数値流体力学シミュレーションも実行します。結果。私たちのモデリングは、Lバンドディスク放射の重要な明るさの非対称性を明らかにしています。非対称性の最大輝度は、ディスクイメージの北西部分、ほぼ半主軸の位置角にあります。方位角変化での表面輝度比は$3.5\pm0.2$です。非対称性の位置に関する結果を他の干渉測定と比較すると、$r<0.3$auディスク領域の形態が時間的に変化することが確認されます。ほこりっぽい円盤の内側の縁の中または近くにあるこの非対称構造が星の周りを回ることを提案します。非対称性の物理的起源については、ロスビー波の不安定性によって渦が発生するという仮説を検証し、独自の大規模渦がデータと互換性がある可能性があることを発見しました。Lバンド放射領域の半光半径は$0.33\pm0.01$au、傾斜角は${52^\circ}^{+5^\circ}_{-7^\circ}$、位置角は$143^\circ\pm3^\circ$です。私たちのモデルは、Lバンドディスク放射の無視できない部分が$\mu$mサイズの粒子のダスト昇華半径内で発生すると予測しています。耐火性の粒子または大きな（$\gtrsim10\\mu$mサイズの）粒子がこの放出の原因である可能性があります。
プルームレット：太陽冠状プルームの動的フィラメント構造
| Title |
Plumelets:_Dynamic_Filamentary_Structures_in_Solar_Coronal_Plumes |
| Authors |
V.M._Uritsky,_C.E._DeForest,_J.T._Karpen,_C.R._DeVore,_P._Kumar,_N.E._Raouafi,_P.F._Wyper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05728 |
太陽の恒星コロナのプルームは、長い間、空間的にコヒーレントで安定した流出をサポートする単純な形状を持ち、重要な微細構造はないようでした。最近の高解像度の観測は、プルームの基部にある多数の一時的で小規模なコリメートされた流出（「ジェットレット」）を明らかにすることによって、この画像に挑戦しています。これらの流出の上の太陽プルームの動的なフィラメント構造、および全体的なプルーム構造とのその関係は、大部分が未踏のままです。2016年7月2〜3日に中緯度コロナホール内の単一の代表的な明るいプルーム内で継続的に観測された微細構造の統計を分析しました。ソーラーダイナミクス天文台の大気イメージングアセンブリからの拡張された一連の高解像度画像に高度なエッジ強調および時空間分析技術を適用することにより、プルームは、この中で「プルメレット」と呼ばれる多数の時間進化するフィラメント状下部構造で構成されていると判断しましたプルーム放出の大部分を占める紙。同時に識別可能なプルームの数は、プルームの明るさと正の相関があり、完全に形成されたプルームでピークに達し、その後飽和したままでした。プルームレットは、横方向の幅が10Mmで、位相速度が190〜260km/s、縦方向の波長が55〜65Mmで、上向きに伝播する周期的な擾乱を断続的にサポートしていました。特性周波数（3.5mHz）は、ソーラーpモードの周波数と釣り合っています。隣接するプルームレットの振動は無相関であり、プルームレットの分離よりも小さい空間スケールでpモードの流れによって波が駆動される可能性があることを示しています。単一の冠状プルーム内の複数の独立した流出源は、パーカーソーラープローブとソーラーオービターによって検出される可能性のある太陽風にかなりの微細構造を与えるはずです。
WDJ181417.84-735459.83周辺のほこりっぽい円盤の偶然の発見
| Title |
Serendipitous_discovery_of_a_dusty_disc_around_WDJ181417.84-735459.83 |
| Authors |
E._Gonz\'alez_Egea,_R._Raddi,_D._Koester,_L._K._Rogers,_F._Marocco,_W._J._Cooper,_J._C._Beamin,_B._Burningham,_A._Day-Jones,_J._Forbrich_and_D._J._Pinfield |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05731 |
