宇宙の夜明けのモデルにおける体系的な不確実性
赤方偏移$z\gtrsim6$での銀河間媒体（IGM）の再電離と再加熱のモデルは、21cmの近未来のデータセット、宇宙マイクロ波背景放射、および銀河調査測定を見越して、より洗練されたものになり続けています。近年、高$z$銀河の進化の比較的単純な図が現れており、今後の観測によって十分に制約されるはずですが、モデルに系統的な不確実性の原因が多数あり、説明しないとこれらの制約にバイアスをかけたり、低下させたりする可能性があります。。この作業では、IGMの平均再電離と熱履歴のモデルで、一般的に無視されている3つの不確実性の原因を調べます。基礎となる宇宙論、ハロー質量関数（HMF）、星の種族合成（SPS）モデルの選択です。宇宙論の不確実性は小さく、トムソン散乱の光学的厚さは数パーセントのレベルで、グローバルな21cm信号の振幅は$\sim$数mKレベルで影響を及ぼします。HMFモデルとSPSモデルの選択によってもたらされる違いはより劇的であり、$\tau_e$の$1\sigma$エラーバーとグローバル21cm信号振幅の$\sim20$mK効果に匹敵します。銀河の光度関数とグローバルな21cm信号を共同でフィッティングすることにより、モデルを同等の経験的予測と比較し、（i）モデリング体系を補正するために追加の自由パラメーターが必要であり、（ii）対象のパラメーターに対する制約の広がりがグローバル信号で$5$mKのノイズを想定した、さまざまなHMFおよびSPSの選択は、$\gtrsim20$mKエラーのある「真の」HMFおよびSPSを採用した場合に得られるものと同等です。私たちの仕事は、将来のデータセットで正確な推論を可能にするために、一般的なモデリング成分の不確実性を減らすための献身的な努力の必要性を強調しています。
| Title |
Prospects_for_Measuring_the_Hubble_Constant_with_Neutron-Star-Black-Hole_Mergers |
| Authors |
Stephen_M._Feeney,_Hiranya_V._Peiris,_Samaya_M._Nissanke,_Daniel_J._Mortlock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06593 |
中性子星ブラックホール（NSBH）の併合の重力波（GW）および電磁（EM）観測は、現在の$H_0$張力を解決するのに理想的な、ハッブル定数（$H_0$）の正確な局所測定を提供できます。GWとEMの両方の選択を初めて組み込んで、シミュレートされたNSBHの現実的な母集団のエンドツーエンドの分析を実行します。NSBHが2030年までに偏りのない1.5〜2.4％の精度$H_0$推定を達成できることを示します。達成可能な精度は、スピン歳差運動と潮汐破壊の詳細に強く影響され、NSBHマージのモデリングを改善する必要性を強調しています。
赤方偏移空間における銀河団の柔軟なサブハロ存在量マッチングモデル
| Title |
A_flexible_subhalo_abundance_matching_model_for_galaxy_clustering_in_redshift_space |
| Authors |
Sergio_Contreras,_Raul_Angulo,_Matteo_Zennaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06596 |
最先端の流体力学的シミュレーションで銀河の実際の赤方偏移空間のクラスター化を正確に再現できるサブハロアバンダンスマッチング（SHAM）の拡張を開発します。私たちの方法は、低解像度の重力のみのシミュレーションを使用しており、伴銀河の孤立および潮汐破壊の処方と、柔軟な量の銀河アセンブリバイアスが含まれています。さらに、暗黒物質の降着率に基づく星形成率（SFR）のレシピも含まれています。TNG300流体力学シミュレーションで、恒星の質量とSFRで選択された銀河のカタログに対してモデルの精度をテストします。少数の自由パラメーターをフィッティングすることにより、拡張SHAMは、数密度$10^{-3}-10^{-2}\、h^{3}{\rmMpc}の射影相関関数と赤方偏移空間多重極を再現します。^{-3}$、$z=1$および$z=0$で、スケール$r\in[0.3-20]h^{-1}{\rmMpc}$の場合。同時に、SHAMの結果は、正しいハロー占有分布、銀河集合バイアスのレベル、およびTNG300銀河カタログに存在する高次統計も取得します。アプリケーションとして、私たちのモデルが、TNG300銀河と同様の精度で、3つの互いに素な恒星の質量ビンにSDSSの予測された相関関数を同時に適合させることを示します。このSHAM拡張機能は、低解像度および中解像度のシミュレーションを使用している場合でも、正確なクラスタリング予測を取得するために使用できます。
クラスターの強いレンズからの暗黒物質の自己相互作用断面積の厳しい上限
| Title |
A_Stringent_Upper_Limit_on_Dark_Matter_Self-Interaction_Cross_Section_from_Cluster_Strong_Lensing |
| Authors |
Kevin_E._Andrade,_Jackson_Fuson,_Sophia_Gad-Nasr,_Demao_Kong,_Quinn_Minor,_M._Grant_Roberts_and_Manoj_Kaplinghat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06611 |
8つの銀河団の強くレンズ化された画像を分析して、10kpc〜100kpcの放射状領域での暗黒物質密度プロファイルを測定し、これを使用して暗黒物質（DM）粒子の自己相互作用断面積を制約します。QLensコードを使用して、8つのクラスターすべてのメンバー銀河の中央DMハロー、明るい中央銀河、主要メンバー銀河、およびDMサブハローの質量プロファイルを推測します。推定されたDMハロー表面密度は、自己相互作用暗黒物質（SIDM）モデルに適合します。これにより、自己相互作用断面積を制限できます。Illustris-TNGシミュレーションで2つのクラスターから生成されたモックデータに完全な方法を適用すると、予想どおり暗黒物質の自己相互作用がないことと一致する結果が得られます。最大円速度が1400〜2000km/sの範囲にある8つの観測されたクラスターの場合、暗黒物質の単位質量あたりの自己相互作用断面積の上限は、で0.065$cm^2/g$であることがわかります。95％の信頼水準。
流体力学シミュレーションからのバイアス：バリオン物理学の暗黒物質場へのマッピング
| Title |
The_bias_from_hydrodynamic_simulations:_mapping_baryon_physics_onto_dark_matter_fields |
| Authors |
Francesco_Sinigaglia,_Francisco-Shu_Kitaura,_Andr\'es_Balaguera-Antol\'inez,_Kentaro_Nagamine,_Metin_Ata,_Ikkoh_Shimizu,_Manuel_S\'anchez-Benavente |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06795 |
この論文は、暗黒物質場にまたがる基礎となる宇宙ウェブに関して、最先端の流体力学シミュレーションから得られたバリオン物理学アセンブリバイアス関係の階層を調査します。バイアス割り当て方法（BAM）を使用すると、非局所バイアスが中心的な役割を果たすことがわかります。このコンテキストでは小規模なクラスタリングが重要になるため、重力ポテンシャルだけでなく、特に過密度によって定義される曲率テンソルの不変量に基づいて、宇宙ウェブを分類します。第一に、ガス密度バイアス関係は、それらの間の強い相関関係を利用して、暗黒物質密度フィールドに直接マッピングして高精度にすることができます。2番目のステップでは、暗黒物質とガス密度フィールドに基づいて中性水素がマッピングされます。最後に、温度は以前の量に基づいてマッピングされます。これにより、同じシミュレートされたボリューム内でバリオンプロパティを統計的に再構築し、参照シミュレーションに関して、2ポイント統計でパーセント精度を見つけ、3ポイント統計で互換性のある結果を見つけることができます（一般に1-$\sigma$以内）（5〜6桁少ない計算時間）。これにより、DESI、Euclid、J-PAS、WEAVEなどの今後の大規模ミッションの統計分析において、銀河間媒体を探査するモックを構築するための最適なセットアップを確立するための道が開かれます。
NANOGravの結果に照らしたQCDアクシオンと重力波
重力波のための北米ナノヘルツ天文台（NANOGrav）のコラボレーションは、最近、パルサータイミング残差の12。5年のデータセットに影響を与える確率過程の強力な証拠を報告しました。信号は、初期の宇宙の軸索ストリングのネットワークから放出された確率的重力波バックグラウンドの観点から解釈できることを示します。ペッチェイ・クイン対称性の自発的対称性の破れは、軸索ストリングネットワークとモデル内の暗黒物質粒子であるQCDアクシオンを発生させます。アクシオン場が観測された暗黒物質を提供する、エキゾチックな場$\phi$によって駆動される非標準の宇宙論モデルを探索します。状態方程式$w_\phi<1/3$の場合、QCDアクシオン質量は標準宇宙論で予想されるよりも小さく、アクシオンストリングからのGWスペクトルは大きくなります。NANOGrav-$12.5\、$yr検出と一致するモデルのパラメーター空間を評価します。これは、ほこりのようなシナリオで進化するQCDアクシオンフィールドによって95\％の制限内、および68\以内で説明できます。曲率が支配的な背景で進化するQCDアクシオン場による％制限。
k / Gインフレによる原始的な非ガウス性
相互作用に関する膨大な情報は、インフレモデルの縮退を打破するために不可欠な原始曲率摂動の非ガウス性に含まれています。原始スカラーパワースペクトルの鋭いピークと広いピークの両方を予測するk/Gインフレモデルの原始バイスペクトルを研究します。非ガウス性パラメーター$f_{\mathrm{NL}}$を等辺極限と絞り極限で数値的に計算し、これらのモデルで整合性の関係が成り立つことを確認します。$f_{\mathrm{NL}}$は、パワースペクトルがピークに達する前のスケールと、パワースペクトルに揺れがあるスケールで大きくなりますが、ピークスケールでは小さいままです。したがって、スカラーによって誘発された二次重力波への非ガウス性の寄与は無視できると予想されます。
鉄の空の下で：宇宙の始まりのエントロピーについて
不思議なことに、私たちの宇宙は低エントロピー状態で生まれ、星や生命に力を与えるための豊富な自由エネルギーを持っています。この自由エネルギーがとる形は通常重力であると考えられています：宇宙はほぼ完全に滑らかであり、物質が重力の下で崩壊するときにエネルギー源を生み出すことができます。最近、低エントロピーエネルギーのより重要な源は核であると主張されています。宇宙は急速に膨張して核統計平衡（NSE）を維持できず、最初の数分間で元素合成を効果的に遮断し、残りの水素を星の燃料として提供します。。ここでは、このシナリオの天体物理学的詳細を記入し、宇宙がほぼ純粋な鉄として初期の元素合成から出現する条件を探します。そうすることで、私たちは第二法則の起源の物語の中でこれまで見過ごされてきた性格を特定します：物質-反物質の非対称性。
UltraVISTA銀河調査のフラクタル分析
| Title |
Fractal_Analysis_of_the_UltraVISTA_Galaxy_Survey |
| Authors |
Sharon_Teles_(1),_Amanda_R._Lopes_(2),_Marcelo_B._Ribeiro_(1,3)_((1)_Valongo_Observatory,_Universidade_Federal_do_Rio_de_Janeiro,_Brazil,_(2)_Department_of_Astronomy,_Observat\'orio_Nacional,_Rio_de_Janeiro,_Brazil,_(3)_Physics_Institute,_Universidade_Federal_do_Rio_de_Janeiro,_Brazil) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07164 |
この論文は、大規模な銀河分布がフラクタルシステムとして特徴付けられるかどうかをテストしようとしています。相対論的設定で単一のフラクタル次元$D$を持つ銀河フラクタル構造を記述するのに適したツールが開発され、UltraVISTA銀河調査に適用されます。絶対等級の各赤方偏移ビンの赤方偏移限界に対応するボリューム制限サンプルのグラフが表示されます。標準の$\Lambda$CDM宇宙論モデルを使用したフラクタル分析は、$0.1\lez\le4$の範囲の縮小されたサブサンプル、および$0.1\lez\le6$以内のサンプル全体に適用されます。3つの相対論的距離が使用されます。光度距離$d_L$、赤方偏移距離$d_z$、銀河領域距離$d_G$です。これは、$z\gtrsim0.3$のデータの場合、相対論的効果は同じ$z$に対してこれらの距離定義であるためです。異なる値を生成します。結果は、データが単一のフラクタル銀河構造として動作する、縮小されたサンプルと完全なサンプルの両方で、2つの連続した明確な赤方偏移範囲を示しています。縮小されたサブサンプルの場合、フラクタル次元は$z<1$の場合は$D=\left（1.58\pm0.20\right）$であり、$z<1$の場合は$D=\left（0.59\pm0.28\right）$であることがわかりました。$1\lez\le4$。完全なサンプルでは、$z<1$の場合は$D=\left（1.63\pm0.20\right）$、$1\lez\le6$の場合は$D=\left（0.52\pm0.29\right）$が得られました。これらの結果は、Conde-Saavedraらによって発見された結果と一致しています。（2015;arXiv：1409.5409v1）、同様の分析が同等の赤方偏移深度でのはるかに限定された調査に適用され、フラクタル次元のそのような減少を引き起こす不明確な観測バイアスがあるか、銀河団がおそらくあったことを示唆していますよりまばらで、宇宙のボイドはそれほど遠くない過去に支配されていました。
| Title |
The_Dark_Energy_Survey_Supernova_Program:_Modelling_selection_efficiency_and_observed_core_collapse_supernova_contamination |
| Authors |
M._Vincenzi,_M._Sullivan,_O._Graur,_D._Brout,_T._M._Davis,_C._Frohmaier,_L._Galbany,_C._P._Guti\'errez,_S._R._Hinton,_R._Hounsell,_L._Kelsey,_R._Kessler,_E._Kovacs,_S._Kuhlmann,_J._Lasker,_C._Lidman,_A._M\"oller,_R._C._Nichol,_M._Sako,_D._Scolnic,_M._Smith,_E._Swann,_P._Wiseman,_J._Asorey,_G._F._Lewis,_R._Sharp,_B._E._Tucker,_M._Aguena,_S._Allam,_S._Avila,_E._Bertin,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_F._J._Castander,_A._Choi,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_J._De_Vicente,_S._Desai,_H._T._Diehl,_P._Doel,_S._Everett,_I._Ferrero,_P._Fosalba,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gaztanaga,_D._W._Gerdes,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_G._Gutierrez,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_B._Hoyle,_D._J._James,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_M._A._G._Maia,_P._Martini,_et_al._(19_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07180 |
高赤方偏移でのIa型超新星（SNeIa）の現在および将来の宇宙論的調査の分析は、検出されたSNイベントの正確な測光分類に依存します。測光SN調査の現実的なシミュレーションを生成することは、測光分類アルゴリズムのトレーニングとテスト、および測光SNIaサンプルのコア崩壊SNeから生じる選択効果と汚染によって導入されたバイアスを修正するための重要なステップを構成します。公開されているSN時系列分光光度テンプレート、レート、光度関数、およびSNeとそのホスト銀河間の経験的関係を使用して、測光SN調査をシミュレートするためのフレームワークを構築します。ダークエネルギーサーベイ（DES）の5年間の測光SNサンプルのコンテキストでこのフレームワークを提示し、DESのシミュレーションを観測されたDES過渡集団と比較します。シミュレーションとデータの間で、ハッブル残差を含む多くの分布で優れた一致を示しています。選択要件が適用された後、測光分類の前に、DESSNサンプルで予想されるコア崩壊率を推定します。シミュレーションの基礎となるさまざまなモデリングの選択と天体物理学的仮定をテストした後、予測される汚染は5.8から9.3パーセントまで変化し、平均で7.0パーセントとr.m.sであることがわかりました。1.1パーセントの。私たちのシミュレーションは、入力パラメータを微調整することなく、高赤方偏移調査で観測された測光SNとホスト銀河の特性を再現した最初のものです。ここで紹介するシミュレーション方法は、DES測光SNIaサンプルの宇宙論分析の重要な要素であり、汚染から生じるバイアスを補正し、関連する体系的な不確実性を評価します。
MADLens、高速で微分可能な非ガウスレンズシミュレーション用のPythonパッケージ
前例のない精度で任意のソース赤方偏移で非ガウスレンズ収束マップを生成するためのPythonパッケージをMADLensに提示します。MADLensは、計算コストを可能な限り低く抑えながら、高精度を実現するように設計されています。$256^3$粒子のみを使用したMADLensシミュレーションは、HaloFitの精度制限内で$L{=}10000$までの理論的なレンズパワースペクトルとパワーが一致する収束マップを生成します。これは、高度に並列化可能な粒子メッシュアルゴリズム、レンズ投影のサブエボリューションスキーム、および機械学習に触発されたシャープニングステップの組み合わせによって可能になります。さらに、MADLensは、基礎となる粒子メッシュシミュレーションの初期条件といくつかの宇宙論的パラメーターに関して完全に微分可能です。これらのプロパティにより、MADLensを、最適化または導関数支援サンプリングを必要とするベイズ推定アルゴリズムのフォワードモデルとして使用できます。MADLensのもう1つの使用例は、新しい深層学習ベースのレンズ分析ツールのトレーニングに必要な、大規模で高解像度のシミュレーションセットの作成です。MADLensパッケージは、クリエイティブコモンズライセンス（https://github.com/VMBoehm/MADLens）の下で公開されています。
低質量崩壊粒子からの光子注入に対するスペクトル歪みの制約
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）のスペクトル歪み（SD）は、素粒子物理学を研究するための強力なツールを提供します。ここでは、注入エネルギー$E_\mathrm{inj}\lesssim20\、\mathrm{keV}$に焦点を当てて、宇宙の歴史の中で異なるエポックで直接光子に変換される崩壊粒子からの歪み信号を計算します。幅広い素粒子物理学シナリオの研究に使用できるSDソリューションの包括的なライブラリを提供します。{\ttCosmoTherm}を使用して、イオン化の履歴や宇宙の不透明度への影響など、SD信号を計算します。また、注入履歴を大幅に変更する可能性のある、黒体によって誘発される刺激された崩壊の影響についても検討します。次に、COBE/FIRASおよびEDGESからのデータを使用して、崩壊する粒子の特性を制約します。これらが暗黒物質（DM）候補を提供するか、DMのごく一部を構成するシナリオを調査します。SD制約をCMB異方性制約で補完し、非常に低い光子エネルギー（$h\nu\lesssim10^{-4}\、\mathrm{eV}$）での注入による新しい効果を強調します。モデルに依存しない制約は、注入エネルギー$E_\mathrm{inj}\simeq10^{-10}\mathrm{eV}-10\mathrm{keV}$と寿命$\をカバーする、寿命エネルギー領域で豊富な構造を示します。tau_X\simeq10^5\、\mathrm{s}-10^{33}\mathrm{s}$。2つの光子に直接変換されるアクシオンとアクシオンのような粒子の制約について説明し、文献の既存のSD制約を修正します。私たちの限界は、アクシオン質量$m_ac^2\gtrsim27\、\mathrm{eV}$の他の制約と競合しており、全体的なエネルギーに基づく単純な推定は一般に不正確であることがわかります。将来のCMB分光計は、得られた制約を大幅に改善する可能性があり、したがって、初期宇宙素粒子物理学の重要な補完的プローブを提供します。
温かい自然インフレ
温度依存の散逸係数$\Gamma\proptoT^3$を使用して、ウォームインフレーションフレームワークで自然インフレーションを検討します。自然なインフレは、そのような温かい支援により、Planck2018の結果と両立することができます。散逸効果の大きさに関する先験的な仮定がないため、Planckの結果は、ベンチマークスケール$f=5M_{\rmpl}$に対して、弱い散逸レジームを好むことがわかりました。これは、の$2\sigma$領域の外側にあります。コールドケース。インフレーションは冷たく始まり、インフレーションが終了する前に量子ゆらぎを支配する熱ゆらぎの増加とともに進化します。観測されたスペクトルの傾きは、モデルのパラメーター空間に厳しい制約を課します。$f<1M_{\rmpl}$が除外されていることがわかります。アクシオンのような結合からゲージ場へのそのような散逸係数の考えられる起源とモデルのテストについても説明します。
再電離後のHI21 cm信号を使用したf（R）重力のプロービング
| Title |
Probing_f(R)_gravity_using_the_post-reionization_HI_21-cm_signal |
| Authors |
Chandrachud_B.V._Dash,_Tapomoy_Guha_Sarkar,_Anjan_Kumar_Sarkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07373 |
f（R）重力の宇宙論的プローブとして、再電離後のエポックからの赤方偏移したHI21cm信号の強度マッピングを提案します。単一のパラメーター$f_{、R0}$によって特徴付けられるf（R）重力モデルのHu-Sawickiファミリーを検討します。重力に対するf（R）の変更は、密度変動の成長率の変化を通じて、再電離後の21cmのパワースペクトルに影響を与えます。関心のある量は、変化を刻印する赤方偏移空間歪みパラメーター$\beta_T（k、z）$です。電波望遠鏡のようなSKA-1-Midを使用した観測周波数$710$MHzでの電波干渉観測では、ビニングされた$\beta_T（k）$を感度レベルで測定して、$f（R）$モデルを区別できることがわかりました。$\log_{10}|f_{、R0}|>-5$、k範囲$k>0.4MPc^{-1}$の$>5-\sigma$レベル。フィッシャー行列分析を使用すると、パラメーターで取得された$68\％$境界は$-5.62<\log_{10}|f_{、R0}|であることがわかります。<-4.38$は、f（R）重力の他のプローブと競合します。したがって、宇宙の再電離後のHI信号の将来の観測は、f（R）重力モデルにロバストな制約を課し、後期の宇宙進化と構造形成の理解を深める可能性を秘めています。
暗黒物質と暗黒エネルギーの相互作用は、宇宙の一致問題を軽減できますか？
| Title |
Can_dark_matter-dark_energy_interaction_alleviate_the_Cosmic_Coincidence_Problem? |
| Authors |
J._F._Jesus,_A._A._Escobal,_D._Benndorf_and_S._H._Pereira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07494 |
この論文では、相互作用する暗黒エネルギーのモデルを研究します。暗黒物質は、モデルが宇宙の一致問題（CP）を解決または軽減できるように、これらの成分間の比率が早い時間から遅い時間に変化すると考えられています。相互作用は、仮定された関係$\rho_x\propto\rho_d^\alpha$から発生します。ここで、$\alpha$は自由パラメーターです。ダークエネルギーの状態方程式パラメーター$\omega=-1$の場合、$\alpha=0$の場合、標準の$\Lambda$CDMモデルが復元され、一致の問題は解決されません。$0<\alpha<1$の場合、CPは軽減され、$\alpha\sim1$の場合、CPは解決されます。暗黒エネルギー成分は、$\omega=-1$と$\omega\neq-1$の状態方程式パラメーターの両方で分析されます。$\omega=-1$の場合、SNeIa+$H（z）$データ制約から、68\％c.lで$\alpha=0.109^{+0.062}_{-0.072}$が見つかりました。そしてCPは軽減されます。$\omega\neq-1$の場合、$\omega$-$\alpha$平面で縮退が発生し、宇宙マイクロ波背景放射の事前確率とBAOを制約に追加して、$\alpha=-0.075\pm0を生成しました。.046$at68\％clまた、$\alpha$の2$\sigma$の上限でも、CPは軽減されません。
重力波伝搬に対する超軽量ベクトル場の痕跡
超軽量ベクトル場（ULVF）暗黒物質が重力波伝搬に及ぼす影響を研究します。ベクトル場のコヒーレント振動は、$\Lambda$CDM予測と比較して、重力波振幅の異方性抑制を引き起こすことがわかります。$k=H_0/\sqrt{a（H=m）}$付近のモードでは、ベクトル場の質量とピークが小さいほど効果が高まります。抑制は、天体物理的に生成された重力波では無視できますが、原始重力波ではかなり大きくなる可能性があります。将来の検出器の感度を使用して、CMBBモードパワースペクトルに対するこのような影響を検出する可能性について説明します。今後のLiteBIRDミッションは、十分に大きな存在量に対して、質量$m\lesssim10^{-26}$eVのULVF暗黒物質に敏感であることがわかります。
$ H_0 $の緊張に照らして、宇宙論からの大規模なニュートリノ自己相互作用に関する制約を更新しました
| Title |
Updated_constraints_on_massive_neutrino_self-interactions_from_cosmology_in_light_of_the_$H_0$_tension |
| Authors |
Shouvik_Roy_Choudhury,_Steen_Hannestad,_Thomas_Tram |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07519 |
重いスカラーによって媒介されるフレーバーユニバーサルニュートリノ自己相互作用の制約を更新しました。Planck2018データリリースからの最新のCMBデータと補助データに基づいて、パラメーター空間に比較的強い自己相互作用を持つ領域が存在することを確認します。これにより、単純に予想されるよりも優れた適合が得られます。ただし、最新のデータ、特にPlanck2018リリースの高$\ell$分極データは、まだ除外できないにもかかわらず、このソリューションを嫌うこともわかりました。私たちの分析では、有限のニュートリノ質量（$\summ_{\nu}$でパラメーター化）を考慮し、さまざまなニュートリノエネルギー密度（$N_{\rmeff}$でパラメーター化）を考慮に入れています。すべての場合において、宇宙データから推測されたニュートリノの質量限界は、ニュートリノの自己相互作用の存在に対してロバストです。最後に、強いニュートリノの自己相互作用が$H_0$の高い値を優先することにはならないこともわかりました。つまり、このモデルは現在の$H_0$の不一致に対する実行可能な解決策ではありません。
EFTofLSSからのクラスタリングとスムーズクインテセンスの制限
大規模構造の有効場の理論（EFTofLSS）を適用して、クラスタリングの典型を備えた宇宙論モデルを分析します。これにより、典型的な状態方程式$w<-1$が存在するパラメーター領域を一貫して記述することができます。まず、赤方偏移空間のバイアスされたトレーサーの説明をクラスタリングの真髄の存在に拡張し、1ループのパワースペクトルを計算します。正確な時間依存性を使用してEFTofLSS方程式を解きます。これは、偏りのない制約を取得するために関連しています。次に、BOSSの再構成済みパワースペクトル測定値、BOSS再構成後のBAO測定値、6DF/MGSおよびeBOSSからのBAO測定値、パンテオンからの超新星、およびBBNからの事前測定値の完全な形状をフィッティングし、状態パラメーター$w=-1.011_{-0.048}^{+0.053}$at$68\％$CL。さらにPlanckと組み合わせると、$w=-1.028_{-0.030}^{+0.037}$が$68で得られます。\％$CL。物理レジーム$w\geq-1$で、滑らかな真髄に対する制約も取得します。すべてのデータセットを組み合わせると、$68\％$CLで$-1\leqw<-0.979$が得られます。これらの結果宇宙定数を強く支持します。
二成分超軽量軸索宇宙における摂動とスペクトルの進化
二成分超軽量軸索宇宙における宇宙摂動の進化が調査されている。多成分宇宙における摂動の最初のスペクトル計算を提示します。軽い極端なアクシオンと自由な塊状粒子で構成される特定のケースは、通常、巨大な初期クエーサーをホストするために必要とされる、非常に高赤方偏移の巨大な銀河の形成の可能性を提供します。私たちの計算は、個々のアクシオン成分の摂動速度の情報を保持します。これは、将来のアクシオン暗黒物質シミュレーションの初期条件を設定するための新しい道を開く情報です。
| Title |
Self-calibration_and_robust_propagation_of_photometric_redshift_distribution_uncertainties_in_weak_gravitational_lensing |
| Authors |
B._St\"olzner,_B._Joachimi,_A._Korn,_H._Hildebrandt,_A._H._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07707 |
