スケールに依存する宇宙ボイド速度プロファイルを使用した$ f（R）$重力のテスト
Hu-Sawicki$f（R）$重力を組み込んだN体シミュレーションを$|f_{R0}|=10^{-6と比較することにより、一般相対性理論に対する宇宙論的スケールの変更がボイド内のハローのダイナミクスに与える影響を研究します。}$と$10^{-5}$、$\Lambda$CDMのものに。サイズと密度プロファイルに基づいて「上昇」（$R$タイプ）または「シェル」（$S$タイプ）として分類されたボイド内の視線速度統計を調べると、小さな$Rでのハロー運動がわかります。有効半径が$<15Mpc/h$の$タイプのボイドは、$f（R）$と$\Lambda$CDM宇宙論の明確な違いを明らかにします。この観察された効果を理解するために、線形および非線形の第5の力を研究し、非線形の第5の力の方程式を正確に解くための反復アルゴリズムを開発します。これを使用して、ボイド内のカメレオンスクリーニングメカニズムを特徴付け、重力崩壊したオブジェクトで観察された動作と対比します。力の分析は、小さい$R$タイプのボイドが、ニュートン力に対する第5の力の比率が最も高いことを強調しています。これにより、速度プロファイルに識別可能な違いが生じ、重力を制限する豊かな環境が提供されます。
Ia型超新星の光度進化に関する統計的手法
| Title |
Statistical_methods_on_Type_Ia_supernova_luminosity_evolution |
| Authors |
Keto_D._Zhang,_Yukei_S._Murakami,_Benjamin_E._Stahl,_Kishore_C._Patra,_and_Alexei_V._Filippenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06215 |
Ia型超新星（SNeIa）からこれまでに抽出された宇宙論的有用性の多くは、SN〜Iaのピーク光度が恒星環境の年齢（ローカルまたはグローバル）によって大幅に進化しないという仮定に依存しています。最近の2つの研究では、この仮定の妥当性を評価する際に矛盾する結果が得られました。1つはハッブル残差（HR）と恒星環境の年齢との間に相関関係がなく、もう1つは有意な相関関係があると主張しています。このレターでは、前述の両方の研究で採用された統計的手法の問題を修正する独立した再分析を実行します。私たちの分析は、回帰希釈を適切に説明し、点推定の代わりにベイズモデルで生成されたSN環境年齢推定（事後サンプル）を批判的に（そして以前の両方の研究とは異なり）利用する原理的なアプローチに従います。さらに、後部は回帰の有益な事前分布として使用されます。HRとローカル（グローバル）年齢の間のピアソン相関は、$4\sigma$（$3\sigma$）を超えていることがわかります。HRとローカル（グローバル）年齢の間に線形関係が存在すると仮定すると、対応する勾配$-0.035\pm0.007\、\mathrm{mag\、Gyr}^{-1}$（$-0.036\pm0.007\、\mathrm{mag\、Gyr}^{-1}$）。私たちは、HRと年齢の相関関係の考えられる宇宙論的影響を調べるために、私たちのアプローチをさらに使用することをお勧めします。
Ia型超新星の光度とホスト銀河の性質との関係について
| Title |
On_the_relationship_between_Type_Ia_supernova_luminosity_and_host-galaxy_properties |
| Authors |
Yukei_S._Murakami,_Benjamin_E._Stahl,_Keto_D._Zhang,_Matthew_R._Chu,_Emma_C._McGinness,_Kishore_C._Patra,_and_Alexei_V._Filippenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06217 |
最近の一連の研究では、Ia型超新星（SNeIa）によって達成されたピーク光度と、それらをホストする銀河の特性との間に進化の傾向が存在する可能性について議論されています。2つのホスト銀河の形態型（両方の年齢のプローブとして）間のハッブル残差（HR;光度のプローブとして）の分離を測定する約200の低赤方偏移SNeIaの分析を提示することにより、議論に新たな光を当てました。と質量）。この分離は、ホストプロパティ空間での各形態学的タイプの独立して経験的に決定された分布を使用して、最近提案されたモデルによって行われた予測をテストできることを示します。私たちの結果は、以前から知られているHR-massステップ（または勾配）と一致していますが、新しく提案されたHR-age勾配とは一致していません。これは、わずかな傾向にすぎないことを大幅に誇張していることがわかります。さらに、銀河のサンプルで年齢と質量の間に有意な相関関係があることを考えると、これら2つの傾向（HR-質量とHR-年齢の相関関係）は互いに一致している必要があることを示します。私たちの結果は、最近提案された大きなHR年齢勾配を明確に否定していますが、質量、年齢、形態、およびHR値の間の相関関係は明らかであり、HR年齢勾配を議論の興味深いトピックとして関連させています。私たちの結果は、ホスト環境とSNe〜Iaの光度との間のこの関係の物理的起源を決定するためのさらなる研究を奨励しています。
今後の弱いレンズ効果の調査からの正確な宇宙論のためのガウスパワースペクトル尤度の十分性
| Title |
Sufficiency_of_a_Gaussian_power_spectrum_likelihood_for_accurate_cosmology_from_upcoming_weak_lensing_surveys |
| Authors |
Robin_E._Upham,_Michael_L._Brown_and_Lee_Whittaker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06267 |
弱いレンズ効果、銀河団、およびそれらの相互相関のユークリッドのような複合断層撮影パワースペクトル分析から正確なパラメーター制約を取得するのにガウス尤度が十分であるかどうかを調査します。ガウスフィールドの仮定の下での正確な尤度であるウィシャート分布に対して全天でのパフォーマンスをテストすると、ガウス尤度が正確なパラメーター制約を返すことがわかります。この精度は、基準宇宙論の選択、含まれるスケールの範囲、ランダムノイズレベルなど、尤度分析で行われた選択に対して堅牢です。周辺分布と依存構造の両方で、ジョイントカットスカイ尤度の追加の非ガウス性を評価することにより、結果をカットスカイに拡張します。カットスカイ尤度はフルスカイ尤度よりも非ガウス尤度ですが、ガウス尤度を使用して取得されたパラメーター制約に重大な不正確さを導入するには不十分なレベルであることがわかります。この近似は小規模でのみ不正確になるため、結果はガウス場の仮定の影響を受けないはずです。これは、尤度の非ガウス性が無視できる限界に対応します。それにもかかわらず、N体の弱いレンズ効果シミュレーションと比較したところ、尤度に有意な追加の非ガウス性の証拠は見つかりませんでした。私たちの結果は、ガウス尤度がステージIVの弱いレンズ効果調査からのパワースペクトルによるロバストなパラメーター制約に十分であることを示しています。
弱いレンズ効果の角度パワースペクトルにおける一般相対論的効果
今後の弱いレンズ効果の調査の進歩は、レンズ効果の観測量の正確なモデリングに新たな課題をもたらします。空の範囲が広いため、平坦な空のジオメトリに基づく一般的な近似を使用して、測定可能なすべての角度スケールを評価することはできなくなりました。さらに、追加の相対論的効果は大規模に現れるため、説明する必要があります。特に、レンズ倍率は、標準のレンズ収束だけでは正しく記述できません。原始重力波からの寄与を含む、完全に相対論的な弱いレンズ効果の角度パワースペクトルの分析ソリューションを提示します。リンバー近似を使用して得られた結果を、球面調和関数を使用した正確な全天計算と比較します。私たちの数値評価は、一般相対論的補正が小規模（$l\geq10$）での宇宙分散よりも1桁小さいことを示しています。ただし、大規模（$l<10$）では、それらを無視すると、特にLimber近似と組み合わせると、より重大なエラーが発生します。したがって、これらの最大規模では、正確で完全に相対論的なモデリングが必要です。
スニヤエフ・ゼルドビッチ効果のシミュレートされた差分観測：暗黒時代と再電離の時代の調査
| Title |
Simulated_differential_observations_of_the_Sunyaev-Zel'dovich_Effect:_Probing_the_Dark_Ages_and_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
Charles_Mpho_Takalana,_Paolo_Marchegiani,_Geoff_Beck,_Sergio_Colafrancesco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06534 |
この作品は、暗黒時代（DA）とその後の宇宙の再電離（EoR）からの宇宙論的な21cmのバックグラウンド信号を研究するための分析的アプローチを提示します。銀河団の差分観測をシミュレートして、SZE-21cmと呼ばれる特定の形式のスニヤエフゼルドビッチ効果を使用してこれらのエポックを研究する方法を示します。この作業は、SZE-21cmのシミュレーションマップを作成し、再イオン化アレイの水素エポック（HERA）やスクエアキロメートルアレイ（SKA）などの低周波無線干渉計を使用した将来の観測からSZE-21cmを抽出できることを示しています。ほぼ現実的なシナリオをシミュレートするために、宇宙分散ノイズを調べ、前景、熱ノイズ、およびシミュレートされた観測の角度分解能の影響を組み込み、考慮します。銀河団のサンプルを平均して、宇宙分散と機器ノイズの影響を軽減することにより、この探査をさらに拡張します。点源汚染の影響も研究されています。最後に、この手法をEDGESコラボレーションの結果に適用します。このコラボレーションでは、2018年に78MHzを中心とするグローバル21cmバックグラウンド信号の吸収機能が報告されました。この作業の目的を達成するために取り組むべき課題には、宇宙変動、機器ノイズ、および点源汚染によって発生するエラーが含まれます。私たちのアプローチは、DAおよびEoRの間接プローブとしてのSZE-21cmの可能性を示しており、シミュレートされた観測からのSZE-21cmのスペクトル特性は、以前の理論的予測に近い結果をもたらし、SZE-21cmは、EDGES検出の有効性をテストするために使用できます。
確率論的超低速ロールインフレーションにおける曲率摂動の非ガウステール：原始ブラックホール生成への影響
| Title |
Non-Gaussian_tail_of_the_curvature_perturbation_in_stochastic_ultra-slow-roll_inflation:_implications_for_primordial_black_hole_production |
| Authors |
Daniel_G._Figueroa,_Sami_Raatikainen,_Syksy_Rasanen_and_Eemeli_Tomberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06551 |
超スローロール（USR）インフレーションにおける量子拡散を検討します。$\DeltaN$形式を使用して、USR中の曲率摂動の確率分布$P（\mathcal{R}）$の最初の確率的計算を示します。システムの非線形性をキャプチャし、確率的背景の周りのモード進化と同時に、短波長モードからのランダムキックで粗視化背景の結合進化を解決します。これは非マルコフ過程につながり、そこから$P（\mathcal{R}）$の非常に非ガウスなテールを決定します。実行可能なモデルで原始ブラックホールの生成を研究すると、USR中の確率的効果により、ガウス近似と比較して、その存在量が係数$\sim10^5$増加することがわかります。
恒星風は、太陽系外惑星の蒸発流出と通過吸収の特徴に大きな変動をもたらす
| Title |
Stellar_Winds_Drive_Strong_Variations_in_Exoplanet_Evaporative_Outflows_and_Transit_Absorption_Signatures |
| Authors |
Laura_M._Harbach,_Sofia_P._Moschou,_Cecilia_Garraffo,_Jeremy_J._Drake,_Juli\'an_D._Alvarado-G\'omez,_Ofer_Cohen_and_Federico_Fraschetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05922 |
惑星との恒星風と光子放射の相互作用は、大気の枯渇を引き起こす可能性があり、惑星の居住性に壊滅的な影響を与える可能性があります。光蒸発が大気侵食に与える影響はある程度研究されてきましたが、恒星風が大気損失に与える影響の研究はまだ始まったばかりです。ここでは、3次元電磁流体力学シミュレーションを使用して、磁気圏に対する恒星風の影響と、ハビタブルゾーンを周回する事前定義された質量損失率を持つHに富む蒸発エンベロープを持つようにモデル化された仮想惑星の流出をモデル化します。低質量のM矮星に近い。TRAPPIST-1システムをプロトタイプとして使用し、シミュレートされた惑星をTRAPPIST-1eの軌道に配置します。我々は、大気の流出が風との相互作用で引きずられ加速され、局所的な恒星の風の状態が変化するにつれて、惑星磁気圏の形態とプラズマ分布の多様な範囲をもたらすことを示しています。通過中の惑星大気の潜在的な水素ライマンα（Lya）観測に対する風と流出の相互作用の影響を検討します。Lyaの観測シグネチャは、観測時の地域の風の状態に強く依存し、1時間という短いタイムスケールでかなりの変動を受ける可能性があります。我々の結果は、太陽系外惑星のLyaトランジットシグネチャで観測された変動は、風と流出の相互作用によって説明できることを示しています。
TW Hya Rosetta StoneプロジェクトIII：ディスクのガス状熱プロファイルの解決
| Title |
The_TW_Hya_Rosetta_Stone_Project_III:_Resolving_the_Gaseous_Thermal_Profile_of_the_Disk |
| Authors |
Jenny_Calahan,_Edwin_Bergin,_Ke_Zhang,_Richard_Teague,_Ilsedore_Cleeves,_Jennifer_Bergner,_Geoffrey_A._Blake,_Paolo_Cazzoletti,_Viviana_Guzman,_Michiel_R._Hogerheijde,_Jane_Huang,_Mihkel_Kama,_Ryan_Loomis,_Karin_Oberg,_Ewine_F._van_Dishoeck,_Jeroen_Terwisscha_van_Scheltinga,_Catherine_Walsh,_David_Wilner,_and_Charlie_Qi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05927 |
原始惑星系円盤の熱構造は、円盤の進化と惑星の形成に広範囲に及ぶ影響を与えるシステムの基本的な特徴です。この研究では、7つのCO線の画像を利用して、原始惑星系円盤TWHya構造の2D熱構造を制約します。これには、12COJ=2-1およびC18OJ=2-1の新しいALMA観測と、12COJ=3-2、13COJ=3-2、6-5、C18OJ=3-2のアーカイブALMA観測が含まれます。、6-5。さらに、HDJ=1-0線束、スペクトルエネルギー分布のハーシェル観測を再現し、TWHyaにおけるCO放射状枯渇の最近の定量化を利用します。これらの観測は、熱化学コードRAC2Dを使用してモデル化されており、最適なモデルは、空間的に分解されたすべてのCO表面輝度プロファイルを再現します。結果として得られる熱プロファイルでは、0.025Msunのディスク質量と、対応する半径の約1.2％の厚さの小さな塵が枯渇したガスの薄い上層が見つかります。最終的な熱構造を使用すると、COだけでは、その存在量がH2の総面密度とともに縮退するため、実行可能な質量トレーサーではないことがわかります。異なる質量モデルは、空間的に分解されたCOラインプロファイルを、異なる存在量の仮定と容易に一致させることができます。質量決定には追加の知識が必要であり、この作業では、HDはガス質量を導出するための追加の制約を提供し、TWHyaディスクのCO枯渇の推定をサポートします。私たちの最終的な熱構造は、原始惑星系円盤の質量の強力なプローブとしてのHDの使用を確認しています。さらに、このペーパーで説明されている方法は、将来のディスクの温度と質量を抽出するための採用可能な戦略です。
ATLAS分析からのNEO人口、速度バイアス、および影響リスク
| Title |
NEO_Population,_Velocity_Bias,_and_Impact_Risk_from_an_ATLAS_Analysis |
| Authors |
A._N._Heinze,_Larry_Denneau,_John_L._Tonry,_Steven_J._Smartt,_Nicolas_Erasmus,_Alan_Fitzsimmons,_James_E._Robinson,_Henry_Weiland,_Heather_Flewelling,_Brian_Stalder,_Armin_Rest,_and_David_R._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06042 |