白色矮星の分光学的観測は、それらの多くが太陽系外惑星の物質によって汚染されていることを明らかにしています。そのバルク組成は、この方法で独自に調べることができます。DA白色矮星WDJ181417.84$-$735459.83の分光分析と測光分析を提示します。これは、2MASSおよびWISEカタログで強い赤外線超過があると最初に特定された物体であり、白色矮星に固有であることが確認されています。星の周りのほこりっぽい円盤の放出。白色矮星の2つのX-SHOOTERスペクトルで、8年間隔で取られた、Ca、Fe、Mgの吸収線の発見は、ほこりっぽい円盤からの降着のさらなる証拠です。これら2つのスペクトル間の吸収線の変動は報告していません。黒体モデルを赤外線超過に適合させると、910$\pm50$Kの温度が得られます。$|\dot{\rmM}|の分光金属線からの総降着フラックスを推定しました。=1.784\times10^{9}\、$gs$^{-1}$。
球状星団NGC2808でのUV明るい星の最初の広範な探査
| Title |
The_First_Extensive_Exploration_of_UV-bright_Stars_in_the_Globular_Cluster_NGC_2808 |
| Authors |
Deepthi_S._Prabhu_(1_and_2),_Annapurni_Subramaniam_(1)_and_Snehalata_Sahu_(1)_((1)_Indian_Institute_of_Astrophysics,_Bengaluru,_India,_(2)_Pondicherry_University,_Puducherry,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05732 |
この研究では、球状星団NGC2808の高温で明るいUV明るい星を特定し、特性を明らかにしました。インドの宇宙衛星AstroSatに搭載されたUltraVioletImagingTelescope（UVIT）のデータをHubbleSpaceTelescopeと組み合わせました。中央領域のUV球状星団調査（HUGS）データ（$\sim$$\ang[angle-symbol-over-decimal]{;2.7;}\times\ang[angle-symbol-over-decimal]{;2.7;}$）およびGaiaと、クラスターの外側の地上ベースの光学測光。UVおよびUV光学色-マグニチュード図を作成し、水平分枝（HB）メンバーを理論上のゼロエイジHBおよびターミナルエイジHBモデルと比較し、34個のUV明るい星を特定しました。UV明るい星のスペクトルエネルギー分布は、それらの有効温度（12500K〜100,000K）、半径（0.13〜2.2$R_{\odot}$）、および光度（$\sim40$）を推定するための理論モデルに適合しました。初めて$3000$$L_{\odot}$）に。次に、これらの星は、それらの進化の状態を評価するために、理論的なポストHB（pHB）の進化の軌跡とともにH-R図に配置されました。モデルは、これらの星のほとんどがAGB-manqu\'eフェーズにあり、3つを除いて、すべてが進化質量$<$0.53$M_{\odot}$を持っていることを示唆しています。また、このクラスター内の理論的に予想されるホットポスト（初期）-AGB（p（e）AGB）星の数を計算し、観測値と一致する範囲を見つけました。AstroSat/UVIT画像から特定された、クラスターの外側領域にある7つのUV明るい星は、詳細な追跡分光研究の理想的な候補です。
白色矮星の中のストレンジクォーク物質オブジェクトの検索
| Title |
Searching_for_Strange_Quark_Matter_Objects_Among_White_Dwarfs |
| Authors |
Abudushataer_Kuerban,_Yong-Feng_Huang,_Jin-Jun_Geng,_and_Hong-Shi_Zong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05748 |
物質の基底状態は、ハドロン物質ではなく、ストレンジクォーク物質（SQM）である可能性があると長い間議論されてきました。このSQM仮説によれば、ストレンジクォークの星やストレンジクォークの矮星からストレンジクォークの惑星に至るまで、SQMオブジェクトのシーケンス全体が安定して存在する可能性があります。奇妙な矮星は、通常の白色矮星と同様の質量を持っていますが、非常に密度の高いSQMコア（$\sim\rm4\times10^{14}\、g\、cm^{-3}$）中央に配置して、半径をそれに応じて小さくすることができます。本研究では、観測された「白色矮星」の中から、質量と半径の関係の違いを考慮して、奇妙な矮星を探します。このようにして、8つの奇妙な矮星候補が特定されます。その質量は$\sim0.02M_{\odot}$-$0.12M_{\odot}$の範囲で、半径は$\sim$9,000kmに狭く分布しています--15,000キロ。8つのオブジェクトは、SDSSJ165143.45+364647.6、LSPMJ0815+1633、LP240-30、BD+205125B、LP462-12、WDJ1257+5428、2MASSJ13453297+4200437、およびSDSSJ085557.46+053524.5です。同様の質量の白色矮星と比較すると、これらの候補は明らかに半径が小さいです。これらの興味深い候補について、大型のラジオ/IR/光学望遠鏡でさらに観測することが求められています。
