HeIIライマンアルファおよびベータ伝送スパイクからのz> 3.5での拡張HeII再電離の新しい証拠
| Title |
New_Evidence_for_Extended_HeII_Reionization_at_z>3.5_from_HeII_Lyman_Alpha_and_Beta_Transmission_Spikes |
| Authors |
Kirill_Makan_(1),_G\'abor_Worseck_(1),_Frederick_B._Davies_(2),_Joseph_F._Hennawi_(3),_J._Xavier_Prochaska_(4),_Philipp_Richter_(1)_((1)_Universit\"at_Potsdam,_(2)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Astronomie,_(3)_University_of_California_Santa_Barbara,_(4)_University_of_California_Santa_Cruz) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07876 |
z>3.5の遠紫外線（FUV）、HE2QSJ2311-1417（z=3.70）およびHE2QSJ1630+0435（z=3.81）の2つの最も明るいHeII透過クエーサーの新しい高解像度（R〜14,000）スペクトルを示します。、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）の宇宙起源分光器（COS）で取得。主に飽和したHeII吸収スペクトルでは、両方の視線が、HeIILy$\alpha$およびHeIILy$\beta$でいくつかの孤立した分解（半値全幅>50km/s）透過スパイクを示しています。このようなスパイクの発生率は赤方偏移の増加とともに減少しますが、両方の視線はz>3.5で有意なスパイクを示し、z>3.5銀河間媒体（IGM）に完全にイオン化された領域が存在することを示します。自動化されたアルゴリズムを使用して、検出されたHeII透過スパイクの数を、UVバックグラウンド光イオン化率の範囲を想定して、立方体（100/hcMpc）^3光学的に薄いNyx流体力学シミュレーションの出力から作成された模擬スペクトルからの予測と比較します$\Gamma_\mathrm{HeII}$。Ly$\alpha$とLy$\beta$の透過スパイクの発生率から、$\Gamma_\mathrm{HeII}=2.0^{+0.6}_{-0.5}\times10^{-15の同様の光イオン化率を推測します。}$s$^{-1}$、3.51<z<3.66および$\Gamma_\mathrm{HeII}=1.2^{+1.5}_{-0.5}\times10^{-15}$s$^{-1}$、それぞれ3.460<z<3.685。透過スパイクは、両方の視線に沿ってz>3.5で完全にイオン化された領域を示しているため、我々の観察は、HeII再イオン化がこれらの赤方偏移で実質的に進行したというさらなる証拠を提供します。
2つの分野の典型的なヒッグスインフレーション
インフレーション時代からのヒッグスポテンシャルに指数関数的な典型的なポテンシャルが結合された非最小結合項を持つ2フィールドの典型的なインフレーションモデルを研究します。この非最小の2フィールドモデルは、最近の宇宙論的観測に非常に良い一貫性を提供することが示されています。インフレーション中は典型的な場がサブドミナントですが、深刻な問題である初期宇宙のヒッグス不安定性を取り除くことができます。また、早い段階から真髄を考慮することは、初期状態の問題を克服するのに役立ちます。
| Title |
Cosmological_advection_flows_in_the_presence_of_primordial_black_holes_as_dark_matter_and_formation_of_first_sources |
| Authors |
A._Kashlinsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08047 |
インフレベースの宇宙論では、暗黒物質（DM）密度成分は、$z_{\rmeq}\sim3,200$で普遍的な膨張に対して動き始めますが、バリオンは$z_{\rmrec}\sim1,100$まで凍結したままです。。この場合、小さな変動の進展に対する線形後の補正により、標準の$\Lambda$が支配的なコールドDM（CDM）モデルの場合、再結合後に超音速移流が発生するため、初期オブジェクトの形成が遅れることが示唆されています。、したがって、バリオンは、小規模のDM重力によってすぐには捕捉されません。このような2成分移流の流体力学的記述を作成し、超音速領域では、非回転流体内の移流が2つの成分（ここではDMとバリオン）の運動エネルギーの差の勾配によって支配されることを示します。次に、この形式をDMがLIGOタイプのブラックホール（BH）で構成されている場合に適用し、初期の構造崩壊に関連するスケールでの移流プロセスが、前述の（CDM）の場合とは大幅に異なることを示します。インフレーション中に生成される密度フィールドへの追加の造粒成分。ここでの移流は、崩壊と最初の光源の形成に関連するスケールでのDMとバリオン成分の共通の動きに効率的につながります。これは早期崩壊につながり、高$zのクエーサーで観測された超大質量BHの存在を説明しやすくします>7ドル。結果として生じる正味移流率は、$<10^9M_\odot$付近で最小に達し、その後、$\sim10^{12}M_\odot$の典型的な質量の近くで二次最大に上昇します。これは、z<（いくつか）の銀河。
観測データは局所的なボイドを支持していますか？
ハッブル膨張率のさまざまな局所直接測定値と、$\Lambda$-Cold-Dark-Matterモデルによる宇宙マイクロ波背景放射観測から推測されたものとの間の緊張の高まりは、どちらの観測によっても引き起こされなかったとしても、新しい物理学の喫煙銃である可能性があります系統学または局所バイアス。不均一であるが等方性のLema\^{i}tre-Tolman-Bondiメトリックによって記述されたローカルボイドの放射状プロファイル関数のすべてのパラメーターにパンテオンサンプルをグローバルにフィッティングすることにより、ローカルボイドからのローカルバイアスに関する以前の調査を完了します。宇宙定数。私たちの結論は、ハッブル定数に対する現在の張力は、局所的なボイドだけでは救えないという以前の研究を強化しています。
重力波（GW）は、レンズ効果によって拡大または縮小される場合があります。この現象は、整合フィルタリング技術に基づく距離推定にバイアスをかけます。この論文では、特に恒星質量連星ブラックホール（BBH）に注目してGW倍率効果を研究します。当社のレンズモデルは、市場で最も人気のある銀河レンズモデル、つまり、特異等温球（SIS）、特異等温楕円体（SIE）、およびべき乗則楕円質量分布（PEMD）モデルをカバーしています。モデルをaLIGO/VirgoO1+O2実行データに適用すると、$d_{\mathrm{obs}}\lesssim2860〜\mathrm{Mpc}$の場合、これはaLIGO/Virgoの観測範囲の制限である平均倍率であることがわかります。レンズのモデリングに応じて、標準偏差$\sigma_{\mu}\simeq0.1\sim0.2$と1を維持します。対応する距離推定誤差は約$5\％\sim10\％$です。観測範囲を超えた場合（$d_{\mathrm{obs}}\gtrsim2860〜\mathrm{Mpc}$）、$\langle\mu\rangle=20\sim30$、$\sigma_{\mu}=15\sim25$および$\sigma_{d}/d_{{\rmobs}}=30\％\sim40\％$。さらに、アインシュタイン望遠鏡（ET）構成のこれらの数値を予測します。平均倍率は、赤方偏移$z=6.5$（または$d_{\mathrm{obs}}=65〜\mathrm{）まで、小さな散乱（$\sigma_{\mu}\lesssim0.1$）で1を維持することがわかります。Gpc}$）。ET構成でのレンズによる距離推定誤差は、約$\sigma_{d}/d_{{\rmobs}}=4\％\sim5\％$です。
組織化されたランダム：自己組織化マップを使用したKiDSの体系的な銀河団パターンの学習と修正
| Title |
Organised_Randoms:_learning_and_correcting_for_systematic_galaxy_clustering_patterns_in_KiDS_using_self-organising_maps |
| Authors |
Harry_Johnston,_Angus_H._Wright,_Benjamin_Joachimi,_Maciej_Bilicki,_Nora_Elisa_Chisari,_Andrej_Dvornik,_Thomas_Erben,_Benjamin_Giblin,_Catherine_Heymans,_Hendrik_Hildebrandt,_Henk_Hoekstra,_Shahab_Joudaki,_Mohammadjavad_Vakili |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08467 |
修正ランダム銀河カタログを介して角度銀河団の観測体系的効果を軽減するための新しい方法を提示します。KiloDegreeSurvey（KiDS）の4$^{\rm{th}}$データリリース（KiDS-$1000$）およびFull-skyLognormalAstro-fieldsSimulationKit（FLASK）パッケージからの実際の銀河データと合成銀河データ。自己組織化マップ（SOM）をトレーニングして、観測された銀河の数密度と、シーイング、銀河の塵の消滅、銀河の恒星密度など、最大6つの系統的トレーサー変数との間の多変量関係を学習するために使用されます。次に、「組織化された」ランダム、つまり、データ内で学習された体系的な密度モードを模倣して、空間的に可変の数密度を持つランダムな銀河カタログを作成します。現実的にバイアスされたモックデータを使用して、これらの組織化されたランダムが2点角度相関関数$w（\vartheta）$からスプリアス密度モードを一貫して減算し、平均クラスタリング振幅の最大$12\sigma$のバイアスをできるだけ低く修正することを示します$0.1\sigma$として、7〜100分角の高い信号対雑音比の範囲で。それらの性能は、KiDSの明るいフラックス制限サブセット（$1000$）での角度クラスタリング相互相関についても検証され、高度に完全な分光赤方偏移データから構築された類似のサンプルと比較されます。整理された各ランダムカタログオブジェクトは、実際の銀河の特性を保持する「クローン」であり、系統学空間における親銀河の位置に従って、調査フットプリント全体に分散されます。したがって、サブサンプルランダムは、実際の銀河に適用されるのと同じ選択を介して、単一のマスターランダムカタログから容易に導出されます。私たちの方法は、調査面積、銀河数密度、および系統的な汚染の増加によりパフォーマンスが向上することが期待され、組織化されたランダムは、微弱なサンプルの現在および将来のクラスタリング分析に非常に有望です。
Abell 3391/95銀河団システム：SRG / eROSITAデータをASKAP /
EMUおよびDECamデータと組み合わせることによって発見された、15
Mpc銀河間媒体放出フィラメント、暖かいガスブリッジ、落下物質の塊、および（再）加速プラズマ
| Title |
The_Abell_3391/95_galaxy_cluster_system:_A_15_Mpc_intergalactic_medium_emission_filament,_a_warm_gas_bridge,_infalling_matter_clumps,_and_(re-)_accelerated_plasma_discovered_by_combining_SRG/eROSITA_data_with_ASKAP/EMU_and_DECam_data |
| Authors |
T.H._Reiprich,_A._Veronica,_F._Pacaud,_M.E._Ramos-Ceja,_N._Ota,_J._Sanders,_M._Kara,_T._Erben,_M._Klein,_J._Erler,_J._Kerp,_D.N._Hoang,_M._Br\"uggen,_J._Marvil,_L._Rudnick,_V._Biffi,_K._Dolag,_J._Aschersleben,_K._Basu,_H._Brunner,_E._Bulbul,_K._Dennerl,_D._Eckert,_M._Freyberg,_E._Gatuzz,_V._Ghirardini,_F._K\"afer,_A._Merloni,_K._Migkas,_K._Nandra,_P._Predehl,_J._Robrade,_M._Salvato,_B._Whelan,_A._Diaz-Ocampo,_D._Hernandez-Lang,_A._Zenteno,_M.J.I._Brown,_J.D._Collier,_J.M._Diego,_A.M._Hopkins,_A._Kapinska,_B._Koribalski,_T._Mroczkowski,_R.P._Norris,_A._O'Brien,_and_E._Vardoulaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08491 |
相互作用銀河団システムA3391/95周辺の15sq.deg領域の専用SRG/eROSITAX線、ASKAP/EMUラジオ、およびDECam光学観測を使用して、クラスターの周辺とフィラメント、周辺の高温ガスを研究しました。大規模構造とその形成過程。観測結果を、Magneticumスイートの宇宙論的流体力学シミュレーションからの期待に関連付けます。主クラスターの温熱ガスの不規則な形態を、それらの中心からそれらの特徴的な半径$r_{200}$をはるかに超えて追跡します。2つの主要なクラスターシステムの間に、エミッションブリッジがあります。eROSITAのユニークなソフトレスポンスと広い視野のおかげで、私たちは暖かいガスの魅力的なヒントを発見します。システムを物理的に取り巻くいくつかの物質の塊が検出されます。「ノーザンクランプ」については、中央のAGNの高温ガス形態と電波ローブ構造からA3391に向かって落下しているという証拠を提供します。eROSITAによって検出されたフィールド内の拡張ソースの多くは、既知のクラスターまたはバックグラウンドの新しいクラスターであり、赤方偏移z=1の既知のSZクラスターが含まれます。北の塊に接続し、A3395の南に別の銀河団に向かって伸びているA3391のビリアル半径$r_{100}$の北にある放出フィラメントを発見しました。この連続的な温熱放出フィラメントの全長は15Mpcであり、eROSITA観測全体でほぼ4度を走っています。DECam銀河密度マップは、同じ領域の銀河の密度を示しています。新しいデータセットは、Magneticumシミュレーションと比較して、周囲の暖かく熱い銀河間媒体の分布を含む、個々のシステムレベルで理論的に予想される構造形成プロセスの印象的な確認を提供します。私たちの空間的に分解された発見は、バリオンが実際に塊状の構造を持つ大規模な温熱ガスフィラメントに存在することを示しています。
CIタウ原始惑星系円盤に向かう分子輝線の高解像度観測：惑星に刻まれたギャップまたはシャドウイング？
| Title |
High_resolution_observations_of_molecular_emission_lines_toward_the_CI_Tau_proto-planetary_disc:_planet-carved_gaps_or_shadowing? |
| Authors |
Giovanni_P._Rosotti,_John_D._Ilee,_Stefano_Facchini,_Marco_Tazzari,_Richard_Booth,_Cathie_Clarke,_Mihkel_Kama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07848 |
最近の観測では、ほとんどの原始惑星系円盤が明るい環と暗いギャップのパターンを示していることが明らかになっています。ただし、高解像度の観測のほとんどは、連続発光にのみ焦点を当てています。この論文では、$^{12}$COと$^{13}$CO$J=3$-2とCSでのスターCIタウ周辺のディスクの高解像度ALMAバンド7（0.89mm）観測を示します。$J=7$-6輝線。私たちの最近の研究は、CIタウの周りの円盤が連続放出で3つのギャップとリングを含んでいることを示しました、そして、我々はガス放出でそれらの対応物を探します。$^{13}$COには、3番目のギャップとリングに対応するものはありませんが、ディスクには、（ギャップではなく）2番目の連続リングの位置に放射のギャップがあります。この影響を考慮した後も残余のギャップが残っていますが、これは主に連続体減算のアーティファクトであることを示しています。放射伝達モデリングを通じて、これはディスクの外側の部分を覆い隠し、それらをより低温にする内側のディスクによるものであると提案します。これにより、高解像度のガス輝線観測をガス面密度にマッピングする際に注意が必要になります。可能ではありますが、これは慎重に行う必要があります。$^{13}$COとは対照的に、CS発光は代わりにリング形態を示しますが、これはおそらく化学的効果によるものです。最後に、$^{12}$COは前景に大きく吸収され、この線を使用した形態学的研究を妨げていることに注意してください。
白色矮星の周りの潮汐破片の循環：ガス生成とダスト変動への影響
| Title |
Circularization_of_tidal_debris_around_white_dwarfs:_implications_for_gas_production_and_dust_variability |
| Authors |
Uri_Malamud,_Evgeni_Grishin_and_Marc_Brouwers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07854 |
白色矮星（WD）の汚染は、惑星体の潮汐破壊から生じると考えられています。最初のフラグメントストリームは非常に偏心していますが、観察による証拠は、ディスクが円形またはほぼ円形であることを示唆しています。ここでは、このギャップを埋める新しいメカニズムを提案し、フラグメントが既存のコンパクトディスクと相互作用するときに、ほこりやガスの引きずりによって急速に循環できることを示します。潮流は主に10〜1000mのサイズ範囲の小さな凝集片で構成されており、WDの潮汐力に耐えることができるのに対し、コンパクトディスクは広い質量範囲に及ぶと想定しています。N体シミュレーションを伴う分析モデルを提供し、完全な円形化につながるフラグメントサイズと軌道分離の大きなパラメーター空間を見つけます。部分的な円形化は、数桁小さいコンパクトディスクで可能です。我々は、潮汐の破片がそれらの経路に沿って既存の塵を衝突的に気化させるので、塵によって引き起こされた循環が本質的にガスを生成することを示します。小さな破片が最初に循環するという事実に起因して、進行中のガス生産が潮汐破壊現象の初期段階で発生する可能性が高いことを示します。ただし、断続的なガス生成は、潮流が成熟するにつれて発生する可能性が高くなります。これは、ほこりっぽいコンパクトディスクを備えたシステムの小さなサブセットだけが観測されたガス成分を持っている理由を説明することができます。さらに、相互作用は、衝突粉砕、スパッタリング、昇華、および場合によってはラム圧力によるフラグメント侵食をもたらします。衝突によって散乱された物質は、観測された赤外線変動と互換性があり、PR抗力によって発生する薄いほこりっぽいハローを形成する可能性があります。
かに座55番星、$ \ upsilon $アンドロメダ座、$ \ tau $ Bo \ "{o}
tisからの電波放射の検索。LOFARビーム形式の観測を使用します。
| Title |
The_search_for_radio_emission_from_the_exoplanetary_systems_55_Cancri,_$\upsilon$_Andromedae,_and_$\tau$_Bo\"{o}tis_using_LOFAR_beam-formed_observations |
| Authors |
Jake_D._Turner,_Philippe_Zarka,_Jean-Mathias_Grie{\ss}meier,_Joseph_Lazio,_Baptiste_Cecconi,_J._Emilio_Enriquez,_Julien_N._Girard,_Ray_Jayawardhana,_Laurent_Lamy,_Jonathan_D._Nichols,_Imke_de_Pater |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07926 |
惑星のオーロラ電波放射を観測することは、太陽系外惑星の磁場を検出するための最も有望な方法であり、その知識は、惑星の内部構造、大気散逸、および居住性についての貴重な洞察を提供します。かに座55番星、$\upsilon$アンドロメダ座、$\tau$Bo\"{o}tisのLOFAR-LBA円偏光ビームフォーミング観測を紹介します。$\tau$Bo\からの円偏光バースト放射を暫定的に検出します。"{o}tisシステムは14〜21MHzの範囲で、磁束密度は$\sim$890mJyで、有意性は$\sim$3$\sigma$です。この検出では、オフビームに信号は見られず、誤検知を引き起こす可能性のある潜在的な原因は見つかりません。また、21〜30MHzの範囲で$\sim$400mJyの磁束密度と$>$8$\sigmaの統計的有意性で、$\tau$Bo\"{o}tisからのゆっくりと変化する円偏光放射を暫定的に検出します。$。遅い放射は時間周波数平面で構造化されており、2つの同時オフビームに対してオンビームが過剰であることを示しています。綿密な調査により、ゆっくりと変化する信号の現実に疑問が投げかけられます。詳細に説明します。実際の検出に対する賛否両論すべて。さらに、$\sim$2$\sigma$周辺信号が$\upsilon$Andromedaeシステムから検出され、55Cancriシステムからの信号は検出されません。検出された信号が本物であると仮定します。、それらの潜在的な起源について説明します。それらのソースはおそらく$\tau$Bootis惑星システムであり、考えられる説明は、サイクロトロンメーザーメカニズムを介した外惑星$\tau$Bootisbからの電波放射です。惑星起源を仮定して、限界を導き出しました。惑星の極表面磁場のために強度、理論的予測と互換性のある値を見つける。太陽系外惑星の電波信号のこの可能な最初の検出を確認するには、さらに低周波の観測が必要です。[要約]
小惑星帯は、惑星形成中および形成後に動的に形作られました。安定した軌道の広い輪を表しているにもかかわらず、ベルトには地球質量の1000分の1未満しか含まれていません。小惑星の軌道は、離心率と傾斜の広い範囲で動的に励起され、その組成は多様であり、一般的に、内側のベルトでは乾燥した物体、外側のベルトではより水分の多い物体に向かう傾向があります。ここでは、小惑星帯の起源と動的な歴史のモデルを確認します。古典的な見方では、ベルトは微惑星のいくつかの地球質量で生まれ、その後強く枯渇したというものです。しかし、小惑星領域でこれまでに形成された微惑星はごくわずかであり、ベルトの話は、枯渇ではなく着床の話である可能性があります。多くのプロセスが、太陽系のさまざまな領域から小惑星を移植し、それらを動的に除去し、それらの軌道を励起した可能性があります。ガス状円盤相の間、これらには、巨大な惑星の成長と移動、および永年共鳴の掃引の影響が含まれます。ガス状円盤相の後、これらには、常在する惑星の胚からの散乱、巨大惑星の軌道のカオス、巨大惑星の不安定性、および長期的な動的進化が含まれます。太陽系形成のさまざまなグローバルモデルは、小惑星帯の対照的な動的履歴を意味します。ベスタとセレスは、太陽系の反対の領域（木星-土星領域のセレスと地球型惑星領域のベスタ）から移植された可能性があるため、非常に異なる形成条件を表す可能性があります。
太陽系外惑星のホスト星の基本的な性質に関する現実的な不確実性へのガイド
| Title |