測光赤方偏移分布の残留不確実性を弱いレンズ効果測定からの宇宙論的推論に正確に伝播する方法を提示します。断層撮影の赤方偏移ビンの赤方偏移分布は、柔軟な修正ガウス混合モデルを使用してパラメーター化されます。このモデルを事前に較正された赤方偏移分布に適合させ、弱いレンズ効果の可能性で潜在的に数百の赤方偏移の妨害パラメータに対して分析的疎外を実装します。これは、宇宙論的後方を正確に回復することが実証されています。赤方偏移分布モデルから生じる宇宙パラメータと迷惑パラメータを繰り返しフィッティングすることにより、断層撮影による宇宙せん断測定を介して赤方偏移分布の自己校正を実行します。私たちの方法は、VISTAキロ度赤外線銀河調査（KV450）と組み合わせたキロ度調査の3番目のデータリリースに適用されます。基準KV450宇宙せん断解析と非常によく一致する宇宙論的パラメーターの制約を見つけ、自己較正された赤方偏移分布に対するより柔軟なモデルの影響を調査します。最大$\Deltaz\approx0.02$の5つの断層撮影赤方偏移分布の中央値の後方シフトが観測されますが、固有の銀河配列の振幅が約$10\％$減少すると縮退します。
弱いレンズ効果収束PDFからのNuwCDM宇宙論
| Title |
Nuw_CDM_cosmology_from_the_weak_lensing_convergence_PDF |
| Authors |
Aoife_Boyle,_Cora_Uhlemann,_Oliver_Friedrich,_Alexandre_Barthelemy,_Sandrine_Codis,_Francis_Bernardeau,_Carlo_Giocoli,_Marco_Baldi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07771 |
ニュートリノの総質量と暗黒エネルギーの状態方程式を特定することは、今後の銀河調査の重要な目的です。弱いレンズ効果は、レンズ効果の収束の1点確率分布関数（PDF）によって非ガウス統計を定量化できる、全物質分布のユニークなプローブです。ダークエネルギーとニュートリノの総質量を考慮して、大きな偏差の統計を使用して、第一原理から穏やかに非線形のスケールで収束PDFを計算します。初めて、収束PDFモデルの宇宙論依存性を、シミュレートされたレンズマップの大規模なスイートに対して包括的に検証し、そのパーセントレベルの精度と精度を実証しました。高速シミュレーションコードが非常に正確な共分散行列を提供できることを示します。これを理論的なPDFモデルと組み合わせて予測を実行し、高価なN体シミュレーションに依存する必要をなくすことができます。私たちの理論モデルでは、$\Lambda$CDMパラメーターのフルセットを変更する収束PDFの最初の予測を実行できます。フィッシャーの予測では、収束PDFの制約力は、単一ソースの赤方偏移でのユークリッドのような調査領域の2点相関関数と比べて遜色がないことが確認されています。Planckの前のCMBと組み合わせると、PDFはニュートリノの質量$M_\nu$と暗黒エネルギーの状態方程式$w_0$の両方を2点相関関数よりも強く制約します。
宇宙の距離平均に関する理論的および数値的展望
宇宙論的観測の解釈は、平均的な宇宙の概念に依存しています。これは通常、均質で等方性のフリードマン-ルマ\^itre-ロバートソン-ウォーカー（FLRW）モデルと見なされます。ただし、不均一性は、重力レンズや赤方偏移の摂動などの多くの影響により、特に距離測定の場合、FLRWに関する観測平均に統計的にバイアスをかける可能性があります。この記事では、二次摂動論に基づいて、宇宙論における平均距離測度に関する主な既知の理論的結果をレビューし、それらのギャップのいくつかを埋めます。次に、高解像度の暗黒物質$N$-bodyシミュレーションで、レイトレーシングに対してこれらの理論的予測を包括的にテストします。この方法により、$z=10$までの光伝搬に対する、構造形成の非線形領域の奥深くにある小規模な不均一性の影響を説明できます。スーパーサンプル分散の限界において、数値結果は理論的予測と非常によく一致していることがわかります。非常に小さなスケールから予想外に大きなバイアスが発生することはありません。その効果は、非線形パワースペクトルに完全にエンコードされています。具体的には、逆増幅の方向平均とソース平均増幅は1と互換性があります。一定の宇宙時間の表面の面積の変化はゼロと互換性があります。高赤方偏移で$\sim10^{-3}$に達する可能性がある、他の距離測度のバイアスはよく理解されています。副産物として、最近の有限ビーム形式の予測を数値データと対峙させ、優れた一致を見つけました。
スペクトル変動をシミュレートすることによるIa型超新星距離バイアスの理解
| Title |
Understanding_Type_Ia_Supernova_Distance_Biases_by_Simulating_Spectral_Variations |
| Authors |
J.D.R._Pierel,_D.O._Jones,_M._Dai,_D.Q._Adams,_R._Kessler,_S._Rodney,_M._R._Siebert,_R._J._Foley,_W._D._Kenworthy,_and_D._Scolnic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07811 |
次の10年間で、ベラC.ルービン天文台とナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡からの一時的な検索により、既知のIa型超新星（SNIa）のサンプルが$\sim10^3$から$10^5$に増加します。宇宙論的測定における統計的不確実性のこの減少に伴い、体系的な不確実性を減少させるための新しい方法が必要とされています。SNIaの根底にある分光学的進化を特徴づけることは、現在の宇宙論的分析における主要な体系的不確実性のままであり、SNIa宇宙論の次の時代のための新しいシミュレーションツールを動機付けます：独自のスペクトルエネルギー分布（BYOSED）を構築します。BYOSEDはSNANAフレームワーク内で使用され、モデルSEDにスペクトル変動を適用することで光度曲線をシミュレートし、SNIa距離測定で発生する可能性のある系統的シフトの柔軟なテストを可能にします。ベースラインSEDモデルを使用した名目上のRomanSNIa調査シミュレーションを、BYOSEDで摂動されたSEDを使用したシミュレーションと比較することによってフレームワークをテストし、分析で特定のSED機能を無視した場合の影響を調査します。これらの特徴には、2つの可能な予測関係の半経験的モデルが含まれます。SNイジェクタ速度と光度曲線の観測量の間、およびSNハッブル残差とホスト銀河の質量の間の赤方偏移依存関係です。SALT2＆BBCフレームワークを使用して各BYOSEDシミュレーションを分析し、暗黒エネルギーの状態方程式パラメーター$w$の測定値の変化を推定します。これらの機能を使用しないシミュレーションと比較した場合、SN速度の$\Deltaw=-0.023$とredshift-evolveingホスト質量の$\Deltaw=0.021$の違いがわかります。SNIa宇宙論シミュレーションにBYOSEDを使用することにより、将来の分析（RubinおよびRomanSNIaサンプルなど）は、このようなSNIaモデリングの不確実性を制約または軽減するための柔軟性が向上します。
古典的な共形スカラー電気力学をベンチマークモデルとして考慮して、強く過冷却された宇宙相転移における重力波（GW）の生成を研究します。2気泡衝突における複素スカラー場とゲージ場の進化を研究するために格子シミュレーションを実行します。これらのシミュレーションから、衝突時のGWソースのスケーリングを抽出し、それを薄壁限界での多気泡シミュレーションで使用して、結果のGWスペクトルを計算します。ゲージ場が存在する場合、GWを調達する場の勾配は、実際のスカラーの場合と同様に、バブルサイズが$\proptoR^{-3}$として減衰することがわかります。これにより、低周波数では$\Omega_{\rmGW}\propto\omega^{2.3}$に、高周波数では$\Omega_{\rmGW}\propto\omega^{-2.9}$に続くGWスペクトルが得られます。。また、さまざまな減衰法則の結果として得られるスペクトルを調べて、高周波での$\omega^{-1}$の動作を予測するエンベロープ結果では、現実的なモデルのスペクトルを正確に説明できないことを発見しました。
2017年5月20日$ ^ {\ rm th} $細長いケンタウロスによる恒星食（95626）2002 GZ $ _ {32} $
| Title |
The_2017_May_20$^{\rm_th}$_stellar_occultation_by_the_elongated_centaur_(95626)_2002_GZ$_{32}$ |
| Authors |
P._Santos-Sanz,_J._L._Ortiz,_B._Sicardy,_G._Benedetti-Rossi,_N._Morales,_E._Fern\'andez-Valenzuela,_R._Duffard,_R._Iglesias-Marzoa,_J.L._Lamadrid,_N._Ma\'icas,_L._P\'erez,_K._Gazeas,_J.C._Guirado,_V._Peris,_F.J._Ballesteros,_F._Organero,_L._Ana-Hern\'andez,_F._Fonseca,_A._Alvarez-Candal,_Y._Jim\'enez-Teja,_M._Vara-Lubiano,_F._Braga-Ribas,_J.I.B._Camargo,_J._Desmars,_M._Assafin,_R._Vieira-Martins,_J._Alikakos,_M._Boutet,_M._Bretton,_A._Carbognani,_V._Charmandaris,_F._Ciabattari,_P._Delincak,_A._Fuambuena_Leiva,_H._Gonz\'alez,_T._Haymes,_S._Hellmich,_J._Horbowicz,_M._Jennings,_B._Kattentidt,_Cs._Kiss,_R._Kom\v{z}\'ik,_J._Lecacheux,_A._Marciniak,_S._Moindrot,_S._Mottola,_A._Pal,_N._Paschalis,_S._Pastor,_C._Perello,_T._Pribulla,_C._Ratinaud,_J.A._Reyes,_J._Sanchez,_C._Schnabel,_A._Selva,_F._Signoret,_E._Sonbas,_V._Al\'i-Lagoa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06621 |
明るい星ガイアDR14323652996360346368（UCAC4385-75921）（m$_{\rmV}$=14.0mag）の恒星食がケンタウロス2002GZ$_{32}$によって2017年5月20日$^{\rmth}$。私たちの最新のシャドウパス予測は、ヨーロッパの広い地域に有利でした。観測は、名目上の影の経路内の広い領域に配置されました。一連の画像はヨーロッパ中の29の望遠鏡で取得され、そのうちの6つ（スペインで5つ、ギリシャで1つ）から掩蔽を検出しました。これは、カリクロー、カイロン、ビエノールに加えて、マルチコードの恒星食が報告されている4番目のケンタウルス族です。掩蔽コードへの楕円フィットにより、掩蔽中に2002GZ$_{32}$の手足を取得し、軸が305$\pm$17km$\times$146$\pm$の楕円になりました。8キロ。この手足から、掩蔽直後に得られた回転光度曲線のおかげで、2002GZ$_{32}$（$p_{\rmV}$=0.043$\pm$0.007）と3の幾何アルベドを導き出しました。-軸が366km$\times$306km$\times$120kmの楕円形。この形状は、2002GZ$_{32}$の既知の自転周期で静水圧平衡にある均質な物体と完全には一致していません。掩蔽から得られたサイズ（アルベド）は、放射分析技術から得られたものよりもそれぞれ小さい（大きい）が、エラーバー内で互換性がある。2002GZ$_{32}$あたりのリングや破片は掩蔽から検出されませんでしたが、細くて薄いリングは廃棄できません。
境界層周惑星円盤降着：磁化されていない惑星がそのディスクを通してどれくらい速くスピンアップすることができるか？
| Title |
Boundary_Layer_Circumplanetary_Accretion:_How_Fast_Could_an_Unmagnetized_Planet_Spin_Up_Through_Its_Disk? |
| Authors |
Jiayin_Dong,_Yan-Fei_Jiang_and_Phil_Armitage |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06641 |
ガス巨大惑星は、周惑星円盤を介してそれらの質量の大部分を降着すると予想されます。惑星が磁化されておらず、最初はゆっくりと回転している場合、惑星は放射状に狭い境界層を介してガスを降着させ、急速にスピンアップします。惑星がスピンアップするにつれて境界層が放射状に広がると、付着ガスの比角運動量が減少し、惑星は分裂速度よりも短い最終回転速度を見つけることができます。ここでは、軸対称粘性流体力学シミュレーションを使用して、周惑星円盤から降着する惑星の最終回転速度を定量化します。惑星表面近くのディスクスケール高さ$h/r=0.1$の等温惑星ディスクシステムの場合、スピンアップスイッチは惑星の崩壊角速度の70\％から80\％の間でスピンダウンします。スピンダウンが質量降着と共存できる垂直平均モデルとの質的な違いでは、角運動量が失われているソリューションに伴う\emph{decretion}が観察されます。臨界スピン速度は、惑星の近くのディスクの厚さに依存します。惑星の近くでディスクスケールの高さが$h/r=0.15$の等温システムの場合、臨界回転速度は惑星の崩壊角速度の60\％から70\％の間に低下します。境界層の外側のディスクでは、子午線循環流を識別します。子午線循環流は、非定常であり、中央平面全体で瞬時に非対称です。シミュレートされた流れは、初期段階の衛星形成で固体材料を垂直に再分配するのに十分な強さです。太陽系外惑星の自転測定を、周惑星円盤を備えた原始惑星の分光学的および変動性の研究と組み合わせると、巨大な惑星のスピンを設定する際の磁気および非磁気プロセスの役割をどのように決定できるかについて説明します。
雪線IIの周りの微惑星の形成：塵または小石？
雪線の周りでは、氷のような小石やケイ酸塩の塵が局所的に堆積し、流れの不安定性や重力の不安定性を介して氷や岩の微惑星を形成する可能性があります。放射状ドリフトへの逆反応と氷の小石とケイ酸塩ダストの拡散、氷の昇華、ケイ酸塩ダストの放出、および再凝縮と雪線の外側の小石への付着によるそれらのリサイクルを含む1D拡散移流シミュレーションを実行します。Idaらから得られたケイ酸塩ダストのスケールハイトの現実的な記述を使用します。ケルビン・ヘルムホルツ不安定性の影響を含む小石のそれ。半径方向および垂直方向の乱流拡散（$\alpha_{\rmDr}$および$\alpha_{\rmDz}$）およびガス降着の明確な有効粘性パラメーターに対する固体パイルアップの依存性を研究します。星（$\alpha_{\rmacc}$）と、小石からガスへの質量流束（$F_{\rmp/g}$）の星。雪線の周りのケイ酸塩ダストと小石の堆積を特徴付ける重要なパラメータである、漂流する氷の小石の昇華幅を導き出します。小石がなくなったパラメータスペース（$F_{\rmp/g}-\alpha_{\rmacc}-\alpha_{\rmDz}（=\alpha_{\rmDr}）$スペース）を特定します。小石の視線速度を遅くする逆反応により、内側にドリフトして雪線に到達します。雪線の周りの固形物の堆積は、$\alpha_{\rmacc}=10^よりも$\alpha_{\rmacc}=10^{-3}$の広い範囲のパラメーターで発生することを示します。{-2}$。臨界$F_{\rmp/g}$値を超えると、雪線内のケイ酸塩ダストの暴走パイルアップが$\alpha_{\rmDr}/\alpha_{\rmacc}\ll1$に有利になります。、雪線の外側の小石のそれは$\alpha_{\rmDr}/\alpha_{\rmacc}\sim1$に好まれます。私たちの結果は、明確な進化の道が雪線の周りの微惑星形成に関して多様な結果を生み出す可能性があることを示唆しています。
ジュノ時代の木星緯度雲帯の鉛直構造と色
| Title |
Vertical_Structure_and_Color_of_Jovian_Latitudinal_Cloud_Bands_during_the_Juno_Era |
| Authors |
Emma_K._Dahl,_Nancy_J._Chanover,_Glenn_S._Orton,_Kevin_H._Baines,_James_A._Sinclair,_David_G._Voelz,_Erandi_A._Wijerathna,_Paul_D._Strycker,_Patrick_G._J._Irwin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06740 |
木星の大気中の着色剤の正体と木星の最上部の雲の甲板の正確な構造は、まだ決定的に理解されていません。木星の対流圏雲のCr\`{e}meBr\^ul\'eeモデルは、もともとBainesetalによって提案されました。（2014）そしてSromovsky等によって拡張されました。（2017）およびBainesetal。（2019）、Carlsonらによって測定された発色団を推定します。（2016）は、木星の対流圏における特異な着色剤です。この作業では、Juno宇宙船の5$^{\mathrm{th}}$ペリジョーブパス中に測定されたスペクトルを使用して、木星の最上部のクラウドデッキのCr\`{e}meBr\^ul\'eeモデルの有効性をテストします。これらのデータは、NMのサンスポットにあるアパッチポイント天文台の3.5m望遠鏡でNMSU音響光学イメージングカメラ（NAIC）を使用して、Junoミッションを支援する国際的な地上観測キャンペーンの一環として取得されました。Cr\`{e}meBr\^ul\'eeモデルの雲の階層化スキームは、Carlsonetal。の両方で木星の可視スペクトルを再現できることがわかりました。（2016）発色団およびその仮想屈折率スペクトルの変更。Cr\`{e}meBr\^ul\'eeモデルは、北赤道帯や赤道帯など、木星の雲帯の領域に対して妥当な結果を提供しますが、それは独特の気象イベントの安全な仮定ではないことがわかります。私たちの測定によって捉えられた2016-2017年の南赤道帯の発生など。
（99942）アポフィスに関連する宇宙船の動きの最初の近似
| Title |
First_approximation_for_spacecraft_motion_relative_to_(99942)_Apophis |
| Authors |
S._Aljbaae,_D._M._Sanchez,_A._F._B._A._Prado,_J._Souchay,_M._O._Terra,_R._B._Negri,_L._O._Marchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06781 |
私たちは、小惑星（99942）アポフィスの地球に接近している間、軌道上にある宇宙船のダイナミクスに関する予備的なアプローチを提供することを目指しています。ターゲットの多面体形状からの物理的特性は、各四面体をその中心の点質量に割り当てて導出されます。これにより、重力ポテンシャルを評価するための以前の方法と比較して、計算処理時間が大幅に短縮されます。アポフィスに近いセクションの表面は、太陽、惑星、およびSRPの重力摂動を考慮して構築されています。地球は、軌道の大部分が衝突したり、システムから脱出したりする、被災地に最も影響を与える地球です。さらに、2029年3月1日に開始された軌道の数値解析から、摂動の少ない領域は、中心体に非常に近い2kmを超えない40日軌道の半主軸の変動によって特徴付けられます（$a<4$km、$e<0.4$）。しかし、調査された地域は、私たちの惑星との接近中にアポフィスの周りの自然軌道に宇宙船を挿入するための可能なオプションではありませんでした。最後に、システムの安定化の問題を解決するために、制御法則に従って堅牢なパスを適用して、宇宙船の軌道ジオメトリを制御します。最後に、60日間で合計$\bigtriangleupv$が0.495m/sの軌道制御が正常に動作した例を示します。すべての結果はCPM-ASTEROIDデータベースに収集され、他の小惑星を考慮して定期的に更新されます。
サングロフ国際天文台での29P /シュワスマンシュワスマン彗星の位置天文および測光観測
| Title |
Astrometric_and_photometric_observations_of_comet_29P/Schwassmann--Wachmann_1_at_the_Sanglokh_international_astronomical_observatory |
| Authors |
G.I._Kokhirova,_O.V._Ivanova,_F._Dzh._Rakhmatullaeva,_A.M._Buriev,_U.Kh._Khamroev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06833 |
2017年7月と8月に、タジキスタン共和国科学アカデミー天体物理学研究所の国際天文台サングロフ（IAOS）のツァイス-1000望遠鏡で、29P/Schwassmann-Wachmann1彗星の位置天文および測光観測が行われました。彗星の回転周期は短いですが、Centaursグループの対象とされています。この時期、彗星はその特徴の分析に使用した新しい活動を展示しました。彗星の座標が決定され、軌道が計算され、BVRIバンドの見かけの絶対等級が決定され、彗星の色指数と原子核の直径の推定値が得られました。
明るいC複合小惑星の性質
ほとんどのC-complex小惑星のアルベド値は0.1未満ですが、アルベド値が0.1を超える高アルベド（明るい）C-complex小惑星もあります。明るいC-complex小惑星の性質と起源を明らかにするために、可視および近赤外波長領域で小惑星の分光観測を実施しました。その結果、バスC複合体のサブクラスである明るいB型、C型、およびCh型（Bus）小惑星は、凹状の曲率、B型、Xn型、およびC型の小惑星として分類されます。K型小惑星。これらのスペクトルタイプの小惑星に関連する類似の隕石と物質（CV/CKコンドライト、エンスタタイトコンドライト/エイコンドライト、および塩）は、高温にさらされた鉱物と物質で構成されていると考えられています。この研究で得られた結果をSDSS測光データと比較すると、24テミスと10ヒギエア、および2パラスの親体で塩が発生した可能性があります。他のC-complexファミリーの明るいC-complex小惑星は、おそらく衝撃加熱によって引き起こされました。どのファミリーにも属さない明るいC-complex小惑星は、変成した炭素質コンドライト、CV/CKコンドライト、またはエンスタタイトコンドライト/エイコンドライトに影響を与える可能性があります。
溶岩の世界：初期の地球から太陽系外惑星まで
マグマオーシャンの概念は、月の地質を説明するために最初に考案されましたが、ケイ酸塩メルトの半球または地球規模の海洋は、岩石惑星降着の広範な「溶岩世界」段階であり、他の星の周りの短周期軌道上の惑星に存続する可能性があります。マグマオーシャンの形成と結晶化は、コアの組み立て、地殻の起源、テクトニクスの開始、および大気の形成における決定的な段階である可能性があります。過去10年間で、地球と地球外のサンプルの分析、惑星のミッション、太陽系外惑星の天文観測を通じて、この現象の理解に大きな進歩が見られました。このレビューでは、マグマの海と溶岩の世界のエネルギー基盤と、地球とイオの研究に利用できる溶岩湖の類似物について説明します。太陽系全体のマグマオーシャンの証拠の概要を提供し、これらのマグマオーシャンが残した岩石を制御する要因を検討します。現存するマグマオーシャンをホストする可能性のある理論的および観測された太陽系外惑星に関する研究について説明し、それらを検出して特徴づける取り組みを要約します。結晶化と蒸発の結果としてのマグマオーシャンの進化のモデリング、下にある固体マントルとの相互作用、および惑星の回転の影響をレビューします。このレビューでは、マグマオーシャンと協調して、ホスト星からの照射に応答した大気の形成に関する理論的調査、および考えられる最終状態についても検討しています。最後に、私たちの知識のニーズとギャップについて説明し、近くの星の周りの溶岩の世界を特定してよりよく特徴付けるための新しい惑星ミッションと宇宙望遠鏡による将来の機会を示します。
ExoClockプロジェクト：一般からの貢献により、アリエルターゲットの天体暦を監視するためのオープンプラットフォーム
| Title |
ExoClock_Project:_An_open_platform_for_monitoring_the_ephemerides_of_Ariel_targets_with_contributions_from_the_public |
| Authors |
Anastasia_Kokori,_Angelos_Tsiaras,_Billy_Edwards,_Marco_Rocchetto,_Giovanna_Tinetti,_Ana\"el_W\"unsche,_Nikolaos_Paschalis,_Vikrant_Kumar_Agnihotri,_Matthieu_Bachschmidt,_Marc_Bretton,_Hamish_Caines,_Mauro_Cal\'o,_Roland_Casali,_Martin_Crow,_Simon_Dawes,_Marc_Deldem,_Dimitrios_Deligeorgopoulos,_Roger_Dymock,_Phil_Evans,_Carmelo_Falco,_Stephane_Ferratfiat,_Martin_Fowler,_Stephen_Futcher,_Pere_Guerra,_Francois_Hurter,_Adrian_Jones,_Wonseok_Kang,_Taewoo_Kim,_Richard_Lee,_Claudio_Lopresti,_Antonio_Marino,_Matthias_Mallonn,_Fabio_Mortari,_Mario_Morvan,_Lorenzo_V._Mugnai,_Alessandro_Nastasi,_Val\`ere_Perroud,_C\'edric_Pereira,_Mark_Phillips,_Pavel_Pintr,_Manfred_Raetz,_Francois_Regembal,_John_Savage,_Danilo_Sedita,_Nick_Sioulas,_Iakovos_Strikis,_Geoffrey_Thurston,_Andrea_Tomacelli,_Alberto_Tomatis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07478 |
アリエルミッションは、約1000個の太陽系外惑星を分光的に観測して、それらの大気をさらに特徴づけます。ミッションを可能な限り効率的にするには、2028年の打ち上げ前に、惑星の天体暦に関する十分な知識が必要です。一部の惑星の天体暦はケースごとに改良されていますが、それらをまとめて検証または更新するための組織的な取り組み必要な場合は存在しません。この研究では、アリエルによって観測される惑星の天体暦の確認済みリストを作成することを目的とした、オープンで統合されたインタラクティブなプラットフォームであるExoClockプロジェクトを紹介します。このプロジェクトは、文献で報告されている観測、宇宙機器からの観測、そして主に、プロとアマチュアの両方の天文台を含む地上望遠鏡からの観測など、利用可能なすべてのリソースを最大限に活用する方法で開発されました。経験の浅いオブザーバーを支援し、同時に結果の均一性を実現するために、データ収集と検証のプロトコル、教材、使いやすいインターフェイスを作成し、誰でも利用できるようにしました。ExoClockは2019年9月に発売され、現在、世界15か国以上から140人以上の参加者がいます。このリリースでは、119のアリエル候補ターゲットについて2020年4月15日までに得られた観測結果を報告します。合計で、632の観測が、83の惑星の天体暦を検証または更新するために使用されました。さらに、エフェメリスの精製プロセスを支援するために一貫した方法で構築されたカタログである太陽系外惑星特性カタログ（ECC）を開発しました。これまでのところ、ExoClockプロジェクトの共同オープンフレームワークは、多様な対象者が関与する科学的取り組みを調整する上で非常に効率的であることが証明されています。したがって、将来的には他の研究目的にも適用できるパラダイムであると考えています。
完全に相互作用するシステムにおける寡頭的成長について
原始惑星は、惑星形成の最終組み立て段階で微惑星と惑星胚の間の衝突を介して発達します。惑星形成の効率は、形成された原始惑星と胚および微惑星の初期質量との間の質量比によって定義することができます。最終的なアセンブリ惑星形成モデルでは、微惑星間の重力相互作用は通常、計算の難しさのために無視されます。つまり、計算に必要なリソースはこのように少なくなります。我々は、胚の星周帯と自己相互作用または非自己相互作用の微惑星における惑星形成効率をモデル化することにより、この単純化の効果を調査した。シミュレーションには、独自に開発したGPUベースのダイレクトNボディインテグレーターであるHIPERIONを使用しました。一般的に使用される100個の胚を含むモデルで微惑星の自己相互作用を考慮に入れると、惑星形成効率が高くなることがわかりました。観測された効果は、微惑星の奇行が自己重力によって減衰することで説明できます。非自己相互作用モデルと自己相互作用モデルは、胚の初期数が200を超える場合、質的に同じ結果を示します。
輝線トレーサーを通して多相AGN風の物理学を解明する
| Title |
Unravelling_the_physics_of_multiphase_AGN_winds_through_emission_line_tracers |
| Authors |
Alexander_J._Richings,_Claude-Andre_Faucher-Giguere,_Jonathan_Stern |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06592 |
活動銀河核（AGN）の輝線の観測では、イオン化された中性の原子および分子ガスで見られる、キロパーセクスケールに及ぶ高速（〜1000kms^-1）の流出がしばしば見られます。この作業では、非平衡化学を含む、熱風バブルによって駆動されるAGN流出の流体力学シミュレーションにおける輝線の放射伝達計算を提示し、これらの輝線が多相流出の物理的特性をどのように追跡するかを調査します。高温の気泡がライン放出ガスを圧縮し、周囲のISMよりも高い圧力が発生するか、AGN放射圧によって生成されることがわかります。これは、OIV25${\mu}$m/NeII12${\mu}$m、NeV14${\mu}$m/NeII12${\mu}$mおよびNIIIなどの観測された輝線比を意味します。57${\mu}$m/NII122${\mu}$mは、気泡の存在を制限し、したがって流出駆動メカニズムを制限します。ただし、線放出ガスは、高温の気泡自体に比べて圧力が低く、線放出の多くは、圧力、熱、および/または化学平衡から外れたガスから発生します。したがって、我々の結果は、AGN線放出モデルで一般的に行われているように、平衡条件を仮定することは、熱風バブルが存在する場合には正当化されないことを示唆しています。また、流出の質量流出率、運動量フラックス、運動エネルギーフラックスの>50％が、NII122${\mu}$mやNeIII15${\mu}$m（生成）などの線によってトレースされていることもわかりました。10^4Kフェーズ）およびCII158${\mu}$m（10^4Kから100Kへの移行で生成）。
銀河円盤の正確な作用推定を伴う摂動分布関数
| Title |
Perturbed_distribution_functions_with_accurate_action_estimates_for_the_Galactic_disc |
| Authors |