ATLAS調査による実際のNEOの検出をデバイアスするための大規模な「太陽系からピクセルへ」の偽小惑星シミュレーションを使用して、太陽系の地球近傍天体（NEO）の総人口を推定します。絶対等級$H=25$と27.6（15％アルベドの場合、それぞれ直径$\sim34$と10メートル）まで、総人口は$（3.72\pm0.49）\times10^5$と$（1.59\pm0.45）\times10^7$NEOそれぞれ。最も妥当なエラーの原因は過小評価される傾向があるため、実際の母集団はおそらくより大きくなります。NEOの$H$マグニチュードの分布は、$H\sim22.5$よりも暗く、明るい$H$マグからの外挿よりも小さな小惑星が一般的であることがわかります。私たちのシミュレーションは、高い相対速度で地球に遭遇する小さいが危険な小惑星、つまり、高度に傾斜した軌道や離心率の小惑星を検出することに対する強いバイアスを示しています。世界的なNEO発見統計は、このバイアスが世界的なNEO検出能力に影響を及ぼし、そのような軌道での小さな小惑星の観測調査はおそらく現在実行可能ではないことを示しています。NEO候補の迅速かつ積極的なフォローアップと、グローバルNEOコミュニティのセグメント間の緊密なコラボレーションを組み合わせることで、これらの危険なオブジェクトの検出率を高めることができます。
ケプラーによって観測されたシステムのガスディスクによって誘発された平均運動共鳴の正確な位置からの逸脱
| Title |
Departure_from_the_Exact_Location_of_Mean_Motion_Resonances_Induced_by_the_Gas_Disk_in_the_Systems_Observed_by_Kepler |
| Authors |
Su_Wang,_D._N._C._Lin,_Xiaochen_Zheng,_Jianghui_Ji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06174 |
通過する惑星の統計結果は、公転周期比の分布に1.5と2.0の周りに2つのピークがあることを示しています。多数の惑星ペアが、平均運動共鳴（MMR）の正確な位置の近くにあります。この研究では、ガスディスクの枯渇と構造が、MMRの正確な位置から惑星ペアを追い出すのに重要な役割を果たしていることを発見しました。このようなシナリオでは、惑星ペアは最初に軌道移動中に正確なMMRに閉じ込められ、同じペースで移動し続けます。離心率は興奮する可能性があります。ガスディスクの存在により、偏心が減衰し、公転周期が変化する可能性があります。それは惑星のペアをMMRの正確な位置から出発させます。1Myrを超える枯渇タイムスケールでは、MMRに近い構成が簡単に形成されます。惑星のペアは、ディスクのアスペクト比が高いMMRから脱出する可能性が高くなります。さらに、共回転トルクが弱いと、惑星のペアはMMRの正確な位置から遠く離れることができます。システムの最も内側の惑星の最終的な位置は、光学的に厚い領域から内側の光学的に薄いディスクへの遷移半径に直接関係しています。星の進化過程の後期段階では、遷移半径は0.2AU未満ですが、最も内側の惑星は約10日に達する可能性があります。私たちの形成シナリオは、0.1AUより遠い最も内側の惑星でのMMRに近い構成の形成を説明するための可能なメカニズムです。
乱流木星ダイナモモデルにおける複数の帯状ジェット
進行中のNASAのJunoミッションは、木星の内部ダイナミクスに新しい制約を課します。搭載された磁力計によって収集されたデータは、強い局所的な磁束パッチを伴う双極子が支配的な表面磁場を明らかにしています。重力測定は、激しい表面の帯状ジェットが雲のレベルより数千キロメートル下に伸びてから、$0.94-0.96\、R_J$の下で急速に減衰することを示しています。$R_J$は、1つのバーレベルでの木星の平均半径です。いくつかの内部モデルは、ヘリウムが水素から分離し、組成的に層状の層を形成する薄い中間領域を持つ複雑な内部構造を示唆しています。ここでは、$0.82\、R_J$と$0.86\、R_J$の間の中間の安定した成層層を組み込んだ最初のグローバルな木星ダイナモを開発します。エネルギーバランスを分析すると、磁気エネルギーは金属領域の運動エネルギーよりもほぼ1桁大きいのに対し、運動エネルギーのほとんどは分子エンベロープ内の帯状運動に送り込まれていることがわかります。これらは、金属コア内のローレンツ、アルキメデス、および地衡性コリオリ力と、外層を制御する慣性、浮力、および地衡性コリオリ力との間の三重のバランスを伴う、異なる基礎となる力階層から生じます。ここで紹介するシミュレーションは、複数の帯状ジェットと木星のようなダイナモ作用をグローバルシミュレーションに統合できることを初めて示したものです。安定した層を含めることは、より深い金属領域でのダイナモ作用に寄与することなく、帯状ジェットが外側のエンベロープで発達することを可能にするために必要な成分です。ただし、安定した成層化は、表皮効果によって磁場の小規模な特徴も滑らかにします。これらの制約は、木星で可能な安定した層が表面にはるかに近い場所に配置されるべきであることを示唆しています（$0.9-0.95\、R_J$）。
地球型惑星の内部貯水容量とM-R関係に及ぼす水和の影響
| Title |
Internal_Water_Storage_Capacity_of_terrestrial_Planets_and_the_Effect_of_Hydration_on_the_M-R_Relation |
| Authors |
Oliver_Shah,_Yann_Alibert,_Ravit_Helled,_Klaus_Mezger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06455 |
水とMg-ケイ酸塩または鉄の間の化学的相互作用を理解することは、水が豊富な惑星の内部を制約するために不可欠です。しかし、これまでのところ、水和効果は天体物理学のコミュニティによってほとんど無視されてきました。このような影響が理論上の質量と半径の関係に大きな影響を与える可能性は低いため、測定の不確かさが大きい限り、これは正当化されます。ただし、PLATOミッション（2026年の打ち上げ予定）などの今後のミッションでは、半径と質量がそれぞれ最大$\約3\％$と$\約10\％$の精度に達することが想定されています。その結果、太陽系外惑星の研究において、水和などのさまざまな物理的および化学的影響が無視できなくなる領域に間もなく参入する可能性があります。私たちの目標は、コアとマントルの水和のための信頼できる処方を含む惑星の内部モデルを構築することです。これらのモデルは、水和が無視されてきた以前の結果を改良し、観測された太陽系外惑星の将来の特性評価を導くために使用できます。境界条件や組成が変化する多層惑星の構造を解くための数値ツールを開発しました。ここでは、3種類の惑星について考察します。乾燥した内部、水和した内部、乾燥した内部+表面の海洋で、海洋の質量分率は、水和した場合の$\rmH_2O$相当の質量分率に対応します。水和した惑星のH/OH貯蔵容量は、最大$\約800\rm\km$の深海層に対応する$0-6\rm\wt\％\\rmH_{2}O$に相当します。質量範囲$0.1\leqM/M_\oplus\leq3$では、全半径に対する水和の影響は$\leq2.5\％$であるのに対し、孤立した表層海洋への分化の影響は$\leq5です。\\％$。さらに、私たちの結果はバルク組成に非常に敏感であることがわかりました。
小マゼラン雲の若くて明るい大質量星の不足
| Title |
A_dearth_of_young_and_bright_massive_stars_in_the_Small_Magellanic_Cloud |
| Authors |
A._Schootemeijer,_N._Langer,_D._Lennon,_C._J._Evans,_P._A._Crowther,_S._Geen,_I._Howarth,_A._de_Koter,_K.M._Menten,_and_J._S._Vink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05913 |
低金属量での大規模な星の進化は、高赤方偏移の天体物理学の多くの分野と密接に関連していますが、よく理解されていません。小マゼラン雲（SMC）は、0.2Zsolの金属量、近接性、および現在星を形成していることから、これを研究するためのユニークな研究所です。スペクトル型カタログをGAIAマグニチュードと組み合わせて使用して、明るいSMC星の温度と光度を計算しました。これらを文献研究と比較することにより、私たちは私たちの方法の有効性をテストし、GAIAデータを使用して、光度の関数としてカタログ内の星の完全性を推定しました。これにより、SMCで最も明るい星のほぼ完全なビューを取得することができました。その後、恒星進化の予測と比較した場合。また、消光分布、電離光子生成率、星形成率も計算しました。私たちの結果は、SMSが30個の非常に明るい主系列星（M>40Msol;L>10^5Lsol）のみをホストしていることを意味します。これは、光度範囲3*10^4<の星の数から予想されるよりもはるかに少ないです。L/Lsol<3*10^5であり、SMCで一般的に引用されている星形成率から。さらに驚くべきことに、M>20Msolを超える質量の場合、水素燃焼段階の前半の星はほとんど存在しないことがわかります。これは、天の川と大マゼラン雲で知られている質的に類似した特異性を反映しています。これは、ヘリウムを燃やす星の水素を燃やす対応物の欠如に相当し、より高い光度でより顕著になります。星形成率の低下や初期質量関数の急峻さが、若い明るい星の不足の唯一の説明になる可能性は低いと私たちは主張します。代わりに、これらの星の多くはそれらの誕生雲に埋め込まれているかもしれませんが、これの観測的証拠は弱いです。宇宙の再電離と初期質量関数のトップエンドへの影響について説明します。
近くの銀河における星形成とガスの間のリンク
星間物質の観測は、銀河の星形成を制御する物理的プロセスを解読するための鍵です。ただし、注意深くモデル化しない限り、観測の不確実性と検出限界が解釈にバイアスをかける可能性があります。ここでは、多次元ベイズモデリングの助けを借りて、近くの銀河の代表的なサンプルの星形成率とガス質量を再分析します。典型的な星形成銀河は、それらの恒星の質量とはほとんど無関係に「星形成面」にあることがわかっています。それらの星形成活性は、分子および総ガス含有量と密接に相関していますが、分子ガスから星への変換効率の変動は、以前に報告されたものよりも大幅に小さいことが示されています。これらのデータ主導の発見は、ガスの降着や流出など、銀河全体のガス含有量を変更する物理的プロセスが、典型的な近くの銀河の星形成活動を調節する一方で、銀河の合体やガスの不安定性などによって引き起こされる効率の変化を示唆しています。スターバーストの活動を後押しする可能性があります。
相互作用するM51のような銀河における星形成分子ガスのシミュレーション：雲の母集団統計
| Title |
Simulations_of_the_star-forming_molecular_gas_in_an_interacting_M51-like_galaxy:_cloud_population_statistics |
| Authors |
Robin_G._Tress,_Mattia_C._Sormani,_Rowan_J._Smith,_Simon_C._O._Glover,_Ralf_S._Klessen,_Mordecai-Mark_Mac_Low,_Paul_Clark_and_Ana_Duarte-Cabral |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05919 |
分子雲が銀河スケールでさまざまな環境条件にどのように反応するかを調査するために、ディスク全体のシミュレーションから$\sim10$〜M$_{\odot}$の質量に分解された巨大な分子雲のカタログを提示します。相互作用するM51のような銀河とそれに匹敵する孤立した銀河。私たちのモデルには、時間依存のガス化学、星形成のためのシンク粒子、超新星フィードバックが含まれています。つまり、しきい値密度に基づく星形成レシピに依存せず、冷たい分子相の物理学に従うことができます。シミュレーションの特定のタイムステップで巨大な分子雲を抽出し、それらの特性を分析します。シミュレートされた銀河の円盤では、渦巻腕は単に除雪車として機能し、それらの特性に劇的な影響を与えることなくガスと雲を集めているように見えます。一方、銀河の中心部では、環境条件によって、より大きく、より大きな雲が発生します。銀河の相互作用は雲の質量とサイズにほとんど影響を与えませんが、逆回転する雲の形成を促進します。識別された雲は一見重力的に束縛されていないように見えますが、分子星間物質の階層構造を詳しく分析すると、束縛されていない状態からほとんど束縛されていない状態へのスムーズな遷移を伴うビリアルパラメータの範囲が広いことがわかります。最も密度の高い構造。したがって、雲がガラス化された実体であるように見えるという一般的な観察は、この階層的な結合シーケンスの特定のレベルを強調するCOの明るい発光による可能性があります。発見された重力によって結合された構造のごく一部は、低い銀河系の星形成効率が雲の形成と最初の崩壊のプロセスによって設定されるかもしれないことを示唆しています。
$ z <0.48 $でのIGMの赤方偏移空間3点相関関数
| Title |
Redshift_space_three-point_correlation_function_of_IGM_at_$z<0.48$ |
| Authors |
Soumak_Maitra,_Raghunathan_Srianand,_Prakash_Gaikwad,_Nishikanta_Khandai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05926 |
フォークトプロファイルコンポーネント（または「雲」）に分解されたLy$\alpha$フォレストにより、銀河間媒体のクラスタリング特性とさまざまな物理量への依存性を研究できます。ここでは、縦方向の3点（$\zeta$）と低$z$（つまり、$z<0.48$）のLy$\alpha$雲の減少した3点（Q）相関の最初の検出をスケール全体で報告します。$r_\parallel\leq4$pMpcの。$\zeta=6.9\pm1.3$およびQ=1.7$\pm$0.4を、1〜2pMpcの横方向の間隔で測定します。$\zeta$の振幅は、HI列密度（$N_{\rmHI}$）の増加とともに増加するのに対し、Qは$N_{\rmHI}$依存性を示しません。$\zeta$の半径方向のプロファイルは、高$b$（つまり、$b>$40km/s）と低$b$の吸収体で異なることがわかります。$\zeta$に寄与するトリプレットの約84％は、500km/sの速度分離と405pkpcの衝突パラメータの中央値内に近くの銀河を持っています。測定された衝突パラメータは、個々の銀河に由来するのではなく、基礎となる銀河の分布を追跡するかなりの数のトリプレットと一致しています。トリプレット（$\sim$88％）での高$b$吸収体の発生頻度は、完全なサンプル（$\sim$32％）で見られるものよりも$\sim3$高い係数です。4つの異なる宇宙論的シミュレーションを使用して、固有速度の影響、フィードバック効果を定量化し、観測された傾向のほとんどを広く再現できることを示します。ただし、小規模な$\zeta$（$r_\parallel<1$pMpc）およびシミュレーションでの$\zeta$の$b$依存性は、観測結果と矛盾していることがわかります。これは、これらのシミュレーションのいずれも、$N_{\rmHI}>10^{14}$cm$^{の観測された$b$分布と$N_{\rmHI}$分布を再現しないという事実に関連している可能性があります。-2}$自己無撞着に、または観測データの信号対雑音比の広がりに。
銀河特性への機械学習アプローチ：共同赤方偏移-ランダムフォレストによる恒星の質量確率分布
| Title |
A_machine_learning_approach_to_galaxy_properties:_Joint_redshift_-_stellar_mass_probability_distributions_with_Random_Forest |
| Authors |
S._Mucesh,_W._G._Hartley,_A._Palmese,_O._Lahav,_L._Whiteway,_A._Amon,_K._Bechtol,_G._M._Bernstein,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_A._Choi,_K._Eckert,_S._Everett,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_I._Harrison,_E._M._Huff,_N._Kuropatkin,_I._Sevilla-Noarbe,_E._Sheldon,_B._Yanny,_M._Aguena,_S._Allam,_D._Bacon,_E._Bertin,_S._Bhargava,_D._Brooks,_J._Carretero,_F._J._Castander,_C._Conselice,_M._Costanzi,_M._Crocce,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_J._De_Vicente,_S._Desai,_H._T._Diehl,_A._Drlica-Wagner,_A._E._Evrard,_I._Ferrero,_B._Flaugher,_P._Fosalba,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gaztanaga,_D._W._Gerdes,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_K._Kuehn,_M._Lima,_H._Lin,_M._A._G._Maia,_P._Melchior,_F._Menanteau,_R._Miquel,_R._Morgan,_F._Paz-Chinch\'on,_et_al._(12_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05928 |