強くイオン化された限界にある重力成層2流体プラズマにおける遅い磁気音響波
| Title |
Slow_magnetoacoustic_waves_in_gravitationally_stratified_two-fluid_plasmas_in_strongly_ionised_limit |
| Authors |
A._Alharbi,_I._Ballai,_V._Fedun_and_G._Verth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05789 |
さまざまな種間の衝突周波数に匹敵する周波数でのプラズマダイナミクスは、粒子間の衝突相互作用が重要な要素である多流体フレームワークで説明する必要があります。私たちの研究では、荷電粒子が強く結合している、つまり中性粒子と相互作用する単一の流体を形成していると仮定します。したがって、2流体モデルを採用します。ここでは、初期値解析を使用して、強くイオン化された限界で2流体太陽大気中の重力成層フラックスチューブ内を伝搬する低速ソーセージ波の進化方程式を調査することを目的としています。巨大粒子（イオンとニュートラル）間の衝突相互作用により、支配方程式が結合されます。強くイオン化された限界で解決策が求められ、中性粒子と荷電粒子の密度比は小さなパラメータです。この制限は、彩層の上部に関連しています。我々の結果は、荷電粒子に関連する遅いソーセージ波が伝播するため、それらの可能な周波数が重力成層によるカットオフの影響を受けることを示しています。対照的に、中性音波の場合、カットオフ値はそれらの波長に適用され、小さな波長の波のみが伝搬できます。ニュートラルに関連する低速モードは、イオンとの衝突結合によって駆動されます。
古典的なウォルフ・ライエ星の動的に膨張した風モデル
| Title |
Dynamically_inflated_wind_models_of_classical_Wolf-Rayet_stars |
| Authors |
L._G._Poniatowski,_J._O._Sundqvist,_N._D._Kee,_S._P._Owocki,_P._Marchant,_L._Decin,_A._de_Koter,_L._Mahy,_H._Sana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05823 |
古典的なウォルフ・ライエ（WR）期の激しい質量損失は、大質量星の進化の後期と最終的な運命にとって重要です。古典的なWR星からの放射駆動風流出と関連する質量損失の球対称の時間依存で定常状態の流体力学的モデルを開発します。シミュレーションは、静的な恒星構造と進化モデルで通常使用される不透明度を、超音速流出内で予想される強化された線不透明度の単純なパラメーター化された形式と組み合わせることに基づいています。私たちのシミュレーションは、T\約200kKの周りの深くて熱い光学的に厚い層で開始された高い質量損失率を明らかにしています。結果として生じる速度構造は非単調であり、3つのフェーズに分けることができます：i）超音速への初期加速ii）停滞、さらには減速、iii）急速な再加速の外側領域。収束した定常状態シミュレーションで見られる特徴的な構造は、時間依存モデルの流出特性とよく一致しています。動的シミュレーションを対応する静水圧モデルと直接比較することにより、恒星構造と進化モデルの対流的に非効率な領域で余分なエネルギー輸送を呼び出す必要性は、静水圧の外側の境界を強制することの単なるアーティファクトであることを明示的に示します。さらに、シミュレーションの「動的に膨張した」内部領域は、予測された静水圧WR半径と分光法から推測された半径との間によく見られる不一致の自然な説明を提供します。最後に、シミュレーションを、放射力を計算するための共動フレーム放射伝達に基づく代替の最近のWR風モデルと対比します。CMF転送は現在、非単調速度場を処理できないため、ここで見られる特徴的な減速領域は、アドホックな非常に高度な凝集を呼び出すことによって、このようなシミュレーションで回避されます。