A_Guide_to_Realistic_Uncertainties_on_Fundamental_Properties_of_Solar-Type_Exoplanet_Host_Stars |
| Authors |
Jamie_Tayar,_Zachary_R._Claytor,_Daniel_Huber,_Jennifer_van_Saders |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07957 |
太陽系外惑星の特性と人口統計についての私たちの理解は、それらのホスト星の基本的な特性を決定する私たちの能力に決定的に依存しています。ガイアの出現と大規模な分光学的調査により、原理的には、ほとんどの太陽系外惑星のホストを含む個々の星の特性を非常に高い精度で推測することが可能になりました。しかし、実際には、そのような分析は、基本的なスケールの不確実性と、太陽に似た星であっても、恒星進化のモデルの不確実性の両方によって制限されることを示しています。たとえば、測定された干渉角直径とボロメータフラックスの現在の不確実性が、温度で$\sim$2％、光度で$\sim$2％、半径で$\sim$4％の体系的な不確実性フロアを設定することを示します。広く利用可能なモデルグリッド間の比較は、主系列星と準巨星の質量が$\sim$5％、年齢が$\sim$20％の不確実性を示唆しています。半径の不確実性はこの範囲の星全体でほぼ一定ですが、モデルに依存する不確実性は、光度、温度、および金属量の複雑な関数です。個々のターゲットのこれらの不確実性を概算するためのオープンソースソフトウェアを提供し、将来これらの不確実性を減らすための戦略について話し合います。
ハビタブルゾーンの内縁に対するスピン軌道相互作用と潮汐加熱の影響
| Title |
Effects_of_Spin-Orbit_Resonances_and_Tidal_Heating_on_the_Inner_Edge_of_the_Habitable_Zone |
| Authors |
Christopher_M._Colose,_Jacob_Haqq-Misra,_Eric_T._Wolf,_Anthony_D._Del_Genio,_Rory_Barnes,_Michael_J._Way,_Reto_Ruedy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07996 |
低質量星の周りで同期して回転する惑星の気候ダイナミクスと居住可能な境界に多くの注意が払われてきました。ただし、特にスピン軌道相互作用構成を含め、システム内でより高い離心率軌道を維持できる場合は、他の回転状態が可能です。さらに、惑星が近日点から遠日点に移動するときの振動ひずみは、摩擦と潮汐加熱を引き起こします。これは重要なエネルギー源になる可能性があります。ここでは、ROCKE-3Dを使用して、M周辺のハビタブルゾーンの内縁近くの海洋性惑星から太陽星までの気候をシミュレートし、惑星進化ソフトウェアパッケージVPLanetを利用して、軌道を回る地球サイズの惑星の潮汐加熱速度を計算します。2600Kと3000Kの星。この研究は、潮汐加熱を実装する3D大循環モデルを使用して、複数の共振状態の居住性を調査する最初の研究です。潮汐加熱がない場合、共鳴状態は内縁にほとんど影響を与えないことがわかります。なぜなら、与えられた恒星フラックスに対して、高次状態は同期回転子よりも暖かい傾向があるが、与えられた温度に対して、より乾燥した上層大気を持っているからです。。ただし、強い潮汐加熱が存在する場合、回転成分は、居住可能な条件がシステムの進化と回転状態に強く依存することを意味します。潮汐と恒星の加熱は両方とも軌道距離とともに減少するため、これにより、温帯気候と居住不可能な気候を分離するコンパクトな軌道幅が得られます。これらの結果を要約し、ROCKE-3Dを、NCARCAM4モデルの修正バージョンを使用した以前に公開された内縁のシミュレーションと比較します。
新しいマイナー種の自動識別のための機械学習
| Title |
Machine_Learning_for_automatic_identification_of_new_minor_species |
| Authors |
Frederic_Schmidt,_Guillaume_Cruz_Mermy,_Justin_Erwin,_Severine_Robert,_Lori_Neary,_Ian_R._Thomas,_Frank_Daerden,_Bojan_Ristic,_Manish_R._Patel,_Giancarlo_Bellucci,_Jose-Juan_Lopez-Moreno,_Ann-Carine_Vandaele |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08175 |
最新の分光データセットを分析する際の主な問題の1つは、大量のデータによるものです。たとえば、大気透過分光法では、トレースガスオービター（TGO）と呼ばれるESAExoMars2016衛星に搭載されたNOMAD機器の太陽掩蔽チャネル（SO）は、ミッションの開始以来、20000回の取得シーケンスで1,000万ドルのスペクトルを生成しました。2018年4月から2020年1月15日まで。他のデータセットはさらに大きく、MarsExpressに搭載されたOMEGAまたはMarsReconnaissanceOrbiterに搭載されたCRISMのスペクトルは$\sim$billionです。通常、新しい線は、モデルのフィッティングと手動の残余分析の長い反復プロセスの後に発見されます。ここでは、教師なし機械学習に基づいて、新しいマイナー種を自動的に検出する新しい方法を提案します。正確な定量化は範囲外ですが、このツールを使用して、少数の端成分（「ソース」）とその存在量を指定することにより、データセットをすばやく要約することもできます。データセットの非線形性は、存在量とソーススペクトル（端成分）の線形混合によって近似されます。これらの量を推定するために、非負行列因子分解の形で教師なしソース分離を使用しました。合成データとシミュレーションデータでいくつかの方法がテストされています。私たちのアプローチは、マイナーな種のスペクトルを正確に定量化するのではなく、それらを検出することに専念しています。合成の例では、このアプローチは、ノイズレベルの1.5倍で、$10^4$から100個の隠れたスペクトルの形で存在する化合物を検出できます。CH$_{4}$をターゲットとするNOMAD-SOのシミュレートされたスペクトルの結果は、検出限界が好ましい条件で100〜500pptの範囲にあることを示しています。NOMAD-SOからの実際の火星データの結果は、予想どおりCO$_{2}$とH$_{2}$Oが存在することを示していますが、CH$_{4}$は存在しません。それにもかかわらず、ACS機器チームがCO$_{2}$磁気双極子に起因する、データベース内の一連の新しい予期しない線を確認します。
太陽系外惑星Qatar-1bのトランジットタイミングの変動はありますか？
| Title |
Are_There_Transit_Timing_Variations_for_the_Exoplanet_Qatar-1b_? |
| Authors |
Li-Hsin_Su,_Ing-Guey_Jiang,_Devesh_P._Sariya,_Chiao-Yu_Lee,_Li-Chin_Yeh,_Vineet_Kumar_Mannaday,_Parijat_Thakur,_D._K._Sahu,_Swadesh_Chand,_A._A._Shlyapnikov,_V._V._Moskvin,_Vladimir_Ignatov,_David_Mkrtichian,_Evgeny_Griv |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08184 |
太陽系外惑星Qatar-1bにトランジットタイミング変動（TTV）があるかどうかに関する未解決の結論に動機付けられて、10個の新しいトランジット光度曲線が提示され、1400エポックのベースラインでTTV分析が実行されます。線形モデルは、カイ2乗=2.59が減少した良好なフィッティングを提供し、可能なTTV周波数の誤警報確率は35％と大きいため、結果はnull-TTVモデルと一致しています。それにもかかわらず、参照時間T_0=2455647.63360\pm0.00008（BJD）および期間P=1.4200236\pm0.0000001（日）の新しいエフェメリスが取得されます。さらに、更新された軌道の準主軸と恒星の半径の単位での惑星の半径が提供されており、修正された恒星の潮汐品質係数の下限も決定されています。
曇りのベールの下にある巨大な惑星の内部を明らかにする
ジュノとカッシーニのミッションからの観測は、木星と土星の内部構造と組成に本質的な制約を与え、ガスジャイアント惑星の内部と大気の理解の大幅な改訂をもたらしました。私たちの太陽系の惑星の起源を理解するための次のステップは、彼らの天王星型惑星の兄弟である天王星と海王星へのミッションを必要とします。
Sanglokh国際天文学連合での小惑星（596）シャイラの複雑な観測の結果
| Title |
Results_of_Complex_Observations_of_Asteroid_(596)_Scheila_at_the_Sanglokh_International_Astronomical_Observatory |
| Authors |
G.I._Kokhirova,_O.V._Ivanova,_F.Dzh._Rakhmatullaeva,_U.Kh._Khamroev,_M._Burieva,_S.Kh._Abdulloev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08430 |
メインベルト彗星（596）シャイラの位置天文およびBVRI測光観測の結果が示されています。観測は、2017年6月16日と17日、および2017年7月30日から8月1日まで、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サングロフ国際天文台のツァイス1000望遠鏡で行われました。オブジェクトとその軌道のが決定されました。そして、4つのフィルターの見かけの明るさ、VフィルターとRフィルターの絶対明るさ、およびカラーインデックスが取得されました。光度曲線は、観測中に小惑星の明るさに実質的な変化がなかったことを示唆しています。VフィルターとRフィルターの小惑星の絶対輝度はそれぞれ9.1等と8.8等でした。小惑星の直径の平均値は119kmでした。カラーインデックスB-V=0.72等、V-R=0.29等、R-I=0.31等の平均値は、P型とD型の小惑星の値とその平均値とよく一致している。測光観測から推定された小惑星の自転周期は16.1時間でした。データの分析によると、小惑星は2010年12月に小天体と衝突する前と同じ絶対等級やその他の特性を示し続けていますが、後者は小惑星の爆発イベントと彗星活動をもたらしました。おそらく、小惑星（596）シャイラと小天体との衝突は、小惑星の表面に壊滅的な変化を引き起こしたり、その競争の崩壊を引き起こしたりしませんでした。
小惑星（596）シャイラのダスト生産性と衝突衝突
| Title |
Dust_productivity_and_impact_collision_of_the_asteroid_(596)_Scheila |
| Authors |
L._Neslusan,_O._Ivanova,_M._Husarik,_J._Svoren,_Z._Seman_Krisandova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08434 |
小惑星（596）シャイラの測光観測は、2010年の爆発中および爆発後に得られました。体の推定半径（小惑星体の球近似）は、さまざまな方法で51.2kmと50.67kmでした。小惑星から放出されたダストの質量は、さまざまな方法で2.5*10e7から3.4*10^7kgの範囲でした。Scheilaの活動をトリガーするための影響メカニズムについて説明します。衝突の数日前に、シャイラは2つの潜在的な彗星の流れの回廊を通過しました。
| Title |
Dynamics_of_the_CO+_coma_of_comet_29P/Schwasmann-Wachmann_1 |
| Authors |
O._Ivanova,_O._Agapitov,_D._Odstrcil,_P._Korsun,_V._Afanasiev,_V._Rosenbush |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08497 |
ロシア科学アカデミーの特別天体物理観測所で6mのビッグ望遠鏡経緯台を使用して、2007年から2009年にかけてCO+放出と連続体で彗星ケンタウロス29P/シュワスマンワッハマン1が観測されました。CO+とダストコマの形態を分析しました。コマ内の塵とCO+イオンの分布は類似しておらず、彗星の活動レベルによって異なります。CO+イオンは、ダストの連続体よりも核に向かって集中しています。CO+のカラム密度が導き出され、3.7*10^9から4.3*10^10イオンcm^-2まで変化することがわかりました。CO+の生成率は、（7.01）*10^24から（1.15）*10^26イオンs^-1と推定されました。彗星物質のイオン化の考えられるメカニズムについて議論し、太陽風粒子による衝突電離がおそらく大きな地動説距離での主要なイオン化メカニズムであることを示します。
| Title |
Baryonic_effects_on_the_detectability_of_annihilation_radiation_from_dark_matter_subhaloes_around_the_Milky_Way |
| Authors |
Robert_J_J_Grand_and_Simon_D_M_White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07846 |
銀河形成の6つの高解像度$\Lambda$CDMシミュレーションを使用して、暗黒物質消滅からの放出がバリオンプロセスによってどのように影響を受けるかを研究します。これらのシミュレーションは、天の川銀河に匹敵する構造、星の種族、星とハローの質量を備えた、孤立した円盤が支配的な銀河を生成します。これらは、質量が$\sim10^6$$\rmM_{\odot}$を超える暗黒物質構造を解決し、それぞれ完全物理バージョンと暗黒物質のみのバージョンの両方で利用できます。完全な物理学の場合、恒星銀河の形成は、銀河ハローの支配的な滑らかな成分からの消滅放射を3倍に高め、その中心濃度は大幅に増加します。対照的に、サブハロフラックスは、一部は内部構造の変化のため、一部は潮汐効果の増加のために、ほぼ1桁減少します。それらは、滑らかなハローからのフラックスに対して1.5桁低下します。最も明るいサブハロからの予想されるフラックスは、滑らかなハローからのフラックスよりも4桁小さいため、内側の銀河が確実に検出される前にサブハロが検出される可能性はほとんどありません。$\Lambda$CDMの全質量範囲にわたるハロー構造の最近のシミュレーションを使用して、最小の（地球質量）サブハローに外挿し、以前の研究とは対照的に、天の川サブハローからの全消滅フラックスはそれは、太陽と遠くの観測者の両方から見た、滑らかなハローからのものです。フェルミ-LATは、通常は星を含む非常に明るいサブハロからの消滅放射をわずかに分解する可能性があります。
次元削減を使用した銀河特性の壊滅的なエラーの特定と修復
| Title |
Identifying_and_Repairing_Catastrophic_Errors_in_Galaxy_Properties_Using_Dimensionality_Reduction |
| Authors |
Beryl_Hovis-Afflerbach,_Charles_L._Steinhardt,_Daniel_Masters,_Mara_Salvato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07855 |
銀河の進化についての私たちの理解は、典型的な銀河の特性を推測するために必要な最小限の量を観察するだけで効率を最大化するように設計された大規模な調査から導き出されています。ただし、すべての調査の銀河の数パーセントでは、これらの観測は不十分であり、導出された特性は壊滅的に間違っている可能性があります。さらに、現在、どの天体が失敗したかを特定することは困難または不可能であるため、これらは銀河の特性のすべての研究を汚染します。銀河の特性を推測する天文コードと、類似したオブジェクトをグループ化してどの推測された特性が適切でないかを判断する次元削減アルゴリズムt-SNEを組み合わせることにより、これらのオブジェクトを識別する新しい方法を開発します。この方法は、壊滅的なエラー除去のための既存の技術をすでに使用しているCOSMOSカタログの改善を提供します。したがって、大きなカタログや大きな赤方偏移エラーに敏感な研究の品質を改善するはずです。
| Title |
Pushing_automated_morphological_classifications_to_their_limits_with_the_Dark_Energy_Survey |
| Authors |
J._Vega-Ferrero,_H._Dom\'inguez_S\'anchez,_M._Bernardi,_M._Huertas-Company,_R._Morgan,_B._Margalef,_M._Aguena,_S._Allam,_J._Annis,_S._Avila,_D._Bacon,_E._Bertin,_D._Brooks,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_A._Choi,_C._Conselice,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_J._De_Vicente,_S._Desai,_I._Ferrero,_P._Fosalba,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_W._G._Hartley,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_B._Hoyle,_M._Jarvis,_A._G._Kim,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_M._Lima,_M._A._G._Maia,_F._Menanteau,_R._Miquel,_R._L._C._Ogando,_A._Palmese,_F._Paz-Chinch\'on,_A._A._Plazas,_A._K._Romer,_E._Sanchez,_V._Scarpine,_M._Schubnell,_S._Serrano,_I._Sevilla-Noarbe,_M._Smith,_E._Suchyta,_M._E._C._Swanson,_G._Tarle,_F._Tarsitano,_C._To,_D._L._Tucker,_T._N._Varga,_and_R.D._Wilkinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07858 |
教師あり深層学習アルゴリズムを使用して、ダークエネルギーサーベイ（DES）データリリース1（DR1）からの2700万ドルの銀河の形態学的分類を提示します。分類スキームは次のものを分離します。（a）初期型銀河（ETG）と後期型（LTG）。（b）真正面からの正面からの銀河。畳み込みニューラルネットワーク（CNN）は、既知の分類を持つDESオブジェクトの小さなサブセットでトレーニングされています。これらには通常$\mathrm{m}_r\lesssim17.7〜\mathrm{mag}$があります。赤方偏移が高い場合に分類が明確に決定された明るいオブジェクトがどのように見えるかをシミュレートすることにより、暗いオブジェクトを$\mathrm{m}_r<21.5$magにモデル化します。CNNは、トレーニングセットで$\mathrm{m}_r<21.5$まで97％の精度に達し、人間の目よりも正確に特徴を回復できることを示唆しています。次に、トレーニング済みのCNNを使用して、他のDES画像の大部分を分類しました。最終的なカタログは、分類スキームごとに5つの独立したCNN予測で構成され、CNN予測が堅牢であるかどうかを判断するのに役立ちます。ETGモデルとLTGモデル、およびエッジオンモデルとフェイスオンモデルのカタログの$\sim$87％と73％について、それぞれ安全な分類を取得します。2つの分類（a）と（b）を組み合わせると、エッジオンレンズ状銀河を特定するのに役立ちます。比較が可能な場合、私たちの分類は、より暗い銀河であっても、S\'ersicインデックス（$n$）、楕円率（$\epsilon$）、およびスペクトルタイプと非常によく相関します。これは、これまでに自動化された銀河形態の最大のマルチバンドカタログです。
レオ1世の恒星の内容を分析する：移行期に捕らえられた矮星の不規則性
| Title |
Dissecting_the_stellar_content_of_Leo_I:_a_dwarf_irregular_caught_in_transition |
| Authors |
T._Ruiz-Lara,_C._Gallart,_M._Monelli,_T._K._Fritz,_G._Battaglia,_S._Cassisi,_M._Luis_Aznar,_A._V._Russo_Cabrera,_I._Rodr\'iguez-Mart\'in,_and_J._J._Salazar-Gonz\'alez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07863 |
レオIは、局部銀河群で最年少の矮小楕円体（dSph）の1つと見なされています。その孤立、拡張された星形成の歴史（SFH）、および最近の銀河周囲の通過（〜1Gyr前）により、レオ〜Iは最も興味深い近くの恒星系の1つになっています。ここでは、深部測光ハッブル宇宙望遠鏡のデータを色-マグニチュードダイアグラムフィッティング技術を介して分析し、そのグローバルで放射状に分解されたSFHを研究します。レオI〜13、5.5、2.0、および1.0Gyrの前に、グローバルな星形成の強化が見られ、その後、実質的にクエンチされました。レオ1世に焦点を当てた以前の作品の文脈の中で、最も古いものと最も若いものは、それぞれ初期の形成（生き残った再電離）と最新の銀河周囲の通過（dIrrからdSphへの移行）に関連していると解釈します。私たちは、5-6歳から13Gyrまでの非常に金属の貧しい星（[Fe/H]〜-2）の存在を明確に識別します。レオ1世のこの金属の少ない個体群は、低質量システム（おそらく超微弱な矮星）との融合に関連している可能性があると推測しています。このイベントは、星形成を引き起こし（星形成のピークは約5.5Gyr前）、LeoIの降着系から古い金属の貧しい星を蓄積したでしょう。このイベント中に生まれた星のいくつかは、低金属量の降着ガスからも形成されます（5-6Gyrの低金属量の尾を生じさせます）。2.0Gyrバーストの強度と拡張を考えると、この強化には外部起源もある可能性があると仮定します。1Gyr前後の星形成の抑制（おそらく近地点での天の川ハローによるラム圧力ストリッピングによって引き起こされた）にもかかわらず、300-500Myrという若い星の存在を報告します。また、2つの明確な空間領域を区別します。内側の〜190pcは均一な恒星の内容（LeoIのガス状星形成ディスクのサイズは〜4.5〜1Gyr前）を示し、外側の領域は明確な正の年齢勾配を示します。
伴銀河の軌道周辺中心と推定暗黒物質ハロー構造