利用可能な測光バンドが少ない場合でも、ランダムフォレスト（RF）機械学習（ML）アルゴリズムを使用して、非常に正確な共同赤方偏移-恒星質量PDFを取得できることを示します。例として、赤方偏移と恒星の質量のCOSMOS2015カタログと組み合わせたダークエネルギーサーベイ（DES）を使用します。2つのMLモデルを構築します。1つは$griz$バンドの深い測光を含み、もう1つはメインのDES調査に存在する測光散乱を反映し、それぞれの場合に注意深く構築された代表的なトレーニングデータを使用します。コピュラ確率積分変換（copPIT）とケンダル分布関数、およびそれらの単変量の対応物を利用して周辺分布を検証することにより、$10,699$のテスト銀河の共同PDFを検証します。テンプレートフィッティングコードBAGPIPESの基本的なセットアップに対してベンチマークされた、MLベースのメソッドは、事前定義されたすべてのパフォーマンスメトリックでテンプレートフィッティングよりも優れています。精度に加えて、RFは非常に高速で、消費者向けコンピューターハードウェアを使用して2ドル強で100万個の銀河の共同PDFを計算できます。このような速度により、PDFを分析コード内でリアルタイムに導出し、潜在的なストレージの問題を解決できます。この作業の一環として、多変量PDFをオンザフライで迅速に生成するための非常に直感的で効率的なPythonパッケージであるGALPROを開発しました。GALPROは文書化されており、研究者はhttps://galpro.readthedocs.io/で宇宙論と銀河の進化の研究に使用できます。
狭線セイファート1銀河NGC4051までのセファイド距離
| Title |
The_Cepheid_Distance_to_the_Narrow-Line_Seyfert_1_Galaxy_NGC_4051 |
| Authors |
Wenlong_Yuan,_Lucas_M._Macri,_Bradley_M._Peterson,_Adam_G._Riess,_Michael_M._Fausnaugh,_Samantha_L._Hoffmann,_Gagandeep_S._Anand,_Misty_C._Bentz,_Elena_Dalla_Bont\`a,_Richard_I._Davies,_Gisella_de_Rosa,_Laura_Ferrarese,_Catherine_J._Grier,_Erin_K._S._Hicks,_Christopher_A._Onken,_Richard_W._Pogge,_Thaisa_Storchi-Bergmann,_Marianne_Vestergaard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05931 |
ケフェイド変光星周期-光度関係と新しいハッブル宇宙望遠鏡に基づいて、典型的な狭線セイファート1銀河NGC4051までの距離$D=16.6\pm0.3$Mpc（$\mu=31.10\pm0.04$mag）を導き出します。望遠鏡マルチバンドイメージング。419個のCepheid候補を特定し、正確に測定された変数のサブサンプルを使用して、光学波長と近赤外波長の両方で距離を推定します。独自の測光手順と距離推定方法をSH0ESチームが使用したものと比較し、0.01等に一致している。私たちが得た距離は、以前の距離推定によって暗示された一見奇妙な値とは異なり、NGC4051のエディントン比$\dot{m}\約0.2$を示唆しています。これは、細い線のセイファート1銀河に典型的です。NGC4051の固有速度$-490\pm34$kms$^{-1}$を導き出します。これは、それが存在するウルサメジャークラスターの全体的な動きと一致しています。また、その流出と質量降着率を含む、NGC4051核のエネルギーを再考します。
z〜2の巨大な静止銀河の基本平面
| Title |
The_Fundamental_Plane_of_Massive_Quiescent_Galaxies_at_z~2 |
| Authors |
Mikkel_Stockmann,_Inger_J{\o}rgensen,_Sune_Toft,_Christopher_J._Conselice,_Andreas_Faisst,_Berta_Margalef-Bentabol,_Anna_Gallazzi,_Stefano_Zibetti,_Gabriel_B._Brammer,_Carlos_G\'omez-Guijarro,_Michaela_Hirschmann,_Claudia_D._Lagos,_Francesco_M._Valentino,_and_Johannes_Zabl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05935 |
これまでに$1.5<z<2.5$の巨大な静止銀河の最大のサンプルを使用して、基本平面（FP）と質量光度比（$M/L$）のスケーリング関係を調べます。FP（$r_{e}、\sigma_{e}、I_{e}$）は、COSMOSの$19$$UVJ$静止銀河と$Hubble$$Space$$Telescope$$（HST）$$H_を使用して確立されます。{F160W}$レストフレームの光学サイズとXシューター吸収線は、恒星の速度分散を測定しました。非常に大規模な場合、${\rm{log}}（M_{\ast}/M_{\odot}）>11.26$、Stockmannetal。の$z>2$にある8つの静止銀河のサブセット。（2020）、我々はそれらが局所的なかみのけ座銀河団の関係だけに受動的に進化することはできず、局所的な巨大銀河のサイズを模倣するために重要な構造進化を受けなければならないことを示します。このサブセットのFPと$M/L$のスケーリング関係の進化は、$z=2$から現在まで、星の種族の受動的な老化と、かみのけ座銀河へのマイナーな合併構造の進化と一致しています。MASSIVEサーベイからのクラスターおよび他の巨大な楕円銀河。マイナーな合併によって追加された星の種族からの光度の進化をモデル化することは、「乾燥した」静止銀河との合併の歴史を支持します。
M33の若い星団のギブス点過程モデル
| Title |
Gibbs_Point_Process_Model_for_Young_Star_Clusters_in_M33 |
| Authors |
Dayi_Li_(1_and_2),_Pauline_Barmby_(2)_((1)_Univ._Toronto,_(2)_Western_Univ.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05938 |
分解された銀河の研究に適用された場合、空間統計の文献からギブス点過程モデルの力を示します。巨大分子雲（GMC）や若い星団候補（YSCC）など、M33の星形成複合体における天体の空間分布を厳密に解析しています。GMCからYSCCまでの階層モデル構造は、それらの間の自然な形成階層に基づいて選択されます。このアプローチは、YSCCの分布に存在する不均一性を自然に説明することにより、経験的な2点相関関数分析の制限を回避します。また、GMCのプロパティが空間分布に与える影響についても調査します。GMCとYSCCの分布には高い相関関係があることを確認しました。YSCCの空間分布は、ポアソン過程と比較して、約250pcスケールでクラスタリングパターンのピークに達することがわかりました。このクラスタリングは、主にガラクトセントリック距離が4.5kpcを超える領域で発生します。さらに、GMCのガラクトセントリック距離とその質量は、GMCとYSCCの間の相関強度に強いプラスの影響を及ぼします。クラスター形成プロセスを理解するために、これらの調査結果の考えられる影響について概説します。
圧縮性MHD乱流の異方性：磁場のプロービングと磁化の測定
| Title |
Anisotropies_in_Compressible_MHD_Turbulence:_Probing_Magnetic_Fields_and_Measuring_Magnetization |
| Authors |
Yue_Hu,_Siyao_Xu,_A._Lazarian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06039 |
星間物質（ISM）の磁場を調べることは、悪名高いほど困難です。電磁流体力学（MHD）乱流と乱流異方性の最新の理論に動機付けられて、磁場の向きを測定し、磁化を推定するための新しいアプローチとして、構造関数解析（SFA）を紹介します。ローカルとグローバルの両方の参照フレームの2次構造関数を使用して、3次元圧縮性MHDシミュレーションで乱流速度の統計を分析します。磁気エネルギーが乱流エネルギーよりも大きいサブアルヴェーン乱流では、磁場に垂直な方向と平行な方向で測定された乱流速度のSFAが大幅に異なる可能性があります。それらの比率は、磁場強度に反比例するアルフベンマッハ数$M_A$にべき乗則依存性があります。乱流速度の異方性構造関数を使用して、磁場の方向と強度の両方を推定できることを示します。さまざまなトレーサーを使用して測定された乱流速度を使用して、私たちのアプローチは、一般に、多相星間物質の磁場を調べるために適用できます。
潮流における超ワイドバイナリの作成/破壊
この論文では、統計的手法と$N$-body手法を使用して、起源がよくわかっていない非常に大きな分離（$>0.1\、{\rmpc}$）を持つ連星を形成する新しいメカニズムを探ります。ここでは、超ワイドバイナリは、クラスターを破壊する潮流に無関係の星が偶然に閉じ込められることによって発生します。（i）超ワイドバイナリの形成はクラスターの寿命に限定されず、前駆体が完全に破壊された後も継続し、（ii）形成速度は局所的な位相空間密度に比例することが示されています。潮汐の尾、（iii）半主軸の分布は、$a\llD$で$p（a）da\sima^{1/2}da$としてスケーリングされます。ここで、$D$は平均星間距離であり、（vi）離心率分布は熱に近く、$p（e）de=2ede$です。結合エネルギーが低いため、超広幅のバイナリは、滑らかな潮汐場と通過する下部構造の両方によって破壊される可能性があります。潮汐変動が平均場を支配する時間スケールは、塊の局所密度に反比例します。モンテカルロ実験によると、潮汐蒸発の影響を受けるバイナリは、「オピックの法則」として知られる$a\gtrsima_{\rmピーク}$で$p（a）da\sima^{-1}da$に従います。$a_{\rmPeak}\simt^{-3/4}$として時間とともに収縮するピークの準主軸。対照的に、滑らかな銀河ポテンシャルは、潮汐半径$p（a）で鋭い切り捨てを導入します。\sim0$at$a\gtrsimr_t$。若いクラスターのスケーリング関係は、ほとんどの超ワイドバイナリが低質量システムの崩壊から生じることを示唆しています。球状クラスターのストリームは、数百の超ワイドバイナリの発祥の地である可能性があります。、銀河のハローの塊を調査するための理想的な実験室になっています。
Gaia Early Data Release3-カタログ検証
| Title |
Gaia_Early_Data_Release_3_--_Catalogue_validation |
| Authors |
C._Fabricius,_X._Luri,_F._Arenou,_C._Babusiaux,_A._Helmi,_T._Muraveva,_C._Reyl\'e,_F._Spoto,_A._Vallenari,_T._Antoja,_E._Balbinot,_C._Barache,_N._Bauchet,_A._Bragaglia,_D._Busonero,_T._Cantat-Gaudin,_J.M._Carrasco,_S._Diakit\'e,_M._Fabrizio,_F._Figueras,_A._Garcia-Gutierrez,_A._Garofalo,_C._Jordi,_P._Kervella,_S._Khanna,_N._Leclerc,_E._Licata,_S._Lambert,_P._M._Marrese,_A._Masip,_P._Ramos,_N._Robichon,_A.C._Robin,_M._Romero-G\'omez,_S._Rubele,_M._Weiler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06242 |
3番目のガイアデータリリースは2段階で公開されます。初期の部分であるガイアEDR3は、ガイアDR2からの700万の視線速度とともに、約20億の光源に対して非常に正確な位置天文および測光特性を提供します。フルリリースのGaiaDR3は、太陽系オブジェクトの軌道だけでなく、光源の大部分の視線速度、スペクトル、光度曲線、天体物理学的パラメーターを追加します。カタログの公開前に、多くの異なるデータ項目が専用の検証プロセスを経てきました。このホワイトペーパーの目的は、GaiaEDR3データの完全性、正確性、および精度の観点から検証結果を説明し、カタログデータの使用に関する推奨事項を提供することです。検証プロセスには、カタログコンテンツの体系的な分析が含まれ、統計分析と以前のリリースおよび外部データとモデルとの比較を使用して、個々のエラーまたは統計プロパティのいずれかの異常を検出します。ガイアEDR3は、位置天文学と測光の両方の精度、精度、完全性の点で、ガイアDR2と比較して大きな前進を表しています。視差ゼロ点、負の視差、かすかな光源の測光、および品質指標に関連する問題に対処するための推奨事項を提供します。
分子雲のアンサンブルとの関連での自己重力ポリトロープ乱流流体の密度プロファイル
| Title |
Density_profile_of_a_self-gravitating_polytropic_turbulent_fluid_in_the_context_of_ensembles_of_molecular_clouds |
| Authors |
S._Donkov,_I._Zh._Stefanov,_T._V._Veltchev_and_R._S._Klessen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06252 |
状態方程式$p_{\rmgas}\propto\rho^\Gamma$を使用して、自己重力ポリトロープ球対称乱流流体の密度プロファイルの方程式を取得します。これは、ドンコフらによって導入された単一の抽象的なオブジェクトによって表される分子雲のアンサンブルのフレームワークで行われます。（2017）。採用された物理画像は、状態方程式が$\Gamma=1$の等温（外側の雲層）から指数$\Gamma>の「ハードポリトロープ」の1つに変化する雲のコアに近い状態を説明するのに適しています。1ドル。定常状態を仮定すると、降着物質がすべての空間スケールを通過するときに、単位質量あたりの総エネルギーが流体の流れに関して不変であることを示します。得られた方程式は、提案されたモデルのベルヌーイ方程式を再現し、流体要素の運動エネルギー、熱エネルギー、および重力エネルギーのバランスを記述します。また、流体要素の異なる密度プロファイル、ポリトロープ指数、およびエネルギーバランス方程式に対応する4つの解を生成する、べき乗則形式の近似解を取得する方法も提案します。そのうちの1つ、勾配$-3$およびポリトロープ指数$\Gamma=4/3$の密度プロファイルのみが、観測および数値計算と一致します。特に、密な雲の領域で密度分布関数の2番目のべき乗則のテールが生成されます。
測定された中央ブラックホールの質量$M$と速度分散$\sigma$を持つ矮小銀河のサンプルは最近2倍になり、より大きな銀河の$M\propto\sigma$関係の外挿にぴったりと適合しています。これは、銀河とそれらの中央のブラックホールとの間のスケーリング関係が、繰り返される合併による組み立ての単なる統計的結果であるという提案と一致させるのは難しいと主張します。これは、無相関のシードブラックホールと恒星の質量の初期分布が以前に想定されていたよりもはるかに小さい質量に限定されない限り、矮小銀河で観測されたものよりも大幅に大きいブラックホールの質量を予測します。また、観測された$M\propto\sigma^4$と比較して、ドワーフの$M\propto\sigma$関係が$M\propto\sigma^2$に著しく平坦化することも予測します。対照的に、ブラックホールのフィードバックは、ブラックホールの質量がすべての銀河で普遍的な$M\propto\sigma^4$関係に向かう傾向があることを予測し、矮小銀河で最近観察された強力な流出の特性を正しく与えます。これらの考慮事項は、基本的な物理的ブラックホール-銀河のスケーリング関係が$M$と$\sigma$の間にあることをもう一度強調しています。$M$とバルジ質量$M_b$の関係は因果関係があり、恒星のフィードバックによって設定された$M_b$と$\sigma$の間の完全に独立した接続に依存します。
S169の物理的特性評価：大規模な星形成領域IRAS12326-6245に関連する典型的なIRバブル
| Title |
Physical_characterization_of_S169:_A_prototypical_IR_bubble_associated_with_the_massive_star-forming_region_IRAS12326-6245 |
| Authors |
N._U._Duronea,_S._Cichowolski,_L._Bronfman,_E._Mendoza,_R._Finger,_L._A._Suad,_M._Corti,_and_E._M._Reynoso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06328 |