バイナリシステムでのバインドされたオブジェクトの3体キャプチャ、排出、および人口統計
| Title |
Three-body_capture,_ejection,_and_the_demographics_of_bound_objects_in_binary_systems |
| Authors |
Benjamin_V._Lehmann,_Olivia_Ross,_Ava_Webber_and_Stefano_Profumo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05875 |
連星系による任意の速度の軽い物体の捕獲を研究します。太陽系での彗星の捕獲の結果を拡張して、捕獲断面積の単純な幾何学的特性を開発し、捕獲された物体の軌道パラメータの分布に直接導きます。同じフレームワークを使用して、放出前のこれらの束縛軌道の寿命を調査し、「Opik--Arnoldアプローチ」の簡略化バージョンでは、数値実験とよく一致する放出率の閉形式の推定値が容易に得られることがわかりました。詳細釣り合いの仮定がない場合、我々の結果は、捕獲と放出につながる密接な遭遇の特徴を明らかにします。我々の結果の応用として、バイナリシステムで捕獲された暗黒物質粒子の平衡集団の推定を示します。
SOFIA / HAWC +を使用したボックグロビュールB335の磁場特性の抑制
| Title |
Constraining_the_magnetic_field_properties_of_Bok_globule_B335_using_SOFIA/HAWC+ |
| Authors |
Niko_Zielinski,_Sebastian_Wolf_and_Robert_Brunngr\"aber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05889 |
明確に定義された形状とほとんど孤立した場所のおかげで、ボックグロビュールは低質量星形成の物理学を研究するのに適したオブジェクトです。原型のボックグロビュールB335の磁場を研究するために、波長214$\、\mu$mでSOFIA/HAWC+を使用して空間的に分解された偏光マップを取得しました。これらの観察結果は、ボック・グロビュールの偏光ホール、つまり、密集した中心に向かう偏光度の低下が、遠赤外線の波長領域でも発生することを初めて明らかにしました。観測された分極パターンは均一で、平均分極角は48$^\circ\pm$26$^\circ$、磁場強度は$\sim$142$\、\mu$Gです。さらに、近赤外からミリメートルの波長で得られたB335の相補的な偏光データを使用して、さまざまなスケールにわたる磁場を分析および制約します。3Dモンテカルロ放射伝達コードPOLARIS（Reissletal。2016）を適用することにより、この小球の密度と磁場構造、およびダスト特性のモデルを開発しました。B335の中心に向かうカラム密度が低すぎて、ダイクロイック吸収を介してB335で観測された分極ホールを引き起こすことができないと結論付けます（Braueretal.2016）。さらに、自己散乱の影響は、観測された偏光に大きな影響を与えないと結論付けます。放射トルクメカニズムを介したダストグレインアラインメントを採用し、星間放射場と中心星を放射源として組み合わせることは、B335の外側領域での偏光度の減少と一致しています（$\approx\、$10$^4\、コアから$au）。ただし、このモデルでは、5000auの内側の偏光度が低いことを説明できません。
ワイル不変重力と暗黒物質の性質
暗黒物質の証拠として一般に見られる銀河と銀河団の見かけの欠落質量は、仮説を超えるものではなく、重力結合パラメーター$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））$のわずかな増加によって補償され、関連するすべてのスケールで現在の検出しきい値をはるかに下回っています。
中性子星の内部地殻：経験的エッセイ
この研究では、1.4$M_\odot$の標準質量に焦点を当てて、中性子星の全状態方程式（EoS）に対する内部地殻のわずかな寄与がその質量-半径関係にどのように影響するかを研究します。0.003fm$^{-3}〜<〜n〜<〜$0.08fm$^{-3}の範囲で、この種の経験的EoS（$p=K\epsilon^{\gamma}+b$）を構築します。$また、この領域の音速を計算します。音速のさまざまな振る舞いが、正準星の半径に1.1km以上影響を与える可能性があることがわかります。この結果は、GW170817として極端な結果を理解するのに役立ちます。いくつかの研究では、正準星の半径は11.9kmを超えることはできないことが示されています。