天の川サイズのハローシミュレーションのphat-ELVISスイートを使用して、サブハロー軌道周辺中心$r_{\rmperi}$がそれらの暗黒物質ハロー構造特性と相関することを示します。具体的には、固定の最大円速度$V_{\rmmax}$では、$r_{\rmperi}$が小さいサブハロはより集中し（$r_{\rmmax}$値が小さい）、より多くの質量を失っています。落下前のピーク円速度が大きい$V_{\rmピーク}$。これらの傾向は、既知の天の川衛星の推定$V_{\rmmax}$および$V_{\rmPeak}$値に対する制約を厳しくすることができる情報を提供します。9つの古典的な天の川矮小楕円体衛星に対してガイアによって可能にされた公開された近地点推定値を使用してこれを説明します。最も密度の高い2つのdSph衛星（ドラコとこぐま座）の近地点は比較的小さいため、近地点情報がない場合よりも、推定される$r_{\rmmax}$と$V_{\rmmax}$の値が低くなります。ドラコの場合、$V_{\rmmax}=23.5\、\pm3.3$kms$^{-1}$（近地点なしの$27.3\、\pm7.1$kms$^{-1}$と比較して）情報）。このような変化は、従来の大きすぎて潰せない問題を悪化させます。落下前のドラコのピーク円速度範囲は、近地点情報なしの$V_{\rmピーク}=21-49$kms$^{-1}$から$V_{\rmピーク}=25-37$kms$に狭まります。^{-1}$制約付き。古典的な矮小楕円体の全集団にわたって、今日の$V_{\rmピーク}$と恒星の質量との間に相関関係は見られず、$\sim10^7$M$未満の恒星の質量での銀河形成における高レベルの確率論を示しています。_\odot$。矮星衛星の固有運動測定がより正確になるにつれて、それらはそれらのホスト暗黒物質サブハロの予想される構造と進化に関する有用な事前情報を可能にするはずです。
最も巨大な銀河の輝線：形態、運動学、イオン化特性
| Title |
Optical_emission_lines_in_the_most_massive_galaxies:_morphology,_kinematics_and_ionisation_properties |
| Authors |
I._Pagotto_(1),_D._Krajnovi\'c_(1),_M._den_Brok_(1),_E._Emsellem_(2),_J._Brinchmann_(3,4),_P._M._Weilbacher_(1),_W._Kollatschny_(5),_and_M._Steinmetz_(1)_((1)_Leibniz-Institut_f\"ur_Astrophysik_Potsdam,_Germany,_(2)_ESO,_European_Southern_Observatory,_Germany,_(3)_Leiden_Observatory,_Leiden_University,_The_Netherlands,_(4)_Instituto_de_Astrof\'isica_e_Ci\^encias_do_Espa\c{c}o,_Universidade_do_Porto,_Portugal,_(5)_Institut_f\"ur_Astrophysik,_Universit\"at_G\"ottingen,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07882 |
銀河の恒星の質量範囲の上限をよりよく特徴付けるために、MUSE最も質量の大きい銀河（M3G）調査は、最も密度の高い銀河（M$>10^{12}$M$_{\odot}$）を対象としました。$z\sim0.046$にある既知の銀河団。サンプルは25個の初期型銀河で構成されています。14個のBCGのうち、3個はシャプレー超銀河団（SSC）の最も密度の高い領域にあり、11個の巨大衛星はSSCにあります。この作業では、ガスの空間分布と運動学を導き出し、MUSEデータを使用してそのイオン化メカニズムと光波長範囲の起源について説明することを目的としています。単一の星の種族モデルの広範なライブラリを使用してスペクトルの連続体を適合させ、最大3つのガウス関数を使用して輝線をモデル化します。M3Gサンプルでは、イオン化ガスが5つのBCGで検出され、そのうちの1つはSSCの最も密度の高い領域にあり、6つの巨大な衛星はSSCにあります。これらのオブジェクトのうち、[OI]と[NI]は3つのBCGと1つの衛星で検出されました。ガスは、フィラメントを示す2つのBCGと、放出が延長された2つの巨大な衛星を除いて、ほぼすべてのオブジェクトに集中しています。3つのBCGの輝線プロファイルは、赤/青方偏移した成分を示します。ほこりの存在は、0.2-0.3の平均$E（B-V）$を取得するバルマー系列比を分析することによって明らかになりました。輝線診断図は、主にLINER線比を示しており、星形成による汚染はほとんどありません。ガスは高速回転子の80％と低速回転子の35％で検出されました。恒星とガスの回転の方向は、衛星の60％とBCGの25％で互いに整列しています。ミスアライメントの存在は、3つのBCGと2つの衛星のガスの外部起源を示しています。一方、これらのシステムのいくつかは、ミスアライメントの場合でもガスの内部起源をサポートすることができる三軸および扁長のような恒星の自転によって特徴付けられます。
天の川銀河における地球外知能の発生の統計的推定
| Title |
A_Statistical_Estimation_of_the_Occurrence_of_Extraterrestrial_Intelligence_in_the_Milky_Way_Galaxy |
| Authors |
Xiang_Cai,_Jonathan_H._Jiang,_Kristen_A._Fahy,_Yuk_L._Yung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07902 |
宇宙生物学の分野では、潜在的な地球外生命体（ETI）の正確な場所、有病率、年齢は明確に調査されていません。ここでは、経験的な銀河シミュレーションモデルを使用してこれらの問い合わせに対処し、銀河内の潜在的なETIの時空間変動と有病率を分析します。このモデルは、ETIの発生を推定し、天の川の確立された天体物理学的特性を含む一連の基準を使用して、地球外知的生命体探査（SETI）でインテリジェントライフを探す場所に関するガイダンスを提供します。さらに、生命の起源のプロセス、さまざまな進化のタイムスケール、潜在的な自己消滅など、一般的に見過ごされている要因を組み込んで、ETIの成長傾向を調査します。3つの主要なパラメータを調べます。1）生命の起源の可能性率（{\lambda}A）;2）進化のタイムスケール（Tevo）;3）複雑な生命の自己消滅の確率（パン）。Pannは、銀河系の知的な生命の量と年齢を決定する最も影響力のあるパラメーターであることがわかりました。私たちのモデルシミュレーションはまた、銀河中心から約80億年（Gyrs）の環状領域でETIのピーク位置を特定し、複雑な生命はピーク点から時間的および空間的に減少し、銀河の内側の円盤。シミュレートされた年齢分布はまた、私たちの銀河の知的な生命のほとんどが若いため、観測や検出を困難にしていることを示唆しています。
ライマンの観測-$ \ alpha $宇宙
水素ライマン-$\alpha$（Ly$\alpha$）放出は、1990年代後半に高$z$Ly$\alpha$放出銀河が最初に発見されて以来、高赤方偏移宇宙の主要な観測プローブの1つです。。最も豊富な元素の共鳴散乱と再結合によって引き起こされた強いLy$\alpha$放出のために、Ly$\alpha$観測は、星形成とAGNのHII領域だけでなく、銀河周辺の媒体中の拡散HIガスも目撃します。（CGM）と銀河間媒体（IGM）。ここでは、Ly$\alpha$のソースを確認し、これまでに到達した理論的解釈を示します。1）$L^*$Ly$\alpha$の光度を持つ$z\gtrsim2$の典型的なLy$\alpha$エミッター（LAE）は、地元の矮小銀河の高$z$対応物です。、おおよその恒星（ハロー）質量と星形成率が$10^{8-9}M_\odot$（$10^{10-11}M_\odot$）のコンパクトな金属の少ない星形成銀河（SFG））および$1-10M_\odot$yr$^{-1}$、それぞれ;2）高$z$SFGは、CGM内に拡散Ly$\alpha$放出ハローを遍在しており、ハロービリアル半径以上に広がっています。3）再電離の時期に中性水素が残っていると、$z>6$の銀河のLy$\alpha$放出が大幅に減光し、再電離の歴史が遅れていることがわかります。次世代の大型望遠鏡プロジェクトでは、Ly$\alpha$放出データとHILy$\alpha$吸収、および水素（HI+HII）ガスの大部分をマッピングする21cmの放射線データを組み合わせて、i）物質の流出による交換を明らかにします。/流入およびii）銀河とCGM/IGMの間の宇宙の再電離に関連する放射線。
スーパーIV。 ALMAによって明らかにされた宇宙正午の活動銀河核ホストのCO（J = 3-2）特性
| Title |
SUPER_IV._CO(J=3-2)_properties_of_active_galactic_nucleus_hosts_at_cosmic_noon_revealed_by_ALMA |
| Authors |
C._Circosta,_V._Mainieri,_I._Lamperti,_P._Padovani,_M._Bischetti,_C._M._Harrison,_D._Kakkad,_A._Zanella,_G._Vietri,_G._Lanzuisi,_M._Salvato,_M._Brusa,_S._Carniani,_C._Cicone,_G._Cresci,_C._Feruglio,_B._Husemann,_F._Mannucci,_A._Marconi,_M._Perna,_E._Piconcelli,_A._Puglisi,_A._Saintonge,_M._Schramm,_C._Vignali,_and_L._Zappacosta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07965 |
AGNからのフィードバックは、星形成活動を調節することによって、それらのホスト銀河のライフサイクルを形作る上で重要であると考えられています。したがって、星形成に対するAGNの影響を理解するには、星が形成される分子ガスを追跡することが不可欠です。この論文では、AGNボロメータ光度（Lbol=10^44.7-10^46.9erg）で2桁にわたる27個のX線選択AGNのサンプルについて、z〜2でのAGNホストのCO特性の最初の体系的な研究を示します。/s）CO（3-2）遷移のALMAバンド3観測（〜1インチの角度分解能）を使用することにより。ホスト銀河のCO特性に関するAGNフィードバックの証拠を検索するために、AGNを次のサンプルと比較しました。同様の赤方偏移、恒星質量、およびSFRを持つPHIBSS調査からの非活動銀河（つまり、非AGN）銀河変換を想定する際に関係する体系を回避するために、2つのサンプルのガス質量の一貫したプロキシとして同じCO遷移を使用しました上限を考慮に入れるためにベイジアンアプローチを採用することにより、恒星の質量とSFRの関数としてのCO光度、および比率LCO（3-2）/M*（ガス分率の代理）を分析しました。2つのサンプルは、LCO（3-2）-LfirおよびLCO（3-2）-M*平面で統計的に一貫した傾向を示しています。Howevええと、結果がよりよく制約されているパラメータのサブセットとの分布に焦点を当てると、AGNは2〜3シグマレベルで非活動銀河よりも低いCO（3-2）光度（0.4〜0.7デックス）を特徴とするという兆候があります。平均LCO（3-2）/M*。したがって、同じ励起係数r31を控えめに仮定しても、AGNの分子ガスの質量は低くなり、r31が高くなるとこの違いが悪化します。私たちの結果は、ホスト銀河のガス貯留層を加熱、励起、解離、および/または枯渇させる可能性のあるAGN活動（放射や流出など）の潜在的な影響のヒントとして解釈されます。（要約）
少なくとも6分の1の銀河は常に死んでいる
数値実験により、$z>3$で見られる$\sim$10％-20％の受動的割合は、最大に相関する確率過程である銀河の星形成履歴と一致していることを示しています。もしそうなら、この割合は、平均星形成率が上昇している任意のエポックまたは質量レジームで保持される時間に依存しないベースラインを反映する必要があります。$\logM_\ast<10$および$z<0.5$のデータは、将来のJamesWebbSpaceTelescopeの観測と同様に、これを裏付けています。
高質量YSO爆発における水メーザーの変動性-S255NIRS3のVERAおよびALMA観測
| Title |
Water_maser_variability_in_a_high-mass_YSO_outburst_--_VERA_and_ALMA_observations_of_S255_NIRS_3 |
| Authors |
Tomoya_Hirota,_Riccardo_Cesaroni,_Luca_Moscadelli,_Koichiro_Sugiyama,_Ross_A._Burns,_Jungha_Kim,_Kazuyoshi_Sunada,_Yoshinori_Yonekura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08052 |
VERAを用いて、高質量原始星S255NIRS3の22GHzH2Oメーザーの観測を行いました。双極流出に関連する22GHzH2Oメーザーの固有運動を測定しました。22GHzH2Oメーザーによって追跡された青方偏移したバウショックの膨張速度は28kms-1であり、これは60年の動的タイムスケールに対応します。メーザーの流出の方向は、ラジオジェットと比較してわずかに傾いています。これは、降着バーストイベント中のより最近の放出エピソードを示唆している可能性があります。22GHzH2Oメーザーの総フラックス密度は、2017年の初めから徐々に増加し、2018年にはほぼ一定になりました。初めて、星形成領域での22GHzでの拡張H2Oメーザー放出を明らかにしました。これは、によって部分的に解決されています。VERA、さらには最も拡張されたVLA構成によっても。そのような拡張された成分のフラックス変動は、未解決のメーザー放出のそれと類似していることがわかります。また、サブミリ波連続体と321GHzH2Oメーザーの観測をバンド7でALMAを使用して実施しました。連続体放射は、5か月前に実行された以前の観測と比較して有意な変動を示していません。S255NIRS3で321GHzH2Oメーザーをマッピングし、このメーザーの4番目の例として高質量星形成領域の空間分布を示しました。青方偏移したバウショックにおける22GHz/321GHzのメーザー光度の比率が低いことは、この地域の他のメーザー機能よりも高い温度（>1000K）を示唆しています。22GHzH2Oメーザーの特徴によって追跡されたバウショック構造は、最近の降着爆発によって動力を供給された電波ジェットと周囲の媒体との間の界面で発生する可能性は低いと結論付けています。22GHzH2Oメーザーの明るさは、新しく放出された材料によって作成されたキャビティに沿って逃げる赤外線バーストからの光子による放射励起が原因である可能性があります。
尖ったろ座における球状星団の生存
| Title |
The_survival_of_globular_clusters_in_a_cuspy_Fornax |
| Authors |
Shi_Shao_(ICC,_Durham),_Marius_Cautun,_Carlos_S._Frenk,_Marta_Reina-Campos,_Alis_J._Deason,_Robert_A._Crain,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Joel_Pfeffer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08058 |
ろ座矮小銀河における球状星団（GC）の動径分布には、暗黒物質ハローのコアが$\sim1$kpcのサイズである必要があると長い間議論されてきました。EAGLE銀河形成モデルのGCの形成と進化を自己無撞着に追跡する宇宙論的流体力学的シミュレーションであるE-MOSAICSで形成されたろ座の類似体を調査することによって、この議論を再検討します。EAGLEでは、ろ座のハローは尖っていて、Navarro-Frenk-Whiteプロファイルでよく説明されています。E-MOSAICSを後処理して、元のモデルには含まれていない力学的摩擦によるGC軌道の減衰を考慮します。力学的摩擦により、質量が$M_{\rmGC}\geq4\times10^4{〜\rmM_\odot}$のGCの33％がホストの中心に沈み、そこで整然と破壊されます。ろ座には合計5つのGCがあり、同様の恒星質量の他の銀河と比較して非常に多くなっています。シミュレーションでは、Fornaxアナログの3％のみが5つ以上のGCを持っているのに対し、30％は1つしかなく、35％はまったく持っていないことがわかりました。衛星のGCシステムは、フィールドドワーフよりも中央に集中しており、その場で形成されたもの（45％）は、蓄積されたものよりも集中していることがわかります。GCの生存確率は、GCが形成された半径方向の距離（$r_{\rminit}$）とともに急速に増加します。$r_{\rminit}\leq1$kpcおよび92perのGCでは37％です。$r_{\rminit}\geq1$kpcのGCの場合はセント。E-MOSAICSのGCの現在の動径分布は、ろ座のそれと区別がつかないことが判明し、文献の主張に反して、ろ座の中央キロパーセクに5つのGCが存在することでカスピーDMハローが除外されないことを示しています。
EAGLEシミュレーションにおける低速回転銀河の多様な性質と形成経路
| Title |
The_diverse_nature_and_formation_paths_of_slow_rotator_galaxies_in_the_EAGLE_simulations |
| Authors |
Claudia_del_P._Lagos_(1,2),_Eric_Emsellem,_Jesse_van_de_Sande,_Katherine_E._Harborne,_Luca_Cortese,_Thomas_Davison,_Caroline_Foster,_Ruby_J._Wright_((1)_International_Centre_for_Radio_Astronomy_Research_(ICRAR),_M468,_University_of_Western_Australia,_Crawley,_WA,_Australia,_(2)_ARC_Centre_of_Excellence_for_All_Sky_Astrophysics_in_3_Dimensions,_ASTRO_3D) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08060 |
EAGLE流体力学的シミュレーションで低速回転子（SR）として視覚的に分類された$z=0$銀河のサンプルを使用して、銀河の合体がそれらの形成に及ぼす影響を調査し、それらの固有の銀河特性を特徴付け、消光と運動学的変換の関係を研究します。。大規模または小規模な合併（それぞれ質量比$\ge0.3$および$0.1-0.3$）があったSRは、非常に小規模な合併のみがあった、または不在で形成されたSRよりも、三軸性パラメーターおよび生息域外恒星分率が高くなる傾向があります。合併の数（「合併なし」のSR）。合併しないSRは、他のSRよりもコンパクトで、ブラックホールと恒星の質量比が低く、クエンチが遅く、$z=0$の化学組成に痕跡が残ります。SRの大部分では、活動銀河核フィードバックによって駆動される消光が、これらのプロセスが並行して発生する衛星SRを除いて、運動学的変換に先行することがわかります。ただし、これらの衛星の$\約50$\％では、衛星と衛星の合併がSRの運命に関与し、環境（つまり、潮汐場と中央との相互作用）が残りの変化を説明する可能性があります。SRをキネマティックサブクラスに分割することにより、フラットSRは大規模な合併を好むことがわかります。ラウンドSRは、マイナーまたは非常にマイナーな合併を好みます。扁長SRは、ガスの少ない合併を好みます。フラットSRと扁長SRは、大規模なハロー（$>10^{13.6}\、\rmM_{\odot}$）と高質量の中心（$M_{\star}>10^{10.5}）によってホストされている衛星の間でより一般的です。\、\rmM_{\odot}$）。EAGLE銀河は、観測結果とほぼ一致する運動学的特性を示しますが、星の年齢の反転や速度分散プロファイルなど、不一致の領域があります。これらと、今後のシミュレーションでどのように解決できるかについて説明します。
生成的敵対的ネットワークを使用した天文画像の異常検出
| Title |
Anomaly_Detection_in_Astronomical_Images_with_Generative_Adversarial_Networks |
| Authors |
Kate_Storey-Fisher,_Marc_Huertas-Company,_Nesar_Ramachandra,_Francois_Lanusse,_Alexie_Leauthaud,_Yifei_Luo,_Song_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08082 |
ハワイのスバル望遠鏡でハイパーサプリムカム（HSC）を使用して実施された広域調査からの光学銀河画像で、ワッサースタイン生成敵対的ネットワーク（WGAN）を使用した異常検出方法を紹介します。WGANはサンプル全体でトレーニングされ、トレーニングデータの分布に従ってリアルなHSCのような画像を生成することを学習します。ジェネレータの潜在空間であまり表現されておらず、弁別器があまり現実的ではないとフラグを立てる画像を識別します。したがって、これらは残りのデータに関して異常です。畳み込みオートエンコーダー（CAE）に基づいてこれらの異常を特徴付ける新しいアプローチを提案し、実際の画像とWGANで再構成された画像の間の残差の次元を削減します。ほぼ100万個のオブジェクトサンプルから約9,000個の非常に異常な画像のサブサンプルを作成し、これらの中で興味深い異常をさらに特定します。これらには、銀河の合体、潮汐の特徴、および極端な星形成銀河が含まれます。提案されたアプローチは、ビッグデータ天体物理学の時代における教師なし発見を後押しする可能性があります。
MUSEは、セイファート1 NGC7469における核周囲流出の拡大を明らかにします
| Title |
MUSE_reveals_extended_circumnuclear_outflows_in_the_Seyfert_1_NGC_7469 |
| Authors |
A._C._Robleto-Or\'us_(1),_J._P._Torres-Papaqui_(1),_A._L._Longinotti_(2_and_3),_R._A._Ortega-Minakata_(4),_S._F._S\'anchez_(3),_Y._Ascasibar_(5),_E._Bellocchi_(6),_L._Galbany_(7),_M._Chow-Mart\'inez_(8_and_1),_J._J._Trejo-Alonso_(9),_A._Morales-Vargas_(1)_and_F._J._Romero-Cruz_(1_and_10)_((1)_Departamento_de_Astronom\'ia,_Universidad_de_Guanajuato,_Guanajuato,_Gto.,_Mexico,_(2)_Insitituto_Nacional_de_Astrof\'isica,_\'Optica_y_Electr\'onica,_Tonantzintla,_Pue.,_Mexico_(3)_Instituto_de_Astronom\'ia,_Universidad_Nacional_Aut\'onoma_de_M\'exico,_CDMX,_Mexico_(4)_Instituto_de_Radioastronom\'ia_y_Astrof\'isica,_Universidad_Nacional_Aut\'onoma_de_M\'exico,_Morelia,_Mich.,_Mexico_(5)_Departamento_de_F\'isica_Te\'orica,_Universidad_Aut\'onoma_de_Madrid,_Madrid,_Spain,_(6)_Centro_de_Astrobiolog\'ia_(CSIC-INTA),_ESAC,_Villanueva_de_la_Ca\~nada,_Madrid,_Spain_(7)_Departamento_de_F\'isica_Te\'orica_y_del_Cosmos,_Universidad_de_Granada,_Andaluc\'ia,_Spain,_(8)_Insituto_de_Geolog\'ia_y_Geof\'isica_IGG-CIGEO,_Universidad_Nacional_Aut\'onoma_de_Nicaragua,_Managua,_Nicaragua_(9)_Facultad_de_Ingenier\'ia,_Universidad_Aut\'onoma_de_Quer\'etaro,_Santiago_de_Quer\'etaro,_Qro.,_Mexico_(10)_Instituto_Tecnol\'ogico_Superior_de_Guanajuato,_Guanajuato,_Gto.,_Mexico) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08094 |