銀河系のIR気泡の特性と、それらが大質量星形成に与える影響を研究することを目的として、大質量星形成領域IRAS12326-6245に関連するIR気泡S169の研究を紹介します。CO（2-1）、$^{13}$CO（2-1）、C$^{18}$O（2-1）、HCN（3-2）、およびHCO+（3-2）を使用しました星雲とIRAS源の分子ガスの特性を研究するためにAPEX望遠鏡で得られたラインデータ。ダストの特性と分布を分析するために、IRAC-GLIMPSE、Herschel、およびATLASGALのデータを使用しました。イオン化ガスの特性は、SUMSS調査とSuperCOSMOSデータベースから得られた画像を使用して研究されました。この地域の恒星と原始星のオブジェクトの検索では、IRと光学点光源のカラログを使用しました。新しいAPEX観測により、星雲に関連する3つの分子成分、つまり、$-$39km/s（成分A）、$-$25km/s（成分B）、および$-$17km/s（成分）を特定することができました。C）。コンポーネントAでは6つの分子凝縮（MC1からMC6）が特定され、MC3（最も密度が高くより重いもの）がIRAS12326-6245の分子対応物です。このソースでは、最大8$\times$10$^{23}$cm$^{-2}$のH$_2$列密度を推定しました。コンポーネントA、B、およびCの形態と速度を説明するために、約12km/sで拡張する部分的に完全な半球状構造からなる単純なモデルを提案します。このモデルの導入により、S169とIRAS12326-6245の両方までの距離についての議論が生まれました。これは約2kpcと推定されました。いくつかの候補YSOが特定され、主に分子凝縮MC3、MC4、およびMC5に投影されました。これは、星形成プロセスが星雲の境界で非常に活発であることを示しています。観測可能なパラメーターとモデル化されたパラメーターの比較は、収集と折りたたみのメカニズムがS169のエッジで機能しているかどうかを識別するのに十分ではありませんでした。
ガイア時代のNGC2158の包括的な分析：測光パラメータ、頂点および軌道
| Title |
A_comprehensive_analysis_of_NGC_2158_in_Gaia_era:_photometric_parameters,_apex_and_orbit |
| Authors |
Devesh_P._Sariya,_Ing-Guey_Jiang,_M._D._Sizova,_E._S._Postnikova,_D._Bisht,_N._V._Chupina,_S.V._Vereshchagin,_R._K._S._Yadav,_G._Rangwal,_and_A._V._Tutukov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06342 |
Gaia-DR2データを使用したNGC2158の調査を提示します。メンバーシップ確率が90％を超える可能性が最も高い800のクラスターメンバーを特定しました。このオブジェクトの平均固有運動は、（mu_{x}=-0.203\pm0.003、mu_{y}=-1.99\pm0.004）masyr^{-1}として決定されます。クラスターの限界半径、log（age）、および距離は、それぞれ23.5分、9.38\pm0.04Gyr、および4.69\pm0.22kpcとして取得されます。全体的な質量関数の傾き（0.93\pm0.14）は、質量範囲1.17-1.44M_\odot内でSalpeter値（1.35）よりも平坦です。この星団はまた、質量分離効果を示しており、私たちの研究は、NGC2158が動的に緩和された散開星団であることを示しています。ADダイアグラムを使用すると、クラスターの頂点座標がさまざまな方法で取得され、（\mu_{U}、\mu_{T}）ダイアグラムを使用して調べられます。頂点座標の最適な値は、A=87.24^\circ\pm1.60^\circ、D=-36.61^\circ\pm5.30^\circとして決定されます。また、クラスターの軌道を決定し、NGC2158がほぼ太陽のantapex方向に移動することを発見しました。結果として得られるNGC2158の空間速度は51kms^{-1}です。529〜pcまでのZ座標に沿った有意な振動が検出されます。このクラスターの起源に関するさまざまなシナリオについても説明します。
ジェット駆動分子流出の3D数値からのH $ _2 $質量-速度関係
| Title |
H$_2$_mass-velocity_relationship_from_3D_numerical_of_jet-driven_molecular_outflows |
| Authors |
Adriano_Cerqueira,_Bertrand_Lefloch,_Alejandro_Esquivel,_Pedro_Rivera-Ortiz,_Claudio_Codella,_Cecilia_Ceccarelli_and_Linda_Podio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06525 |
以前の数値研究では、原始星の流出では、質量速度分布$m（v）$は、べき乗則$\proptov^{-\gamma}$によって十分に説明できることが示されています。一方、流出のサンプルの最近の観察では、$m（v）$に密接に関連するCO強度-速度分布は、指数法則$\propto\exp（-v/v_0）$に従っていることが示されています。本研究では、ジェット駆動の原始星流出における質量-速度関係$m（v）$の物理的起源を再検討します。掃引された周囲ガスからジェットまで、流出のさまざまな領域のそれぞれの寄与を調査します。流体力学的コードYguazu-aを使用して、分子雲に伝播する原始星ジェットの3D数値シミュレーションを実行しました。このコードは、原子種とイオン種を考慮に入れており、H$_2$ガスを含むように変更されています。ジェットの寄与を除外することにより、$m（v）$は単一の指数法則に十分に適合し、$v_0$は観測値の範囲内にあることがわかります。ジェットの寄与により、質量と速度の関係に追加のコンポーネントが生じます。この経験的な質量と速度の関係は、流出において局所的に有効であることがわかります。指数$v_0$は、時間的にほぼ一定であり、周囲の媒体とジェット材料の間の特定のレベルの混合に対してです。一般に、$v_0$は弱い空間依存性のみを表示します。L1157流出の単純なモデリングは、観測されたCO強度-速度関係のさまざまなコンポーネントを正常に再現します。私たちのシミュレーションは、これらのコンポーネントが、それぞれ、掃引されたガスの流出キャビティとジェットに沿って同伴された材料をトレースすることを示しています。CO強度-速度指数法則は、ジェット駆動の流出モデルによって自然に説明されます。同伴された材料は、質量速度プロファイルの形成に重要な役割を果たします。
フェルミ-LATデータの3つのHAWC明るい光源の周りの$ \ gamma $線ハローの調査
| Title |
Investigating_$\gamma$-ray_halos_around_three_HAWC_bright_sources_in_Fermi-LAT_data |
| Authors |
Mattia_Di_Mauro,_Silvia_Manconi,_Michela_Negro_and_Fiorenza_Donato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05932 |
銀河パルサーの周りの多数の拡張源は、GeVからTeVエネルギーへの有意な$\gamma$線放出を示しており、逆コンプトン散乱（ICS）によって基礎となる光子場から散乱する数百のTeVエネルギー電子を明らかにしています。パルサーのゲミンガとモノジェムの周りの数度の拡張放出のHAWCTeVガンマ線観測、およびゲミンガの周りのLATGeV放出は、10-100kyrより古いシステムがSNRを超えて伝播するマルチTeV$e^\pm$を持っていることを示唆しています-星間媒体へのPWNシステム。エネルギーE$>100$TeVでHAWCによっていくつかの$\gamma$線源が発見された後、HAWCによって検出された3つの最も明るい源の周りのFermi-LATデータにおける拡張された$\gamma$線放出の存在を調査します。最大100TeV。eHWCJ1825-134の周りに$\theta_{68}=1.00^{+0.05}_{-0.07}$degの拡張放出が見つかります。$\theta_{68}=0.71\pm0.10$degeHWCJ1907+063。フェルミ-LATデータのICSテンプレートを使用した分析は、平均的な銀河系の値よりも大幅に低い拡散係数値を示しています。HAWCデータと一緒に研究すると、$\gamma$線のフェルミ-LATデータは、非常に高エネルギーの電子と陽電子の親集団に対する貴重な洞察を提供します。
見通し内宇宙線相互作用からIceCube拡散天体物理学的フラックスへの二次ニュートリノの寄与
| Title |
Contribution_of_Secondary_Neutrinos_from_Line-of-sight_Cosmic_Ray_Interactions_to_the_IceCube_Diffuse_Astrophysical_Flux |
| Authors |
Alina_Kochocki,_Volodymyr_Takhistov,_Alexander_Kusenko_and_Nathan_Whitehorn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05955 |
10年間の観測で、IceCubeニュートリノ天文台は、ニュートリノ点源の放出に対する以前の予想と緊張しているニュートリノの空を明らかにしました。ハドロン過程に関連する天体物理学的物体は、地球の点源として観測されるニュートリノの生成サイトとして機能する可能性があります。代わりに、天体物理学的ニュートリノのほぼ等方性のフラックスがPeVエネルギーまで観測され、想定される輸送および生成物理学の再評価を促します。この研究は、活動銀河核（AGN）とスターバースト銀河の集団からのニュートリノ生成の新しい物理的説明を3年間の公開IceCubeポイントソースデータに適用します。具体的には、そのような光源で生成された宇宙線（CR）は、視線に沿って銀河系外の背景光やガスと相互作用し、二次ニュートリノフラックスを生成する可能性があります。このモデルは、いくつかの典型的なフラックス重み付けスキームと一緒にテストされます。すべての場合において、全天フラックスの寄与は、報告されたIceCube拡散天体物理フラックスのパーセントレベルに制限されます。
ミリ秒パルサーの無線タイミング-極値/中間質量比バイナリシステム
| Title |
Radio_timing_in_a_millisecond_pulsar-extreme/intermediate_mass_ratio_binary_system |
| Authors |
Tom_Kimpson,_Kinwah_Wu,_Silvia_Zane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06226 |
銀河中心のブラックホール（BH）の周りの軌道にあるミリ秒パルサーまたは球状星団の中心にあるBHの無線タイミング観測は、天体物理学と基礎物理学の基本的な質問に答えることができます。パルサー電波天文学は通常、ケプラー後近似を使用してシステムパラメータを決定します。ただし、中央BHの周りの強い重力場では、高次の相対論的効果が重要になる可能性があります。ポストケプラー近似によって与えられたパルサータイミング遅延を、相対論的タイミングモデルによって与えられたものと比較します。完全に相対論的な解と比較して、アインシュタインの遅延と伝播の遅延（つまり、レーマーとシャープイロの遅延）に対して導出された解の間に重大な不一致が見つかりました。これらの高次相対論効果を補正することは、銀河中心と球状星団の中心にあるパルサーシステムの正確な無線タイミングモデルを構築し、それらの検出に関連する問題を通知するために不可欠です。
J1328 + 2751のダブルピークライン、デュアルVLBIコンポーネント、歳差運動ジェット
| Title |
Double-peaked_Lines,_Dual_VLBI_Components,_and_Precessing_Jets_in_J1328+2751 |
| Authors |
S._Nandi,_A._Caproni,_P._Kharb,_B._Sebastian_and_R._Roy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06290 |
この作業では、超長基線干渉計（VLBI）観測で、ジェットが先行し、輝線が2つあり、2つのコンパクトな電波成分が約6パーセクの間隔で存在する電波銀河について報告します。輝線のピーク分離は、VLBIの結果と一致する、6.3パーセクの分離を持つ超大質量ブラックホール連星（BBH）の存在を示唆している可能性があります。J1328+2751のジェットに適用された運動学的ジェット歳差運動モデルは、それがBBHである場合、一次ブラックホールの降着円盤がバイナリシステム軌道と同一平面上になく、によって生成されたトルクの影響下でジェット歳差運動を行うことを示しています。二次ブラックホール。ただし、バーディーン-ペターソン効果は、このソースで推測されるジェット歳差運動期間と互換性のある歳差運動タイムスケールも提供できることがわかりました。このソースは、以前は再起動されたダブルダブル電波銀河（DDRG）として識別されていました。したがって、私たちの調査結果は、一般的なDDRGの性質に重要な影響を及ぼします。
二重磁気双極子モデルを使用したマグネターSGR0501 +4516および1E2259 +586の高ブレーキ指数の説明
| Title |
Explaining_high-braking_indice_of_magnetars_SGR_0501+4516_and_1E_2259+586_using_the_double_magnetic-dipole_model |
| Authors |
Fangzhou_Yan_(1,2_and_3),_Zhifu_Gao_(1),_Wenshen_Yang_(4)_and_Aijun_Dong_(4) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06307 |
この論文では、2つのマグネターSGR0501$+$4516と1E2259$+$586の高いブレーキング指数$n>3$が、Hamiletal。（2016）。このモデルでは、中性子星の内部に2つの磁気モーメントがあります。1つは帯電した球の回転効果$M_{1}$によって生成され、もう1つは強磁性的に秩序化された材料の磁化$M_{2によって生成されます。}$。私たちの計算は、磁気モーメント$M_{2}$が2つのマグネターのスピン軸との整列に向かって進化し、それらの磁気傾斜角を減少させることを示しています。また、磁化度を反映する比率$\eta=M_{2}/M_{1}$を定義し、2つのマグネターの$\eta$の値がそれよりも約2桁高いことを確認します。$n=3.15（3）$の回転動力パルサーPSRJ1640-4631の場合、傾斜角の減少率が同じであると仮定します。
物質移動バイナリーにおけるスピンの反転とバイナリーブラックホールにおけるスピン軌道相互作用の不整合の起源
| Title |
Flipping_spins_in_mass_transferring_binaries_and_origin_of_spin-orbit_misalignment_in_binary_black_holes |
| Authors |
Jakob_Stegmann,_Fabio_Antonini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06329 |
近い恒星のバイナリは、星がその仲間に質量を失う安定した物質移動の段階を経る傾向があります。ドナー星が瞬間的な星間軸に沿って質量を失うと仮定して、質量の移動に伴うドナーの回転角運動量ベクトル（スピン）の進化を説明する軌道平均運動方程式を導き出します。（i）物質移動速度が各軌道内で一定であるモデル、および（ii）軌道あたりのすべての質量が近地点で失われる位相依存速度を考慮します。どちらの場合も、ドナーの初期質量の30$％が放出されると、初期のスピン軌道相互作用とは関係なく、スピンがバイナリの軌道面にほぼ反転することがわかります。さらに、物質移動によるスピンフリップは、質量が$\sim1.5$から$5\、\rmM_\odot$の巨星や主系列星では、潮汐同期を簡単に支配できることを示しています。最後に、潮汐を含む一般的な運動方程式を使用して、連星ブラックホールの形成につながる巨大な連星の現実的な集団を進化させます。恒星の核とエンベロープが完全に結合していると仮定すると、最初に生まれたブラックホールの結果として生じる傾斜は、軌道法線へのスピン射影を係数$\sim\mathcal{O}（0.1）$だけ減らします。この結果は、フィールドバイナリの進化から形成されたバイナリブラックホールにおける効果的なスピン射影$\chi_{\rmeff}$へのわずかな貢献を支持する以前の研究を支持しています。
ガイアパルサーとEDR3のどこにあるか
初期ガイアデータリリース3（EDR3）は、全天の15億近くのソースに正確な位置天文学を提供します。これらの数十は、天の川とマゼラン雲の中性子星に関連しています。ここでは、Antoniadis（2021）で概説されている方法を使用して、既知の回転動力パルサーに対応するEDR3の検索について報告します。EDR3とATNFパルサーカタログ間の相互相関により、41個の近接した位置天文ペアが識別されます（パルサー位置の参照エポックで$<0.5$秒角）。これらのうち26は、既知の光学的対応物に関連しており、残りは、さらなるフォローアップが必要な候補ペアです。ハイライトには、EDR3が$2.08^{+0.78}_{-0.45}$kpc（または$2.00_{-0.38}^{+0.56}$kpc）の距離をもたらすかにパルサー（PSRB0531+21）が含まれます。分散測定前;エラーは95％の信頼限界を示します）およびPSRJ1638-4608、これまでのところ、ガイアソースの0.056秒角以内にある孤立していると考えられているパルサー。