重力における有効場方程式とスケール依存結合
| Title |
Effective_field_equations_and_scale-dependent_couplings_in_gravity |
| Authors |
Alfio_Bonanno,_Georgios_Kofinas,_Vasilios_Zarikas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05338 |
物質の存在下での時空依存ニュートン定数$G（x）$と宇宙定数$\Lambda（x）$の新しいフィールド方程式のセットが提示されます。それが、動的変数の最大2階微分を仮定した、最も一般的な数学的に一貫した、物理的にもっともらしい進化方程式のセットを表すことを証明します。新しいアインシュタインの方程式では、$\Lambda$-運動項のみが発生しますが、修正された保存方程式では、$G$の微分項も表示されます。アプリケーションとして、この形式は、漸近安全シナリオのコンテキストで初期宇宙に適用され、放射状態方程式を持つ完全流体を想定しています。宇宙論的解は、あらゆるタイプの空間曲率に対して得られ、さまざまな興味深い宇宙の進化を示しています。このような振る舞いの指標として、バウンスするソリューション、再崩壊するソリューション、または一時的な加速の時代を伴う非特異な拡張ソリューションについて詳しく説明します。
eVスケールのステライルニュートリノと拡散超新星ニュートリノバックグラウンドとの秘密の相互作用の調査
| Title |
Probing_secret_interactions_of_eV-scale_sterile_neutrinos_with_the_diffuse_supernova_neutrino_background |
| Authors |
Mary_Hall_Reno,_Yu_Seon_Jeong,_Sergio_Palomares-Ruiz_and_Ina_Sarcevic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05380 |
「アクティブな」ニュートリノの3つのフレーバーはエラーバー内の混合角度の結果と一致していますが、eVスケールの質量と混合を持つ4番目のほとんど「ステライル」ニュートリノ種に対応できる標準模型を超える物理学のヒントがあるかもしれません$\theta_0\simeq0.1$のオーダーのアクティブなニュートリノとの角度。新しいゲージベクトルボソン、「秘密の」メディエーター$\phi$を介して自己相互作用するeVスケールのステライルニュートリノのシナリオについて説明します。活性ニュートリノとの混合による初期宇宙でのそれらの生成は、宇宙マイクロ波背景放射時代のビッグバン元素合成とフリーストリーミングの制約と一致していることを示します。$M_\phi=4-8$keVとステライルニュートリノ結合$g_s=10^{-4}$の場合、拡散超新星ニュートリノと地球への輸送中の遺物のステライルニュートリノとの共鳴相互作用により、ニュートリノフラックス。対応する（反）ニュートリノイベント分布を、DUNE（ハイパーカミオカンデ）検出器のエネルギーの関数として示します。
核子の超流動が存在する場合の標準的な冷却シナリオは、中性子星の観測にかなりよく適合します。それは、恒星の冷却の議論が新しい粒子の特性に厳しい制約を課す可能性があることを意味します。特に、非常に若い中性子星であるカシオペアAとSN1987Aの残骸のダークゲージボソンによって引き起こされる冷却速度を研究します。冷却は、星の年齢と結合の形態に応じて、核子対の破壊とコアでの形成、または地殻での電子制動放射のいずれかによって主に寄与されます。若い中性子星の冷却曲線が余分なダークゲージボソンの放出によってどれだけ修正できるかを計算し、その質量が$\mathcal{O}（0.1）\、{\よりも小さいときのダークゲージボソンの限界を取得します。rmMeV}$：暗い光子の場合、混合パラメーターにその質量を掛けたもの$\varepsilonm_{\gamma^\prime}<1.5\times10^{-8}\、{\rmMeV}$、および$U（1）_{BL}$ゲージは、核子と電子への結合をボソン$e^\prime<10^{-13}$。