NGC7469は、よく知られているルミナスIR銀河であり、セイファート1AGNを取り囲む核周囲の星形成リング（$\sim830$pc半径）を備えています。核の未分解の風は、X線とUVで以前に検出されただけでなく、IRコロナルラインでの拡張されたバイコニカル流出も検出されました。VLT/MUSE面分光器のデータで、$\mathrm{H\beta}$および[OIII]$\lambda5007$の輝線の運動学を測定することにより、拡張された流出を検索します。2つの流出運動学的レジームの証拠が見つかりました。1つは星形成リングの大部分に広がるより遅いレジーム（おそらく大規模な星形成によって駆動される）とより速いレジーム（最大速度$-715\\mathrm{km\s^{-1}}$）、[OIII]でのみ観測され、AGNとリングの巨大な星形成領域の間の西部領域で、おそらくAGN駆動です。この作品は、AGN/星形成フィードバックの組み合わせを効果的に空間的に解決できるケースを示しており、AGNの中央キロパーセクにおけるフィードバックプロセスのより深い理解への有望な道を切り開いています。
Cen Aの矮星衛星銀河のコヒーレントな動きは、$ \ Lambda $ CDM宇宙論への挑戦のままです。
| Title |
The_coherent_motion_of_Cen_A_dwarf_satellite_galaxies_remains_achallenge_for_$\Lambda$CDM_cosmology |
| Authors |
Oliver_M\"uller,_Marcel_S._Pawlowski,_Federico_Lelli,_Katja_Fahrion,_Marina_Rejkuba,_Michael_Hilker,_Jamie_Kanehisa,_Noam_Libeskind,_and_Helmut_Jerjen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08138 |
衛星平面の問題は、標準的な$\Lambda$CDM宇宙モデルにとって最も深刻な小規模な課題の1つです。天の川の周りのいくつかの矮小銀河と、薄い平面構造のアンドロメダ共軌道です。同様のケースが、近くの楕円銀河ケンタウルス座A（CenA）周辺で確認されています。この手紙では、VLT/MUSE観測からの見通し内速度を持つ12個の新しい銀河を追加するCenAの衛星システムを研究します。測定された速度を持つ28個の矮小銀河のうち21個がコヒーレントな運動を共有していることがわかります。同様に平坦でコヒーレントに移動する構造は、暗黒物質のみの実行を使用するか流体力学的実行を使用するかに関係なく、Illustris-TNG100宇宙論シミュレーションのCenAアナログの0.2％にのみ見られます。これらの類似体は共軌道ではなく、偶然の投影によってのみ発生するため、このようなシミュレーションでは短命の構造です。私たちの調査結果は、観測された衛星の共回転面が、バリオンの物理学からほとんど独立している$\Lambda$CDMにとって永続的な課題であることを示しています。
混合長パラメーター$ \ alpha_ {ML} $および散開星団を使用したヘリウムと金属の濃縮比$ \ Delta Y / \
Delta Z $のベイズキャリブレーション：Hyadesテストベッド
| Title |
Bayesian_calibration_of_the_mixing_length_parameter_$\alpha_{ML}$_and_of_the_helium-to-metal_enrichment_ratio_$\Delta_Y/\Delta_Z$_with_open_clusters:_the_Hyades_test-bed |
| Authors |
E._Tognelli,_M._Dell'Omodarme,_G._Valle,_P._G._Prada_Moroni,_S._Degl'Innocenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08193 |
ヘリウムの存在量と混合長パラメーター（$\alpha_{ML}$）の両方を較正するベイジアン手順の機能をテストしました。これは、赤みが無視できる程度のクラスター内の主系列（MS）星の正確な測光データを使用しています。決定された距離。この方法は、最初にヒアデス星団の星を模倣するために生成された模擬データセットに適用され、次に実際のヒアデス星団に適用されました。サンプル内の星の数、測光誤差、および推定[Fe/H]を変化させた結果への影響をテストしました。合成データセットの分析は、$\alpha_{ML}$が分析されたすべてのケースで非常に高い精度で（数パーセントの誤差で）回復されることを示していますが、[Fe/H]とヘリウムから金属へ濃縮比$\DeltaY/\DeltaZ$はより問題があります。[Fe/H]の分光学的決定が利用できないため、[Fe/H]を$\DeltaY/\DeltaZ$および$\alpha_{ML}$と一緒に回復する必要がある場合、[Fe/H]間のよく知られた縮退。Fe/H]-$\DeltaY/\DeltaZ$-$\alpha_{ML}$は、分析に使用されるMSの部分によっては、復元されたパラメーターに大きな不確実性をもたらす可能性があります。一方、正確な[Fe/H]値の事前知識は、モデルに強い制約を課し、より正確なパラメーターの回復につながります。現在のPISAモデルのセット、最新の[Fe/H]値、およびヒアデス星団のガイア測光と視差を使用して、平均値$<\alpha_{ML}>=2.01\pm0.05$と$を取得しました。<\DeltaY/\DeltaZ>=2.03\pm0.33$、これらの重要なパラメータの不確実性を敏感に低減します。
DR21の高密度光解離領域の磁場
| Title |
The_magnetic_field_in_the_dense_photodissociation_region_of_DR_21 |
| Authors |
Atanu_Koley,_Nirupam_Roy,_Karl_M._Menten,_Arshia_M._Jacob,_Thushara_G._S._Pillai,_Michael_R._Rugel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08253 |
星間磁場の測定は、星間雲や星形成のさまざまな進化段階におけるそれらの役割を理解するために非常に重要です。ただし、弱い場を検出することは観測的に困難です。コンパクトなH{\scii}領域DR〜21に関連する高密度光解離領域（PDR）に向かうヒドロキシルラジカル（OH）線の1665および1667〜MHz（18〜cm）線におけるゼーマン効果の測定値を示します。〜（メイン）。KarlG.Jansky超大型アレイで観測されたOH18〜cmの吸収から、この領域の見通し内磁場は$\sim0.13$〜mGであることがわかります。隣接するDR〜21（OH）およびW〜75S-FR1領域へのメーザー放出の同じ遷移も、ゼーマン分裂を示します。OHデータとともに、[C{\scii}]158$\mu$mラインと水素無線再結合ラインデータを使用して、領域の物理的条件と運動学を制約します。OHカラム密度は$\sim3.6\times10^{16}（T_{\rmex}/25〜{\rmK}）〜{\rmcm}^{-2}$であり、1665MHzと1667MHzの吸収線は、OHとC$^+$がPDRに共存しているガスから発生しています。合理的な仮定の下で、PDRの測定された磁場強度は、一般的に議論されている密度と磁場の関係から予想される値よりも低いことがわかりますが、メーザー放射から推定された磁場強度の値はほぼ同じです。最後に、磁場エネルギー密度をDR〜21のPDRの全体的なエネルギーと比較し、現在の進化段階では、磁場は動的に重要ではないことを発見しました。
星の種族合成による活動銀河核宿主の星形成率の決定
| Title |
Determining_star-formation_rates_in_Active_Galactic_Nuclei_hosts_via_stellar_population_synthesis |
| Authors |
Rog\'erio_Riffel,_Nicolas_D._Mallmann,_Gabriele_S._Ilha,_Thaisa_Storchi-Bergmann,_Rogemar_A._Riffel,_Sandro_B._Rembold,_Dmitry_Bizyaev,_Janaina_C._do_Nascimento,_Jaderson_S._Schimoia,_Luiz_N._da_Costa,_Nicholas_Fraser_Boardman,_M\'ed\'eric_Boquien_and_Guilherme_S._Couto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08472 |
活動銀河核（AGN）フィードバックがホスト銀河に及ぼす影響、および星形成の抑制または強化におけるその役割は、通常の星形成率（SFR）インジケーター（輝線の輝度に基づく）のため、依然として不確実です。若い星による光イオン化を仮定すると、イオン化源はAGNであるため、活動銀河には使用できません。したがって、我々は、星の種族に由来するSFRの使用と、170個のAGNホストのサンプルと291個の銀河の対応する対照サンプルのガスに由来するSFRとの関係を調査します。診断図に従って、ホットスターによってイオン化された領域のHa輝線（SFRg）を介して取得されたSFR密度の値を、過去1〜100〜Myrにわたって星の種族合成（SFRstars）から取得された値と比較します。過去20〜MyrsのSFRstarsはSFRgを厳密に再現していることがわかりますが、変換によってより良い一致が得られます：log（SFRstars）=（0.872+/-0.004）log（SFRg）-（0.075+/-0.006）、これはAGNホストと非活動銀河の両方に有効です。また、ガスのHa/Hb比によって得られた赤みを、星の種族の合成における完全なスペクトルフィッティングによって得られた赤みと比較します。ガスと恒星の絶滅の比率は2.64<A_Vgas/A_Vstar}<2.85の範囲にあり、より小さなサンプルで得られた以前の文献の結果とほぼ一致していることがわかります。この違いは、星の赤化が、覆い隠されていない古い人口に影響を与えるものによって支配されている一方で、ガスの赤化は、塵の奥深くに埋もれている若い星の種族に関連しているため、より大きいという事実によるものと解釈します。。
COLDz：高赤方偏移の星形成銀河における34GHzの深部連続観測と自由放出
| Title |
COLDz:_Deep_34_GHz_Continuum_Observations_and_Free-free_Emission_in_High-redshift_Star-forming_Galaxies |
| Authors |
H.S.B._Algera,_J.A._Hodge,_D._Riechers,_E.J._Murphy,_R._Pavesi,_M._Aravena,_E._Daddi,_R._Decarli,_M._Dickinson,_M._Sargent,_C.E._Sharon,_J._Wagg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08499 |
高周波ラジオの空は、この体制でのソースの典型的な弱さ、および低周波数での観測と比較して適度な調査速度のために、歴史的にほとんど未踏のままでした。しかし、高周波電波調査は、微弱な電波のない自由放射を直接対象としているため、高赤方偏移の星形成の非常に貴重なトレーサーを示しています。COLDz調査の一環として、KarlG.Jansky超大型アレイ（VLA）のCOSMOSおよびGOODS-Northフィールドでの34GHzでの深い連続観測を示します。深いCOSMOSモザイクは$\sim10\text{arcmin}^2$から$\sigma=1.3\mu\text{Jybeam}^{-1}$まで広がり、より広いGOODS-N観測は$\sim50\をカバーします。text{arcmin}^2$から$\sigma=5.3\mu\text{Jybeam}^{-1}$。COSMOSとGOODS-Nでそれぞれ5つと13の連続体が検出され、これまでで最も深い34GHzの無線番号カウントを示します。9つの銀河は、星形成に起因する34GHzの連続放射を示していますが、2つのソースの場合、これは塵からの熱放射が原因である可能性があります。1.4、3、5、10GHzの深い補助電波データを利用して、残りの7つの星形成銀河のスペクトルをシンクロトロンと無熱成分に分解し、で観測されたものに匹敵する典型的な熱分率とシンクロトロンスペクトル指数を見つけます。地元の星形成銀河。文献からのキャリブレーションを使用して、フリーフリー星形成率（SFR）を決定し、これらがスペクトルエネルギー分布フィッティングおよび遠赤外線/無線相関からのSFRと一致していることを示します。私たちの観測は、高赤方偏移の典型的な銀河における高周波電波放射に強い直接的な制約を課し、スクエアキロメートルアレイフェーズ1として将来の無線設備で重要な研究分野になるように設定されているものに関する最初の洞察の一部を提供しますおよび次世代VLA。
放射駆動のSMBH風の制限速度
超高速流出（UFO）は、AGNのX線スペクトルで確立された機能です。標準的な写真によると、それらは、0.3-0.4cまでの相対論的速度の降着円盤スケールで打ち上げられます。それらの高い運動力は、銀河スケールで効率的なフィードバックを誘発するのに十分であり、おそらく中央の超大質量ブラックホール（SMBH）とホスト銀河の間の共進化に貢献しています。したがって、UFOの物理学、特にそれらの加速を駆動する力とそれらが発生する降着流との関係を完全に理解することが最も重要です。この論文では、流出に加えられる放射圧力に対する特殊相対性理論の影響を調査します。風が受ける放射は、流出速度vが増加するにつれて減少します。これは、標準のエディントン限界引数をvに従って修正する必要があることを意味します。SMBH重力に対抗する放射の能力が制限されているため、非相対論的シナリオに関して。相対論的に補正された流出運動方程式を統合して、現実的な開始条件のセットを作成します。イオン化、カラム密度、発射半径のUFOの典型的な値に焦点を当てています。1次元の球面幾何学と、回転する薄い降着円盤を使用した3D設定について説明します。相対論的効果を含めると、風のダイナミクスにかなりの違いが生じ、非相対論的処理と比較してvが最大50％減少することがわかります。私たちの結果を文献のUFOのサンプルと比較すると、相対論的に補正された速度は報告された速度よりも体系的に低く、最高速度成分を説明するために磁気駆動などの追加メカニズムが必要であることを示しています。AGN風について導き出されたこれらの結論には、一般的な適用性があります。
混合形態超新星残骸IC443のモデリング。その複雑な形態とX線放射の起源
| Title |
Modeling_the_mixed-morphology_supernova_remnant_IC_443._Origin_of_its_complex_morphology_and_X-ray_emission |
| Authors |
S._Ustamujic,_S._Orlando,_E._Greco,_M._Miceli,_F._Bocchino,_A._Tutone,_and_G._Peres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08017 |
SNRで観測された物質の形態と分布は、SN爆風と周囲環境との相互作用、SN爆発に関連する物理的プロセス、および前駆星の内部構造を反映しています。IC443は、非常に複雑な環境にあるMMSNRです。これは、北西および南東領域の分子雲と相互作用し、北東の原子雲と相互作用します。この研究では、SNRIC443で観察された複雑な形態と多熱X線放射の起源を、観察された構造の形成における不均一な周囲媒体の影響の研究と、主な構造の調査を通じて調査することを目的としています。残骸を特徴付けるパラメータ。SNRと環境との相互作用を説明するIC443の3DHDモデルを開発し、多波長データ分析の結果と一致してパラメーター化しました。最初の爆風と環境、および周囲の雲を表すパラメータ空間の十分な調査を実行しました。シミュレーションから、X線放射マップとスペクトルを合成し、XMM-Newtonによって収集された実際のX線データと比較しました。私たちのモデルは、SNRIC443の複雑なX線形態の起源を自然な方法で説明し、中央ピークのX線形態（MMの特性）を含む、観測された特徴のほとんどを初めて再現できるようにしました。SNR）PWNCXOUJ061705.3+222127が爆発時にあった位置での爆発の発生源を考慮する場合。観測を最もよく再現するモデルでは、噴出物の質量と爆発のエネルギーは、それぞれ$\sim7M_\odot$と$\sim10^{51}$ergです。パラメータ空間の調査から、雲の密度は$n>300$cm$^{-3}$であり、SNRIC443の年齢は$\sim8000$yrであることがわかりました。
10年間の監視による286個の電波パルサーのフラックス密度の変動
| Title |
Flux_density_variability_of_286_radio_pulsars_from_a_decade_of_monitoring |
| Authors |
H._Kumamoto,_S._Dai,_S._Johnston,_M._Kerr,_R._M._Shannon,_P._Weltevrede,_C._Sobey,_R._N._Manchester,_G._Hobbs_and_K._Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08119 |
パークス望遠鏡は、2007年以来、1.4GHzの観測周波数で約毎月286個の電波パルサーを監視しています。パルサーサンプルの広い分散測定（DM）範囲と観測手順の均一性により、データセットはフラックス密度の変動性と星間物質の研究に非常に価値があります。ここでは、この期間におけるこれらのパルサーのフラックス密度測定と変調指数を示します。光度曲線から構造関数を導き出し、測定ノイズ、固有の変動性、星間シンチレーションからの構造関数への寄与について説明します。大きなばらつきがあるにもかかわらず、変調指数はDMと逆相関しており、一般に、$\sim10$から1000cm$^{までのDMをカバーする指数$\sim-0.7$のべき乗則で記述できることを示しています。-3}$個42個のパルサーのグループの屈折タイムスケールおよび/または下限を示します。これらはしばしば理論上の期待とは大きく異なる値を持っており、個々の視線に沿った星間物質の複雑な性質を示しています。特に、局所構造と非コルモゴロフ密度変動は、これらのパルサーの多くで観測されたフラックス密度変動において重要な役割を果たしている可能性があります。
二元中性子星の合併後の残骸の進化：レビュー
2つの中性子星が約10秒ごとに宇宙のどこかで合体し、重力波や電磁スペクトル全体で観測できる激しい爆発を引き起こします。二元中性子星合体GW170817の変形同時重力波および電磁観測は、これらの大変動衝突、核上密度でのバルク核物質の探査、ガンマ線バーストのジェット構造、重力の速度、および宇宙進化への貴重な洞察を与えました。とりわけ、地元の宇宙の。豊富な情報にもかかわらず、GW170817の残骸がいつ崩壊してブラックホールを形成したのかはまだ不明です。他の短いガンマ線バーストからの証拠は、合併の大部分が長寿命の中性子星を形成する可能性があることを示しています。バイナリ中性子星の合併後の残骸について観測的および理論的に知られていることをレビューします。理論的な観点から、流体、磁場、および温度の進化を含む、短命および長命の合併の残骸の進化についての理解を確認します。これらの考慮事項は、短寿命または長寿命の中性子星の残骸からの重力波の検出の見通しに影響を与え、地上実験ではアクセスできない条件での高温核状態方程式への新しいプローブを可能にする可能性があります。また、キロノバや後期X線および電波残光観測を含む現在および将来の電磁観測から合併後の物理学を決定するための見通しをレビューします。
合併段階での中性子星バイナリからのfモードによる重力波星震学
| Title |
Gravitational-wave_asteroseismology_with_f-modes_from_neutron_star_binaries_at_the_merger_phase |
| Authors |
Harry_Ho-Yin_Ng,_Patrick_Chi-Kit_Cheong,_Lap-Ming_Lin,_Tjonnie_Guang_Feng_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08263 |
合体する二元中性子星からの重力波信号は、信号の初期部分から潮汐効果を経て、合併生成物の特性と振動周波数まで、核物質の状態方程式の特性に関する重要な情報を生み出すことができます。中性子星の基本振動モード（$f$モード）の周波数を2つの中性子星の合体に関連する重力波周波数と比較することにより、孤立した中性子星の特性とそれらの合体の間の直接的な関連を調査します。共形平坦近似の非線形流体力学コードを使用して、非回転および回転中性子星の四極（$l=2$）$f$モード振動（$f_{2f}$）を計算し、重力波を取得します。公開されている一連のシミュレーションからのバイナリ中性子星のピーク振幅（$f_{\rmmax}$）に関連する周波数。$f_{\rmmax}$と$f_{2f}$は、総質量と状態方程式が異なる45の等質量システム間で、平均して約1\％異なることがわかります。重力波周波数がまだ合併近くの軌道周波数$\Omega$の2倍にほぼ等しいと仮定すると、結果は、潮汐共鳴$|m|\Omega=f_{2f}$の条件が高精度で満たされていることを示しています。合併の近く。ここで、$m=2$は軌道角運動量です。さらに、$f_{\rmmax}$と等質量連星の潮汐変形能との間の確立された普遍的な関係は、$f_{2f}$と孤立した中性子星の潮汐変形能との間の同様の関係によって説明できます。これは、中性子星のほぼ非圧縮性の特性に関連していることが実証されています。我々の発見は、二元中性子星系の併合時の重力波信号を基本振動モードと質量比に直接関連付けることが可能であることを示唆している。
高速電波バーストで120MHzまでの慢性的な周期的活動
| Title |
Chromatic_periodic_activity_down_to_120_MHz_in_a_Fast_Radio_Burst |
| Authors |
In\'es_Pastor-Marazuela,_Liam_Connor,_Joeri_van_Leeuwen,_Yogesh_Maan,_Sander_ter_Veen,_Anna_Bilous,_Leon_Oostrum,_Emily_Petroff,_Samayra_Straal,_Dany_Vohl,_Jisk_Attema,_Oliver_M._Boersma,_Eric_Kooistra,_Daniel_van_der_Schuur,_Alessio_Sclocco,_Roy_Smits,_Elizabeth_A._K._Adams,_Bj\"orn_Adebahr,_Willem_J.G._de_Blok,_Arthur_H._W._M._Coolen,_Sieds_Damstra,_Helga_D\'enes,_Kelley_M._Hess,_Thijs_van_der_Hulst,_Boudewijn_Hut,_V._Marianna_Ivashina,_Alexander_Kutkin,_G._Marcel_Loose,_Danielle_M._Lucero,_\'Agnes_Mika,_Vanessa_A._Moss,_Henk_Mulder,_Menno_J._Norden,_Tom_Oosterloo,_Emanuela_Orr\'u,_Mark_Ruiter,_Stefan_J._Wijnholds |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08348 |