frbpoppyを使用した多次元人口モデリング：マグネターは観測された高速電波バーストの空を生成できます
| Title |
Multi-dimensional_population_modelling_using_frbpoppy:_magnetars_can_produce_the_observed_Fast_Radio_Burst_sky |
| Authors |
D.W._Gardenier_and_J._van_Leeuwen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06396 |
高速電波バースト（FRB）は、電波の空全体で頻繁に発生する、エネルギッシュで短く明るい過渡現象です。それらのつかの間の、一般的に一回限りの性質に続く観察上の挑戦は、バーストを生成する根本的な原因の特定を妨げてきました。検出されたFRBの数が増えるにつれ、観測された輝度、パルス幅、分散測定値の分布が形になり始めます。ただし、これらの分布の意味のある直接解釈は、望遠鏡と検索パイプラインが各FRB調査に常に刻印される選択効果によって不可能になります。ここでは、多次元FRB集団合成が、進行中の主要なFRB調査の実際の結果を再現できるFRBソースの単一の自己無撞着な集団を見つけることができることを示します。これは、個々の観測された分布を組み合わせて、固有のFRBソース母集団のプロパティを導出できることを意味します。1回限りのFRBに最適なモデルの特性は、マグネターの母集団と一致しています。このモデルを外挿し、将来の調査で見つかるFRBの数を予測します。開始された調査の場合、ここで紹介する方法は、FRBのソースクラスの構成、および場合によってはそのサブポピュレーションさえも決定できます。
ブラックホール降着円盤放出のスペクトルおよび偏光特性：吸収効果を含む
| Title |
Spectral_and_polarization_properties_of_black_hole_accretion_disc_emission:_including_absorption_effects |
| Authors |
Roberto_Taverna,_Lorenzo_Marra,_Stefano_Bianchi,_Mi\v{c}hal_Dovciak,_Ren\'e_Goosmann,_Frederic_Marin,_Giorgio_Matt_and_Wenda_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06504 |
ブラックホール降着円盤から放出される放射線の研究は、これらのソースの主な物理的特性、特にブラックホールのスピンを理解するための重要な方法を表しています。スペクトル分析に加えて、偏光測定はますます重要になり、X線および{\gamma}線でもすぐに測定を実行できるようになる新しい技術の開発に動機付けられています。ソフト状態のブラックホール降着円盤から放出された光子は、ブラックホールのスピンの推定値を提供できるエネルギー依存性で、実際に偏光されると予想されます。ただし、これまでに実行された計算では、散乱が放出された放射の偏光状態を決定する唯一のプロセスであると見なされ、関連する温度がディスク内の材料が完全にイオン化されるようなものであると暗黙的に想定しています。この作業では、パブリックコードCLOUDYを使用してディスクの表面層のイオン化構造を計算し、モンテカルロコードSTOKESを使用して出現する放射線の偏光特性を決定することにより、問題を一般化します。これにより、散乱効果と一緒に吸収効果を説明することができます。吸収を含めると、純粋な散乱限界で得られるものに関して、出現する放射線の偏光特性を大幅に変更できることを示します。原則として、吸収がより重要である場合、偏光度が大きくなることがわかります。最も内側の降着円盤領域での物質のイオン化が完全にはほど遠い場合の低い降着率および/またはスピンの場合。
南極点でのBICEP3CMB偏光計の偏光校正
| Title |
Polarization_Calibration_of_the_BICEP3_CMB_polarimeter_at_the_South_Pole |
| Authors |
J._Cornelison,_P._A._R._Ade,_Z._Ahmed,_M._Amiri,_D._Barkats,_R._Basu_Thakur,_C._A._Bischoff,_J._J._Bock,_H._Boenish,_E._Bullock,_V._Buza,_J._R._Cheshire,_J._Connors,_M._Crumrine,_A._Cukierman,_E._Denison,_M._Dierickx,_L._Duband,_M._Eiben,_S._Fatigoni,_J._P._Filippini,_S._Fliescher,_N._Goeckner-Wald,_D._C._Goldfinger,_J._A._Grayson,_P._Grimes,_G._Hall,_M._Halpern,_S._A._Harrison,_S._Henderson,_S._R._Hildebrandt,_G._C._Hilton,_J._Hubmayr,_H._Hui,_K._D._Irwin,_J._Kang,_K._S._Karkare,_E._Karpel,_S._Kefeli,_S._A._Kernasovskiy,_J._M._Kovac,_C._L._Kuo,_K._Lau,_E._M._Leitch,_K._G._Megerian,_L._Minutolo,_L._Moncelsi,_Y._Nakato,_T._Namikawa,_H._T._Nguyen,_R._O'Brient,_R._W._Ogburn_IV,_S._Palladino,_N._Precup,_T._Prouve,_C._Pryke,_B._Racine,_C._D._Reintsema,_S._Richter,_A._Schillaci,_B._L._Schmitt,_R._Schwarz,_C._D._Sheehy,_A._Soliman,_T._St._Germaine,_B._Steinbach,_R._V._Sudiwala,_G._P._Teply,_K._L._Thompson,_J._E._Tolan,_C._Tucker,_A._D._Turner,_C._Umilt\`a,_A._G._Vieregg,_A._Wandui,_A._C._Weber,_D._V._Wiebe,_J._Willmert,_C._L._Wong,_W._L._K._Wu,_E._Yang,_K._W._Yoon,_E._Young,_C._Yu,_L._Zeng,_C._Zhang,_S._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05934 |
BICEP3CMB偏光計は、南極点にある小口径の屈折望遠鏡であり、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）でインフレーション重力波の可能性のある兆候を検索するように特別に設計されています。この実験では、超伝導転移端センサー（TES）検出器に結合された、同じ場所に配置された直交偏波アンテナの信号を区別することにより、空の偏波を測定します。2018年1月に取得したキャリブレーションデータから、ほぼすべてのBICEP3$\sim800$機能の偏光に敏感な検出器ペアの絶対偏光応答角度と偏光効率の正確な測定値を示します。回転偏光源（RPS）を使用して、偏光応答をマッピングしました。各検出器は、360度の光源回転と、ペアごとの偏光特性が推定された複数の望遠鏡ボアサイト回転で測定されます。将来の作業では、これらの結果を使用して、宇宙複屈折などのエキゾチックな物理モデルによって予測される信号を制約します。
天体物理学の事前情報を使用したニューラルネットワークベースの画像再構成
| Title |
Neural_network_based_image_reconstruction_with_astrophysical_priors |
| Authors |
R._Claes,_J._Kluska,_H._Van_Winckel,_M._Min |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05947 |
VLTIに4つの望遠鏡、CHARAに6つの望遠鏡を備えた干渉計の出現により、観測されたターゲットのミリ秒単位のスケール画像を日常的に取得する科学的可能性が生まれました。このような画像再構成プロセスは、通常、最小化する関数がデータ尤度とベイジアン事前確率の2つの項で構成されるベイジアンフレームワークで実行されます。この事前知識は、観察された情報源に関する事前の知識に基づいている必要があります。これまで、この事前分布は、たとえば全変動など、一般的で任意の関数のセットから選択されていました。ここでは、ベイジアン事前分布がターゲットオブジェクトの最先端の放射伝達モデルを使用して定義されている生成的敵対的ネットワークを使用した画像再構成フレームワークを提示します。ノイズを追加した合成データで、この新しい画像再構成アルゴリズムを検証します。生成された画像は、アーティファクトの大幅な削減を表示し、より直接的な天体物理学的解釈を可能にします。この結果は、ニューラルネットワークがさまざまな天体物理学的ソースの画像再構成後処理に大幅な改善をもたらす方法の最初の例として見ることができます。
2020年の国際仮想天文台同盟（IVOA）
| Title |
The_International_Virtual_Observatory_Alliance_(IVOA)_in_2020 |
| Authors |
G.Bruce_Berriman,_The_IVOA_Executive_Committee,_The_IVOA_Technical_Coordination_Group,_and_The_IVOA_Community |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05988 |
国際仮想天文台アライアンス（IVOA）は、仮想天文台（VO）の実現を目的として、ファインダビリティ、アクセス可能、相互運用性、再利用可能（FAIR）の原則に従って、世界中の天文学データのシームレスな発見とアクセスに必要な技術標準を開発しています。。21の会員組織があります。オランダのVOは、2020年にメンバーシップを申請しました。他の国の天文コミュニティは、IVOAへの参加に関心を示しています。このホワイトペーパーでは、2020年のIVOAの活動について説明し、2020年5月と11月の仮想「相互運用性会議」を要約します。5月の会議は、オンラインで開催された最初の会議であり、200人を超える登録者が参加した最初の会議でした。
高分散コロナグラフ用の1〜4ミクロンのミリアーク秒レベルの精度を備えた大気分散補正器の設計
| Title |
An_Atmospheric_Dispersion_Corrector_Design_with_Milliarcsecond-Level_Precision_from_1_to_4_microns_for_High_Dispersion_Coronagraphy |
| Authors |
Jason_J._Wang,_J._Kent_Wallace,_Nemanja_Jovanovic,_Olivier_Guyon,_Mitsuko_Roberts,_and_Dimitri_Mawet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06007 |
微分大気差（DAR）は、シングルモードファイバーに結合できる光の量を制限し、ファイバー追跡システムにさらなる複雑さをもたらします。1.1から4.2ミクロンのKeckPlanetImagerandCharacterizer（KPIC）の太陽系外惑星分光法のニーズに合うように、2つの逆回転プリズムに基づく大気分散補正器（ADC）の設計を紹介します。強い地電流効果のため、第一原理から計算されたDARモデルと比較した場合、2〜4.2ミクロンのDARのデフォルトのZemax処方は最大15masまで不正確であることがわかります。第一原理モデルを使用して、独自のカスタムADC最適化ソリューションを開発し、60度の天頂角までの個々の科学バンド（J、K、L）で4mas未満の残留分散を達成し、全体で3mas未満を維持しました。追跡バンド（H）での残留分散と、追跡バンドと科学バンドの間の2mas未満の残留分散。
INGOT波面センサー：瞳孔画像のシミュレーション
| Title |
INGOT_Wavefront_Sensor:_Simulation_of_Pupil_Images |
| Authors |
Valentina_Viotto,_Elisa_Portaluri,_Carmelo_Arcidiacono,_Maria_Bergomi,_Simone_Di_Filippo,_Davide_Greggio,_Kalyan_Radhakrishnan,_Marco_Dima,_Jacopo_Farinato,_Demetrio_Magrin,_Luca_Marafatto_and_Roberto_Ragazzoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06265 |
インゴット波面センサー（I-WFS）は、レーザーガイド星（LGS）の幾何学的特性に対処するために、ELTのようなアパーチャ用に可能な瞳面WFSとして提案されています。MAORYプロジェクトの枠組みの中で進行中のこのようなWFSの研究開発の中で、I-WFSシミュレーションの最終的な目的は、波面収差測定能力の観点からその性能を推定することです。この分析の最初のステップは、入射波面を光学システムによって生成された3つの瞳孔画像に変換することです。LGSの細長い画像と結合するように設計されたインゴット光学素子の固有の幾何学的特性により、システムは他の瞳孔WFS（PyramidWFS、P-WFSなど）とは概念的に異なります。文献に記載されているものの中から選択されます。この論文では、インゴット瞳孔画像シミュレーションのための光線追跡法の選択につながった考察と導出、および計算時間を最適化するために行われた幾何学的仮定とアプローチを報告することを目的としています。
月の揮発性物質と太陽系科学
| Title |
Lunar_Volatiles_and_Solar_System_Science |
| Authors |
Parvathy_Prem,_\'Akos_Kereszturi,_Ariel_N._Deutsch,_Charles_A._Hibbitts,_Carl_A._Schmidt,_Cesare_Grava,_Casey_I._Honniball,_Craig_J._Hardgrove,_Carl\'e_M._Pieters,_David_B._Goldstein,_Donald_C._Barker,_Debra_H._Needham,_Dana_M._Hurley,_Erwan_Mazarico,_Gerardo_Dominguez,_G._Wesley_Patterson,_Georgiana_Y._Kramer,_Julie_Brisset,_Jeffrey_J._Gillis-Davis,_Julie_L._Mitchell,_Jamey_R._Szalay,_Jasper_S._Halekas,_James_T._Keane,_James_W._Head,_Kathleen_E._Mandt,_Katharine_L._Robinson,_Kristen_M._Luchsinger,_Lizeth_O._Maga\~na,_Matthew_A._Siegler,_Margaret_E._Landis,_Michael_J._Poston,_Noah_E._Petro,_Paul_G._Lucey,_Rosemary_M._Killen,_Shuai_Li,_Shyama_Narendranath,_Shashwat_Shukla,_Thomas_J._Barrett,_Timothy_J._Stubbs,_Thomas_M._Orlando,_William_M._Farrell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06317 |
月の揮発性システムの起源と進化を理解することは、説得力のある月の科学であるだけでなく、基本的な太陽系の科学でもあります。このホワイトペーパー（米国国立アカデミーの惑星科学および宇宙生物学における10年調査2023-2032に提出）は、月の揮発性物質の理解における最近の進歩を要約し、次の10年間の未解決の質問を特定し、これらの質問に対処するために必要な重要な手順について説明します。
深層生成ネットワークによるスペクトルエネルギー分布の逆問題の解決
| Title |
Solving_Inverse_Problems_for_Spectral_Energy_Distributions_with_Deep_Generative_Networks |
| Authors |
Agapi_Rissaki,_Orestis_Pavlou,_Dimitris_Fotakis,_Vicky_Papadopoulou,_Andreas_Efstathiou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06331 |
複雑な天文信号のクラス、つまりスペクトルエネルギー分布（SED）の逆問題を解決するためのエンドツーエンドのアプローチを提案します。私たちの目標は、そのような信号を希少な測定や信頼性の低い測定から再構築することです。これは、ディープジェネレーティブネットワークの形で学習した構造的事前情報を活用することで実現します。同様の方法は、暗黙的に悪用される有用なプロパティ（局所性、周期性など）を表示する画像に対してほぼ排他的にテストされています。ただし、SEDには、問題をより困難にするような特性がありません。大幅に少ないデータと破損したデータでトレーニングされた生成潜在最適化モデルを使用して、メソッドをSEDに正常に拡張することができます。
Gaia初期データリリース3.GaiaDR3ソースリストの作成-Gaia観測のクロスマッチ
| Title |