H._Al_Kazwini,_Q._Agobert,_A._Siebert,_B._Famaey,_G._Monari,_S._Rozier,_P._Ramos,_R._Ibata,_S._Gausland,_C._Riviere,_D._Spolyar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06597 |
ガイア時代では、銀河円盤の摂動の影響を理解することは、動的モデリングのコンテキストで非常に重要です。この理論的論文では、エピサイクリック近似を利用して、線形化されたボルツマン方程式を使用して、共鳴から離れて、非存在下での銀河の薄い円盤集団の摂動分布関数を明示的に計算した以前の研究を拡張します。-一定振幅の軸対称摂動。ここでは、この理論的フレームワークを、提示する新しいコードで2つの異なる方法で改善します。まず、AGAMAソフトウェアから計算された、準円軌道から離れた作用角変数のより適切な推定値を使用し、パーセントレベルをはるかに下回る精度で、これらの座標の摂動ポテンシャルを数値的に再表現する効率的なルーチンを提示します。。より正確な作用推定を使用することで、外側のリンドブラッド共鳴よりも大きな方位角速度での外側の1：1バー共鳴などの共鳴を識別し、以前の理論結果を銀河面よりはるかに上に拡張することができます。遊星近似とは異なります。特に、高さの関数としての速度空間における共鳴の変位は、原則として、銀河ポテンシャルの3D構造を制約する可能性があります。第二に、摂動が時間に依存することを可能にし、それによって一時的な渦巻腕または成長する棒の効果をモデル化することを可能にします。ここで紹介する理論的フレームワークとツールは、過去および今後のガイアデータリリースによって測定されたディスク星の複雑な速度分布の徹底的な解析的動的モデリングに役立ちます。
複合無衝突恒星系の効果的なN体モデル
ガスの少ない銀河は、暗黒物質のハローと、さまざまな星の種族を表す1つ以上の星の成分を含む、衝突のない複合星系としてモデル化できます。このような複合システムの動的進化は、数値N体シミュレーションで研究されることが多く、その初期条件では通常、静止銀河モデルの粒子を使用して実現する必要があります。これらのN体の実現を考案するための新しい方法を提示します。これにより、進化に続く無衝突のN体シミュレーションを最大限に活用できます。この方法は、複合システムの効果的なN体モデルの使用に基づいています。これは、後処理で割り当てることにより、事後的に多成分システムとして解釈される粒子の1成分システムとして実際に実現されます。さまざまなコンポーネントに対する各粒子の質量の割合。天体物理学のアプリケーションの例は、相互作用銀河、伴銀河、恒星の流れの観測された特性を再現することを目的としたN体シミュレーションです。ケーススタディとして、私たちの方法を、天の川の重力ポテンシャルを周回する2成分（暗黒物質と星）の衛星矮小銀河の潮汐ストリッピングの$N$体シミュレーションに適用します。
天の川の外側のハローにあるRRLyraeの体系的なDECam検索
| Title |
A_systematic_DECam_search_for_RR_Lyrae_in_the_outer_halo_of_the_Milky_Way |
| Authors |
Gustavo_E._Medina,_Ricardo_R._Mu\~noz,_Jeffrey_L._Carlin,_A._Katherina_Vivas,_Camilla_J._Hansen,_Eva_K._Grebel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06619 |
天の川のハローで非常に遠い星が発見されたことで、天の川の質量とその形成に関する貴重なトレーサーが得られました。銀河中心から100kpcを超えると、ほとんどの星はかすかな矮小銀河または最近降着した矮小銀河からの潮汐破片にある可能性が高く、銀河の外側の範囲が天の川の降着の歴史を理解するために重要になります。しかし、ハローの遠方の星はほとんどありません。その文脈では、RRLyraeは本質的に明るく、したがって長距離で見ることができ、正確な距離測定を可能にするよく知られた周期-光度関係に従い、時系列データで簡単に識別できるため、遠方のハローの理想的なプローブです。。したがって、こと座RR星の詳細な研究は、私たちが天の川の付加された郊外を理解するのに役立ちます。この寄稿では、CerroTololo（チリ）の4m望遠鏡でDECamイメージャを使用して、ハロー内の遠方のRRLyrae星を体系的に検索する現在の状態を示します。調査対象地域の合計は、110を超えるDECamフィールド（〜350sq。deg）で構成され、2017年と2018年に実施された最近の2つの独立したキャンペーンが含まれ、650を超えるRRライレ星の候補が検出されました。ここでは、2つの最新のキャンペーンを分析するための方法論について説明します。私たちのカタログには、100kpcを超えるかなりの数の候補RRLyraeが含まれており、最大250kpcに達します。見つかった遠方のこと座RR星の数は、最近の外側のハローの研究と一致しています。これらの星は、天の川の質量、ハローの性質、銀河周辺の降着履歴の重要なプローブのセットを提供します。
内側の銀河円盤における窒素と酸素の半径方向の存在量勾配について
| Title |
On_the_radial_abundance_gradients_of_nitrogen_and_oxygen_in_the_inner_Galactic_disc |
| Authors |
Karla._Z._Arellano-C\'ordova,_C\'esar_Esteban,_Jorge_Garc\'ia-Rojas,_J._Eduardo_M\'endez-Delgado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06643 |
10.4mGranTelescopioCanarias望遠鏡で観測され、4〜8kpcのガラクトセントリック距離（RG）にある9つの銀河HII領域の光学スペクトルを示します。オブジェクトの距離は、ガイアDR2視差を使用して修正されました。すべての星雲の電子温度を決定します。これにより、それらのイオン存在量を正確に計算できます。銀河系HII領域の追加サンプルの公開データを含め、42個のオブジェクトの最終データセットを提供します。O/HとN/Hの放射状勾配の形状は線形で一定であり、少なくともRGが4〜17kpcの場合、勾配の実質的な変化を破棄します。計算された勾配に関するO/H値とN/H値のわずかな分散は、少なくとも私たちの観測でカバーされた象限では、化学物質の存在量の有意な方位角変動がないことを意味します。ほぼフラットなN/O対O/Hダイアグラムの関係が見つかります。この結果は、M31を除く他の近くの渦巻銀河では観察されません。最後に、計算された勾配を遠赤外線（FIR）スペクトルを使用して得られた勾配と比較します。光学観測とFIR観測の間のN/O分布の有意なオフセットを確認します。考えられる説明には、イオン化補正係数と、FIRラインに基づく存在量決定の密度への強い依存性が含まれます。
シミュレートされたコールドHI構造の物理的および幾何学的特性
この論文の目的は、磁化された原子星間物質の熱的不安定性によって形成された低温構造の性質と特性に光を当てるのを助けることです。この目的のために、0から8.3$\mu$Gの範囲の初期磁場で強制（磁気）流体力学シミュレーションで形成された凝集塊を検索しました。カーネル密度推定を使用して、$\sim1500$凝集塊を含むサンプルの物理的および形態学的特性、ならびに凝集塊の主方向と内部速度および磁場との間の相対的な整列を統計的に分析しました。密度（$n\sim50-200$cm$^{-3}$）、熱圧力（$P_{th}/k\sim4.9\times10^3-10^4$Kcm$^{-3}$）、平均磁場（$\sim3-11$$\mu$G）、および選択した凝集塊の音波マッハ数は、観測で報告された値と同等の値を持っています。ただし、雲のサンプルは、圧力バランスとAlf\'enicマッハ数に関する単一のレジームでは説明できないことがわかりました。塊の形態学的特性は、主に非球面性と扁長性によって測定されました。これらは、アスペクト比よりも感度が高いようです。この分析から、磁場の存在は、たとえそれが弱い場合でも、高度に非球面で高度に膨張する凝集塊を有する確率を2倍に増加させることによって、つまりよりフィラメント状の凝集塊を生成することによって、凝集塊の形態に質的に影響を与えることがわかります塊。最後に、凝集塊の主方向と局所磁場の間の角度は$\sim\pi/4-\pi/2$の間にあり、この磁場の強度が増加するにつれて、より垂直な配列にシフトすることがわかります。局所密度構造と局所磁場の間の相対方向は、平行から垂直に遷移します。
銀河環境全体の光解離領域診断
| Title |
Photodissociation_Region_Diagnostics_Across_Galactic_Environments |
| Authors |
Thomas_G._Bisbas,_Jonathan_C._Tan_and_Kei_E.I._Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06773 |
磁化された乱流の自己重力分子雲の3次元天体化学シミュレーションと合成観測を提示します。$\zeta_{\rmCR}=10^{-17}$-$10^{-14}\、{\rms}^{の範囲の宇宙線イオン化率を含む、さまざまな銀河系星間物質環境を調査します。-1}$、$G_0=1$-$10^3$の範囲の遠紫外線強度、および$Z=0.1$-$2\、{\rmZ}_{\odot}$の範囲の金属量。シミュレーションはまた、雲と雲の衝突のためにガスが最近圧縮された場合を含む、乱流の密度とレベルの範囲を精査します。i）HIからH$_2$への遷移に関連して、OIとともに、CII、CI、およびCOのサイクル全体にわたる炭素種のカラム密度。ii）[CII]〜$158\mu$m、[$^{13}$CII]〜$158\mu$m、[CI]〜$609\mu$mおよび$370\mu$mの速度積分放出[OI]〜$63\mu$mと$146\mu$m、および最初の10個の$^{12}$CO回転遷移。iii）対応するスペクトル線エネルギー分布。iv）[CII]と[OI]〜$63\mu$mを使用して、雲の動的状態を記述します。v）COと[CI]の遷移間で最も一般的に使用される比率の動作。vi）COおよびCIをH$_2$-ガストレーサーとして使用するための換算係数。強化された宇宙線エネルギー密度は、前述のすべての線強度を強化することがわかります。金属量が少ない場合、[CII]の発光はH$_2$カラムとよく関連しており、金属の少ない環境で有望な新しいH$_2$トレーサーになります。$X_{\rmCO}$と$X_{\rmCI}$の変換係数は、金属量と宇宙線のイオン化率に依存しますが、FUV強度には依存しません。ALMA、SOFIA、および今後のCCATプライム望遠鏡の時代に、私たちの結果を使用して、さまざまな銀河系および銀河系外の環境におけるシステムの動作をよりよく理解することができます。
近くの銀河における中赤外線爆発（MIRONG）I：サンプルの選択と特性評価
| Title |
Mid-InfraRed_Outburst_in_Nearby_Galaxies_(MIRONG)_I:_Sample_Selection_and_Characterization |
| Authors |
Ning_Jiang,_Tinggui_Wang,_Liming_Dou,_Xinwen_Shu,_Xueyang_Hu,_Hui_Liu,_Yibo_Wang,_Lin_Yan,_Zhenfeng_Sheng,_Chenwei_Yang,_Luming_Sun,_Hongyan_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06806 |
光学時間領域天文学は過去10年間で急速に成長しましたが、動的な赤外線の空はめったに探索されません。近くの銀河（MIRONG）で中赤外線爆発のサンプルを構築することを目的として、広域赤外線サーベイを使用して、最近のMIRフレアを経験した低赤方偏移（$z<0.35$）SDSS分光銀河の体系的な検索を実施しました。エクスプローラー（WISE）の光度曲線。合計137個の銀河が、静止期に関して少なくとも1つのWISEバンドで0.5等級の明るさの振幅を必要とすることによって選択されました。小さな派閥（10.9％）だけが対応する光学フレアを持っています。サンプルの4つの超新星（SNe）を除いて、残りの光源のMIR光度（$L_{\rm4.6\mum}>10^{42}〜\rmerg〜s^{-1}$）は著しく既知のSNeよりも明るく、それらの物理的位置は銀河中心に非常に近い（中央値<0.1"）。相対論的ジェットからのシンクロトロン放射がMIRの変動に寄与する可能性があることを示す、4つの銀河だけが電波大音量です。これらのMIR爆発はによって支配されることを提案します。潮汐破壊イベント（TDE）やターンオン（外観の変化）AGNなどの超新星への一時的な付着のダストエコーさらに、推定されるピークMIR光度関数は、一般に、X線および光学TDEと一致しています。大きな不確実性はあるものの、ハイエンド。我々の結果は、おそらく塵の不明瞭化または本質的に光学的な弱さのために、多くの過渡現象が光学的調査によって見落とされていることを示唆している。したがって、赤外線帯域での検索は、パノラマ画像を取得するために重要です。核爆発のst。MIRONGサンプルの多波長追跡観測が進行中であり、一連の後続の論文で提示されます。
フィードバックの本質的な要素としての活動銀河核からのイオン化された流出
| Title |
Ionized_outflows_from_active_galactic_nuclei_as_the_essential_elements_of_feedback |
| Authors |
Sibasish_Laha_(NASA/GSFC),_Christopher_S._Reynolds,_James_Reeves,_Gerard_Kriss,_Matteo_Guainazzi,_Randall_Smith,_Sylvain_Veilleux,_and_Daniel_Proga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06945 |
活動銀河核（AGN）からの流出は、中央の超大質量ブラックホールがそのホスト銀河と相互作用する基本的なメカニズムの1つです。近くのAGNの$\ge50\％$で検出されたこれらの流出は、AGNパワーのかなりの部分である運動エネルギーを運び、それによってホスト銀河に負のフィードバックを与えることがわかっています。それらを制御する物理的プロセスを理解するには、それらの物理的および動的パラメーターを確実に推定することが重要です。このレビューでは、UVおよびX線の波長帯での吸収で検出されたイオン化された流出の物理学に関する現在の理解を要約します。流出パラメータの測定における最も関連性のある観察結果と現在の知識および不確実性について説明します。また、それらの起源と加速メカニズムについても説明します。UV/光学およびX線の高分解能分光器を備えた大規模望遠鏡ミッションの試運転および概念研究とシミュレーションの急速な進歩は、今後10年間のこの分野での発見に大きな期待を寄せています。
渦巻銀河の非定常円盤の進化における暗黒物質ハローの役割
| Title |
The_role_of_dark_matter_halo_in_the_evolution_of_the_non-stationary_disk_of_spiral_galaxies |
| Authors |
Karomat_Mirtadjieva,_Kamola_Mannapova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07071 |
この論文では、ハローの観点から銀河のディスクサブシステムの進化の問題を考察します。この目的のために、我々は、暗黒物質ハローの基本的なパラメータに応じて、その平面内で振動する非線形で非放射状の円盤の進化の依存性を数値的に研究しました。暗黒物質ハローは、ディスクの平面の不安定性を安定させますが、その垂直振動を不安定にします。グローバルディスク構造は、暗黒物質ハローの質量と形状に強く依存しています。暗黒物質ハローの示されたパラメータに対する自己重力円盤の振動過程の進化的依存性が構築されます。
トップヘビーIMFで生まれた星団の寿命
いくつかの観測的および理論的兆候は、初期質量関数（IMF）が、金属量の減少と成形のガス密度の増加に伴い、ますますトップヘビーになる（つまり、質量$m>1M_{\odot}$の高質量星では過剰になる）ことを示唆しています。オブジェクト。これは、質量損失率と形成されるブラックホールの数が異なるため、球状星団（GC）の進化に影響を与えます。GCの以前の数値モデリングは、通常、不変の正規IMFを想定していました。最先端の$NBODY6$コードを使用して、包括的な一連の直接$N$-bodyシミュレーションを実行し、トップヘビーIMFから始めて、早期のガス放出を経て、星団の進化を研究します。Marks＆Kroupa（2012）の埋め込まれたクラスターの質量と半径の関係を利用してモデルを初期化し、上部の重さの程度を変えることにより、クラスターが12Gyrより長く生き残るために必要な最小クラスター質量を計算します。総質量、最終サイズ、密度、質量光度比、恒星の残骸の集団、GCの生存など、星団のさまざまな特性の進化が、トップの程度によってどのように影響を受けるかを文書化します。-重さ。同じ軌道上を移動する異なるIMFを持つクラスターの寿命は、0.8から1の範囲にある$x$の累乗の緩和時間に比例することがわかります。銀河系で観測された濃度と質量関数の傾きの相関関係GCは、トップヘビーIMFで始まり、急速なガス放出の初期段階を経るモデルでうまく説明できます。
LSSTマイクロレンズ法を使用して球形およびディスク構成の暗いコンパクトオブジェクトを拘束する
| Title |
Using_LSST_Microlensing_to_Constrain_Dark_Compact_Objects_in_Spherical_and_Disk_Configurations |
| Authors |
Harrison_Winch,_Jack_Setford,_Jo_Bovy,_David_Curtin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07136 |
ベラルービン天文台による宇宙と時間のレガシー調査（LSST）は、銀河系の暗いコンパクトオブジェクト（DCO）に強いマイクロレンズ制約を提供します。ただし、現在のほとんどの予測では、分析を主要なDCO候補としての原始ブラックホール（PBH）に限定しています。したがって、LSSTマイクロレンズ法がサブドミナントDMフラクションで異なる銀河空間プロファイル分布を持っている可能性のあるDCOの代替モデルをどれだけうまく制約できるかは不明です。この作業では、LSSTマイクロレンズがDCOの球形または円盤状の銀河空間分布をどの程度制約するかを調査し、LSSTソースの観測時間の延長、バリオンマイクロレンズ背景、および空の分布の影響を考慮します。これらの拡張機能は、精度と汎用性の両方の点で、LSSTの既存のマイクロレンズ予測を大幅に改善したものです。球形およびディスク状の分布のDCOの新しいLSST感度予測を導出することにより、この能力を実証します。LSSTは、1つの太陽質量を持つPBHを制約して、DMの割合を$1.6\times10^{-4}$未満にすることができると予測しています。銀河円盤と同じ寸法の暗い円盤分布の1太陽質量オブジェクトは、$1.4\times10^{-4}$未満に制限されますが、$m=10^5M_{\odot}$のオブジェクトは$9.3\times10^{-6}$未満に制限されています。圧縮されたダークディスクは、バリオンディスクと同じ寸法のディスクよりも最大$\sim10$の係数で制約できることがわかりました。また、暗いディスクは、自分のディスクに対して傾けると、拘束が緩くなることがわかります。この予測ソフトウェアは、マイクロレンズを使用して天の川のDCOの任意のモデルを制約できる多用途のツールであり、{https://github.com/HarrisonWinch96/DarkDisk_Microlensing}で公開されています。
クエーサーSDSSJ141955.26 +522741.1における幅広い吸収線変動の検出率の急激な上昇
| Title |
A_sharp_rise_in_the_detection_rate_of_broad_absorption_line_variations_in_a_quasar_SDSS_J141955.26+522741.1 |
| Authors |
Qinyuan_Zhao,_Zhicheng_He_(USTC),_Guilin_Liu,_Tinggui_Wang,_Hengxiao_Guo,_Lu_Shen,_and_Guobin_Mou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07254 |
スローンデジタルスカイサーベイデータリリース16（SDSSDR16）からの72の観測値を使用して、クエーサーSDSSJ141955.26+522741.1（$z=2.145$）の広い吸収線（BAL）の変動性の分析を示します。BALの相当幅と連続光度の間の強い相関関係は、BALトラフの変動が光イオン化によって支配されていることを明らかにしています。光イオン化モデルは、2つの観測間の時間間隔$\DeltaT$が再結合タイムスケール$t_{\rmrec}$よりも長い場合、BALの変動を検出できると予測します。これは、$\DeltaT=t_{\rmrec}$でのBAL変動の検出率の「急激な上昇」として特徴付けることができます。初めて、BAL変動の検出率でこのような「急激な上昇」の兆候を検出しました。その結果、BAL変動の検出率の「急激な上昇」から$t_{\rmrec}$を取得できることを提案します。BALの変動は、2つの個別のトラフで$t_{\rmrec}$未満の時間間隔で半桁検出されることに注意してください。この結果は、$t_{\rmrec}$が異なるが、個々のトラフの速度が同じである複数のコンポーネントが存在する可能性があることを示しています。
深い電波観測による$ z \ sim 6 $でのクエーサーの電波の大きな部分の抑制
| Title |
Constraining_the_quasar_radio-loud_fraction_at_$z_\sim_6$_with_deep_radio_observations |
| Authors |
Yuanqi_Liu,_Ran_Wang,_Emmanuel_Momjian,_Eduardo_Banados,_Greg_Zeimann,_Chris_J._Willott,_Yoshiki_Matsuoka,_Alain_Omont,_Yali_Shao,_Qiong_Li_and_Jianan_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07301 |
$z\sim6$で、21個のクエーサーのサンプルの一連の深いカールG.ヤンスキー超大型アレイ（VLA）Sバンド観測を実行します。新しい観測は、電波連続放射の検索を、静止フレーム$4400\rm\AA$の光度が$3\times10^{11}\L_{\odot}$までの最高の赤方偏移で光学的にかすかなクエーサー集団に拡大します。2つの新しいラジオラウドクエーサーの検出を報告します：$z=5.88$のCFHQSJ2242+0334（以下J2242+0334）と$z=6.20$のCFHQSJ0227$-$0605（以下J0227$-$0605）それぞれ$87.0\pm6.3\\mu\rmJy$および$55.4\pm6.7\\mu\rmJy$の3GHz磁束密度。彼らのラジオ\replaced{loudness}{loudnesses}は、それぞれ$54.9\pm4.7$と$16.5\pm3.2$と見積もられています。ラジオラウドフラクション（RLF）をより適切に制約するために、非検出の上限と可能な選択を考慮して、新しい測定値をアーカイブのVLALバンドデータおよび文献から入手可能なデータと組み合わせます。効果。最終的に導出されたRLFは、$z\sim6$で光学的に選択されたクエーサーに対して$9.4\pm5.7\％$です。また、RLFを低赤方偏移のクエーサーサンプルのRLFと比較し、さまざまなクエーサー光度ビンでRLFを確認します。光学的にかすかなオブジェクトのRLFは、サンプルサイズが限られているため、まだ十分に制約されていません。\replace{result}{results}は、赤方偏移を伴う有意なクエーサーRLF進化の証拠を示していません。また、深い電波観測で光学的にかすかな物体のサンプルサイズが限られているため、クエーサーUV/光学的光度によるRLF進化の明確な傾向はありません。
球状星団NGC4147のUV明るい星のUVIT研究
| Title |
UVIT_study_of_UV_bright_stars_in_the_globular_cluster_NGC_4147 |
| Authors |
Ranjan_Kumar,_Ananta_C._Pradhan,_Mudumba_Parthasarathy,_Devendra_K._Ojha,_Abhisek_Mohapatra,_Jayant_Murthy,_and_Santi_Cassisi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07318 |
\mbox{{に搭載されたウルトラバイオレットイメージング望遠鏡（UVIT）の3つのFUVフィルター、BaF2（F154W）、サファイア（F169M）、およびシリカ（F172M）を使用した球状星団NGC4147の遠紫外線（FUV）観測を示します。\emAstroSat}}衛星。ガイアデータリリース2（GAIADR2）の固有運動を使用して、UVIT観測ソースのクラスターメンバーシップを確認しました。UV光学色等級図（CMD）を使用して、37個の青色水平分枝星（BHB）、1個の青色はぐれ星（BSS）、および15個の変光星を識別しました。すべてのFUV明るいBHBが第2世代の人口星であることがわかります。UV光学CMDを使用して、BHB1とBHB2の星数比が24:13のクラスター内のUV明るいBHBの中から、2つのサブ集団BHB1とBHB2を識別します。BHB1とBHB2の有効温度（T$_{\mathrm{eff}}$）は、BaSTI-IACゼロエイジ水平分枝（ZAHB）の色温度関係を使用して導き出されました。BHB1星はBHB2星よりも中心に集中していることがわかりました。また、光学およびUV光学CMDに若い年齢のBaSTI-IAC等時線を当てはめることにより、検出されたFUV明るいBSSの物理的パラメーターを導き出します。
運動学的に異なるコアを持つ銀河の空間的に分解された特性
| Title |
Spatially_Resolved_Properties_of_Galaxies_with_a_Kinematically_Distinct_Core |
| Authors |
Kiyoaki_Christopher_Omori_(1)_and_Tsutomu_T._Takeuchi_(1_and_2)_((1)_Nagoya_University,_(2)_the_Institute_of_Statistical_Mathematics) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07345 |
目的。相互作用銀河は、その運動学的構造に独特の不規則性を示しています。不規則性を示す銀河の空間的に分解された運動学と星の種族の特性を調査することにより、その生涯の間に起こった形成と進化の過程の詳細な絵を描くことができます。メソッド。この研究では、特定の運動学的不規則性を持つ銀河、運動学的に異なる恒星の核（KDC）、特に銀河のコアと本体が反対方向に回転している逆回転銀河に焦点を当てます。星の運動学からKDCを持つ11個のMaNGA銀河を視覚的に識別し、それらの空間的に分解された星とガスの運動学的特性、つまり2次元の星とガスの速度および速度分散（{\sigma}）マップを調査します。さらに、Dn4000とH{\delta}の勾配を使用して、星の種族の特性と、空間的に分解された最近の星形成の履歴を調べます。結果。銀河は、恒星の{\sigma}マップに複数の中心から外れた対称的なピークを表示します。気体の速度と{\sigma}マップは通常のプロパティを表示します。星の種族の特性とそれぞれの勾配は、銀河の空間的に分解された輝線診断の結果に応じて異なる特性を示し、一部の銀河は裏返しの消光を示しますが、そうでない銀河もあります。星形成の歴史もまた、空間的に分解された輝線診断に基づいて大きく異なりますが、ほとんどの銀河は、その周辺またはコアのいずれかで最近の星形成の兆候を示しています。結論。空間的に分解された輝線診断を使用した分類に応じて、逆回転する恒星の核を持つ銀河の運動学的および星の種族の特性に明確な違いが見られます。
イオン化ガス排出量を追跡する乙女座環境調査（VESTIGE）IX。矮小銀河IC3476の個々のHII領域のスケールまでのラム圧力ストリッピングの影響
| Title |
A_Virgo_Environmental_Survey_Tracing_Ionised_Gas_Emission_(VESTIGE).IX._The_effects_of_ram_pressure_stripping_down_to_the_scale_of_individual_HII_regions_in_the_dwarf_galaxy_IC_3476 |
| Authors |
Boselli_A.,_Lupi_A.,_Epinat_B.,_Amram_P.,_Fossati_M.,_Anderson_J.P.,_Boissier_S.,_Boquien_M.,_Consolandi_G.,_Cote_P.,_Cuillandre_J.C.,_Ferrarese_L.,_Galbany_L.,_Gavazzi_G.,_Gomez-Lopez_J.A.,_Gwyn_S.,_Hensler_G.,_Hutchings_J.,_Kuncarayakti_H.,_Longobardi_A.,_Peng_E.W.,_Plana_H.,_Postma_J.,_Roediger_J.,_Roehlly_Y.,_Schimd_C.,_Trinchieri_G.,_Vollmer_B |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07377 |
おとめ座銀河団のブラインド狭帯域Halpha+[NII]画像調査であるVESTIGEのコンテキストで観測されたIB（s）m銀河IC3476を研究します。深い狭帯域（NB）画像は、星の円盤を横切る巨大なHII領域で形成された銀河の前面にある顕著なバナナ型の構造を特徴とする、非常に浸透したイオン化ガス分布を示しています。深いFUVASTROSAT/UVIT画像でも検出された恒星円盤のエッジ。この特定の形態は、銀河がほぼエッジオンのラム圧力ストリッピングイベントを受けていることを示しています。NB画像はまた、相互作用中にガスが除去されたディスクの前縁で星形成活動が完全に抑制されていることを示しています。SEDフィッティング分析は、この消光エピソードが非常に最近（〜50Myr）であり、経年進化に期待されるものに関して、内部領域の星形成活動の増加にほぼ対応することを示しています。これらのデータの分析は、その角度分解能により、個々のHII領域のスケールまでの摂動の誘発効果の研究を可能にし、星形成活動の増加が恒星円盤に沿ったガスの圧縮によることも示唆しています。銀河の平均電子密度を増加させ、星形成プロセスを促進して明るいHII領域を生成することができます。流体力学的相互作用は、恒星円盤の速度場に影響を与えずに、イオン化ガス成分の速度場を深く摂動させました。さまざまな気相（原子、分子、イオン化）を説明する流体力学シミュレーションとデータを比較すると、摂動イベントが非常に最近であることが一貫して示され、ラム圧力ストリッピングが短いタイムスケールで進化を摂動できる暴力的な現象であることが再度確認されます豊かな環境での銀河の。
クエーサーSDSSJ011852 +040644に向かってz $ \ sim $ 3で減衰したLy $ \ alpha $銀河の発見
| Title |