太陽重力レンズ（SGL）の像形成能力を研究するために開発し、使用した画像畳み込み/デコンボリューションコンピューターコードで得られた初期結果について報告します。球面太陽のSGLは非常にぼやけた画像を作成しますが、SGLの点像分布関数（PSF）の知識により、元の画像を再構成し、デコンボリューションによってぼやけを取り除くことができます。直接行列反転またはフーリエ商法のいずれかで実装できるデコンボリューションプロセスについて説明します。このプロセスでは、ぼやけた画像データが収集されるSNRと比較して、復元された画像の信号対雑音比（SNR）が低下するという形で「ペナルティ」が発生することがわかります。分析的アプローチを使用してこのペナルティの大きさを推定し、一連の数値シミュレーションで結果を確認します。画像サンプル間の間隔が望遠鏡の開口部と比較して大きい場合、ペナルティが大幅に減少することがわかります。ペナルティは、適切なノイズフィルタリングを使用してさらに減らすことができます。これにより、低品質の画像データに対して${\calO}（10）$以上の改善が得られます。私たちの結果は、イメージング目的でSGLを使用することが可能であることを確認しています。現実的な宇宙ミッションの期間と一致する画像データ収集時間内に太陽系外惑星の詳細な画像を生成できるデータ収集および画像処理戦略に関する洞察を提供します。
NGC4258の核で観測された重力赤方偏移とその中央ブラックホール質量の推定への影響
一般相対論的方法を使用して、天体物理学的観測可能量の観点からシュワルツシルトブラックホールの質量を推定することにより、銀河、特にNGC4258の活動銀河核における重力赤方偏移の観測を明らかにします。一般相対論的赤方偏移/青方偏移は2つで構成されます。成分：その近くのブラックホールの質量によって生成された時空間曲率による重力赤方偏移、および光子のドップラー効果によって発生した運動学的赤方偏移。この方法を、NGC4258活動銀河の降着円盤上の水メガマー測定の最大のデータセットに適用しました。この一般相対論的効果（GRE）の定量化により、NGC4258動的システムの赤方偏移/青方偏移データで観測された非対称平坦化、具体的には、メーザー回転曲線のケプラー運動からの2シグマ最大偏差を説明できます。さらに、このGREを使用して、ブラックホールの質量を正確に推定できます。したがって、NGC4258ブラックホール質量推定の精度が以前のニュートンまたは摂動相対論的分析よりも1桁改善されます：M=（4.3741+/-0.0018）X10^7太陽質量。したがって、これらの結果は、銀河スケールの強い重力レジームで観察された、新しい一般相対論効果である重力赤方偏移の確認を提供します。
レプトクォークと本物の一重項：暗黒物質の起源の背後にあるより豊かなスカラーセクター
| Title |
Leptoquarks_and_Real_Singlets:_A_Richer_Scalar_Sector_Behind_the_Origin_of_Dark_Matter |
| Authors |
Francesco_D'Eramo,_Nejc_Ko\v{s}nik,_Federico_Pobbe,_Aleks_Smolkovi\v{c}_and_Olcyr_Sumensari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05743 |
標準模型と暗黒物質の間のポータルとして機能する$\mathcal{O}（1\mathrm{\、TeV}）$スカラーレプトクォークを使用してシナリオを調査します。暗黒物質は、スカラーポテンシャルの項を介してスカラーレプトクォーク$\Delta$とヒッグス粒子に結合するスカラーシングレット$S$であると仮定します。さらに、レプトクォークは、$B$中間子崩壊の異常に対処する可能性のあるクォークとレプトンへの湯川相互作用に恵まれています。$SS$消滅断面積を考慮して、暗黒物質の遺物の存在量を推定し、そのようなモデルでの天体物理学、衝突型加速器、およびフレーバー物理学の境界間の相互作用を調査します。重い暗黒物質ウィンドウ（$m_S>m_\Delta$）では、レプトクォークポータルが暗黒物質の存在量を説明する主要なメカニズムになります。クォークとレプトンのフレーバー物理学に関連するレプトクォーク湯川相互作用は、暗黒物質の現象学から切り離されていることがわかります。単一のレプトクォーク状態のシナリオに焦点を当てることにより、遺物密度は、$\Delta$と$S$の両方の質量が$\mathcal{O}（10\mathrm{\、TeV}）よりも軽い場合にのみ説明できることがわかります。$。
連続重力波信号を比較するための時間-周波数トラック距離