高速電波バースト（FRB）は銀河系外の天体物理学の過渡現象であり、その明るさには、非常にエネルギッシュでありながら、短いミリ秒のバーストを生成するのに十分コンパクトなエミッターが必要です。FRBはこれまで300MHzから8GHzの間で検出されてきましたが、低周波放射はとらえどころのないままです。FRBのサブセットは繰り返されることが知られており、それらのソースの1つであるFRB20180916Bは、16。3日の活動期間で繰り返します。ApertifとLOFARの同時データを使用して、FRB20180916Bが120MHzまで放射し、そのアクティビティウィンドウがより狭い周波数でより早くなることを示します。バイナリ風相互作用モデルは、より低い周波数でより狭い周期的活動ウィンドウを予測します。これは、私たちの観測とは逆です。私たちの検出は、低周波FRB放射がローカル媒体から逃れることができることを確立します。同じフルエンスのバーストの場合、FRB20180916Bは1.4GHzよりも200MHz未満でよりアクティブになります。私たちの結果を150MHzでの全天FRBレートの以前の上限と組み合わせると、90％の信頼度で50Jymsを超える3〜450FRB/空/日があることがわかります。コンパニオン風がFRBの周期性を引き起こすシナリオを除外することができます。また、一部のFRBは、低周波放射を吸収または散乱しないクリーンな環境に住んでいることも示しています。
FRB 20180916Bからの110〜188MHzの放射および周波数依存アクティビティのLOFAR検出
| Title |
LOFAR_Detection_of_110-188_MHz_Emission_and_Frequency-Dependent_Activity_from_FRB_20180916B |
| Authors |
Z._Pleunis,_D._Michilli,_C._G._Bassa,_J._W._T._Hessels,_A._Naidu,_B._C._Andersen,_P._Chawla,_E._Fonseca,_A._Gopinath,_V._M._Kaspi,_V._I._Kondratiev,_D._Z._Li,_M._Bhardwaj,_P._J._Boyle,_C._Brar,_T._Cassanelli,_Y._Gupta,_A._Josephy,_R._Karuppusamy,_A._Keimpema,_F._Kirsten,_C._Leung,_B._Marcote,_K._Masui,_R._Mckinven,_B._W._Meyers,_C._Ng,_K._Nimmo,_Z._Paragi,_M._Rahman,_P._Scholz,_K._Shin,_K._M._Smith,_I._H._Stairs,_S._P._Tendulkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08372 |
FRB20180916Bは、よく研究された繰り返し高速電波バーストソースです。その近接性（〜150Mpc）は、バーストの詳細な研究とともに、その活動の16。3日の周期性を含む、その性質に関する多くの手がかりを明らかにしました。ここでは、110〜188MHzでLOFARを使用した18バーストの検出について報告します。これは、これまでのFRBの中で最も低い周波数の検出です。一部のバーストは、観測された最低周波数である110MHzまで見られ、スペクトルがさらに低くなっていることを示しています。これらの観察結果は、光源の局所環境での自由な吸収により、光学的厚さに対して桁違いに強い制約を提供します。円偏波がなく、ほぼ平坦な偏波角度曲線は、300〜1700MHzで見られるバースト特性と一致しています。より高い周波数と比較して、より大きなバースト幅（150MHzで約40〜160ms）とより低い直線偏光率は、散乱が原因である可能性があります。ファラデー回転測定値には、ソースの活動サイクルと相関している可能性のある約2〜3rad/m^2の変動が見られます。LOFARバーストの到着時間は、uGMRT（200-450MHz）およびCHIME/FRB（400-800MHz）から以前に公開された38個のバーストと新しく検出された22個のバーストの到着時間を比較します。同時観測では、LOFARで放射が検出されない場合、5つのCHIME/FRBバーストが示されます。バーストアクティビティは、600MHzから150MHzまで約3日、低周波数に向かって体系的に遅延していることがわかります。これらの結果について、FRB20180916Bが中性子星と高質量恒星コンパニオンを特徴とする相互作用するバイナリシステムであるモデルのコンテキストで説明します。
サイモンズ天文台：大口径望遠鏡受信機（LATR）の統合と検証結果
| Title |
The_Simons_Observatory:_the_Large_Aperture_Telescope_Receiver_(LATR)_Integration_and_Validation_Results |
| Authors |
Zhilei_Xu,_Tanay_Bhandarkar,_Gabriele_Coppi,_Anna_M._Kofman,_John_L._Orlowski-Scherer,_Ningfeng_Zhu,_Aamir_M._Ali,_Kam_Arnold,_Jason_E._Austermann,_Steve_K._Choi,_Jake_Connors,_Nicholas_F._Cothard,_Mark_Devlin,_Simon_Dicker,_Bradley_Dober,_Shannon_M._Duff,_Giulio_Fabbian,_Nicholas_Galitzki,_Saianeesh_K._Haridas,_Kathleen_Harrington,_Erin_Healy,_Shuay-Pwu_Patty_Ho,_Johannes_Hubmayr,_Jeffrey_Iuliano,_Jack_Lashner,_Yaqiong_Li,_Michele_Limon,_Brian_J._Koopman,_Heather_McCarrick,_Jenna_Moore,_Federico_Nati,_Michael_D._Niemack,_Christian_L._Reichardt,_Karen_Perez_Sarmiento,_Joseph_Seibert,_Maximiliano_Silva-Feaver,_Rita_F._Sonka,_Suzanne_Staggs,_Robert_J._Thornton,_Eve_M._Vavagiakis,_Michael_R._Vissers,_Samantha_Walker,_Yuhan_Wang,_Edward_J._Wollack,_Kaiwen_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07862 |
サイモンズ天文台（SO）は、チリのアタカマ砂漠にあるセロトコからの宇宙マイクロ波背景放射（CMB）を観測します。天文台は、3つの0.5m小口径望遠鏡（SAT）と1つの6m大口径望遠鏡（LAT）で構成され、30、40、90、150、230、および280GHzを中心とする6つの周波数帯域をカバーします。SO観測は、初期宇宙の特性を特徴づけ、相対論的種の数とニュートリノの質量を測定し、銀河の進化の理解を向上させ、宇宙の再電離の特性を制約することによって、私たちの宇宙の理解を変えます。重要な機器として、大口径望遠鏡受信機（LATR）は、直径1.7mの焦点面で$\sim$60,000遷移エッジセンサー（TES）を$<$100mKに冷却するように設計されています。LATRの前例のない規模は、複雑な設計を推進します。このホワイトペーパーでは、最初にLATR設計の概要を説明します。LATR設計の統合と検証について、5つの極低温ステージ（80K、40K、4K、1K、および100mK）の機械的強度、光学的位置合わせ、極低温性能など、詳細に説明します。また、LATRに実装されているマイクロ波多重化（$\mu$Mux）読み出しシステムについても説明し、ダークプロトタイプTESボロメータの動作を示します。$\mu$Mux読み出しテクノロジーにより、1つの同軸ループで$\mathcal{O}（10^3）$TES検出器を読み取ることができます。LATR内での実装は、複雑なRFチェーン設計の重要な検証として機能します。LATRパフォーマンスの検証の成功は、サイモンズ天文台内の重要なマイルストーンであるだけでなく、他の実験の貴重な参考資料にもなります。CCAT-primeおよびCMB-S4。
EHTの変分画像特徴抽出
イメージングアルゴリズムは、VLBIデータ分析のための強力な分析ツールを形成します。ただし、これらのツールは、ノンパラメトリックな性質により、特定の画像の特徴（リングの直径など）を測定できません。これらの画像の特徴は、ブラックホールの質量など、天体物理学的に関連する量に関連していることが多いため、これは残念なことです。この論文では、変分画像ドメイン分析と呼ばれる多種多様なVLBI画像再構成に適用される新しい一般的な画像特徴抽出技術について詳しく説明します。以前のツールとは異なり、変分画像ドメイン分析は、その構造に関係なく、あらゆる画像再構成に適用できます。その柔軟性を実証するために、以前のEHT合成データセットからの何千もの再構成を分析し、直径、向き、非対称性などの画像の特徴を復元します。これらの特徴を測定することにより、VIDAは、M87の質量や方向などの天体物理学的に関連する量を抽出するのに役立ちます。
POEMMA（極限マルチメッセンジャー天体物理学のプローブ）天文台
| Title |
The_POEMMA_(Probe_of_Extreme_Multi-Messenger_Astrophysics)_Observatory |
| Authors |
A._V._Olinto,_J._Krizmanic,_J._H._Adams,_R._Aloisio,_L._A._Anchordoqui,_M._Bagheri,_D._Barghini,_M._Battisti,_D._R._Bergman,_M._E._Bertaina,_P._F._Bertone,_F._Bisconti,_M._Bustamante,_M._Casolino,_K._\v{C}ern\'y,_M._J._Christl,_A._L._Cummings,_I._De_Mitri,_R._Diesing,_R._Engel,_J._Eser,_K._Fang,_F._Fenu,_G._Filippatos,_E._Gazda,_C._Guepin,_A._Haungs,_E._A._Hays,_E._G._Judd,_P._Klimov,_V._Kungel,_E._Kuznetsov,_\v{S}._Mackovjak,_D._Mand\'at,_L._Marcelli,_J._McEnery,_G._Medina-Tanco,_K.-D._Merenda,_S._S._Meyer,_J._W._Mitchell,_H._Miyamoto,_J._M._Nachtman,_A._Neronov,_F._Oikonomou,_Y._Onel,_A._N._Otte,_E._Parizot,_T._Paul,_M._Pech,_J._S._Perkins,_P._Picozza,_L.W._Piotrowski,_Z._Plebaniak,_G._Pr\'ev\^ot,_P._Reardon,_M._H._Reno,_M._Ricci,_O._Romero_Matamala,_F._Sarazin,_P._Schov\'anek,_K._Shinozaki,_J._F._Soriano,_F._Stecker,_Y._Takizawa,_R._Ulrich,_M._Unger,_T._M._Venters,_L._Wiencke,_D._Winn,_R._M._Young,_M._Zotov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07945 |
極限マルチメッセンジャー天体物理学のプローブ（POEMMA）は、宇宙からの超高エネルギー宇宙線（UHECR）と宇宙ニュートリノを全天空にわたって高感度で正確に観測するように設計されています。POEMMAは、UHECRおよび20EeVを超えるUHEニュートリノからの広範囲の空気シャワー（EAS）を空気蛍光を介して観測します。さらに、POEMMAは、20PeVを超える地球と相互作用するタウニュートリノによって誘発された上向きに移動するEASからのチェレンコフ信号を観測します。POEMMA宇宙船は、一時的なニュートリノ源を追跡し、比類のないニュートリノフラックス感度を取得するために、すばやく再配向するように設計されています。NASA天体物理学プローブクラスのミッションとして開発されたPOEMMAは、高度525kmの軌道をゆるく形成して飛行する2つの同一の衛星で構成されています。各POEMMA機器には、6m$^2$を超える収集領域を備えた広い視野（45$^\circ$）のシュミット望遠鏡が組み込まれています。各望遠鏡のハイブリッド焦点面には、EAS蛍光観測用の高速（1〜$\mu$s）近紫外線カメラと、チェレンコフEAS観測用の超高速（10〜ns）光学カメラが含まれています。5年間のミッションで、POEMMAは、宇宙で最もエネルギーの高いイベントに新しいマルチメッセンジャーウィンドウを開く測定値を提供し、これらのアクセスできないエネルギーでの新しい天体物理学と素粒子物理学の研究を可能にします。
| Title |
Calibration_of_the_underground_muon_detector_of_the_Pierre_Auger_Observatory |
| Authors |
The_Pierre_Auger_Collaboration:_A._Aab,_P._Abreu,_M._Aglietta,_J.M._Albury,_I._Allekotte,_A._Almela,_J._Alvarez-Mu\~niz,_R._Alves_Batista,_G.A._Anastasi,_L._Anchordoqui,_B._Andrada,_S._Andringa,_C._Aramo,_P.R._Ara\'ujo_Ferreira,_J._C._Arteaga_Vel\'azquez,_H._Asorey,_P._Assis,_G._Avila,_A.M._Badescu,_A._Bakalova,_A._Balaceanu,_F._Barbato,_R.J._Barreira_Luz,_K.H._Becker,_J.A._Bellido,_C._Berat,_M.E._Bertaina,_X._Bertou,_P.L._Biermann,_T._Bister,_J._Biteau,_J._Blazek,_C._Bleve,_M._Boh\'a\v{c}ov\'a,_D._Boncioli,_C._Bonifazi,_L._Bonneau_Arbeletche,_N._Borodai,_A.M._Botti,_J._Brack,_T._Bretz,_P.G._Brichetto_Orchera,_F.L._Briechle,_P._Buchholz,_A._Bueno,_S._Buitink,_M._Buscemi,_K.S._Caballero-Mora,_L._Caccianiga,_F._Canfora,_I._Caracas,_J.M._Carceller,_R._Caruso,_A._Castellina,_F._Catalani,_G._Cataldi,_et_al._(316_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08016 |
エネルギーが$10^{16.5}$eVを超える大規模な空気シャワーのミューオン含有量を直接測定するために、ピエールオージェ天文台には現在、21910$\mathrm{m^で構成される地下ミューオン検出器（UMD）が装備されています。2}$-モジュール。それぞれがシリコン光電子増倍管（SiPM）に結合された64個のシンチレータにセグメント化されています。シャワーミューオンの内容に直接アクセスすることで、一次宇宙線の組成と順方向の高エネルギーハドロン相互作用の両方の研究が可能になります。ミューオン密度は、シャワー軸と地面の交点に近いm$^2$あたり数十ミューオンから、遠くにある場合はm$^2$あたり1未満まで変化する可能性があるため、必要な広いダイナミックレンジは次のように達成されます。読み出し電子機器での2つの取得モードの同時実装：単一ミューオンをカウントするように調整されたバイナリモードと、それらの多数を測定するのに適したADCモード。この作業では、ミューオン検出器モジュールのエンドツーエンドキャリブレーションを紹介します。最初に、SiPMがバイナリチャネルを使用してキャリブレーションされ、次にADCチャネルが大気ミューオンを使用してキャリブレーションされ、シャワーと並行して検出されます。データ収集。バイナリチャネルとADCチャネルの両方の完全なキャリブレーションチェーンの実装を開発するために実行された実験室およびフィールド測定が提示され、説明されています。キャリブレーション手順は、UMD内の大量のチャネルで機能する信頼性があり、UMDは、変化する環境条件で数年間継続的に動作します。
| Title |
DRAGraces:_A_pipeline_for_the_GRACES_high-resolution_spectrograph_at_Gemini |
| Authors |
Andr\'e-Nicolas_Chen\'e_(1),_Shunyuan_Mao_(2),_Michael_Lundquist_(3),_Eder_Martioli_(4,5),_Jeffrey_L._Carlin_(6)_(1._Gemini_Observatory/NSFs_NOIRLab,_2._University_of_Victoria,_3._University_of_Arizona,_4._Institut_d'Astrophysique_de_Paris,_5._Laborat\'orio_Nacional_de_Astrof\'isica,_6._Vera_C._Rubin_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08045 |
このホワイトペーパーでは、ジェミニ北望遠鏡のGRACES（CFHTESPaDOnSスペクトログラフへのジェミニリモートアクセス）からのスペクトルを削減するパイプラインであるソフトウェアDRAGraces（GRACESのデータ削減と分析）について説明します。コードはIDL言語で書かれています。特定のディレクトリ内のすべてのGRACESフレームを検索し、バイアス、フラット、アーク、サイエンスフレームのリストを自動的に決定し、数分以内に全体の縮小と抽出を実行するように設計されています。DRAGracesからの出力を、GRACESスペクトルも抽出できるCFHTで開発されたパイプラインであるOPERAの出力と比較します。両方のパイプラインは完全に独立して開発されましたが、非常によく似た抽出スペクトルが得られます。どちらにも長所と短所があります。たとえば、DRAGracesはより簡単で使いやすく、微調整が必要なパラメータによって脱線する可能性が低くなりますが、OPERAはより注意深い抽出を提供し、最高の解像度が必要な場合や信号比が大幅に向上する可能性があります。対雑音比が低い。どちらを科学に使用するかを決める前に、両方を比較する必要があります。それでも、両方のパイプラインは、かなり同等の解像度パワー（DRAGracesではR〜52.8kと36.6k、高解像度と低解像度のスペクトルモードでOPERAではR〜58kと40k）、波長ソリューション、および信号対雑音比を提供します。解像度要素。
低周波偏光無線干渉計の感度
| Title |
Sensitivity_of_a_Low-Frequency_Polarimetric_Radio_Interferometer |
| Authors |
A._T._Sutinjo,_M._Sokolowski,_M._Kovaleva,_D._C._X._Ung,_J._W._Broderick,_R._B._Wayth,_D._B._Davidson,_and_S._J._Tingay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08075 |
目的：この論文は、FoVの制限も、光源の偏光状態に関する事前の仮定もなしに、任意に偏光された光源の全天観測に有効な偏光測定無線干渉計の感度の式を導出することを目的としています。マーチソンワイドフィールドアレイ（MWA）望遠鏡を使用した全天観測で、結果の式を検証します。方法：感度式は、$A_e/T_{sys}$を計算するのではなく、システム等価フラックス密度（SEFD）の概念を偏光無線干渉計に適用することにより、第一原理から開発されます。SEFDは、システムノイズによるターゲットソースのノイズの多い磁束密度推定値の標準偏差から計算されます。結果：偏光干渉計のSEFDは、一般に、狭いFoVでよく想定されるように、単一偏光干渉計の$1/\sqrt{2}$ではありません。この仮定は、低周波電波天文学で一般的な二重偏波ダイポールベースのシステムで重大なエラーを引き起こす可能性があります。天頂角（ZA）カバレッジが$45^\circ$の場合は最大$\sim15\％$、$60^\circ$のカバレッジで最大$\sim45\％$。最悪の場合のエラーは、非常に広いFoVのダイポールの対角面で発生します。これは、理論、シミュレーション、および観察を通じて実証されています。さらに、得られた定式化を使用すると、天頂外の感度の計算は簡単で明確です。結論：SKA-Lowなどの低周波無線干渉計に関連する広いFoV観測の場合、狭いFoVと単一偏波の感度式は正しくないため、このホワイトペーパーで導出した式に置き換える必要があります。
2018年のマイダナク天文台での天文観測
2018年8月から11月にかけて、マイダナク天文台でDIMM（DifferentialImageMotionMonitor）を使用してシーイング測定を実施しました。全期間のシーイングの中央値は0.54秒角と決定されました。この値は、1996年から2002年の期間の観測データと比較されました。
回転するダブルスクランブラーによるファイバーモーダルノイズの軽減
| Title |
Fiber_modal_noise_mitigation_by_a_rotating_double_scrambler |
| Authors |
Gert_Raskin,_Jacob_Pember,_Dmytro_Rogozin,_Christian_Schwab,_David_Coutts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08116 |
ファイバーモーダルノイズは、高信号対ノイズ比の達成に関して、またはマルチモードファイバー給電高解像度分光器を使用した高精度の半径方向速度測定を対象とする場合の両方に関して、高解像度分光法のパフォーマンス制限要因です。従来、モーダルノイズは、ファイバを攪拌または「振とう」することで低減されていました。このようにして、ファイバ内を伝搬する光は、多くの異なるモードに再分配されます。ただし、モードの数が限られているファイバーの場合、たとえば近赤外波長または補償光学支援システムでは、この方法は非常に非効率的になります。必要となる強い攪拌はファイバーにストレスを与え、焦点比の低下、またはさらに悪いことにファイバーの損傷につながる可能性があります。別のアプローチとして、古典的な光学ダブルスクランブラーを使用することを提案します。これは、多くの高精度視線速度分光器にすでに実装されているデバイスであり、各露光中にスクランブラーの最初のファイバー端を回転させることによってモーダルノイズの影響を軽減します。。スクランブラーの2番目のファイバーの回転照明パターンにより、励起されるモードは連続的に変化します。これにより、ファイバ出口でのモーダルパターンの非常に効率的な平均化と、モーダルノイズの大幅な削減が実現します。この寄稿では、回転式ダブルスクランブラーのプロトタイプ設計と予備実験結果を紹介します。
マーベル、高精度視線速度モニタリング用の4望遠鏡アレイ
| Title |
MARVEL,_a_four-telescope_array_for_high-precision_radial-velocity_monitoring |
| Authors |