Discovery_of_a_damped_Ly$\alpha$_galaxy_at_z_$\sim$_3_towards_the_quasar_SDSS_J011852+040644 |
| Authors |
Ravi_Joshi,_Michele_Fumagalli,_Raghunathan_Srianand,_Pasquier_Noterdaeme,_Patrick_Petitjean,_Marc_Rafelski,_Ruari_Mackenzie,_Qiong_Li,_Zheng_Cai,_D._Christopher_Martin,_Siwei_Zou,_Xue-Bing_Wu,_Linhua_Jiang,_and_Luis_C._Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07422 |
減衰したLy$\alpha$システム（DLA）のホスト銀河の検出をlogN（HI）$[\rmcm^{-2}]$=$21.0\pm0.10$で$z\約3.009で報告します。$Hale（P200）望遠鏡でPalomarCosmicWebImager（PCWI）を使用して、バックグラウンドクエーサーSDSSJ011852+040644に向けて。DLAトラフのダークコアでLy$\alpha$の放出を、3.3$\sigma$の信頼水準で検出し、Ly$\alpha$の光度は$L_{\rmLy\alpha}$$\rm=（3.8\pm0.8）\times10^{42}\erg\s^{-1}$、$\gtrsim2\\rmM_{\odot}\yr^{-1}$の星形成率に対応（これらの赤方偏移でのライマンブレーク銀河の典型的な例として、Ly$\alpha$エスケープフラクション$f_{esc}^{Ly{\alpha}}\sim2\％$）の下限を考慮します。Ly$\alpha$放出は、金属吸収線から得られた全身赤方偏移に対して$281\pm43$km/sだけ青方偏移します。関連する銀河は、バックグラウンドクエーサーからの$\lesssim12\rm\kpc$の非常に小さな衝突パラメータにあります。これは、DLAホストの大規模環境をトレースする分光検索で観測された列密度と衝突パラメータの間の反相関と一致しています。銀河。
おうし座のディスク流出源のALMA化学調査（ALMA-DOT）V：ディスク分子放出のサンプル、概要、および人口統計
| Title |
ALMA_chemical_survey_of_disk-outflow_sources_in_Taurus_(ALMA-DOT)_V:_Sample,_overview,_and_demography_of_disk_molecular_emission |
| Authors |
Antonio_Garufi,_Linda_Podio,_Claudio_Codella,_Davide_Fedele,_Eleonora_Bianchi,_Cecile_Favre,_Francesca_Bacciotti,_Cecilia_Ceccarelli,_Seyma_Mercimek,_Kazi_Rygl,_Richard_Teague,_Leonardo_Testi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07667 |
おうし座のディスク流出源のALMA化学調査（ALMA-DOT）の概要を示します。これは、部分的に埋め込まれた若い星からの分子放出の特性評価に専念するキャンペーンです。このプロジェクトは、惑星形成時（1Myr未満）にディスクを探査するさまざまなラインの高解像度マップを使用して、惑星に供給されるガス状生成物をよりよく理解することを目的としています。6つのクラスI/フラットスペクトルソースの観測により、9つの異なる分子が調査されます。一連の付随記事は、特定のターゲットと分子を分析します。ここでは、サンプルについて説明し、H$_2$CO、CS、およびCNの空間分布、カラム密度、および存在比に焦点を当てて、結果の一般的な概要を示します。この作業の結果は、ディスクの化学的進化の特性評価に向けた最初のステップであり、例外の少ないディスクのさらなる観察とカスタマイズされた熱化学的モデリングによって補完する必要があります。
グリーンピース銀河で発見された古い星の種族または拡散した星雲の連続放出
| Title |
An_old_stellar_population_or_diffuse_nebular_continuum_emission_discovered_in_green_pea_galaxies |
| Authors |
Leonardo_Clarke,_Claudia_Scarlata,_Vihang_Mehta,_William_C._Keel,_Carolin_Cardamone,_Matthew_Hayes,_Nico_Adams,_Hugh_Dickinson,_Lucy_Fortson,_Sandor_Kruk,_Chris_Lintott,_and_Brooke_Simmons |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07668 |
9つのグリーンピー銀河（GPG）の新しいHST画像を使用して、それらの分解された構造と色を研究します。フィルタF555WとF850LPの選択は、銀河の赤方偏移（$z\sim0.25$）とともに、星雲[O\thinspace{\sciii}]とH$\alpha$輝線の寄与を最小限に抑えます。ブロードバンド画像。これらの銀河は通常非常に青い色ですが、私たちの分析では、青いのは支配的な星団だけであることが明らかになっています。各GPGは、少なくとも1つの明るくコンパクトな星形成領域の存在を明確に示していますが、これらは常に、より拡張された、より低い表面輝度放射に重ね合わされています。さらに、星形成領域の色は、平均して拡散放射の色よりも青く、最大0.6等級の青に達します。拡散成分とコンパクト成分がそれぞれ一定のバースト星形成履歴と単一バーストの星形成履歴を持っていると仮定すると、観測された色は、拡散成分（おそらく星形成エピソードのホスト銀河）が平均して古い星の年齢（$>1）を持っていることを意味します$Gyr）、星団は500Myrsより若いです。また、拡散した赤の放射が、異なる星の種族ではなく、星雲の連続体の相対的な寄与の変化による可能性についても説明します。ただし、入手可能なデータでは、これら2つの解釈を区別することはできません。古い星の実質的な存在は、これらの局所銀河で大きな脱出率を可能にするメカニズムが、再電離の時代に働いていたメカニズムとは異なる可能性があることを示しています。
高密度分子雲における化学的窒素分別
| Title |
Chemical_nitrogen_fractionation_in_dense_molecular_clouds |
| Authors |
Jean-Christophe_Loison,_Valentine_Wakelam,_Pierre_Gratier,_Kevin_M._Hickson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07713 |
窒素含有分子は、星間物質や太陽系など、さまざまな天文環境でさまざまな同位体分別レベルを示します。星間化学のモデルは、15Nの交換反応がほとんど非効率的であるため、冷たい分子雲に窒素分率を誘導することができません。ここでは、新しい窒素分別反応の徹底的な検索と星間ダスト粒子への原子枯渇の現実的な説明を含む、窒素分別の新しいガス粒子モデルを開発しました。高密度分子雲気相化学だけでは分別が非常に低くなりますが、原子状窒素の質量に依存する粒子表面の付着速度により、14N原子は気相から優先的に枯渇することを示します。ただし、基本的な14N/15N比を441（太陽風の値に等しい）と仮定すると、このモデルでは、気相で合成されたすべてのN含有種の15N濃縮が低く、予測される14N/15N比は360の範囲になります。-400。より高い濃縮レベルは、このメカニズムによっても化学によっても説明できず、2つの考えられる説明があります。（I）Romanoetalの最近の研究で示唆されているように、局所ISMの基本的な14N/15N比は小さく、同位体による電子再結合速度定数の変動による15NNH+および15NNH+の枯渇が仮定されています。（II）N2光解離は、光子が重要な役割を果たす拡散分子雲で可変窒素分別を引き起こします。これは、古屋と相川の研究によって示唆されているように、高密度分子雲形成中に保存されます。
HII領域と高質量の星のない塊の候補II。 〜0.025 pcスケールでの断片化と誘導された星形成：ALMA連続体研究
| Title |
HII_regions_and_high-mass_starless_clump_candidates_II._Fragmentation_and_induced_star_formation_at_~0.025_pc_scale:_An_ALMA_continuum_study |
| Authors |
S._Zhang_(1),_A._Zavagno_(1_and_2),_A._L\'opez-Sepulcre_(3_and_4),_H._Liu_(5,_6_and_7),_F._Louvet_(8),_M._Figueira_(9),_D._Russeil_(1),_Y._Wu_(10),_J._Yuan_(11),_T._G._S._Pillai_(12_and_13)_((1)_Aix_Marseille_Univ,_CNRS,_CNES,_LAM,_Marseille,_France,_(2)_Institut_Universitaire_de_France_(IUF),_(3)_Univ._Grenoble_Alpes,_CNRS,_Institut_de_Plan\'etologie_et_d'Astrophysique_de_Grenoble_(IPAG),_Grenoble,_France,_(4)_Institut_de_Radioastronomie_Millim\'etrique_(IRAM),_Saint-Martin-D'H\`eres,_France,_(5)_Department_of_Astronomy,_Yunnan_University,_Kunming,_China,_(6)_CASSACA,_China-Chile_Joint_Center_for_Astronomy,_Santiago,_Chile,_(7)_Departamento_de_Astronom\'ia,_Universidad_de_Concepci\'on,_Chile,_(8)_Departmento_de_Astronomia_de_Chile,_Universidad_de_Chile,_Santiago,_Chile,_(9)_National_Centre_for_Nuclear_Research,_Warszawa,_(10)_Department_of_Astronomy,_Peking_University,_Beijing,_China,_(11)_National_Astronomical_Observatories,_Chinese_Academy_of_Sciences,_Beijing,_China,_(12)_Institute_for_Astrophysical_Research,_Boston_University,_USA,_(13)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Radioastronomie,_Bonn,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07738 |
HII領域からのイオン化フィードバックは、温度や乱流など、高質量の星のない塊（HMSC、サイズが約0.1〜1pcの数百から数千の太陽質量）の特性を塊のスケールで変更します。HII領域の存在が、HMSCのコアスケールの断片化と星形成を変更するかどうかの問題は、まだ調査されていません。HII領域の影響を強く受けるHMSC候補と乱れの少ないHMSCの間で、0.025pcスケールの断片化の違いを調査することを目的としています。また、影響を受けたHMSCでの質量形成と誘導された星形成の証拠を検索します。解像度が約1.3インチのALMA1.3mm連続体を使用して、HII領域の影響を受けた4つと静かな環境にある4つを含む8つの候補HMSCを画像化しました。影響の少ないHMSCは、同様の質量とこれらのパラメータに関連する可能性のあるバイアスを回避するために、影響を受けたものと比較した距離。8つの塊で合計51のコアが検出され、各塊に3〜9のコアが検出されました。限られたサンプル内では、明確な違いは見つかりませんでした。HII領域が断片化されたコアの空間分布に影響を与えているように見えますが、影響を受けたHMSCと影響を受けていないHMSCの間の約0.025pcスケールの断片化。{\lambda_{J、clump}^{th}}$および0.3${\lambda_{J、clump}^{th}}$。影響を受けたHMSCAGAL010.214-00.306およびAGAL018.931-のALMA放出形態00.029はHII領域の容量に光を当てます周囲のガスや塵を形作り、HMSCで約0.025pcスケールで星形成を引き起こす可能性があります。この研究で示された断片化の傾向を確認するには、乱流の高い影響を受けた多数のHMSCを対象とする将来のALMA調査が必要です。
銀河相互作用の全体論的レビュー
| Title |
A_Holistic_Review_of_a_Galactic_Interaction |
| Authors |
Douglas_Grion_Filho,_Kathryn_V._Johnston,_Eloisa_Poggio,_Chervin_F._P._Laporte,_Ronald_Drimmel_and_Elena_D'Onghia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07778 |
現在いて座矮小銀河に襲われている天の川銀河の居住者としての私たちの状況は、銀河円盤の動的加熱の過程を研究する機会を提供します。いて座に似た矮小銀河と天の川に似た親との相互作用を追跡するN体シミュレーションを使用して、ディスクの進化に対するさまざまなコンポーネントの動的な影響をマッピングおよび定量化します。衛星、暗黒物質ハロー、ディスクからの平面内の加速度は、スナップショットごとに計算され、環上でフーリエ級数に分解されます。分析により、空間および時間に対するさまざまな影響のスケールの分離と比較が可能になります。シミュレーション全体を通して、衛星による加速はディスク通路の周りでのみ重要ですが、暗黒物質ハローの歪みによって強化されます。相互作用により、平面内および平面に垂直なディスクの非対称性が促進されます。ディスクの歪みの自己重力は時間とともに重要性を増し、最終的にはバーの形成につながります。私たち自身の銀河にとって、現在の時代では、いて座は平面の交差点に十分近く、中間半径でのディスクへの直接の影響を探す動機を与えますが、天の川の暗黒物質ハローの歪みはその痕跡を外側に残すはずですディスク。これらの結果は、進行中の相互作用の特徴を解きほぐし、現在天の川を形作っている動的プロセスについて学ぶための実りある方向性を示唆しています。
M83の若い星団の初期特性
巨大な星団の初期のサイズと質量は、クラスター形成プロセスに関する情報を提供し、クラスター集団がどのように変更および破壊されるかを決定します。これは、銀河集合のトレーサーとしてクラスターを使用することに影響を及ぼします。若い大規模なクラスター集団は、クラスター形成以来変化していないと見なされることが多いため、質量と半径の分布が初期値として使用されます。ただし、クラスターの進化の最初の数億年は、内部プロセスと外部プロセスの両方を通じて、クラスターの質量と半径の両方を変更します。この論文では、適切な潮汐場で$N$-bodyクラスターシミュレーションの大規模なスイートを使用して、近くの銀河M83の若いクラスターの最適な初期質量と初期サイズ分布を決定します。初期質量は-2.7$\pm$0.4の傾きのべき乗則分布に従い、半質量半径は平均2.57$\pm$0.04pcの対数正規分布と分散に従うことがわかります。1.59$\pm$0.01個対応する初期投影半光半径関数の平均は2.7$\pm$0.3pc、分散は1.7$\pm$0.2pcです。初期の質量とサイズ分布関数の進化は、外部の潮汐場とクラスターの初期密度プロファイルとは無関係に、恒星進化による質量の損失と拡大と一致しています。観測されたクラスターのサイズと質量は、クラスターが数億年しか経っていない場合でも、初期値として使用しないでください。
宇宙線輸送、エネルギー損失、および多相星間物質における影響
| Title |
Cosmic_Ray_Transport,_Energy_Loss,_and_Influence_in_the_Multiphase_Interstellar_Medium |
| Authors |
Chad_Bustard_and_Ellen_G._Zweibel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06585 |
GeVエネルギー宇宙線のバルク伝搬速度は、電磁流体波からの頻繁な散乱によって制限されます。この閉じ込めを説明するほとんどの銀河進化シミュレーションは、ガスが完全にイオン化されており、宇宙線がアルヴェーン波によく結合していることを前提としています。ただし、銀河の進化のシミュレーションでしばしば十分に解決されない多相密度の不均一性は、宇宙線の衝突と、部分的に中性のガスでの宇宙線のデカップリングと上昇したストリーミング速度によって駆動されるイオン化依存または「プラズマベース」の輸送を引き起こします。宇宙線はどのようにそのような媒体をナビゲートして影響を与えますか、そして私たちはこの輸送を観測で制約することができますか？この論文では、プラズマベースの輸送がある場合とない場合で、理想化された部分的に中性の雲と対数的に分布した塊に衝突する宇宙線の前線をシミュレートします。これらの高解像度シミュレーションにより、宇宙線フロントが無衝突で波を生成し、イオン中性減衰を克服し、雲に力を及ぼすのに十分な階段状の圧力勾配を発達させることができる重要な領域として雲の境界面を特定します。プラズマベースの輸送が含まれている場合、磁場の強さと雲の次元にさらに依存するため、冷たい雲の加速が妨げられるのはほんの数倍であることがわかります。また、宇宙線がバックグラウンドガスをサンプリングする方法を調べ、衝突損失を定量化します。プラズマベースの輸送が含まれる場合、ハドロンガンマ線放出マップは質的に異なりますが、冷たい雲での短い宇宙線滞留時間は宇宙線がサンプリングする高密度によって相殺されるため、全体的な光度はわずかな要因でしか変化しません。
SwiftおよびWISEデータを使用して、3FGLの関連付けられていないカタログからBLラックとFSRQにブレーザー候補を分類する
| Title |
Classifying_blazar_candidates_from_the_3FGL_unassociated_catalog_into_BL_Lacs_and_FSRQs_using_Swift_and_WISE_data |
| Authors |
Amanpreet_Kaur,_Abraham_D._Falcone,_Michael_C._Stroh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06587 |
機械学習手法を利用して、Fermi3FGLに関連付けられていないガンマ線源に対応する可能性のあるX線ブレーザーのサンプル内で、BLLacertaeオブジェクト（BLLac）とフラットスペクトルラジオクエーサー（FSRQ）を区別します。以前の作業から、$\geq$99％likleyとして分類された84のソースを抽出しました。次に、Swift$-$XRT、Fermi、およびWISE（広域赤外線サーベイエクスプローラー）データを一緒に利用して、特定のタイプのブレーザー、FSRQ、またはBLラックを区別します。さまざまなX線およびガンマ線パラメータを使用して、これらのサブクラスを区別できます。これらは、WISEの色-色図で異なるパラメータ空間を占めることも知られています。これらすべてのデータを一緒に使用すると、分類されたソースに対してより堅牢な結果が得られます。ランダムフォレスト分類子を使用して、各ブレーザーがBLLacまたはFSRQに関連付けられる確率を計算しました。各ソースがBLLacである確率であるP$_{bll}$に基づいて、次のように、この値に基づいてソースを5つの異なるカテゴリに分類しました。P$_{bll}$$\geq$99％：可能性が高いBLラック、P$_{bll}$$\geq$90％：可能性が高いBLラック、P$_{bll}$$\leq$1％：可能性が高いFSRQ、P$_{bll}$$\leq$10％：可能性が高いFSRQ、および90％$<$P$_{bll}$$<$10％：あいまい。私たちの結果は、84のブレーザー候補を50の可能性のあるBLラックとして分類し、残りの34はあいまいです。これらのソースの小さなサブセットは、最新のFermiカタログである4FGLに関連ソースとしてリストされており、これらの場合、私たちの結果は分類に一致しています。
三次元コア崩壊超新星モデルにおける高速ニュートリノフレーバー不安定性の特性について
| Title |
On_the_characteristics_of_fast_neutrino_flavor_instabilities_in_three-dimensional_core-collapse_supernova_models |
| Authors |
Sajad_Abbar,_Francesco_Capozzi,_Robert_Glas,_H.-Thomas_Janka_and_Irene_Tamborra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06594 |
2モーメント3種ニュートリノ輸送スキームを使用して実行された2つの3次元最先端コア崩壊超新星シミュレーションにおける高速ニュートリノフレーバー不安定性の発生を評価します。1つは爆発する9$\mathrm{M_{\odot}}$と非爆発20$\mathrm{M_{\odot}}$モデルを持つもの。ニュートリノデカップリングと超新星ショック前領域内で発生する高速不安定性の存在を確認することとは別に、爆発モデルのショック後領域でフレーバー不安定性を検出します。これらの不安定性は、散乱によって引き起こされる可能性があります。さらに、より重い超新星モデルで爆発を成功させることに失敗すると、衝撃後の領域での高速不安定性の発生が深刻に妨げられるようです。これは、失速または後退する衝撃の背後にある大きな物質密度の結果であり、これは、高いニュートリノ散乱率、したがってニュートリノと反ニュートリノのより等方性の分布を意味します。私たちの発見は、超新星モデルの特性と爆発の運命が、速い不安定性の発生に著しく影響を与える可能性があることを示唆しています。したがって、フレーバー変換の物理学について信頼できる予測を行うためには、恒星崩壊の現実的な流体力学的シミュレーションのより大きなセットが必要です。
PSR J1022 +1001のシングルパルス研究
| Title |
A_single_pulse_study_of_PSR_J1022+1001 |
| Authors |
Yi_Feng,_George_Hobbs,_Di_Li,_Shi_Dai,_Weiwei_Zhu,_Youling_Yue,_Pei_Wang,_Songbo_Zhang,_Lei_Qian,_Lei_Zhang,_Shuangqiang_Wang,_Chenchen_Miao,_Mao_Yuan,_Yongkun_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06709 |
500メートル球面電波望遠鏡（FAST）を使用して、PSRJ1022+1001からの10^5個の単一パルスを記録しました。分極特性、それらのエネルギー分布、およびそれらの到着時間を研究しました。これは、FASTを使用して利用できる高感度でのみ可能です。PSR〜J1022+1001が巨大なパルス、ヌル、または従来のモード変化現象を示すという兆候はありません。統合プロファイルの先行コンポーネントと後続コンポーネントのエネルギーは、相関していることが示されています。直線偏光と円偏光の両方の程度は、個々のパルスのパルス磁束密度とともに増加します。私たちのデータは、パルスジッタが1時間にスケーリングされたときに、67nsのタイミング残差に過剰なノイズをもたらすことを示しています。これは、Liuetal。と一致しています。（2015）。特定の単一パルスを選択することでタイミング精度を向上させるために、さまざまな方法の試行に失敗しました。私たちの仕事は、FASTが重力波を検出して研究するために観測されたパルサーからの個々のパルスを検出できることを示しています。この機能により、パルサータイミングアレイの感度に影響を与えるノイズプロセスの詳細な調査とパラメータ化が可能になります。
平均場降着円盤理論の精度と標準的な薄円盤モデルへの応用
| Title |
Precision_of_mean-field_accretion_disc_theory_and_application_to_standard_thin-disc_models |
| Authors |
Hongzhe_Zhou,_Eric_G._Blackman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06807 |
軸対称性と定常性は平均化時にのみ適用されるため、軸対称で時間に依存しない降着円盤モデルは、乱流円盤に適用される場合、必然的に平均場理論です。露出時間が短い観測は乱流アンサンブルのメンバーを表しており、理論がさらに定量化された精度で提供されている場合にのみ、理論平均値と比較して後者を改ざんすることができます。以前、平均場理論の精度への2つの寄与として、「内在的」エラーと「フィルタリング」エラーを特定しました。ここでは、乱流スケールが空間で変化する場合に一般化します。幾何学的に薄く、光学的に厚い降着円盤モデルでは、特定の周波数での円盤放射は円盤全体からの非局所的な寄与を持ち、局所的な変動を統合スペクトルに伝播するためのフレームワークを開発します。さらに、ディスク温度と全体的なスペクトルの間の非線形関係は、これまで特定されていなかった体系的な「不一致エラー」の原因となります。計算されたディスクスペクトルの総誤差は、与えられた時間およびスペクトル分解能の望遠鏡からのデータと比較するために使用されるビニングの選択にも敏感です。薄いディスクの例では、精度誤差は一般に小さいが、放射周波数によって異なることを示しています。一般に、これは、反証可能性を正確に評価するには、頻度に依存する尤度関数が必要になることを意味します。薄いディスクは、私たちのより重要な目的を例示しています。それは、必要性を強調し、平均場理論の不正確さを計算するためのフレームワークを提供することです。
拡張された暗黒物質成分を伴う遅延爆轟熱核超新星
| Title |
Delayed_Detonation_Thermonuclear_Supernovae_With_An_Extended_Dark_Matter_Component |
| Authors |
H-S._Chan,_M-C._Chu,_S-C._Leung,_L-M._Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06857 |
フェルミオンコールドダークマターの拡張成分と混合された熱核超新星のシミュレーションを提示します。球対称の爆燃-爆轟遷移を伴う爆燃モデルを使用して、チャンドラセカール質量白色矮星の爆発を検討します。暗黒物質の成分は通常の物質のサイズと同等であるため、システムは2流体、1次元のオイラー流体力学によって記述されます。爆発により、検討中のすべてのモデルで、すべての暗黒物質が残りのコンパクトな暗い星として閉じ込められたままになります。暗黒物質の存在は、暗黒物質の混合物がない通常の爆発のものと比較して、より多くの熱ニュートリノと同様の量の鉄族元素を生成するために爆燃段階を長くします。暗黒物質混合モデルは、より暗く、より広い光度曲線を生成します。これは、宇宙の距離測定における標準的なろうそくとしての熱核超新星の役割に挑戦します。我々の結果はまた、太陽質量に近い暗黒物質が混合された熱核超新星を通して、太陽質量以下のブラックホールを暗い重力源として模倣する暗いコンパクトオブジェクトの形成経路を示唆している。
超高エネルギー宇宙線のスペクトルと組成、および陽子-空気断面積の測定
| Title |
The_spectra_and_composition_of_Ultra_High_Energy_Cosmic_Rays_and_the_measurement_of_the_proton-air_cross_section |
| Authors |
Paolo_Lipari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06861 |
非常に高エネルギーの宇宙線粒子によって大気中で生成されたシャワーの縦方向の発達の形状は、フラックスの質量組成、およびシャワーの発達を制御するハドロン相互作用の特性に関する情報をエンコードします。ピエールオージェ天文台によって測定された$E\gtrsim10^{17.3}$eVのシャワーの最大分布の深さの平均と幅のエネルギー依存性の研究は、現在のモデルとの比較に基づいて、宇宙線フラックスの組成は非常に重要な進化を遂げ、最初は軽くなり、次に急速に重くなります。これらの結論が確認された場合、高エネルギー天体物理学の情報源の理解に深遠で非常に驚くべき意味を持ちます。同じエネルギー範囲での最大分布の深さの形状の研究は、AugerとTelescopeArrayCollaborationによって使用され、空気中の陽子の相互作用の長さを測定しました。これは、値の$pp$断面積を推定できる量です。$\sqrt{s}$のLHC範囲をはるかに上回っています。この論文では、宇宙線組成の研究を$p$-空気断面積の測定を目的とした研究と組み合わせることが望ましいと主張します。後者は、組成とそのエネルギー依存性を解読するのに大いに役立つことができるフラックス中の陽子の割合の推定値を取得することを可能にします。最大分布の深さを特徴づけるために複数のパラメーターを考慮する研究は、高エネルギーシャワーを説明するために使用されるモデルの妥当性のより感度の高いテストを実行する可能性も提供します。
コンパクトな物体の性質に基づいて低質量X線連星を分類するための機械学習アプローチ
| Title |
A_Machine_Learning_Approach_For_Classifying_Low-mass_X-ray_Binaries_Based_On_Their_Compact_Object_Nature |
| Authors |
R._Pattnaik,_K._Sharma,_K._Alabarta,_D._Altamirano,_M._Chakraborty,_A._Kembhavi,_M._Mendez_and_J.K._Orwat-Kapola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06934 |
低質量X線連星（LMXB）は、コンポーネントの1つがブラックホールまたは中性子星であり、もう1つが質量の小さい星である連星システムです。LMXBがブラックホールをホストしているか中性子星をホストしているかを明確に判断することは困難です。過去数十年の間に、この問題に対処するために、さまざまなレベルの成功を収めた複数の観察研究が試みられてきました。このホワイトペーパーでは、この観察上の課題に取り組むための機械学習の使用について説明します。ランダムフォレスト分類器をトレーニングして、ロッシX線タイミングエクスプローラーアーカイブから取得した5〜25keVのエネルギー範囲のエネルギースペクトルを使用してコンパクトオブジェクトのタイプを識別します。LMXBソースのスペクトルを分類する際の平均精度は87+/-13であると報告しています。さらに、トレーニング済みモデルを使用して、分類が不明またはあいまいなLMXBシステムのクラスを予測します。現在および今後のミッション（SWIFT、XMM-Newton、XARM、ATHENA、NICERなど）からのX線ドメインの天文データの量が増え続ける中、このような方法はX線のより高速で堅牢な分類に非常に役立ちます。光線源であり、データ削減パイプラインの一部として展開することもできます。