Gaia_Early_Data_Release_3._Building_the_Gaia_DR3_source_list_--_Cross-match_of_Gaia_observations |
| Authors |
F._Torra,_J._Casta\~neda,_C._Fabricius,_L._Lindegren,_M._Clotet,_J._J._Gonz\'alez-Vidal,_S._Bartolom\'e,_U._Bastian,_M._Bernet,_M._Biermann,_N._Garralda,_A._G\'urpide,_U._Lammers,_J._Portell,_J._Torra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06420 |
ガイア初期データリリース3（ガイアEDR3）には、欧州宇宙機関のガイアミッションが最初の34か月の空の連続スキャン中に収集した、25億のソースの780億の個別の視野通過から得られた結果が含まれています。オンボード検出の形式を持つ入力データ、およびこれらの検出をソースにクロスマッチングするために必要なモデリングと処理について説明します。クロスマッチでは、すべてが空の同じ物理光源にリンクされた検出のクラスターを形成しました。最初のステップとして、スプリアスと見なされたオンボード検出は破棄されました。次に、残りの検出は、観測とソースの一致で、既存のソースリスト内の1つ以上のソースに事前に関連付けられました。直接的または間接的に同じソースに関連付けられたすべての候補一致は、一致候補グループを形成します。次に、同じグループからの検出がクラスター分析の対象となりました。各クラスターには、通常GaiaDR2の識別子と同じソース識別子が割り当てられました。個々の検出の数が非常に多いため、処理の効率的な編成についても説明します。ガイアカタログのユーザーに関連するより複雑なケースに特に重点を置いて、最終的なクロスマッチの結果と統計を提示します。特に、固有運動の高い星、最も明るい光源、可変光源、および近接光源ペアについて、以前のガイアデータリリースに対する改善点について説明します。
マギル北極研究所での無線周波数干渉
| Title |
Radio-Frequency_Interference_at_the_McGill_Arctic_Research_Station |
| Authors |
T._Dyson,_H._C._Chiang,_E._Egan,_N._Ghazi,_T._Menard,_R._A._Monsalve,_T._Moso,_J._Peterson,_J._L._Sievers,_S._Tartakovsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06521 |
赤方偏移した21cmの観測で対象となる周波数は、地上の無線周波数干渉（RFI）の影響を大きく受けます。McGillArcticResearchStation（MARS）を新しいRFIの静かな場所として特定し、亜南極からの電波観測を行うためのロングベースラインアンテナのアレイ用に開発されたプロトタイプアンテナステーションで取得した122時間のデータを使用して、そのRFI占有率を報告します。南極。MARSデータに合わせて調整されたRFIフラグ付けプロセスを使用すると、20〜125MHzで平均1.8％の全体的なRFI占有率がわかります。特に、FM放送帯域（88〜108MHz）のRFI占有率は最大1.6％であることがわかります。データは、劣化した電離層条件と活発な研究基盤がRFIの増加に貢献した北極の夏の間に取得されました。したがって、ここで引用した結果は、MARSでの最大レベルのRFI環境を表しています。
縦方向近接効果遷移エッジセンサーを使用した超低ノイズ等価電力のデモンストレーション
| Title |
Demonstration_of_ultra-low_noise_equivalent_power_using_a_longitudinal_proximity_effect_transition-edge_sensor |
| Authors |
Peter_C._Nagler,_John_E._Sadleir,_and_Edward_J._Wollack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06543 |
将来の遠赤外線天文学ミッションでは、非常に低いノイズ等価電力（NEP）を備えた検出器の大規模なアレイが必要になります。一部のミッションの概念では、NEPが数$\times10^{-20}$W/$未満の数千の検出器が必要になります。\sqrt{\mathrm{Hz}}$。この目標の達成に向けて多くの進歩が見られましたが、そのような検出器システムは今日存在していません。この作業では、前方への説得力のあるパスを提供するデバイスを提示します：縦方向近接効果（LoPE）遷移エッジセンサー（TES）。化学的安定性と機械的堅牢性を備えたアーキテクチャにより、設計、製造、特性評価されたLoPETESは、前例のない感度を示し、測定された電気的NEPは$8\times10^{-22}$W/$\sqrt{\mathrm{Hz}}$。これは、最先端の100倍を超える進歩を表しており、TES検出器を採用して、最も野心的な大型で寒い将来の宇宙機器の目標を達成できる体制に押し上げています。
オリジン宇宙望遠鏡用の超伝導転移端センサー検出器
| Title |
Transition-edge_sensor_detectors_for_the_Origins_Space_Telescope |
| Authors |
Peter_C._Nagler,_John_E._Sadleir,_and_Edward_J._Wollack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06549 |
オリジン宇宙望遠鏡は、2020年の天体物理学の10年調査で研究されている4つの主力ミッションの1つです。宇宙から配備された5.9mの冷気（4.5K）望遠鏡により、Originsは、2.8〜588$\mu$mの近赤外線、中赤外線、遠赤外線で前例のない感度を約束します。これにより、すべてのOrigins機器で超高感度で安定した検出器を使用することが義務付けられています。現在、既知の検出器は、近赤外線から中赤外線でのOriginsの安定性要件、または遠赤外線での感度要件を満たすことができません。この作業では、これらの要件を満たすための熱量計とボロメータの両方としての超伝導転移端センサーの適用可能性について説明し、現在の最先端技術を改善するための道筋を示します。
太陽彩層IIのALMAとIRISの観測：彩層プラージュの構造とダイナミクス
| Title |
ALMA_and_IRIS_Observations_of_the_Solar_Chromosphere_II:_Structure_and_Dynamics_of_Chromospheric_Plage |
| Authors |
Georgios_Chintzoglou,_Bart_De_Pontieu,_Juan_Mart\'inez-Sykora,_Viggo_Hansteen,_Jaime_de_la_Cruz_Rodr\'iguez,_Mikolaj_Szydlarski,_Shahin_Jafarzadeh,_Sven_Wedemeyer,_Timothy_S._Bastian_and_Alberto_Sainz_Dalda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05970 |
彩層プラージュ領域を決定するための新しい経験的方法を提案し、採用します。これは、一般的に使用される他の方法と比較して、プラージュを周囲の領域からより適切に分離するようです。たとえば、異なる彩層観測量間の定量的比較に影響を与える可能性のある統計的バイアスをうまく軽減するために、プラージュをそのすぐ近くから隔離することは注意して行う必要があることに注意してください。この方法論を使用して、私たちの分析は、ALMA/Band6で観測されたプラージュ領域での波長1.25mmの自由放射は、以前に考えられていたように低彩層ではなく、動的なプラージュ特徴の上部彩層部分（スピクルや他の明るい構造）、すなわち、遷移領域温度の幾何学的高さに近い。ALMA/Band6（1.25mm波長）と1393\r{A}のIRIS/SiIVで観察された彩層プラージュの特徴間の高度な類似性を調査します。また、IRIS/MgIIhおよびkが以前に考えられていたほどALMA/Band6と相関していないことを示し、以前の作業との不一致について説明します。最後に、ALMA/Band6観測によってサポートされた伝播衝撃による彩層加熱の兆候を報告します。
食変光星の再議論。ペーパーII。エキセントリックソーラー型システムKXCancri
KXかに座は、公転周期が31。2日、離心率が0.47の2つのG型星を含む食変光星です。これらの品質により、ベンチマークソーラータイプのバイナリシステムの有望な候補となっています。このシステムの最初の光度曲線を分析して、トランジット系外惑星探査衛星（TESS）を使用して取得した、一次日食と二次日食の両方を完全にカバーします。これらのデータを公開されている視線速度で補強し、質量を1.134+/-0.003Msunおよび1.124+/-0.005Msunと測定し、半径を1.053+/-0.006Rsunおよび1.059+/-0.005Rsunと測定します。既存の地上ベースの光度曲線とは対照的に、TESSデータでは、1に近い半径の比率が強く推奨されます。星の半径とテフ値から測定されたシステムまでの距離は、ガイア衛星からの三角視差とよく一致しています。このシステムの特性は、超太陽金属量と1.0〜1.5Gyrの年代の理論的予測と一致しています。高解像度スペクトルに基づく星の光球特性の詳細な分析が推奨されます。
食変光星の再議論。ペーパーIII。干渉計、分光法、食変光星V1022カシオペア座
| Title |
Rediscussion_of_eclipsing_binaries._Paper_III._The_interferometric,_spectroscopic_and_eclipsing_binary_V1022_Cassiopeiae |
| Authors |
John_Southworth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.05978 |
V1022Casは、1世紀の間分光連星として知られています。ヒッパルコス衛星からの測光に基づいて食していることがわかり、最近、近赤外線干渉法から位置天文軌道が取得されました。TESS衛星によって得られた光度曲線に基づいた星の半径の最初の高精度測定を提示します。高解像度スペクトルから公開されている視線速度と組み合わせて、星の質量を1.626+/-0.001Msunおよび1.609+/-0.001Msunと測定し、半径を2.591+/-0.026Rsunおよび2.472+/-と測定します。0.027ルスン。12.16-d軌道は偏心しており、星は準同期的に回転するため、システムは整然と展開されていません。これらの質量と半径、および公表されている星の温度との良好な一致は、太陽の金属量と約2Gyrの年齢について、いくつかの理論的な恒星進化モデルのセットで見られます。システムまでの4つの個別の距離決定が利用可能であり、よく一致しています。距離は、表面輝度キャリブレーション、理論的な放射補正、ガイア視差、および位置天文軌道の角度サイズに基づいています。化学物質の存在量とより正確な温度を測定するためのシステムの詳細な分光分析が役立ちます。
古典的な新星の$ UBV $色の進化。 IV。タイムストレッチ$（UB）_0 $-$（M_B-2.5 \ log f _ {\ rm
s}）$および$（VI）_0 $-$（M_I-2.5 \ log f _ {\ rm s}）$色-爆発した新星のマグニチュード図
| Title |
The_$UBV$_Color_Evolution_of_Classical_Novae._IV._Time-Stretched_$(U-B)_0$-$(M_B-2.5\log_f_{\rm_s})$_and_$(V-I)_0$-$(M_I-2.5\log_f_{\rm_s})$_Color-Magnitude_Diagrams_of_Novae_in_Outburst |
| Authors |
Izumi_Hachisu_and_Mariko_Kato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06100 |
ターゲット新星のタイムスケールをテンプレート新星のタイムスケールに対して$t'=t/f_{\rms}$だけ適切にスクイーズまたはストレッチすると、2つの古典的な新星の光度曲線と色の変化が大きく重なる可能性があります。次に、ターゲットnovaの明るさは、テンプレートnovaの明るさに$（M[t]）_{\rmtemplate}=（M[t/f_{\rms}]-2.5\logf_{\によって関連付けられます。rms}）_{\rmtarget}$、ここで$M[t]$は絶対等級と時間$t$の関数であり、$f_{\rms}$はターゲットとの間のタイムスケールの比率です。テンプレートnovae。このシリーズのこれまでの論文では、タイムストレッチされた$（B-V）_0$-$（M_V-2.5\logf_{\rms}）$の色-大きさの図で多くの新星が広く重なっていることを示しています。本稿では、他の2つの$（UB）_0$-$（M_B-2.5\logf_{\rms}）$と$（VI）_0$-$（M_I-2.5\logf_{\rms}）$ダイアグラム、およびそれらのトラックがそれぞれ16個の新星と52個の新星で重複していることを示します。ここで、$（UB）_0$、$（BV）_0$、および$（VI）_0$は、固有の$UB$、$BV$、および$VI$の色であり、タイムストレッチによって変更されません。M_B$、$M_V$、および$M_I$は、絶対的な$B$、$V$、および$I$の大きさです。これらのプロパティを使用して、距離と赤みの以前の推定値を大幅に調整します。得られた距離は、{\itGaia}データリリース2カタログの距離と合理的に一致しています。
ガイアDR2の一般的な固有運動を伴う連星の種族
| Title |
Binary_Star_Population_with_Common_Proper_Motion_in_Gaia_DR2 |
| Authors |
S._A._Sapozhnikov_(1),_D._A._Kovaleva_(1),_O._Yu._Malkov_(1),_A._Yu._Sytov_(1)_((1)_Institute_of_Astronomy_RAS,_Russia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06115 |
GaiaDR2に基づく一般的な固有運動星の均質なカタログ編集について説明します。パーセク未満の間隔で太陽の周りの半径100pc内の星のすべてのペアの予備的なリストが編集されました。また、共動ペアのサブセットである幅の広い連星が選択されました。多重度が2より大きいクラスターとシステムは、考慮から除外されました。結果のカタログには、10358ペアの星が含まれています。カタログ選択性関数は、ランダムに選択されたフィールドスターのセット、および母集団合成によって取得されたモデルサンプルとの比較によって推定されました。両方の成分が主系列星に属するカタログ化されたオブジェクトの星の質量の推定値は、同様の質量を持つ星で構成された過剰な「双子」を示しています。この過剰は、コンポーネント間の分離が増えるにつれて減少します。このような効果は、選択性関数のみの結果ではあり得ず、同様の質量の星形成が人為的に好ましくないモデルには現れないことが示されています。この記事は、会議「昨日、今日、明日、位置天文学」（モスクワ州立大学のシュテルンベルク天文研究所、2019年10月14〜16日）で発表された講演に基づいています。
地球に影響を与える太陽過渡現象：太陽周期24の進歩のレビュー
| Title |
Earth-affecting_Solar_Transients:_A_Review_of_Progresses_in_Solar_Cycle_24 |
| Authors |
Jie_Zhang,_Manuela_Temmer,_Nat_Gopalswamy,_Olga_Malandraki,_Nariaki_V._Nitta,_Spiros_Patsourakos,_Fang_Shen,_Bojan_Vr\v{s}nak,_Yuming_Wang,_David_Webb,_Mihir_I._Desai,_Karin_Dissauer,_Nina_Dresing,_Mateja_Dumbovi\'c,_Xueshang_Feng,_Stephan_G._Heinemann,_Monica_Laurenza,_No\'e_Lugaz,_Bin_Zhuang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06116 |
この総説は、太陽周期24の大部分を含む、過去10年間の地球に影響を与える太陽過渡現象の研究の進歩をまとめたものです。太陽地球は、地球の宇宙環境が質量、磁気からの継続的な影響を維持する統合物理システムです。数分から数千年までのさまざまな時間スケールでの太陽の磁場および放射エネルギー出力。この記事では、地球の宇宙環境に一時的な障害を直接引き起こし、人間社会の高度な技術システムに深刻な悪影響をもたらす、数分から数日までの短期間のイベントについて説明します。このような一時的なイベントは、主に次の4つのタイプに分類されます：（1）太陽フレア、（2）惑星間対応ICMEを含むコロナ質量放出（CME）、（3）太陽エネルギー粒子（SEP）イベント、および（4）ストリーム相互作用領域（SIR）共回転相互作用領域（CIR）を含みます。過去10年間で、宇宙からの太陽の前例のない多視点観測は、太陽-地球線に沿った一連の観測所と組み合わせたSTEREOAhead/Behind宇宙船によって可能になり、サイズ、速度のはるかに正確でグローバルな測定を提供しました。、3Dおよび太陽圏の大容量にわたるCMEの伝播方向と形態。太陽での開始から1AUに到着するまでの現実的なCMEイベントをシミュレートするために、いくつかの高度なMHDモデルが開発されました。非放射状運動、CMEの回転と変形、CME-CME相互作用、ステルスCMEと問題のあるICMEなど、CMEの詳細な運動学的および動的な動作について多くの進歩が見られました。SEPに関する知識も大幅に向上しました。