Gert_Raskin,_Christian_Schwab,_Bart_Vandenbussche,_Joris_De_Ridder,_Cyprien_Lanthermann,_Jesus_P\'erez_Padilla,_Andrew_Tkachenko,_Hugues_Sana,_Pierre_Royer,_Saskia_Prins,_Leen_Decin,_Denis_Defr\`ere,_Jacob_Pember,_David_Atkinson,_Alistair_Glasse,_Don_Pollacco,_Giovanna_Tinetti,_Manuel_G\"udel,_Julian_St\"urmer,_Ignasi_Ribas,_Alexis_Brandeker,_Lars_Buchhave,_Samuel_Halverson,_Gerardo_Avila,_Johan_Morren,_Hand_Van_Winckel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08121 |
1995年に太陽系外の惑星が最初に発見されて以来、太陽系外惑星の研究は、他の星の周りの世界の検出から特徴づけへとシフトしています。TESS（NASA、2019年に打ち上げ）とPLATOミッション（ESA、2026年に打ち上げ予定）は、空中の明るい星の周りの何千もの太陽系外惑星のサイズを見つけて制約します。視線速度の測定は、軌道と質量を特徴づけ、見つかった太陽系外惑星システムの密度と組成の全体像を完成させるために必要です。アリエルミッション（ESA、2028年の打ち上げ予定）は、赤外線分光法で太陽系外惑星の大気を特徴づけるでしょう。地上からの光学分光法を使用した恒星活動の特性評価は、アリエルのスペクトルで惑星大気のスペクトルフットプリントを取得するための鍵です。TESS、PLATO、およびAriel宇宙ミッションの科学的収穫を可能にするために、ラパルマ島のロケデロスムチャチョス天文台（スペイン）に既存のメルカトル望遠鏡の拡張としてMARVELを設置する予定です。MARVELは、光ファイバーを介して単一の高解像度エシェル分光器にリンクされた4つの80cm望遠鏡のアレイで構成され、超高精度の半径方向速度測定用に最適化されています。それは、4つの異なる星の視線速度を同時に観測するか、あるいは、1つのスペクトル内の単一のかすかなターゲットを指す4つの望遠鏡からのフラックスを組み合わせることができます。MARVELは、英国、オーストリア、オーストラリア、スウェーデン、デンマーク、スペインからの貢献により、KUルーベン（ベルギー）主導のコラボレーションによって構築されています。この論文では、分光器の光学設計と期待される性能に特に焦点を当てたMARVEL機器を紹介し、プロジェクトの状況について報告します。
| Title |
Detector_Systems_Engineering_for_Extremely_Large_Instruments |
| Authors |
Elizabeth_M._George,_Naidu_Bezawada,_Derek_Ives,_Leander_Mehrgan,_Matteo_Accardo,_Domingo_Alvarez,_Martin_Brinkmann,_Ralf_Conzelmann,_Claudio_Cumani,_Mark_Downing,_Max_Engelhardt,_Marcus_Haug,_Joshua_Hopgood,_Christoph_Geimer,_Olaf_Iwert,_Barbara_Klein,_Christopher_Mandla,_Eric_M\"uller,_Suzanne_Ramsay,_Javier_Reyes,_Mathias_Richerzhagen,_Beno\^it_Serra,_Matthias_Seidel,_J\"org_Stegmeier,_and_Mirko_Todorovic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08160 |
ESOELTファーストライト機器、HARMONI、MICADO、およびMETISの科学検出器システムには、27個の科学検出器が必要です。17個の2.5$\mu$mカットオフH4RG-15検出器、4個の4Kx4K231-84CCD、5個5.3$\mu$mカットオフH2RG検出器、および1つの13.5$\mu$mカットオフGEOSNAP検出器。科学的検出器システム開発のこのやりがいのあるプログラムは、最先端の検出器制御および読み出し電子機器の設計と製造から、ラボでの新しい検出器特性評価技術の開発、パフォーマンスモデリングおよび最終システム検証まですべてをカバーします。これらの検出器システムの現在の設計と、ELT機器の挑戦的な科学的性能目標を達成するために進行中の開発について簡単に報告します。
| Title |
RISTRETTO:_a_pathfinder_instrument_for_exoplanet_atmosphere_characterization |
| Authors |
Bruno_Chazelas,_Christophe_Lovis,_Nicolas_Blind,_Jonas_K\"uhn,_Ludovic_Genolet,_Ian_Hughes,_Martin_Turbet,_Janis_Hagelberg,_Nathana\"el_Restori,_Markus_Kasper,_Nelly_Natalia_Cerpa_Urra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08182 |
SPHERE高コントラスト施設をESPRESSOスペクトログラフに接続するという当初のアイデアから進化したESOVLT用のRISTRETTO機器を紹介します（Lovisetal2017）。RISTRETTOは、反射光で近くの太陽系外惑星を初めて検出することを目的として、ビジター機器として提案された独立したAO供給分光器です。RISTRETTOは、高コントラスト、高解像度の分光法の手法を使用して、プロキシマbと他のいくつかの太陽系外惑星の大気を特徴づけることを目的としています。この機器は2つの部分で構成されています。VLTUT4にインストールされるフロントエンドは、コロナグラフ機能と7ファイバーIFUを備えたAOF機能を使用した2段補償光学システムを提供し、回折限界R=135,000分光器を提供します。620〜840nmの範囲。機器の要件と予備設計を提示します。
MOONS機器用のH4RG-15近赤外線検出器の特性評価、性能、および操作面
| Title |
Characterisation,_performance,_and_operational_aspects_of_the_H4RG-15_near_infrared_detectors_for_the_MOONS_instrument |
| Authors |
Derek_Ives,_Domingo_Alvarez,_Naidu_Bezawada,_Elizabeth_George,_and_Beno\^it_Serra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08183 |
MOONSは、約1000本のファイバーを使用して0.6〜1.8ミクロンの同時波長範囲をカバーするESOVLT用のマルチオブジェクト分光器です。2つの長い波長帯（YJとH）に2.5$\mu$mのカットオフ材料を備えた4つのTeledyneImagingSystemsH4RG-154Kx4K検出器を使用します。分光器は非常に高速に変更されたシュミットカメラの設計を利用しているため、検出器は光ビーム内に配置され、光学フットプリントを最小限に抑えた新しい64チャネル極低温差動極低温プリアンプの開発が必要でした。エンジニアリンググレードのH4RG検出器は、90Kから40Kの範囲の温度で動作しており、動作温度が低いことの利点について報告します。完全な永続性分析を完了し、それを適切にモデル化することができ、データパイプラインで修正を提供します。また、バッファなし出力とバッファ付き出力の両方で使用するように検出器を構成し、2つの出力タイプ間のパフォーマンスの違いについて報告します。また、検出器タイプに関するプログラミングの問題もいくつか見られ、この回避策について報告します。また、PEDの影響を最小限に抑えるための列選択解除機能と行スキップの使用についても説明します。また、読み取りごとの電荷注入を測定し、これについて報告しました。同様に、検出器のさまざまな領域のピクセル間静電容量も測定しました。これらすべての結果を、この検出器ファミリの完全なパフォーマンス特性の概要とともに示します。
HxRG近赤外線検出器のバッファモード操作のパフォーマンス上の利点
| Title |
Performance_advantages_of_buffered_mode_operation_of_HxRG_near_infrared_detectors |
| Authors |
Naidu_Bezawada,_Derek_Ives,_Domingo_Alvarez,_Beno\^it_Serra,_Elizabeth_George,_Christopher_Mandla_and_Leander_Mehrgan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08186 |
TeledyneHxRG検出器には、特定のアプリケーションの検出器のパフォーマンスを最適化するために、低速非バッファ、低速バッファ、高速バッファ、または非バッファモードなどのさまざまな構成での動作を可能にする多用途でプログラム可能な出力オプションがあります。通常、ESOでは、低ノイズ動作のために、検出器は低速のバッファなしモードで動作します。低速のバッファなしモードは、外部プリアンプの電子機器へのシンプルなインターフェイスを提供しますが、このモードでの検出器の動作は、ピクセル周波数応答の低下と読み出しチャネル間の電気的クロストークの増加に悩まされる可能性があります。ELTの第1世代機器（MICADO、HARMONI、およびMETIS）に必要な検出器システムのコンテキストで、低速バッファモードでの検出器のノイズ、速度、およびクロストーク性能を評価するための演習が行われました。テストプリアンプは、H2RG検出器をバッファ付きまたはバッファなしで、リファレンス出力を使用してまたは使用せずに動作させるオプションを備えて設計されているため、異なるモード間で直接性能を比較できます。このホワイトペーパーでは、ピクセル周波数応答の向上、読み出しチャネル間の電気的クロストークの排除、バッファモード動作でのノイズ性能などの性能上の利点について説明します。これらの改善により、ELT機器の検出器極低温電子機器と検出器コントローラー電子機器の半分を使用して同じフレーム読み出し時間を実現できます。これにより、機器に関連する極低温機械の複雑さが大幅に軽減されます。
VLT / NEAR実験用の中赤外線渦コロナグラフの設計、ポインティング制御、および空上性能
| Title |
Design,_pointing_control,_and_on-sky_performance_of_the_mid-infrared_vortex_coronagraph_for_the_VLT/NEAR_experiment |
| Authors |
A.-L._Maire,_E._Huby,_O._Absil,_G._Zins,_M._Kasper,_C._Delacroix,_S._Leveratto,_M._Karlsson,_G._Ruane,_H.-U._K\"aufl,_G._Orban_de_Xivry,_P._Pathak,_L._Pettazzi,_P._Duhoux,_J._Kolb,_E._Pantin,_A._J._Eldorado_Riggs,_R._Siebenmorgen,_D._Mawet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08190 |
渦コロナグラフは、熱赤外線（IR）波長の星の近接環境での高コントラストイメージングの有望な手段であることが示されています。それらはMETISのベースライン設計に含まれています。これらのコロナグラフの良好なパフォーマンスを確保するには、星の画像の中心をリアルタイムで正確に制御する必要があります。以前、この問題に対処するために、ティップチルトセンシングエスティメータ（QACITS）ポインティングエスティメータのコロナグラフ画像の象限分析を開発および検証しました。このアプローチは理論的には波長に依存しませんが、中赤外観測には実装されなかったため、特定の課題と制限が生じます。ここでは、VLT/VISIR装置を使用した$\alpha$CenRegion（NEAR）実験での新しい地球の中間IR渦コロナグラフの設計を示し、星の中心制御のためのQACITS推定量のパフォーマンスを評価します。渦コロナグラフへの画像。シミュレーションデータとVLT/VISIRで取得した空のデータを使用します。これは、NEAR実験のコンテキストで、補償光学によって支援される観測用に最近アップグレードされました。QACITSベースの補正ループが、良好な状態で4時間にわたって$0.015\lambda/D$rmsまでの安定性で、星の画像のNEAR渦コロナグラフへのセンタリングを制御できることを示します。これらの結果は、QACITSが中赤外観測用の渦コロナグラフのセンタリングをリアルタイムで正確に制御するための堅牢なアプローチであることを示しています。
STELLAロボット天文台用の第2世代分光計装
| Title |
Second_generation_spectroscopic_instrumentation_for_the_STELLA_robotic_observatory |
| Authors |
Michael_Weber,_Manfred_Woche,_Klaus_G._Strassmeier,_Ilya_Ilyin,_Arto_J\"arvinen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08210 |
55000のスペクトル分解能で1回のショットで390nmから870nmを記録する現在のSTELLAEchelle分光器（SES）は、3つのスペクトルバンドの一連の特殊な分光器に置き換えられます。UVは380nmから470nmをカバーする新しく設計されたH＆Kスペクトログラフ（SES-H＆K）でカバーされ、視覚帯域（470nm-690nm）は高視線速度用に設計された真空安定化スペクトログラフであるSES-VISでカバーされます精度が高く、NIRは690nmから1050nmまでの現在のSESスペクトログラフでカバーされます。UV透過率を改善し、3つの異なるファイバーフィードに対応するために、望遠鏡のプライムフォーカスコレクターが一新され、f/21200mm球面プライマリー、2アーク秒の4レンズコリメーターを備えた光学システムになりますアパーチャ、大気分散補正器（ADC）、および2つのダイクロイックビームスプリッターで、3つのバンドに3つの別々のファイバーフィードを供給します。新しく設計されたH＆Kスペクトログラフは、41.6l/mmおよび110mmx420mmのR4グレーティングに基づいたエシェルスペクトログラフで、af/5カメラとクロスディスパーサーをダブルパス（TRAFICOS、MIKE、KPFなど）で使用し、21を使用します。スペクトル次数。3つの分光器すべてのスペクトル分解能は、現在のSESの55000に匹敵します。
レイトレーシングを使用して、STELLAのSES-VISスペクトログラフの期待されるパフォーマンスを導き出します
| Title |
Using_raytracing_to_derive_the_expected_performance_of_STELLA's_SES-VIS_spectrograph |
| Authors |
Michael_Weber,_Klaus_Strassmeier,_Manfred_Woche,_Ilya_Ilyin,_Arto_J\"arvinen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08218 |
視覚的なステラエシェル分光器（SES-VIS）は、テネリフェ島のイザナ天文台にあるステラII望遠鏡用の新しい機器です。元のSESスペクトログラフ（近赤外線で引き続き使用されます）および現在設計段階にある新しいH＆K最適化スペクトログラフとともに、宇宙ミッションからの惑星候補のフォローアップによりSTELLAの機能を拡張します。（TESS、PLATO2）。SES-VISは、正確な視線速度の決定と長期的な安定性のために最適化されています。シミュレートされたスペクトルを作成するためのZEMAXベースのソフトウェアパッケージを開発しました。その後、PEPSIスペクトログラフ用に開発された新しいデータ削減パッケージを使用して抽出されます。このホワイトペーパーでは、キャリブレーションスペクトルと、利用可能なすべてのキャリブレーションソース（フラットフィールド、Th-Ar、およびファブリペローエタロン）に焦点を当てています。さらに、環境パラメータの変更が波長校正の精度に与える影響をテストしました。
地上望遠鏡からの長時間露光画像の分析モデルベースの分析
| Title |
Analytical_model-based_analysis_of_long-exposure_images_fromground-based_telescopes |
| Authors |
Lucie_Leboulleux,_Rapha\"el_Galicher,_Eric_Gendron,_Pierre_Baudoz,_G\'erard_Rousset |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08267 |
地球のような太陽系外惑星の検索には、高コントラストで高角度の解像度の機器が必要です。これらの機器は、設計が非常に複雑になる可能性があります。大気の乱気流が画質に与える影響を補正する補償光学システムと、星の光を減らすコロナグラフが必要です。コンパニオンイメージングを有効にします。機器の設計段階とエラーバジェットプロセスでは、光学エラーの関数としてのパフォーマンスの研究が必要であり、光学システムを介した波面エラーの複数のエンドツーエンドの数値シミュレーションが必要です。特に、長時間露光画像の詳細な分析により、画質（光子ノイズレベル、光学収差および補償光学残差の影響など）を評価できます。今日では、1つの長いが有限の露光画像をシミュレートすることは、数千のランダムな凍結位相スクリーンを描画し、イメージング機器を介して伝播した後、それぞれに関連付けられた画像をシミュレートし、すべての画像を平均化することを意味します。このようなプロセスは時間がかかり、大量のコンピューターリソースを必要とし、パラメトリック最適化の数を制限します。長いが有限の露光時間の地上画像の統計を直接表現するための代替の革新的な方法を提案します。これは、大気の乱気流の統計的特性のみを必要とする分析モデルに基づいています。このような方法は、SPHERE+（VLT）や惑星カメラおよび分光器（PCS-ELT）などの将来の機器または任意の地上機器の設計を最適化するために適用できます。
商用クラウドプラットフォームのコスト管理
商用クラウドプラットフォームは、天文学研究のための強力なテクノロジーです。オンデマンドのスケーラビリティやシステム管理のオーバーヘッドの削減など、クラウドコンピューティングの利点にもかかわらず、コストの管理方法に関する混乱は、多くの場合、参入障壁の1つです。この混乱は、商用プロバイダーによって提供されるサービスの急速な成長、これらのプロバイダーの数の増加、および個別のレートで計測されるストレージ、コンピューティング、およびI/Oによって悪化します。これらはすべて予告なしに変更される可能性があります。原則として、処理は非常に安価であり、ストレージはより高価であり、ダウンロードは非常に高価です。したがって、ダウンロード用に大きな画像データセットを生成するアプリケーションは、小さなデータセットに対して大規模な処理を実行するアプリケーションよりもはるかに高価になります。このBirdsofaFeather（BoF）セッションは、さまざまな処理シナリオをカバーする商用クラウドでの天文学アプリケーションのコストのケーススタディを提示することにより、上記のステートメントを定量化することを目的としています。これらのプレゼンテーションは、出席者による議論の基礎となりました。
FASTの球面中心のITRF座標
500メートル球面電波望遠鏡（FAST）の球面中心のITRF座標は、$（X、Y、Z）=（-1668557.2070983793、$$5506838.5266271923、2744934.9655879617）$です。
MOSAIC：ELT用の高多重およびマルチIFUスペクトログラフ
| Title |
MOSAIC:_the_high-multiplex_and_multi-IFU_spectrograph_for_the_ELT |
| Authors |
Rub\'en_S\'anchez-Janssen,_Francois_Hammer,_Simon_Morris,_Jean-Gabriel_Cuby,_Lex_Kaper,_Matthias_Steinmetz,_Jose_Afonso,_Beatriz_Barbuy,_Edwin_Bergin,_Alexis_Finoguenov,_Jes\'us_Gallego,_Susan_Kassin,_Christopher_Miller,_Goran_\"Ostlin,_Laura_Pentericci,_Daniel_Schaerer,_Bodo_Ziegler,_Fanny_Chemla,_Gavin_Dalton,_Fatima_De_Frondat,_Chris_Evans,_David_Le_Mignant,_Mathieu_Puech,_Myriam_Rodrigues,_Sylvestre_Taburet,_Lidia_Tasca,_Yanbin_Yang,_Sandrine_Zanchetta,_Timothy_Butterley,_Jean-Marc_Conan,_Kjetil_Dohlen,_Marc_Dubbeldam,_Kacem_El_Hadi,_Annemieke_Janssen,_Thierry_Fusco,_Andreas_Kelz,_Marie_Larrieu,_Ian_Lewis,_Caroline_Lim,_Mike_MacIntosh,_Tim_Morris,_Ramon_Navarro,_Walter_Seifert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08393 |
MOSAICは、39mの超大型望遠鏡（ELT）用に計画されているマルチオブジェクト分光器です。多目的機器として考案されており、可視および近赤外線の中間から高スペクトル分解能の範囲で、高マルチプレックスとマルチIFUの両方の機能を提供します。MOSAICは、銀河内で最も古い星から、宇宙の再電離を完了した最初の銀河集団まで、最も暗い源のユニークな分光学的調査を可能にすると同時に、広い発見空間を開きます。この寄稿では、フェーズBに先立つ機器のステータスを示し、主要な科学事例を紹介するとともに、更新された一連のトップレベル要件と採用されたアーキテクチャを紹介します。高い準備レベルにより、MOSAICはすぐに建設段階に入ることができ、望遠鏡の最初の点灯後できるだけ早くELTコミュニティに世界クラスのMOS機能を提供することを目標としています。
太陽系外惑星イメージング用のゼルニケ波面センサーを備えたLyotコロナグラフによる低次収差の推定
| Title |
Estimating_low-order_aberrations_through_a_Lyot_coronagraph_with_a_Zernike_wavefront_sensor_for_exoplanet_imaging |
| Authors |
Rapha\"el_Pourcelot,_Mamadou_N'Diaye,_Greg_Brady,_Marcel_Carbillet,_Kjetil_Dohlen,_Julia_Fowler,_Iva_Laginja,_Matthew_Maclay,_James_Noss,_Marshall_Perrin,_Pete_Petrone,_Emiel_Por,_Jean-Fran\c{c}ois_Sauvage,_R\'emi_Soummer,_Arthur_Vigan_and_Scott_Will |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08423 |