赤方偏移10.957での高光度銀河としてのGN-z11の証拠
| Title |
Evidence_for_GN-z11_as_a_luminous_galaxy_at_redshift_10.957 |
| Authors |
Linhua_Jiang,_Nobunari_Kashikawa,_Shu_Wang,_Gregory_Walth,_Luis_C._Ho,_Zheng_Cai,_Eiichi_Egami,_Xiaohui_Fan,_Kei_Ito,_Yongming_Liang,_Daniel_Schaerer,_and_Daniel_P._Stark |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06936 |
GN-z11は、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）の画像データに基づいて、赤方偏移z>10の明るい星形成銀河候補として測光的に選択されました。フォローアップHST近赤外線グリズム観測は、z=11.09（+0.08-0.12）に対応するLy-alphaブレークとして説明される連続ブレークを検出しました。ただし、その正確な赤方偏移は不明なままでした。ここでは、GN-z11からの3つの紫外線（UV）輝線の検出の可能性を報告します。これは、z=10.957+/-0.001（[CIII]1907、CIII]1909ダブレット、およびOIII]1666として解釈できます。宇宙がたった420Myrであったとき、または現在の年齢の約3％）。これは、以前のグリズム観測の赤方偏移と一致しており、これまでに知られている中で最も遠い銀河としてGN-z11をサポートしています。そのUV線は、低赤方偏移ではめったに見られない高密度のイオン化ガスに由来する可能性があり、その強い[CIII]およびCIII]放出は、活動銀河核（AGN）または炭素量の増加に部分的に起因します。GN-z11は明るくて若いですが、適度に質量があり、過去に恒星の質量が急速に増加したことを意味します。将来の施設は、より高い赤方偏移でそのような銀河の前駆体を見つけ、再電離の開始時に宇宙の時代を調査することができるでしょう。
赤方偏移z〜11の銀河からの明るい紫外線フラッシュの可能性
| Title |
A_possible_bright_ultraviolet_flash_from_a_galaxy_at_redshift_z_~_11 |
| Authors |
Linhua_Jiang,_Shu_Wang,_Bing_Zhang,_Nobunari_Kashikawa,_Luis_C._Ho,_Zheng_Cai,_Eiichi_Egami,_Gregory_Walth,_Yi-Si_Yang,_Bin-Bin_Zhang,_Hai-Bin_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06937 |
光学的な空では、宇宙論的な距離からの分-持続時間の過渡現象はまれです。このような過渡現象を引き起こす既知の物体には、ガンマ線バースト（GRB）が含まれます。これは、z〜9.4の赤方偏移で検出された宇宙で最も明るい爆発です。これらの高赤方偏移GRBとそれに関連する放射は、宇宙の夜明けの時代の星形成と再電離の歴史を調べるために使用できます。ここでは、観測された持続時間が245秒より短い近赤外線トランジェントを報告します。これはz〜11の明るい星形成銀河GN-z11と一致します。近赤外線スペクトルに示されているテルル吸収は、大気上からの起源を示しています。観測情報とこれらの物体の特性に関する現在の理解に基づいて、太陽系内の既知の人工物体または移動物体の可能性を除外することができます。一部の長時間GRBは明るい紫外線（UV）または光フラッシュに関連付けられているため、検出された信号がGN-z11の長いGRBに関連付けられたレストフレームUVフラッシュから発生した可能性を調査します。GRBである可能性は非常に低いですが、トランジェントのスペクトル、明るさ、持続時間はそのような解釈と一致していることがわかります。私たちの結果は、ビッグバンから早くも4億2000万年後に長いGRBを生産できることを示唆しているかもしれません。
ガンマ線バーストからの高エネルギー光子に関する最近の研究〜（GRBs）は、$E_\mathrm{による光速変動$v（E）=c（1-E/E_{\mathrm{LV}}）$を示唆しました。LV}=3.6\times10^{17}$GeV。この速度変動は、3つの活動銀河核（AGN）、つまりMarkarian421（Mrk421）、Markarian501（Mrk501）、およびPKS2155-304の光度曲線に関する以前の観測から確認します。これらのAGNの光度曲線に関連するいくつかの現象が、GRBから決定された光速変動のサポートとして機能できることを示します。
近くの短いガンマ線バーストのMAGIC観測GRB160821B
| Title |
MAGIC_observations_of_the_nearby_short_gamma-ray_burst_GRB_160821B |
| Authors |
MAGIC_Collaboration:_V._A._Acciari_(1),_S._Ansoldi_(2),_L._A._Antonelli_(3),_A._Arbet_Engels_(4),_K._Asano_(5),_D._Baack_(6),_A._Babi\'c_(7),_A._Baquero_(8),_U._Barres_de_Almeida_(9),_J._A._Barrio_(8),_J._Becerra_Gonz\'alez_(1),_W._Bednarek_(10),_L._Bellizzi_(11),_E._Bernardini_(12),_M._Bernardos_(13),_A._Berti_(14),_J._Besenrieder_(15),_W._Bhattacharyya_(12),_C._Bigongiari_(3),_A._Biland_(4),_O._Blanch_(16),_G._Bonnoli_(11),_\v{Z}._Bo\v{s}njak_(7),_G._Busetto_(13),_R._Carosi_(17),_G._Ceribella_(15),_M._Cerruti_(18),_Y._Chai_(15),_A._Chilingarian_(19),_S._Cikota_(7),_S._M._Colak_(16),_E._Colombo_(1),_J._L._Contreras_(8),_J._Cortina_(20),_S._Covino_(3),_G._D'Amico_(15),_V._D'Elia_(3),_P._Da_Vela_(17,38),_F._Dazzi_(3),_A._De_Angelis_(13),_B._De_Lotto_(2),_M._Delfino_(16,39),_J._Delgado_(16,39),_et_al._(147_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07193 |
重力波と電波からMeVガンマ線バンドにまたがる電磁放射におけるGW170817の同時検出は、短いガンマ線バースト（GRB）がバイナリ中性子星（BNS）の合併から発生する可能性があるという最初の直接的な証拠を提供しました。一方、高エネルギーガンマ線の短いGRBの特性は、GeVバンドでは$\sim$20イベントのみが検出され、TeVバンドでは検出されないため、制約が不十分です。GRB〜160821Bは、$z=0.162$で知られている最も近い短いGRBの1つです。その残光放出の多波長観測データの最近の分析は、BNS合併における重元素元素合成の特徴である光赤外線キロノバ成分を明らかにしました。短いGRBの性質をより明確にすることを目的として、このバーストは、バーストトリガーの24秒後に開始され、MAGIC望遠鏡で自動的に追跡されました。ガンマ線信号の証拠は、バースト後4時間まで続いた観測中に、$\sim$0.5TeVより上で$\sim3\、\sigma$の有意性で見つかりました。観測された過剰イベントがGRB160821Bからのガンマ線放出に対応すると仮定して、他の波長のデータと併せて、GRB残光モデルのフレームワークでその起源を調査します。外部前方衝撃波からのシンクロトロン-自己-コンプトン放出の1ゾーンモデルを使用した最も単純な解釈では、推定TeVフラックスを説明するのが困難です。TeV放出を比較的高めることができる代替シナリオについて説明します。BNSの合併と関連トピックの理解を深める上での短いGRBの将来のGeV-TeV観測の役割について簡単に説明します。
軸対称ブラックホール磁気圏の2次元Particle-in-Cellシミュレーション
| Title |
Two-dimensional_Particle-in-Cell_simulations_of_axisymmetric_black_hole_magnetospheres |
| Authors |
Kouichi_Hirotani,_Ruben_Krasnopolsky,_Hsien_Shang,_Ken-ichi_Nishikawa,_and_Michael_Watson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07229 |
二次元のセル内粒子シミュレーションスキームを適用して、急速に回転する恒星質量ブラックホールの周りの軸対称磁気圏の時間的進化を調査します。均一な対生成を採用し、質量降着率がエディントン限界よりはるかに小さいと仮定すると、ブラックホールの回転エネルギーは中緯度から優先的に抽出され、この外向きのエネルギーフラックスは約160持続する増強を示すことがわかります。動的な時間スケール。オームの法則が完全に破られ、電荷分離された電子-陽電子プラズマが非常に非中性であるため、このような磁気が支配的な磁気圏では電磁流体力学的近似を正当化できないことが実証されています。相対論的ジェットのコリメーションに関して含意が与えられます。
FRB121102の繰り返しバーストとかにパルサーからの巨大パルスとその応用の比較
| Title |
A_comparison_between_repeating_bursts_of_FRB_121102_and_giant_pulses_from_Crab_pulsar_and_its_applications |
| Authors |
Fen_Lyu,_Yan-Zhi_Meng,_Zhen-Fan_Tang,_Ye_Li,_Jun-Jie_Wei,_Jin-Jun_Geng,_Lin_Lin,_Can-Min_Deng,_Xue-Feng_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07303 |
繰り返される高速電波バースト（FRB）のバーストとパルサーの巨大パルス（GP）の間にはいくつかの類似点があります。それらの間の可能な関係を調査するために、FRB121102とかにパルサーのGPの繰り返しの観測を使用して、これら2つの現象の累積エネルギー分布を研究します。GPのべき乗則の傾き（フルエンス$\geq$130Jyms）は$2.85\pm0.10$であることがわかります。FRB121102のエネルギー分布は、滑らかなべき乗則関数によってうまく適合させることができます。ブレークエネルギー（1.22$\times10^{37}$erg）を超えるFRB121102のバーストの場合、最適な勾配は$2.90_{-0.44}^{+0.55}$であり、のGPのインデックスと同様です。同じ観測周波数（$\sim$1.4GHz）。さらに、スーパーGPモデルのフレームワークで繰り返されるFRB121102の物理的な起源について説明します。そして、ミリ秒パルサーを含むスーパーGPモデルが実行可能であり、マグネターバーストモデルの方が人気があるにもかかわらず、FRB121102の説明に適していることがわかりました。
3FHL J1907.0 +0713からのガンマ線の星形成起源の調査
| Title |
Probing_the_star_formation_origin_of_gamma_rays_from_3FHL_J1907.0+0713 |
| Authors |
T._Ergin,_L._Saha,_P._Bhattacharjee,_H._Sano,_S._J._Tanaka,_P._Majumdar,_R._Yamazaki,_Y._Fukui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07357 |
巨大分子雲（GMC）内に埋め込まれた星形成（SF）領域は、銀河ガンマ線の潜在的な原因です。ガンマ線源3FHLJ1907.0+0713は、フェルミからPSRJ1906+0722のガンマ線脈動周期を除去した後、0.2$-$300GeVエネルギー範囲で約13$\sigma$の有意性で検出されます。-約10年のLATデータセット。3FHLJ1907.0+0713のエネルギースペクトルは、スペクトルインデックスが2.26$\pm$0.05のべき乗則モデルに最適です。NANTEN2が取得したCO（$J$=1$-$0）データは、3FHLJ1907.0+0713が約38kms$^{-1}$のピーク速度を持つGMCとオーバーラップしていることを明らかにしました。3FHLJ1907.0+0713の最適な位置は、銀河系超新星残骸（SNR）3C397から約0.13度離れていると測定され、バウショック星雲に関連する星と重なっています。3FHLJ1907.0+0713、3C397の間に物理的な接続がなく、パルサーとの位置が一致していないことを示します。3FHLJ1907.0+0713のスペクトルは、ハドロンとレプトンの両方のガンマ線放出モデルに適合しており、2.6kpcの距離での総光度は1.1$\times$10$^{34}$ergs$と計算されます。^{-1}$。また、3FHLJ1907.0+0713からのガンマ線のSF起源の可能性についても説明します。ここでは、SNR、大量のプロトスターの流出、暴走星からの恒星風、衝突する風のバイナリ、および若い恒星クラスターが候補ソースと見なされます。
円盤状のコロナで照らされた付着円盤の反射スペクトル
| Title |
Reflection_spectra_of_accretion_disks_illuminated_by_disk-like_coronae |
| Authors |
Shafqat_Riaz,_Askar_B._Abdikamalov,_Dimitry_Ayzenberg,_Cosimo_Bambi,_Haiyang_Wang,_and_Zhibo_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07469 |
ブラックホール連星とAGNのX線スペクトルにおける相対論的反射の特徴は、熱いコロナによる冷たい降着円盤の照明によって生成されると考えられています。この研究では、コロナの中心軸がブラックホールの回転軸と同じである、非常に薄い円盤の形をしていると仮定します。コロナは静的であるか、降着円盤と共回転することができます。一連の冠状半径と高さについて、ディスクの放射率プロファイルと鉄の線の形状を計算します。これらの放射率プロファイルをRELXILL_NKに組み込み、NuSTARを使用してブラックホール連星の観測をシミュレートし、システムの特性の測定、特にテストの可能性に対する円盤状の冠状形状の影響を研究します。ソースのカーの性質。円盤状のコロナでは、降着円盤の天体物理学的特性がまだ十分に回復している一方で、一般に、ブラックホール時空の幾何学的特性を制約することが困難になることがわかります。
中心から外れた力のない中性子星磁気圏
中性子星の電磁活動は、力のない近似によってゼロ次で表される磁気圏を満たすペアを生成します。この単純化されたモデルからは、散逸も加速も荷電粒子からの放射も予想されません。これまでのところ、この限界では中心双極子磁場のみが研究されてきました。この論文では、力のない磁気圏で回転する偏心双極子の影響を調査し、新しい磁場の形状、そのスピンダウン光度、および中性子星が感じる電磁キックとトルクを示します。解は、球面座標で記述された疑似スペクトルコードを使用して、力のない領域の時間依存の数値シミュレーションによって取得されます。私たちの結果は、パラメータ$\epsilon=d/R$の最低次数への展開によって、中心から外れた真空双極子で見つかった既知の分析式とも比較されます。$R$中性子星の半径。力のないプラズマの存在は、中心にある力のない双極子に関して、スピンダウンの光度、ならびに電磁キックおよびトルクを強化します。これらの新しい結果に照らして、孤立した二元中性子星への影響が修正されます。
低光度ガンマ線バーストからの外部逆コンプトン放射：GRB190829Aへの適用
| Title |
External_Inverse-Compton_Emission_from_Low-Luminosity_Gamma-Ray_Bursts:_Application_to_GRB_190829A |
| Authors |
B._Theodore_Zhang,_Kohta_Murase,_P\'eter_Veres,_P\'eter_M\'esz\'aros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07796 |
TeVガンマ線バースト（GRB）の検出は、相対論的衝撃での粒子加速の物理学を研究するための新しい機会をもたらしました。H.E.S.S.望遠鏡は最近、近くの低光度GRB、GRB190829Aからの超高エネルギー（VHE）放射を観測しました。Swift-XRTなどを使用した追跡観測では、$\sim10^3\rm〜s$での異常なフレア活動が明らかになりました。これは、長持ちする中央エンジンによって引き起こされる可能性があります。H.E.S.S.中のVHE放出を示します。観測時間は、フレアまたは他の遅い時間の散逸によって供給されたシード光子が外部の前方衝撃で加速された非熱電子によってVHEエネルギーに上方散乱される外部逆コンプトン（EIC）シナリオで自然に生成されます。私たちの計算によると、EICフレアは遅発性フレアとほぼ一致しますが、遅発性フレアの持続時間よりも$\sim3-4$倍長くなります。モデルで使用される好ましい運動エネルギーと初期ローレンツ因子は、それぞれ$\sim10^{52}\rm〜erg$と$\sim20$です。低光度GRBからのVHE放出のメカニズムを理解することは、粒子加速メカニズムだけでなく、流出と中央エンジン活動の特性を制約するのに役立ちます。
重力波の恒星質量マイクロレンズ
重力波が銀河レンズの核星団を通過するとき、それらは星によってマイクロレンズ化されるかもしれません。このようなマイクロレンズは、波形の重ね合わせにより、波形に潜在的に観察可能なビートパターンを引き起こし、信号を拡大する可能性があります。一方では、鼓動パターンと倍率は、マイクロレンズ重力波の最初の検出につながる可能性があります。一方、マイクロレンズ法は、ローカリゼーションや宇宙誌の研究など、強いレンズのユースケースに系統的なエラーをもたらします。質量$\lesssim100\、\rmM_\odot$のオブジェクトによってレンズ化されたLIGO周波数帯域のGWを考慮する場合、回折効果が重要であることを示します。また、マイクロレンズをホストしている銀河がレンズ構成を定性的に変化させることを示します。そのため、強いレンズが含まれている場合、マイクロレンズを孤立点質量レンズとして扱うことはできません。質量が$\sim1\、\rmM_\odot$の恒星レンズの場合、回折効果によってマイクロレンズの倍率が大幅に抑制されることがわかります。したがって、我々の結果は、典型的な銀河または銀河団レンズによってレンズ化された重力波が、恒星レンズによる汚染のない、レンズシステムを研究するための比較的クリーンな環境を提供する可能性があることを示唆している。強いレンズ科学の事例に対する潜在的な影響について説明します。より複雑なマイクロレンズ構成では、さらに研究が必要になります。
ミシガン赤外線テストサーマルELTNバンド（MITTEN）クライオスタット
| Title |
The_Michigan_Infrared_Test_Thermal_ELT_N-band_(MITTEN)_Cryostat |
| Authors |
R._Bowens,_E._Viges,_M._R._Meyer,_D._Atkinson,_J._Monnier,_M._Morgenstern,_J._Leisenring,_W._Hoffmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06620 |
ミシガン赤外線テストサーマルELTNバンド（MITTEN）クライオスタットを紹介します。これは、中赤外線（MIR）波長（8〜13ミクロン）に焦点を当てた赤外線検出器をテストするための新しい施設です。新世代の大判、ディープウェル、高速読み出しMIR検出器が、天文学界で利用できるようになりました。一例として、TeledyneImagingSensors（TIS）は、前世代のSi：Asブロック不純物と比較して高い量子効率（>65％）と改善されたノイズ特性を備えた長波水銀-カドミウム-テルル化物（MCT）アレイGeoSnapを導入しましたバンド（BIB）検出器。GeoSnapは、特に将来の超大型望遠鏡（ELT）で、将来のバックグラウンドが制限されたMIR機器の感度と効率の向上を約束します。読み取りノイズ、暗電流、線形性、ゲイン、ピクセル操作性、量子効率、背景シーンに対する点光源イメージング性能など、これらの検出器の特性を測定するのに適した新しいテスト施設と、異なるコントラスト。MITTENには内部光源があり、すぐに付属のフィルターホイールとアパーチャプレートがオフナーリレーを使用して検出器に再イメージングされます。クリオスタット内部のベースライン温度は40K未満に維持され、光学ベンチはCryomechの2ステージパルスチューブクライオクーラーパッケージを使用して16Kの温度を維持します。クリオスタット内部からの測定可能なバックグラウンド放射線はまだ検出されていません。
KPICフェーズIIによる強化された高分散コロナグラフ：サブモジュールの設計、組み立て、およびステータス
| Title |
Enhanced_high-dispersion_coronagraphy_with_KPIC_phase_II:_design,_assembly_and_status_of_sub-modules |
| Authors |
N._Jovanovic,_B._Calvin,_M._Porter,_T._Schofield,_J._Wang,_M._Roberts,_G._Ruane,_J._K._Wallace,_R._Bartos,_J._Pezzato,_J._Colborn,_J._R._Delorme,_D._Echeverri,_D._Mawet,_C._Z._Bond,_S._Cetre,_S._Lilley,_S._Ragland,_P._Wizinowich,_R._Jensen-Clem |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06638 |
KeckPlanetImagerandCharacterizer（KPIC）は、KeckのKバンドとLバンドでの高分散コロナグラフ用の専用機器です。この機器は、北半球に見える既知の直接画像化された太陽系外惑星と低質量の褐色矮星の仲間の最初の高解像度（R$>$30,000）スペクトルを提供します。KPICは段階的に開発されています。フェーズIは現在、運用の初期段階でKeckにあり、フェーズIIのアップグレードは2021年後半に展開されます。フェーズIIの目標は、惑星の光のスループットを最大化し、恒星の漏れを最小限に抑えて、取得に必要な露光時間を短縮することです。与えられた信号対雑音比のスペクトル。これを達成するために、KPICフェーズIIは、これまでこのように組み合わされたことのないいくつかの革新的なテクノロジーを活用します。これらには、波面補正とスペックル制御用の1000エレメントの変形可能ミラー、ファイバーへの結合を最大化する一連の無損失ビーム成形光学系、不要な星の光を抑制する瞳孔アポダイザー、およびでスペクトルの取得を可能にする瞳孔平面渦マスクが含まれます。回折限界内、および大気分散補償器。これらのモジュールは、フェーズIに存在するアクティブファイバー注入ユニットと組み合わせると、非常に効率的な太陽系外惑星の特性評価プラットフォームになります。このホワイトペーパーでは、光学とオプトメカニクスの最終設計を紹介し、すべての新機能を促進するために実装した革新的なソリューションに焦点を当てます。サブモジュールの組み立てと実験室でのテストの概要といくつかの結果を提供します。最後に、展開のタイムラインの概要を説明します。
極端な光学による太陽系外惑星：PLATOからSHARK-NIRまで
ここ数年、パドヴァ天文台（IstitutoNazionalediAstrofisica-OsservatorioAstronomicodiPadova）とパドヴァ大学は、地上と宇宙の両方で、太陽系外惑星の探索に特化したプロジェクトに大規模に関与してきました。私の博士号に関する活動宇宙プロジェクトの枠組みと地上計装の分野の両方で活用されてきました。「PLAnetaryTransitsandOscillationsofstars」の頭字語であるPLATOは、明るい星での通過を利用して太陽系外惑星を検出し、特徴づけることを目的としたESAミッションです。全体的な機器レイアウトは、数十台の望遠鏡ユニットで構成されるマルチ望遠鏡コンセプト機器で構成されており、そのために全屈折光学ソリューションを開発しました。これらのデバイスは、エネルギーの大部分を単一のセンサーピクセルに収める光学品質を備えた、非常に広い視野（片側が>20度）を特徴としています。私は望遠鏡光学ユニットのプロトタイプの組み立て、統合、検証（AIV）に参加し、AIV手順と望遠鏡の光学性能の飛行中の状態を検証しました。「RからKバンドまでの高次補償光学を備えたコロナグラフシステム-近赤外線」の頭字語であるSHARK-NIRは、NIRドメインの若い惑星系外および星形成領域を検索および特性評価するために設計された機器です。、コロナグラフ直接イメージングおよび分光モードで。これは、第2世代の大双眼望遠鏡（LBT）機器に選択されており、SHARK-NIRが可能な限り最高のコロナグラフ性能を達成するために必要なLBTeXtreme補償光学（XAO）補正の優れた性能を利用します。明るい星の周りを周回するかすかな惑星を検出するために必須です。SHARKに関しては、私の活動は、機器の光学的位置合わせと認定を行っています。
DiskFM：コロナグラフ機器を使用したディスク分析のためのフォワードモデリングツール
| Title |
DiskFM:_A_Forward_Modeling_Tool_for_Disk_Analysis_with_Coronagraphic_Instruments |
| Authors |
Johan_Mazoyer,_Pauline_Arriaga,_Justin_Hom,_Maxwell_A._Millar-Blanchaer,_Christine_Chen,_Jason_Wang,_Gaspard_Duch\^ene,_Jennifer_Patience_and_Laurent_Pueyo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06790 |
コロナグラフの生画像では明るい星の光が漏れているため、太陽系外惑星などのかすかな天体物理学的オブジェクトは、強力な点像分布関数（PSF）減算アルゴリズムを使用してのみ検出できます。ただし、これらのアルゴリズムは、関心のあるかすかな天体に強い影響を及ぼし、星周円盤の正確な分光分析や散乱特性の測定を妨げることがよくあります。このため、PSF減算効果は、現在、散乱光イメージングによる太陽系外惑星の塵の正確な特性評価に対する主な制限です。フォワードモデリング手法は、ポイントソースオブジェクト用に長い間開発されてきました。ただし、ディスクを使用したフォワードモデリングは、PSFによって天体物理モデルとして畳み込まれた単純な点光源を使用してディスクを単純化できないという事実によって複雑になっています。これらのシステムの形状と局所的な形状に対するPSF減算アルゴリズムの微妙で非線形の影響を理解するには、すべての仮想ディスク形態を調査する必要があります。形状が複雑なため、物理的特性がわずかに異なるディスク上で、フォワードモデリングプロセスを数万回または数十万回繰り返す必要があります。次に、これらのジオメトリはすべて、MCMCまたはカイ2乗ラッパー内で、PSFを差し引いたデータの画像と比較されます。このホワイトペーパーでは、PSF減算アルゴリズムパッケージpyKLIPに含まれる新しいオープンソースアルゴリズムであるDiskFMを紹介します。このコードにより、さまざまな観測戦略（ADI、SDI、ADI+SDI、RDI）の早送りモデリングを作成できます。pyKLIPは、SPHERE/IRDISおよびGPIデータにすでに使用されています。pyKLIPでサポートされているすべての機器（SPHERE/IFS、SCExAO/CHARIS）ですぐに利用でき、他のコロナグラフ機器にすばやく適合させることができます。
自動化されたプロジェクト完了予測
| Title |
Automated_Project_Completion_Forecasting |
| Authors |
Alexandra_J._Tetarenko,_Harriet_Parsons,_Sarah_Graves,_Jessica_Dempsey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06927 |
大規模プログラムとビッグデータの時代において、地上の天文台のプロジェクト計画における重要な要素は、ユーザーの要求と望遠鏡の機能のバランスをとる方法を理解することです。特に、将来の運用計画では、赤経、計器、次の学期の空の状態の圧力など、複雑なパラメータセットの影響を評価する必要があります。これらのパラメータの理解を深めることで、科学的成果の向上、ユーザーの期待の管理の向上、提案募集の下での広告/割り当て時間の正確化、機器の試運転とエンジニアリング作業のスケジューリングの向上を実現できます。ジェームズクラークマクスウェル望遠鏡（JCMT）のスタッフによる、この望遠鏡で行われる大規模プログラムの自動完了予測を提供するツールを構築するための継続的な取り組みを紹介します。これは、JCMTで利用可能な観測時間の50％を占めます。
周波数分割多重遷移エッジセンサー読み出しにおけるメガヘルツチャネライジング共振器からの異常な周波数ノイズ
| Title |
Anomalous_Frequency_Noise_from_the_Megahertz_Channelizing_Resonators_in_Frequency-Division_Multiplexed_Transition_Edge_Sensor_Readout |
| Authors |
John_Groh,_Kam_Arnold,_Jessica_Avva,_Darcy_Barron,_Kevin_T._Crowley,_Matt_Dobbs,_Tijmen_de_Haan,_William_Holzapfel,_Adrian_Lee,_Lindsay_Ng_Lowry,_Joshua_Montgomery,_Maximiliano_Silva-Feaver,_Aritoki_Suzuki,_Nathan_Whitehorn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07077 |
超伝導リソグラフィー共振器は、極低温検出器の多重読み出しにおいて、幅広い電流および潜在的な用途を持っています。ここでは、SimonsArray宇宙マイクロ波背景放射（CMB）実験の遷移エッジセンサー（TES）ボロメーター読み出しで使用される1〜5MHzの範囲の共振を持つLCバンドパスフィルターに焦点を当てます。この読み出し方式では、各検出器信号は、検出器に付随するLCフィルタの共振周波数で正弦波キャリアトーンを振幅変調します。多くの変調信号が同じワイヤペアを介して送信され、直交復調によって複雑な検出器信号が復元されます。LCフィルタの共振周波数にノイズが見られます。これは主に、復調後の直交成分の電流依存ノイズとして現れます。このノイズには豊富な現象論があり、GHz領域の同様の共振器で観察される2レベルシステム（TLS）ノイズと多くの類似点があります。これらの類似性は、共通の物理的起源を示唆しており、それによって、基礎となる物理学を精査する可能性のある新しい体制を提供します。さらに、このノイズと検出器の応答性の間に観察された非直交性について説明し、Simonsアレイで予想される結果として生じる感度ペナルティを制限する実験室での測定値を示します。これらの結果から、このノイズがサイモンズアレイ全体の感度に大きな影響を与えるとは予想していません。また、将来の実装を制限するとは予想していません。