ヘリウム星の伴星を持つ銀河系Be星連星の集団合成
LB-1は当初、非常に巨大な（$\sim70M_\odot$）ブラックホールを含むことが示唆されていましたが、最近、Be星とヘリウム（He）星を含む物質移動後のバイナリであることが示唆されました。この論文では、バイナリ母集団合成法を使用して、天の川のBe$-$Heバイナリの潜在的な母集団をシミュレートします。前駆体のバイナリ進化中の物質移動プロセスは、Be$-$Heバイナリ集団の可能な特性を決定する上で重要な役割を果たします。物質移動効率が大幅に異なる一連の物理モデルを構築することにより、Be$-$Heバイナリの成分質量と公転周期の現在のエポックでの予測分布を取得します。特に、LB-1が実際にBe$-$Heシステムである場合、非保存的な物質移動によって進化した可能性が非常に高いことを示しています。LB-1よりも明るいVバンドの見かけの等級を持つ$10^{3}$Be$-$Heバイナリが存在すると推定されます。
太陽彩層における強い磁気リコネクションの観測的に制約された3Dモデル。大気の成層と加熱速度の推定
| Title |
An_observationally-constrained_3D_model_of_strong_magnetic_reconnection_in_the_solar_chromosphere._Atmospheric_stratification_and_estimates_of_heating_rates |
| Authors |
C._J._D\'iaz_Baso,_J._de_la_Cruz_Rodr\'iguez,_J._Leenaarts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06229 |
光球磁場の進化は、彩層とコロナへのエネルギー輸送において重要な役割を果たします。活動領域では、新たに出現する磁束が既存の磁場と相互作用し、磁気エネルギーを熱エネルギーに変換する再接続イベントを引き起こす可能性があります。磁束の打ち消しによって引き起こされた強い再結合イベントによって引き起こされる加熱を研究することを目指しています。スウェーデンの1m太陽望遠鏡でCRISPおよびCHROMIS機器を使用して取得した、FeI6301A、FeI6302A、CaII8542A、およびCaIIKのイメージング分光偏光データを使用します。このデータは、STiCコードを使用した複数原子、複数行の非LTE反転を使用して反転されました。反転により、温度、速度、微視的乱流、磁気ファイル構成、放射損失率など、再接続イベントと周囲の大気の3次元モデルが生成されました。モデル大気は、既存の主に単極場への数秒角のサイズの磁気ループの出現を示しています。再接続領域が予想される場所では、彩層温度が約2000K上昇し、その領域から10kms$^{-1}$程度の双方向の流れが発生します。CaIIKには、直径約0.2秒角の明るいブロブが100kms$^{-1}$のオーダーの空の速度と100kms$^{-1}の青方偏移で移動しているのが見えます。$、これは同じ領域から放出されたプラズモイドとして解釈されます。この証拠は、再接続の理論モデルと一致しており、したがって、再接続が行われていると結論付けます。推定モデルの再接続サイトでの彩層放射損失は160kWm$^{-2}$と高く、彩層でのフラックスの出現によって引き起こされる再接続をシミュレートすることを目的とした理論モデルに定量的な制約を与えます。
ガイアDR2の時代の散開星団の古典的なセファイド
| Title |
Classical_Cepheids_in_open_clusters_in_the_era_of_Gaia_DR2 |
| Authors |
Gustavo_E._Medina,_Bertrand_Lemasle,_Eva_K._Grebel,_Steffi_X._Yen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06251 |
散開星団の古典的なセファイドは、若くて大規模な集団と最近の星形成エピソードのトレーサーであるため、星の種族の研究と変光星の特性評価の重要な要素です。クラスターセファイドは、クラスターの星の種族を使用してケフェイド変光星の周期-光度-年齢の関係を取得することで年代測定できるため、特に重要です。この寄稿では、ガイア衛星の2番目のデータリリースの前例のない位置天文精度を利用して、銀河散開星団の古典的なケフェイド変光星の全天探索の予備的な結果を提示します。これを行うために、ケフェイド変光星とクラスターの空間分布、およびそれらの運動学に基づいてベイズ分析を実行することにより、メンバーシップ確率を決定しました。ここでは、採用した方法論について説明します。
新星、超新星、または何か他のもの？ -Hoffmann＆Vogtの（超）新星のハイライトは確かに彗星です（AD 668および891）
| Title |
Novae,_supernovae,_or_something_else?_--_(Super-)nova_highlights_from_Hoffmann_&_Vogt_are_quite_certainly_comets_(AD_668_and_891) |
| Authors |
Ralph_Neuhaeuser_(AIU_Jena),_Dagmar_L._Neuhaeuser,_Jesse_Chapman_(NY_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06285 |
銀河系の新星や超新星は、歴史的な観測を利用して、爆発時間や空の位置などを調べることで調べることができます。Hoffmann＆Vogtによる最近の出版物は、漢文のテキストコーパスから歴史的に報告された過渡現象のリストに基づいて、CV、超新星残骸、惑星状星雲などを潜在的な対応物として提示しています。彼らの候補者の選択は最先端技術（例：Stephenson\＆Green）を無視しており、「ほうきの星」と「ファジー星」、つまり彗星の可能性が含まれているため、カタログをより詳細に調査します。ここでは、2つのハイライトについて説明します。1つの歴史的な超新星としての西暦667年と668年の日付の2つの「客星」レコードと、再発新星UScoとしての西暦891年の「客星」の提案です。提案された位置検索領域は、翻訳と日付の問題、ソースの省略、および歴史的な中国の天文学と根拠のないテキストの解釈の誤解のために正当化されていません。すべての情報源は一緒になって、AD668と891の両方で彗星の目撃の強力な証拠を提供します-たとえば、定常性についての議論はありません。AD667の記録は、668の誤ったダブレットです。私たちの批評は、より一般的には「24の最も有望なイベント」のカタログ全体に関係しています。
心臓弁膜尖連続体で共鳴吸収を受ける電磁流体力学的波の混合特性
| Title |
Mixed_properties_of_magnetohydrodynamic_waves_undergoing_resonant_absorption_in_the_cusp_continuum |
| Authors |
Marcel_Goossens,_Shao-Xia_Chen,_Micha\"el_Geeraerts,_Bo_Li,_and_Tom_Van_Doorsselaere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06303 |
構造化された太陽大気中の電磁流体力学（MHD）波の観測は、これらの波が減衰し、したがって大気の加熱に寄与する可能性があることを示しています。この論文では、心臓弁膜尖連続体における共鳴吸収の減衰メカニズムに焦点を当てます。このプロセスは、波が不均一なプラズマを通過するときに発生します。私たちの目的は、光球の細孔やコロナルループなどの円筒形の太陽大気構造の遷移層のカスプ連続体で共鳴吸収を受けるMHD波の特性を決定することです。どの量が支配的であるかに応じて、問題のモードが最も類似している古典的なMHD波のタイプを評価できます。これらの波の特性を研究するために、共振吸収を受けるカスプ連続体の周波数を持つ波の圧縮、変位、および渦度の空間プロファイルを分析的に決定します。抵抗性MHDフレームワークのプロファイルの数値計算を介してこれらの分析的導出を確認します。カスプ連続体のモードの支配的な量は、バックグラウンド磁場に平行な変位と方位角方向（つまり、バックグラウンド磁場に垂直でループ境界に沿った）の渦度成分であることを示します。
回転する異方性乱流における平均流の生成：太陽の表面近くのせん断層の場合
| Title |
Generation_of_mean_flows_in_rotating_anisotropic_turbulence:_The_case_of_solar_near-surface_shear_layer |
| Authors |
A._Barekat,_M._J._K\"apyl\"a,_P._J._K\"apyl\"a,_E._P._Gilson,_H._Ji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06343 |
太陽の表面近くのシアー層（NSSL）の回転速度の半径方向の勾配は、緯度と半径に依存しません。理論的な平均場モデルは、太陽NSSLのこの特性を説明するのに成功しましたが、グローバルな直接対流モデルは成功しませんでした。NSSL条件下での平均流、レイノルズ応力、および乱流輸送係数を測定することにより、この不一致の理由を調査します。シミュレーションには最小限の要素が含まれています。これらの成分は、境界、異方性乱流、および回転による不均一性です。シミュレーションのパラメータは、回転が弱く制約されたNSSLと一致するように選択されます。シミュレーションは、与えられた深さと緯度で星のデカルトパッチを局所的に調査します。パッチの深さは、結果として得られるコリオリ数が1未満になるように回転速度を変更することによって変化します。レイノルズ応力の非拡散部分と拡散部分に関連する乱流輸送係数を測定し、それらを現在の平均場理論の予測と比較します。太陽NSSLと同様の平均流の負の半径方向勾配は、子午線流が存在しない赤道でのみ生成されます。他の緯度では、子午線の流れは、回転差に対応する平均の流れに匹敵します。また、レイノルズ応力の子午線成分を無視できないこともわかりました。さらに、乱流粘度は、NSSLの表面から底部まで約50\％回転することによって抑制されることがわかります。私たちのローカルシミュレーションは、子午線応力が無視されている平均場理論からのNSSLの生成の説明を検証していません。しかし、私たちのシミュレーションにおける乱流粘度の回転依存性は、理論的予測とよく一致しています。私たちの結果は、赤道付近でNSSLが得られたという点で、グローバル対流シミュレーションと定性的に一致しています。
AstroSatを使用した球状星団NGC2808の水平分枝にある斑点のある星のUV測光
| Title |
UV_photometry_of_spotted_stars_in_the_horizontal_branch_of_the_globular_cluster_NGC_2808_using_AstroSat |
| Authors |
Deepthi_S._Prabhu,_Annapurni_Subramaniam_and_Snehalata_Sahu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06374 |
球状星団（GC）の高温（20,000〜30,000K）の極端な水平分枝（EHB）星に関する最近の研究により、それらの変動性が発見されました。この変動性は、恒星表面上の磁気スポットの投影された回転によって引き起こされ、より短い波長でより高い振幅を持つことが期待されることが示唆されています。ここでは、アストロサットに搭載された紫外線イメージング望遠鏡（UVIT）を使用して、大規模なGCNGC2808でこのようなホットスターの分析を示します。UVITデータを、中央領域（$\sim$$2.7'$$\times$$2.7'$内）のハッブル宇宙望遠鏡UV球状星団調査（HUGS）データと組み合わせて使用し、外側の地上光学測光を使用します。クラスターの一部。遠紫外線（FUV）-光学色-光度図（CMD）を生成し、これらの中で、ゼロエイジ水平分枝（ZAHB）モデルよりも暗いEHB星の集団を見つけます。すでに報告されている可変EHB星（vEHB）のFUVの光度を比較すると、自転周期と斑点のある星のUV光度との暫定的な相関とともに、最長周期のvEHBが最も弱いことがわかります。相関関係をしっかりと確立するためには、さらなる研究が不可欠です。
Be星VIの短期変動と質量損失。 TESSによって検出された$ \ gamma $ Casの周波数グループ
| Title |
Short-term_variability_and_mass_loss_in_Be_stars_VI._Frequency_groups_in_$\gamma$_Cas_detected_by_TESS |
| Authors |
Jonathan_Labadie-Bartz,_Dietrich_Baade,_Alex_C._Carciofi,_Amanda_Rubio,_Thomas_Rivinius,_Camilla_C._Borre,_Christophe_Martayan,_Robert_J._Siverd |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06454 |
SMEIおよびBRITE-コンステレーション衛星からの$\gamma$Cas（B0.5IVe）の測光では、低次の非放射状脈動の兆候が最近発見されました。これは、古典的なBe星のクラスとの重要な共通性を確立します。一般の。TESS衛星を使用した新しい測光では、それぞれ1.0（$g1$）、2.4（$g2$）、および5.1（$g3$）d$^{-1}$付近の3つの周波数グループが検出されました。一部の個々の周波数は、ほぼ高調波または組み合わせ周波数ですが、正確にはそうではありません。周波数グループは、すべての古典的なBe星の約4分の3から、また$\beta$Cep、SPB、および$\gamma$Dor星の脈動から知られているため、$\gamma$Casを非放射状のパルセータとしてしっかりと確立します。。各周波数グループの総電力は可変です。孤立した特徴は7.57d$^{-1}$に存在し、頻度の増加順に並べられた2番目と3番目のグループの最も強いピーク（$g2$と$g3$）とともに、3つのTESSすべてで検出された唯一の特徴ですセクター。以前の長期的な0.82d$^{-1}$の変動は$g1$に分類され、回転変調への帰属を疑問視して、有意なレベルで戻っていません。低周波の確率的変動はTESS光度曲線の主要な特徴であり、おそらくコアとエンベロープの境界面で励起された内部重力波によって引き起こされます。これらは角運動量を外側に輸送するのに効率的であることが知られており、$g1$と$g2$を構成する振動を駆動することもあります。$\gamma$Casの硬X線フラックスは、この星を古典的なBe星のクラスと区別する唯一の残りの主要な特性です。
目撃の歴史：肉眼の天の川超新星の速度と検出可能性
| Title |
Witnessing_History:_Rates_and_Detectability_of_Naked-Eye_Milky-Way_Supernovae |
| Authors |
C._Tanner_Murphey,_Jacob_W._Hogan,_Brian_D._Fields,_Gautham_Narayan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06552 |
天の川は、1世紀に平均して数回の超新星爆発を引き起こしますが、過去の千年紀では、歴史的記録で自信を持って特定された超新星は5つだけです。この肉眼超新星の不足は、少なくとも部分的には銀河面での減光によるものです。この効果を定量的に調査し、超新星の確率分布の形式を開発し、塵と観測者のフラックス限界を説明します。次に、超新星とダスト密度の基準軸対称モデルを構築します。これは、ガラクトセントリックの半径と高さへの指数関数的な依存性を特徴とし、薄い円盤でのコア崩壊イベントと厚い円盤コンポーネントを含むタイプIaイベントを伴います。フラックス制限が適用されていない場合、私たちのモデルは、超新星が本質的に銀河面に集中し、タイプIaイベントがそれらの厚い円盤成分を反映してより高い緯度に広がると予測します。次に、フラックス制限を適用し、ダスト効果を含めて、歴史的な超新星の空の分布を予測します。よく観察されている超新星を光度曲線のテンプレートとして使用し、肉眼での発見基準を紹介します。結果として得られる空の分布は、自信を持って歴史的な超新星の位置と著しく矛盾しており、モデルの中央のピークの近くにはありません。実際、SN1054はほぼ正確に反中心にあり、SN1181は第2銀河象限にあります。これらの不一致について考えられる説明について説明します。歴史的発見に十分な明るさのすべての超新星のパーセンテージを計算します：コア崩壊の$\simeq13\％$とタイプIaイベントの$\simeq33\％$。これらと自信を持って歴史的な超新星を使用して、他の方法との一般的な一致を見つけて、固有の銀河超新星率を推定します。最後に、南半球の文明の歴史的記録から超新星を探すことをお勧めします。
最も明るく最も明るい非熱衝突風バイナリアペプの風衝突領域のAUスケール無線イメージング
| Title |
AU-scale_radio_imaging_of_the_wind_collision_region_in_the_brightest_and_most_luminous_non-thermal_colliding_wind_binary_Apep |
| Authors |