エキソアースのイメージングは、これらの惑星とそれらのホスト星との間のコントラスト比が100masより狭いため、エキサイティングですが困難な作業です。大口径宇宙望遠鏡は、多数の惑星を観測するために必要な感度を可能にします。波面制御を備えたコロナグラフと組み合わせると、観測された星の画像に高コントラスト領域を生成するための有望な手段を提供します。もう1つの重要な側面は、数時間から数日間の岩石惑星の長時間露光観測のために、望遠鏡の主鏡のセグメントの望遠鏡のポインティング、フォーカシング、およびコフェージングに必要な安定性です。これらの波面誤差は、数十ピコメートルRMSまで安定している必要があり、観測シーケンス中にこれらの誤差を永続的にアクティブに修正する必要があります。これらのポインティングエラーやその他の重大な低次収差を較正するために、望遠鏡の焦点でコロナグラフによってフィルターで除去された星の光を分析するために、ゼルニケ位相差法に基づく波面センシングパスを提案します。この作業では、スターライト抑制の主要なコロナグラフタイプの1つであるアポダイズ瞳孔リオコロナグラフによってフィルターで除去された、スターライトビームに入射する低次収差の分析検索を示します。これらの収差をアクティブに制御するためにこのアプローチを数値的に実装し、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、将来の大宇宙観測所での地球双子観測用のSTScIテストベッドでの最初の実験結果をアプリケーションに提示します。LUVOIRやHabExなど、NASAの2つの主力ミッションコンセプト。
Cosmology Large Angular Scale Surveyor（CLASS）用の制御およびシステムソフトウェア
| Title |
Control_and_systems_software_for_the_Cosmology_Large_Angular_Scale_Surveyor_(CLASS) |
| Authors |
Matthew_A._Petroff,_John_W._Appel,_Charles_L._Bennett,_Michael_K._Brewer,_Manwei_Chan,_David_T._Chuss,_Joseph_Cleary,_Jullianna_Denes_Couto,_Sumit_Dahal,_Joseph_R._Eimer,_Thomas_Essinger-Hileman,_Pedro_Flux\'a_Rojas,_Kathleen_Harrington,_Jeffrey_Iuliano,_Tobias_A._Marriage,_Nathan_J._Miller,_Deniz_Augusto_Nunes_Valle,_Duncan_J._Watts,_Zhilei_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08433 |
CosmologyLargeAngularScaleSurveyor（CLASS）は、チリ北部のアタカマ砂漠から40GHz、90GHz、150GHz、220GHz付近を中心とする周波数帯で空の約70％を観測する偏光に敏感なミリ波望遠鏡のアレイです。ここでは、望遠鏡の制御、さまざまな機器からのデータの取得、観測のスケジュール設定、機器と観測のステータスの監視、アーカイブデータパッケージの作成、分析のための北米へのデータパッケージの転送に使用されるソフトウェアのアーキテクチャについて説明します。CLASS観測サイトのコンピュータとネットワークアーキテクチャについても簡単に説明します。このソフトウェアとアーキテクチャは2016年から使用されており、望遠鏡を1年中昼夜を問わず運用しており、設計目標の達成に成功していることが証明されています。
| Title |
Detection_of_the_Crab_Nebula_with_the_9.7_m_Prototype_Schwarzschild-Couder_Telescope |
| Authors |
C._B._Adams,_R._Alfaro,_G._Ambrosi,_M._Ambrosio,_C._Aramo,_T._Arlen,_P._I._Batista,_W._Benbow,_B._Bertucci,_E._Bissaldi,_J._Biteau,_M._Bitossi,_A._Boiano,_C._Bonavolont\`a,_R._Bose,_A._Bouvier,_A._Brill,_A._M._Brown,_J._H._Buckley,_K._Byrum,_R._A._Cameron,_R._Canestrari,_M._Capasso,_M._Caprai,_C._E._Covault,_D._Depaoli,_M._Errando,_S._Fegan,_Q._Feng,_E._Fiandrini,_G._Foote,_P._Fortin,_S._Funk,_A._Furniss,_F._Garfias,_A._Gent,_N._Giglietto,_F._Giordano,_E._Giro,_M._M._Gonz\'alez,_V._Guarino,_R._Halliday,_O._Hervet,_J._Holder,_G._Hughes,_T._B._Humensky,_M._Ionica,_A._Iriarte,_W._Jin,_C._A._Johnson,_P._Kaaret,_D._Kieda,_B._Kim,_A._Kuznetsov,_J._S._Lapington,_F._Licciulli,_S._Loporchio,_V._Mason,_K._Meagher,_T._Meures,_B._A._W._Mode,_S._A._I._Mognet,_R._Mukherjee,_T._Nguyen,_D._Nieto,_A._Okumura,_N._Otte,_N._La_Palombara,_F._R._Pantaleo,_R._Paoletti,_G._Pareschi,_A._Petrashyk,_F._Di_Pierro,_E._Pueschel,_P._T._Reynolds,_D._Ribeiro,_G._Richards,_E._Roache,_D._Ross,_J._Rousselle,_A._Rugliancich,_J._Ru\'iz-D\'iaz-Soto,_M._Santander,_S._Schlenstedt,_M._Schneider,_S._Scuderi,_R._Shang,_G._Sironi,_B._Stevenson,_L._Stiaccini,_H._Tajima,_L._P._Taylor,_J._Thornhill,_L._Tosti,_G._Tovmassian,_V._Vagelli,_M._Valentino,_J._Vandenbroucke,_V._V._Vassiliev,_L._Di_Venere,_S._P._Wakely,_J._J._Watson,_R._White,_P._Wilcox,_D._A._Williams,_M._Wood,_P._Yu,_A._Zink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08448 |
シュミットカセイル望遠鏡（SCT）は、チェレンコフ望遠鏡アレイ用に提案された望遠鏡の概念です。デュアルミラー光学設計を採用して、$8^{\circ}$の視野で収差を除去し、高密度シリコンフォトマルチプライヤカメラ（ピクセル解像度4分角）を使用して、宇宙線からのチェレンコフ放射を記録します。ガンマ線によって開始された粒子は大気中でカスケードします。直径9.7mの主鏡と1536ピクセルの部分的に計装されたカメラで構成されるプロトタイプSCT（pSCT）は、フレッドローレンスホイップル天文台に建設されました。望遠鏡は2019年1月に発足し、試運転は2019年を通して継続されました。2020年1月と2月に実施されたpSCTによる最初の観測キャンペーンについて説明し、かに星雲からのガンマ線放出の検出を統計的に有意に示します。$8.6\sigma$の。
次の銀河調査へのペアカウントのスケーリング
銀河や星のペアを距離に応じて数えることは、天体物理学や宇宙論で実行されるすべての実空間相関分析の中核です。次の段階の次の地上（LSST）と宇宙（ユークリッド）の調査では、数十億の銀河の特性を測定し、断層撮影のシェルには数億の物体が含まれます。ペアカウントの組み合わせ論は、シミュレーションを集中的に使用して分析を最適化するのに役立つ桁違いの分スケールの時間でそのようなカウントを実行する能力に挑戦します。この問題はCPUに負荷をかけず、データへの効率的なアクセスによってのみ制限されるため、「ビッグデータ」カテゴリに属します。人気のあるApacheSparkフレームワークを使用してこれに対処し、数億から数十億の入力データを処理する効率的な高スループットアルゴリズムを設計します。それを最適化するために、立方体の対称性に基づく非階層的な球のピクセル化の問題を再検討し、正方形のようなピクセルを持つ「類似半径球のピクセル化」（SARSPix）と呼ばれる新しいものを開発します。これは、距離に関連するすべての計算に最適な球充填を提供します。LSSTのような高速シミュレーションを使用して、1億から10億のデータポイントを含む断層撮影ビンの自己相関関数を計算します。すべての場合において、適度な数のワーカーノード（16から64）を使用して、約2分で古典的なペア距離ヒストグラムの完全な構築を実現します。これは通常、現在達成されているものより2桁高く、増え続けるデータセットの天文学の分野でこれらの新しい手法を使用する可能性を示しています。ここで紹介する方法は、中規模のクラスターに適応するのに十分な柔軟性があり、ソフトウェアはhttps://github.com/LSSTDESC/SparkCorrから公開されています。
YJバンドの鉄線の線深比から推定された赤色超巨星の有効温度、0.97〜1.32ミクロン
| Title |
Effective_temperatures_of_red_supergiants_estimated_from_line-depth_ratios_of_iron_lines_in_the_YJ_bands,_0.97--1.32_Micron |
| Authors |
Daisuke_Taniguchi,_Noriyuki_Matsunaga,_Mingjie_Jian,_Naoto_Kobayashi,_Kei_Fukue,_Satoshi_Hamano,_Yuji_Ikeda,_Hideyo_Kawakita,_Sohei_Kondo,_Shogo_Otsubo,_Hiroaki_Sameshima,_Keiichi_Takenaka,_Chikako_Yasui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07856 |
赤色超巨星（RSG）の有効温度（Teff）を観測的に決定することは、恒星物理学や銀河天文学の多くの分野で重要ですが、主にRSGの拡張大気に起因するモデルの不確実性のため、いくつかの重大な問題が残っています。ここでは、FeIラインのみを使用するライン深度比（LDR）法を提案します。複数の種の線が関与する従来のLDR法とは対照的に、この種のLDRは表面重力の影響を受けず、RSGの上層大気に起因する不確実性を回避することが期待されます。したがって、赤色巨星で経験的に較正したLDR-Teff関係は、RSGに直接適用できますが、たとえば3次元の非LTE効果によって引き起こされる、2つのオブジェクトグループ間のさまざまな違いを維持する必要があります。マインド。WINERED高分解能分光器で観測された9つの有名な太陽金属赤色巨星の近赤外線YJバンドスペクトルを使用して、他の線で最も汚染されていない12対のFeI線を選択しました。LDR-Teff関係を近くの10個のRSGに適用すると、内部精度が30〜70Kの結果のTeffは、1次元LTEを想定した以前の観測結果およびジュネーブの恒星進化モデルとよく一致しています。非LTE効果は〜250K.それにもかかわらず、構造的偏りを評価することは困難であり、たとえば、関係するすべてのラインの3次元非LTE計算を含めるなど、さらなる調査が必要です。
APOLLOを使用して、前主系列星の太陽のような振動を検索する
| Title |
Searching_for_solar-like_oscillations_in_pre-main_sequence_stars_using_APOLLO |
| Authors |
M._M\"ullner,_K._Zwintz,_E._Corsaro,_T._Steindl,_I._Potravnov,_E._W._Guenther,_A._Kniazev_and_V._Gvaramadze |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07878 |
近年、宇宙望遠鏡から収集された元のデータのおかげで、主系列星から赤色巨星への太陽のような振動の理解が劇的に向上しました。残りの未解決の質問の1つは、前主系列星の太陽のような振動の観測的識別に焦点を当てています。前主系列星の太陽のような振動を検索し、それをケプラーK2ミッションによって収集されたデータに適用するための改良された方法を開発することを目指しています。当社のソフトウェアAPOLLOには、高いバックグラウンドレベルが存在する場合に、低い信号対雑音比の太陽のような振動を検出する新しい方法が含まれています。メインのケプラーミッションからの既知の太陽のような発振器を使用して私たちの方法を較正することによって、ケプラーK2によって観測されたTタウリ星にそれを適用し、いくつかの候補の前主系列太陽のような発振器を識別します。私たちの方法は、1つのセクターのTESS衛星で得られたものと同じくらい短い観測長の時系列に適用された場合でも堅牢であることがわかります。EPIC205375290を、$\nu_\mathrm{max}\simeq242\、\mu$Hzの前主系列星における太陽のような振動の候補として特定します。また、EPIC205375290の基本パラメータは$T_\mathrm{eff}$=3670$\pm$180K、log$g$=3.85$\pm$0.3、$v$sin$i$=8$\pm$1と導出されます。kms$^{-1}$、およびKeckアーカイブから取得した高解像度スペクトルからの太陽金属量について。
中間分離連星系における惑星形成
| Title |
Planet_formation_in_intermediate-separation_binary_systems |
| Authors |
O._Pani\'c,_T._J._Haworth,_M._G._Petr-Gotzens,_J._Miley,_M._van_den_Ancker,_M._Vioque,_L._Siess,_R._Parker,_C._J._Clarke,_I._Kamp,_G._Kennedy,_R._D._Oudmaijer,_I._Pascucci,_A._M._S._Richards,_T._Ratzka,_C._Qi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07901 |
ミリメートル波長での中間分離連星システムKKOphおよびHD144668の個々のディスクの最初の特性評価を報告します。どちらのシステムでも、一次周囲ディスクと二次周囲ディスクはミリメートル連続発光で検出されますが、$^{13}$COまたはC$^{18}$Oラインでは検出されません。ディスク構造はわずかにしか解決されていませんが、おそらくコンパニオンによる摂動が原因で、プライマリディスクの外側の領域に大規模な非対称性の兆候が見られます。導出されたダストの質量は、すべての星の塵円盤レベルをしっかりと上回っています。プライマリーのディスクには、セカンダリーの約3倍のほこりがあります。HD144668の場合、一次ディスクと二次ディスクの不透明度スペクトルインデックスは、0.69の大きなマージンだけ異なります。これは、二次ディスクがよりコンパクトになった結果である可能性があります。ガス質量の上限は、これらのディスクのいずれにおいても0.1M$_{\textrm{jup}}$未満であることを意味します。つまり、巨大な惑星はもはやそれらのディスクに形成できません。中間分離バイナリ（つまり、数百auの分離のバイナリ）でこれまでに特定された大規模なガスディスクがないことを考えると、これは、それらのバイナリがガスの除去を引き起こし、潮汐相互作用がディスクを切り捨てるかどうかを推測するためのスペースを開きます。降着のタイムスケールを短縮します。この点でより体系的な研究が切実に必要とされています。
極端な太陽フレアにおける異方性電子分布からの電子エネルギースペクトルとe-e制動放射
| Title |
Electron_Energy_Spectra_and_e-e_Bremsstrahlung_from_Anisotropic_Electron_Distributions_in_Extreme_Solar_Flares |
| Authors |
I._D._Oparin,_Yu._E._Charikov,_E._P._Ovchinnikova_and_A._N._Shabalin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07908 |
HXRとガンマに基づいて、2つの強力な太陽フレアSOL2003-10-28T11:06:16（GOESクラスX17.2）とSOL2002-07-23T00：18：16（X4.8）の電子エネルギースペクトルを研究します。-RHESSIデータから得られた光線スペクトル。電子-電子（e-e）制動放射は、500keVを超えるエネルギーでのX線束に大きく貢献します。X線束の計算では、さまざまな電子ピッチ角分布が考慮されました。準横方向と準縦方向です。準縦方向異方性とハードべき乗則電子の場合、ハードX線スペクトルの破壊はエネルギー$\epsilon\upperx100$keVで発生し、光子スペクトルインデックスの差は$\Delta\gamma\ge1$であることが示されました。エネルギースペクトル。2003年10月28日と2002年7月23日の極端な太陽フレアのRHESSIデータから非熱電子エネルギースペクトルのパラメータを推定します。eebremsstrahlungを含めた後、シックターゲットモデルで得られた非熱電子エネルギースペクトルをフィッティングできます。スペクトルインデックス$\delta\upperx5$のパワーローを使用します。2002年7月23日のフレアでは、100keVを超えるエネルギーから始まり、南のフットポイントに向かって顕著な非対称性があります。100keVを超えるエネルギーでのHXR源の分離は、フレアループ内の相対論的電子輸送の特徴に関連している可能性があります。
波長範囲193-197 \ AAのFeVII輝線
| Title |
Fe_VII_emission_lines_in_the_wavelength_range_193-197_\AA |
| Authors |
Peter_R._Young,_Alexander_Ryabtsev_and_Enrico_Landi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08027 |
波長範囲193-197{\AA}のFeVII輝線の識別について、実験室スペクトルの新しい測定と原子データ計算に照らして説明します。この領域は、これらの波長でピーク感度を持つHinode宇宙船に搭載されたEUVイメージング分光計（EIS）からの太陽スペクトルの研究にとって重要です。$3p^53d^3$構成の7つの微細構造レベルから生じる10本の線が測定されます。2つの線はこれまで報告されておらず、$（a^2D）^3F_{2,3}$レベルの新しい実験エネルギーにつながります。残りのレベルでは、更新された実験エネルギーが取得されます。新しい原子モデルは、2つの密度診断比$\lambda$196.21/$\lambda$195.39と$\lambda$196.21/$\lambda$196.06の理論値を計算するために使用され、密度はコロナルループフットポイントのEISスペクトルから導出されます。
埋め込まれた原始星ディスクの小石：CB26の場合
惑星核は、ほこりっぽい固体物質の成長を介して原始惑星系円盤に形成されると考えられています。ただし、このプロセスがどのくらい早く始まるかは不明です。ボック・グロビュールCB26に埋め込まれた〜1Myrの古い低質量（〜0.55Msun）原始星を取り巻くエッジオンディスクの物理構造と粒子成長を研究し、原始星相ですでにどのくらいの粒子成長が起こっているかを調べます。0.9${\mu}$m〜6.4cmのSEDと、1.3、2.9、および8.1mmの高角度分解能の連続体マップを組み合わせ、放射伝達コードRADMC-3Dを使用して、からのダスト放出の詳細なモデリングを実行します。CB26のディスクとエンベロープ。ディスクの内側と外側の半径はそれぞれ約16auと172$\pm$22auと推測されます。ディスク内の総ガス質量は約0.076Msunであり、これは中央の星の質量の約14％に相当します。内側のディスクには、ジェットまたは光蒸発領域のいずれかに関連する可能性のあるコンパクトなフリーフリー発光領域が含まれています。外側のディスクからの熱ダスト放出はmm波長で光学的に薄く、内側のディスクのミッドプレーンからの放出は適度に光学的に厚いです。私たちの最適な放射伝達モデルは、ディスク内のダスト粒子がすでに直径10cm程度の小石に成長していることを示しています。残留8.1mmの放射は、内側のディスクにさらに大きな粒子が存在することを示唆しています。外側のディスクからの光学的に薄いmmのダスト放出について、0.6$\pm$0.4の平均不透明度勾配を導き出します。これは、大きなダスト粒子の存在と一致しています。CB26ディスクにcmサイズの物体が存在することは、原始星ディスクの最初の100万年の間に固体がすでに急速に成長していることを示しています。したがって、クラスIIディスクにはすでに大きな粒子がシードされており、微惑星さえ含まれている可能性があります。
ロジスティック回帰機械学習による2つの形態学的フレア予測子のテストと検証
| Title |
Testing_and_Validating_Two_Morphological_Flare_Predictors_by_Logistic_Regression_Machine_Learning |
| Authors |
M._B._Korsos,_R._Erdelyi,_J._Liu_and_H._Morgan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08164 |
最も動的な太陽活動領域（AR）は頻繁にフレアすることが知られていますが、個々のフレアの発生とその大きさを予測することは、機械学習アプリケーションの強力な可能性を秘めた発展途上の分野です。本研究は、反対の極性を持つARの混合状態の数値的尺度を定義するために開発された方法に基づいています。この方法では、2つの形態学的パラメーターを使用することにより、特定のARの混合状態のレベルとこのARの太陽噴火確率のレベルとの間の想定される関係について説得力のある証拠が得られます。ii）水平磁気勾配$G_{S}$の合計。この作業では、SOHO/MDI-デブレツェンデータ（SDD）とSDO/HMIに基づいて、ARの代表的なサンプルのフレア予測子としての$S_{lf}$と$G_{S}$の効率を調べます。デブレツェンデータ（HMIDD）の黒点カタログ。特に、ロジスティック回帰機械学習法を適用することにより、2つの形態学的パラメーターの共同予測機能をテストおよび検証するために約1000のARを調査します。ここでは、しきい値を持つ2つのパラメーターが一緒に適用された場合、優れた補完的な予測子であることを確認します。さらに、これらの予測パラメータの予測確率は、少なくとも1日前に70\％与えられます。
AR Ser：Blazhko星の測光観測
こと座RR型変光星ARセルペンティスの2010年から2014年の測光観測が提示され、分析されています。同等の振幅の2つのBlazhko変調が検出され、期間は89日と108日で、不規則性の証拠があります。
更新されたADF黒点グループシリーズを含むさまざまなシリーズにわたる太陽周期の経験的ルールの堅牢性
| Title |
Robustness_of_Solar-Cycle_Empirical_Rules_Across_Different_Series_Including_an_Updated_ADF_Sunspot_Group_Series |
| Authors |
Ilya_Usoskin,_Gennady_Kovaltsov,_Wilma_Kiviaho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08415 |