TESSおよびPLATO通過太陽系外惑星の視線速度追跡のためのMARVELの最適化
| Title |
Optimizing_MARVEL_for_the_radial_velocity_follow-up_of_TESS_and_PLATO_transiting_exoplanets |
| Authors |
Cyprien_Lanthermann,_Joris_De_Ridder,_Hugues_Sana,_Pierre_Royer,_Denis_Defr\`ere,_Gert_Raskin,_Bart_Vandenbussche,_Andrew_Tkachenko_and_Hans_Van_Winckel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07137 |
宇宙ミッションTESSとPLATOは、すでに発見された4000個の太陽系外惑星の数を倍増することを計画しており、空で最も明るい星の周りの何千もの太陽系外惑星のサイズを測定し、地上ベースの放射状速度分光法のフォローアップで軌道と質量を決定できるようにします。検出された惑星。私たちが開発している新しい施設、MARVEL（Raskinetal。この会議）は、TESSとPLATOから期待される多数の太陽系外惑星の検出の地上でのフォローアップを可能にします。これは現在の施設だけでは実行できません。1m/s以下の必要な視線速度精度を達成します。この論文は、予測されたPLATO通過検出歩留まりシミュレーションに基づくMARVEL観測戦略と性能分析を提示します。結果として得られる観測シナリオのベースラインは、機器設計の選択に役立ち、TESSおよびPLATOの科学を可能にする施設としてのMARVELの有効性を実証します。
Tiny-box：低ノイズの高速X線イメージング検出器の多様な開発と特性評価のためのツール
| Title |
Tiny-box:_A_tool_for_the_versatile_development_and_characterization_of_low_noise_fast_X-ray_imaging_detectors |
| Authors |
Tanmoy_Chattopadhyay,_Sven_Herrmann,_Steven_Allen,_Jack_Hirschman,_Glenn_Morris,_Marshall_Bautz,_Andrew_Malonis,_Richard_Foster,_Gregory_Prigozhin,_Dave_Craig,_Barry_Burke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07161 |
X線電荷結合素子（CCD）は、過去四半世紀の間、軟X線天文機器の主力製品でした。それらは、広いエネルギー応答、非常に低い電子読み取りノイズ、および軟X線での優れたエネルギー分解能を提供します。これらの特性は、現代のCCDで利用可能な大きなアレイと小さなピクセルサイズとともに、大きな収集領域、高い角度分解能、広い視野を備えた次世代の天文X線ミッションの潜在的な候補となり、かすかな、拡散した、高赤方偏移のX線宇宙。ただし、このような高い収集領域（チャンドラの約30倍）では、飽和やパイルアップ効果を回避するために、これらの検出器の読み出しが現在のCCDよりも1桁高速である必要があります。これに関連して、スタンフォード大学とMITは、高速読み出しX線カメラの開発を開始しました。この開発のツールとして、512x512CCD（MITリンカーン研究所から）を読み取るためのSTAArchonコントローラーと組み合わせた高速読み出しの低ノイズ電子ボード（5メガピクセル/秒のデータレートで動作することを目的）を設計しました。この用途の広いセットアップにより、デジタルシェーピングのオプションを含む多くのパラメータと動作条件を研究することができます。この論文では、特性テストスタンド、読み出し電子機器の概念と開発、およびシミュレーション結果について説明します。また、この設定からの読み取りノイズ、エネルギー分解能、およびその他のパラメーターの最初の測定値についても報告します。これは非常にプロトタイプですが、将来的には専用のASIC読み出しシステムを備えたより大きなマルチノードCCDデバイスを使用して、CCDのより高速な並列読み出しを可能にする予定です。
TNO可変リラクタンスアクチュエータで構築された大判変形可能ミラーの性能
| Title |
Performance_of_Large-Format_Deformable_Mirrors_Constructed_with_TNO_Variable_Reluctance_Actuators |
| Authors |
Rachel_Bowens-Rubin,_Philip_Hinz,_Wouter_Jonker,_Stefan_Kuiper,_Cesar_Laguna,_Matthew_Maniscalco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07222 |
高効率アクチュエータの製造における進歩は、次世代の大判変形可能ミラーを構築するための実現技術です。オランダ応用科学研究機構（TNO）は、従来のスタイルのボイスコイルアクチュエータと比較して、動作に必要な電力が約80分の1である新しいスタイルの可変磁気抵抗アクチュエータを開発しました。影響関数、線形性、ヒステリシス、自然形状の平坦化、アクチュエータのクロスカップリング、クリープ、再現性、およびアクチュエータの寿命の測定から得られた、TNOの57アクチュエータ大型変形可能ミラーの実験室試験の性能結果を示します。10ミクロンのストロークで99.4±0.33％の直線性と2.10±0.23％のヒステリシスを測定します。これは、この技術がオンスカイアダプティブセカンダリミラー（ASM）で使用できる可能性が高いことを示しています。このテクノロジーをさらに実証する将来のラボプロトタイプとASMの計画を要約します。
SonnetEMを使用した超電導サブミリ波フィルターと伝送線路の放射損失のシミュレーション
| Title |
Simulating_the_radiation_loss_of_superconducting_submillimeter_wave_filters_and_transmission_lines_using_Sonnet_EM |
| Authors |
Akira_Endo,_Alejandro_Pascual_Laguna,_Sebastian_H\"ahnle,_Kenichi_Karatsu,_David_J._Thoen,_Vignesh_Murugesan,_Jochem_J._A._Baselmans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07251 |
超伝導共振器と伝送線路は、ミリ波サブミリ波天文学の集積回路の基本的な構成要素です。回路からの放射損失の正確なシミュレーションは、放射損失が周波数とともに増加し、それによってシステム性能を低下させる可能性があるため、これらの回路の設計にとって重要です。ここでは、サブミリ波コプラナー共振器とストレートコプラナー導波路（CPW）の放射共振挙動の正確なシミュレーションを可能にする2.5次元モーメント法シミュレーターSonnetEMの層別化を示します。ソネットシミュレーションは、374.6GHzでのコプレーナ共振フィルターを介した透過率の測定とよく一致しています。私たちのソネット層化は、無損失基板の下の人工的な損失層を利用して放射線を吸収し、埋め込み解除のために共同校正された内部ポートを使用します。このタイプの層化により、放射損失が潜在的な懸念事項である場合でも、Sonnetを使用して超伝導ミリメートル-サブミリメートル波回路をモデル化できます。
PSF性能指数の運用予測
| Title |
Operational_forecast_of_the_PSF_figures_of_merit |
| Authors |
A._Turchi_(1),_G._Agapito_(1),_E._Masciadri_(1),_O._Beltramo-Martin_(2_and_3),_E._Pinna_(1),_J.F._Sauvage_(2_and_3),_T._Fusco_(2_and_3),_B._Neichel_(2)_and_J._Milli_(4)_((1)_INAF_Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri,_(2)_LAM_Laboratoire_d'Astrophysique_de_Marseille,_(3)_ONERA,_(4)_IPAG_Institut_de_Plan\'etologie_et_d'Astrophysique_de_Grenoble) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07305 |
補償光学によってサポートされる機器で行われる科学的観測の最適化とスケジューリングは、AO機器、科学的ターゲット、および乱流条件に依存するPSF性能指数（FWHM、ストレールレシオ、エンサークルエネルギーおよびコントラスト）の予測から大いに恩恵を受ける可能性があります観察中の夜。この寄稿では、最も有用なPSF性能指数（SRおよびFWHM）のいくつかを予測する可能性を探ります。この目標を達成するために、特定のAO機器用に開発および調整されたPSFシミュレーションソフトウェアの入力として、メソスケール大気モデルAstro-Meso-NHによって予測された光乱流を短いタイムスケールで使用します。予備検証は、LBTおよびSAXOでカメラLUCIに給電するSCAOシステムSOUL（FLAOアップグレード）、高解像度SPHEREに給電する極端なSCAOシステムを使用して、特定のターゲットで得られた空上測定PSF性能指数と結果を比較することによって実行されます。VLTの計器。この研究は、大気の既存の運用予測システム（乱気流と大気パラメータ）に基づいて、そのような性能指数の運用予測の実装への道を開くでしょう。この寄稿では、PSFの軸上の予測に注目します。
Gmunu：動的時空の曲線幾何学における並列、グリッド適応、一般相対論的電磁流体力学
| Title |
Gmunu:_Paralleled,_grid-adaptive,_general-relativistic_magnetohydrodynamics_in_curvilinear_geometries_in_dynamical_spacetimes |
| Authors |
Patrick_Chi-Kit_Cheong,_Alan_Tsz-Lok_Lam,_Harry_Ho-Yin_Ng,_Tjonnie_Guang_Feng_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07322 |
一般相対論的マルチグリッド数値（Gmunu）コード、並列化された多次元曲線、一般相対論的電磁流体力学コードの更新を提示します。これは、効率的な非線形セル中心マルチグリッド（CCMG）楕円ソルバーと完全に結合されています。効率的なブロックベースの適応メッシュリファインメントモジュール。現在、Gmunuは、マルチグリッドアプローチによる共形平坦条件（CFC）近似の楕円計量方程式と、参照計量式を使用した高解像度の衝撃捕捉有限体積法による理想的な一般相対論的磁気流体力学の方程式を解くことができます。デカルト、円筒形、または球面幾何学で多次元的に。進化中に磁気単極子が存在しないことを保証するために、マルチグリッドソルバーを使用した楕円発散洗浄法を開発しました。このホワイトペーパーでは、コードGmunuの方法論、完全な進化方程式、実装の詳細、およびいくつかのベンチマークと挑戦的な相対論的電磁流体力学の問題におけるその特性とパフォーマンスについて説明します。
JCMTでのナマカヌイの試運転
| Title |
Commissioning_of_Namakanui_on_the_JCMT |
| Authors |
Izumi_Mizuno,_Per_Friberg,_Ryan_Berthold,_Harriet_Parsons,_Chih-Chiang_Han,_Alexis_Acohido,_Graham_Bell,_David_Berry,_Dan_Bintley,_Ming-Tang_Chen,_Alyssa_Clark,_Jamie_Cookson,_Vernon_Demattos,_Jessica_Dempsey,_Jason_Fleck,_Kuo-chieh_Fu,_Miriam_Fuchs,_Sarah_Graves,_Paul_Ho,_Sung-Po_Hsu,_YauDe_Huang,_Xue-Jian_Jiang,_Derek_Kubo,_JohnKuroda,_Shaoliang_Li,_Steve_Mairs,_Callie_Matulonis,_Mailani_Neal,_Neal_Oliveira,_Maren_Purves,_Mark_Rawlings,_Ya-Che_Shih,_Kevin_Silva,_Ed_Sison,_Patrice_Smith,_Ranjani_Srinivasan,_William_Stahm,_Alexandra_J._Tetarenko,_Pablo_Torne,_Craig_Walther,_Chao-Ching_Wang,_Ta-Shun_Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07349 |
ナマカヌイは、ALMAタイプのデュワーに3つのインサートを備えた楽器です。3つのインサートは、86、230、および345GHzで動作するAlaihi、Uu、およびAweoweoです。受信機はJCMTで試運転されています。シングルディッシュとVLBIの両方の観測に使用されます。試運転結果とシステムを紹介します。
ライマンUVバンドでの拡散発光のマッピング
| Title |
Mapping_Diffuse_Emission_in_Lyman_UV_band |
| Authors |
Li_Ji_(1_and_12),_Zheng_Lou_(1),_Jinlong_Zhang_(2),_Keqiang_Qiu_(3),_Shuangying_Li_(2),_Wei_Sun_(1_and_12),_Shuping_Yan_(1_and_12),_Shuinai,_Zhang_(1_and_12),_Yuan_Qian_(1),_Sen_Wang_(4),_Klaus_Werner_(5),_Taotao_Fang_(6),_Tinggui_Wang_(7),_J\"urgen_Barnstedt_(5),_Sebastian_Buntrock_(5),_Mingsheng_Cai_(1_and_12),_Wen_Chen_(8),_Lauro_Conti_(5),_Lei_Deng_(8),_Sebastian_Diebold_(5),_Shaojun_Fu_(3),_Jianhua_Guo_(1_and_12),_Lars_Hanke_(5),_Yilin_Hong_(3),_Christoph_Kalkuhl_(5),_Norbert_Kappelmann_(5),_Thomas_Kaufmann_(5),_Shijun_Lei_(1_and_12),_Fu_Li_(9),_Xinfeng_Li_(10),_Wei_Liu_(1),_Kevin_Meyer_(11),_Thomas_Rauch_(5),_Ping_Ruan_(9),_Daniel_M._Schaadt_(11),_Thomas_Schanz_(5),_Qian_Song_(4),_Beate_Stelzer_(5),_Zhanshan_Wang_(2),_Jianfeng_Yang_(9),_Wei_Zhang_(1)_((1)_Purple_Mountain_Observatory,_CAS,_(2)_Tongji_University,_China,_(3)_National_Synchrotron_Radiation_Laboratory,_China,_(4)_National_Astronomical_Observatories,_CAS,_(5)_Universit\"at_T\"ubingen,_Germany,_(6)_Xiamen_University,_China,_(7)_University_of_Science_and_Technology_of_China,_(8)_Innovation_of_Academy_for_Microsatellites_of_CAS,_(9)_Xi'an_Institute_of_Optics_and_Precision_Mechanics_of_CAS,_(10)_Technology_and_Engineering_Center_for_Space_Utilization,_CAS,_(11)_Clausthal_University_of_Technology,_Germany,_(12)_Key_Laboratory_of_Dark_Matter_and_Space_Astronomy,_CAS) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07384 |
CAFE（星間物質、降着、フィードバックエクスプローラーのセンサス）とLyRIC（星間物質と銀河系媒体からのライマンUV放射）は、それぞれ中国の宇宙機関に提案されています。CAFEは、2015年にCAS-ESAの共同科学小宇宙ミッションとして最初に提案されました。LyRICは、中国の宇宙ステーションで動作する独立した外部ペイロードとして2019年に提案されました。両方のミッションは、私たちの銀河の拡散源と近くの銀河の銀河周辺媒体のライマンUV放射（103.2および103.8nmのイオン化酸素（OVI）共鳴線、およびライマン系列）のマッピングに専念しています。私たちは、主要な科学の目的、ミッションの概念、実現技術、および現在の状況を提示します。
HiCATテストベッドのセグメント化されたアパーチャミスアライメントモードに対するコントラスト感度の予測
| Title |
Predicting_contrast_sensitivity_to_segmented_aperture_misalignment_modes_for_the_HiCAT_testbed |
| Authors |
Iva_Laginja,_Remi_Soummer,_Laurent_M._Mugnier,_Laurent_Pueyo,_Jean-Francois_Sauvage,_Lucie_Leboulleux,_Laura_Coyle,_J._Scott_Knight,_Marshall_D._Perrin,_Scott_D._Will,_James_Noss,_Keira_J._Brooks,_Julia_Fowler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07425 |
この論文は、セグメント化されたコロナグラフのための宇宙からのセグメント化された望遠鏡イメージング（PASTIS）許容モデルのためのペアベースの分析モデルの経験的検証のためのセットアップを提示します。これらの実験が$10^{-6}$と$10^{-8}$の間の中間コントラストレジームで実行される、複雑な開口望遠鏡（HiCAT）テストベッド用の高コントラストイメージャーのハードウェア構成を示します。古典的なLyotコロナグラフを使用してテストベッドの光学性能を説明し、IrisAOセグメント化変形可能ミラーを使用したセグメント化モードへの最近のハードウェアアップグレードについて説明します。HiCATでの実験の実装は、同じコードベースを使用して実際のテストベッドで実行したり、光学シミュレーターを呼び出したりするトップレベルの制御インフラストラクチャによって簡単になります。このホワイトペーパーで紹介する実験は、HiCATテストベッドエミュレーターで実行され、実際のハードウェアで実行できるようになっています。次にハードウェアでPASTISを実証することを目的として、エミュレーターの結果を使用した3つの実験の結果を示します。テストベッドのPASTISマトリックスを測定し、そのコントラスト予測をシミュレーターの結果と比較することにより、PASTIS分析伝搬モデルを検証します。光学固有モード（PASTISモード）と独立したセグメントで公差解析を実行し、それぞれの実験でこれらの結果を検証します。この作業は、HiCATテストベッドへの特定のアプリケーションを使用して、セグメント化されたアパーチャコロナグラフの分析セグメントベースの許容モデルの実験的検証を準備し、可能にします。
拡張および3Dソースの瞳孔面波面センシング
| Title |
Pupil_plane_wavefront_sensing_for_extended_and_3D_sources |
| Authors |
Roberto_Ragazzoni,_Valentina_Viotto,_Elisa_Portaluri,_Maria_Bergomi,_Davide_Greggio,_Simone_Di_Filippo,_Kalyan_Radhakrishnan,_Gabriele_Umbriaco,_Marco_Dima,_Demetrio_Magrin,_Jacopo_Farinato,_Luca_Marafatto,_Carmelo_Arcidiacono,_Federico_Biondi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07560 |
瞳孔面波面センサーの基本的な概要は、感知される光源が未解決の光源とは異なる可能性があること、つまり拡張されている可能性があること、およびフィールドの深さを超えるのに十分な3D方式でも展開できることを考慮してレビューされます。観測望遠鏡の。これらの条件下で、参照の特徴は瞳孔上の異なる位置に対して不変ではないことが指摘され、INGOTWFSはレーザーガイド星のピラミッドと同等であることが示されています。これらの条件下では、ダークWFSアプローチを使用してそのようなWFSのSNRを改善するか、理想的なシャックハルトマンWFSに対してLGS光子をより適切に使用するために補正された上向きビームを使用することを想像できます。
回折の幾何学的理論による地上ベースのミリ波長望遠鏡のサイドローブ応答のモデリング
| Title |
Modeling_sidelobe_response_for_ground-based_mm-wavelength_telescopes_with_the_geometrical_theory_of_diffraction |
| Authors |
Alexandre_E._Adler_and_Jon_E._Gudmundsson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07613 |
正確な光学モデリングは、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）を研究する現在および次世代の実験の設計と特性評価にとって重要です。幾何光学（GO）は、回折効果をモデル化できません。この作業では、回折を組み込んだ2つの方法、物理光学（PO）と幾何学的回折理論（GTD）について説明します。時間反転シミュレーションを使用して、地上スクリーンでシールドされた地上ベースの2レンズ屈折望遠鏡設計の光学応答をシミュレートします。特に、GTDを使用して、屈折望遠鏡のフォアバッフルの設計と、グラウンドスクリーンとの相互作用によって引き起こされるサイドローブとの間の相互作用を決定します。
JUDE（JayantのUVITデータエクスプローラー）パイプラインユーザーマニュアル
JUDE（JayantのUVITデータエクスプローラー）データパイプラインソフトウェアを使用して、紫外線イメージング望遠鏡（UVIT）レベル〜1データをイベントリストと画像（レベル〜2データ）に処理および削減するためのリファレンスマニュアルを作成しました。JUDEパイプラインはGNUデータ言語（GDL）で記述されており、自由に使用および変更できるオープンソースとしてリリースされています。GDLが選択されたのは、データのインタラクティブな分析を可能にするインタープリター言語であるためです。したがって、パイプラインでは、各ステップをインタラクティブにチェックして実行できます。このマニュアルは、UVITデータのユーザー向けのデータ削減とキャリブレーションのガイドとして意図されています。
次の10年間の天文学研究：データアクセス、管理、視覚化、分析における傾向、障壁、ニーズ
| Title |
Astronomical_research_in_the_next_decade:_trends,_barriers_and_needs_in_data_access,_management,_visualization_and_analysis |
| Authors |
C._Bordiu_(1),_F._Bufano_(1),_E._Sciacca_(1),_S._Riggi_(1),_M._Molinaro_(1),_G._Vizzari_(2),_M._Krokos_(3)_and_C._Brandt_(4)_((1)_Istituto_Nazionale_di_Astrofisica,_(2)_University_of_Milano-Bicocca,_(3)_University_of_Portsmouth,_(4)_Jacobs_University_Bremen) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07686 |
オープンサイエンスの実践、データアクセスと管理、データの視覚化、データ分析の4つの研究側面に関して、天体物理学コミュニティの現在の実践、ニーズ、期待を調査する調査の結果を報告します。いくつかの研究機関からの329人の専門家を対象としたこの調査では、結果の再現性、視覚分析ツールの可用性、データ分析のための機械学習技術の採用などの問題における重大なギャップを特定しています。この研究は、H2020NEANIASプロジェクトのコンテキストで実施されます。
超伝導共振器用の低損失水素化アモルファスシリコン膜の特性評価
| Title |
Characterization_of_low-loss_hydrogenated_amorphous_silicon_films_for_superconducting_resonators |
| Authors |
Bruno_T._Buijtendorp,_Juan_Bueno,_David_J._Thoen,_Vignesh_Murugesan,_Paolo_M._Sberna,_Jochem_J.A._Baselmans,_Sten_Vollebregt,_Akira_Endo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07692 |
ミリメートル-サブミリ波天文学で使用される超伝導共振器は、誘電損失が小さい堆積誘電体から大きな恩恵を受けるでしょう。プラズマ化学気相蒸着を使用して、100℃、250℃、350℃の基板温度で水素化アモルファスシリコン膜を蒸着しました。測定されたボイド体積分率、水素含有量、微細構造パラメータ、および結合角の乱れ基板温度と負の相関があります。3つのフィルムはすべて、120mKおよび4-7GHzで$10^5$光子の共振器エネルギーに対して$10^{-5}$未満の損失正接を持っています。これにより、これらのフィルムはマイクロ波動的インダクタンス検出器およびオンチップミリ波サブミリ波フィルターに有望です。
リソグラフィーで製造されたシリコン浸漬格子の正確なブレイズ角測定
| Title |
Precise_Blaze_Angle_Measurements_of_Lithographically_Fabricated_Silicon_Immersion_Gratings |
| Authors |
Emily_Lubar,_Daniel_T._Jaffe,_Cynthia_Brooks,_Sierra_Hickman,_Michael_Gully-Santiago,_Gregory_Mace |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07706 |
シリコン液浸グレーティングとグリズムにより、コンパクトな近赤外分光器を高スループットで実現します。これらの機器は、恒星や太陽系外惑星の大気を特徴づける地上ベースの取り組みや、宇宙ベースの天文台で使用されています。私たちの格子製造技術は、X線結晶学を使用して切断前にシリコン部品を配向し、続いてリソグラフィーと湿式化学エッチングを使用してブレイズを生成します。このプロセスでは、結晶構造と（100）面と（111）面の間のエッチング速度の相対的な違いを利用して、表面誤差<{\lambda}/4の部品を製造できます。以前の測定では、化学エッチングにより、（111）面の方向とわずかに異なる最終的なエッチングブレイズが生成される可能性があることが示されています。この違いは、液浸グレーティングの場合はメカニカルマウントで修正できますが、そうすると、シャドウイングのためにグレーティングのスループットが低下する可能性があります。グリズムの場合、実際の炎を考慮に入れないと、偏りのない光線の明るさが低下します。自社で製造した液浸格子の炎を正確に測定するための複数の手法について報告します。最初の方法では、走査型電子顕微鏡を使用してブレイズプロファイルを画像化します。これにより、0.5度の測定精度が得られます。2つ目の方法は、回転ステージを使用してブレイズ面間の角度を光学的に測定する方法で、0.2度の測定精度が得られます。最後に、0.1度の測定精度が期待できる理論的なブレイズ関数モデリング手法について説明します。これらの方法により、ウェットエッチングが必要なブレイズを生成する精度を定量化し、グレーティングとグリズムの効率をさらに最適化することができます。
ベクトル渦コロナグラフの無彩色性能の実験的分析
| Title |
Experimental_analysis_of_the_achromatic_performance_of_a_vector_vortex_coronagraph |
| Authors |
Garreth_Ruane,_Eugene_Serabyn,_Camilo_Mejia_Prada,_Wesley_Baxter,_Eduardo_Bendek,_Dimitri_Mawet,_and_A_J_Eldorado_Riggs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07728 |
ベクトル渦コロナグラフは、広いスペクトル範囲にわたる太陽系外惑星の直接検出と分光法のために設計された機器です。私たちのチームは、NASAのジェット推進研究所にある高コントラストイメージングテストベッド施設を使用して、太陽型星を周回する温帯の地球型惑星のイメージングに見合ったコントラスト性能の実証に取り組んでいます。現在までに達成された最高のブロードバンドパフォーマンスは、可視領域（中心波長550〜750）での$\Delta\lambda/\lambda$=10\％の帯域幅での$\sim$10$^{-8}$生のコントラストです。nm）、単色テストでははるかに深いコントラストが得られます（$\sim$10$^{-9}$以上）。この研究では、焦点面マスク製造の品質に焦点を当てて、これまでのテストベッドの主な性能制限を分析します。マスクの偏光特性とダークホール内の残留電界を波長の関数として測定します。我々の結果は、現在の性能が焦点面マスクの局所的な欠陥によって制限されていることを示唆している。欠陥が少なく、性能の向上が見込める新世代のマスクがテスト中です。
WEAVEファイバーポジショナーの最終組み立て、計測、およびテスト
| Title |
Final_assembly,_metrology,_and_testing_of_the_WEAVE_fibre_positioner |
| Authors |