未知のソースからの連続的な重力波の検索は、データ内のドップラー変調されたシグネチャを識別することによって、長期的な重力放射を検出しようとします。セミコヒーレント法は、より感度の高い（そして計算コストの高い）ツールを使用してフォローアップする興味深い領域を特定し、広いパラメーター空間の調査を可能にします。したがって、調査中のパラメータ空間構造を適切に理解する必要があります。理解しないと、前述の戦略の有効性に大きな影響を与える可能性があるためです。セミコヒーレント連続波探索に適したパラメータ空間における距離の新しい尺度を紹介します。時間周波数トラックの比較に基づくこの新しいアプローチは、あらゆる種類の準単色連続波信号に適用でき、調査中のパラメータ空間の基礎となる構造に適応します。連星系の中性子星からの連続波の全天探索の後処理段階への最初のアプリケーションでは、候補クラスタリング手順の以前のアドホック距離測度を新しい提案に置き換えるだけで、探索感度の向上を示します。
天体物理学における新しい確率分布：IV。相対論的マクスウェル-ボルツマン分布
マクスウェルボルツマン（MB）分布を一般化する2つの相対論的分布を分析します。相対論的MB分布とマクスウェル-J{\"u}ttner（MJ）分布です。平均値、原点に関する2次モーメント、分散、モード、漸近的振る舞い、温度の関数としての平均値の近似式、および平均値の関数としての温度の接続された逆式。2つの天体物理学的アプリケーション磁場と相対論的電子の存在下でのシンクロトロン放出に提示されます。
GAPS実験の宇宙反ヘリウム原子核感度
| Title |
Cosmic_Antihelium_Nuclei_Sensitivity_of_the_GAPS_Experiment |
| Authors |
N._Saffold,_T._Aramaki,_R._Bird,_M._Boezio,_S._E._Boggs,_V._Bonvicini,_D._Campana,_W._W._Craig,_P._von_Doetinchem,_E._Everson,_L._Fabris,_H._Fuke,_F._Gahbauer,_I._Garcia,_C._Gerrity,_C._J._Hailey,_T._Hayashi,_C._Kato,_A._Kawachi,_S._Kobayashi,_M._Kozai,_A._Lenni,_A._Lowell,_M._Manghisoni,_N._Marcelli,_S._I._Mognet,_K._Munakata,_R._Munini,_Y._Nakagami,_J._Olson,_R._A._Ong,_G._Osteria,_K._Perez,_I._Pope,_S._Quinn,_V._Re,_M._Reed,_E._Riceputi,_B._Roach,_F._Rogers,_J._L._Ryan,_V._Scotti,_Y._Shimizu,_M._Sonzogni,_R._Sparvoli,_A._Stoessl,_A._Tiberio,_E._Vannuccini,_T._Wada,_M._Xiao,_M._Yamatani,_A._Yoshida,_T._Yoshida,_G._Zampa,_J._Zweerink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05834 |
GeneralAntiparticleSpectrometer（GAPS）は、暗黒物質の消滅または減衰の兆候として、低エネルギー（0.1$-$0.3GeV/$n$）の宇宙反核用に設計された南極の気球実験です。GAPSは、低エネルギーの反陽子を検出するように最適化されているだけでなく、低エネルギーの反陽子と反ヘリウム原子核に対して前例のない感度を提供します。エキゾチック原子の形成、崩壊、および消滅に基づく新しいGAPS反粒子検出技術は、以前の磁気分光計実験よりも、これらの低エネルギー反粒子に対してより大きな識別力を提供します。この作業では、完全な機器シミュレーション、イベントの再構築、および現実的な大気影響シミュレーションに基づいて、反ヘリウム3核を検出するGAPSの感度を報告します。AMS-02による抗ヘリウム核候補イベントの報告は、暗黒物質やその他の標準模型を超える物理のプローブとしての抗ヘリウム核にかなりの関心を呼んでいます。GAPSは、天体物理学的背景が本質的にないエネルギー範囲で、宇宙の反ヘリウム原子核フラックスの上限を検出または設定する独自の立場にあります。3回の長時間の気球飛行では、GAPSは$1.3^{+4.5}_{-1.2}\cdot10^{-6}\mathrm{m^{-2}sr^のレベルの抗ヘリウムフラックスに敏感になります。{-1}s^{-1}}（\mathrm{GeV}/n）^{-1}$（95％CL）、エネルギー範囲0.11$-$0.3GeV/$n$、新しいウィンドウを開くまれな宇宙物理学について。