太陽周期進化の経験的規則は、太陽ダイナモ理論の重要な観測上の制約を形成します。これには、太陽周期の大きさをその上昇相の長さに関連付けるWaldmeier規則、およびGnevyshev--Ohl規則のクラスター化周期を、偶数の周期とそれに続くより強い奇数の周期のペアに含めることが含まれます。これらの規則は、最近本質的に再検討された「古典的な」ウルフ黒点相対数に基づいて確立され、いくつかの改訂されたセットが研究コミュニティによってリリースされました。ここでは、4つの古典的および改訂された国際黒点番号とグループ黒点番号シリーズを使用して、1749年から1996年の期間のさまざまな黒点（グループ）シリーズに対するこれらの経験的ルールの堅牢性をテストします。また、太陽観測の新しいデータベースを使用して、活動日分数（ADF）法に基づく黒点グループシリーズの更新を提供します。Waldmeierルールが堅牢で、正確な黒点（グループ）シリーズから独立していることを示します：その古典的および$n+1$（$n$番目のサイクルの長さを（$n+1$）の大きさに関連付けます-サイクル）の定式化はすべてのシリーズで重要または非常に重要ですが、その簡略化された定式化（サイクルの大きさをその全長に関連付ける）はすべてのシリーズで重要ではありません。Gnevyshev--Ohlルールは、サイクル8〜21で分析されたすべての系列でロバストであることがわかりましたが、ダルトン極小期全体およびそれ以前は不安定でした。
S型共生星における風の物質移動III。星雲[OIII] \ lambda5007線からのEGアンドロメダ座に集束する風の確認
| Title |
Wind_mass_transfer_in_S-type_symbiotic_binaries_III._Confirmation_of_a_wind_focusing_in_EG_Andromedae_from_the_nebular_[OIII]\lambda_5007_line |
| Authors |
N._Shagatova,_A._Skopal,_S._Yu._Shugarov,_R._Kom\v{z}\'ik,_E._Kundra_and_F._Teyssier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08417 |
環境。共生星のクールな巨人からの風の構造は、白色矮星の仲間への風の物質移動とその燃料供給を理解するための重要な情報を運びます。目的。この論文では、共生星EGAndの赤色巨星（RG）の周りの中性風帯の非球形分布を示します。メソッド。この目的は、高ケイデンス媒体（R$\sim$11000）で観測されたH$\alpha$および[OIII]$\lambda$5007線の個々の成分のフラックスと視線速度の周期的な軌道変動を分析することによって達成されました。および高解像度（R$\sim$38000）スペクトル。結果。軌道面に近い領域での中性風帯の非対称形状は、次のように示されます。（i）軌道に沿ったH$\alpha$コア放出フラックスの非対称コース。（ii）軌道相$\varphi=0.1$の周りの二次最大値の存在。これは、おそらく屈折効果によって引き起こされます。（iii）H$^0$原子でのラマン散乱に起因するH$\alpha$ハネビロノスリ放出の特性。風は、極またはその周辺のRGの近くにある[OIII]$\lambda$5007線放出ゾーンの位置によって制約されるため、極方向から軌道面に向かって実質的に圧縮されます。$\lesssim10^{-8}$Msun/yrの極域からの対応する質量損失率は、$\gtrsim10$の平均率よりも$\gtrsim10$低い係数です/yrは、RGからのイオン化された風の星雲放出に由来します。さらに、レイリー散乱から近軌道面領域で測定されたものよりも2桁低くなっています。結論。EGの星雲[OIII]$\lambda$5007線の驚くべき特性は、軌道面に向かって集まる風の独立した指標を提供します。
ASAS-SN食変光星の光度曲線形態を決定するための画像分類アルゴリズム
| Title |
Image_Classification_Algorithm_for_Determining_the_Light_Curve_Morphologies_of_ASAS-SN_Eclipsing_Binaries |
| Authors |
Burak_Ulas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08435 |
光度曲線画像に基づいて、ASAS-SNによって観測された食変光星の光度曲線形態の分類を示します。3つの異なるクラス（分離アルゴル型、$\beta$Lyr型、およびWUMa型）を持つ16500食システムのデータを収集して、光度曲線を作成します。畳み込みニューラルネットワークを含む深層学習アルゴリズムが画像に採用され、満足のいく分類を実現します。ASEBCLASSと呼ばれるコードはPython言語で記述されており、KerasAPIを介してTensorFlowプラットフォームを使用して、モデルのトレーニングフェーズで数学ライブラリを使用します。このアーキテクチャは、畳み込み、アクティブ化、最大プーリング層の4つのグループと、完全に接続された追加の層で構成されています。結果は、私たちのアルゴリズムが92％の精度値で外部入力画像データの形態学的クラスを推定することを示しています。
2019年4月初旬のPSP近日点における8〜80MHzの周波数帯域でのタイプIIIおよびタイプIIIbバーストの特性
| Title |
Properties_of_Type_III_and_Type_IIIb_Bursts_in_the_Frequency_Band_of_8-80_MHz_during_PSP_Perihelion_at_the_Beginning_of_April_2019 |
| Authors |
V.N.Melnik,_A.I._Brazhenko,_A.A._Konovalenko,_A.V._Frantsuzenko,_S.M._Yerin,_V.V._Dorovskyy,_I.M._Bubnov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08495 |
NASU-2（URAN-2）（ポルタバ）の電波望遠鏡ウクライナ電波干渉計と巨大ウクライナ電波望遠鏡（GURT）（ハリコフ）によって観測された8〜80MHzの周波数帯域でのタイプIIIおよびタイプIIIbバーストの特性2019年4月のパーカーソーラープローブ（PSP）ペリヘリオンについて説明します。これらは、19MHz未満の周波数でPSPによって観測されたものに対応します。これらのバーストの周波数に対するドリフト率と持続時間の依存性を分析します。タイプIIIbバーストとタイプIIIバーストの両方でソース速度が0.17〜0.2cの場合、最初のバーストが基本波であり、2番目のバーストが基本波であると仮定して、周波数に対するドリフト率の依存性がニューカークコロナから得られたものとよく一致することを示します。高調波。ただし、すべての観測依存関係は、ニューカークコロナの依存関係と比較して平坦です。これは、地動説の距離が1.35から6.5の太陽半径に低下する冠状温度に関連している可能性があると考えられます。タイプIIIbおよびタイプIIIバーストの10〜70MHzの範囲の周波数に対する持続時間依存性も取得されます。タイプIIIバーストの持続時間とドリフト率、および周波数への依存性は、タイプIIIbバーストの場合とは本質的に異なることに注意してください。
WOCS 5379：物質移動後の青色はぐれ星の進化の詳細な分析
| Title |
WOCS_5379:_Detailed_Analysis_of_the_Evolution_of_a_Post-Mass-Transfer_Blue_Straggler |
| Authors |
Meng_Sun,_Robert_D._Mathieu,_Emily_M._Leiner,_R._H._D._Townsend |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08502 |
青色はぐれ星のバイナリWOCS5379は、古い（6-7Gyr）散開星団NGC188のメンバーです。WOCS5379は、120日間の離心率で白色矮星の伴星を持つ青色はぐれ星で構成されています。公転周期と組み合わされたこのヘリウム白色矮星は、赤色巨星による以前の物質移動の証拠です。物質移動を含む、前駆体の主系列バイナリからのシステム進化の詳細なモデルは、恒星天体物理学の実験モジュール（MESA）を使用して作成されます。シミュレーションでは、両方の前駆星が進化しています。WOCS5379は、初期質量1.19$M_{\odot}$の主星でよく再現されており、そのコアは白色矮星になります。二次星は最初は1.01$M_{\odot}$です。300ミリ前、セカンダリーはドナーからの質量の受信を終了し、NGC188ターンオフを1.20$M_{\odot}$青色はぐれ星として超えました。成功したモデルの物質移動効率は22\％です。この非保存的な物質移動は、安定した物質移動を可能にするのに十分な速さで軌道を拡張するための鍵です。それでも、物質移動は短い不安定相から始まり、その間に降着した質量の半分が移動します。質量が増加すると、二次コアは放射コアから対流コアに進化します。最終的な青色はぐれ星の内部は、HR図の同じ場所にある2.1Gyr-old1.21$M_{\odot}$主系列星に非常に似ています。白色矮星の有効温度も再現されていますが、モデル化された白色矮星の質量0.33$M_{\odot}$は、測定された質量0.42$M_{\odot}$よりも小さくなっています。
修正ニュートン力学（MONDian）自己重力システムにおける相転移
| Title |
Phase_transition_in_Modified_Newtonian_Dynamics_(MONDian)_self-gravitating_systems |
| Authors |
Mohammad_H._Zhoolideh_Haghighi,_Sohrab_Rahvar_and_M_Reza_Rahimi_Tabar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.06622 |
三次元空間における修正ニュートン力学（MOND）の重力相互作用の下での連星系の統計力学を研究します。ミクロカノニカルおよびカノニカルアンサンブルでは、バイナリシステムを考慮して、ミクロカノニカルシステムでは、ニュートン重力とは異なり、高温の均一相と低温の凝集したバイナリ相を伴う鋭い相転移があることを示します。正規システムで秩序パラメーターを定義すると、より滑らかな相転移が見つかり、バイナリシステムの物理パラメーターの観点から対応する臨界温度が特定されます。バイナリシステムの結果は、N体システムをバイナリサブシステムの構成要素と見なすことにより、N体システムの相転移を理解するためのヒントを提供します。
パラティーニの典型的なインフレ$ f（R）$重力
$R+R^2$パラティーニ修正重力のコンテキストで、典型的なインフレモデルのファミリーを詳細に調査します。インフレーションとクインテセンスの成功は、インフレーションではほぼ2次、クインテセンスでは逆4次のインフラトンスカラーポテンシャルで得られることがわかります。メートル法の場合とは対照的に、セットアップは太陽系観測と微視的実験からの修正重力の制約に挑戦しない一方で、パラティーニ修正重力によるキネーション期間の補正が支配的であることを示します。原始テンソルに関する具体的な予測を取得し、近い将来に調査する予定です。
等価原理の違反に対するIceCubeの制約
| Title |
IceCube_constraints_on_Violation_of_Equivalence_Principle |
| Authors |
Damiano_F._G._Fiorillo,_Gianpiero_Mangano,_Stefano_Morisi_and_Ofelia_Pisanti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07867 |
高エネルギーニュートリノによって提供される情報の中で、有望な可能性は、ニュートリノ振動に対する等価原理違反（VEP）の影響を分析することです。VEPを仮定して、最近リリースされた大気ニュートリノフラックスに関するIceCubeデータを分析し、質量の異なるニュートリノが重力場に対して異なる強度で結合するというベンチマークを選択して、パラメーター空間の更新された制約を取得します。この場合、VEPパラメータに地球の局所重力ポテンシャルを掛けたものを$10^{-27}$-$10^{-28}$のレベルで制約できることがわかります。大気ニュートリノからの制約は、重力場と斜めに相互作用するニュートリノ固有状態が質量固有状態と一致するという仮定に強く依存することを示します。これは、事前に正当化されていません。これは、斜め重力相互作用の基礎がある場合に特に明確です。大気ニュートリノの観測によって制約することができないフレーバーベースと一致します。最後に、天体物理ニュートリノのフレーバー組成に対するVEPの影響を定量的に研究し、VEPが対角線である基礎との相互作用を再度強調します。このような基礎を選択すると、IceCubeによって測定されたフレーバー比が大幅に向上することがわかります。変化する。
宇宙論的確率的重力波背景の検出可能性に対するミッドバンド重力波実験の影響
| Title |
The_Impact_of_a_Midband_Gravitational_Wave_Experiment_On_Detectability_of_Cosmological_Stochastic_Gravitational_Wave_Backgrounds |
| Authors |
Barry_C._Barish,_Simeon_Bird,_Yanou_Cui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07874 |
$10^{-2}-10$Hzに最も敏感な、将来の「ミッドバンド」宇宙ベースの重力波実験が、宇宙論的確率的重力波バックグラウンド（SGWB）の潜在的な検出に与える可能性のある影響を予測します。検討されている特定の提案されたミッドバンド実験は、TianGo、B-DECIGO、およびAEDGEです。異なる周波数帯域でのGW実験を組み合わせたべき乗則積分感度（CPLS）曲線を提案します。これは、ミッドバンドが$10^{-2}-10$HzでSGWBに対する感度を最大2桁向上させることを示しています。宇宙ストリングからのGW放出と相転移を、宇宙論的SGWBのベンチマーク例と見なします。さまざまな天体物理学のSGWBソースを明示的にモデル化します。最も重要なのは、未解決のブラックホール連星の合併です。マルコフ連鎖モンテカルロを使用して、ミッドバンド実験がLIGOA+およびLISAと組み合わせると、宇宙論的SGWBに対する感度を大幅に改善し、天体物理学的SGWBからより適切に分離できることを実証しました。特に、ミッドバンド実験では、天体物理学的ソースからのコンポーネントの分離が改善されたことにより、宇宙ひもの張力$G\mu$に対する感度が最大$10$向上すると予測しています。相転移の場合、ミッドバンド実験では$0.1〜1$Hzでピークに達する信号を検出できます。これは、基準モデルでは、一般にLIGOの範囲を超えた$T_*\sim10^4〜10^6$GeVの初期宇宙温度に対応します。とリサ。ミッドバンドはエネルギーギャップを埋め、特徴的なスペクトル形状情報をより適切にキャプチャします。したがって、$T_*\simO（10^3）$GeVの低エネルギーでの相転移の特性の測定が大幅に改善され、電弱スケールでの新しい物理学に関連する可能性がありますが、このエネルギー範囲ではLISAのみが過剰を検出しますしかし、相転移パラメータを効果的に測定することはできません。当社のモデリングコードとチェーンは公開されています。
コールドダークマターの有望な候補は、強い原始量子ゆらぎから形成された原始ブラックホール（PBH）です。PBHの形成に必要な条件は、大規模な赤から小規模な青へのパワースペクトルの異常なスケール不変性を支配する傾斜の符号の変化です。パワースペクトルの傾きのエネルギースケールへの依存性に関する非摂動的情報は、ドジッター真空を定義する量子相のエネルギー依存性を測定する量子フィッシャー情報から抽出できます。この非摂動的量子傾斜が、大規模な赤の傾斜相から、UVで$n_s=2$に収束する小規模の青の傾斜相に変化することを示します。これにより、質量$\lesssim10^{20}gr$の範囲でPBHを形成できます。
Stringy-Running-Vacuum-Model Inflation：原始重力波と硬い軸方向物質から動的暗黒エネルギーまで
| Title |
Stringy-Running-Vacuum-Model_Inflation:_from_primordial_Gravitational_Waves_and_stiff_Axion_Matter_to_Dynamical_Dark_Energy |
| Authors |
Nick_E._Mavromatos_and_Joan_Sola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.07971 |
以前の研究では、ストリング宇宙のランニングバキュームモデル（RVM）を導出しました。これは、インフレーションから現在の時代までの4次元ストリングに触発された宇宙論の進化の効果的な説明を提供します。この「ストリング状のRVM」バージョンのコンテキストでは、初期の宇宙は、反対称テンソル場を含む、質量のない重力ストリング多重項からの純粋な重力の自由度によって特徴付けられると想定されています。後者は重要な役割を果たします。なぜなら、その双対は「堅い」重力アクシオン「物質」を生じさせ、それが重力異常項に結合し、初期の時代には自明ではないと考えられていたからです。原始重力波（GW）摂動が存在する場合、このような異常な結合は、外部インフラトンなしでRVMのような動的膨張を引き起こします。ここでこのフレームワークを確認し、そのような原始的なGWの生成の潜在的なシナリオについて説明します。その中で、不安定な磁壁の形成は、最終的には非球対称に崩壊し、GWを生じさせます。また、同じタイプの「硬い」軸索物質が、インフレ後の時代に適切なポテンシャルを生成すると、宇宙の暗黒物質（DM）（の一部）を提供する可能性があることにも注意します。文字列に触発されたモデルのパラメータについて。全体として、RVMインフレの新しい（ストリング）メカニズムは、元の（そしてより現象論的な）RVMの基本構造と、その主な利点、つまり、優雅な終了と大量のエントロピーを生成するメカニズムを保持します。地平線問題を説明することができます。また、軸方向のDMと、現在の宇宙における典型的なタイプの穏やかな動的ダークエネルギー（DE）の存在を予測します。どちらも、宇宙進化のインフレーション段階の「生きている化石」です。
ホーキング蒸発によってPBHが最終的に宇宙を支配し、再加熱する場合に、原始ブラックホール（PBH）の不均一な分布による密度変動によって引き起こされる重力波（GW）を計算します。初期のPBH密度の変動は、本質的に等曲率です。誘導されたGWのほとんどは、宇宙がPBHが支配的な時代から放射線が支配的な時代に移行し、曲率摂動が激しく振動し始める蒸発直後に生成されることがわかります。生成されるGWの量に対する最も強い制約は、ビッグバン元素合成（BBN）に由来します。PBHフラクションに対する以前の制約を改善し、$10^{-4}$を超えることはできないことを発見しました。さらに、この最大分数は、質量が増加するにつれて減少し、$M_{\rmPBH}\sim5\times10^8{\rmg}$で$10^{-12}$に達します。これは、BBNで許可される最大の質量です。再加熱温度の制約。PBHが特定のクラスタリングスケールを超えてクラスタリングする可能性があることを考慮して、クラスタリングのスケールの下限も導き出します。興味深いことに、$M_{\rmPBH}\sim10^4-10^8{\rmg}$のGWスペクトルは、LIGOとDECIGOの観測ウィンドウに入り、将来テストされる可能性があります。この論文では、PBHが支配的な初期宇宙に焦点を当てていますが、私たちの方法論は、初期の等曲率摂動を伴うすべてのモデルに適用できます。
物質に結合したミリチャージ粒子の存在量の制限
| Title |
Limits_on_the_abundance_of_millicharged_particles_bound_to_matter |
| Authors |
Gadi_Afek,_Fernando_Monteiro,_Jiaxiang_Wang,_Benjamin_Siegel,_Sumita_Ghosh,_and_David_C._Moore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08169 |
ミリチャージド粒子（mCP）は、電子の電荷の一部である電荷を持っていると仮定された粒子です。電荷$\gtrsim10^{-4}〜e$のmCPの検索を報告します。これにより、以前の検索と比較して、物質の存在量に対する感度が約2桁向上します。この探索は、加速器、衝突型加速器、宇宙線実験からの以前の探索の範囲を超えたパラメータ空間のギャップに対応する、地上物質の1〜100GeVの質量を持つ遺物暗黒物質mCPの蓄積について予測された存在量に達します。と宇宙論的制約。私たちの結果はまた、陽子、中性子、電子の電荷の合計のゼロからの偏差を$\sim3\times10^{-19}〜e$のレベルで制限します。これらの制約は、物質の中立性の既存の最良のテストよりも2桁弱いですが、ここで示す感度は、将来の検索で背景をさらに減らすことができれば、既存の手法を超えるのに十分です。
重力波（GW）に関連した量子重力現象学の現状をレビューします。このトピックには、モデルに依存する方向とモデルに依存しない方向の2つの方向からアプローチできます。最初のケースでは、量子重力の理論に埋め込まれた最も著名な宇宙論モデルのいくつかを紹介し、2番目のケースでは、量子重力に見られる特定の共通の特徴を指摘します。3つの宇宙論的GW観測量は、摂動および非摂動の量子重力効果の影響を受ける可能性があります。確率的GWバックグラウンド、GWの伝搬速度、およびGWソースの光度距離です。多くの量子重力モデルは観測可能な信号を生成しませんが、将来のGW干渉計で検出可能な、青く傾いた確率的背景または修正された光度距離を予測するものもあります。GW観測で量子重力をテストすることは難しいが、それでも可能であると結論付ける。
波長感受性粒子検出器によるアルゴンシンチレーションの分光分析
| Title |
Spectroscopic_analysis_of_the_argon_scintillation_with_a_wavelength_sensitive_particle_detector |
| Authors |
R._Santorelli,_E._Sanchez_Garcia,_P._Garcia_Abia,_D._Gonz\'alez-D\'iaz,_R._Lopez_Manzano,_J.J._Martinez_Morales,_V._Pesudo_and_L._Romero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.08262 |
さまざまな放射源で動作する波長感受性検出器を使用して、圧力と電場の関数としてのVUV/UVアルゴンシンチレーションの時間分解分光法による研究を実施しました。私たちの研究は、粒子検出の目的で、シンチレーションが128nm（2番目の連続体）でほぼ単色であると見なすことができるという一般的な仮定とは対照的に、アルゴン光の特徴的な特徴の新しい証拠を伝えます。光子放出の波長と時間分解分析は、最初の数十nsの間のアルゴンシンチレーションの主要な成分が[160、325]nmの範囲にあることを明らかにしています。この光は、高電荷のアルゴンイオン/分子からの3番目の連続発光と一致しています。シンチレーションのこの成分は、25V/cm/barまでフィールドに依存せず、[1,16]barの範囲の圧力で非常に穏やかな依存性を示します。2番目の連続体放出のダイナミクスは、圧力の関数としての変動が測定されたエキシマー形成時間によって支配されます。さらに、2番目の連続体バンドでの電子イオン再結合の時間と圧力に依存する特徴が測定されました。この研究は、希元素シンチレーション光のスペクトル情報に基づく新しい粒子同定技術への新しい道を開きます。