Sarah_Hughes,_Ellen_Schallig,_Ian_J._Lewis,_Gavin_Dalton,_David_Terrett,_Don_Carlos_Abrams,_J._Alfonso_L._Aguerri,_Georgia_Bishop,_Piercarlo_Bonifacio,_Matthew_Brock,_Esperanza_Carrasco,_Kevin_Middleton,_Scott_C._Trager,_Antonella_Vallenari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07734 |
WEAVEは、スペインのラパルマにあるウィリアムハーシェル望遠鏡の主な焦点となる新しい広視野分光装置です。そのファイバーポジショナーは、分光器の960ファイバーマルチプレックスを正確に配置するために不可欠です。ファイバーポジショナーの最終組み立てと計測の概要、およびロボットガントリーのラボ試運転の結果を提供します。各ポジショナーロボットの完全に新しいzガントリーが取得され、測定値は位置決めの再現性が著しく向上したことを示しています。また、構成ソフトウェアのテストの最初の結果を示し、ポジショナーが天文台に到着した後に繰り返す必要のある計測手順について説明します。
神経常微分方程式を使用した銀河の形態分類
| Title |
Galaxy_Morphology_Classification_using_Neural_Ordinary_Differential_Equations |
| Authors |
Raghav_Gupta,_P.K._Srijith,_Shantanu_Desai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07735 |
銀河の形態分類の目的で、ニューラル常微分方程式（NODE）として知られる残余ネットワーク（ResNet）モデルの連続深度バージョンを使用します。この方法を適用して、GalaxyZoo2データセットからの銀河画像を5つの異なるクラスに教師あり分類し、ほとんどのクラスで約92％の精度を取得しました。私たちの実験を通じて、NODEは他のディープニューラルネットワークと同様に機能するだけでなく、それらに勝る追加の利点があることを示しています。これは、次世代の調査に非常に役立つことがわかります。また、結果をResNetと比較します。ResNetとそのバリアントには、時間のかかるアーキテクチャの選択（レイヤーの数など）やトレーニング用の大規模なデータの要件などの問題がありますが、NODEにはこれらの要件はありません。さまざまな指標を通じて、NODEのパフォーマンスは、他のモデルと比較してパラメーターの総数の3分の1しか使用していないにもかかわらず、他のモデルのパフォーマンスと一致すると結論付けています。
パルサータイミングは、到着時間の間に整数のパルサー回転を強制することによって、パルサーのスピンダウン、位置天文、および場合によってはバイナリパラメーターを制約するためにパルス到着時間を繰り返しフィッティングするプロセスです。位相接続は、パルサータイミングソリューションを決定しながら、到着時間（TOA）間のこれらの回転数を明確に決定するプロセスです。パルサータイミングは現在、個人によって実行される段階的な位相接続の手動プロセスを必要とします。このプロセスを定量化して合理化するために、アルゴリズムパルサータイマー（APT）を作成しました。これは、パルサーを正確に位相接続して時間分離できるアルゴリズムです。統計的F検定とパラメーターの不確実性と共分散の知識を使用して、アルゴリズムは、フィットに含める新しいデータ、タイミングパラメーターを追加するタイミング、および後続の反復で試行するモデルを決定します。これらのツールを使用すると、アルゴリズムは、以前はかなりの手作業を必要としていたタイミングデータを位相接続できます。100のシミュレーションシステムでアルゴリズムをテストし、成功率は97％でした。このアルゴリズムは、パルサータイミングにおけるこの種の最初のものであり、連星パルサーシステムの自動フィッティングの基礎を築きます。
| Title |
The_Hubble_Space_Telescope_UV_Legacy_Survey_of_Galactic_Globular_Clusters._XXII._Relative_ages_of_multiple_populations_in_five_Globular_Clusters |
| Authors |
F._Lucertini,_D._Nardiello,_G._Piotto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06590 |
目的。5つの球状星団（NGC104（47Tuc）、NGC6121（M4）、NGC6352、NGC6362、NGC6723）によってホストされている複数の星の種族の相対年齢を推定するための新しい手法を紹介します。データベース「HSTUV球状星団調査（HUGS）」のカタログを使用して、球状星団の二色図と二色図を作成しました。各球状星団内の複数の集団を特定し、それらを2つの主要な星の集団に分割しました。POPaまたは第1世代（1G）と、連続するすべての世代の星で構成されるPOPbです。新しい手法により、POPaとPOPbの相対年齢の正確な推定値を取得できます。結果。NGC104とNGC6121の複数の母集団は、それぞれ220Myrと214Myrの範囲内で、NGC6352、NGC6362、NGC6723の複数の母集団は、それぞれ336Myr、474Myr、および634Myrの範囲内で同じです。これらの結果は、不確実性のすべての原因を組み合わせて得られました。
崩壊する星の対流渦の進化に対する回転の影響
| Title |
Impact_of_rotation_on_the_evolution_of_convective_vortices_in_collapsing_stars |
| Authors |
E._Abdikamalov,_T._Foglizzo,_and_O._Mukazhanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06710 |
恒星崩壊時の対流渦の流体力学的進化に対する回転の影響を研究します。線形流体力学方程式を使用して、対流シェルの初期半径から超新星衝撃に遭遇すると予想されるより小さな半径への渦の進化を研究します。渦の進化は主に2つの効果によって支配されていることがわかります：落下の加速とそれに伴う回転の加速です。前者の効果は、渦の半径方向の伸びにつながり、渦の速度を制限します。後者の効果は、回転方向の渦の角度変形につながり、それらの非視線速度を増幅します。渦の視線速度は回転によって大きく影響されないことを示します。音波の放射を調べたところ、回転に敏感ではないことがわかりました。最後に、共回転点の影響を分析し、それが全体的な音波放射にわずかな影響を与えることを発見しました。
ENDF /B-VIII.0およびTENDL-2015ライブラリを使用した太陽系Rプロセスの存在量の決定
バイナリ中性子星合体（GW170817）の最近のマルチメッセンジャー検出は、天体物理学のコミュニティに活気を与え、原子核物理学の観測量を決定するためのさらなる研究を奨励しました。宇宙の原子核の包括的な研究は、これらの天体物理学的現象を調査し、最新の核データを使用して検証できる恒星内元素合成プロセスに関する補足情報を取得する機会を提供します。評価された核データファイル（ENDF）ライブラリには、天体物理学、核分裂収率、および崩壊データに関連するエネルギー範囲にわたる反応断面積の完全なコレクションが含まれています。これらのデータ収集は、核科学、産業、および国家安全保障のアプリケーションで世界中で使用されています。核天体物理学の目的でENDF/B-VIII.0およびTALYS評価核データライブラリ（TENDL-2015）を探索し、その結果をカールスルーエ星内元素合成データベース（KADoNiS）と比較することに大きな関心が寄せられています。マクスウェル平均断面積（MACS）と天体物理学的反応速度は、ENDF/B-VIII.0とTENDL-2015で評価されたデータセットを使用して計算されています。計算された断面積は、太陽系の存在量と組み合わされ、恒星内元素合成の古典的なモデルを使用して適合されました。天体物理学的な高速および低速中性子捕獲、それぞれ$r$-および$s$-プロセスで、現在のデータから存在量が取得され、利用可能な値と比較されました。MACSをさらに分析すると、評価されたライブラリのデータの潜在的な欠陥と、新しい測定の強い必要性が明らかになります。現在の結果は、評価された図書館の大きな核天体物理学の可能性と、原子力産業と研究努力の間の相互に有益な関係を示しています。
回転するネットワーク磁場によって駆動されるシグモイドフィラメントの形成と噴火
| Title |
The_Formation_and_Eruption_of_A_Sigmoidal_Filament_Driven_by_Rotating_Network_Magnetic_Fields |
| Authors |
Jun_Dai,_Haisheng_Ji,_Leping_Li,_Jun_Zhang,_Huadong_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06775 |
太陽円盤の中心近くで回転するネットワーク磁場（RNF）によって駆動されるシグモイドフィラメントの形成と噴火を示します。これは、FuxianSolarObservatory（FSO）の1メートルの開口部の新しい真空太陽望遠鏡（NVST）によって観測されました。2018年7月12日。反時計回りのRNFは、北東のフットポイント領域で2つの小規模フィラメントをねじり、約140分以内にほぼ200度回転します。RNFの動きは、平均回転速度が10から150に増加し、その後50に減速するにつれて、最初は加速し、次に明らかに減速する傾向があります。次に、フィラメントF1とF2の間で合体が発生します。一方、フィラメントの南西部の微細構造は、合体の別の相互作用に関与していました。プラズマ加熱によるその後のEUVの増光は、2つの相互作用領域で観察されます。F1、F2、および南西部の微細構造を含むこれらの相互作用する構造は、最終的に、RNFが与えたのと同じ方向にねじれたより大規模なシグモイドフィラメントに進化します。シグモイドフィラメントのねじれが4{\pi}を超え、フィラメントがついに噴火しました。シグモイドフィラメントの動きは、近くのジェットが衝突するまで均一に保たれ、フィラメントの噴出が速くなります。これらの結果は、RNFがシグモイドフィラメントの形成と噴火に重要な役割を果たしているという証拠を提供します。この現象はまた、キンクの不安定性がフィラメントの噴火の引き金となるメカニズムであることを示唆しています。
天体情報学：変光星への適用を伴う近極値部品の統計的に最適な近似
| Title |
Astroinformatics:_Statistically_Optimal_Approximations_of_Near-Extremal_Parts_with_Application_to_Variable_Stars |
| Authors |
Ivan_L._Andronov,_Kateryna_D._Andrych,_Lidia_L._Chinarova,_Dmytro_E._Tvardovskyi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06909 |
ソフトウェアMAVKAについて説明します。このソフトウェアは、主に食と脈動を伴う、さまざまなタイプの1000個以上の変光星の極値の特性を統計的に最適に決定するために作成されました。近似は現象論的ですが、物理的ではありません。多くの場合、新しい変光星の発見は、単一フィルター（単一チャネル）データの時系列で行われ、物理モデリングに必要なパラメーター（温度、視線速度、バイナリの質量比など）を決定する可能性はありません。）。古典的な多項式近似「AP」（多項式の次数を2から9に制限）に加えて、対称近似（対称多項式「SP」、「壁支持」水平線「WSL」、放物線「WSP」、制限付き）が実現されています。Andronov（2012）およびMikulasek（2015）によって提案された関数の近似に基づく非整数次の多項式、および一般的に非対称な関数（漸近放物線「AP」、放物線スプライン「PS」、一般化双曲線放物線関数「SECH」および「log」-normal-like""BSK"）。このソフトウェアは、"ObservationObscurer"の後継であり、"runingparabola""RP"スケールグラムと近似のブロックなど、可変星研究のいくつかの機能を備えています。完全なデータセットの近似についてMAVKAは、極値に近い光曲線の部分（全日食と星と外惑星の通過を含む）を指します。日食を完全にカバーする、より広い間隔の関数については、2で説明しました。017Ap.....60...57A。グローバルおよびローカルの近似は、2020kdbd.book..191Aで確認されています。このソフトウェアは、http：//uavso.org.ua/mavkaおよびhttps://katerynaandrych.wixsite.com/mavkaで入手できます。私たちは、自身の観測からのデータと、地上および宇宙（現在、主にTESS）の観測所で得られたモニタリングからのデータを分析しました。あらゆる性質の信号に使用できます。
フレア関連ジェットによって引き起こされる冠状ループの横振動
| Title |
Transverse_oscillation_of_a_coronal_loop_induced_by_a_flare-related_jet |
| Authors |
J._Dai,_Q._M._Zhang,_Y._N._Su,_and_H._S._Ji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07074 |
この作品では、350ミリメートルの長さの大規模な冠状ループの横方向の振動の私たちの多波長観測を報告します。振動は、2015年10月16日のAR12434の円形リボンフレア（CRF）に関連したブローアウトコロナルジェットによって引き起こされました。アルヴェーン速度や磁場強度など、コロナルループの物理パラメータを決定することを目的としています。ジェット誘起キンク振動は、ソーラーダイナミクスオブザーバトリー（SDO）に搭載された大気イメージングアセンブリ（AIA）によって、極紫外線（EUV）波長で観測されました。見通し内マグネトグラムは、SDOに搭載された日震磁気イメージャ（HMI）によって観測されました。ループに沿っていくつかのスライスを取り、時間-距離図を作成し、指数関数的に減衰する正弦関数を使用して、減衰する振動に適合させました。キンク振動の初期振幅、周期、および減衰時間が得られました。キンクモードの冠状地震学を適用して、振動ループ内のアルフベン速度と磁場強度を推定しました。さらに、フラックスロープ挿入法を使用した非線形フォースフリーフィールド（NLFFF）モデリングを通じてループの磁場を測定しました。振動はAIA171および131で最も顕著です。振動はループに沿ってほぼ同相であり、ピーク初期振幅は13.6Mmです。これは、振動が高速スタンディングキンクモードに属することを意味します。振動は3.5サイクル続き、平均周期は462秒、平均減衰時間は976秒です。t/Pの値は、1.5〜2.5の範囲にあります。冠状地震学に基づいて、振動ループ内のアルヴェーン速度は1210kmと推定されます。ループの磁場強度を計算するために2つの独立した方法が適用され、それぞれ冠状地震学を使用して30043G、NLFFFモデリングを使用して21123Gになります。
バリウム星を使用した銀河系のs過程元素合成の調査
私たちの銀河における中性子捕獲元素の起源と進化はよくわかっていません。この研究では、バリウム星をプローブとして使用して、銀河系のs過程元素合成を理解しようと試みました。3つのバリウム星HD36650、HD207585、HD219116の高解像度分光分析を実行しました。HD219116の分析は、波長領域3530-9970{\rm\AA}をカバーする60,000の解像度のHCT/HESPデータに基づいています。。HD36650の場合、波長領域3520-9200{\rm\AA}をカバーする48,000の解像度のFEROSスペクトルを使用しました。HD207585の場合、波長領域3290-6650{\rm\AA}をカバーする48,000の解像度のVLT/UVESからのスペクトルが使用されます。私たちの分析は、これらのバリウム星の表面化学組成が、以前のコンパニオンである低質量AGB星からのs過程元素合成生成物によって濃縮されていることを明確に示しています。既存の元素合成理論に基づく存在比の分布に関する議論が提示されます。
残余ネットワークによるフィルターベースのマグネトグラフのための非線形太陽磁場較正法
| Title |
A_nonlinear_solar_magnetic_field_calibration_method_for_the_filter-based_magnetograph_by_the_residual_network |
| Authors |
Jingjing_Guo_and_Xianyong_Bai_and_Yuanyong_Deng_and_Hui_Liu_and_Jiaben_Lin_and_Jiangtao_Su_and_Xiao_Yang_and_Kaifan_Ji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07286 |
フィルターベースのマグネトグラフの太陽磁場校正の方法は、通常、磁気飽和効果のために強磁場領域をうまく生成できない弱磁場近似の下での線形校正方法です。より正確な磁場を得るために、ニューラルネットワークの助けを借りて非線形磁気キャリブレーションを実行する新しい方法を提供しようとしています。Hinode/SPからのデータを使用して、トレーニング、検証、およびテストのデータセットを構築しました。フィルタベースのマグネトグラフの単一波長観測をシミュレートするために、SPによって観測された112の波長点すべてから、1つの波長点での狭帯域ストークスI、Q、U、およびVマップが選択されました。残余ネットワークを使用して、ストークスマップとベクトル磁場の間の非線形関係をモデル化しました。広範な性能分析の結果、訓練されたモデルは、112の波長点を使用した反転結果に匹敵する精度で、狭帯域ストークスマップから縦磁束密度、横磁束密度、および方位角を推測できることがわかりました。。さらに、作成されたマップは、反転結果よりもはるかにクリーンです。この方法は、磁気飽和効果を効果的に克服し、線形キャリブレーション方法よりもはるかに優れた強磁気領域を推測できます。標準データに対するテストサンプルの残留誤差は、縦方向と横方向の両方の磁束密度でほぼ50Gです。値は、多層パーセプトロンの以前の方法で約100Gであり、新しい方法が磁気キャリブレーションでより正確であることを示しています。
太陽コロナイメージャ一次鏡の表面散乱からの迷光のシミュレーション
| Title |
Simulations_of_stray_light_from_the_surface_scattering_of_the_Solar_Corona_Imager_primary_mirror |
| Authors |
Jianchao_Xue,_Marco_Romoli,_Federico_Landini,_Cristian_Baccani,_Hui_Li,_Yunqi_Wang,_Bo_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07367 |
ソーラーコロナイメージャは、ASO-Sミッションに搭載された内部掩蔽コロナグラフであり、HI{Lyman-\textalpha}（Ly-alpha）および白色光（WL）波長帯で内部コロナをイメージングするという利点があります。ただし、主鏡（M1）による太陽円盤光の散乱が迷光の主な発生源になります。迷光抑制の方法を研究するために、3つの散乱モデルを使用してZemaxOpticStudioでM1散乱をモデル化します。予測された迷光に対する冠状放射の比率は、両方のチャネルの視野に沿って減少します。Ly-alphaチャネルの迷光は、一般にコロナル放射よりも低くなりますが、WLチャネルの迷光は、2.5Rsunのコロナル信号よりも1桁高くなる傾向があります。迷光を必要なレベルに抑える最適化されたパラメータの組み合わせが得られるため、M1の製造にいくつかの制限があります。さらに、表面散乱をシミュレートするには、K相関モデルをお勧めします。
黒点超半影フィブリルの横運動
黒点は、太陽の大気中の電磁流体力学（MHD）波現象の理解を助ける上で重要な役割を果たしており、遅いMHDモードに関連する多くの波数現象を示すことはよく知られています。最近の研究では、横波モードが彩層の大部分に存在することが示されています。スウェーデンの太陽望遠鏡からの高解像度CaII8542{\AA}観測を使用して、黒点から伸びる彩層超半影フィブリルも遍在する横方向の動きを示すという最初のデモンストレーションを提供します。これらの動きを横波、特にMHDキンクモードとして解釈します。2000以上の横運動の統計的特性をまとめて、周期と振幅の分布を見つけ、それらが静かな太陽フィブリルにおける彩層横波の以前の観測とおおむね一致していることを発見しました。超半影フィブリルにおける波の存在自体が、それらがどのように生成されるかについての重要な疑問を提起し、MHD波エネルギーが黒点の大気を通してどのように伝達されるかについての私たちの理解に影響を与える可能性があります。
回転を伴う恒星モデルのグリッド：V。金属量がゼロの1.7から120Msunのモデル
| Title |
Grids_of_stellar_models_with_rotation:_V._Models_from_1.7_to_120_Msun_at_zero_metallicity |
| Authors |
Laura_J._Murphy,_Jose_H._Groh,_Sylvia_Ekstrom,_Georges_Meynet,_Camila_Pezzotti,_Cyril_Georgy,_Arthur_Choplin,_Patrick_Eggenberger,_Eoin_Farrell,_Lionel_Haemmerle,_Raphael_Hirschi,_Andre_Maeder_and_Sebastien_Martinet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07420 |
最初の星の性質を理解することは、初期の宇宙を理解するための鍵です。JWSTのような新しい施設では、すぐに最も初期の星の種族の最初の観測が行われるかもしれませんが、これらの観測を理解するには、詳細な理論モデルが必要です。ここでは、回転が表面特性、内部構造、および金属濃縮にどのように影響するかに特に関心を持って、ゼロ金属量星の進化の理解を向上させることを目的として、ジュネーブコードを使用して恒星進化モデルのグリッドを計算します。9Msun<Mini<120Msunの大規模モデルに焦点を当て、1.7Msunから120Msunまでの初期質量（Mini）のモデルの範囲を作成します。グリッドには、回転のあるモデルとないモデルが含まれ、回転モデルの初速度は臨界速度の40％です。回転は、主にコアのサイズの増加とコアのHe燃焼中のより強いH燃焼シェルを通じて、最初の星の進化に強く影響することがわかります。放射質量損失がない場合、回転モデルでは角運動量が表面に蓄積されるため、初期質量Mini>60Msunのモデルは主系列星で臨界回転に達し、質量損失が発生します。回転混合は金属の濃縮に強く影響しますが、より高い金属量で見られるように、必ずしも金属の生成を増加させるとは限りません。これは、回転により、He燃焼中にHシェルへのCNOブーストが早くなり、初期質量と回転速度によっては金属の濃縮が妨げられる可能性があるためです。ポピュレーションIIIモデルのこの新しいグリッドの電子テーブルは公開されています。
非常に金属量の少ない星のベリリウムの存在量によってさらされた初期の銀河系化学物質濃縮の不均一性
| Title |
Inhomogeneity_in_the_early_Galactic_chemical_enrichment_exposed_by_beryllium_abundances_in_extremely_metal-poor_stars |
| Authors |
Rodolfo_Smiljanic,_Mateusz_G._Zych,_Luca_Pasquini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07438 |
金属量の少ない星のベリリウムの存在量は、[Fe/H]〜-3.0まで金属量とともに直線的に変化します。この非常に金属の少ない領域でBeが検出された星では、存在量のばらつきの増加が以前に報告されています。このばらつきは、Beと[Fe/H]の関係が平坦化されていることを示している可能性があります。私たちの目的は、非常に金属量の少ない星のBe存在量の新しい調査を実行し、Be存在量のプラトーが存在するかどうかを明らかにすることです。[Fe/H]〜-3.0の9つの矮星のサンプルでBeの存在量を再検討しました。さらに、星BPSBS16968-0061とCD-331173のスペクトルのBe線を初めて分析しました。GaiaDR2視差を利用して、星の表面重力の値を調整しました。Beの存在量は、スペクトル合成を使用して決定されました。いくつかの星は確かに扁平率を示唆しています。[Fe/H]〜-2.70と-3.26の間では、Beの存在量はlog（Be/H）〜-13.2dexでほぼ一定に保たれます。それにもかかわらず、いくつかの星については、そのレベルより下の上限しか設定できませんでした。サンプルの星のほとんどは、いわゆるガイア-エンセラダス合併の先祖で形成されたものと一致しています。その場で形成される可能性が高い3つの星のうち2つは、線形関係から最も逸脱している星です。これらの星の混合起源は、扁平率を理解するための手がかりを提供します。私たちの観測は、初期の銀河における不均一な星形成条件の結果として理解できることを示唆しています。効率的な混合がなければ、初期のISMは、特定の瞬間におけるFeの存在量の大きなばらつきによって特徴付けられます。一方、ベリリウムは、宇宙線による核破砕に起源があるため、（銀河全体の意味で）より均一な存在量を持っているでしょう。したがって、観測されたBe対Feの関係の平坦化は、特定の年齢での銀河系のFeの存在量のより強いばらつきを反映していることを示唆します[要約]。
恒星進化モデルと比較したALMA調査で得られたループスとおうし座の前主系列星の動的恒星質量
| Title |
Dynamical_stellar_masses_of_pre-main_sequence_stars_in_Lupus_and_Taurus_obtained_with_ALMA_surveys_in_comparison_with_stellar_evolutionary_models |
| Authors |
Teresa_A._M._Braun,_Hsi-Wei_Yen,_Patrick_M._Koch,_Carlo_F._Manara,_Anna_Miotello_and_Leonardo_Testi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07441 |
ソースごとに数分の積分時間でALMA調査で得られた、ループス星形成領域とおうし座星形成領域の前主系列星（PMS）のアーカイブ分子線データを分析しました。$^{13}$COとC$^{18}$O（J=2-1＆3-2）とCN（N=3-2、J=7/2-5/2）のデータを積み上げました）信号対雑音比を高めるための線、および星周円盤のケプレリアン回転からの67個のPMS星のうち45個の星の質量を測定しました。測定された動的な恒星の質量は、7つの異なる恒星進化モデルを用いた分光測定から推定された恒星の質量と比較されました。Feiden（2016）の磁気モデルは、$0.6〜M_{\odot}\leqM_{\star}\leq1.3〜M_{\odot}$の質量範囲で恒星の質量の最良の推定値を提供することがわかりました。動的質量からの$<$0.7$\sigma$の偏差。他のすべてのモデルは、この質量範囲の恒星の質量を20％から40％過小評価しています。$<0.6〜M_{\odot}$の質量範囲では、Feiden（2016）の磁気モデルで推定された恒星質量は、動的質量からの偏差が大きく（$>2\sigma$）、その他の非-Siessらの磁気恒星進化モデル。（2000）、Baraffeetal。（2015）とFeiden（2016）は、1.4$\sigma$から1.6$\sigma$の偏差で、動的質量とのより良い一致を示しています。私たちの結果は、これらの恒星進化モデルの精度の質量依存性を示しています。
進化した星の周りの周連星円盤のVLTI画像
| Title |
VLTI_images_of_circumbinary_disks_around_evolved_stars |
| Authors |
Jacques_Kluska,_Rik_Claes,_Akke_Corporaal,_Hans_Van_Winckel,_Javier_Alcolea,_Narsireddy_Anugu,_Jean-Philippe_Berger,_Dylan_Bollen,_Valentin_Bujarrabal,_Robert_Izzard,_Devika_Kamath,_Stefan_Kraus,_Jean-Baptiste_Le_Bouquin,_Michiel_Min,_John_D._Monnier,_Hans_Olofsson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07448 |
新世代のVLTI機器（GRAVITY、MATISSE）は、高角度分解能でさまざまなオブジェクトの形態学的複雑さを明らかにするために、日常的に干渉画像を生成することを目的としています。ただし、画像の再構築は完全に自動化されたプロセスではありません。ここでは、特定の科学の事例、つまり、進化したバイナリのサブセットの複雑な周連星環境に焦点を当てます。干渉計イメージングは、直接の周連星環境を解決するために必要な空間分解能を提供します。確かに、主星が漸近巨星分枝（AGB後）段階にある多くのバイナリは、周連星円盤に囲まれています。これらのディスクは、最初に、ほこりによって生成された赤外線超過から推測されました。赤外線でのスナップショット干渉観測により、ディスクのような形態が確認され、幾何学的モデルの使用は強くバイアスされていないと回復できない、放出の空間的な複雑さが明らかになりました。おそらく、周連星環境の円盤状の形状の最も説得力のある証拠は、VLTIでPIONIER装置を使用したそのようなシステム（IRAS08544-4431）の最初の干渉画像から得られました。この画像は、画像のコンポーネントのモデルを減算し、その環境のみの画像を再構成できるSPARCO画像再構成アプローチを使用して取得されました。IRAS08544-4431の場合、モデルにはバイナリが含まれ、残りの信号の画像からいくつかの予期しない機能が明らかになりました。次に、2番目の画像は、ALMAによって十分に研究された、HD101584周辺の異なるが複雑な星周形態を明らかにしました。VLTIイメージング機能を活用してこれらのターゲットを理解するために、VLTIで大規模なプログラムを開始し、PIONIERとGRAVITYの両方の機器を使用してAGB後のバイナリシステムをイメージングしました。
新興活動地域の黒点光橋を越えた相同フレア活動
黒点光橋は、彩層や遷移領域でサージや小規模ジェットなど、さまざまな動的で持続的な現象を示すことが知られています。磁気リコネクションがこの小規模なダイナミズムの原因であると一般に提案されていますが、黒点光橋の同じ空間位置から数時間続く持続的なフレア活動はほとんど報告されていません。ソーラーダイナミクス天文台に搭載された大気イメージングアセンブリと日震磁気イメージャからの観測を組み合わせて、新たなフラックス領域の小さな黒点ライトブリッジ上の相同フレア活動を調査します。同種のフレアはすべて、B6.4クラスのフレアを含む幅広いコリメートジェットを生成しました。ジェットは約200km/sの速度で上昇し、約98Mmの投影高さに達し、同じ空間位置から約14時間出現し、その後完全に停止します。光球磁場の非線形の力のない外挿は、ライトブリッジをリモートの反対極性ネットワークに接続する低位のフラックスロープを示しています。持続的なフレアは、隣接するアンブラの比較的垂直な磁場がライトブリッジの低位フラックスロープと再接続する原因となる、主要な太陽黒点の急速な水平運動の結果として発生します。我々の結果は、フラックスロープが繰り返しの再接続によって十分なねじれを失うと、フレアリングが停止することを示しています。