B._Marcote,_J._R._Callingham,_M._De_Becker,_P._G._Edwards,_Y._Han,_R._Schulz,_J._Stevens,_P._G._Tuthill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06571 |
最近発見された衝突風バイナリ（CWB）Apepは、ラジオからX線に発光することが示されています。この放射は、1つの炭素シーケンス（WC8）の2つのウォルフライエ（WR）星と1つの窒素シーケンス（WN4-6b）。中赤外線画像は、風車星雲を彷彿とさせる巨大なスパイラルダストプルームを明らかにしましたが、Apepがユニークなシステムであることを示唆する追加機能を備えています。オーストラリアのロングベースラインアレイで観測を行い、ミリ秒単位でアペプの電波放射を解決しました。これにより、風の衝突領域の形状をスパイラルプルームの形状に関連付けることができます。観測された電波放射は弓形の構造を示しており、その起源が風の衝突領域であることを確認しています。この領域の形と向きは、2つの星が起源であり、WN4-6b星の強風が支配的である可能性が高いことと一致しています。この形状により、理想的な条件を想定して、$\sim150^\circ$の開き角の概算を提供することができました。エミッションの方向と開き角も、スパイラルダストプルームの基礎としてそれを確認します。また、システム内の2つの星の推定値をミリ秒単位の精度で提供します。観測された電波放射は、他の既知の非熱電波放射CWBよりも1桁明るく、明るいことから、非常に強力な風の衝突によって生成されたことが確認されます。このような強力な風の衝突領域は、Apepが2つのWR星で構成されるバイナリであることに一致しており、これまでのところ、この種の最初の明確に確認されたシステムです。
GW Orionis：ディスク流体力学のベンチマークとして歪んだディスクと引き裂かれたリングを備えた前主系列星のトリプル
| Title |
GW_Orionis:_A_pre-main-sequence_triple_with_a_warped_disk_and_a_torn-apart_ring_as_benchmark_for_disk_hydrodynamics |
| Authors |
Stefan_Kraus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06578 |
物体が互いにどのように相互作用し、ディスク材料とどのように相互作用するかを理解することは、恒星系と惑星系の構造を理解するための鍵を握っています。点光源間の相互作用は単純な重力で説明できますが、ディスク材料との相互作用には、ディスクとボディの相互作用をシミュレートするときに含める必要のあるガス粘度とダストの微物理に関する知識がさらに必要です。前主系列星の複数のシステムは、粘度などの基本的なパラメーターを較正し、原始惑星系円盤構造を形成し、これらの円盤から形成される惑星集団に影響を与える可能性のある流体力学的プロセスの理論をテストするための独自の実験室を提供します。この記事では、流体力学研究のロゼッタストーンとして機能する可能性のある、特に興味深いTTauriトリプルスターシステムであるGWOrionisに関する知識を簡単に確認します。GWOrionisの星の3次元軌道と質量は、長期の干渉計と視線速度の監視によって制約されています。また、強く歪んだディスクの3次元形状は、高角度分解能の熱ダスト放出と散乱光イメージングに基づいて厳しく制限されています。GWOriの動作で見られる可能性のあるディスク引き裂き効果は、星から非常に離れている場合でも、ディスク材料を高度に斜めまたは逆行する軌道に移動するための重要な新しいメカニズムを構成します。同時に、観測された引き裂かれたリングは、惑星の形成が発生するのに十分に大きく、十分に安定しているように見え、高度に斜めの長周期軌道上にまだ発見されていない複数の惑星の集団を引き起こす可能性があります。
ローレンツ真空遷移：開いた宇宙または閉じた宇宙？
| Title |
Lorentzian_Vacuum_Transitions:_Open_or_Closed_Universes? |
| Authors |
Sebastian_Cespedes,_Senarath_P._de_Alwis,_Francesco_Muia_and_Fernando_Quevedo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13936 |
時間に依存しない関数Schr\"odingerおよびWheeler-DeWitt方程式へのWKB近似における量子トンネリング遷移の一般化を検討します。ローレンツアプローチに従って、さまざまなスカラー場バキュア間の遷移率を計算し、Colemanによって実行されたものと比較します。重力については、ウィーラーの超空間での遷移率を計算するための一般的な形式を開発します。これは、平坦な空間での減衰の計算に適用され、重力が存在する場合の遷移に適用されます。後者の場合、私たちは指摘します。ミニスーパースペースの単純化されたコンテキストでそれらを示す非正の明確な運動項を持つことから生じる複雑さ。これは、よく知られている「何もないところからのトンネリング」シナリオの一般化に対応します。得られた遷移の主要な項を取得できますがユークリッド法によって、いくつかの違いと曖昧さも指摘します。障害物がないことを示します。deSitterからdeSitterへの遷移後、新しい真空のために球形（$SO（4）$）対称のクローズドスライスを維持します。これはColeman-DeLucciaインスタントンの自然なローレンツの実現であり、ミニ超空間の仮定が緩和された場合にも閉じた宇宙が得られると主張します。これは、バブル核形成後に実行される解析接続に依存するColeman-DeLucciaによって予測されたオープンユニバースとは対照的です。私たちの発見は、インフレの起源と弦風景に関連する重要な宇宙論的意味を持っているかもしれません。特に、彼らは、閉じた宇宙の証拠が弦風景を除外するだろうという広範な信念に疑問を投げかけています。
重力のゲージ理論における基本的な対称性と時空幾何学：統一場理論の展望
| Title |
Fundamental_Symmetries_and_Spacetime_Geometries_in_Gauge_Theories_of_Gravity:_Prospects_for_Unified_Field_Theories |
| Authors |
Francisco_Cabral,_Francisco_S._N._Lobo,_Diego_Rubiera-Garcia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06356 |
重力は、一貫した数学的フレームワークで対称性の原理と幾何学的手法を組み合わせることにより、ゲージ理論として定式化できます。重力へのゲージアプローチは、非ユークリッド、リーマン後の時空幾何学に直接つながり、曲率、ねじれ、および非計量性を伴う計量親和性重力理論に適切な形式を提供します。この論文では、ゲージ理論の重力の構造を分析し、基本的な幾何学的オブジェクトと対称性の原理、およびさまざまな時空パラダイムとの関係を検討します。Poincar\'{e}ゲージ理論の重力、それらの場の方程式、および重力の源であるNoether保存カレントに特別な注意が払われています。次に、重力現象へのゲージアプローチのいくつかのトピック、つまり、2次Poincar\'{e}ゲージモデル、〜Einstein-Cartan-Sciama-Kibble理論、一般相対性理論のテレパラレル等価物、2次メトリックアフィンラグランジアン、非-ローレンツ接続、および非計量性の存在下でのローレンツ不変性の破壊。また、テスト物質を使用したリーマン幾何学後のプロービングについても説明します。最後に、統一場理論と重力へのゲージアプローチから動機付けられた新しい時空間パラダイムに向けた幾何学的手法と対称性原理の両方の役割に関するいくつかの視点について簡単に説明します。
データ同化を使用した太陽風予報の改善
データ同化（DA）により、地上の運用気象予報のスキルが大幅に向上しました。この研究では、計算効率の高い太陽風モデルとSTEREOA、STEREOB、ACEからの現場観測を備えた変分DAスキームを使用します。このスキームにより、1AUなど、太陽から遠く離れた太陽風観測で、太陽風モデルの内部境界条件を更新および改善できます（太陽半径$30$）。このように、観測が地球のすぐ下流にない場合でも、観測情報を使用して、地球に近い太陽風の推定を改善することができます。これにより、改善された太陽風の初期条件を予測モデルに渡すことができます。この趣旨で、HUXt太陽風モデルを使用して、STEREOBの運用時間中の太陽風の27日間の予報を作成します（$01/11/2007-30/09/2014$）。ACEでは、これらのDA予測をSTEREOB観測の共回転と比較し、STEREO-B共回転とDA予測の1日あたり27ドルのRMSEが同等であることがわかりました。ただし、STAREO-Bの緯度が地球からオフセットされている場合、DA予報は太陽風予報を改善することが示されています。また、DAスキームにより、太陽と地球の間のモデルドメイン全体での太陽風の表現を改善できるため、CMEの到着時間と速度の予測を改善できます。
MICROSCOPEのミッション分析、要件、および期待されるパフォーマンス
| Title |
MICROSCOPE_mission_analysis,_requirements_and_expected_performance |
| Authors |
Pierre_Touboul,_Manuel_Rodrigues,_Gilles_M\'etris,_Ratana_Chhun,_Alain_Robert,_Quentin_Baghi,_Emilie_Hardy,_Joel_Berg\'e,_Damien_Boulanger,_Bruno_Christophe,_Valerio_Cipolla,_Bernard_Foulon,_Pierre-Yves_Guidotti,_Phuong-Anh_Huynh,_Vincent_Lebat,_Fran\c{c}oise_Liorzou,_Benjamin_Pouilloux,_Pascal_Prieur,_Serge_Reynaud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06472 |
MICROSCOPEミッションは、弱い等価原理（WEP）を$10^{-15}$の精度でテストすることを目的としていました。WEPは、2つの物体が、それらの質量や組成に関係なく、重力場に同じ速度で落下すると述べています。MICROSCOPEでは、異なる組成の2つの塊（チタン合金とプラチナ合金）が地球の周りの準円形の軌道上に配置されます。それらは、二重加速度計のテスト質量です。それらの加速度の測定は、地球の周りの衛星の動きと姿勢によって定義される周波数で発生する可能性のあるWEP違反を抽出するために使用されます。このペーパーでは、主要なサブシステム（衛星、地上セグメント、機器、軌道など）の仕様につながるミッションの主要な推進要因について詳しく説明します。測定方程式に基づいて、統計的および体系的なエラー割り当てでテストの目的を導き出し、ミッションの予想エラーバジェットを提供します。
MICROSCOPE衛星とその抗力および姿勢制御システム
| Title |
MICROSCOPE_Satellite_and_its_Drag-Free_and_Attitude_Control_System |
| Authors |
Alain_Robert,_Valerio_Cipolla,_Pascal_Prieur,_Pierre_Touboul,_Gilles_M\'etris,_Manuel_Rodrigues,_Yves_Andr\'e,_Joel_Berg\'e,_Damien_Boulanger,_Ratana_Chhun,_Bruno_Christophe,_Pierre-Yves_Guidotti,_Emilie_Hardy,_Vincent_Lebat,_Thomas_Lienart,_Fran\c{c}oise_Liorzou,_Benjamin_Pouilloux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06479 |
この論文は、MICROSCOPE衛星とその抗力のない姿勢制御システム（DFACS）の設計と性能の説明に焦点を当てています。この衛星は、前例のないMICROSCOPEのミッション要件によって大幅にアップグレードされていますが、CNESのミリエードプラットフォームファミリーから派生しています。300kgの抗力のないマイクロサテライトは、予想以上の性能で2年間の飛行を完了しました。そのパッシブサーマルコンセプトにより、測定周波数$f_{\rm{EP}}$で1$\mu$K未満の変動が可能になりました。推進システムは、ゼロから数百マイクロニュートンまでの6軸連続で非常に低い騒音推力を提供しました。最後に、DFACSのパフォーマンス（衛星に加えられた外乱力とトルクの補償を目的とした）は、低軌道でこれまでに達成された最高のものであり、3つの軸に沿った残留加速度は$10^{-12}{\rmよりも低くなっています。m/s}^2$で$f_{\rm{EP}}$で8日間。
MICROSCOPEミッション：データ分析の原則
| Title |
MICROSCOPE_mission:_Data_analysis_principle |
| Authors |
Joel_Berg\'e,_Quentin_Baghi,_Emilie_Hardy,_Gilles_M\'etris,_Alain_Robert,_Manuel_Rodrigues,_Pierre_Touboul,_Ratana_Chhun,_Pierre-Yves_Guidotti,_Sandrine_Pires,_Serge_Reynaud,_Laura_Serron,_Jean-Michel_Travert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06484 |
地球の周りを2年間抗力のない飛行中に高感度の加速度測定を実行した後、MICROSCOPEは、これまでの弱い等価原理（WEP）に最適な制約を提供しました。この実験では、技術的な課題であることに加えて、ノイズに埋もれている可能性のある小さな信号を探すための特殊なデータ分析パイプラインが必要でした。これは、機器の欠陥、データの欠落、グリッチに悩まされている可能性があります。この論文では、MICROSCOPE用に開発した周波数領域の反復最小二乗法について説明します。特に、数値シミュレーションを使用して、推定量が偏りがなく、正しいエラーバーを提供することを証明します。したがって、このペーパーでは、MICROSCOPEによって提供されるWEP測定の堅牢性を正当化します。
MICROSCOPEミッション：統計と弱い等価原理のテストに対するグリッチの影響
| Title |
MICROSCOPE_mission:_Statistics_and_impact_of_glitches_on_the_test_of_the_weak_equivalence_principle |
| Authors |
Joel_Berg\'e,_Quentin_Baghi,_Alain_Robert,_Manuel_Rodrigues,_Bernard_Foulon,_Emilie_Hardy,_Gilles_M\'etris,_Sandrine_Pires,_Pierre_Touboul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06485 |
MICROSCOPEの弱い等価原理（WEP）の宇宙テストは、2つのテストマスが地球を周回するときに受ける加速度の差の微細な測定に基づいています。WEP違反の検出は、衛星の軌道周波数と回転周波数に応じて、よく知られている周波数$f_{\rmEP}$で表示されます。その結果、実験は$f_{\rmEP}$での系統的エラーを最小限に抑えるように最適化されました。グリッチは、テストマスの測定された加速度に見られる短期間のイベントであり、衛星のコーティングの亀裂に起因する可能性が最も高いです。この論文では、それらの形状と時間分布を特徴づけます。本質的にランダムですが、それらの到着時間の分布は、軌道と回転の周期によって変調されます。それらは、定量化する必要があるWEPテストに影響を与えます。ただし、入手可能なデータにより、このタスクに明確に取り組むことはできません。グリッチがWEPのテストに影響を及ぼし、事前に未知のレベルになることを示します。したがって、摂動されたデータを破棄することが、その影響を減らすための最良の方法です。
ミルザクロフ重力の観測的制約
Myrzakulov$の制約を抽出するために、超新星（SNIa）のスコルニックサンプル、バリオン音響振動（BAO）、ハッブルパラメーター（CC）の宇宙クロノメーター測定からのデータを、ビッグバン元素合成（BBN）からの引数とともに使用します。F（R、T）$重力。これは、リーマン・カルタンサブクラスに属する接続ベースの理論であり、特定の、しかし特別ではない接続を使用します。これにより、追加の自由度が得られます。私たちの分析は、考慮された両方のモデルがすべての場合に$\sim1\sigma$互換性につながることを示しています。関連する無次元パラメーターの場合、ゼロ付近の間隔に制約されていることがわかりますが、対応する等高線は正の値に向かってわずかにシフトしています。さらに、AIC、BIC、および組み合わせたDIC基準を適用すると、モデル2には後者が含まれていないにもかかわらず、両方のモデルが非常に効率的なフィッティング動作を示し、$\Lambda$CDM宇宙論と統計的に同等であると推測されます。制限。最後に、取得したパラメーター領域を使用して、対応する暗黒エネルギーの状態方程式パラメーターを赤方偏移の関数として再構築します。私たちが示すように、モデル1は$\Lambda$CDMシナリオに非常に近く、モデル2は低赤方偏移でそれに似ていますが、それ以前の時間では偏差が許容されます。