フラックスロープの形成を調査するための双極活性領域の冠状進化のシミュレーション
| Title |
Simulating_the_Coronal_Evolution_of_Bipolar_Active_Regions_to_Investigate_the_Formation_of_Flux_Ropes |
| Authors |
Stephanie_L._Yardley,_Duncan_H._Mackay,_Lucie_M._Green |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07708 |
20個の双極活性領域（AR）の冠状磁場の進化は、マッカイらの時間依存の非線形力のない磁場法を使用して、それらの出現から崩壊までシミュレートされます。各ARの進化全体をカバーする、クリーンアップされた光球の見通し内マグネトグラムの時系列を使用して、シミュレーションを実行します。シミュレートされた冠状磁場と、太陽力学観測所（SDO）/大気イメージングアセンブリ（AIA）によって取得された171および193Aの観測値との比較は、手動検査によって各ARに対して行われます。結果は、ARの80％で、小規模および大規模なコロナループ、フィラメント、せん断構造などの主要なコロナ機能の進化を再現できることを示しています。境界条件と初期条件を変更するとともに、オーム拡散、超拡散、光球での水平磁場注入などの物理的効果を追加することで、観測とシミュレートされた冠状動脈の進化の一致が20％向上します。シミュレーションでは、ARに関連して観測された噴火の50％について、噴火までの蓄積を再現することができました。シミュレーションでの噴火開始時間と比較した、観測で発生した噴火間の平均符号なし時間差は、約5時間であることがわかりました。シミュレーションは、ARの内部極性反転線から発生した4つの噴火すべての噴火までの蓄積を捉えることに特に成功しました。この技術は、ARの周辺や大規模な冠状構造から発生した噴火の開始を再現するのにあまり成功しませんでした。これらの場合、ローカルではなくグローバルな非線形の力のないフィールドモデルを使用する必要があります。この手法はある程度の成功を収めていますが、すばやく連続して発生する噴火をこの方法で再現することは困難であり、モデルの将来の反復ではこれに対処する必要があります。
DFSZQCDアクシオンモデルの宇宙論的制約の専用分析を初めて実行します。このような構造は、最近のXenon-1Tの過剰と、恒星の冷却からのヒントに照らして特に興味深いものです。DFSZモデルでは、$m_a\gtrsim0.1$eVの場合、パイ中間子とミュー粒子の散乱により、大規模なニュートリノと同様に動作する、熱アクシオンのかなりの宇宙背景放射が生成される可能性があります。ただし、パイ中間子結合は2つのヒッグスダブレットのvev間の配置に依存し、KSVZシナリオに関して大幅に抑制または強化できます。最新のPlanckおよびBAOデータを使用すると、パイ中間子$c_{a\pi}$へのアクシオン結合が最大の場合、$95\％$C.L。で$m_a\leq0.2〜\text{eV}$が見つかります。代わりに、$c_{a\pi}$が小さい場合、$m_a$の制約を大幅に緩和できます。特に、レプトンへのアクシオン結合が$c_{a\pi}$と同時に消滅しない、いわゆるDFSZ-IIモデルでは、ミューオンを介した生成により$m_a\leq0.6〜\text{が得られることを指摘します。eV}$は$95\％$CLですが、DFSZ-Iモデルでは、$m_a$の境界を完全に解除できます。次に、宇宙データをXenon-1T実験からの電子に結合されたDFSZアクシオンの最近のヒントと組み合わせ、この場合、アクシオンの質量がウィンドウ内にあるように制約されていることを発見します$0.07〜\text{eV}\lesssimm_a\lesssim1.8\、（0.3）〜\text{eV}$（DFSZ-I（DFSZ-II）モデルの場合）。恒星の冷却ヒントを使用した同様の分析では、DFSZ-IIの場合は$3〜\text{meV}\lesssimm_a\lesssim0.2〜\text{eV}$が得られますが、DFSZ-Iの場合は制約が発生しません。今後のCMBステージ4実験では、このようなシナリオをさらにテストできるようになります。たとえば、Xenon-1Tウィンドウは、DFSZ-Iアクシオンの$2\sigma$で完全にプローブする必要があります。
21cm宇宙論におけるより冷たいバリオンの新しいメカニズムとしての水素混合
EDGESによって報告された異常な21cmの吸収機能は、暗黒物質（DM）が標準模型（SM）ガスから熱エネルギーを吸い上げるシナリオの研究に活気を与えました。SM粒子と直接DM散乱することによって冷却を実現する、よく議論されているモデルとは異なり、中性原子水素$H$と縮退したダークセクター状態$H'$を混合することで同じ目的を達成できることを示します。中程度の$H$-$H'$振動の分析により、必要な冷却を提供するための一般的なタイプの$H'$-DM相互作用の実行可能なパラメーター空間が明らかになります。この戦略は、その宇宙論的ダイナミクス、モデル構築の意味、補完的な観測シグネチャなど、多くの点で他の提案とはまったく対照的です。
| Title |
Integrability_of_eccentric,_spinning_black_hole_binaries_up_to_second_post-Newtonian_order |
| Authors |
Sashwat_Tanay,_Leo_C._Stein,_Jos\'e_T._G\'alvez_Ghersi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06586 |
ブラックホール連星（BBH）のダイナミクスの正確で効率的なモデリングは、LIGO/VirgoとLISAの両方で、重力波によるそれらの検出とパラメーター推定に不可欠です。一般的なBBH構成では、スピンと離心率がずれており、離心率は初期の段階で特に関係があります。これらのシステムのモデリングは、分析的にも数値的にも困難です。1.5ポストニュートン（PN）次数はリウビル可積分ですが、数値計算では2PN次数でカオスが示されているため、解析解の存在が妨げられています。この記事では、1.5PNと2PNの両方のオーダーでの可積分性を再検討します。1.5PNで、4つ（5つのうち）のアクション積分を作成します。2PNでは、相互に通勤する5つの運動の積分を明示的に構築することにより、システムが実際に可積分であるが、摂動的な意味であることが示されています。KAMの定理により、これは過去のカオスの数値的実証と一致しています。私たちの方法は、より高いPNオーダーにまで拡張され、一般的なエキセントリックで回転するBBH問題に対する完全な分析ソリューションへの扉を開きます。
水素混合ポータル、その起源、およびその宇宙論的効果
暗黒セクター状態への水素振動$H'$は、標準模型と暗黒物質との直接的な結合なしに、暗黒時代に水素を冷却できる新しいメカニズムとして最近提案されました。この研究では、必要な混合が微物理理論から自然に現れる可能性があることを示し、それにもかかわらず、標準的な宇宙論からの驚くべき逸脱は観測と一致していると主張します。対称ミラーモデルは、$H$と$H'$の間に必要な縮退を強制し、追加のねじれた$B+L'$対称性は、$H$-$H'$の混合がセクター間の主要な接続であることを示します。$\sim$TeVスケールのレプトクォークがパートン次元12の混合演算子を生成し、エネルギーフロンティアにリンクするUV補完を書き留めます。すべての$H$原子の半分が$H'$に振動しているため、宇宙の構成はその歴史の一部でスキャンダルに異なります。構造形成について定性的に議論します。標準模型セクターでの構造形成と、初期の超大質量ブラックホールのパズルの解決策として最近提案されたミラーセクターでの可能性の両方です。SMバリオンのひどい喪失は主に再電離中に自己消去しますが、私たちの知る限り、これは後期宇宙にバリオンが欠落しているはずであることを示唆する最初のモデルであり、宇宙の高精度検索の継続的で堅牢な観測プログラムを強く動機付けますバリオン。
$ U（1）_X $ヒッグスインフレーションにおける宇宙論的データの低エネルギーへの影響
| Title |
Low_energy_implications_of_cosmological_data_in_$U(1)_X$_Higgs_inflation |
| Authors |
Shinsuke_Kawai,_Nobuchika_Okada,_Satomi_Okada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06637 |
コールマン-ワインバーグ型の有効ポテンシャルを持つスカラー場は、素粒子物理学のさまざまな状況で発生し、宇宙のインフレーションを議論するための有用なフレームワークとして機能します。マルコフ連鎖モンテカルロ分析に基づく最近の研究によると、そのような有効ポテンシャルの係数は、宇宙論的データによって厳しく制約されています。動機付けの良い例として$U（1）_X$拡張標準模型に基づくインフレモデルに焦点を当てて、この観測が標準模型を超える物理に与える影響を調査します。大型ハドロン衝突型加速器（LHC）Run-2によって139fb${}^{-1}$の統合光度で除外されていないパラメーター領域を調べ、モデルパラメーターが高光度によってさらに制約される可能性があることを示します。近い将来のLHC実験。また、このシナリオで考えられる再加熱メカニズムと暗黒物質の候補についてもコメントします。
| Title |
Review_of_Atmospheric_Neutrino_Results_from_Super-Kamiokande |
| Authors |
Volodymyr_Takhistov_(for_the_Super-Kamiokande_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06864 |
ニュートリノ物理学は精密時代に入りますが、いくつかの重要な未知数が残っています。大気ニュートリノは、スーパーカミオカンデ実験が中心的な役割を果たしながら、主要な振動パラメータを同時にテストすることを可能にします。スーパーカミオカンデI-IV相からの完全なデータセットの大気ニュートリノ振動解析の結果について説明します。さらに、スーパーカミオカンデにおける非標準ニュートリノと大気ニュートリノとの相互作用のテストについても説明します。
| Title |
Lagrangian_formulation_for_an_extended_cosmological_equation-of-state |
| Authors |
Grigoris_Panotopoulos,_Ilidio_Lopes_and_Angel_Rincon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06869 |
最近恒星モデリングに適用された、チャプリギン状態方程式から開発された拡張宇宙論的状態方程式が、標準的なスカラーポテンシャルと一致する実行可能な暗黒エネルギーモデルであることを示します。さらに、適切な自己相互作用ポテンシャルを持つ正規スカラー場に基づくラグランジュ定式化を見つけます。最後に、数値的に得られたスカラーポテンシャルを、文献で十分に研究されている具体的な関数に適合させます。私たちの結果は、モデルビルダーや素粒子物理学者にとって興味深いかもしれません。
一定の磁場におけるニュートリノ固有状態とフレーバー、スピンおよびスピンフレーバー振動
| Title |
Neutrino_eigenstates_and_flavour,_spin_and_spin-flavour_oscillations_in_a_constant_magnetic_field |
| Authors |
Alexey_Lichkunov,_Artem_Popov,_Alexander_Studenikin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06880 |
\cite{Popov：2019nkr}で導入された磁場におけるニュートリノ振動の問題へのアプローチを開発し、それを3世代のニュートリノの場合に拡張します。磁場中のディラックニュートリノスピン、フレーバー、スピンフレーバー振動確率の計算に適した理論的枠組みが与えられています。ニュートリノフレーバーとスピン振動の間に絡み合いがあることが示され、一般的な場合、これら2つのタイプのニュートリノ振動を別々に考えることはできません。振動の確率の閉じた分析式は、通常の階層と反転した階層、およびCP対称性の破れの考えられる影響を考慮して取得されます。特に、ニュートリノフレーバーの変化がない変換の確率、すなわち$\nu_e^L\rightarrow\nu_e^L$と$\nu_e^L\rightarrow\nu_e^R$は、に依存しないことが示されています。CP相、他のニュートリノ変換はCP相の影響を受けます。一般に、ニュートリノ振動の確率は、磁気$\mu_{\nu}B$と真空周波数の振動の非常に複雑な相互作用を示します。得られた結果は、例えばマグネターや超新星に特有の極端な天体物理学的環境の影響下でのニュートリノ振動への応用や、星間磁場でのニュートリノ伝播の研究に興味深いものです。
| Title |
Non-linear_stability_of_soliton_solutions_for_massive_tensor-multi-scalar-theories |
| Authors |
Riccardo_Falcone,_Daniela_D._Doneva,_Kostas_D._Kokkotas,_Stoytcho_S._Yazadjiev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06902 |
この論文の目的は、ターゲット空間距離がキリングフィールドを認める特別なクラスの大規模テンソル-マルチスカラー-重力理論のコンテキストで、非線形シミュレーションを介してソリトンのような静的解の安定性を研究することです。周期的な流れ。ソリトン解が存在できる最も単純な構成として、2つのスカラー場と最大対称のターゲット空間メトリックの場合に焦点を当てました。ターゲット空間の曲率がゼロの限界$\kappa=0$では、これらの解は標準のボソン星になりますが、$\kappa\ne0$の場合、定性的および定量的の両方で有意な偏差が観察されます。これらのソリトン解を時間内に進化させることにより、中央のスカラー場$\psi_c$の値が低い場合でも安定している一方で、$\psi_c$の増加に伴って不安定性が発生することを示します。具体的には、安定領域では、モデルは基本モードに関連する特徴的な周波数で振動します。このような周波数は、不安定なモデルの接近とともにゼロになる傾向があり、ソリトン解が安定性を失うと、最終的には虚数になります。平衡モデルの研究から予想されるように、安定性の変化は、非常に高い精度で数値的にチェックされた最大質量点で正確に発生します。
対流駆動球形ダイナモにおけるクロスヘリシティ生成に対するシェルの厚さの影響
| Title |
Effects_of_shell_thickness_on_cross-helicity_generation_in_convection-driven_spherical_dynamos |
| Authors |
Luis_Silva,_Parag_Gupta,_David_MacTaggart_and_Radostin_D._Simitev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06929 |
回転する球殻におけるカオス的熱対流による自立磁場生成のためのヘリシティおよびクロスヘリシティ起電ダイナモ効果の相対的重要性を、シェルの厚さの関数として調査します。ダイナモソリューションの2つの異なるブランチが、0.25〜0.6のシェルアスペクト比の直接数値シミュレーションで共存することがわかります。平均場双極レジームと変動双極レジームです。磁場と回転熱対流の両方の時間的挙動と空間構造の違いを含む、共存するダイナモアトラクタを特徴付ける特性が比較および対比されます。ヘリシティ$\alpha$効果とクロスヘリシティ$\gamma$効果は、変動する双極ダイナモレジーム内で強度が同等であることがわかります。この場合、それらの比率はシェルの厚さによって大きく変化しません。対照的に、平均場双極ダイナモレジーム内では、ヘリシティ$\alpha$効果は、約2桁支配的であり、シェルの厚さが減少するにつれて強くなります。
相対論的電磁気学へのライトフロントアプローチ
最近のライトフロントアプローチが、（非常に強い）平面進行波$F_t^{\mu\の合計である電磁（EM）場$F^{\mu\nu}$を使用して相対論的電気力学を単純化する方法を示します。nu}（ct\！-\！z）$および静的部分$F_s^{\mu\nu}（x、y、z）$;時間$t$の代わりに、光のような座標$\xi=ct\！-\！z$を独立変数として採用します。これは、真空中、および非常に短く強力なレーザーパルス（スリングショット効果、プラズマ砕波、レーザー航跡場加速など）が当たった低温希釈プラズマの両方で、極端な加速のいくつかのケースに適用できます。
ゲージド$ B-L $モデルにおけるスカラー暗黒物質と電弱対称性の破れを伴う相対論的凍結
| Title |
Relativistic_Freeze-in_with_Scalar_Dark_Matter_in_a_Gauged_$B-L$_Model_and_Electroweak_Symmetry_Breaking |
| Authors |
Priyotosh_Bandyopadhyay,_Manimala_Mitra,_Abhishek_Roy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07142 |
標準模型（SM）と$B-L$ヒッグス粒子の崩壊と消滅からの暗黒物質の生成に焦点を当て、ゲージ化された$B-L$モデルにおけるスカラー暗黒物質の相対論的凍結生成を探求します。分析では、SMヒッグスボソンの熱質量補正とともに、ボーズアインシュタイン（BE）およびフェルミディラック（FD）統計を考慮します。SMヒッグス粒子に加えて、$B-L$スカラーの消滅と崩壊も、暗黒物質の遺物密度に大きく寄与する可能性があることを示します。BEフレームワークでの電弱対称性の破れ（EWSB）と熱質量補正の潜在的な影響により、暗黒物質の遺物がスカラー消滅によってEWSB温度近くで凍結するため、暗黒物質の遺物が大幅に強化されます。しかし、暗黒物質がEWSBよりも遅い時期に凍結した場合、主にスカラーの崩壊によって、そのような影響はそれほど顕著ではありません。この分析の結果はかなり一般的であり、他の同様のシナリオに適用できます。
数値相対論におけるブラックホール連星の上下の不安定性
| Title |
Up-down_instability_of_binary_black_holes_in_numerical_relativity |
| Authors |
Vijay_Varma,_Matthew_Mould,_Davide_Gerosa,_Mark_A._Scheel,_Lawrence_E._Kidder,_and_Harald_P._Pfeiffer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07147 |
軌道角運動量と整列しているスピンを持つブラックホール連星は歳差運動しません。ただし、ポストニュートン計算では、重い（軽い）ブラックホールのスピンが軌道角運動量と整列（反整列）している「上下」バイナリは、スピンが完全からわずかに乱されていると不安定になると予測されます。アラインメント。この不安定性は、ソースが（反）整列したスピンで優先的に形成される環境で歳差運動するバイナリを形成するための可能なメカニズムを提供します。この論文では、合併前の$\sim100$軌道にまたがるいくつかのシミュレーションを使用して、完全な数値相対論におけるこの不安定性の存在を確認します。$1^{\circ}$-$10^{\circ}$の小さな摂動で初期化された不安定性は、スピンの不整合を劇的に増大させ、合併の近くで$\sim90^{\circ}$に達する可能性があります。これにより、重力波信号のサブドミナントモードに強い痕跡が残ることを示します。これは、上下のバイナリを他のソースから区別するために使用できる可能性があります。最後に、ポストニュートンおよび効果的な1体近似が、数値相対論から抽出された上下バイナリの不安定なダイナミクスを再現できることを示します。
XENON1T過剰のMeVブースト暗黒物質による解釈
最近、XENON1Tによって、大過剰のkeV電子反跳イベントが報告されました。この過剰は、高速での電子と長寿命のMeV粒子の散乱によって引き起こされる可能性があります。新しい長寿命粒子の特性は、ビッグバン元素合成（BBN）と宇宙マイクロ波背景放射（CMB）によって制限されます。ここでは、2つのスカラーMeV暗黒物質（DM）粒子$S_A$と$S_B$の有形モデルを検討して、ブーストされた$S_B$を介してXENON1TkeVの超過を解釈します。小さな質量分割$m_{S_A}-m_{S_B}>0$が導入され、ブーストされた$S_BS_B^\ast$のペアは、$S_AS_A^\ast\to\phi\の暗黒消滅プロセスによって生成できます。共鳴スカラー$\phi$を介してS_BS_B^\ast$に。$S_B-$電子散乱は、$^8$Beと$^4$Heの異常な遷移を引き起こす可能性のあるベクトルボソン$X$によって仲介されます。BBN、CMB、および低エネルギー実験からの制約により、$X-$を介した$S_B-$電子散乱断面積は$\lesssim10^{-35}\mathrm{cm}^2$に設定されますが、MeVスケールDM今日の強化された暗黒消滅によって、十分にブーストされた$S_BS_B^\ast$を提供し、XENON1TkeVの過剰を誘発することができます。$S_BS_B^\ast$の遺物密度は、CMBと21cmの吸収からの制約によって許可される$S_BS_B^\ast\からXX$への$s-$waveプロセスによって大幅に減少します。$S_BS_B^\ast$のごくわずかな遺物の割合は、DM直接検出におけるブーストされていない$S_B$-電子散乱の厳しい境界と互換性があり、ブーストされていない$S_A$-電子散乱も直接によって許可されます。検出。
ソーラーオービターとベピコロンボによって検出された最初のCMEのその場マルチ宇宙船とリモートイメージング観測
| Title |
In-Situ_Multi-Spacecraft_and_Remote_Imaging_Observations_of_the_First_CME_Detected_by_Solar_Orbiter_and_BepiColombo |
| Authors |
E._E._Davies_(1),_C._M\"ostl_(2_and_3),_M._J._Owens_(4),_A._J._Weiss_(2_and_3),_T._Amerstorfer_(2),_J._Hinterreiter_(2_and_5),_M._Bauer_(2),_R._L._Bailey_(6),_M._A._Reiss_(2_and_3),_R._J._Forsyth_(1),_T._S._Horbury_(1),_H._O'Brien_(1),_V._Evans_(1),_V._Angelini_(1),_D._Heyner_(7),_I._Richter_(7),_H-U._Auster_(7),_W._Magnes_(2),_W._Baumjohann_(2),_D._Fischer_(2),_D._Barnes_(8),_J._A._Davies_(8),_R._A._Harrison_(8)_((1)_Department_of_Physics,_Imperial_College_London,_London,_UK,_(2)_Space_Research_Institute,_Austrian_Academy_of_Sciences,_Graz,_Austria,_(3)_Institute_of_Geodesy,_Graz_University_of_Technology,_Graz,_Austria,_(4)_Space_and_Atmospheric_Electricity_Group,_Department_of_Meteorology,_University_of_Reading,_Reading,_UK,_(5)_Institute_of_Physics,_University_of_Graz,_Graz,_Austria,_(6)_Conrad_Observatory,_Zentralanstalt_f\"ur_Meteorologie_und_Geodynamik,_Vienna,_Austria,_(7)_Technical_University_of_Braunschweig,_Braunschweig,_Germany,_(8)_STFC-RAL_Space,_Didcot,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07456 |
2020年4月19日、CMEがソーラーオービターによって地動説の距離約0.8AUでその場で検出されました。CMEはその後、4月20日に風とBepiColombo宇宙船によってその場で観測されましたが、BepiColomboは地球の非常に近くにありました。このCMEは、宇宙船の経度が5$^\circ$未満であるため、トリプルラジアルアライメント研究の良い機会を提供します。4月15日に打ち上げられたCMEのソースは、ほぼ完全に孤立したストリーマーの爆発でした。STEREO-Aは、経度-75.1$^\circ$から離れた場所でイベントを観測しました。これは、地球に向けられたCMEの太陽圏イメージングに非常に適した視点です。4つの宇宙船の構成により、リモートイメージングとCMEのその場観測との間に非常にクリーンなリンクが提供されました。ソーラーオービター、ウィンド、ベピコロンボでのCMEの現場観測と、STEREO-AでのCMEの遠隔観測をフラックスロープモデルと組み合わせて使用し、CMEの全体的な形状と伝播するにつれての進化を決定しました。内側の太陽圏を通して。CME断面の明確な平坦化がSTEREO-Aによって観察され、フラックスロープモデルのプロファイルをその場データと比較することによってさらに確認されました。ここで、歪んだフラックスロープ断面はその場で最も定性的に一致します。ソーラーオービターでの磁場の観測。宇宙船間の磁場のその場観測を比較すると、最大（平均）磁場強度の依存性は、ヘリオセントリック距離とともに減少することがわかります。$r^{-1.22\pm0.42}$（$r^{-1.10\pm0.20}$）、以前の研究とは一致しません。軸方向およびポロイダル磁場強度の依存性をさらに評価すると、CMEの膨張は自己相似でも円筒対称でもない可能性が高いことが示唆されます。
3.3ミクロン付近の二酸化炭素のn2 + n3バンドへの電気四重極および磁気双極子の寄与
| Title |
Electric-quadrupole_and_magnetic-dipole_contributions_to_the_n2+n3_band_of_carbon_dioxide_near_3.3_micron |
| Authors |
H\'el\`ene_Fleurbaey,_Roberto_Grilli,_Didier_Mondelain,_Samir_Kassi,_Alain_Campargue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07518 |
水蒸気の電気四重極（E2）遷移と二酸化炭素の磁気双極子（M1）遷移の最近の検出により、分子分光法に新しい分野が開かれました。現在の状態では、分光データベースは、多原子分子（H2O、CO2、N2O、CH4、O3）の電気双極子（E1）遷移のみを提供します。これは、地球と惑星のモデリングに対する弱いE2およびM1バンドの影響の可能性です。雰囲気に対処する必要があります。これは、E2およびM1バンドが弱いE1吸収のスペクトルウィンドウに配置される可能性がある二酸化炭素の場合に特に重要です。本研究では、CO2の高感度吸収スペクトルが、二酸化炭素の3.3ミクロンの透明度ウィンドウで光フィードバックキャビティ増強吸収分光法（OFCEAS）によって記録されました。研究されたスペクトル間隔は、火星大気のスペクトルで二酸化炭素のn2+n3バンドのM1遷移が最近確認された領域に対応します。ここでは、n2+n3バンドのM1遷移とE2遷移の両方がOFCEASによって検出されました。12C16O2のE2スペクトルの最近のabinitio計算を使用して、5本のM1線と3本のE2線の強度測定により、M1とE2の寄与を解きほぐすことができます。実際、E2強度値（分子あたり数10〜29cmのオーダー）はabinitio計算と合理的に一致し、M1線の強度（E2寄与を含む）は最近の非常に長い経路の測定値と非常によく一致しています。フーリエ変換分光法による。したがって、E2遷移とM1遷移の両方を、分光データベースによって提供されるCO2ラインリストに体系的に組み込む必要があると結論付けます。
集束太陽エネルギー粒子輸送の入門書：基本的な物理学と最近のモデリング結果
| Title |
A_Primer_on_Focused_Solar_Energetic_Particle_Transport:_Basic_physics_and_recent_modelling_results |
| Authors |
J.P._van_den_Berg,_R.D._Strauss,_F._Effenberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07570 |
太陽エネルギー粒子に適用される集中輸送の基本をレビューし、一般的な誤解の領域に特別な注意を払います。スラブ乱流と相互作用する荷電粒子の微物理学を調査して、ピッチ角散乱の概念を説明します。その後、分布関数と集束輸送方程式を、輸送プロセスを説明する理論ツールとして導入し、観測可能な量がどのようにできるかについて説明します。分布関数から計算されます。特に、拡散移流と電信方程式の2つの近似が、単純化された状況で、磁力線に沿った粒子運動を記述する集束輸送方程式の完全な解と比較されます。これらの近似は、関連する物理プロセスの複雑さを把握するには不十分であることが示されています。このような制限を克服するために、一般に公開されている有限差分モデルを導入して、焦点を絞った輸送方程式を解きます。モデルの使用について簡単に説明し、観測された太陽エネルギー電子イベントを再現するためにモデルを適用する方法を示し、関連する加速および輸送プロセスへの洞察を提供します。これらの概念の適用に関する過去の研究と文献もレビューされ、最も基本的なモデルから始めて、より複雑なモデルまで構築されます。
曲率誘起量子重力効果の現象学
いくつかの研究は、量子重力が遠方の天体物理学源から私たちの望遠鏡に伝播する粒子の相対論的運動学に明白に影響を与える可能性に専念してきましたが、関連する文献はこれまで、量子重力効果が独立しているようなシナリオのサブクラスにのみ焦点を当ててきました（巨視的）曲率の。曲率によって引き起こされる量子重力効果の現象論は、特徴的な量子重力長さスケールの小ささと曲率の小ささによって、二重の抑制のために行き止まりになる可能性があると想定されていました。この状況は、新しい相対論的特性を持つために曲率の存在が必要であるという事実の証拠を提供するいくつかの最近の量子重力研究に照らして、ますます不十分になっています。ここでは、曲率によって引き起こされる量子重力効果の明示的なシナリオを分析し、曲率の小ささは、関連する現象論的研究で考慮された粒子が移動する長い距離によって補償されるため、現象学に課題をもたらさないことを示します。また、遠方の天体物理学的ソースから望遠鏡に伝播する粒子の現在のデータ状況は、決定的ではありませんが、これまでに研究された曲率に依存しない効果よりも曲率に起因する効果を促進することを観察します。
